색상-색상도

Color–color diagram

색-색도는 다른 파장에서 천문학적인 물체의 색을 비교하는 수단입니다. 천문학자들은 일반적으로 특정 파장 주변의 좁은 대역에서 관찰하며, 관찰되는 물체는 각 대역에서 다른 밝기를 가질 것입니다. 두 밴드의 밝기 차이를 컬러라고 합니다. 색상-색상 다이어그램에서 두 개의 파장 대역으로 정의된 색상은 가로축에 표시되고 다른 밝기 차이로 정의된 색상은 세로축에 표시됩니다.

배경

참고 항목: 흑체와 흑체 복사
흑체의 유효온도는 주계열성과 초거성의 B-V, U-B 색지수와 비교하여 컬러-컬러 다이어그램이라고 합니다.[1] 항성은 B-V 지수가 같은 흑체보다 자외선을 적게 방출합니다.

별들이 완벽한 흑체는 아니지만, 별들이 방출하는 빛의 스펙트럼을 1차적으로 정렬하기 위해서는 때때로 열복사 곡선이라고도 불리는 흑체 복사 곡선에 가깝게 일치합니다. 흑체 곡선의 전체적인 모양은 온도에 의해 고유하게 결정되며, 피크 강도의 파장은 온도에 반비례하는데, 이 관계는 빈의 변위 법칙으로 알려져 있습니다. 따라서 항성 스펙트럼을 관찰하면 유효 온도를 측정할 수 있습니다. 분광법을 통해 항성의 완전한 스펙트럼을 얻는 것은 몇 개의 대역에서 단순한 측광법보다 훨씬 더 많은 관련이 있습니다. 따라서 여러 다른 색 지수에서 별의 크기를 비교함으로써 별의 유효 온도를 결정할 수 있습니다. 각 색 간의 크기 차이는 해당 온도에 대해 고유할 것이기 때문입니다. 이와 같이, 색상-색상 도표는 헤르츠스프룽-러셀 도표처럼 항성 집단을 나타내는 수단으로 사용될 수 있으며, 다른 스펙트럼 등급의 항성들이 도표의 다른 부분에 거주할 것입니다. 이 기능은 다양한 파장 대역 내의 응용 프로그램으로 이어집니다.

항성 궤적에서, 별들은 다소 직선적인 특징으로 정렬되는 경향이 있습니다. 만약 별들이 완벽한 흑체였다면, 별의 위치는 정말로 순수한 직선일 것입니다. 직선과의 차이는 항성 스펙트럼의 흡수선과 방출선 때문입니다. 이러한 차이는 사용되는 필터에 따라 다소 분명해질 수 있습니다. 선이 없는 영역에 위치한 중앙 파장의 좁은 필터는 흑체에 가까운 반응을 일으키고, 선을 중심으로 하는 필터도 충분히 넓으면 합리적인 흑체와 같은 행동을 할 수 있습니다.

따라서 대부분의 경우 항성자리의 직선적인 특징은 순수한 흑체에 대해 추론된 발레스테로스의 공식에[2] 의해 설명될 수 있습니다.

여기서 A, B, C 및 D는 각각 중심 주파수 ν, ν, ν 및 ν를 가진 필터를 통해 측정된 별의 크기이고 k는 필터의 중심 파장 및 폭에 따라 상수로 다음과 같이 표시됩니다.

직선의 기울기는 필터 폭이 아니라 유효 파장에만 의존합니다.

이 공식을 데이터 보정에 직접 사용할 수는 없지만 주어진 두 필터에 대해 데이터가 잘 보정된 경우 다른 필터의 데이터를 보정하는 데 사용할 수 있습니다. 잘 알려진 두 개의 필터를 사용하여 미지 필터의 유효 파장 중간점을 측정하는 데도 사용할 수 있습니다. 이는 로그가 보존되지 않고 필터 정보가 손실된 오래된 데이터의 경우에 사용되는 필터에 대한 정보를 복구하는 데 유용할 수 있습니다.

적용들

측광보정

천문학에서 측광 보정의 항성 궤적 회귀 방법에 대한 개략적인 예시.

별의 색상-색상 다이어그램은 광학 및 적외선 영상 데이터에서 색상과 크기를 직접 보정하거나 테스트하는 데 사용할 수 있습니다. 이러한 방법은 하늘의 대다수에 걸쳐 우리 은하에 있는 항성 색상의 기본적인 분포와 관측된 항성 색상이 별까지의 거리와 무관하다는 사실을 이용합니다. SLR(Stellar locus regression)[3]은 색항을 측정하기 위해 매우 드물게(1년에 한 번)를 제외하고는 광도 보정에서 표준 별 관측의 필요성을 제거하기 위해 개발된 방법입니다. SLR은 여러 연구 이니셔티브에 사용되었습니다. NOAO Deep Wide-Field Survey 지역의 NEWFIRM 조사는 기존의 교정 방법으로 달성할 수 있었던 것보다 더 정확한 색상에 도달하기 위해 사용되었고, 남극 망원경은 은하단의 적색편이 측정에 SLR을 사용했습니다.[4] 블루팁 방법은[5] SLR과 밀접한 관련이 있지만, 주로 IRAS 데이터에서 은하 소멸 예측을 수정하는 데 사용되었습니다. 옥스포드-다트머스 30도 조사와[6] 슬론 디지털 스카이 조사(SDSS)를 포함한 다른 조사에서는 별의 색도표를 주로 보정 진단 도구로 사용했습니다.[7]

색 이상치

SDSS 또는 2MASS(2Micron All Sky Survey)와 같은 대규모 관측 조사의 데이터를 분석하는 것은 생성된 데이터의 수가 너무 많기 때문에 어려울 수 있습니다. 이와 같은 조사를 위해 색도표를 사용하여 주계열 항성군에서 이상점을 찾아냈습니다. 이러한 이상치가 식별되면 더 자세히 연구할 수 있습니다. 이 방법은 초냉각 하부 난파를 식별하는 데 사용되었습니다.[8][9] 한 구성원이 주계열에서 벗어난 경우의 색 이상치를 연구하여 광측정상 점으로 보이는 미해결 쌍성계 별을 확인했습니다.[10] 탄소성에서 행성 성운으로 점근적 거대 가지를 따라 별이 진화하는 단계는 색-색 도표의 서로 다른 영역에 나타납니다.[11] 퀘이사는 색상 이상치로도 나타납니다.[10]

별의 형성

광학 이미지(왼쪽)는 먼지 구름을 보여주고, 적외선 이미지(오른쪽)는 젊은 별들을 많이 보여줍니다. 크레딧: C. R. O'Dell-Vanderbilt 대학교, 나사, ESA.

색-색 도표는 적외선 천문학에서 항성 형성 지역을 연구하기 위해 자주 사용됩니다. 별들은 먼지 구름 속에서 형성됩니다. 별이 계속 수축하면서 주위에 먼지 원반이 형성되고, 이 먼지는 안에 있는 별에 의해 가열됩니다. 그리고 나서 먼지 자체는 별보다 훨씬 더 차가운 흑체로 복사되기 시작합니다. 그 결과 이 별에 대한 적외선 복사가 과다하게 관측됩니다. 항성 먼지가 없어도 항성 형성이 진행 중인 지역은 주계열의 항성에 비해 높은 적외선 광도를 보입니다.[12] 이러한 각각의 효과는 성간매질에서 먼지가 흩어지면서 발생하는 별빛의 붉어지는 것과 구별됩니다.

트라페지움 성단의 색-색 도표는 많은 성단 구성원들이 적외선 과잉을 보인다는 것을 보여주는데, 이것은 성단 주위 원반을 가진 별들의 특징입니다.

색상-컬러 다이어그램을 사용하면 이러한 효과를 분리할 수 있습니다. 주계열성의 색-색 관계가 잘 알려져 있기 때문에, 오른쪽 예제의 실선 검은색 선으로 하는 것처럼, 참고를 위해 이론적 주계열성을 표시할 수 있습니다. 성간 먼지 산란도 잘 알려져 있어 성간 먼지로 붉어진 별이 관찰될 것으로 예상되는 지역을 정의하는 색-색 도표에 띠를 그리고 점선으로 표시할 수 있습니다. 적외선 컬러 다이어그램의 일반적인 축은 가로축에 (H–K), 세로축에 (J–H)가 있습니다(대역 컬러 지정에 대한 자세한 내용은 적외선 천문학 참조). 이 축들을 사용한 도표에서 주계열의 오른쪽으로 떨어지는 별들과 그려진 붉은 띠들은 성간 먼지로 인해 붉은 빛을 경험한 주계열의 별들을 포함하여 주계열의 별들보다 K 대역에서 훨씬 밝습니다. J, H, K 밴드 중 K가 가장 긴 파장이므로 K 밴드에서 비정상적으로 밝은 물체는 적외선 과잉을 보인다고 합니다. 이 물체들은 자연계에서 원시성일 가능성이 높으며, 원시성이 박혀 있는 반사 성운에 의한 억제로 인해 장파장에서 과도한 방사선이 방출됩니다.[13] 색-색 도표는 항성 형성을 연구하는 수단으로 사용될 수 있는데, 별의 형성 상태는 도표상의 위치를 보고 대략적으로 알 수 있기 때문입니다.[14]

참고 항목

참고문헌

  1. ^ 다음을 모델로 한 그림 Böhm-Vitense, Erika (1989). "Figure 4.9". Introduction to Stellar Astrophysics: Basic stellar observations and data. Cambridge University Press. p. 26. ISBN 0-521-34869-2.
  2. ^ Ballesteros, Fernando J. (2012). "New insights into black bodies". Europhysics Letters. 97 (3): 34008. arXiv:1201.1809. Bibcode:2012EL.....9734008B. doi:10.1209/0295-5075/97/34008. S2CID 119191691.
  3. ^ High, F. William; et al. (2009). "Stellar Locus Regression: Accurate Color Calibration and the Real-Time Determination of Galaxy Cluster Photometric Redshifts". The Astronomical Journal. 138 (1): 110–129. arXiv:0903.5302. Bibcode:2009AJ....138..110H. doi:10.1088/0004-6256/138/1/110. S2CID 16468717.
  4. ^ High, F. William; et al. (2010). "Optical Redshift and Richness Estimates for Galaxy Clusters Selected with the Sunyaev-Zel'dovich Effect from 2008 South Pole Telescope Observations". The Astrophysical Journal. 723 (2): 1736–1747. arXiv:1003.0005. Bibcode:2010ApJ...723.1736H. doi:10.1088/0004-637X/723/2/1736. S2CID 119189086.
  5. ^ Schlafly, Edawrd F.; et al. (2010). "The Blue Tip of the Stellar Locus: Measuring Reddening with the SDSS". The Astrophysical Journal. 725 (1): 1175. arXiv:1009.4933. Bibcode:2010ApJ...725.1175S. doi:10.1088/0004-637X/725/1/1175. S2CID 29269150.
  6. ^ MacDonald, Emily C.; et al. (2004). "The Oxford-Dartmouth Thirty Degree Survey – I. Observations and calibration of a wide-field multiband survey". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 352 (4): 1255–1272. arXiv:astro-ph/0405208. Bibcode:2004MNRAS.352.1255M. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08014.x. S2CID 16095072.
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  9. ^ Gizis, John E.; et al. (2000). "New Neighbors from 2MASS: Activity and Kinematics at the Bottom of the Main Sequence". Astronomical Journal. 120 (2): 1085–1099. arXiv:astro-ph/0004361. Bibcode:2000AJ....120.1085G. doi:10.1086/301456. S2CID 18819321.
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  12. ^ Struck-Marcell, Curtis; Tinsley, Beatrice M. (1978). "Star formation rates and infrared radiation". Astrophysical Journal. 221: 562–566. Bibcode:1978ApJ...221..562S. doi:10.1086/156057.
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  14. ^ Lada, Charles J.; Adams, Fred C. (1992). "Interpreting infrared color-color diagrams – Circumstellar disks around low- and intermediate-mass young stellar objects". Astrophysical Journal. 393: 278–288. Bibcode:1992ApJ...393..278L. doi:10.1086/171505.

외부 링크