Astronomi

Renk İndeksi nedir?

Renk İndeksi nedir?



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.

Bu Wikipedia sayfasını renk dizini adı verilen bu özellikte buldum. Ne yazık ki bu özelliği iyi anlatan bir kaynak bulamadım.

Benim yorumum, renk indeksinin bir nesnenin 2 farklı dalga boyundaki parlaklık farkı olduğudur. Anlayışım doğru mu? Değilse, biri bana açıklayabilir mi?

Ayrıca, eğer anladığım doğruysa, yukarıdaki bağlantıda gösterildiği gibi neden bir kalibrasyon tablosuna ihtiyaç duyulsun?


Bir renk indeksi oran parlaklıkların iki dalga boyu aralığında, fark değil.

Bir indeksin iki sayı arasındaki fark olarak yazılmasının nedeni logaritmik astronomik büyüklük sisteminden kaynaklanmaktadır - iki logaritma arasındaki fark, oranın logaritmasıdır.

Kırmızı rengin mavi renkten daha büyük olmasının nedeni, aynı zamanda, daha küçük kadirlere sahip nesnelerin daha parlak olmasının sapkın yolundan da kaynaklanmaktadır.

Bahsettiğiniz kalibrasyon tablosu, sadece farklı spektral sınıf ve sıcaklıktaki yıldızların farklı renkler sergilediğini gösteriyor.

Ancak yıldızların gerçek parlaklık oranlarını ve gerçek özelliklerini renklerle ilişkilendirmek için bir kalibrasyona ihtiyacınız var. Bunun nedeni, her logaritmik büyüklük ölçeğinin kendi sıfır noktasına (o banttaki sıfırıncı büyüklükteki bir yıldızla ilişkili akı) sahip olmasıdır. Temel renkler, standart olarak Vega yıldızı kullanılarak tanımlanır, öyle ki bir A0 ana dizi yıldızının tüm renkleri yaklaşık olarak sıfırdır (bu tabloda gösterildiği gibi).


Evet, optik gökbilimciler için "renk" çoğu sıradan insan için olduğundan farklı bir anlama gelir. "Renk" şu şekilde tanımlanır

bir geçiş bandındaki bir yıldızın büyüklüğü ile farklı bir geçiş bandındaki aynı yıldızın büyüklüğü arasındaki fark

En yaygın örnekte, geçiş bantları Johnson-Cousins ​​B ve V'dir. Güney Haçı Crux takımyıldızındaki birkaç yıldızı düşünün:

Şekil (PageIndex<1>): Katkı ve Telif Hakkı: Greg Bock, Güney Astronomi Topluluğu

Haçın altından saat yönünde, onlar

Star m(B) m(D) (B-V)
alfa haç 0.56 0.81 -0.25
beta Haç 1.15 1.30 -0.15
gama Crucis 3.22 1.63 +1.59
delta Crucis 2.59 2.78 -0.19

Renk indeksini nasıl yorumlayabiliriz? Bir yol, büyüklük ölçeğinin temeli olan Vega yıldızına geri dönmektir. Vega'nın m(V) = 0, m(B) = 0'ı vardır, yani açıkçası renk indeksi (B-V) = 0.0. Bu nedenle,

Bu kritere göre, Crux takımyıldızı, çok mavi yıldızların zenginliği açısından sıra dışıdır. Çıplak gözle görebileceğiniz çoğu yıldız, Vega'dan çok daha kırmızıdır ve bu nedenle pozitif (B-V) değerlere sahiptir.

Renk indeksine bakmanın başka bir yolu, geçiş bandı ile spektrumun evrişimine geri dönmektir. Sıcak bir yıldızın tayfını B ve V geçiş bantlarıyla sarmak .

B-bandında V-bandından çok daha fazla enerji (ve foton) verir.

Öte yandan, soğuk bir yıldızın tayfını B ve V geçiş bantlarıyla sarmak.

B-bandında V-bandından çok daha az enerji (ve foton) verir.

Büyüklükler logaritmiktir, yani büyüklüklerdeki fark (B-V) bir karşılık gelir akı oranı F(V)/F(B) (ve oranın ters doğasına dikkat edin).

Sıcak yıldız Vega için (B-V) = 0.0'ı hatırlayın. Güneş'in (B-V) = 0.65 ya da öylesine vardır (Gray, PASP 107, 120, 1995), gerçi doğru bir şekilde ölçmek aslında çok zor.

Astronomide kullanılan en yaygın renk indeksi (B-V), kısmen geçmişten (fotoğraf levhaları mavi ışığa en duyarlıdır), kısmen fizikten (bu özel kombinasyon sıcaklık için oldukça iyi bir rehberdir) kaynaklanmaktadır. Ancak herhangi bir geçiş bandı çiftinin renk indeksi de tanımlanabilir. En yaygın olanlardan bazıları şunlardır:

  • (V-I) genellikle HST gözlemcileri tarafından ve diğer galaksilerin çalışmalarında kullanılır.
  • (V-K) çok uzun bir "temel" dalga boyu sağlamak için bir optik büyüklüğü (V) bir kızılötesi büyüklük (K) ile birleştirir

Renk İndeksi Uluslararası

Renk İndeksi Uluslararası Boyacılar ve Renkçiler Derneği ve Amerikan Tekstil Kimyagerleri ve Renk Uzmanları Derneği tarafından ortaklaşa yürütülen bir referans veritabanıdır. [1] Şu anda 13.000 Renk İndeksi Genel Adı altında listelenen 27.000'den fazla bireysel ürün içermektedir. [2] İlk olarak 1925'te basıldı, ancak şimdi yalnızca World Wide Web'de yayınlanıyor. Endeks, üretilen renkli ürünlerin ortak bir referans veritabanı olarak hizmet eder ve sanatçılar ve dekoratörler gibi üreticiler ve tüketiciler tarafından kullanılır.

Renklendiriciler (hem boyalar hem de pigmentler), aşağıdakileri kullanan ikili bir sınıflandırma kullanılarak listelenir: Renk İndeksi Genel Adı (ana tanımlayıcı) ve Renk İndeksi Yapı Numaraları. Bu numaralar Brezilya'da ve diğer çeşitli ülkelerde C.I. veya CI, örneğin, C.I. 15510. Bilgileri görüntülemek için kullanılan yazı tipinden dolayı bu kısaltmanın bazen CL olduğu düşünülmektedir. Piyasada bulunan ürünlerin ayrıntılı bir kaydı, her Renk İndeksi referansı altında sunulmaktadır. Color Index International, her bir ürün adı için üreticiyi, fiziksel biçimi ve temel kullanımları listeler ve üretici tarafından olası müşterilere rehberlik etmek için sağlanan yorumlarla birlikte.

Üreticiler ve tüketiciler için, pigmentler için standart bir sınıflandırma sisteminin mevcudiyeti yararlıdır çünkü renklere uygulanan çelişkili tarihi, tescilli ve jenerik adları çözer.


Yıldızlar Ne Renktir?

Yıldızlar çok çeşitli renklerdir ve onları incelediğimizde bu renklerin gerçekten ne olduğunu görebiliriz.

Bir yıldızın tam rengini belirleyebilmek için yıldızların renginin neye benzediğini görüp görebilsek de, bir astronom genellikle bir yıldızın görünür parlaklığını farklı filtreler aracılığıyla ölçer.

Bu filtreler, ışığı yalnızca belirli bir dar dalgaboyu bandından iletir. Bu dalga boyları renklerdir. Renkli bir cam parçasını gözünüze tutacak olsanız, o rengin sadece ışıkla geçtiğini görürdünüz.

Aynısı, ışığı dalga boylarından iletmek için kullanılan filtreler için de geçerlidir. Bu, bir yıldızın gerçek rengini doğrulukla belirlemenin en iyi yoludur.

Gökbilimcilerin kullandığı yaygın bir filtre seti, ultraviyole, mavi ve sarı ışığa karşılık gelen üç farklı dalga boyunda yıldız parlaklığını ölçecektir.

Her filtre geriye dönük olarak adlandırılır; U morötesi, B mavi ve V sarıdır, ancak görsel anlamına gelir.

Bu filtreler aslında ışığı 360nm, 420nm ve 540nm dalga boylarına yakın iletir. Bu filtrelerin her biri aracılığıyla ölçülen parlaklık seviyesi, tipik olarak büyüklüklerle ifade edilir ve bu büyüklükler arasındaki farklara bir renk indeksi denir.


Renk İndeksi nedir? - Astronomi

Astronomideki makaleler, yıldızların renklerini, renk indeksi adı verilen bir sayı olarak verir.

Bu sayıyı gerçek bir renge nasıl çevirirsiniz?

Renk indeksi (CI) genellikle

neredeB yıldızın mavi renk büyüklüğü ve mV görünür renk büyüklüğü. Parlaklık azaldıkça parlaklık arttıkça, daha küçük indeksli bir yıldız daha mavi ve daha büyük indeksli bir yıldız daha kırmızı olacaktır. Aşağıdaki tablo çeviriyi yapmanıza yardımcı olacaktır:

Renk İndeksi spektral sınıfRenk
-0.33 O5 Mavi
-0.17 B5 Mavi beyaz
0.15 A5 Mavimsi bir belirti ile beyaz
0.44 F5 Sarı beyaz
0.68 G5 Sarı
1.15 K5 Portakal
1.64 M5 Kırmızı

Bu tablo yalnızca B-V (veya Mavi eksi Görünür) renk indeksi için geçerlidir. Gökbilimciler genellikle U-B (Ultraviyole eksi Mavi) veya H-K (H-bandı eksi K-bandı) indeksleri gibi diğer renk indekslerini kullanırlar.

Bu sayfa 27 Haziran 2015'te güncellendi

Yazar hakkında

Marc Berthoud

Marc, SOFIA havadan gözlemevi için FORCAST kamera üzerinde çalıştı. Şimdi Yerkes Gözlemevi'nde görevli bir astronom.


Renk ve Işık Miktarları

Büyüklüğün gerçekte ölçtüğü fiziksel özellik, radyan akıdır - belirli bir zamanda Dünya üzerinde belirli bir alana ulaşan ışık miktarı. Renk büyüklükle ölçüldüğünden, bir yıldızın rengi aynı zamanda Dünya'ya ne kadar ışık geldiğine de bağlıdır. Radyant akı, rengin fiziksel temelidir.

m büyüklüğünün radyan akısı F cinsinden tanımı:

Kuzey yarımküre takımyıldızı Lyra'daki yıldız Vega, büyüklük sistemi için standart olarak kullanılır, bu nedenle Fvega Vega'dan belirli bir zamanda Dünya'ya gelen ışık miktarı anlamına gelir. Bu tanım, Vega'nın büyüklüğünün tüm filtrelerde sıfıra ayarlandığı anlamına gelir.

Bu yapar değil Vega'nın tüm filtrelerde aynı göründüğü anlamına gelir, bu sadece gökbilimcilerin Vega'yı büyüklük ölçeği için sıfır noktası olarak kullanmayı kabul ettikleri anlamına gelir, tıpkı suyun donma noktasının Celsius sıcaklık ölçeği için sıfır noktası olarak kullanılması gibi. Gökbilimcilerin onu sıfır noktası olarak seçmelerine neden olan Vega hakkında özel bir şey yok. Bir şey seçmeleri gerekiyordu. peki neden Vega değil?

Tanımdaki negatif işaret, daha parlak yıldızların daha küçük kadirlere sahip olmasını sağlar. Dolayısıyla, Dünya belirli bir yıldızdan Vega'dan (belirli bir filtre aracılığıyla) daha az ışık alırsa, o yıldızın büyüklüğü pozitif olacaktır. Dünya belirli bir yıldızdan Vega'dan daha fazla ışık alırsa, o yıldızın büyüklüğü negatif olacaktır.

Uygulama 1. Akrep takımyıldızındaki yıldız Antares, 1.2 kadir parlaklığına sahiptir. Vega ile karşılaştırıldığında, ışığının ne kadarı Dünya'ya ulaşıyor? Güneşin sarı bir büyüklüğü var
-26. Vega ile karşılaştırıldığında, ışığının ne kadarı Dünya'ya ulaşıyor?

Büyüklüğün logaritmik bir nicelik olduğunu unutmayın, bir büyüklük dört yıldızın 2.51 yayar. zamanlar beş yıldız büyüklüğünde bir ışık kadar. Bu, bir yıldızın yaydığı ışık miktarı açısından rengi tanımlamanıza olanak tanır.

Herhangi bir temel sayıya (10, e veya 2.51) sahip bir logaritma için geçerli olan logaritmik niceliklerin kuralı, log (x) - log (y) = log (x/y) şeklindedir. Renk, büyüklüklerdeki bir farktır g-r, bir yıldızın yeşil büyüklüğü ile aynı yıldızın kırmızı büyüklüğü arasındaki farktır. Büyüklük günlük olduğundan2.51 radyan akı için, rengi radyan akısı cinsinden g-r = -log olarak ifade edebilirsiniz.2.51 (Fyeşil) + günlük2.51 (Fkırmızı), -log'a eşittir2.51 (Fyeşil/Fkırmızı).

Yani bir yıldızın G-R rengi 0.8 ise, o zaman

-günlük2.51 (Fyeşil/Fkırmızı) = 0.8,

veya

günlük2.51 (Fyeşil/Fkırmızı) = -0.8,

bu, log tanımına göre, şu anlama gelir:

(Fyeşil/Fkırmızı) = 2.51 -0.8 .

Aşağıdakileri elde etmek için denklemin her iki tarafını da çevirin:

(Fkırmızı/Fyeşil) = 2.51 0.8 = 2.08

Başka bir deyişle, G-R = 0.8 olan bir yıldız, yeşil dalga boylu ışığın 2.08 katı kadar kırmızı dalga boylu ışık yayar.

Başka bir örnek için burayı tıklayın.


Büyüklük

Bir yıldızın rengi, bir yıldızın veya galaksinin Dünya'dan ne kadar parlak göründüğünü söyleyen büyüklüğü ile ölçülür. Gökbilimciler binlerce yıldır büyüklük ölçeğinin versiyonlarını kullandılar, bu yüzden ölçek biraz kafa karıştırıcı olsa da kullanmaya devam ediyorlar. Büyüklük ölçeğinde, daha yüksek sayılar daha soluk nesnelere, daha düşük sayılar daha parlak nesnelere karşılık gelir, en parlak nesneler negatif kadirlere sahiptir.

Büyüklükte bir sayı artış, parlaklıkta yaklaşık 2,51 faktör azalmaya karşılık gelir - beş kadirlik bir nesne, dört kadirli bir nesneden 2,51 kat daha soluktur. Güneşin büyüklüğü -26'dır. Kuzey gökyüzündeki en parlak yıldız olan Sirius'un büyüklüğü -1.5. Gözlerinizle görebileceğiniz en sönük cismin kadiri yaklaşık 6'dır. SDSS teleskobunun görebildiği en silik cismin kadir değeri yaklaşık 23'tür. Diğer ünlü yıldızların kadirlerini merak ediyorsanız, bu tabloya bir göz atın. 314 en parlak yıldız.

Soru 1. Büyüklük ölçeğinde, ölçümü bir artırmak, ölçülen miktarı bir ile azaltmak anlamına gelir. faktör 2.51 Ölçülen nicelik çarpma ile arttığında veya azaldığında ölçümün toplama ile arttığı ölçeklere "logaritmik" ölçekler denir. Logaritmik ölçekler kullanılarak ölçülen başka nicelikler düşünebiliyor musunuz?

Artık gökbilimcilerin bir yıldızın rengini nasıl ölçtüğünü biliyorsunuz. Ama "renk" tam olarak nedir, ölçtükleri miktar? Şaşırtıcı olmayan bir şekilde, bir yıldızın rengine, yıldızın yaydığı ışığın rengi neden olur. Fakat ışığın belirli bir renge sahip olması ne anlama gelir? Öğrenmek için İleri'ye tıklayın.


Sabit Hava Arayışında

Görme kalitesi havaya bağlıdır, ancak her yerde geçerli olan basit kurallara bağlı değildir. Kötü görme, havadaki bir değişiklikten kısa bir süre önce veya sonra, kısmi bulutlulukta, rüzgarda ve mevsimsiz soğukta daha olası görünüyor. Gökyüzünüze kesilen hava kütlelerini getiren herhangi bir hava durumu modeli kötü haberdir. İyi görme, yüksek basınçlı bir sistem devreye girdiğinde daha olasıdır. birkaç gün boyunca açık gökyüzü getirmek için. Bulunduğunuz yer için bir görme-hava durumu günlüğü tutun ve keskin görüntüleme için anahtarınız olacak korelasyonları keşfedebilirsiniz.

Ayrıldı: Bu tipik yüzey hava durumu haritasında, kristal berraklığında gökyüzü bir fırtına merkezinin (kırmızı bir harfle gösterilen düşük basınçlı bir sistem) arkasında doğuya doğru süpürür. L) ve kuzeydoğu Amerika Birleşik Devletleri'nden uzaklaşan soğuk cephe. Sağ: Jet akımının konumu genellikle gökyüzünün ne kadar sabit olacağının iyi bir göstergesidir. Yüksek basınçlı bir sırt jet akımını kuzeye doğru büktüğünde, güneydeki gözlemciler sabit gökyüzünün keyfini çıkarabilir. Jet akımının altındakiler muhtemelen zayıf görüşe sahip olacaklar.

Atmosferik bulanıklık, aşağıya baktıkça daha da kötüleşir. Atmosferik dağılım bir yıldızı ufka yakın renkli küçük bir tayfta uzatır bu etki, bulanık görüntülerin nedeni olarak zayıf görüşün bile üstesinden gelir.


Renk İndeksi nedir? - Astronomi

Bir renk büyüklüğü diyagramı, Hertzsprung-Russell diyagramının bir çeşididir. Hertzsprung-Russell (H-R) diyagramı tek tek yıldızların sıcaklıklarının ve büyüklüklerinin bir özeti olsa da, yıldız kümelerinin incelenmesine bir renk büyüklüğü diyagramı (CMD) ayrılmıştır. En yaygın iki yıldız kümesi küresel ve açıktır. Küresel bir küme binlerce yıldız içerir ve diğer kümelere kıyasla eski olarak kabul edilir (Ostlie, sayfa 529). Ayrıca bir galaksinin ana diskinin dışında organize olma eğilimindedirler. Açık kümeler ise genç olarak kabul edilir ve bir galaksinin ana diskinde bulunur (Ostlie, sayfa 530). Bu projenin amacı, açık bir kümenin, M67'nin bir CMD'sini oluşturmak ve sonucun kısa bir analizini vermektir. Bu diyagramı doğru bir şekilde çizmek için görüntülerin standart bir ölçeğe kalibre edilmesi gerekir. Görüntüler Davis Teksas'taki McDonald Gözlemevi'nden Pamela Gay tarafından sağlanmıştır. M67 görüntülerine ek olarak, standart Landolt alanlarının yanı sıra küresel küme NGC4147'nin de görüntüsü alındı. Landolt alanları ve NGC4147, bir kalibrasyon ölçeği ve M67 görüntülerine uygulanan sonuçlar oluşturmak için kullanılacaktır.

Bir görüntü elde etmek için spektral filtrelerin kullanılması, fotometrik analiz için yıldız alanlarını görüntülerken standart bir uygulamadır, ancak her teleskop görüntüyü renk terimiyle etkileyecektir. Bir standart sağlamak amacıyla Arlo Landolt, Johnson-Kron-Cousins ​​fotometrik sistemine dayalı bir kalibrasyon sistemi oluşturmuştur. Profesör Landolt standart bir filtre seti kullanarak gök ekvatoru boyunca 526 yıldızı katalogladı ve bu yıldızların her birini UVBRI filtreleri aracılığıyla belgeledi ve sonucun ortalamasını aldı (Landolt, 1992). Bu sonuçlar, diğer tüm teleskopların kalibre edilmesi gereken standart fotometrik sistem olarak kabul edilir. Bu sıkı çalışmanın sonucu açıktır: Bir teleskopun stili, türü veya boyutu ne olursa olsun, doğru bir CMD üretilebilir.

Landolt serisi için kullanılan filtreler UVBRI iken, diyagramımız BRI görüntülerinden tahmin edilecektir.

Çeşitli bireysel renk filtresi görüntülerinin seçilmesinin nedeni, sıcaklığa çevrilebilen bir renk indeksinin göstergesi olarak aralarında bir derece büyüklük farkı yaratmaktır.

Bir teleskop tarafından tanıtılan renk terimini kalibre etmeye ek olarak, görüntüleri almak için kullanılan CCD kamera da kalibre edilmelidir. Bir CCD kameradan alınan tek bir görüntü (aşırı tarama alanı kullanılarak) gerçek siyaha kalibre edilebilirken, daha fazla görüntü elde edildikçe gürültü ve ısı seviyelerde küçük değişikliklere neden olur. Bu nedenle, her görüntüyü bu tek çerçevedeki seviyelere göre kalibre etmek için yanlı çerçeve adı verilen bir görüntü gereklidir. Önyargı çerçevesine ek olarak düz bir alan da yakalanmalıdır. Diyafram bloke edilmiş bir görüntü yakalandığında, gürültü ve artefaktlar elde edilmeye devam edilir. Bu görüntü diğer görüntülere uygulandığında, gürültünün ve CCD çipine verilen hasarın çoğu görüntüden çıkarılacak ve yalnızca istenen sonuç bırakılacaktır. Tüm bu işleme görüntü küçültme denir. MaxImDL, görüntüleri kalibre etmek ve verilen iki Landolt standart alanından, NGC4147 ve M67'den fotometrik bilgi çıkarmak için kullanılır. Lütfen eke bakın

Görüntü küçültmeye ek olarak, her görüntünün fotometrik bir grafiğini oluşturmak da gereklidir. Fotometrik ekstraksiyon işlemi de özetlenmiştir. Adım Adım Görüntü Küçültme ek. Landolt alanlarındaki belirli yıldızların (bu durumda SA104 ve SA107 alanları) ve ayrıca NGC4147 içinde Pamela Gay tarafından belirtilen belirli yıldızların seçilmesiyle, sağlanan görüntülerden elde edilen fotometrik bilgiler Landolt standartlarıyla karşılaştırılır.

Konumuz: RGB'de M67. Yeşil kanal, Registar sayesinde sentetiktir.

Tüm görüntülerin kalibrasyonunda ilk adım, MaxImDL tarafından çıkarılan fotometrik verileri bir Excel elektronik tablosunda düzenlemektir. Kalibrasyonun amacı, Landolt UVBRI (bizim durumumuzda BRI) Fotometrik Standart Yıldızlar (Landolt, 1992) tarafından sağlanan bir standart yıldız listesi ile fotometrik sonuçları karşılaştırmak için kullanılan bir matematiksel ifadenin değeri olan renk terimini belirlemektir. . Renk terimini çözmek için, aşağıdaki denklemler ekli Excel elektronik tablosuna Pamela Gay'in özeniyle programlanmıştır:

mB, mR ve mI = enstrüman büyüklüğü

Teleskopumuzun tam renk terimini tam olarak belirlemek için, B, R ve I görüntülerinin Excel içinde dağılım çizelgelerini çizmeliyiz. Excel, bu üç filtre için dağılım grafiklerini oluşturmak için kullanılacağından, sonuçları, hesaplanan Landolt ölçümleriyle karşılaştırıldığında, <0.2 standart sapma ve 0 +/- 0.08 medyanla sınırlamak kolaydır her ikisi de dahilidir. Program içindeki işlevler.

Yukarıdaki grafik, B filtresi için Landolt tarafından ölçülen büyüklüklere kıyasla alet büyüklüklerinin eğimini verir.

Yukarıdaki çizim, R filtre görüntülerinin eğimidir.

Bu çizim, I filtre görüntülerinden elde edilen eğimdir.

Ortaya çıkan grafikler, kullanılan teleskopa özgü her filtrenin (x2) sabiti (x1) ve renk terimi için değerleri sağlar.

sağlanan görüntüleri yakalayın.

Yukarıdaki üç grafik aynı modeli paylaşır: yatay eksen hesaplanan Landolt değerleridir: mavi ve kırmızı filtreler için BR ve kızılötesi filtre için RI dikey eksen, sabit ve içindeki hava kütlesi değerleri ile cihaz ölçümlerimizin sonucudur. Landolt değerleri ile karşılaştırılması. Özellikle mavi ve kırmızı filtrelerin grafiği, aşağıdakilere dayalı dikey değerlere sahiptir:

mB B b3 * XB ve mR R r3 * XR,

burada mB (mR) alet büyüklüğü, B (R) Landolt büyüklüğü, XB (XR) hava kütlesi değeri, b3 0.263 sabit değeri ve r3 0.159 sabit değeridir [3]. CMD'miz yıldızları B-R renk indeksine göre çizeceğinden I filtresi terimi yok sayılır.

Artık tüm sıkı çalışma yolumuzdan çekildiğine göre, artık kendi CMD'mizi oluşturmaya konsantre olabiliriz. Kalibrasyon yöntemiyle üretilen sabitler ile artık M67 yıldız kümesinin fotometri ölçümlerini kullanabiliyor ve onu standart bir ölçeğe yerleştirebiliyoruz. İşleri basitleştirmek için, yalnızca B-R renk indeksine sahip bir CMD oluşturacağız. Renk indeksini temsil eden yıldızların büyüklüğü dikey eksende, B-R ise yatay eksende çalışacaktır.

Ekli elektronik tablo, oluşturulan CMD'nin yanı sıra bireysel yıldız verilerini içerir. M67 grafiğimizi Landolt standartlarına getirmek için iki denklem kullanılır.

Bu ilk denklem, seçilen yıldızlara dayalı olarak renk terimini oluşturur:

B-R = (mB mR) (x1B x1R) (0,263 * XB 0,159 * XR) / (1 + x2B x2R)

Burada x1B = -0.3031 (kalibrasyondan elde edilen sabit değer) ve x1R = -0.2002.

Bu değerler hesaplandıktan sonra, yıldızların standartlaştırılmış görünen büyüklükleri şu şekilde hesaplanır:

R = (mR x1R x2R * BR 0.159 * XR)

Burada x2R = 0.0193 (renk terimi) ve BR ilk denklemdeki değerdir.

Karşılaştırma amacıyla, standart bir Hertzsprung-Russell (H-R) diyagramına bir göz atalım:

Sağdaki mutlak büyüklük ölçeğine ve alttaki B-V rengine dikkat edin. CMD'miz aynı yönelime sahip olacak.


Şekil 7.

373 yıldızdan oluşan bir örnekle, CMD'miz bu diyagramın birkaç temel özelliğini ortaya çıkarmak için yeterli bilgiyi içerir. İlk bakışta, ortaya çıkan grafiğin rastgele yıldızların bir doruk noktası olduğu anlaşılıyor, ancak merkeze yakın yıldızların konsantrasyonu bir ana dizi kuşağı görünümüne sahip. Arka plandaki birkaç yıldızın göz ardı edilmesiyle, H-R diyagramında kırmızı dev evresini gösteren alanı dolduran bir grup yıldızın yanı sıra diyagramın sol üst kısmına yakın olası bir yatay dal görmek de mümkündür. Önemli olan, ana dizinin ucundaki yıldızların net bir şekilde kesilmesidir. Bu alan, hidrojen kaynaklarını tüketmiş ve şu anda bir çekirdek helyum yakma aşamasında olan daha yüksek ana dizi yıldızları olan ana dizi kesintisini (MSTO) ifade eder. Bir kümedeki tüm yıldızlar aynı yıldızlararası toz bulutundan yaklaşık olarak aynı zamanda oluştuğundan, bu kesme daha büyük, daha hızlı yanan yıldızların ana diziyi çoktan terk ettiğini ve diyagramın kırmızı dev alanını doldurduğunu gösterir.

Bir renk büyüklüğü diyagramının incelenmesi, yıldızların evrimi hakkında birçok bilgiyi ortaya çıkarabilir. Diyagramımızda çizilen yalnızca 373 yıldız ve yalnızca bir renk indeksi öne çıkarıldığında, yüzey sıcaklığı, yaş, metaliklik ve mesafe gibi yıldız özellikleriyle ilgili doğru bilgiler üretmek zor olurdu, ancak CMD'mizin kısıtlayabileceği makul bir kesinlikle çıkarabiliriz. bu değerler kabul edilebilir düzeyde. 1,03'lük bir BR değeriyle (Doressoundiram, 2002), Güneşimiz odak noktası olarak hizmet edebilir, böylece CMD'miz bilinen bir H-R diyagramına bindirilebilir (Şekil 6). Referans yapıldıktan sonra, CMD'mizin hala ana dizide bulunan yüksek kütleli yıldızlardan oluştuğunu ve daha yüksek kütleli yıldızların kırmızı dev aşamasına başarıyla girdiğini açıkça görebiliriz. En sıcak O ve OB yıldızları ana diziyi kapatırken, A ve B tayf tipi yıldızların ana dizimizde hala var olduğunu söylemek güvenlidir. A ve B yıldızları hala ana dizideyken, bu kümenin en az 15 x 10^6 yaşında olduğunu tahmin edebiliriz (Freedman, sayfa 481). Arsamızın parlak B-R değerleriyle, kümemizin yıldızlarını Popülasyon I yıldız yapan bol metallerin (Chiboucas, İnternet) varlığını çıkarabiliriz. Bu, açık kümelerin küresel kümelerden daha genç yaşta olmasıyla uyumludur. Bu kümeye olan mesafeyi tahmin etmek için her zaman ünlü olan mesafe modülünü kullanacağız:

CMD'mizi kılavuz olarak kullanarak ve B-V [4] 0 olan bir yıldızın mutlak büyüklüğünü ekleyerek, bu B tipi yıldızın mutlak kadir -2 [5] olduğunu biliyoruz.

Standart bir kalibrasyon sistemi kullanarak, M67 yıldız kümesinin görüntülerini kalibre edebildik. Bir renk büyüklüğü diyagramı, bir yıldız kümesini incelemek için bir araç olarak kullanılan bir tür H-R diyagramıdır. M67'nin CMD'miz bazı çok faydalı bilgileri ortaya çıkarmayı başardı. Bu kümenin metal açısından zengin olduğunu, çoğunlukla yüksek kütleli yıldızlar içerdiğini, yaklaşık 15 x 10^6 yaşında olduğunu ve yaklaşık 3900 parsek bir mesafeye sahip olduğunu belirleyebiliyoruz. Sağlanan bilgiler yalnızca kabaca bir tahmin olsa da, bir CMD'nin bize anlatacağı çok şey olduğu açıktır. Bir renk büyüklüğü diyagramının en önemli yönlerinden biri, yıldız evrimini anlamamıza yardımcı olma yeteneğidir (Ostlie, sayfa 531). CMD'lerin beyaz cücelerin oluşumu hakkında değerli bilgiler sağlaması ve mavi başıboş [6] olarak adlandırılan oldukça yeni bir yıldız cismi hakkında fikir vermesi de mümkündür. Yıldızların evrimi hakkında öğrenecek çok şeyimiz var ama şimdi anlamamıza yardımcı olacak araçlara sahibiz.

Doressoundiram, A. Et Al. "Edgewoth-Kuiper Kuşağında Renk Dağılımı." The Astrophysical Journal, Ekim 2002.

Özgür, Roger. William Kaufman. Evren: Altıncı Baskı. W.H. Freeman ve Şirketi, New York. 2002.

Landolt, Arlo. Gök Ekvatoru Çevresindeki Büyüklük Aralığında 11.5 < V < 16.0 UBVRI Fotometrik Standart Yıldızlar. The Astrophysical Journal, Cilt 104, Sayı 1, Temmuz 1992.

Ostlie, Dale. Bradley Carroll. Bir Giriş: Modern Yıldız Astrofiziği. Addison-Wesley Yayıncılık Şirketi, Massachusetts. 1996.

Strobel, Nick. Astronomi Notları. www.astronomynotes.com. İnternet, 2004.

[1] Bu üç formül, Pamela Gay tarafından yazılan ve sağlanan bir makalenin bir bölümünden ödünç alınmıştır.

[2] Hava kütlesi, atmosferik rahatsızlıkları telafi etmek için bir değerdir. Bu, görmeye benzer.

[3] Bu iki değer Pamela Gay tarafından sağlanmaktadır.

[4] B-V değerleri B-R değerlerine göre sağa kaydırılır ancak bu sadece bir tahmindir ve bu ölçü yeterli olacaktır.

[5] Şekil 6'yı kılavuz olarak kullanmak.

[6] Jüri, Blue Straggler'ın gerçek doğası konusunda hala kararsız, ancak en çok kabul gören teori, daha parlak ve daha sıcak bir yıldız oluşturmak için birleşen iki yüksek kütleli yıldız. Ayrıca sadece küresel kümelerde mevcut görünüyorlar.


Diğer

Galaksi (spiral) 0.3523 0.3556 255 225 199 #ffe1c7 Kurucz
Galaksi (eliptik) 0.3617 0.3649 255 222 186 #ffdeba Kurucz
kuasar 0.2188 0.2764 073 214 255 #49d6ff Kurucz

Evren 0.3450 0.3450 255 225 209 #ffe1d1 Glazebrook & Baldry

Notlar

Peki, bu renklere bakarken nelere dikkat edilmelidir?
Bu renkler "gerçek" rengi göstermeye çalışır. Yani: atmosfere veya yıldızlararası ortama müdahale etmeden, ışığın konilerinizi doyurmasını önleyecek kadar loş (bu ışığın beyaz görünmesini sağlar) ve yine de çubuk gri tonlamasından ziyade rengi göreceğiniz kadar parlak ışıkla.

Yani. gri güneş gözlüğü takarken uzaydan yıldıza bakmak (polarize edilmemiş :). Hımm. veya daha iyisi, D65 beyaz duvardaki gri bir pencere gölgesinden.

Bu renkleri uygularken, renk algısının oldukça dağınık olduğunu unutmayın, bu nedenle gördüğünüz şey genellikle sahip olduğunuz şey değildir.

Bu sayfa yalnızca renklilik (renk tonu ve doygunluk) ile ilgilidir, ancak parlaklık ile ilgili değildir. Yıldız sınıflarının birim alan başına ışık gücü büyük ölçüde değişir. Parlaklık yapıyor olsaydık ve G sınıfı yıldız rengi yukarıdaki gibi olsaydı, M sınıfı yıldız rengi basitçe siyah olurdu. Blackbody renklerine bakın - yoğunluk.

Soyut renklilikten cihaza bağlı rgb'ye dönüştürmede kullanılan beyaz nokta seçiminin büyük etkisi vardır. Örneğin, bkz. Güneş. Bu renkler D65 kullanır. D50 için bir set eklemeyi planlıyorum.

Bu renklerin doğru olduğundan emin misin? Garip görünüyorlar.
Hayır, emin değilim. Ve evet, yapıyorlar. Daha farklı renkler bekliyordum. Görünüşe göre, diğer birçok insan gibi, benim okumamdan. Yine de.

Bağlantılar

Teşekkürler
İç çekmek. Sadece, tamamen sahte olmayan bazı piksel değerlerinin, yıldız boyutları karşılaştırmasının disklerinde renklendirilmesini istedim (İşler Ne Kadar Büyük?). Şimdi, n saat sonra. John Walker'ın Color Rendering of Spectra (Specrend) ve Dan Bruton'un Color Science kitabına, sayfalarını açmamı sağlayan teşekkürlerimi sunuyorum. CVRL Color & Vision veritabanına. Güneş ne ​​renk? için Andrew Hamilton'a, bu da kafamın tamamen karışmadığını düşündürdü. Ve onun Renk Referans Kitaplığı için efg. Onlar olmasaydı bu sayfa olmazdı. Ayrıca yıldız spektrum sitelerine de teşekkür ederim.

Yorumlar teşvik edilir - Mitchell Charity [email protected]>

GÜNCELLEME (2016-Mart-29): Siteye ekleyeceğim tek şey, çoğu kişinin D65 yerine D58 kullanmasını tavsiye ederim. D65 bir görüntü standardıdır ve genel monitör kalibrasyonudur. Bu, 6500K kalibreli ekranınızı biraz D65 rengiyle doldurursanız, odanızı o yıldız tarafından aydınlatılmış gibi aydınlatır. Bu, nadiren insanların renkleri kullanma şeklidir. Çoğu zaman, kullanıcı onlara bir ekranda bakıyor ve bunları ekran #fff beyaz ile karşılaştırıyor. Ve bunun için D65 yanıltıcıdır. Örneğin, Güneş'in beyaz yerine pembe olduğunu öne sürmek. D58, yıldız beyazı ile ekran beyazını eşleştirir ve ekranın mavimsi 6500K veya kırmızımsı 5000K veya arada rastgele bir şey olabileceğini yok sayar. Birkaç yıl önce, birinin astronomi programı için bir dizi D58 yıldız rengi çalıştırdım: starcolorsD58. Değeri ne olursa olsun.