Ogled vira Barvni indeks

'''Bárvni índeks''' je v [[astronomija|astronomiji]] preprost [[število|številski]] izraz, ki določa [[barva|barvo]] [[astronomsko telo|telesa]]. V primeru [[zvezda|zvezd]] podaja njihovo površinsko [[temperatura|temperaturo]]. Za določitev barvnega indeksa je treba [[meritev|izmeriti]] [[navidezni sij]] telesa skozi dva različna [[filter|filtra]]. Na primer filtra U in B ali B in V, kjer U prepušča le [[ultravijolično valovanje]], B [[modra|modro]] [[svetloba|svetlobo]] in V [[vidni spekter|vidno]] svetlobo (zeleno-rumeno). Lastnosti filtrov določa [[fotometrični sistem]]. Razlika v navideznem siju, izmerjena s takšnimi filtri, se imenuje barvni indeks U-B ali B-V. Manjši je barvni indeks, bolj modro, oziroma toplejše je telo. Če je barvni indeks večji, je telo bolj rdeče, oziroma hladnejše. To je posledica [[logaritem|logaritmične]] skale navideznega sija, kjer imajo svetlejša telesa manjše navidezne sije od temnejših.

== Zgodovina ==

Prvotno je barvni indeks uvedel [[Karl Schwarzschild]] za barve zvezd. Parameter so uvedli v začetku [[20. stoletje|20. stoletja]] ob uvedbi [[fotografija|fotografije]] v astronomska opazovanja zaradi tega ker se je relativna [[svetlost]] zvezd na fotografskih ploščah razlikovala od opazovane v vidnem. Največja občutljivost [[oko|človeškega očesa]] je v rumeno-zelenem delu spektra, tedaj pa so uporabljali fotografske emulzije, najobčutljivejše v sivem. Zaradi tega so se zdele hladnejše zvezde poznejših [[spektralna razvrstitev zvezd|spektralnih razredov]] svetlejše pri opazovanjih v vidnem, toplejše zvezde prvih spekralnih razredov pa pri fotografskem opazovanju. Tako imajo svetle zvezde z nizko površinsko temperaturo barvni indeks približno +1,0, belo-svetlo modre z visoko površinsko temperaturo pa približno -0,2.

== Barvni indeks in fotometrični sistemi ==

V splošnem je barvni indeks ''m'' dveh obsegov spektralnih občutljivosti ''i'' in ''j'' določen z enačbo:

: <math> m_{ij} =m_i-m_j=- \sqrt[5]{100} \log {\int I(\lambda)\varphi_i(\lambda)\;d\lambda\over {\int I(\lambda)\varphi_j(\lambda)\;d\lambda}}\; + C ,\quad (i, j=1, 2, \dots, n; i\ne j) \!\, , </math>

kjer je <math>I(\lambda)</math> porazdelitev energije v spektru zvezde in <math>\varphi_i,\; \varphi_j</math> funkciji spektralne občutljivosti fotosprejemnikov.

Nabor funkcij spektralnih občutljivosti <math>\varphi_i,\; \varphi_j</math> podaja fotometrični sistem, v katerem je barvni indeks izmerjen. Pri tem <math>\varphi_k</math> upošteva tudi prepustnost [[ozračje|ozračja]]. Konstanta ''C'' je izbrana tako, da je barvni indeks za vzorčni spektralni razred (običajno A0V) enak nič.

== Vrste barvnih indeksov ==

V [[astrofotometrija|astrofotometriji]] se izkorišča več fotometričnih sistemov, podanih z različnimi vrednostmi spektralnih obsegov. V odvisnosti od vrednosti obsegov so takšni sistemi lahko dvobarvni (zgodovinsko prvi vidni in fotografski sistem z enim barvnim indeksom), trobarvni ([[fotometrični sistem UBV|sistem UBV]] - [[angleščina|angleško]] Ultraviolet-Blue-Visual, z dvema barvnima indeksoma) itd.

Na barvne indekse oddaljenih teles običajno vpliva ugasitev ([[absorpcija]] in [[sipanje]] svetlobe), kar pomeni da so bolj [[medzvezdno rdečenje|rdeči]] kot bližnja telesa. Količino rdečenja določa ''barvni presežek'', ki je določen kot razlika med opazovanim in normalnim barvnim indeksom (ali pravim barvnim indeksom), domnevnim indeksom pravih barv za zvezde, na katere ugasitev ne vpliva. V fotometričnem sistemu UBV za barvo B-V velja:

: <math> E_{B-V} = (B-V)_{\text{opazovano}} - (B-V)_{\text{pravo}} \!\, . </math>

Običajno optični astronomi uporabljajo filtre UBVRI, kjer so filtri U, B in V filtri, omenjeni zgoraj, filter R prepušča redečo svetlobo in filter I infrardečo. Ti filtri so natančno določeni kot posebne kombinacije steklenih filtrov in [[fotopomnoževalka|fotopomnoževalskih]] cevi. Michael S. Bessel je določil nabor prenosov filtrov za raven reakcijski detektor in s tem določevanje barvnih indeksov. Za natančno določitev se izberejo primerni pari filtrov, ki so odvisni od barvne temperature telesa: B-V so za srednje topla telesa, U-V za toplejša in R-I za hladnejša telesa.

== Zgledi ==

Barvni indeks B-V rumenega [[Sonce|Sonca]] je 0,656 ± 0,005, modre [[nadorjakinja|nadorjakinje]] [[Rigel|Rigla]] pa na primer -0,03 (njegov navidezni sij B je 0,09, navidezni sij V pa je 0,12, kar da B - V = -0,03).

{| class="wikitable sortable"
|- bgcolor=#F9F9F9
! zvezda !! indeks U-B !! indeks B–V !! spektralni razred !! barva
|-
| [[Mintaka]] (δ Ori  Aab/B/C) || −1,05 || −0,22 || O9.5 II / B2 V 
| style="background: {{barva zvezde|O}};" | modra
|-
| [[Heka]] (λ Ori A/B) || −1,03/−0,77 || +0,18/+0,04 || O8III / B0.5V 
| style="background: {{barva zvezde|O}};" | modra
|-
| [[Spika]]     || −0,93 || −0,13 || B1III-IV/B2V 
| style="background: {{barva zvezde|B}};" | modra
|-
| [[Rigel]]     || −0,66 || −0,03 || B8Iab 
| style="background: {{barva zvezde|B}};" | modrobela
|-
| [[Deneb]]     || −0,24 || +0,09 || A2 Ia 
| style="background: {{barva zvezde|A}};" | bela
|-
| [[Severnica]] || +0,38 || +0,60 || F7 Ib-II SB 
| style="background: {{barva zvezde|F}};" | rumenobela
|-
| [[Sonce]]     || &nbsp;|| +0,656 ± 0,005 || G2V 
| style="background: {{barva zvezde|G}};" | rumena
|-
| [[Arktur]]    || +1,22 || +1,24 || K1.5 IIIpe 
| style="background: {{barva zvezde|K}};" | oranžna
|-
| [[Antares]]   || +1,34 || +1,87 || M1.5Iab-b / B2.5V 
| style="background: {{barva zvezde|M}};" | rdeča
|-
| [[Betelgeza]] || +2,06 || +1,86 || M2Ib 
| style="background: {{barva zvezde|M}};" | rdeča
|-
| [[R Zajca]] (L Lep) || &nbsp; || +5,5 || M 
| style="background: {{barva zvezde|M}};" | rdeča
|}

{{astronomska škrbina}}

{{portal|Astronomija}}

[[Kategorija:Opazovalna astronomija]]
[[Kategorija:Zvezdna astronomija]]