Barva grafu - barva

V astronomii jsou barevné mapy možností pro srovnání zdánlivých hvězdných velikostí hvězd na různých vlnových délkách. Obvykle se pozorování provádí v úzkých pásmech kolem určité vlnové délky, přičemž pozorované objekty vyzařují v každém z pásem jiné množství energie. Rozdíl mezi velikostmi ve dvou různých pásmech se nazývá barevný index . V barevných diagramech je barva definovaná dvěma pruhy vyznačena na vodorovné souřadnicové ose a barva definovaná druhým párem pruhů je vyznačena na svislé ose. Často ve dvou párech jízdních pruhů je jeden jízdní pruh společný.

Teorie

Přestože hvězdy nejsou přesně černá tělesa, v prvním přiblížení se emisní spektra hvězd podobají emisním křivkám černého tělesa. Obecně platí, že tvar křivky spektra černého tělesa je určen teplotou, zatímco vlnová délka maximálního záření je nepřímo úměrná teplotě ( Wienův posunovací zákon ). Pozorované spektrum hvězdy proto poskytuje informaci o její efektivní teplotě. Získat celé spektrum hvězd pomocí spektrometrie je obtížnější než získat části spektra v určitých pásmech pomocí fotometrických metod . Při porovnávání velikostí objektu pro několik barevných indexů lze určit efektivní teplotu, protože rozdíl velikosti pro každý barevný index je jedinečně vztažen k teplotě. Barevně barevné diagramy lze tedy použít pro obecnou reprezentaci hvězdné populace, analogicky s Hertzsprungovým-Russellovým diagramem . Hvězdy různých spektrálních typů budou umístěny v různých částech diagramu.

Na diagramu se hvězdy seřadí ve formě několika čar. Pokud by hvězdy byly ideální absolutně černá tělesa, pak by byly na diagramech umístěny na přímkách. Rozdíly od přímek vznikají v důsledku přítomnosti absorpčních a emisních čar ve spektru. Rozdíly mohou být více či méně výrazné v závislosti na filtrech použitých při pozorování: při použití úzkopásmových filtrů s centrální vlnovou délkou ležící mimo oblast čáry bude výsek spektra vypadat podobně jako černé těleso; ale i když je filtr vycentrován na oblast obsahující čáry, s dostatečnou šířkou pásma se spektrum může blížit spektru černého tělesa.

Ve většině případů lze uspořádání hvězd na diagramu znázornit vzorcem z práce FJ Ballesterose [2] získaným pro černé těleso:

kde A, B, C a D jsou velikosti naměřené ve filtrech se středními frekvencemi , , a , k je konstanta v závislosti na střední vlnové délce a šířce pásma filtrů:

Všimněte si, že sklon přímky závisí pouze na efektivní vlnové délce.

Ačkoli tento vzorec nelze použít přímo ke kalibraci dat, pokud máte kalibrovaná data pro dva konkrétní filtry, můžete vzorec použít ke kalibraci dat v jiných filtrech. Chcete-li změřit efektivní vlnovou délku centrální oblasti určitého filtru, můžete také použít tento vzorec, pokud máte informace o dalších dvou filtrech.

Aplikace

Fotometrická kalibrace

Barevnou tabulku pro hvězdy lze použít pro kalibraci nebo pro kontrolu hodnot barev a magnitudy z optických nebo infračervených pozorování. Takové algoritmy využívají metody pro studium rozložení barev hvězd v Galaxii a jsou založeny na tvrzení, že pozorovaná barva hvězd je nezávislá na vzdálenosti k nim. Metoda hvězdné regrese ( SLR ) [3] byla vyvinuta, aby eliminovala potřebu pozorovat standardní hvězdy v  rámci fotometrických kalibrací, s výjimkou velmi vzácných (jednou ročně nebo méně) měření barev. Metoda SLR se používá v řadě vědeckých projektů. NEWFIRM ( NOAO Deep Wide-Field Survey ) použil tuto metodu k vytvoření přesnějších barev než tradiční metody kalibrace; při pozorováních pomocí South Polar Telescope se SLR používá k měření rudého posuvu kup galaxií . [4] Řada dalších recenzí používá barevné tabulky především jako nástroj pro kontrolu kalibrací, jako je SDSS review . [5]

Objekty, které se liší barvou

Při analýze dat z velkých astronomických průzkumů, jako jsou SDSS a 2MASS , se k nalezení objektů, které se odchylují od populace hlavní sekvence, používají barevně-barevné grafy. Tímto způsobem byli objeveni velmi chladní subtrpaslíci . [6] [7] Neřešitelné dvojhvězdy, které z pohledu fotometrie vypadají jako bodové zdroje, najdeme na diagramu jako odchylující se objekty v případě, kdy jedna ze složek není na hlavní posloupnosti. [8] Fáze vývoje hvězd podél asymptotické obří větve od uhlíkových hvězd po planetární mlhoviny se odrážejí v různých oblastech barevně-barevných diagramů. [9] Kvazary se také odchylují od obecných linií v diagramu. [osm]

Vznik hvězd

Barevně barevné diagramy se často používají v infračervené astronomii ke studiu oblastí vzniku hvězd. Hvězdy se tvoří v mezihvězdných oblacích obsahujících prach. Když je hvězda stlačena, vytvoří se cirkumstelární disk , jehož prach je následně hvězdou zahříván. Zahřátý prach sám vyzařuje jako absolutně černé těleso, ale mnohem chladněji než hvězda. V důsledku toho má hvězda přebytek infračerveného záření. I v nepřítomnosti cirkumstelárního prachu jsou hvězdotvorné oblasti vysoce svítivé v infračervené oblasti ve srovnání s hvězdami hlavní posloupnosti. [10] Každý z těchto efektů se liší od zčervenání světla v důsledku rozptylu prachem v mezihvězdném prostředí .

Barevně-barevný diagram lze vykreslit s teoretickou křivkou pro hvězdy hlavní posloupnosti, jak je znázorněno v příkladu černou čarou. Vzhledem k tomu, že existují informace o rozptylu mezihvězdným prachem, lze diagram vykreslit s pásy, ve kterých se nacházejí hvězdy, jejichž záření mezihvězdné zčervená. Tyto pásy jsou znázorněny jako tečkované čáry. Na grafech se obvykle barva (HK) vykresluje na vodorovnou osu a barva (JH) na svislou osu. Hvězdy napravo od hlavní posloupnosti a červenající se pásy jsou v K pásmu výrazně jasnější než hvězdy hlavní posloupnosti. Do této kategorie patří i hvězdy hlavní posloupnosti, jejichž záření prošlo silným zčervenáním. Mezi pásy J, H a K je pás K nejdelší, a proto objekty anomálně jasné v pásmu K vykazují přebytek infračerveného záření. Je pravděpodobné, že takové objekty jsou protohvězdy, zatímco infračervený přebytek může být spojen s přítomností reflexní mlhoviny. [11] V takových případech lze diagramy použít ke studiu vzniku hvězd. [12]

Poznámky

  1. ↑ Figura byla vytvořena podle E. Böhm-Vitense. Obrázek 4.9 // Úvod do astrofyziky hvězd: Základní pozorování hvězd a  data . - Cambridge University Press , 1989. - S. 26. - ISBN 0-521-34869-2 .
  2. ↑ Ballesteros, FJ (2012). „Nové pohledy na černá těla“. EPL 97 (2012) 34008. http://arxiv.org/pdf/1201.1809.pdf Archivováno 5. listopadu 2020 na Wayback Machine .
  3. ↑ FW High a kol. Stellar Locus Regression: Přesná kalibrace barev a stanovení fotometrických červených posuvů kupy galaxií v reálném čase  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2009. - Sv. 138 , č.p. 1 . - str. 110-129 . - doi : 10.1088/0004-6256/138/1/110 . — . - arXiv : 0903.5302 .
  4. ↑ FW High a kol. Odhady optického červeného posuvu a bohatosti pro kupy galaxií vybrané pomocí efektu Sunyaev-Zel'dovich z pozorování dalekohledem jižního pólu z roku 2008  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2010. - Sv. 723 , č.p. 2 . - S. 1736-1747 . - doi : 10.1088/0004-637X/723/2/1736 . - . - arXiv : 1003,0005 .
  5. ↑ Z. Ivezic a kol. Standardní hvězdný katalog Sloan Digital Sky Survey pro Stripe 82: Úsvit průmyslové 1% optické fotometrie  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2007. - Sv. 134 , č. 3 . - str. 973-998 . - doi : 10.1086/519976 . - . — arXiv : astro-ph/0703157 .
  6. ↑ Burgasser, AJ; Cruz, KL; Kirkpatrick, JD Optical Spectroscopy of 2MASS Color-selected Ultracool Subdwarfs  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2007. - Sv. 657 , č.p. 1 . - str. 494-510 . - doi : 10.1086/510148 . — . - arXiv : astro-ph/0610096 .
  7. ↑ Gizis, JE a kol. Noví sousedé z 2MASS: Aktivita a kinematika na konci hlavní sekvence  // Astronomický časopis  :  časopis. - 2000. - Sv. 120 , č. 2 . - S. 1085-1099 . - doi : 10.1086/301456 . - . - arXiv : astro-ph/0004361 .  (nedostupný odkaz)
  8. ↑ 1 2 Covey, KR a kol. Hvězdné SED od 0,3 do 2,5 mikronu: Trasování hvězdného lokusu a hledání barevných odlehlých hodnot v SDSS a 2MASS  // Astronomical Journal  :  journal. - 2007. - Sv. 134 , č. 6 . - str. 2398-2417 . - doi : 10.1086/522052 . - . - arXiv : 0707.4473 .
  9. ↑ Ortiz, R. a kol. Evoluce od AGB k planetární mlhovině v průzkumu MSX  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2005. - Sv. 431 , č.p. 2 . - str. 565-574 . - doi : 10.1051/0004-6361:20040401 . - . - arXiv : astro-ph/0411769 .
  10. ↑ C. Struck-Marcell; BM Tinsley. Rychlosti tvorby hvězd a infračervené záření  (anglicky)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1978. - Sv. 221 . - S. 562-566 . - doi : 10.1086/156057 . - .
  11. ↑ Lada, CJ a kol. Pozorování shluku lichoběžníků v infračerveném pásmu L: Sčítání cirkumstellárních disků a kandidátských protohvězd  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2000. - Sv. 120 , č. 6 . - str. 3162-3176 . - doi : 10.1086/316848 . - . - arXiv : astro-ph/0008280 .
  12. ↑ Karel Lada; Fred Adams. Interpretace infračervených barevných diagramů – Circumstellar disky kolem nízko a středně hmotných mladých hvězdných objektů  (anglicky)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1992. - Sv. 393 . - str. 278-288 . - doi : 10.1086/171505 . - .

Odkazy