النجوم الملونة متعددة

+

واللون النجوم علم الفلك مليء المراجع اللون الأقزام البيضاء، والثقوب السوداء والعمالقة الحمر على سبيل المثال. إذا قمت بالبحث في السماء ليلا قد تكون قادرا على رؤية بضعة آلاف من النجوم من موقع مظلم. كما أن النجوم كلها بعيدة بحيث تظهر كنقاط في السماء. أكثر ما تظهر الأبيض ولكن عدد قليل من النجوم مثل قلب العقرب ومنكب الجوزاء لديها البرتقال أو هوى ضارب الى الحمرة لهم. والبعض الآخر مثل ريجل تشير إلى لون أكثر زرقة. الألوان من النجوم، ومع ذلك، ليست واضحة في معظم النجوم لعدة أسباب مناقشتها أدناه. اللون هو مع ذلك خاصية هامة ومفيدة من النجوم. في هذه الصفحة سوف ننظر كيف يتم تعريفه وقياسها واستخدامها في علم الفلك. وسترفيلد في منطقة القوس تظهر النجوم من ألوان مختلفة. ألوان ممتاز الصورة أعلاه يظهر جزء صغير من سترفيلد في القوس من قبل HST الملتقطة من الفضاء. مجموعة متنوعة من الألوان من النجوم واضحة على الفور. تختلف الألوان من أبيض مزرق وصولا إلى اللون الأحمر. لماذا النجوم ليس لديها ألوان مختلفة لون نجم هو في المقام الأول وظيفة من درجة الحرارة الفعالة. يجب أن نتذكر أن نجم تقارب سلوك المبرد الجسم الأسود. كما يحصل الجسم الأسود أكثر سخونة التغييرات لونه. لو كنت لتسخين وضع رصاصة واحدة صلبة أنها تنبعث منها أولا الإشعاع في المنطقة تحت الحمراء. وإضفاء مزيد من التدفئة رؤيتها توهج اللون المحمر مملة. مع مزيد من التدفئة يمكن أن توهج في نهاية المطاف البرتقالي والأصفر والأبيض والأزرق في نهاية المطاف الساخنة. في نهاية المطاف لو كانت ساخنة ما يكفي الجسم الأسود تنبعث معظم الطاقة في المنطقة فوق البنفسجية. على الرغم من أن النجوم السوداء الهيئات يست مثالية هذه العلاقة بين درجة الحرارة ولون لا يزال ساريا لهم. اللون الذي نراه هو عادة مزيج المضافة للانبعاثات من كل الطول الموجي. النجوم الساخنة تظهر زرقاء لأن تنبعث معظم الطاقة في أجزاء زرقة من الطيف. هناك انبعاث القليل في الأجزاء الزرقاء من الطيف عن النجوم باردة - تظهر الأحمر. على الرغم من أن الطول الموجي صنز ذروة الانبعاثات (قانون ينز) يتوافق مع الجزء الأخضر من الطيف، يظهر لونه أصفر شاحب بسبب المساهمات النسبية لأجزاء مختلفة من منحنى بلانك للون العام. ويبين الجدول أدناه اللون التقريبي ومدى درجة الحرارة عن النجوم. الجدول 4.3: اللون - Temperature النطاق للالنجوم. الألوان هي لمنزل تسلسل (V) منتصف الطيفي الدرجة (5). (الألوان هو مبين في الجدول أعلاه هي رموز عشري الصحيحة للمراقبين RGB بناء على تفاصيل من M. الخيرية في معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا. وهي تمثل اللون من قرص الغاز الممتد وليس مصدرا نقطة. لمزيد من المناقشة التفصيلية زيارة موقعه على الانترنت. ) على الرغم من النجوم ليس لديها ألوان مختلفة، لدينا تصور ألوان النجوم في السماء ليلا والفقراء. وتناقش أسباب هذا المقبل. الإنسان الرؤية عيوننا هي كاشفات حساسة للغاية من الفوتونات مرئية. فقط هناك حاجة إلى عدد قليل من الفوتونات الحادث ان تثير رد فعل التحفيز في أعيننا. ثم لماذا لا نقوم رؤية الألوان نجم بسهولة أكبر وهناك في الواقع عدة أسباب: المخاريط والقضبان. أعيننا لها نوعين من قضبان المستقبلات الضوئية والمخاريط. قضبان هي أكثر وفرة (120 مليون) وحساسية من الأقماع ولديها نسبة أعلى حول حواف الشبكية. انهم لا يستطيعون رؤية اللون بدلا يرون الرمادي. قضبان لا تستجيب للضوء الأحمر. المخاريط هي أقل حساسية من قضبان وأكثر عنقودية بالقرب من مركز الشبكية. ثلاثة أنواع الأحمر والأزرق والأخضر تشكل 7000000 المخاريط في العين البشرية. كونها أقل حساسية من قضبان ومخاريط تتطلب العديد من الفوتونات أكثر الحادث من وتيرة الصحيح لتحريك لهم. وهذا هو السبب الرئيسي الذي يجعلنا لا نرى اللون في الليل. نجوم كمصادر نقطة. المسافة شاسعة من النجوم يعني أننا لا يمكن حلها كأقراص، بدلا من ذلك نرى الضوء من نقطة المصدر. عيوننا حساسة نسبيا للون من مصادر نقطة. المصطلح التقني لهذا تأثير صغير tritanopia المجال. ويمكن رؤية وجود تشابه مثيرة للاهتمام في هذا الشأن في الصور الفوتوغرافية من النجوم في فيلم اللون. ولون من الصعب أن نفرق تتركز النجوم ولكن إذا تم امتبائر الكاميرا بحيث النجوم ينتشر إلى أقراص خفيفة ألوانها أصبحت أكثر وضوحا كما يتضح في الصورة أدناه عن طريق ديفيد مالين من كوكبة الجبار. هنا تم امتبائر الكاميرا لا يمكن تقفي أثرها على نحو متزايد مع مرور الوقت بحيث بدلا من مسارات النجوم الضيقة نشرت النجوم بها. مسارات النجوم امتبائر يظهر لون من النجوم البارزين في أوريون. مقارنة ألوان M-الطبقة منكب الجوزاء مع B-الطبقة ريجل. لاحظ ردي اللون المميز للسديم إشعاعي M42. حجم بؤبؤ العين. في الليل طلابنا تمدد للسماح للضوء خافت في. وفتحة كبيرة للعدسة مما أدى يحط جودة الصورة وتنتج انحراف لوني حيث يمكننا أن نرى haloes الملونة حول الأشياء. التكيف مع الظلام - تأثير العصبية. أصبح لدينا خلايا مستقبلة للضوء أكثر حساسية في الضوء الخافت مع مرور الوقت. المخاريط التكيف في حوالي 7 دقائق بينما تأخذ قضبان مدة نصف ساعة للوصول إلى أقصى حساسية. المخاريط لا تزال أقل بكثير حساسية من قضبان ولكن كما قضبان هي أكثر حساسية للضوء الأزرق من الضوء الأحمر التي ننظر بها ضوء خافت كما زرقة مما هو عليه في الواقع. ويسمى هذا التأثير تأثير العصبية. ويتمثل أحد الآثار لعلم الفلك البصري هو الميل إلى التقليل من سطوع النجوم الحمراء. حتى لو كنا استخدام أجهزة الكشف الأخرى مثل لوحات الصور الفوتوغرافية أو أجهزة المتقارنة بواسطة الشحنات للكشف عن الضوء المنبعث من النجوم بدلا من أعيننا اللون المسجلة قد لا يكون اللون الحقيقي للنجم لأسباب أخرى. بين النجوم التحمير والانقراض. الفضاء بين النجوم ليست فراغ مثالي. ويضم وسط ما بين النجوم (ISM) غاز محايد البارد (مرحبا في 70 K)، غاز محايد دافئ (مرحبا في 6000 K) والبلازما الساخنة المتأينة (H II في 10 6 K) تقع في المقام الأول في الطائرة من المجرة في الأذرع الحلزونية . يتكون الغبار الكوني تتكون من حبيبات صغيرة من السيليكات، والحديد والكربون والماء المتجمد والأمونيا الجليد 0،1-،01 ميكرون (م) في الحجم. وعلى الرغم من هذا الغبار الكوني يجعل فقط حتى 1 من كتلة ISM أنه يمتص وينثر الضوء المنبعث من النجوم. وهذا يعني أن الضوء القادم من النجوم البعيدة هو انخفاض في كثافة بحيث تظهر نجمة باهتة من أنه سيكون إذا كانت هناك أية مواد تدخل. انقراض يسمى هذا التأثير يمكن أن تقدر إذا كان من المعروف المسافة إلى النجم وموضعه بالنسبة إلى الأسلحة المجرات والسحب الجزيئية. في عام النجوم البعيدة تعاني أكبر انقراض أو تخفيض في السطوع من النجوم القريبة. انقراض يتناسب عكسيا مع طول الموجة حتى الضوء الأحمر هو أقل تأثرا من الضوء الأزرق. النجوم البعيدة بالتالي تظهر أكثر الحمراء مما هي عليه في الواقع. ويجب تعويض هذا احمرار بين النجوم لفي محاولة لتحديد اللون الحقيقي وسطوع نجم. إذا تعرف على النجوم الطيفية والطبقات معان في حجم المطلق واللون يمكن أن يستدل. عن طريق قياس لونه واضح في كمية من احمرار يمكن تحديد وهذا يمكن بعد ذلك أن تستخدم لتحديد المسافة التقريبية إلى النجم. موجات الأشعة تحت الحمراء والإذاعة لها أطوال موجية أطول من الضوء المرئي الأحمر، ويمكن أن تنتقل من خلال ISM دون عوائق نسبيا وبالتالي فهي توفر معلومات مفيدة حول العمليات التي تحدث داخل السحب الجزيئية والأسلحة المجرة. عمالقة Metallicity الأحمر مثل منكب الجوزاء ليست في الواقع أن اللون الأحمر. اذا نظرتم الى اللون في الجدول 4.3 أعلاه يمكنك أن ترى أن لونه الفعلي سيكون أكثر البرتقال من أحمر صحيح. مجموعة صغيرة من النجوم القيام به، لكن يبدو أحمر عميق. هذه هي النجوم الكربون مثل 19 أو TX Piscium. هذه النجوم الملونة روبي الحمراء لديهم وفرة عالية من جزيئات الكربون مثل C 2. CH وCN في الطبقات الخارجية من أن تستوعب أكثر من الفوتونات في الأجزاء الزرقاء والبنفسجية من الطيف. نجوم كربونية صنفت تقليديا كفئات R و N مع درجات حرارة مماثلة إلى K و M النجوم على التوالي. في الوقت الحاضر هم يشار إليها مجتمعة ب نوع C (للكربون). قياس اللون - مؤشر اللون من أجل استخدام اللون من علماء الفلك النجوم تحتاج أولا إلى تحديد ذلك ومن ثم يكون وسيلة لقياس ذلك. لحسن الحظ هناك طريقة بسيطة للقيام على حد سواء التي تتعلق إلى طيف نجم. والنجوم الطيف نموذجي يقارب منحنى بلانك. وهذا يعني أن كثافة الطاقة المنبعثة يختلف مع الطول الموجي مثل أن نجم الساخنة تنبعث أكثر نسبيا للطاقة في موجات زرقاء من في الحمراء في حين بارد قمم الانبعاثات النجوم في موجات حمراء. إذا تم قياس كثافة عند طول موجي معين أو waveband ضيق ومن ثم يمكن مقارنة مع كثافة في wavebands الضيقة الأخرى. يتم التعبير عن الشدة التي كانت عليها القدر الظاهري. بدلا من أن يكون مجرد حجم واحد واضح، م قياسها عبر الطيف المرئي بأكمله يمكننا استخدام فلتر للحد من الضوء الوارد إلى waveband الضيق. إذا، على سبيل المثال، ونحن نستخدم مرشح الذي يسمح فقط ضوء في الجزء الأزرق من الطيف، يمكننا قياس النجوم الزرقاء القدر الظاهري، م ب. يختصر هذا عموما إلى B. ويوفر فلتر الازرق waveband مماثل لحساسية قصوى لمعظم الأفلام الفوتوغرافية التي تصل ذروتها في موجات الزرقاء حوالي 440 نانومتر (وهذا هو السبب وتستخدم الأضواء الحمراء في الغرف المظلمة). وبالمثل إذا أردنا استخدام التصفية التي يقارب عيون استجابة البصرية التي تصل ذروتها في الجزء الأصفر والأخضر من الطيف نقيس م V أو V للنجمة. هذا النظام لقياس المقادير في اثنين wavebands مختلفة، B و V يشكل أساس تحديد لون النجوم. بدلا من استخدام كلمات مثل الأحمر أو البرتقالي، علماء الفلك تحديد اللون من نجم لتكون مؤشر لونه. مؤشر اللون أو CI هو مجرد رقم يساوي الفرق بين الزرقاء وباء والبصرية، ومقادير الخامس من نجم. ويتضح ذلك من المعادلة 4.9: كيف ينطبق ذلك عمليا إلى النجوم دعونا نلقي نظرة على اثنين من النجوم مختلفة، واحدة مع درجة الحرارة فعالة من 15،000 K والآخر من 3000 ك. كل هذه سوف تنتج الطيف الذي يقترب الجسم الأسود منحنى. ويوضح الرسم البياني أدناه هذه المنحنيين على قطعة أرض كثافة تطبيع (إذا استخدمنا مقياس كثافة صحيح سوف تتضاءل في مؤامرة للنجمة 3000 K بذلك عن النجم أكثر حرارة). يمكنك أن ترى أن في الجزء المرئي من الطيف منحنى منحدرة إلى أسفل إلى اليمين ل15،000 K نجم، بينما ينحدر تصل للنجمة برودة. خطوط سوداء يمثلان موجات الذروة لب والخامس المرشحات. الائتمان: مقتبس من الصغير قبل م. غويدري. مقارنة بين اثنين من النجوم من خلال B و V المرشحات. يمثل المنحنى الأزرق النجم 15000 K. تنبعث منه المزيد من الطاقة في و waveband B من في و waveband الخامس. وهذا يعني أنه من أكثر إشراقا في B مما كانت عليه في الخامس وبالتالي لها واضح حجم B سيكون أقل من الواضح حجم V. مؤشر اللون هو ب - V جدا لهذا النجم سيكون LT 0، وهذا هو سلبي. هذا هو مبين في الرسم البياني أدناه: الائتمان: مقتبس من البيانات التي تم إنشاؤها من قبل الصغير التي كتبها م. Horrell قياس مؤشر اللون للنجم الساخنة. ل3000 K النجم الذي تنبعث منه المزيد من الطاقة في الخامس بدلا من B waveband، B - V يجب GT 0، وهذا هو إيجابي. ويوضح الرسم البياني أدناه هذا: الائتمان: مقتبس من البيانات التي تم إنشاؤها من قبل الصغير التي كتبها م. Horrell قياس مؤشر اللون للنجم بارد. معايرة مقياس مؤشر اللون يعني أن نجم الفئة الطيفية A0 ومعان الفئة V (أي تسلسل النجم الرئيسي) لديها لون الرقم القياسي من 0.0. فيغا، (Lyrae) هو مثل نجم. سوف نجوم أكثر سخونة من فيغا يكون لون مؤشر سلبي وتبدو أكثر مزرق. نجوم مع لون مؤشر إيجابي أكثر برودة من فيغا وسوف تظهر المزيد من الأصفر، البرتقالي أو الأحمر. ملاحظة ظلال اللون هو مصطلح غير واضحة في حين أن مؤشر اللون هو قيمة يمكن قياسها مباشرة. وأظهرت مجموعة من المؤشرات اللون المتعلقة بالطبقة الطيفية في الجدول 4.4 أدناه. يتراوح مؤشر اللون من حوالي -0.3 للنجم V O4 إلى 2.0 لنجم من الدرجة العالية M. أمبير الطيفي لمعان الدرجة بحيث ديه الراكون قوته ب 0.80. المرشحات في علم الفلك ومفهوم مؤشر اللون هو أداة مفيدة للغاية لعلماء الفلك. لتحديد اللون (ومن هنا أيضا درجة الحرارة الفعالة) لنجم لم يعد يتطلب منهم الحصول على طيف من النجم. أخذ اثنين من الصور من خلال مرشحات مختلفة ثم قياس حجم واضح على كل صورة هو كل ما هو مطلوب. اعتمادا على مجال الرؤية من لوحة صورة ووقت التعرض، قد تظهر عدة آلاف من النجوم على صورة واحدة. مع تحليل الصور الحديثة القدر الظاهري من كل هذه الأشياء يمكن أن يكون سريعا وتلقائيا قياس تستخدم بعد ذلك لتحديد مؤشر اللون ودرجات الحرارة التقريبية لجميع النجوم المجال. في الفلك ممارسة مهتمون في قياس سطوع في أكثر من عقدين من wavebands وباء وخامسا ب waveband المتقدمة من الرغبة في قياس سطوع الأشياء في ذروة الحساسية الأفلام التصويرية حين و waveband V يقارب الاستجابة الطيفية من رؤية الإنسان. من خلال قياس سطوع في المزيد من wavebands يمكننا تحديد المزيد من النقاط على طول النجوم منحنى الطيفي دون الحاجة فعلا لاتخاذ الطيف. تقريبا يتم عن تصوير الأجسام السماوية لأغراض البحث من خلال اتخاذ الضوء التي مرت على الرغم من التصفية. باستخدام فلتر من الاستجابة الطيفية المعروفة يسمح للفلكيين لجعل القياسات الضوئية دقيقة. هي الأمثل مرشحات مختلفة لأجزاء مختلفة من الطيف الكهرومغناطيسي. إذا علينا أن نركز على الأجزاء الظاهرة، بالقرب من الأشعة تحت الحمراء والأشعة فوق البنفسجية القريبة من الطيف هناك العديد من الفلاتر المستخدمة عادة من قبل علماء الفلك. في الواقع تم تطوير عدة أنظمة مختلفة، وكثير لمشاريع محددة جدا أو لتتناسب مع خصائص كاشفات جديدة. أجهزة المتقارنة بواسطة الشحنات الأولى استخدم في علم الفلك، على سبيل المثال. كانت حساسة نسبيا إلى الأجزاء الزرقاء حتى الآن من الطيف مقارنة مع استجابتها في، الموجات الأطول أكثر احمرارا وبالتالي كان رد الطيفية المختلفة لمستحلبات التصوير الفوتوغرافي. المرشحات للأشعة فوق البنفسجية، الملاحظات المرئية والأشعة تحت الحمراء يتم تلوين عادة الزجاج والبلاستيك مصبوغ أو الجيلاتين أو ما شابه ذلك التي تسمح فقط waveband ضيق، عادة حوالي 100 نانومتر واسعة، من الإشعاع من خلال. أنواع أخرى من المرشحات الضوئية تستخدم تدخل لإنتاج مرشحات الضيق جدا حيث و waveband قد يكون فقط بضعة نانوميتر واسعة. ومن الأمثلة على ذلك تصفية H-ألفا التي تصل ذروتها في 652 نانومتر. فهو يستخدم لملاحظات الشمسية و. النظام جونسون هو معيار واحد يستخدم خمس مرشحات، U. ب . الخامس . R وأنا التي لديها ردود الذروة في الأشعة فوق البنفسجية والأزرق وقطع الأشعة تحت الحمراء الأصفر والأخضر والأحمر وبالقرب من الطيف على التوالي. مؤامرة تظهر الاستجابة الطيفية من سلسلة جونسون من الفلاتر أدناه. هذا يظهر في الواقع صيغة معدلة وضعتها م بسل. Normalised مؤامرة كثافة تظهر الاستجابة الطيفية من المرشحات الخمس في النظام جونسون أبناء العم تعديلها من قبل Bessell. تمت جدولة موجات الذروة للمرشحات في ظل النظام جونسون UBVRI القياسية أدناه: جدول 4.6: قمة نقل الطول الموجي للمرشحات جونسون UBVRI. ويرد أدناه مقارنة سبيل المثال من صور النجوم من خلال مرشحات مختلفة. النجم المركزية في كل صورة R الكلب الأصغر (R CMI)، نجم الكربون حمراء جدا من C7 الدرجة الطيفية. لاحظ كيف يبدو أكثر إشراقا من خلال تصفية الأحمر من مرشح أزرق. المسامير المحيطة به ليست حقيقية، وهذا هو أنهم ليسوا في الواقع جزء من النجم. هم المسامير الحيود الناجم عن الضوء الساطع الضوء من النجوم مصدر نقطة الانعراج على البصريات التلسكوب. وبالمثل كان سبب هالة حول R البحرية الدولية في الإطار الأحمر من خلال عمليات الضوئية عندما يتعرض لوحة فوتوغرافية الأصلية لمصادر نقطة مشرقة. الهالات والمسامير الحيود أمثلة من القطع الأثرية. الائتمان: مقتبس من بيانات المسح الرقمي للسماء تم الحصول عليها من منظر السماء. وقد أبرزت اثنين من النجوم الأخرى في المجالات المذكورة أعلاه. انظر كيف النجم الساخنة مرئيا في لوحة زرقاء ولكن خفوتا بكثير في المنطقة الحمراء. نجم بارد هو أكثر وضوحا على لوحة حمراء من اللون الأزرق. وتستخدم مرشحات أيضا في wavebands أخرى في الطيف م. التلسكوبات اللاسلكية تستخدم مرشحات الكهربائية حيث توهين إشارة يختلف مع تردد. كما هو الحال مع من نوع البصرية مرشحات يمكن أن يكون الأمثل للسماح لمجموعة واسعة أو محدودة من الترددات من خلال. يرجى تقديم اسم المستخدم وكلمة المرور ونفى وصول وصول deniedThe اللون النجوم علم الفلك هو الكامل من المراجع اللون الأقزام البيضاء، والثقوب السوداء والعمالقة الحمر على سبيل المثال. إذا قمت بالبحث في السماء ليلا قد تكون قادرا على رؤية بضعة آلاف من النجوم من موقع مظلم. كما أن النجوم كلها بعيدة بحيث تظهر كنقاط في السماء. أكثر ما تظهر الأبيض ولكن عدد قليل من النجوم مثل قلب العقرب ومنكب الجوزاء لديها البرتقال أو هوى ضارب الى الحمرة لهم. والبعض الآخر مثل ريجل تشير إلى لون أكثر زرقة. الألوان من النجوم، ومع ذلك، ليست واضحة في معظم النجوم لعدة أسباب مناقشتها أدناه. اللون هو مع ذلك خاصية هامة ومفيدة من النجوم. في هذه الصفحة سوف ننظر كيف يتم تعريفه وقياسها واستخدامها في علم الفلك. وسترفيلد في منطقة القوس تظهر النجوم من ألوان مختلفة. ألوان ممتاز الصورة أعلاه يظهر جزء صغير من سترفيلد في القوس من قبل HST الملتقطة من الفضاء. مجموعة متنوعة من الألوان من النجوم واضحة على الفور. تختلف الألوان من أبيض مزرق وصولا إلى اللون الأحمر. لماذا النجوم ليس لديها ألوان مختلفة لون نجم هو في المقام الأول وظيفة من درجة الحرارة الفعالة. يجب أن نتذكر أن نجم تقارب سلوك المبرد الجسم الأسود. كما يحصل الجسم الأسود أكثر سخونة التغييرات لونه. لو كنت لتسخين وضع رصاصة واحدة صلبة أنها تنبعث منها أولا الإشعاع في المنطقة تحت الحمراء. وإضفاء مزيد من التدفئة رؤيتها توهج اللون المحمر مملة. مع مزيد من التدفئة يمكن أن توهج في نهاية المطاف البرتقالي والأصفر والأبيض والأزرق في نهاية المطاف الساخنة. في نهاية المطاف لو كانت ساخنة ما يكفي الجسم الأسود تنبعث معظم الطاقة في المنطقة فوق البنفسجية. على الرغم من أن النجوم السوداء الهيئات يست مثالية هذه العلاقة بين درجة الحرارة ولون لا يزال ساريا لهم. اللون الذي نراه هو عادة مزيج المضافة للانبعاثات من كل الطول الموجي. النجوم الساخنة تظهر زرقاء لأن تنبعث معظم الطاقة في أجزاء زرقة من الطيف. هناك انبعاث القليل في الأجزاء الزرقاء من الطيف عن النجوم باردة - تظهر الأحمر. على الرغم من أن الطول الموجي صنز ذروة الانبعاثات (قانون ينز) يتوافق مع الجزء الأخضر من الطيف، يظهر لونه أصفر شاحب بسبب المساهمات النسبية لأجزاء مختلفة من منحنى بلانك للون العام. ويبين الجدول أدناه اللون التقريبي ومدى درجة الحرارة عن النجوم. الجدول 4.3: اللون - Temperature النطاق للالنجوم. الألوان هي لمنزل تسلسل (V) منتصف الطيفي الدرجة (5). (الألوان هو مبين في الجدول أعلاه هي رموز عشري الصحيحة للمراقبين RGB بناء على تفاصيل من M. الخيرية في معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا. وهي تمثل اللون من قرص الغاز الممتد وليس مصدرا نقطة. لمزيد من المناقشة التفصيلية زيارة موقعه على الانترنت. ) على الرغم من النجوم ليس لديها ألوان مختلفة، لدينا تصور ألوان النجوم في السماء ليلا والفقراء. وتناقش أسباب هذا المقبل. الإنسان الرؤية عيوننا هي كاشفات حساسة للغاية من الفوتونات مرئية. فقط هناك حاجة إلى عدد قليل من الفوتونات الحادث ان تثير رد فعل التحفيز في أعيننا. ثم لماذا لا نقوم رؤية الألوان نجم بسهولة أكبر وهناك في الواقع عدة أسباب: المخاريط والقضبان. أعيننا لها نوعين من قضبان المستقبلات الضوئية والمخاريط. قضبان هي أكثر وفرة (120 مليون) وحساسية من الأقماع ولديها نسبة أعلى حول حواف الشبكية. انهم لا يستطيعون رؤية اللون بدلا يرون الرمادي. قضبان لا تستجيب للضوء الأحمر. المخاريط هي أقل حساسية من قضبان وأكثر عنقودية بالقرب من مركز الشبكية. ثلاثة أنواع الأحمر والأزرق والأخضر تشكل 7000000 المخاريط في العين البشرية. كونها أقل حساسية من قضبان ومخاريط تتطلب العديد من الفوتونات أكثر الحادث من وتيرة الصحيح لتحريك لهم. وهذا هو السبب الرئيسي الذي يجعلنا لا نرى اللون في الليل. نجوم كمصادر نقطة. المسافة شاسعة من النجوم يعني أننا لا يمكن حلها كأقراص، بدلا من ذلك نرى الضوء من نقطة المصدر. عيوننا حساسة نسبيا للون من مصادر نقطة. المصطلح التقني لهذا تأثير صغير tritanopia المجال. ويمكن رؤية وجود تشابه مثيرة للاهتمام في هذا الشأن في الصور الفوتوغرافية من النجوم في فيلم اللون. ولون من الصعب أن نفرق تتركز النجوم ولكن إذا تم امتبائر الكاميرا بحيث النجوم ينتشر إلى أقراص خفيفة ألوانها أصبحت أكثر وضوحا كما يتضح في الصورة أدناه عن طريق ديفيد مالين من كوكبة الجبار. هنا تم امتبائر الكاميرا لا يمكن تقفي أثرها على نحو متزايد مع مرور الوقت بحيث بدلا من مسارات النجوم الضيقة نشرت النجوم بها. مسارات النجوم امتبائر يظهر لون من النجوم البارزين في أوريون. مقارنة ألوان M-الطبقة منكب الجوزاء مع B-الطبقة ريجل. لاحظ ردي اللون المميز للسديم إشعاعي M42. حجم بؤبؤ العين. في الليل طلابنا تمدد للسماح للضوء خافت في. وفتحة كبيرة للعدسة مما أدى يحط جودة الصورة وتنتج انحراف لوني حيث يمكننا أن نرى haloes الملونة حول الأشياء. التكيف مع الظلام - تأثير العصبية. أصبح لدينا خلايا مستقبلة للضوء أكثر حساسية في الضوء الخافت مع مرور الوقت. المخاريط التكيف في حوالي 7 دقائق بينما تأخذ قضبان مدة نصف ساعة للوصول إلى أقصى حساسية. المخاريط لا تزال أقل بكثير حساسية من قضبان ولكن كما قضبان هي أكثر حساسية للضوء الأزرق من الضوء الأحمر التي ننظر بها ضوء خافت كما زرقة مما هو عليه في الواقع. ويسمى هذا التأثير تأثير العصبية. ويتمثل أحد الآثار لعلم الفلك البصري هو الميل إلى التقليل من سطوع النجوم الحمراء. حتى لو كنا استخدام أجهزة الكشف الأخرى مثل لوحات الصور الفوتوغرافية أو أجهزة المتقارنة بواسطة الشحنات للكشف عن الضوء المنبعث من النجوم بدلا من أعيننا اللون المسجلة قد لا يكون اللون الحقيقي للنجم لأسباب أخرى. بين النجوم التحمير والانقراض. الفضاء بين النجوم ليست فراغ مثالي. ويضم وسط ما بين النجوم (ISM) غاز محايد البارد (مرحبا في 70 K)، غاز محايد دافئ (مرحبا في 6000 K) والبلازما الساخنة المتأينة (H II في 10 6 K) تقع في المقام الأول في الطائرة من المجرة في الأذرع الحلزونية . يتكون الغبار الكوني تتكون من حبيبات صغيرة من السيليكات، والحديد والكربون والماء المتجمد والأمونيا الجليد 0،1-،01 ميكرون (م) في الحجم. وعلى الرغم من هذا الغبار الكوني يجعل فقط حتى 1 من كتلة ISM أنه يمتص وينثر الضوء المنبعث من النجوم. وهذا يعني أن الضوء القادم من النجوم البعيدة هو انخفاض في كثافة بحيث تظهر نجمة باهتة من أنه سيكون إذا كانت هناك أية مواد تدخل. انقراض يسمى هذا التأثير يمكن أن تقدر إذا كان من المعروف المسافة إلى النجم وموضعه بالنسبة إلى الأسلحة المجرات والسحب الجزيئية. في عام النجوم البعيدة تعاني أكبر انقراض أو تخفيض في السطوع من النجوم القريبة. انقراض يتناسب عكسيا مع طول الموجة حتى الضوء الأحمر هو أقل تأثرا من الضوء الأزرق. النجوم البعيدة بالتالي تظهر أكثر الحمراء مما هي عليه في الواقع. ويجب تعويض هذا احمرار بين النجوم لفي محاولة لتحديد اللون الحقيقي وسطوع نجم. إذا تعرف على النجوم الطيفية والطبقات معان في حجم المطلق واللون يمكن أن يستدل. عن طريق قياس لونه واضح في كمية من احمرار يمكن تحديد وهذا يمكن بعد ذلك أن تستخدم لتحديد المسافة التقريبية إلى النجم. موجات الأشعة تحت الحمراء والإذاعة لها أطوال موجية أطول من الضوء المرئي الأحمر، ويمكن أن تنتقل من خلال ISM دون عوائق نسبيا وبالتالي فهي توفر معلومات مفيدة حول العمليات التي تحدث داخل السحب الجزيئية والأسلحة المجرة. عمالقة Metallicity الأحمر مثل منكب الجوزاء ليست في الواقع أن اللون الأحمر. اذا نظرتم الى اللون في الجدول 4.3 أعلاه يمكنك أن ترى أن لونه الفعلي سيكون أكثر البرتقال من أحمر صحيح. مجموعة صغيرة من النجوم القيام به، لكن يبدو أحمر عميق. هذه هي النجوم الكربون مثل 19 أو TX Piscium. هذه النجوم الملونة روبي الحمراء لديهم وفرة عالية من جزيئات الكربون مثل C 2. CH وCN في الطبقات الخارجية من أن تستوعب أكثر من الفوتونات في الأجزاء الزرقاء والبنفسجية من الطيف. نجوم كربونية صنفت تقليديا كفئات R و N مع درجات حرارة مماثلة إلى K و M النجوم على التوالي. في الوقت الحاضر هم يشار إليها مجتمعة ب نوع C (للكربون). قياس اللون - مؤشر اللون من أجل استخدام اللون من علماء الفلك النجوم تحتاج أولا إلى تحديد ذلك ومن ثم يكون وسيلة لقياس ذلك. لحسن الحظ هناك طريقة بسيطة للقيام على حد سواء التي تتعلق إلى طيف نجم. والنجوم الطيف نموذجي يقارب منحنى بلانك. وهذا يعني أن كثافة الطاقة المنبعثة يختلف مع الطول الموجي مثل أن نجم الساخنة تنبعث أكثر نسبيا للطاقة في موجات زرقاء من في الحمراء في حين بارد قمم الانبعاثات النجوم في موجات حمراء. إذا تم قياس كثافة عند طول موجي معين أو waveband ضيق ومن ثم يمكن مقارنة مع كثافة في wavebands الضيقة الأخرى. يتم التعبير عن الشدة التي كانت عليها القدر الظاهري. بدلا من أن يكون مجرد حجم واحد واضح، م قياسها عبر الطيف المرئي بأكمله يمكننا استخدام فلتر للحد من الضوء الوارد إلى waveband الضيق. إذا، على سبيل المثال، ونحن نستخدم مرشح الذي يسمح فقط ضوء في الجزء الأزرق من الطيف، يمكننا قياس النجوم الزرقاء القدر الظاهري، م ب. يختصر هذا عموما إلى B. ويوفر فلتر الازرق waveband مماثل لحساسية قصوى لمعظم الأفلام الفوتوغرافية التي تصل ذروتها في موجات الزرقاء حوالي 440 نانومتر (وهذا هو السبب وتستخدم الأضواء الحمراء في الغرف المظلمة). وبالمثل إذا أردنا استخدام التصفية التي يقارب عيون استجابة البصرية التي تصل ذروتها في الجزء الأصفر والأخضر من الطيف نقيس م V أو V للنجمة. هذا النظام لقياس المقادير في اثنين wavebands مختلفة، B و V يشكل أساس تحديد لون النجوم. بدلا من استخدام كلمات مثل الأحمر أو البرتقالي، علماء الفلك تحديد اللون من نجم لتكون مؤشر لونه. مؤشر اللون أو CI هو مجرد رقم يساوي الفرق بين الزرقاء وباء والبصرية، ومقادير الخامس من نجم. ويتضح ذلك من المعادلة 4.9: كيف ينطبق ذلك عمليا إلى النجوم دعونا نلقي نظرة على اثنين من النجوم مختلفة، واحدة مع درجة الحرارة فعالة من 15،000 K والآخر من 3000 ك. كل هذه سوف تنتج الطيف الذي يقترب الجسم الأسود منحنى. ويوضح الرسم البياني أدناه هذه المنحنيين على قطعة أرض كثافة تطبيع (إذا استخدمنا مقياس كثافة صحيح سوف تتضاءل في مؤامرة للنجمة 3000 K بذلك عن النجم أكثر حرارة). يمكنك أن ترى أن في الجزء المرئي من الطيف منحنى منحدرة إلى أسفل إلى اليمين ل15،000 K نجم، بينما ينحدر تصل للنجمة برودة. خطوط سوداء يمثلان موجات الذروة لب والخامس المرشحات. الائتمان: مقتبس من الصغير قبل م. غويدري. مقارنة بين اثنين من النجوم من خلال B و V المرشحات. يمثل المنحنى الأزرق النجم 15000 K. تنبعث منه المزيد من الطاقة في و waveband B من في و waveband الخامس. وهذا يعني أنه من أكثر إشراقا في B مما كانت عليه في الخامس وبالتالي لها واضح حجم B سيكون أقل من الواضح حجم V. مؤشر اللون هو ب - V جدا لهذا النجم سيكون LT 0، وهذا هو سلبي. هذا هو مبين في الرسم البياني أدناه: الائتمان: مقتبس من البيانات التي تم إنشاؤها من قبل الصغير التي كتبها م. Horrell قياس مؤشر اللون للنجم الساخنة. ل3000 K النجم الذي تنبعث منه المزيد من الطاقة في الخامس بدلا من B waveband، B - V يجب GT 0، وهذا هو إيجابي. ويوضح الرسم البياني أدناه هذا: الائتمان: مقتبس من البيانات التي تم إنشاؤها من قبل الصغير التي كتبها م. Horrell قياس مؤشر اللون للنجم بارد. معايرة مقياس مؤشر اللون يعني أن نجم الفئة الطيفية A0 ومعان الفئة V (أي تسلسل النجم الرئيسي) لديها لون الرقم القياسي من 0.0. فيغا، (Lyrae) هو مثل نجم. سوف نجوم أكثر سخونة من فيغا يكون لون مؤشر سلبي وتبدو أكثر مزرق. نجوم مع لون مؤشر إيجابي أكثر برودة من فيغا وسوف تظهر المزيد من الأصفر، البرتقالي أو الأحمر. ملاحظة ظلال اللون هو مصطلح غير واضحة في حين أن مؤشر اللون هو قيمة يمكن قياسها مباشرة. وأظهرت مجموعة من المؤشرات اللون المتعلقة بالطبقة الطيفية في الجدول 4.4 أدناه. يتراوح مؤشر اللون من حوالي -0.3 للنجم V O4 إلى 2.0 لنجم من الدرجة العالية M. أمبير الطيفي لمعان الدرجة بحيث ديه الراكون قوته ب 0.80. المرشحات في علم الفلك ومفهوم مؤشر اللون هو أداة مفيدة للغاية لعلماء الفلك. لتحديد اللون (ومن هنا أيضا درجة الحرارة الفعالة) لنجم لم يعد يتطلب منهم الحصول على طيف من النجم. أخذ اثنين من الصور من خلال مرشحات مختلفة ثم قياس حجم واضح على كل صورة هو كل ما هو مطلوب. اعتمادا على مجال الرؤية من لوحة صورة ووقت التعرض، قد تظهر عدة آلاف من النجوم على صورة واحدة. مع تحليل الصور الحديثة القدر الظاهري من كل هذه الأشياء يمكن أن يكون سريعا وتلقائيا قياس تستخدم بعد ذلك لتحديد مؤشر اللون ودرجات الحرارة التقريبية لجميع النجوم المجال. في الفلك ممارسة مهتمون في قياس سطوع في أكثر من عقدين من wavebands وباء وخامسا ب waveband المتقدمة من الرغبة في قياس سطوع الأشياء في ذروة الحساسية الأفلام التصويرية حين و waveband V يقارب الاستجابة الطيفية من رؤية الإنسان. من خلال قياس سطوع في المزيد من wavebands يمكننا تحديد المزيد من النقاط على طول النجوم منحنى الطيفي دون الحاجة فعلا لاتخاذ الطيف. تقريبا يتم عن تصوير الأجسام السماوية لأغراض البحث من خلال اتخاذ الضوء التي مرت على الرغم من التصفية. باستخدام فلتر من الاستجابة الطيفية المعروفة يسمح للفلكيين لجعل القياسات الضوئية دقيقة. هي الأمثل مرشحات مختلفة لأجزاء مختلفة من الطيف الكهرومغناطيسي. إذا علينا أن نركز على الأجزاء الظاهرة، بالقرب من الأشعة تحت الحمراء والأشعة فوق البنفسجية القريبة من الطيف هناك العديد من الفلاتر المستخدمة عادة من قبل علماء الفلك. في الواقع تم تطوير عدة أنظمة مختلفة، وكثير لمشاريع محددة جدا أو لتتناسب مع خصائص كاشفات جديدة. أجهزة المتقارنة بواسطة الشحنات الأولى استخدم في علم الفلك، على سبيل المثال. كانت حساسة نسبيا إلى الأجزاء الزرقاء حتى الآن من الطيف مقارنة مع استجابتها في، الموجات الأطول أكثر احمرارا وبالتالي كان رد الطيفية المختلفة لمستحلبات التصوير الفوتوغرافي. المرشحات للأشعة فوق البنفسجية، الملاحظات المرئية والأشعة تحت الحمراء يتم تلوين عادة الزجاج والبلاستيك مصبوغ أو الجيلاتين أو ما شابه ذلك التي تسمح فقط waveband ضيق، عادة حوالي 100 نانومتر واسعة، من الإشعاع من خلال. أنواع أخرى من المرشحات الضوئية تستخدم تدخل لإنتاج مرشحات الضيق جدا حيث و waveband قد يكون فقط بضعة نانوميتر واسعة. ومن الأمثلة على ذلك تصفية H-ألفا التي تصل ذروتها في 652 نانومتر. فهو يستخدم لملاحظات الشمسية و. النظام جونسون هو معيار واحد يستخدم خمس مرشحات، U. ب . الخامس . R وأنا التي لديها ردود الذروة في الأشعة فوق البنفسجية والأزرق وقطع الأشعة تحت الحمراء الأصفر والأخضر والأحمر وبالقرب من الطيف على التوالي. مؤامرة تظهر الاستجابة الطيفية من سلسلة جونسون من الفلاتر أدناه. هذا يظهر في الواقع صيغة معدلة وضعتها م بسل. Normalised مؤامرة كثافة تظهر الاستجابة الطيفية من المرشحات الخمس في النظام جونسون أبناء العم تعديلها من قبل Bessell. تمت جدولة موجات الذروة للمرشحات في ظل النظام جونسون UBVRI القياسية أدناه: جدول 4.6: قمة نقل الطول الموجي للمرشحات جونسون UBVRI. ويرد أدناه مقارنة سبيل المثال من صور النجوم من خلال مرشحات مختلفة.