Astronomi

Renk İndeksi ve Sıcaklık Arasındaki İlişki

Renk İndeksi ve Sıcaklık Arasındaki İlişki



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Renk indeksleri ve sıcaklık arasında kesin bir ilişki var mı? Formun B - V renk indeksini sıcaklıkla ilişkilendiren bazı sayısal formüller gördüm. $B - V = a_1 + frac{a_2}{T} $ .

Merak ediyorum, bu formülleri türetmenin bir yolu var mı yoksa tamamen ampirik mi?


Çoğunlukla ampiriktirler. ölçülerek bulundu $B-V$ bilinen yıldızlar için $T_{ m efekti}$ (sırasıyla bir yıldızın parlaklığı ve yarıçapı bilinerek ölçülür ve bu yalnızca az sayıda yıldız için bilinir). İlişkiler ayrıca yıldız yüzeyinin yerçekimine ve bileşimine de bağlıdır.

Alternatif bir yaklaşım, uygun filtre yanıtları aracılığıyla model atmosferlerinden hesaplanan spektrumları katlayarak "sentetik" ilişkiler elde etmektir.


  • Yıldızların çoğu ışık noktaları olarak görünür, bu nedenle boyutları doğrudan ölçülemez.
    • Ancak, birkaçı için boyutu doğrudan ölçüyoruz: Betelgeuse
    • 30.000 K yüzey sıcaklığına sahip bir "sıcak yıldız" düşünün,
      ve yüzey sıcaklığı 3.000 K olan bir "soğuk yıldız"
      • bu yıldızları kara cisim eğrilerinin zirvesinden tanımlayın
      • Tip O : 30.000 K
      • Tip M : 3.000 K
      • Bunu, Hertzsprung-Russell Diyagramının "ana dizisinin" bir planından görüyoruz.
      • Yani O Tipi yıldız, M Tipi bir yıldızdan 10 10 kat daha parlaktır.
      • Stefan-Boltzmann Yasası, birim alan başına yayılan enerjinin T 4 ile orantılı olduğunu söylüyor
        veya tip O'dan (30,000K) birim alan başına emisyon M tipini (3.000K) aşmalıdır:
        10 4 = 10,000
        ama gözlemlediğimiz 10 10 = 10,000,000,000 ile değil
        1.000.000 = 10 6 fazladan bir faktörümüz var
      • Çünkü O tipi de çok daha büyük
      • Devler (Güneş'in yarıçapının 10-100 katı)
      • Süperdevler (Güneş'in yarıçapının 100-1000 katı)
      • Cüce (Güneş ile karşılaştırılabilir veya ondan daha küçük)
      • Bu, ters kare yasasına göre nesnenin ne kadar uzakta olduğuna bağlıdır:
      • Parlaklığı ve Mesafeyi bilerek, Parlaklığı belirleyebiliriz
      • görünür parlaklık
      • Çıplak gözle görülebilen en parlak yıldızlar = Büyüklük 1
      • Çıplak gözle görülebilen en sönük yıldızlar = Büyüklük 6
        • Bu logritmik bir ölçek
        • Ölçümler, 1. kadirdeki yıldızların, 6. kadirdeki yıldızlardan 100 kat daha parlak olduğunu gösteriyor.
        • Bu nedenle, 1'lik bir Büyüklük farkı, parlaklıkta 2.5'lik bir faktöre karşılık gelir.
          • veya (2.51) 5 = 100
          • Görünen Büyüklük = -1.46
          • Mesafe
            • paralaks = 0.38 arksn
            • mesafe (d) = 1/paralaks = 2,5 parsek
            • B'nin V'ye oranı (B/V)
            • B ve V arasındaki fark (B-V)
            • renk indeksi ve sıcaklık arasındaki ilişki
            • Atomların iyonlaşma durumu sıcaklığa bağlıdır
            • Işığın enerjisi (ve dolayısıyla absorpsiyon) sıcaklığa bağlıdır

            Yıldızın Soğurma Spektrumu
            Yıldızları sınıflandırmak için kullanılır (Spectral Class'a göre)


            CRI (Renk Oluşturma İndeksi)

            Ne olduğunu: Doğal bir ışık kaynağına kıyasla ışığın rengin görünümünü nasıl etkileyeceğinin ölçümü. CRI ne kadar yüksek olursa, o ışıkta sahip olacağınız “gerçek” renge o kadar yakın olur.

            Bakılacak şey: Mükemmel bir CRI, 90 ve üzeridir, yani CRI'si 90+ ​​olan ışıklar ve ampuller, aydınlattığı nesnelerin daha doğru bir renksel geriverimini üretecektir. Örneğin mutfağı düşünün - bu odadaki ışıklar için mükemmel bir CRI, yiyeceklerin en doğal (ve muhtemelen iştah açıcı) renginde sunulmasını sağlayacaktır.


            Ana Sırayı Anlamak

            The Sun: A Nuclear Powerhouse'da Güneş'i temsili bir yıldız olarak ele aldık. Güneş gibi yıldızların “bir yaşam için” yaptığının, nükleer füzyon süreciyle protonları içlerinin derinliklerinde helyuma dönüştürerek enerji ürettiğini gördük. Protonların helyumla füzyonu, bir yıldız için mükemmel, uzun ömürlü bir enerji kaynağıdır çünkü her yıldızın kütlesi, çekirdeği proton olan hidrojen atomlarından oluşur.

            Yıldızların zaman içinde nasıl evrimleştiğine dair bilgisayar modellerimiz, tipik bir yıldızın, yaşamının yaklaşık %90'ını, çekirdeğindeki bol hidrojeni helyuma dönüştürmek için harcayacağını gösteriyor. Bu, tüm yıldızların %90'ının neden H–R diyagramındaki ana dizide bulunduğunun iyi bir açıklamasıdır. Ama eğer tüm yıldızlar ana sıra aynı şeyi yapıyor (hidrojeni kaynaştırıyor), neden bir dizi nokta boyunca dağıtılıyorlar? Yani, parlaklık ve yüzey sıcaklığında neden farklıdırlar (H–R diyagramında çizdiğimiz şey budur)?

            Anakol yıldızlarının nasıl farklılaştığını anlamamıza yardımcı olması için model yıldızlarla ilgili çalışmalarımızın en önemli sonuçlarından birini kullanabiliriz. Astrofizikçiler, dengede olan ve tüm enerjilerini nükleer füzyondan alan yıldızların yapısının tamamen ve benzersiz bir şekilde sadece iki nicelik tarafından belirlendiğini gösterebildiler: toplam kütle ve kompozisyon yıldızın. Bu gerçek, H-R diyagramının birçok özelliğinin bir yorumunu sağlar.

            Kimyasal bileşimi Güneş'inkine benzeyen bir yıldızlararası “hammadde” bulutundan oluşan bir yıldız kümesi hayal edin. (Bu süreci Güneş Sistemi Dışındaki Yıldızların Doğuşu ve Gezegenlerin Keşfi bölümünde daha detaylı anlatacağız, ancak şimdilik ayrıntılar bizi ilgilendirmeyecek.) Böyle bir bulutta, ortaya çıkan tüm gaz ve toz kümeleri, yıldızlar aynı kimyasal bileşimle başlar ve birbirlerinden yalnızca kütle olarak farklıdırlar. Şimdi, bu yıldızların her birinin kararlı hale geldiği ve enerjisini nükleer reaksiyonlardan aldığı, ancak bu reaksiyonların bir sonucu olarak bileşimini önemli ölçüde değiştirmesine zaman kalmadan önce bir modelini hesapladığımızı varsayalım.

            Bu yıldızlar için hesaplanan modeller onların parlaklıklarını, sıcaklıklarını ve boyutlarını belirlememizi sağlar. Modellerin sonuçlarını H-R diyagramında (her model yıldız için bir nokta) çizersek, gerçek yıldızlar için gördüğümüz ana diziye benzeyen bir şey elde ederiz.

            Ve işte bunu yaptığımızda bulduğumuz şey. En büyük kütleye sahip model yıldızlar en sıcak ve en parlak olanlardır ve diyagramın sol üst kısmında yer alırlar.

            Kütlesi en az olan model yıldızlar en soğuk ve en az parlak olanlardır ve arsanın sağ alt köşesine yerleştirilirler. Diğer model yıldızların tümü, diyagram boyunca çapraz olarak uzanan bir çizgi boyunca uzanır. Diğer bir deyişle, ana dizi, yıldız kütlelerinin bir dizisi olarak ortaya çıkıyor.

            Düşünürseniz bu mantıklı. En büyük kütleli yıldızlar en fazla yerçekimine sahiptir ve bu nedenle merkezlerini en yüksek derecede sıkıştırabilir. Bu, içlerindeki en sıcak ve derinlerdeki nükleer reaksiyonlardan enerji üretmede en iyi oldukları anlamına gelir. Sonuç olarak, en yüksek parlaklıkla parlarlar ve en yüksek yüzey sıcaklıklarına sahiptirler. Kütlesi en düşük olan yıldızlar ise içlerinde en soğuk ve enerji üretmede en az etkili olanlardır. Böylece, en az aydınlık olanlardır ve yüzeydeki en soğuk olanlardır. Güneşimiz bu uç noktaların ortasında bir yerdedir (Şekil 3'te gördüğünüz gibi). ana dizi yıldızları (gerçek yıldız olmayan kahverengi cüceler hariç) Tablo 2'de listelenmiştir.

            Tablo 2. Ana Dizi Yıldızlarının Özellikleri
            Spektral Tip Kütle (Güneş = 1) Parlaklık (Güneş = 1) Sıcaklık Yarıçap (Güneş = 1)
            O5 40 7 × 10 5 40.000 bin 18
            B0 16 2.7 × 10 5 28.000 bin 7
            A0 3.3 55 10.000 bin 2.5
            F0 1.7 5 7500 bin 1.4
            G0 1.1 1.4 6000 bin 1.1
            K0 0.8 0.35 5000 bin 0.8
            M0 0.4 0.05 3500 bin 0.6

            Bu %90 rakamının daha önce ortaya çıktığını gördüğümüzü unutmayın. Daha önce kütle-parlaklık ilişkisini incelediğimizde bulduğumuz şey tam olarak budur. Tüm yıldızların %90'ının, H–R diyagramımızdaki ana dizide yer alan tüm yıldızların %90'ı olan ilişkiyi takip ettiğini gözlemledik. Modellerimiz ve gözlemlerimiz aynı fikirde.

            Peki ya H-R diyagramındaki diğer yıldızlar -devler, süperdevler ve beyaz cüceler? Sonraki birkaç bölümde göreceğimiz gibi, anakol yıldızlarının yaşlandıkça dönüştüğü şeyler bunlar: Bir yıldızın hayatındaki sonraki aşamalardır. Bir yıldız nükleer yakıtını tüketirken, enerji kaynağı da kimyasal bileşimi ve iç yapısı gibi değişir. Bu değişiklikler yıldızın parlaklığını ve yüzey sıcaklığını değiştirmesine neden olur, böylece artık diyagramımızdaki ana dizide yer almaz. Yıldızlar hayatlarının bu sonraki aşamalarında çok daha az zaman harcadıklarından, H-R diyagramının bu bölgelerinde daha az yıldız görüyoruz.


            Bölüm 2: Sıcaklık ve Spektral Tip Bulma

            ama bunu E(B-V)= (B-V) olduğunu bilerek yapabiliriz.gözlemlenen - (B-V)içsel.

            B ve V büyüklüklerini kullanan aşağıdaki denklemi kullanarak yıldızın sıcaklığını hesaplayın. Bu denklemdeki “K”, Celsius veya Fahrenheit gibi bir sıcaklık ölçüsü olan bir Kelvin birimidir. Bu denklem, renk indeksleri 0 ile 1.5 arasında olan yıldızlar için iyi çalışır. Aksi takdirde, işte gerçek denklem.

            Alternatif olarak, B-V ve Sıcaklık arasındaki ilişkiyi bulmak için sıcaklığı renk indeksinin (B-V) bir fonksiyonu olarak çizen ve spektral türleri etiketleyen bu grafiği kullanabilirsiniz. Ancak bu çizim, filtrelerdeki varyasyonları veya kırmızılaşmayı hesaba katmayan idealleştirilmiş bir ilişkidir.

            Sıcaklığı kullanarak her bir yıldızın tayf sınıfını bulmak için aşağıdaki HR diyagramını kullanın.


            Renk İndeksi ve Sıcaklık Arasındaki İlişki - Astronomi

            Renkli Astronomi çeşitli astronomik tesisler ve renk filtreleri kullanarak ışığın farklı dalga boylarında çekilen bir dizi monokrom (siyah beyaz) görüntüden astronomik nesnelerin renkli görüntülerini oluşturmanıza olanak tanır.

            Her nesne için farklı monokrom görüntü grupları mevcuttur. Mor, mavi, yeşil, kırmızı ve uzak kırmızı olarak etiketlenen görüntüler, mor, mavi, yeşil, vb. merkezli geniş bir renk yelpazesi ileten filtrelerle alınır. Diğer tek renkli görüntüler, dar bir renk aralığı ileten filtreler kullanılarak çekilir. sıcak gazdaki belirli atomlar tarafından yayılan dalga boyuna odaklanır. Örneğin H-alfa filtresi, hidrojen emisyonunu izole eder ve gazın bu aralıkta sıcaklıklara sahip olduğu bölgeleri gösterir.

            X-ışını, gama-ışını ve morötesi görüntüler, bu dalga boyu bölgelerinde gökyüzünü gözlemlemek için tasarlanmış uzay teleskoplarından alınır. Radyo dalga boylarındaki görüntüler, yerdeki radyo teleskopları kullanılarak elde edilir.

            Gökbilimciler, bir nesnenin görünümünü çeşitli dalga boylarında karşılaştırmak ve kontrast oluşturmak için çok dalga boylu görüntüler kullanır. Yıldızlar, gaz ve toz, elektromanyetik spektrumun farklı bölümlerinde parlıyor. Gökbilimciler, farklı dalga boyu bölgelerinden gelen görüntüleri birleştirerek, bir bulutsu veya galaksideki gaz, toz ve yıldızların nasıl etkileşime girdiğini görselleştirebilir ve nesne içindeki fiziksel koşulların nasıl değiştiğini görebilir.

            • Kullanılabilir resimlerin listesini görmek için açılır tahtada "devam et"e tıklayın
            • Bir resim seçin ve devam et'e tıklayın
            • Seçilen nesnenin mevcut monokrom görüntüleri listesinden hangi görüntünün kırmızı olarak görüntüleneceğini seçin ve devam'a tıklayın.
            • Hangi görüntülerin yeşil ve mavi olarak görüntüleneceğini seçmek için tekrarlayın.
            • Ekranın sol tarafında üç monokrom görüntü belirecek ve birleştirilmiş görüntüler, büyük görüntü kutusunda birleşik renkli bir resim olarak görünecektir.
            • Bileşikteki her bir monokrom görüntünün parlaklığını ayarlamak için her bir monokrom resmin yanındaki kaydırıcıları kullanın.
            • Kompozit görüntüyü kaydetmek için ekranın sağ alt köşesindeki "Kaydet" kelimesine tıklayın. Görüntüler PNG formatında veya JPG formatında kaydedilebilir. Görüntülerin tümü 512x512 pikseldir.
            • Ekranın sağ kenarındaki "Tekrar seç"e tıklamak, kullanıcının yeni bir resim seçmesine izin verecektir.

            Doğal renk - Gökbilimciler genellikle nesnenin göze nasıl görünebileceğini gösteren doğal bir renkli görüntü üretmek isterler. Doğal renkli bir görüntü üretmek için, kırmızı görüntüyü kırmızı renk kutusuna, yeşil filtre görüntüsünü yeşil renk kutusuna ve mavi filtre görüntüsünü mavi renk kutusuna yerleştirerek mevcut kırmızı, yeşil ve mavi monokrom görüntüleri seçin.

            Sözde Renk - Gökbilimciler, gözün göremediği dalga boylarında gözlemlenen astronomik nesnelerin görüntülerini üretmek için, tek renkli görüntüleri kırmızı, yeşil veya mavi olarak gösterilecek şekilde atarlar. Örneğin, Atbaşı Bulutsusu için x-ışını, kızılötesi ve radyo bantlarındaki görüntüler mevcuttur. X-ışını görüntüsü kırmızı, kızılötesi görüntüsü yeşil ve radyo görüntüsü mavi olarak gösterilebilir. Bu tür sahte renkli görüntüler, nesnenin göze nasıl görünebileceğini göstermez, ancak gökbilimcilerin bir nesneden gelen X-ışını, kızılötesi ve radyo ışığının uzayda nasıl dağıldığını karşılaştırmasına izin verir.

            • Mavi, yeşil ve kırmızı filtreler bize bir nesnenin bu görünür dalga boyu bölgelerinin her birinde ne kadar parlak olduğunu söyler. Görünür ışık yıldızlardan gelir ve mavi ve kırmızı ışığın göreli miktarları, bir nesnenin göründüğü rengi belirler. Kırmızı ışıkta maviden daha parlak olan nesneler sarı, turuncu veya kırmızı renkte görünürken, kırmızı ışıkta kırmızıdan daha parlak olan nesneler mavi görünür.
            • Kızılötesi ışık, 10K ile 1000K (derece Kelvin) arasındaki sıcaklıklarda soğuk yıldızlardan ve sıcak tozdan gelir. Yıldız oluşturan bölgeler genellikle kızılötesinde parlaktır.
            • Radyo ışığı, yıldızlararası gazdaki soğuk hidrojenden ve uzaydaki moleküler bulutlardan gelir. Sıcaklıklar tipik olarak 10K veya daha soğuktur.
            • Ultraviyole ışık çok sıcak yıldızlardan ve kuasarlardan gelir.
            • Gama ışını ve X ışını ışığı yüksek enerjili bölgelerden gelir - beyaz cüceler, nötron yıldızları ve kara delik pulsarları etrafındaki yıldız patlamaları yığılma diskleri ve hızlı hareket eden gazın daha yavaş hareket eden gazla karşılaştığı bölgelerden bir şok cephesi oluşturur. X-ışını ışığı ayrıca galaksi kümelerindeki milyonlarca derecelik gazdan gelir.

            Ulusal Bilim Vakfı'nın CCLI programı aracılığıyla verdiği destek minnetle kabul edilir.

            727 East 3rd Street, Swain West 319, Bloomington, IN 47405-7105
            Telefon: (812) 855-6911

            Son güncelleme: 20 Kasım 2010
            Yorumlar: astdept [at] indiana [nokta] edu
            Telif Hakkı 2008, Indiana Üniversitesi Mütevelli Heyeti
            Telif Hakkı Şikayetleri


            Renk İndeksi

            astronomide, iki dalga boyu bandı için elde edilen yıldız büyüklükleri arasındaki fark. Bir gök cismi spektrumundaki enerji dağılımının ana özelliklerini, yani rengini tanımlar. Renk indeksi kavramı 1900'lerin başlarında K. Schwarzschild tarafından tanıtıldı. Uluslararası fotografik ve fotogörsel büyüklükler arasındaki fark olarak ifade edilen uluslararası renk indeksi, 1950'lere kadar temel indeksti.

            Çağdaş astronomide, en yaygın fotometrik sistem (UBV) genellikle spektrumun morötesi (U), mavi (B) ve sarı (V) bölgelerindeki yıldız büyüklüklerinin farkına karşılık gelen U&mdashB ve B&mdashV renk indekslerini kullanır. . UBV sistemini kırmızı ve kızılötesi bölgelere genişleterek (R ve I büyüklüklerini elde etmek için), V &mdashR ve V&mdashI gibi diğer renk indeksleri elde edilebilir. Bir renk indeksinin sıfır noktası, tüm renk indeksleri, spektral sınıf AO'nun bir dizi seçilmiş benzer cüce için sıfırı kaydedecek şekilde sabitlenir. B&mdashV ve U&mdashB renk indeksleri, daha önceki tayf sınıflarının (&ldquobluer&rdquo yıldızlar) yıldızları için AO'ya göre negatiftir ve daha sonraki tayf sınıfları (&ldquoredder&rdquo yıldızları) için pozitiftir. Bir renk indeksinin sıfır noktası diğer fotometrik sistemlerde farklı olabilir.

            Renk indeksleri fotoğrafik veya fotoelektrik olarak belirlenir ve ışığın yıldızlararası absorpsiyonunu ve yıldızların, yıldız sistemlerinin ve diğer nesnelerin doğasını ve evrimini incelemek için kullanılır.


            Yıldızların rengi ile ısı yoğunlukları arasındaki ilişki

            Bir nesne ne kadar sıcaksa, o kadar yüksek enerjisi vardır - daha yüksek enerjiler daha yüksek frekanslara karşılık gelir, bu da daha kısa dalga boyları anlamına gelir. Görünür spektrumun bir ucunda mavi (kısa dalga boyu) ve diğer ucunda kırmızı (uzun dalga boyu) bulunur. Yani mavi kırmızıdan daha sıcaktır.

            Beyazı, kırmızı ve mavi arasındaki farklı renklerin bir kombinasyonu olarak düşünebilirsiniz, dolayısıyla beyaz yıldızlar maviden daha soğuktur.

            Sıcak nesneler elektromanyetik radyasyon verir. AKA ışığı (en azından tayfın görebildiğimiz kısmı). 8. sınıfı geçtiyseniz ve dikkat ettiyseniz, spektrumu, gökkuşağının renklerini bilirsiniz:
            Kırmızı
            Portakal
            Sarı
            Yeşil
            Mavi
            çivit
            Menekşe

            Şimdi renkler birbirine karışacak ve sıcak bir nesne tam bir spektrum üretecek, ancak futz'un dediği gibi sıcaklığa bağlı olarak bir yöne veya diğerine eğilme eğiliminde olacaktır. Kırmızı bir yıldız, başka bir rengin çoğunu üretmiyor. Mavi bir yıldız diğer renklerin çoğunu üretiyor, sadece çok daha fazla mavi.


            Renk İndeksi ve Sıcaklık Arasındaki İlişki - Astronomi

            Genel olarak, hem ışık seviyesi hem de lamba renksel geriverimi, renk algısında çok önemli roller oynar. Düşük ışık seviyelerinde, kullanılan ışık kaynağından bağımsız olarak iyi renksel geriverim zordur. Yüksek ışık seviyelerinde, hemen hemen her ışık kaynağı bir miktar renk geriverimi sağlayacaktır (düşük basınçlı sodyum gibi tek renkli ışıklar hariç). Çok düşük renksel geriverim değerlerine sahip bir ışık kaynağı bile, yüksek ışık seviyelerinde, düşük ışık seviyelerinde yüksek renksel geriverim değerlerine sahip bir ışık kaynağından daha iyi performans gösterebilir.

            Örneğin, yüksek basınçlı sodyum lambaları üç renksel geriverim metriğinin (renksel geriverim indeksi (CRI), gamut alanı (GA) ve tam spektrumlu renk indeksi (FSCI) üzerinde) düşük puan alır.Ancak, çok yüksek ışık verimliliğine sahiptirler. aydınlatma güç yüklerinin düşük tutulması gereken uygulamalarda daha az güçle daha yüksek aydınlatma seviyeleri sağlayabilen bu lamba tipi yeterli renksel geriverim sağlayabilir.İyi bir renksel geriverim sağlamak için yeterli ışık üretmek için diğer ışık kaynakları güç kısıtlamalarını aşabilir.

            Şekil 16, farklı ışık kaynakları altında ve farklı ışık seviyelerinde ayrı ayrı görüntülenen nesneler için renk adlandırma doğruluğunu gösterir. Deneyde, insanlardan 20 renk çipinin renk görünümünü birincil ve ikincil tonlarına göre adlandırmaları istendi. Örneğin, bir kişiye menekşe rengi bir çip gösterildiğinde, doğru cevap "Mavi birincil renktir, kırmızı ikincil renktir" olurdu. 20 renk çipinin tümü için ortalama doğru yanıt yüzdesi, dört ışık seviyesindeki yedi ışık kaynağı için şekilde dikey eksende gösterilmektedir (kör şans %25'tir). Siyah oklar, CRI değeri 100 olan bir akkor lambanın 0.1 cd/m2'de CRI değeri 22 olan bir HPS lambasından 10 cd/m2'de daha kötü performans gösterdiği bir örneği göstermektedir (Deng ve diğerleri 2004). Bu örnek, yeterince yüksek ışık seviyelerinde, çok düşük bir CRI'ye sahip bir ışık kaynağının bile, daha düşük ışık seviyelerinde CRI'sı 100 olan bir lambadan daha iyi renkler oluşturabileceğini göstermektedir.


            Renk-Sıcaklık İlişkisi

            Çok basit bir ifadeyle, daha sıcak bir nesne, daha az sıcak olandan daha yüksek frekanslı radyasyon yayar. Bu açıklama uğruna, "sıcak" bir nesnenin sıcaklığı yaklaşık 15.000 Kelvin, "sıcak" bir nesnenin sıcaklığı yaklaşık 6.500 Kelvin ve "soğuk" bir nesnenin sıcaklığı yaklaşık 1.500 Kelvin olacaktır.

            Mavi ışık, kırmızı ışıktan daha yüksek bir frekansa sahiptir, bu nedenle, sıcak nesnelerin mavimsi, sıcak nesnelerin (mavi ve kırmızı ışığın birleşiminden oluşan) beyaz parlaması ve soğuk nesnelerin kırmızı parlaması izler. "Soğuk" terimini kırmızı sıcak parlayan bir şeyi tanımlamak için kullanmak hafif bir yanlış adlandırma olarak düşünülebilir, ancak mavi-sıcak nesnelerle karşılaştırıldığında kırmızı-sıcak nesnelerin kesinlikle havalı olduğunu anlamanıza yardımcı olur!

            Yukarıdaki kaydırıcı, sıcaklığı kontrol etmenizi sağlar ve bu da ekranı, o sıcaklıktaki bir nesneden yayılacak ışığın rengine değiştirir. Renk ayrıca RGB ve onaltılık biçimde yazılmıştır.

            Dalga Boyu-Renk demomuzda olduğu gibi, insan gözünün renk algısı yalnızca gelen radyasyonun dalga boyuna değil, aynı zamanda bir dizi ek faktöre (psikolojik olanlar dahil) bağlıdır, bu nedenle bu ölçeğin en iyi şekilde şu şekilde düşünülmesi gerekir: bir yaklaşım.


            Videoyu izle: ELMASLARIN TEST VİDEOSU TAŞ BULDUNUZ BU TESTİ YAPIN (Ağustos 2022).