Astronomie

Qu'est-ce que l'indice de couleur ?

Qu'est-ce que l'indice de couleur ?


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J'ai trouvé cette page Wikipedia sur cette propriété appelée index des couleurs. Malheureusement, je n'ai pas pu trouver de source qui explique bien cette propriété.

Mon interprétation est que l'indice de couleur est la différence de luminosité d'un objet à travers 2 longueurs d'onde différentes. Ma compréhension est-elle correcte ? Sinon, quelqu'un pourrait-il m'expliquer ?

De plus, si je comprends bien, pourquoi faudrait-il un tableau d'étalonnage, comme indiqué dans le lien ci-dessus ?


Un indice de couleur mesure la rapport des luminosités dans deux intervalles de longueur d'onde, pas la différence.

La raison pour laquelle un indice est écrit comme différence entre deux nombres est due au système de magnitude astronomique logarithmique - la différence entre deux logarithmes est le logarithme du rapport.

La raison pour laquelle une couleur rouge est plus grande qu'une couleur bleue est également due à la manière perverse dont les objets de plus petite magnitude sont plus brillants.

Le tableau d'étalonnage auquel vous faites référence semble simplement montrer que les étoiles de classe spectrale et de température différentes présentent des couleurs différentes.

Vous avez cependant besoin d'un étalonnage pour relier les rapports de luminosité réels et les propriétés réelles des étoiles aux couleurs. C'est parce que chaque échelle de magnitude logarithmique a son propre point zéro (le flux associé à une étoile de magnitude zéro dans cette bande). Les couleurs de la ligne de base sont définies en utilisant l'étoile Vega comme standard, de sorte que toutes les couleurs d'une étoile de séquence principale A0 sont approximativement nulles (comme indiqué dans ce tableau).


Oui, pour les astronomes optiques, "color" signifie quelque chose de différent de celui de la plupart des gens ordinaires. "Couleur" est défini comme

la différence entre la magnitude d'une étoile dans une bande passante et la magnitude de la même étoile dans une bande passante différente

Dans l'exemple le plus courant, les bandes passantes sont les Johnson-Cousins ​​B et V. Considérons plusieurs étoiles dans la constellation de Crux, la Croix du Sud :

Figure (PageIndex<1>) : Crédit et droit d'auteur : Greg Bock, Southern Astronomical Society

Dans le sens des aiguilles d'une montre à partir du bas de la croix, ils sont

Star m(B) m(V) (B-V)
alpha Crucis 0.56 0.81 -0.25
bêta Crucis 1.15 1.30 -0.15
gamma Crucis 3.22 1.63 +1.59
delta Crucis 2.59 2.78 -0.19

Comment interpréter l'indice de couleur ? Une façon est de revenir à l'étoile Vega, la base de l'échelle de magnitude. Vega a m(V) = 0, m(B) = 0, donc évidemment son indice de couleur est (B-V) = 0,0. Par conséquent,

Par ce critère, la constellation Crux se distingue par sa richesse d'étoiles très bleues. La plupart des étoiles que vous pouvez voir à l'œil nu sont considérablement plus rouges que Vega et ont donc des valeurs positives (B-V).

Une autre façon de regarder l'indice de couleur est de revenir à la convolution du spectre avec la bande passante. Convolution du spectre d'une étoile chaude avec les bandes passantes B et V.

produit beaucoup plus d'énergie (et de photons) dans la bande B que dans la bande V.

D'autre part, convolution du spectre d'une étoile froide avec les bandes passantes B et V .

produit beaucoup moins d'énergie (et de photons) dans la bande B que dans la bande V.

Les grandeurs sont logarithmiques, donc un différence de grandeurs (B-V) correspond à un rapport des flux F(V)/F(B) (et notez la nature inverse du rapport).

Rappelez-vous, (B-V) = 0,0 pour l'étoile chaude Vega. Le Soleil a (B-V) = 0,65 environ (Gray, PASP 107, 120, 1995), bien qu'il soit en fait très difficile à mesurer avec précision.

L'indice de couleur le plus couramment utilisé en astronomie est (B-V), en partie dû à l'histoire (les plaques photographiques sont les plus sensibles à la lumière bleue), en partie à cause de la physique (cette combinaison particulière est un assez bon guide de la température). Mais on peut aussi définir l'indice de couleur de n'importe quelle paire de bandes passantes. Certains des plus courants sont :

  • (V-I) est souvent utilisé par les observateurs HST, et dans les études d'autres galaxies
  • (V-K) combine une magnitude optique (V) avec une magnitude infrarouge (K) pour fournir une "ligne de base" très longue de longueur d'onde

Index des couleurs international

Index des couleurs international est une base de données de référence gérée conjointement par la Society of Dyers and Colorists et l'American Association of Textile Chemists and Colorists. [1] Il contient actuellement plus de 27 000 produits individuels répertoriés sous 13 000 noms génériques d'index de couleurs. [2] Il a été imprimé pour la première fois en 1925 mais est maintenant publié uniquement sur le World Wide Web. L'index sert de base de données de référence commune des produits de couleur fabriqués et est utilisé par les fabricants et les consommateurs, tels que les artistes et les décorateurs.

Les colorants (à la fois les colorants et les pigments) sont répertoriés en utilisant une double classification qui utilise le Nom générique de l'index des couleurs (l'identifiant principal) et Numéros de constitution de l'index des couleurs. Ces numéros sont préfixés au Brésil et dans divers autres pays avec C.I. ou CI, par exemple, C.I. 15510. Cette abréviation est parfois considérée comme CL, en raison de la police utilisée pour afficher les informations. Un historique détaillé des produits disponibles sur le marché est présenté sous chaque référence Color Index. Pour chaque nom de produit, Color Index International répertorie le fabricant, la forme physique et les utilisations principales, avec des commentaires fournis par le fabricant pour guider les clients potentiels.

Pour les fabricants et les consommateurs, la disponibilité d'un système de classification standard pour les pigments est utile car il résout les conflits entre les noms historiques, exclusifs et génériques qui ont été appliqués aux couleurs.


De quelle couleur sont les étoiles ?

Les étoiles sont une variété de couleurs différentes, et lorsque nous les étudions, nous pouvons vraiment voir quelles sont ces couleurs.

Bien que nous puissions regarder et voir à quoi ressemble la couleur des étoiles, pour pouvoir spécifier la couleur exacte d'une étoile, un astronome mesure généralement la luminosité apparente d'une étoile à travers différents filtres.

Ces filtres ne transmettront la lumière qu'à partir d'une certaine bande étroite de longueurs d'onde. Ces longueurs d'onde sont les couleurs. Si vous deviez tenir un morceau de verre coloré jusqu'à vos yeux, vous ne verriez que cette couleur passer avec la lumière.

Il en va de même pour les filtres qui sont utilisés pour transmettre la lumière des longueurs d'onde. C'est le meilleur moyen de déterminer la vraie couleur d'une étoile avec précision.

Un ensemble commun de filtres utilisés par les astronomes mesurera la luminosité stellaire à trois longueurs d'onde différentes qui correspondent à la lumière ultraviolette, bleue et jaune.

Chaque filtre est nommé rétrospectivement, U étant pour ultraviolet, B pour bleu et V pour jaune, bien qu'il signifie visuel.

Ces filtres transmettront en fait la lumière près des longueurs d'onde de 360 ​​nm, 420 nm et 540 nm. Le niveau de luminosité mesuré par chacun de ces filtres est généralement exprimé en magnitudes, et les différences entre ces magnitudes sont appelées un indice de couleur.


Qu'est-ce que l'indice de couleur ? - Astronomie

Les articles d'astronomie donnent les couleurs des étoiles sous la forme d'un nombre, appelé indice de couleur.

Comment transformer ce nombre en une vraie couleur ?

L'indice de couleur (IC) est généralement

où mB est la magnitude de couleur bleue de l'étoile et mV l'amplitude de la couleur visible. Au fur et à mesure que la magnitude augmente avec la diminution de la luminosité, une étoile avec un indice plus petit sera plus bleue et une étoile avec un indice plus grand plus rouge. Le tableau suivant devrait vous aider à faire la traduction :

Indice de couleur Classe spectraleCouleur
-0.33 O5 Bleu
-0.17 B5 Bleu blanc
0.15 A5 Blanc avec une teinte bleutée
0.44 F5 Jaune blanc
0.68 G5 Jaune
1.15 K5 Orange
1.64 M5 rouge

Ce tableau n'est valable que pour l'indice de couleur B-V (ou Bleu moins Visible). Les astronomes utilisent souvent d'autres indices de couleur tels que les indices U-B (Ultraviolet moins bleu) ou H-K (bande H moins bande K).

Cette page a été mise à jour le 27 juin 2015

A propos de l'auteur

Marc Berthoud

Marc a travaillé sur la caméra FORCAST pour l'observatoire aéroporté SOFIA. Il est maintenant astronome à l'observatoire Yerkes.


Couleur et quantité de lumière

La propriété physique que la magnitude mesure réellement est le flux radiant - la quantité de lumière qui arrive dans une zone donnée de la Terre en un temps donné. Puisque la couleur est mesurée par la magnitude, la couleur d'une étoile dépend également de la quantité de lumière qui arrive sur Terre. Le flux radiant est la base physique de la couleur.

La définition de la grandeur m en termes de flux radiant F est :

L'étoile Vega dans la constellation de l'hémisphère nord Lyra est utilisé comme norme pour le système de magnitude, donc FVéga désigne la quantité de lumière arrivant sur Terre en un temps donné depuis Vega. Cette définition signifie que la magnitude de Vega est fixée à zéro à travers tous les filtres.

Cela fait ne pas signifie que Vega a la même apparence à travers tous les filtres, cela signifie simplement que les astronomes ont accepté d'utiliser Vega comme point zéro pour l'échelle de magnitude, tout comme le point de congélation de l'eau est utilisé comme point zéro pour l'échelle de température Celsius. Il n'y a rien de spécial à propos de Vega qui a incité les astronomes à le choisir comme point zéro. Ils devaient choisir quelque chose. alors pourquoi pas Vega ?

Le signe négatif dans la définition garantit que les étoiles les plus brillantes ont des magnitudes plus petites. Donc, si la Terre reçoit moins de lumière d'une certaine étoile que de Vega (à travers un filtre donné), la magnitude de cette étoile sera positive. Si la Terre reçoit plus de lumière d'une certaine étoile que de Véga, la magnitude de cette étoile sera négative.

Pratique 1. L'étoile Antares dans la constellation du Scorpion a une magnitude jaune de 1,2. Quelle quantité de sa lumière parvient à la Terre, par rapport à Vega ? Le soleil a une magnitude jaune de
-26. Quelle quantité de sa lumière parvient à la Terre, par rapport à Vega ?

Rappelez-vous que la magnitude est une quantité logarithmique qu'une étoile de magnitude quatre émet 2,51 fois autant de lumière qu'une étoile de magnitude cinq. Cela vous permet de définir la couleur en fonction de la quantité de lumière émise par une étoile.

Une règle des quantités logarithmiques, vraie pour un logarithme avec n'importe quel nombre de base (que ce soit 10, e ou 2,51), est que log (x) - log (y) = log (x/y). La couleur est une différence de magnitude g-r est la différence entre la magnitude verte d'une étoile et la magnitude rouge de la même étoile. Puisque la magnitude est le log2.51 du flux radiant, vous pouvez exprimer la couleur en termes de flux radiant sous la forme g-r = -log2.51 (Fvert) + journal2.51 (Frouge), qui est égal à -log2.51 (Fvert/Frouge).

Donc, si une étoile a une couleur G-R de 0,8, alors

-Journal2.51 (Fvert/Frouge) = 0.8,

ou alors

Journal2.51 (Fvert/Frouge) = -0.8,

ce qui, par la définition de log, signifie que

(Fvert/Frouge) = 2.51 -0.8 .

Retournez les deux côtés de l'équation pour obtenir :

(Frouge/Fvert) = 2.51 0.8 = 2.08

En d'autres termes, une étoile avec G-R = 0,8 émet 2,08 fois plus de lumière de longueur d'onde rouge que de lumière de longueur d'onde verte.

Cliquez ici pour un autre exemple.


Ordre de grandeur

La couleur d'une étoile est mesurée par sa magnitude, qui indique la luminosité d'une étoile ou d'une galaxie depuis la Terre. Les astronomes utilisent des versions de l'échelle de magnitude depuis des milliers d'années, ils continuent donc à l'utiliser même si l'échelle est un peu déroutante. Dans l'échelle de magnitude, les nombres les plus élevés correspondent aux objets les plus faibles, les nombres inférieurs aux objets les plus brillants, les objets les plus brillants ont des magnitudes négatives.

Une augmentation d'un nombre en magnitude correspond à une diminution de la luminosité d'un facteur d'environ 2,51 - un objet de magnitude cinq est 2,51 fois plus faible qu'un objet de magnitude quatre. Le soleil a une magnitude -26. L'étoile la plus brillante du ciel du Nord, Sirius, a une magnitude de -1,5. L'objet le plus faible que vous pouvez voir avec vos yeux a une magnitude d'environ 6 l'objet le plus faible que le télescope SDSS peut voir a une magnitude d'environ 23. Si vous êtes curieux de connaître les magnitudes d'autres étoiles célèbres, jetez un œil à ce tableau de les 314 étoiles les plus brillantes.

Question 1. Dans l'échelle de grandeur, augmenter la mesure d'un signifie diminuer la quantité mesurée par un facteur de 2.51. Les échelles où la mesure augmente par addition lorsque la quantité mesurée augmente ou diminue par multiplication sont appelées échelles « logarithmiques ». Pouvez-vous penser à d'autres quantités mesurées à l'aide d'échelles logarithmiques ?

Vous savez maintenant comment les astronomes mesurent la couleur d'une étoile. Mais qu'est-ce que la « couleur » exactement, la quantité qu'ils mesurent ? Sans surprise, la couleur d'une étoile est causée par la couleur de la lumière qu'elle dégage. Mais qu'est-ce que cela signifie pour la lumière d'avoir une certaine couleur ? Cliquez sur Suivant pour le savoir.


À la recherche de l'air stable

La qualité de la vue dépend de la météo, mais pas de règles simples qui s'appliquent partout. Une mauvaise visibilité semble plus probable peu de temps avant ou après un changement de temps, en cas de nébulosité partielle, de vent et de froid inhabituel. Toute configuration météorologique qui amène des masses d'air cisaillées dans votre ciel est une mauvaise nouvelle. Une bonne visibilité est plus probable lorsqu'un système à haute pression s'installe apporter un ciel dégagé pendant plusieurs jours consécutifs. Tenez un journal de l'observation par rapport à la météo pour votre localité et vous découvrirez peut-être des corrélations qui deviendront la clé d'une visualisation précise.

La gauche: Sur cette carte météorologique de surface typique, un ciel cristallin balaye vers l'est derrière un centre de tempête (un système dépressionnaire indiqué par une lettre rouge L) et le front froid qui s'éloigne du nord-est des États-Unis. Droite: La position du courant-jet est souvent un bon indicateur de la stabilité du ciel. Lorsqu'une crête de haute pression courbe le courant-jet vers le nord, les observateurs au sud peuvent profiter d'un ciel stable. Ceux qui se trouvent sous le courant-jet auront probablement une mauvaise vue.

Le flou atmosphérique s'aggrave à mesure que vous regardez bas. Atmosphérique dispersion allonge une étoile en un petit spectre coloré près de l'horizon, cet effet dépasse même une mauvaise vision en tant que cause d'images floues.


Qu'est-ce que l'indice de couleur ? - Astronomie

Un diagramme de magnitude de couleur est une variante du diagramme de Hertzsprung-Russell. Alors que le diagramme de Hertzsprung-Russell (H-R) est un résumé des températures et des magnitudes d'étoiles individuelles, un diagramme de magnitude de couleur (CMD) est dédié à l'étude des amas d'étoiles. Les deux amas d'étoiles les plus courants sont globulaires et ouverts. Un amas globulaire contient des milliers d'étoiles et est considéré comme ancien par rapport aux autres amas (Ostlie, page 529). Ils ont également tendance à s'organiser en dehors du disque principal d'une galaxie. Les amas ouverts, en revanche, sont considérés comme jeunes et existent à l'intérieur du disque principal d'une galaxie (Ostlie, page 530). Le but de ce projet est de créer un CMD d'un cluster ouvert, M67, et de donner une brève analyse du résultat. Afin de tracer ce diagramme avec précision, il est nécessaire que les images soient calibrées à une échelle standard. Les images sont fournies par Pamela Gay de l'observatoire McDonald de Davis au Texas. En plus des images de M67, des champs Landolt standard ont été imagés, ainsi que l'amas globulaire NGC4147. Les champs Landolt et NGC4147 seront utilisés pour créer une échelle de calibration et les résultats appliqués aux images de M67.

L'utilisation de filtres spectraux pour acquérir une image est une pratique courante lors de l'imagerie de champs d'étoiles pour une analyse photométrique, cependant, chaque télescope influencera l'image avec son terme de couleur. Dans un effort pour fournir une norme, Arlo Landolt a créé un système d'étalonnage basé sur le système photométrique Johnson-Kron-Cousins. À l'aide d'un ensemble de filtres standard, le professeur Landolt a catalogué 526 étoiles le long de l'équateur céleste et a documenté chacune de ces étoiles à l'aide de filtres UVBRI et a fait la moyenne du résultat (Landolt, 1992). Ces résultats sont considérés comme le système photométrique standard auquel tous les autres télescopes doivent être étalonnés. Le résultat de ce travail acharné est évident : quel que soit le style, le type ou la taille d'un télescope, un CMD précis peut être généré.

Alors que les filtres utilisés pour la série Landolt étaient UVBRI, notre diagramme sera extrapolé à partir d'images BRI.

La raison de la sélection de différentes images de filtres de couleurs individuelles est de créer un degré de différence de magnitude entre elles en tant qu'indication de l'indice de couleur - qui peut être traduit en température.

En plus de calibrer le terme de couleur introduit par un télescope, la caméra CCD utilisée pour acquérir les images doit également être calibrée. Alors qu'une seule image d'une caméra CCD peut être calibrée en noir véritable (à l'aide de la zone de surbalayage), le bruit et la chaleur induisent de petits changements de niveaux à mesure que davantage d'images sont acquises. Pour cette raison, une image appelée trame de biais est nécessaire pour calibrer chaque image en fonction des niveaux de cette trame. En plus de la trame de polarisation, un champ plat doit également être capturé. En capturant une image avec l'ouverture bloquée, le bruit et les artefacts sont toujours acquis. Lorsque cette image est appliquée aux autres images, la majorité du bruit et des dommages causés à la puce CCD seront soustraits de l'image, ne laissant que le résultat souhaité. L'ensemble de ce processus est appelé réduction d'image. MaxImDL est utilisé pour calibrer les images et extraire les informations photométriques des deux champs standard Landolt donnés, NGC4147 et M67. Veuillez consulter l'annexe

En plus de la réduction d'image, il est également nécessaire de créer un tracé photométrique de chaque image. Le processus d'extraction photométrique est également décrit dans le Réduction d'image étape par étape appendice. En sélectionnant des étoiles spécifiques dans les champs Landolt (champs SA104 et SA107 dans ce cas) ainsi que des étoiles spécifiques indiquées par Pamela Gay dans NGC4147, les informations photométriques des images fournies sont comparées aux normes Landolt.

Notre sujet : M67 en RVB. Le canal vert est synthétique, grâce à Registar.

La première étape du calibrage de toutes les images consiste à organiser les données photométriques extraites par MaxImDL dans un tableur Excel. Le but de l'étalonnage est de déterminer le terme de couleur, qui est la valeur d'une expression mathématique résultante utilisée pour comparer les résultats photométriques avec une liste d'étoiles standard fournie par le Landolt UVBRI (BRI dans notre cas) Photometric Standard Stars (Landolt, 1992) . Pour résoudre le terme de couleur, les équations suivantes sont programmées dans la feuille de calcul Excel ci-jointe, aux soins de Pamela Gay :

mB, mR et mI = magnitude de l'instrument

Afin de déterminer le terme de couleur exact de notre télescope, nous devons tracer des diagrammes de dispersion dans Excel des images B, R et I. Étant donné qu'Excel sera utilisé pour générer les nuages ​​de points pour ces trois filtres, il est facile de contraindre les résultats à un écart type de <0.2 et une médiane de 0 +/- 0,08 par rapport aux mesures Landolt calculées - les deux sont internes fonctions au sein du programme.

Le graphique ci-dessus donne la pente des magnitudes de l'instrument par rapport aux magnitudes mesurées par Landolt pour le filtre B.

Le graphique ci-dessus est la pente des images du filtre R.

Ce graphique est la pente des images du filtre I.

Les tracés résultants nous fournissent les valeurs de la constante (x1) et du terme de couleur de chaque filtre (x2) spécifique au télescope utilisé pour

capturer les images fournies.

Les trois tracés ci-dessus partagent le même schéma : l'axe horizontal est les valeurs calculées de Landolt : BR pour les filtres bleu et rouge, et RI pour le filtre infrarouge l'axe vertical est le résultat de nos mesures instrumentales avec une constante et les valeurs de masse d'air en comparaison avec les valeurs de Landolt. Plus précisément, le tracé des filtres bleu et rouge a les valeurs verticales basées sur :

mB B b3 * XB et mR R r3 * XR,

où mB (mR) est la magnitude de l'instrument, B (R) est la magnitude de Landolt, XB (XR) est la valeur de la masse d'air, b3 est une valeur constante de 0,263 et r3 est une valeur constante de 0,159 [3] . Le terme pour le filtre I est ignoré car notre CMD tracera les étoiles en fonction de l'indice de couleur B-R.

Maintenant que tout le travail acharné est terminé, nous pouvons maintenant nous concentrer sur la création de notre propre CMD. Avec les constantes générées par la méthode d'étalonnage, nous sommes maintenant en mesure d'utiliser les mesures photométriques de l'amas d'étoiles M67 et de le placer sur une échelle standard. Pour simplifier les choses, nous ne créerons qu'un CMD avec un indice de couleur B-R. La magnitude des étoiles représentant l'indice de couleur se déroulera sur l'axe vertical tandis que le B-R se déroulera sur l'axe horizontal.

La feuille de calcul jointe contient les données des étoiles individuelles ainsi que le CMD généré. Afin de mettre notre tracé de M67 aux normes de Landolt, deux équations sont utilisées.

Cette première équation génère le terme de couleur en fonction des étoiles sélectionnées :

B-R = (mB mR) (x1B x1R) (0,263 * XB 0,159 * XR) / (1 + x2B x2R)

Où x1B = -0,3031 (la valeur constante de l'étalonnage) et x1R = -0,2002.

Une fois ces valeurs calculées, les magnitudes apparentes normalisées des étoiles sont calculées par :

R = (mR x1R x2R * BR 0,159 * XR)

Où x2R = 0,0193 (le terme de couleur) et BR est la valeur de la première équation.

À des fins de comparaison, examinons un diagramme de Hertzsprung-Russell (H-R) standard :

Notez l'échelle de magnitude absolue à droite et la couleur B-V en bas. Notre CMD aura la même orientation.


Figure 7.

Avec un échantillon de 373 étoiles, notre CMD contient suffisamment d'informations pour distinguer plusieurs caractéristiques clés de ce diagramme. À première vue, il semblerait que le graphique résultant soit un point culminant d'étoiles aléatoires, cependant, la concentration d'étoiles près du centre a l'apparence d'une ceinture de séquence principale. Avec les quelques étoiles d'arrière-plan ignorées, il est également possible de voir un groupe d'étoiles peupler la zone indicative de la phase de géante rouge sur le diagramme H-R, ainsi qu'une éventuelle branche horizontale près du coin supérieur gauche du diagramme. L'apparition d'une coupure nette d'étoiles à la pointe de la séquence principale est importante. Cette zone fait référence à la coupure de la séquence principale (MSTO), qui correspond aux étoiles de la séquence principale supérieure qui ont épuisé leur réserve d'hydrogène et sont maintenant dans une phase de combustion de l'hélium. Étant donné que toutes les étoiles d'un amas se forment à peu près au même moment à partir du même nuage de poussière interstellaire, cette coupure démontre que les étoiles plus grandes et plus rapides ont déjà quitté la séquence principale et peuplent la zone géante rouge du diagramme.

L'étude d'un diagramme de magnitude de couleur peut révéler une foule d'informations sur l'évolution stellaire. Avec seulement 373 étoiles tracées sur notre diagramme et un seul indice de couleur présenté, il serait difficile de générer des informations précises concernant les caractéristiques stellaires telles que la température de surface, l'âge, la métallicité et la distance. Cependant, nous pouvons déduire avec une certitude raisonnable que notre CMD peut contraindre ces valeurs à un degré acceptable. Avec une valeur B-R de 1,03 (Doressoundiram, 2002), notre Soleil peut servir de point focal afin que notre CMD puisse être superposé à un diagramme H-R connu (Figure 6). Une fois la référence faite, nous pouvons clairement voir que notre CMD est composé d'étoiles de masse élevée résidant toujours sur la séquence principale tandis que les étoiles de masse plus élevée sont entrées avec succès dans la phase de géante rouge. Il est sûr de dire que les étoiles de type spectral A et B existent toujours sur notre séquence principale tandis que les étoiles O et OB les plus chaudes ont désactivé la séquence principale. Avec les étoiles A et B toujours sur la séquence principale, nous pouvons estimer que cet amas a au moins 15 x 10^6 ans (Freedman, page 481). Avec les valeurs B-R brillantes de notre graphique, nous pouvons déduire la présence de métaux abondants (Chiboucas, Internet) faisant des étoiles de notre amas des étoiles de Population I. Ceci est en accord avec le fait que les amas ouverts sont plus jeunes que les amas globulaires. Pour estimer la distance à cet amas, nous utiliserons le toujours célèbre module de distance :

En utilisant notre CMD comme guide et en insérant la magnitude absolue d'une étoile avec un B-V [4] de 0, nous savons que cette étoile de type B a une magnitude absolue de -2 [5] .

En utilisant un système de calibrage standard, nous avons pu calibrer des images de l'amas d'étoiles M67. Un diagramme de magnitude de couleur est un type de diagramme H-R utilisé comme outil pour étudier un amas d'étoiles. Notre CMD de M67 a pu révéler quelques informations très utiles. Nous sommes en mesure de déterminer que cet amas est riche en métaux, contient principalement des étoiles de masse élevée, a environ 15 x 10^6 ans et a une distance d'environ 3900 parsecs. Bien que les informations fournies ne soient qu'une estimation approximative, il est clair qu'un CMD a beaucoup à nous dire. L'un des aspects les plus importants d'un diagramme de magnitude de couleur est sa capacité à nous aider à comprendre l'évolution stellaire (Ostlie, page 531). Il est également possible que les CMD puissent fournir des informations précieuses sur la formation des naines blanches et donner un aperçu d'un corps stellaire assez nouveau appelé le traînard bleu [6] . Nous avons beaucoup à apprendre sur l'évolution stellaire, mais maintenant nous avons les outils pour nous aider à comprendre.

Doressoundiram, A. et al. « La distribution des couleurs dans la ceinture Edgewoth-Kuiper. » The Astrophysical Journal, octobre 2002.

Freedman, Roger. Guillaume Kaufman. Univers : Sixième édition. W.H. Freeman and Company, New York. 2002.

Landolt, Arlo. "UBVRI Photometric Standard Stars in the Magnitude Range 11,5 < V < 16,0 Autour de l'équateur céleste." The Astrophysical Journal, Volume 104, Numéro 1, juillet 1992.

Ostlie, Dale. Bradley Carroll. Une introduction à : l'astrophysique stellaire moderne. Addison-Wesley Publishing Company, Massachusetts. 1996.

Strobel, Nick. Notes d'astronomie. www.astronomynotes.com. Internet, 2004.

[1] Ces trois formules sont empruntées à un extrait d'un article rédigé et fourni par Pamela Gay.

[2] Airmass est une valeur pour compenser les perturbations atmosphériques. Ceci est similaire à « voir ».

[3] Ces deux valeurs sont fournies par Pamela Gay.

[4] Les valeurs B-V sont décalées vers la droite par rapport aux valeurs B-R, mais ce n'est qu'une estimation et cette mesure suffira.

[5] En utilisant la figure 6 comme guide.

[6] Le jury ne sait toujours pas quelle est la vraie nature du Blue Straggler, mais la théorie la plus acceptée est que deux étoiles de masse élevée se combinent pour former une étoile plus brillante et plus chaude. Ils semblent également ne se présenter que dans des amas globulaires.


Autre

Galaxie (spirale) 0,3523 0,3556 255 225 199 #ffe1c7 Kurucz
Galaxie (elliptique) 0.3617 0.3649 255 222 186 #ffdeba Kurucz
Quasar 0,2188 0,2764 073 214 255 #49d6ff Kurucz

Univers 0.3450 0.3450 255 225 209 #ffe1d1 Glazebrook & Baldry

Remarques

Alors, à quoi faut-il penser en regardant ces couleurs ?
Ces couleurs tentent de montrer la "vraie" couleur. C'est-à-dire : sans atmosphère intermédiaire ou milieu interstellaire avec la lumière suffisamment faible pour éviter de saturer vos cônes (ce qui ferait apparaître la lumière blanche) et pourtant avec la lumière suffisamment brillante pour que vous voyiez la couleur plutôt que la barre en niveaux de gris.

Donc. regarder l'étoile depuis l'espace en portant des lunettes de soleil grises (non polarisées :). Hmm. ou mieux, à travers un store gris dans un mur blanc D65.

En appliquant ces couleurs, n'oubliez pas que la perception des couleurs est assez désordonnée, donc ce que vous voyez n'est souvent pas ce que vous avez.

Cette page ne concerne que la chromaticité (teinte et saturation), mais pas la luminosité. La puissance lumineuse par unité de surface des classes d'étoiles est très variable. Si nous faisions de la luminosité et que la couleur de l'étoile de classe G était comme ci-dessus, alors la couleur de l'étoile de classe M serait simplement noire. Voir Couleurs Blackbody - intensité.

Le choix du point blanc, utilisé pour convertir la chromaticité abstraite en RVB dépendant de l'appareil, a un effet important. Par exemple, voir Soleil. Ces couleurs utilisent D65. J'envisage d'ajouter un set pour le D50.

Êtes-vous sûr que ces couleurs sont bonnes? Ils semblent étranges.
Non, je ne suis pas sûr. Et oui, ils le font. Je m'attendais à des couleurs assez différentes. Comme beaucoup d'autres personnes, apparemment, d'après mes lectures. Cependant.

Liens

Merci
Soupir. Je voulais juste que des valeurs de pixels pas complètement fausses soient colorées dans les disques d'une comparaison de tailles d'étoiles (Comment les choses sont-elles grandes ?). Maintenant, n heures plus tard. Mes remerciements à John Walker's Color Rendering of Spectra (specrend) et à Color Science de Dan Bruton, dont les pages m'ont fait démarrer. Vers la base de données CVRL Color & Vision. À Andrew Hamilton pour De quelle couleur est le soleil ?, ce qui suggère que je n'étais pas complètement confus. Et à efg pour sa bibliothèque de références de couleurs. Sans eux, cette page n'aurait pas vu le jour. Mes remerciements également aux sites de spectres stellaires.

Commentaires encouragés - Mitchell Charity [email protected]>

MISE À JOUR (2016-Mar-29): La seule chose que j'ajouterais au site, c'est ma suggestion que la plupart des gens utilisent D58 au lieu de D65. D65 est une norme d'image et un étalonnage de moniteur commun. Ce qui signifie simplement que si vous remplissez votre écran calibré 6500K avec de la couleur D65, il illumine votre pièce, comme si votre pièce était éclairée par cette étoile. Ce qui n'est que rarement la façon dont les gens utilisent les couleurs. La plupart du temps, l'utilisateur les regarde sur un écran, et les compare avec l'écran #fff blanc. Et pour cela, le D65 est trompeur. Suggérant par exemple que le Soleil est rose plutôt que blanc. Le D58 fait correspondre le blanc étoilé au blanc de l'écran et ignore que l'écran peut être bleuâtre à 6 500 K, ou rouge à 5 000 K, ou quelque chose d'aléatoire entre les deux. Il y a quelques années, j'ai utilisé un ensemble de couleurs d'étoiles D58 pour le programme d'astronomie de quelqu'un : starcolorsD58. Pour ce que ça vaut.