色指数
外观
色指数是天文学中利用颜色来显示恒星表面温度的一个纯量。要测量出这个指数,观测者需要使用两种不同的滤镜,U和B或B和V,依序测出目标物的光度。这是一套很常用的通带或滤镜测光系统,U是对紫外线灵敏的滤镜,B是对蓝光灵敏的滤镜,V是对黄绿色的可见光灵敏的滤镜(参考UBV测光系统)。使用不同滤镜测得的光度差分别称为U-B或B-V的色指数,数值越小,恒星的颜色越接近蓝色;反之,色指数越大,颜色越红(或温度越低)。 这是一系列以对数显示的结果,明亮的天体呈现的数值比暗淡的天体为小(可以为负值)。在比较上,淡黄色的太阳B-V色指数为0.656±0.005 ,蓝色的参宿七B-V的数值为-0.03(参宿七的B星等为0.09,V星等为0.12,B-V = -0.03) 。
遥远天体的色指数通常都会受到星际消光的影响—也就是星际红化的现象比近距离的天体明显。红化的总量以色馀这种特性来表示,在定义上是观测得到的色指数和正常的色指数(或本质的色指数),假设未受到消光影响的真实色指数的差值。例如,在UBV测光系统,我们可以将B-V颜色写成:
大部分光学领域的天文学家使用的通带是UVBRI滤镜,此处U、B和V与前述的相同,R是红色滤镜,I是红外光滤镜。这套滤镜系统有时也以发明者的名字,称为强生-考欣滤镜系统(Johnson-Cousins filter system)(见参考资料)。这些滤镜有时会和光电倍增管和玻璃滤镜做成特殊的组合,像是M. S. Bessel就是设置在平台上的特殊滤镜传导组合,可以对色指数进行定量的演算。严格来说,选择一组适当的滤镜时,必须考虑待测天体的温度范围:B-V适合中间范围的温度,U-V适合高温的天体,而R-I适用于低温的天体。
参见
[编辑]参考资料
[编辑]- Johnson, H. L. and Morgan, ApJ 117, 313 (1953)
- Cousins, A. W. J., MNRAS 166, 711 (1974)
- Cousins, A. W. J., MNASSA 33, 149 (1974)
- Bessell, M. S., PASP 102, 1181 (1990)
注解
[编辑]- ^ The Simbad Astronomical Database (页面存档备份,存于互联网档案馆)' Rigel page (页面存档备份,存于互联网档案馆)
- ^ David F. Gray (1992), The Inferred Color Index of the Sun (页面存档备份,存于互联网档案馆), Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 104, no. 681, pp. 1035-1038 (November 1992)