Índice de cor
| Classe | B−V | U−B | V−R | R−I | Tefetiva (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 |
Em astronomia, o índice de cor é uma simples expressão numérica que determina a cor de um objeto, o que, no caso de uma estrela, indica sua temperatura. Quanto menor o índice de cor, mais azul (ou quente) é o objeto. Por outro lado, quanto maior o índice de cor, mais vermelho (ou frio) é o objeto. Isso é consequência da escala logarítmica de magnitude, na qual objetos mais brilhantes têm magnitudes menores (mais negativas) do que os mais fracos. Para comparação, o Sol esbranquiçado tem um índice B−V de 0,656 ± 0,005,[2] enquanto a azulada Rigel tem um B−V de −0,03 (sua magnitude B é 0,09 e sua magnitude V é 0,12, B−V = −0,03).[3] Tradicionalmente, o índice de cor usa Vega como ponto zero. A supergigante azul Theta Muscae tem um dos menores índices B−V, com −0,41,[4] enquanto a gigante vermelha e estrela de carbono R Leporis tem um dos maiores, com +5,74.[5]
Para medir o índice, observa-se a magnitude de um objeto sucessivamente através de dois filtros diferentes, como U e B, ou B e V, onde U é sensível aos raios ultravioleta, B é sensível à luz azul, e V é sensível à luz visível (verde-amarela) (ver também: Sistema UBV). O conjunto de bandas de passagem ou filtros é chamado de sistema fotométrico. A diferença nas magnitudes obtidas com esses filtros é chamada de índice de cor U−B ou B−V, respectivamente.
Em princípio, a temperatura de uma estrela pode ser calculada diretamente a partir do índice B−V, e existem várias fórmulas para fazer essa conexão.[6] Uma boa aproximação pode ser obtida considerando as estrelas como corpos negros, usando a fórmula de Ballesteros[7] (também implementada no pacote PyAstronomy para Python):[8]
Índices de cor de objetos distantes são geralmente afetados pela extinção interestelar, ou seja, são mais vermelhos do que os de estrelas próximas. A quantidade de avermelhamento é caracterizada pelo excesso de cor, definido como a diferença entre o índice de cor observado e o índice de cor normal (ou índice de cor intrínseco), o hipotético índice de cor verdadeiro da estrela, não afetado pela extinção. Por exemplo, no sistema fotométrico UBV podemos expressar isso para o índice B−V:
As bandas de passagem mais usadas por astrônomos ópticos são os filtros UBVRI, onde os filtros U, B e V são como mencionado acima, o filtro R transmite luz vermelha, e o filtro I transmite luz infravermelha. Esse sistema de filtros é às vezes chamado de sistema de filtros Johnson–Kron–Cousins, nomeado em homenagem aos criadores do sistema (ver referências).[9] Esses filtros foram especificados como combinações particulares de filtros de vidro e tubos fotomultiplicadores. M. S. Bessell especificou um conjunto de transmissões de filtros para um detector de resposta plana, quantificando assim o cálculo dos índices de cor.[10] Para maior precisão, pares apropriados de filtros são escolhidos dependendo da temperatura de cor do objeto: B−V para objetos de faixa média, U−V para objetos mais quentes, e R−I para os mais frios.
Índices de cor também podem ser determinados para outros corpos celestes, como planetas e luas:
| Corpo celeste | Índice de cor B−V | Índice de cor U−B |
|---|---|---|
| Mercúrio | 0,97 | 0,40 |
| Vênus | 0,81 | 0,50 |
| Terra | 0,20 | 0,0 |
| Lua | 0,92 | 0,46 |
| Marte | 1,43 | 0,63 |
| Júpiter | 0,87 | 0,48 |
| Saturno | 1,09 | 0,58 |
| Urano | 0,56 | 0,28 |
| Netuno | 0,41 | 0,21 |
Termos quantitativos de índice de cor
[editar | editar código]| Cor (referência Vega) |
Índice de cor (B−V) |
Classe espectral (sequência principal) |
Classe espectral (estrelas gigantes) |
Classe espectral (estrelas supergigantes) |
Exemplos |
|---|---|---|---|---|---|
| Vermelho | ≥1,40 | M | K4–M9 | K3–M9 | Betelgeuse, Antares |
| Laranja | 0,80–1,40 | K | G4–K3 | G1–K2 | Arcturus, Pollux |
| Amarelo | 0,60–0,80 | G | G0–G3 | F8–G0 | Sol, Rigil Kent |
| Verde | 0,30–0,60 | F | F | F4–F7 | Procyon |
| Branco | 0,00–0,30 | A | A | A0–F3 | Sirius, Vega |
| Azul | −0,33–0,00 | OB | OB | OB | Spica, Rigel |
As denominações comuns de cor (por exemplo, supergigante vermelha) são subjetivas e usam a estrela Vega como referência. No entanto, esses rótulos, embora tenham base quantificável, não refletem como o olho humano perceberia as cores dessas estrelas. Por exemplo, Vega tem uma cor branco-azulada, enquanto o Sol, visto do espaço, pareceria branco neutro, ligeiramente mais quente que o iluminante D65 (que pode ser considerado um branco levemente frio). Estrelas "verdes" seriam percebidas como brancas pelo olho humano.
Veja também
[editar | editar código]Referências
[editar | editar código]- ↑ Zombeck, Martin V. (1990). «Calibration of MK spectral types». Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 2nd ed. [S.l.]: Cambridge University Press. p. 105. ISBN 0-521-34787-4
- ↑ David F. Gray (1992), The Inferred Color Index of the Sun, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 104, no. 681, pp. 1035–1038 (November 1992).
- ↑ «* bet Ori». SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg
- ↑ Murdin, P., ed. (2001). «Tycho Star Catalogs: The 2.5 Million Brightest Stars». Encyclopedia of Astronomy & Astrophysics. Boca Raton: CRC Press. ISBN 978-1-003-22043-5. doi:10.1888/0333750888/2862
- ↑ «VizieR». webviz.u-strasbg.fr. Consultado em 2 de abril de 2024
- ↑ Maki Sekiguchi, Masataka Fukugita (2000). «A Study of the B−V Color-Temperature Relation». Astrophysical Journal. 120 (2): 1072. arXiv:astro-ph/9904299
. doi:10.1086/301490
- ↑ Ballesteros, F. J. (2012). «New insights into black bodies». EPL. 97 (3). 34008. arXiv:1201.1809
- ↑ BallesterosBV_T API http://www.hs.uni-hamburg.de/DE/Ins/Per/Czesla/PyA/PyA/index.html.
- ↑ Landolt, Arlo U. (1 de julho de 1992). «UBVRI Photometric Standard Stars in the Magnitude Range 11.5 < V < 16.0 Around the Celestial Equator». The Astronomical Journal. 104. 340 páginas. Bibcode:1992AJ....104..340L. ISSN 0004-6256. doi:10.1086/116242
- ↑ Michael S. Bessell (1990), UBVRI passbands, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 102, Oct. 1990, p. 1181–1199.
- ↑ Pace, G. (15 de fevereiro de 1971), UBV: Subroutine to Compute Photometric Magnitudes of the Planets and Their Satellites (PDF) (Relatório técnico), Jet Propulsion Laboratory
- ↑ a b Neuhäuser, R; Torres, G; Mugrauer, M; Neuhäuser, D L; Chapman, J; Luge, D; Cosci, M (29 de julho de 2022). «Colour evolution of Betelgeuse and Antares over two millennia, derived from historical records, as a new constraint on mass and age». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 516 (1): 693–719. Bibcode:2022MNRAS.516..693N. ISSN 0035-8711. arXiv:2207.04702. doi:10.1093/mnras/stac1969
Ligações externas
[editar | editar código]- Consulta por Johnson, H. L. e Morgan, ApJ 117, 313 (1953) (em inglês)
- Consulta por Cousins, A. W. J., MNRAS 166, 711 (1974) (em inglês)
- Consulta por Cousins, A. W. J., MNASSA 33, 149 (1974) (em inglês)
- Consulta por Bessell, M. S., PASP 102, 1181 (1990) (em inglês)