Diagrama color – color - Color–color diagram
En astronomía , los diagramas color-color son un medio para comparar las magnitudes aparentes de estrellas en diferentes longitudes de onda . Los astrónomos normalmente observan en bandas estrechas alrededor de ciertas longitudes de onda, y los objetos observados tendrán diferentes brillos en cada banda. La diferencia de brillo entre dos bandas se denomina color . En los diagramas color-color, el color definido por dos bandas de longitud de onda se traza en el eje horizontal , y luego el color definido por otra diferencia de brillo (aunque generalmente hay una banda involucrada en la determinación de ambos colores) se trazará en el eje vertical.
Fondo
Aunque las estrellas no son cuerpos negros perfectos , en primer lugar, los espectros de luz emitidos por las estrellas se ajustan estrechamente a una curva de radiación de cuerpo negro , también conocida a veces como curva de radiación térmica . La forma general de una curva de cuerpo negro está determinada únicamente por su temperatura , y la longitud de onda de la intensidad máxima es inversamente proporcional a la temperatura, una relación conocida como Ley de desplazamiento de Wien . Por tanto, la observación de un espectro estelar permite determinar su temperatura efectiva . La obtención de espectros completos de estrellas a través de la espectrometría es mucho más complicado que la simple fotometría en unas pocas bandas. Por lo tanto, al comparar la magnitud de la estrella en múltiples índices de color diferentes , aún se puede determinar la temperatura efectiva de la estrella, ya que las diferencias de magnitud entre cada color serán únicas para esa temperatura. Como tal, los diagramas de color-color se pueden usar como un medio para representar la población estelar, al igual que un diagrama de Hertzsprung-Russell , y las estrellas de diferentes clases espectrales habitarán diferentes partes del diagrama. Esta característica conduce a aplicaciones dentro de varias bandas de longitud de onda.
En el locus estelar, las estrellas tienden a alinearse en una característica más o menos recta. Si las estrellas fueran cuerpos negros perfectos, el lugar estelar sería una línea recta pura. Las divergencias con la línea recta se deben a las líneas de absorción y emisión en los espectros estelares. Estas divergencias pueden ser más o menos evidentes dependiendo de los filtros utilizados: filtros estrechos con longitud de onda central ubicados en regiones sin líneas, producirán una respuesta cercana a la del cuerpo negro, e incluso filtros centrados en líneas si son lo suficientemente anchas, pueden dar un comportamiento razonable de cuerpo negro.
Por lo tanto, en la mayoría de los casos, la característica recta del locus estelar puede describirse mediante la fórmula de Ballesteros deducida para cuerpos negros puros:
donde A , B , C y D son las magnitudes de las estrellas medidos a través de filtros con frecuencias centrales nu una , ν b , ν c y ν d respectivamente, y k es una constante en función de la longitud de onda central y la anchura de los filtros, dado por:
![{\ Displaystyle k = -2.5 \ log _ {10} \ left [\ left ({\ frac {\ nu _ {\ text {c}}} {\ nu _ {\ text {d}}}} \ right) ^ {2} \ left ({\ frac {\ Delta _ {\ text {c}}} {\ Delta _ {\ text {d}}}} \ right) \ left ({\ frac {\ nu _ {\ texto {b}}} {\ nu _ {\ text {a}}}} \ right) ^ {2 {\ frac {\ nu _ {\ text {c}} - \ nu _ {\ text {d}} } {\ nu _ {\ text {a}} - \ nu _ {\ text {b}}}}} \ left ({\ frac {\ Delta _ {\ text {b}}} {\ Delta _ {\ texto {a}}}} \ derecha) ^ {\ frac {\ nu _ {\ text {c}} - \ nu _ {\ text {d}}} {\ nu _ {\ text {a}} - \ nu _ {\ text {b}}}} \ right]}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/0d5b5029f01b41dd02ef1dc4bc97acdfebc244b8)
Tenga en cuenta que la pendiente de la línea recta depende solo de la longitud de onda efectiva, no del ancho del filtro.
Aunque esta fórmula no se puede usar directamente para calibrar datos, si uno tiene datos bien calibrados para dos filtros dados, se puede usar para calibrar datos en otros filtros. También se puede utilizar para medir el punto medio de la longitud de onda efectiva de un filtro desconocido, utilizando dos filtros bien conocidos. Esto puede ser útil para recuperar información sobre los filtros utilizados para el caso de datos antiguos, cuando los registros no se conservan y se ha perdido la información del filtro.
Aplicaciones
Calibración fotométrica
El diagrama color-color de las estrellas se puede utilizar para calibrar directamente o para probar colores y magnitudes en datos de imágenes ópticas e infrarrojas. Dichos métodos aprovechan la distribución fundamental de los colores estelares en nuestra galaxia en la gran mayoría del cielo, y el hecho de que los colores estelares observados (a diferencia de las magnitudes aparentes ) son independientes de la distancia a las estrellas. La regresión de locus estelar (SLR) fue un método desarrollado para eliminar la necesidad de observaciones de estrellas estándar en calibraciones fotométricas, excepto con muy poca frecuencia (una vez al año o menos) para medir términos de color. SLR se ha utilizado en varias iniciativas de investigación. El estudio NEWFIRM de la región del estudio de campo amplio y profundo de la NOAO lo utilizó para llegar a colores más precisos que los que se hubieran obtenido de otro modo con los métodos de calibración tradicionales, y el telescopio South Pole utilizó SLR en la medición de los desplazamientos al rojo de los cúmulos de galaxias . El método de punta azul está estrechamente relacionado con SLR, pero se utilizó principalmente para corregir las predicciones de extinción galáctica a partir de datos de IRAS . Otras encuestas han utilizado el diagrama de color-color estelar principalmente como una herramienta de diagnóstico de calibración, incluida la encuesta de treinta grados de Oxford-Dartmouth y la encuesta de cielo digital Sloan (SDSS).
Valores atípicos de color
El análisis de datos de grandes encuestas de observación, como SDSS o 2 Micron All Sky Survey (2MASS), puede ser un desafío debido a la gran cantidad de datos producidos. Para encuestas como estas, se han utilizado diagramas de color-color para encontrar valores atípicos de la población estelar de la secuencia principal . Una vez que se identifican estos valores atípicos, se pueden estudiar con más detalle. Este método se ha utilizado para identificar subenanas ultrafrías . Las estrellas binarias no resueltas , que parecen ser puntos fotométricamente , se han identificado mediante el estudio de valores atípicos de color en los casos en los que un miembro está fuera de la secuencia principal. Las etapas de la evolución de las estrellas a lo largo de la rama gigante asintótica de la estrella de carbono a la nebulosa planetaria aparecen en distintas regiones de diagramas color-color. Los quásares también aparecen como valores atípicos de color.
Formación de estrellas
Los diagramas color-color se utilizan a menudo en astronomía infrarroja para estudiar las regiones de formación de estrellas . Las estrellas se forman en nubes de polvo . A medida que la estrella continúa contrayéndose, se forma un disco de polvo circunestelar, y este polvo es calentado por la estrella del interior. El polvo mismo comienza a irradiar como un cuerpo negro, aunque mucho más frío que la estrella. Como resultado, se observa un exceso de radiación infrarroja para la estrella. Incluso sin polvo circunestelar, las regiones en formación de estrellas exhiben altas luminosidades infrarrojas en comparación con las estrellas de la secuencia principal. Cada uno de estos efectos es distinto del enrojecimiento de la luz de las estrellas que se produce como resultado de la dispersión del polvo en el medio interestelar .
Los diagramas color-color permiten aislar estos efectos. Como las relaciones color-color de las estrellas de la secuencia principal son bien conocidas, se puede trazar una secuencia principal teórica como referencia, como se hace con la línea negra sólida en el ejemplo de la derecha. La dispersión de polvo interestelar también se comprende bien, lo que permite dibujar bandas en un diagrama color-color que define la región en la que se espera que se observen las estrellas enrojecidas por el polvo interestelar, indicadas en el diagrama color-color mediante líneas discontinuas. Los ejes típicos de los diagramas color-color infrarrojos tienen (H – K) en el eje horizontal y (J – H) en el eje vertical (consulte la astronomía infrarroja para obtener información sobre las designaciones de los colores de las bandas). En un diagrama con estos ejes, las estrellas que caen a la derecha de la secuencia principal y las bandas enrojecidas dibujadas son significativamente más brillantes en la banda K que las estrellas de la secuencia principal, incluidas las estrellas de la secuencia principal que han experimentado enrojecimiento debido al polvo interestelar. De las bandas J, H y K, K es la longitud de onda más larga, por lo que se dice que los objetos que son anormalmente brillantes en la banda K exhiben un exceso de infrarrojos . Es probable que estos objetos sean de naturaleza protoestelar , con el exceso de radiación en longitudes de onda largas causado por la supresión de la nebulosa de reflexión en la que están incrustadas las protoestrellas. Los diagramas color-color se pueden usar entonces como un medio para estudiar la formación estelar, ya que el estado de una estrella en su formación se puede determinar aproximadamente al observar su posición en el diagrama.
Ver también
Referencias
enlaces externos
- Regresión del locus estelar
- Diagramas de color-color y color-magnitud (ejemplos de diagramas de color-color)
- Variabilidad fotométrica del infrarrojo cercano de las estrellas hacia la nube molecular Chamaeleon I