Показник кольору: відмінності між версіями
[неперевірена версія] | [перевірена версія] |
Вилучено вміст Додано вміст
Olvin (обговорення | внесок) Немає опису редагування |
Olvin (обговорення | внесок) Немає опису редагування |
||
Рядок 1:
'''Показни́к ко́льору''' або '''колор-індекс''' — різниця між [[видима зоряна величина|зоряними величинами]] [[зоря|зорі]] у двох різних [[спектр]]альних смугах, перша з яких має меншу [[довжина хвилі|довжину хвилі]]. Показник характеризує [[температура|температуру]] зорі, тобто, її колір. Зі збільшенням показника кольору температура зменшується<ref name=aes>{{А-Е-С|Показник кольору|376|p}}</ref>.
== Історія ==
{{Без джерел|дата=червень 2009}}▼
Поняття запроваджено [[Карл Шварцшильдом|Карлом Шварцшильдом]]{{джерело?}} на початку XX сторіччя. Тоді в астрономічних спостереженнях почали широко застосовувати фотографію, і виявилося, що на фотоплатівках зоряні величини були іншими, ніж під час візуальних спостережень. Справа в тому, що людське око виявляє найбільшу чутливість до світла з довжиною хвилі близько 5550 [[Ангстрем|Å]] (жовто-зелене світло), а максимум чутливості використовуваних тоді несенсибілізованих фотоплатівок припадав на довжину хвилі близько 4000 Å (синє світло)<ref>{{cite book
| url = http://www.astronet.ru/db/msg/1169494
| author = Миронов А. В.
| title = Прецизионная фотометрия
| publisher = «Астронет»
| year = 1997
| accessdate = 2012-12-14
| chapter = 1.3 Немного из истории фотометрии и системы
| chapterlink = http://www.astronet.ru/db/msg/1169494/node4.html
}}{{ref-ru}}</ref>.
До 50-х років 20 століття найуживанішим був так званий інтернаціональний показник кольору (CI, від {{lang-en|Color Index}}), що
| url = http://www.astronet.ru/db/msg/1169494
| author = Миронов А. В.
| title = Прецизионная фотометрия
| publisher = «Астронет»
| year = 1997
| accessdate = 2012-12-14
| chapter = 5.5 Вильнюсская среднеполосная система UPXYZST
| chapterlink = http://www.astronet.ru/db/msg/1169494/node38.html
}}{{ref-ru}}</ref>.
Показники кольору
Нехай маємо дві фотометричні смуги, наприклад B і V або U та R, або, в загальному випадку, будь-яку смугу з номером <math>i</math> та кривою реакції Т<sub>j</sub>'(λ) та іншу смугу з номером <math>j</math> та кривою реакції Т<sub>j</sub>'(λ). Нехай маємо дві зорі, друга з яких
: <math>m_{1,i}=-2,5 \lg\, G_{1,i} +(m_{2,i}+2,5 \lg\, G_{2,i})</math>
: <math>m_{1,j}=-2,5 \lg\, G_{1,j} +(m_{2,j}+2,5 \lg\, G_{2,j})</math>;
віднімаючи друге рівняння від першого, отримуємо:
: <math>m_{1,i} - m_{1,j}=-2,5\lg\; G_{1,i}+2,5\lg\; G_{1,j} + \text{const}_i-\text{const}_j = -2,5 \lg\; G_{1,i} +2,5\lg\; G_{1,j} +\text{const}_{i,j}</math>
Різниця
Якщо спостереження
== Міжзоряне поглинання ==
{{Докладніше|Міжзоряне поглинання}}
У [[міжзоряне середовище|міжзоряному середовищі]] короткохвильове світло поглинається сильніше за довгохвильове (наприклад, синє світло поглинається більше за червоне). Це явище аналогічне до почервоніння Сонця біля [[горизонт]]у. Внаслідок нього показники кольору деяких зір, особливо далеких, збільшуються. Властиві зіркам показники кольору (вільні від поглинання) називають ''нормальними''. Показники кольору, змінені [[міжзоряне поглинання|міжзоряним поглинанням]], називають ''почервонілими''.
== Примітки ==
{{reflist}}
== Література ==
|