Renk-renk diyagramı - Color–color diagram
In astronomi , renk renk şemaları karşılaştıran bir yöntemdir ve belirgin büyüklükleri arasında yıldızlı değişik at dalga boylarında . Gökbilimciler tipik olarak belirli dalga boyları etrafındaki dar bantlarda gözlemlerler ve gözlemlenen nesneler her bantta farklı parlaklıklara sahip olacaktır . İki bant arasındaki parlaklık farkına renk denir . Renk-renk diyagramlarında, iki dalga boyu bandı tarafından tanımlanan renk yatay eksende çizilir ve ardından başka bir parlaklık farkıyla tanımlanan renk (genellikle her iki rengin belirlenmesinde bir bant olmasına rağmen) dikey eksende çizilir.
Arka fon
Yıldızlar mükemmel kara cisimler olmasa da , ilk olarak yıldızların yaydığı ışığın spektrumu , bazen termal radyasyon eğrisi olarak da adlandırılan bir kara cisim radyasyon eğrisine çok yakındır . Bir kara cisim eğrisinin genel şekli, sıcaklığı tarafından benzersiz bir şekilde belirlenir ve tepe yoğunluğunun dalga boyu, Wien'in Yer Değiştirme Yasası olarak bilinen bir ilişki olan sıcaklıkla ters orantılıdır . Bu nedenle, bir yıldız spektrumunun gözlemlenmesi , etkin sıcaklığının belirlenmesine izin verir . Spektrometri yoluyla yıldızlar için tam spektrum elde etmek , birkaç bantta basit fotometriden çok daha fazla ilgilenir . Bu nedenle, yıldızın büyüklüğünü çok sayıda farklı renk indeksinde karşılaştırarak , her bir renk arasındaki büyüklük farkları o sıcaklık için benzersiz olacağından, yıldızın etkin sıcaklığı hala belirlenebilir. Bu nedenle, renk-renk diyagramları, bir Hertzsprung-Russell diyagramına çok benzer şekilde, yıldız popülasyonunu temsil etmenin bir yolu olarak kullanılabilir ve farklı tayfsal sınıflardan yıldızlar , diyagramın farklı bölümlerinde yer alacaktır. Bu özellik, çeşitli dalga boyu bantlarında uygulamalara yol açar.
Yıldız lokusunda, yıldızlar az çok düz bir özellikte hizalanma eğilimindedir. Yıldızlar kusursuz siyah cisimler olsaydı, yıldızların yeri gerçekten de saf düz bir çizgi olurdu. Düz çizgi ile olan sapmalar, yıldız tayfındaki absorpsiyon ve emisyon çizgilerinden kaynaklanmaktadır. Bu farklılıklar, kullanılan filtrelere bağlı olarak az ya da çok belirgin olabilir: merkezi dalga boyuna sahip dar filtreler, çizgilerin olmadığı bölgelerde bulunur, siyah gövdeye yakın bir yanıt verir ve hatta yeterince genişlerse çizgilerde ortalanmış filtreler bile verebilir. makul bir kara cisim benzeri davranış.
Bu nedenle, çoğu durumda, yıldız lokusunun düz özelliği, Ballesteros'un saf kara cisimler için çıkarılan formülüyle tanımlanabilir:
burada A , B , C ve D sırasıyla ν a , ν b , ν c ve ν d merkezi frekanslı filtreler aracılığıyla ölçülen yıldızların büyüklükleridir ve k , verilen filtrelerin merkezi dalga boyuna ve genişliğine bağlı bir sabittir. tarafından:
![{\displaystyle k=-2.5\log _{10}\left[\left({\frac {\nu _{\text{c}}}{\nu _{\text{d}}}}\sağ) ^{2}\left({\frac {\Delta _{\text{c}}}{\Delta _{\text{d}}}}\sağ)\left({\frac {\nu _{\ metin{b}}}{\nu _{\text{a}}}}\sağ)^{2{\frac {\nu _{\text{c}}-\nu _{\text{d}} }{\nu _{\text{a}}-\nu _{\text{b}}}}}\left({\frac {\Delta _{\text{b}}}{\Delta _{\ metin{a}}}}\sağ)^{\frac {\nu _{\text{c}}-\nu _{\text{d}}}{\nu _{\text{a}}-\ nu _{\metin{b}}}}\sağ]}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/0d5b5029f01b41dd02ef1dc4bc97acdfebc244b8)
Düz çizginin eğiminin filtre genişliğinde değil, yalnızca etkin dalga boyuna bağlı olduğuna dikkat edin.
Bu formül verileri kalibre etmek için doğrudan kullanılamasa da, verilen iki filtre için iyi kalibre edilmiş veriler varsa, diğer filtrelerdeki verileri kalibre etmek için kullanılabilir. Bilinmeyen bir filtrenin etkin dalga boyu orta noktasını ölçmek için de iyi bilinen iki filtre kullanılarak kullanılabilir. Bu, günlüklerin korunmadığı ve filtre bilgilerinin kaybolduğu eski veriler için kullanılan filtreler hakkındaki bilgileri kurtarmak için yararlı olabilir.
Uygulamalar
fotometrik kalibrasyon
Yıldızların renk-renk diyagramı, optik ve kızılötesi görüntüleme verilerindeki renkleri ve büyüklükleri doğrudan kalibre etmek veya test etmek için kullanılabilir. Bu tür yöntemler, gökadamızdaki yıldız renklerinin gökyüzünün büyük çoğunluğundaki temel dağılımından ve gözlemlenen yıldız renklerinin ( görünür büyüklüklerin aksine ) yıldızlara olan mesafeden bağımsız olması gerçeğinden yararlanır. Yıldız yeri regresyonu (SLR), renk terimlerini ölçmek için çok seyrek (yılda bir veya daha az) dışında, fotometrik kalibrasyonlarda standart yıldız gözlemlerine olan ihtiyacı ortadan kaldırmak için geliştirilmiş bir yöntemdi. SLR, bir dizi araştırma girişiminde kullanılmıştır. NOAO Derin Geniş Alan Araştırması bölgesinin NEWFIRM araştırması, geleneksel kalibrasyon yöntemleriyle elde edilebilecek olandan daha doğru renklere ulaşmak için bunu kullandı ve Güney Kutbu Teleskobu , gökada kümelerinin kırmızıya kaymalarının ölçümünde SLR kullandı . Mavi uçlu yöntem, SLR ile yakından ilişkilidir, ancak esas olarak IRAS verilerinden Galaktik yok olma tahminlerini düzeltmek için kullanılmıştır . Oxford-Dartmouth Otuz Derece Anketi ve Sloan Dijital Gökyüzü Anketi (SDSS) dahil olmak üzere diğer anketler yıldız renk-renk diyagramını öncelikle bir kalibrasyon tanı aracı olarak kullanmıştır .
Renk aykırı değerler
SDSS veya 2 Micron All Sky Survey (2MASS) gibi büyük gözlemsel araştırmalardan elde edilen verileri analiz etmek, üretilen çok sayıda veri nedeniyle zor olabilir. Bunun gibi araştırmalar için, ana dizi yıldız popülasyonundan aykırı değerleri bulmak için renk-renk diyagramları kullanılmıştır . Bu aykırı değerler belirlendikten sonra, daha ayrıntılı olarak incelenebilirler. Bu yöntem, ultracool alt cücelerini tanımlamak için kullanılmıştır . Fotometrik olarak noktalar gibi görünen çözülmemiş ikili yıldızlar , bir üyenin ana dizinin dışında olduğu durumlarda renk-renk aykırı değerleri incelenerek tanımlanmıştır. Boyunca yıldızlı evrim aşamaları asimptotik dev dal gelen karbon yıldızı için gezegensel bulutsu renk renk şemaları farklı bölgelerinde görünür. Kuasarlar ayrıca renk-renk aykırı değerler olarak da görünürler.
yıldız oluşumu
Renk-renk diyagramları genellikle kızılötesi astronomide yıldız oluşum bölgelerini incelemek için kullanılır . Yıldızlar toz bulutlarında oluşur . Yıldız büzülmeye devam ettikçe, çevredeki bir toz diski oluşur ve bu toz, içindeki yıldız tarafından ısıtılır. Tozun kendisi daha sonra yıldızdan çok daha soğuk olmasına rağmen bir kara cisim olarak yayılmaya başlar. Sonuç olarak, yıldız için aşırı kızılötesi radyasyon gözlemlenir. Çevresel toz olmadan bile, yıldız oluşumuna maruz kalan bölgeler , ana dizideki yıldızlara kıyasla yüksek kızılötesi parlaklıklar sergiler . Bu etkilerin her biri , yıldızlararası ortamdaki tozun saçılması sonucu oluşan yıldız ışığının kızarmasından farklıdır .
Renk-renk diyagramları bu etkilerin izole edilmesini sağlar. Ana dizi yıldızlarının renk-renk ilişkileri iyi bilindiğinden, sağdaki örnekte düz siyah çizgi ile yapıldığı gibi, referans için teorik bir ana dizi çizilebilir. Yıldızlararası toz saçılması da iyi bantları olan yıldızların bölgesini tanımlayan bir renk renkli diyagramında çizilen sağlayan, anlaşılmaktadır kızarmış , gözlenen kesikli çizgiler ile renk renkli şemasında gösterildiği beklenmektedir yıldızlararası toz. Kızılötesi renk-renk diyagramları için tipik eksenler, yatay eksende (H–K) ve dikey eksende (J–H)'ye sahiptir ( bant renk gösterimleri hakkında bilgi için kızılötesi astronomiye bakın ). Bu eksenlere sahip bir diyagramda, ana dizinin sağına düşen yıldızlar ve çizilen kırmızılık şeritleri, yıldızlararası toz nedeniyle kırmızılaşma yaşayan ana kol yıldızları da dahil olmak üzere, ana kol yıldızlarından K bandında önemli ölçüde daha parlaktır. J, H ve K bantlarından K en uzun dalga boyudur, bu nedenle K bandında anormal derecede parlak olan nesnelerin kızılötesi fazlalık gösterdiği söylenir . Bu nesneler muhtemelen doğada önyıldızlardır ve önyıldızların gömülü olduğu yansıma bulutsusu tarafından bastırılmasının neden olduğu uzun dalga boylarında aşırı radyasyon vardır. Renk-renk diyagramları, yıldız oluşumunu incelemek için bir araç olarak kullanılabilir, çünkü bir yıldızın oluşumundaki durumu, diyagramdaki konumuna bakılarak kabaca belirlenebilir.