Δείκτης χρώματος

+ Δείκτες χρώματος και φασματικοί τύποι αστέρων Τύπος  B−V  U−B  V−R  R−I  Teff (K) O5V  −0,33  −1,19  −0,15  −0,32  42.000 B0V  −0,30  −1,08  −0,13  −0,29  30.000 A0V  −0,02  −0,02  0,02  −0,02  9.790 F0V  0,30  0,03  0,30  0,17  7.300 G0V  0,58  0,06  0,50  0,31  5.940 K0V  0,81  0,45  0,64  0,42  5.150 M0V  1,40  1,22  1,28  0,91  3.840

Στην αστρονομία ο δείκτης χρώματος (color index) είναι μια απλή αριθμητική έκφραση του χρώματος ενός ουράνιου σώματος. Χρησιμοποιείται ιδιαίτερα στην περίπτωση των αστέρων, για τους οποίους υπάρχει πρακτικά μονοσήμαντη αντιστοιχία του με την επιφανειακή θερμοκρασία τους και τον φασματικό τους τύπο. Πιο συγκεκριμένα, όσο μικρότερος αριθμός είναι ο δείκτης χρώματος, τόσο πιο γαλάζιο και θερμότερο είναι το ουράνιο σώμα. Ενώ όσο μεγαλύτερος είναι ο δείκτης χρώματος, τόσο πιο κόκκινο και ψυχρότερο είναι το σώμα. Αυτό είναι αποτέλεσμα της ιδιομορφίας της κλίμακας των αστρονομικών μεγεθών, στην οποία τα φωτεινότερα σώματα έχουν μικρότερα (ή «πιο αρνητικά») μεγέθη από τα αμυδρότερα. Για σύγκριση, ο Ήλιος, ως «κίτρινος» αστέρας, έχει δείκτη χρώματος B−V = 0,656, ενώ ο κυανός γίγαντας  Ρίγκελ έχει B−V = −0,03 (το B μέγεθός του είναι 0,09 και το V μέγεθός του είναι 0,12).

Για την εύρεση ενός δείκτη χρώματος, προσδιορίζουμε το μέγεθος ενός ουράνιου σώματος διαδοχικά μέσα από δύο διαφορετικά αστρονομικά φίλτρα, όπως τα U και B, ή τα B και V της σειράς του Τζόνσον. Το U είναι ευαίσθητο στο υπεριώδες φως, το B στο κυανό (μπλε) φως και το V στα μήκη κύματος στα οποία είναι πιο ευαίσθητο το ανθρώπινο μάτι (κιτρινοπράσινο, βλ. φωτομετρικό σύστημα UBV). Η διαφορά μεταξύ των μεγεθών που μετρούνται με αυτά τα φίλτρα ονομάζεται αντιστοίχως δείκτης χρώματος U−B ή B−V.

Θεωρητικά η επιφανειακή θερμοκρασία ενός αστέρα μπορεί να υπολογισθεί απευθείας από τον δείκτη χρώματος B−V, και υπάρχουν αρκετές μαθηματικές σχέσεις για τον υπολογισμό αυτόν.Sekiguchi, M. & Fukugita (2000): «A STUDY OF THE B-V COLOR-TEMPERATURE RELATION», Astrophysical Journal, τόμος 120 (2000), σελ. 1072 Μία καλή προσέγγιση μπορεί να αποκτηθεί θεωρώντας τους αστέρες ως μέλανα σώματα, με χρήση της σχέσεως του BallesterosBallesteros, F.J. (2012): «New insights into black bodies», EPL 97 (2012), σελ. 34008 (.:

Οι δείκτες χρώματος μακρινών σωμάτων επηρεάζονται (αλλοιώνονται) συνήθως από τη διαστρική απορρόφηση, με αποτέλεσμα να είναι «μετατοπισμένοι» προς το κόκκινο (ερύθρωση) σε σχέση με εκείνους των γειτονικών μας αστέρων. Η ερύθρωση εκφράζεται ποσοτικά με τη λεγόμενη «περίσσεια χρώματος» (color excess), οριζόμενη ως η διαφορά μεταξύ του παρατηρούμενου δείκτη χρώματος και του κανονικού ή ενδογενούς δείκτη χρώματος (normal ή intrinsic color index), τον υποθετικό πραγματικό δείκτη χρώματος του αστέρα, χωρίς την επίδραση της απορροφήσεως.

Για το φωτομετρικό σύστημα UBV μπορούμε να γράψουμε για τη διαστρική απορρόφηση Ε:

Τα φίλτρα UBV και RI ορίσθηκαν αρχικώς ως συγκεκριμένοι συνδυασμοί γυάλινων φίλτρων με φωτόμετρα φωτοπολλαπλασιαστή. Ο M.S. Bessell καθόρισε ένα σύνολο από διαπερατότητες φίλτρων σε σχέση με έναν ανιχνευτή με απόκριση ανεξάρτητη του χρώματος, ποσοτικοποιώντας έτσι τον υπολογισμό των δεικτών χρώματος. Για περισσότερη ακρίβεια, κατάλληλα ζεύγη φίλτρων επιλέγονται ανάλογα με τη θερμοκρασία του σώματος: B−V για τους μέσους αστέρες, U−V για τους θερμότερους και R−I για ψυχρότερα σώματα (ερυθρούς και φαιούς νάνους).

 Δείτε επίσης 
 Διάγραμμα χρώματος-χρώματος

Παραπομπές

Βιβλιογραφία
 Johnson, H.L. & Morgan, ApJ, τόμ. 117, σελ. 313 (1953)
 Cousins, A.W.J., MNRAS, τόμ. 166, σελ. 711 (1974)
 Cousins, A.W.J., MNASSA, τόμ. 33, σελ. 149 (1974)
 Bessell, M.S., PASP, τόμ. 102, σελ. 1181 (1990)

Δεικτης χρωματος