Просмотр кода страницы Диаграмма цвет — цвет

В [[Астрономия|астрономии]] '''диаграммы цвет — цвет''' являются вариантами сопоставления [[Видимая звёздная величина|видимых звёздных величин]] звёзд на различных длинах волн. Обычно наблюдения проводятся в узких полосах вокруг определённой длины волны, при этом наблюдаемые объекты излучают различное количество энергии в каждой из полос. Разность звёздных величин в двух разных полосах называется [[Показатель цвета|показателем цвета]]. На диаграммах цвет — цвет определяемый двумя полосами цвет отмечается на горизонтальной оси координат, а определяемый другой парой полос цвет отмечается на вертикальной оси. Зачастую в двух парах полос одна полоса является общей.

== Теория ==
[[Файл:Effective temperature and color index.png|thumb|250px|[[Эффективная температура]] [[Абсолютно чёрное тело|абсолютно чёрного тела]] в сопоставлении с показателями цвета ''B-V'' и ''U-B'' для [[Главная последовательность|звёзд главной последовательности]] и [[сверхгигант]]ов на диаграмме цвет — цвет.<ref name=UBV>
Рисунок создавался по данным {{книга |заглавие=Introduction to Stellar Astrophysics: Basic stellar observations and data |ссылка=https://books.google.com/books?id=JWrtilsCycQC&pg=PA26 |страницы=26 |часть=Figure 4.9 |издательство=[[Издательство Кембриджского университета|Cambridge University Press]] |isbn=0-521-34869-2 |год=1989 |язык=en |автор=E. Böhm-Vitense}}
</ref> Звёзды испускают меньше ультрафиолетового излучения, чем абсолютно чёрное тело с таким же цветом ''B-V''.]]

Хотя звёзды не являются в точности абсолютно чёрными телами, но в первом приближении спектры излучения звёзд напоминают кривые излучения абсолютно чёрного тела. В целом форма кривой спектра абсолютно чёрного тела определяется температурой, при этом длина волны максимума излучения обратно пропорциональна температуре ([[закон смещения Вина]]). Следовательно, наблюдаемый спектр звезды даёт информацию о её эффективной температуре. Получение полного спектра звёзд средствами [[Астроспектроскопия|спектрометрии]] более сложно, чем получение участков спектра в определённых полосах методами [[Фотометрия|фотометрии]]. При сопоставлении звёздных величин объекта для нескольких показателей цвета можно определить эффективную температуру, поскольку разность звёздных величин для каждого показателя цвета однозначно связана с температурой. Таким образом, диаграммы цвет — цвет можно использовать для общего представления звёздного населения по аналогии с [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|диаграммой Герцшпрунга — Рассела]]. Звёзды разных спектральных классов будут располагаться в различных частях диаграммы.

На диаграмме звёзды выстраиваются в виде некоторых линий. Если бы звёзды являлись идеальными абсолютно чёрными телами, то на диаграммах располагались бы на прямых линиях. Отличия от прямых линий возникают вследствие наличия линий поглощения и излучения в спектре. Отличия могут быть более или менее выраженными в зависимости от используемых при наблюдении фильтров: при использовании узкополосных фильтров с центральной длиной волны, лежащей вне области линий, участок спектра будет выглядеть аналогично чернотельному; но даже если фильтр центрирован на содержащую линии область, при достаточной ширине полосы пропускания спектр может быть близким к спектру излучения абсолютно чёрного тела.

В большинстве случаев расположение звёзд на диаграмме может быть представлено формулой из работы F.J. Ballesteros,<ref name=Ballesteros>Ballesteros, F.J. (2012). "New insights into black bodies ". EPL 97 (2012) 34008. http://arxiv.org/pdf/1201.1809.pdf {{Wayback|url=http://arxiv.org/pdf/1201.1809.pdf |date=20201105231735 }}.</ref> полученной для абсолютно чёрного тела:

: <math>C - D = \frac{\nu_c - \nu_d}{\nu_a - \nu_b} (A - B) + k, </math>

где A, B, C и D являются звёздными величинами, измеренными в фильтрах с центральными частотами <math>\nu_a</math>, <math>\nu_b</math>, <math>\nu_c</math> и <math>\nu_d</math>, k является константой, зависящей от центральной длины волны и ширины полосы пропускания фильтров:

: <math> k = -2.5 \log_{10} \left[ {\left( {\frac{{\nu_c }}{{\nu_d }}} \right)^2
\left( {\frac{{\Delta_c }}{{\Delta_d }}} \right)  \left( {\frac{{\nu_b }}{{\nu_a }}} \right)^{2\frac{{\nu_c  - \nu_d }}{{\nu_a  - \nu_b }}} \left( {\frac{{\Delta_b }}{{\Delta_a }}} \right)^{\frac{{\nu_c  - \nu_d }}{{\nu_a  - \nu_b }}} } \right]. </math>

Заметим, что наклон прямой линии зависит только от эффективной длины волны.

Хотя данную формулу нельзя применять непосредственно для калибровки данных, но при наличии откалиброванных данных для двух определённых фильтров можно использовать формулу для калибровки данных в других фильтрах. Для измерения эффективной длины волны центральной области некоторого фильтра также можно применить данную формулу при наличии информации о других двух фильтрах.

== Применение ==

=== Фотометрическая калибровка ===
[[Файл:Stellar-locus-regression.png|thumb|right|Схематичная иллюстрация метода регрессии при выполнении фотометрической калибровки.]]
Диаграмма цвет — цвет для звёзд может применяться для калибровки или для проверки значений цветов и звёздных величин по данным оптических или инфракрасных наблюдений. Подобные алгоритмы используют методы исследований распределения цвета звёзд в Галактике и опираются на утверждение о независимости наблюдаемого цвета звёзд от расстояния до них. Метод регрессии положения звёзд ({{lang-en|Stellar locus regression}}, ''SLR'')<ref name=slr>
{{статья
|заглавие=Stellar Locus Regression: Accurate Color Calibration and the Real-Time Determination of Galaxy Cluster Photometric Redshifts
|издание=[[The Astronomical Journal]]
|doi=10.1088/0004-6256/138/1/110
|том=138
|номер=1
|страницы=110—129
|bibcode=2009AJ....138..110H
|arxiv=0903.5302
|язык=en
|тип=journal
|автор=F. W. High et al.
|год=2009
|издательство=[[IOP Publishing]]
}}
</ref> разработан для исключения необходимости наблюдений стандартных звёзд в рамках фотометрических калибровок, за исключением весьма редких (раз в год или реже) измерений цвета. Метод SLR применяется в ряде научных проектов. Обзор NEWFIRM ([http://www.noao.edu/noao/noaodeep/ NOAO Deep Wide-Field Survey]) использовал данный метод для получения более точных цветов по сравнению с традиционными методами калибровки; при наблюдениях на Южном Полярном телескопе SLR применяется при измерении [[Космологическое красное смещение|красного смещения]] [[Скопление галактик|скоплений галактик]].<ref name = high10>
{{статья
|заглавие=Optical Redshift and Richness Estimates for Galaxy Clusters Selected with the Sunyaev-Zel'dovich Effect from 2008 South Pole Telescope Observations
|bibcode=2010ApJ...723.1736H
|издание=[[The Astrophysical Journal]]
|doi=10.1088/0004-637X/723/2/1736
|том=723
|номер=2
|страницы=1736—1747
|arxiv=1003.0005
|язык=en
|тип=journal
|автор=F. W. High et al.
|год=2010
|издательство=[[IOP Publishing]]
}}
</ref> Ряд других обзоров использует диаграммы цвет — цвет в основном в качестве инструмента для проверки калибровок, например, обзор [[SDSS]].<ref>
{{статья
|заглавие=Sloan Digital Sky Survey Standard Star Catalog for Stripe 82: The Dawn of Industrial 1% Optical Photometry
|bibcode=2007AJ....134..973I
|издание=[[The Astronomical Journal]]
|doi=10.1086/519976
|том=134
|номер=3
|страницы=973—998
|arxiv=astro-ph/0703157
|язык=en
|тип=journal
|автор=Z. Ivezic et al.
|год=2007
|издательство=[[IOP Publishing]]
}}
</ref>

=== Отклоняющиеся по цвету объекты ===
При анализе данных крупных астрономических обзоров, таких как [[SDSS]] и [[2MASS]], диаграммы цвет — цвет используются для поиска объектов, отклоняющихся от населения главной последовательности. Таким образом были обнаружены очень холодные [[субкарлик]]и.<ref name="subdwarf1">{{статья |заглавие=Optical Spectroscopy of 2MASS Color-selected Ultracool Subdwarfs |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=657 |номер=1 |страницы=494—510 |bibcode=2006astro.ph.10096B |doi=10.1086/510148 |arxiv=astro-ph/0610096 |язык=en |тип=journal |автор=Burgasser, A. J.; Cruz, K.L.; Kirkpatrick, J.D. |год=2007 |издательство=[[IOP Publishing]] }}</ref><ref name="subdwarf2">{{статья |заглавие=New Neighbors from 2MASS: Activity and Kinematics at the Bottom of the Main Sequence |издание=[[The Astronomical Journal|Astronomical Journal]] |том=120 |номер=2 |страницы=1085—1099 |ссылка=http://www.iop.org/EJ/abstract/-link=9084013/1538-3881/120/2/1085 |doi=10.1086/301456 |bibcode=2000AJ....120.1085G |arxiv=astro-ph/0004361 |язык=en |тип=journal |автор=Gizis, J.E. et al. |год=2000}}{{Недоступная ссылка|date=2018-09|bot=InternetArchiveBot }}</ref> Неразрешаемые двойные звёзды, с точки зрения фотометрии выглядящие как точечные источники, можно обнаружить на диаграмме в виде отклоняющихся объектов в случае, когда один из компонентов не находится на главной последовательности.<ref name="binary">{{статья |заглавие=Stellar SEDs from 0.3 to 2.5 micron: Tracing the Stellar Locus and Searching for Color Outliers in the SDSS and 2MASS |издание=[[The Astronomical Journal|Astronomical Journal]] |том=134 |номер=6 |страницы=2398—2417 |ссылка=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:0707.4473 |doi=10.1086/522052 |bibcode=2007AJ....134.2398C |arxiv=0707.4473 |язык=en |тип=journal |автор=Covey, K.R. et al. |год=2007}}</ref>
Стадии эволюции звёзд вдоль [[Асимптотическая ветвь гигантов|асимптотической ветви гигантов]] от [[Углеродная звезда|углеродных звёзд]] до [[Планетарная туманность|планетарных туманностей]] отражены на разных областях диаграмм цвет — цвет.<ref name="agb_evolution">{{статья |заглавие=Evolution from AGB to planetary nebula in the MSX survey |издание=[[Astronomy and Astrophysics]] |том=431 |номер=2 |страницы=565—574 |bibcode=2005A&A...431..565O |doi=10.1051/0004-6361:20040401 |arxiv=astro-ph/0411769 |язык=en |тип=journal |автор=Ortiz, R. et al. |год=2005}}</ref> [[Квазар]]ы также отклоняются от общих линий на диаграмме.<ref name="binary"/>

=== Звездообразование ===
[[Файл:Trapezium cluster optical and infrared comparison.jpg|thumb|left|На оптическом изображении (слева) видны пылевые облака, на инфракрасном изображении (справа) видны молодые звёзды. ''C. R. O’Dell-Vanderbilt University, NASA, ESA''.]]

Диаграммы цвет — цвет часто применяются в инфракрасной астрономии для изучения областей звездообразования. Звёзды образуются в межзвёздных облаках, содержащих пыль. При сжатии звезды формируется [[околозвёздный диск]], пыль в котором впоследствии разогревается звездой. Нагретая пыль сама излучает как абсолютно чёрное тело, но гораздо более холодное, чем звезда. В результате у звезды наблюдается избыток инфракрасного излучения. Даже при отсутствии околозвёздной пыли области звездообразования обладают высокой светимостью в инфракрасном диапазоне по сравнению со звёздами на главной последовательности.<ref>{{статья |заглавие=Star formation rates and infrared radiation |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=221 |страницы=562—566 |bibcode=1978ApJ...221..562S |doi=10.1086/156057 |язык=en |автор=C. Struck-Marcell; B.M. Tinsley |год=1978 |тип=journal |издательство=[[IOP Publishing]] }}</ref> Каждый из таких эффектов отличается от покраснения света в результате рассеяния пылью в [[Межзвёздная среда|межзвёздной среде]].

[[Файл:Trapez ccdiag.jpg|thumb|right|Диаграмма цвет — цвет показывает, что многие представители скопления обладают инфракрасным избытком, что характерно для звёзд, обладающих околозвёздным диском.]]

На диаграмму цвет — цвет можно нанести теоретическую кривую для звёзд главной последовательности, как показано на примере чёрной линией. Поскольку имеются сведения о рассеянии межзвёздной пылью, то на диаграмму можно нанести полосы, в которых располагаются звёзды, излучение которых испытывает межзвёздное покраснение. Данные полосы изображены пунктирными линиями. Обычно на диаграммах по горизонтальной оси отложен цвет (H-K), по вертикальной оси отложен цвет (J-H). Звезды, располагающиеся правее от главной последовательности и полос покраснения, существенно ярче в полосе K, чем звёзды главной последовательности. В эту же категорию попадают звёзды главной последовательности, излучение которых испытало сильное покраснение. Среди полос J, H и K полоса K является наиболее длинноволновой, поэтому аномально яркие в полосе K объекты проявляют наличие инфракрасного избытка. Вероятно, подобные объекты являются протозвёздами, при этом инфракрасный избыток может быть связан с наличием отражательной туманности.<ref>{{статья |заглавие=Infrared L-Band Observations of the Trapezium Cluster: A Census of Circumstellar Disks and Candidate Protostars |ссылка=https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2000-12_120_6/page/3162 |издание=[[The Astronomical Journal]] |том=120 |номер=6 |страницы=3162—3176 |bibcode=2000AJ....120.3162L |doi=10.1086/316848 |arxiv=astro-ph/0008280 |язык=en |тип=journal |автор=Lada, C.J. et al. |год=2000 |издательство=[[IOP Publishing]] }}</ref> В подобных случаях диаграммы можно использовать для изучения звездообразования.<ref>{{статья |заглавие=Interpreting infrared color-color diagrams – Circumstellar disks around low- and intermediate-mass young stellar objects |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=393 |страницы=278—288 |bibcode=1992ApJ...393..278L |doi=10.1086/171505 |язык=en |тип=journal |автор=Charles Lada; Fred Adams |год=1992 |издательство=[[IOP Publishing]] }}</ref>

== Примечания ==
{{примечания}}

== Ссылки ==
* [https://archive.today/20130102225943/http://stellar-locus-regression.googlecode.com/ Stellar Locus Regression]
* [https://archive.today/20070616105622/http://www.astro.umass.edu/theses/meyer/ngc2024/node4.html Color-Color and Color-Magnitude Diagrams] (examples of color-color diagrams)
* [http://www.astro.caltech.edu/~jmc/variables/cham1/ Near-Infrared Photometric Variability of Stars Toward the Chamaeleon I Molecular Cloud]

[[Категория:Звёздная эволюция]]