فهرس الألوان

في علم الفلك ، يُعدّ مؤشر اللون تعبيرًا عدديًا بسيطًا يُحدد لون الجسم، والذي يُشير في حالة النجوم إلى درجة حرارتها . كلما انخفض مؤشر اللون، كان الجسم أكثر زرقة (أو سخونة). وعلى العكس، كلما ارتفع مؤشر اللون، كان الجسم أكثر حمرة (أو برودة). هذا نتيجة لمقياس القدر الظاهري اللوغاريتمي العكسي ، حيث تمتلك الأجسام الأكثر سطوعًا قدرًا ظاهريًا أصغر (أكثر سلبية) من الأجسام الأقل سطوعًا. للمقارنة، يبلغ مؤشر B−V للشمس البيضاء 0.656 ± 0.005 ، ^{[ 2 ]} بينما يبلغ مؤشر B−V لنجم ريجل الأزرق −0.03 (قدره الظاهري في نطاق B هو 0.09 وقدره الظاهري في نطاق V هو 0.12، أي B−V = −0.03). ^{[ 3 ]} تقليديًا، يُستخدم نجم فيغا كنقطة صفر في مؤشر اللون . يمتلك النجم العملاق الأزرق ثيتا موسكا أحد أدنى مؤشرات B−V عند -0.41، ^{[ 4 ]} بينما يمتلك النجم العملاق الأحمر ونجم الكربون آر ليبوريس أحد أعلى المؤشرات، عند +5.74. ^{[ 5 ]}

لقياس معامل الانكسار، تُراقَب شدة إضاءة جسم ما تباعًا من خلال مرشحين مختلفين ، مثل U وB، أو B وV، حيث يكون U حساسًا للأشعة فوق البنفسجية ، وB حساسًا للضوء الأزرق، وV حساسًا للضوء المرئي (الأخضر المصفر) (انظر أيضًا: نظام UBV ). تُسمى مجموعة نطاقات التمرير أو المرشحات هذه بنظام قياس ضوئي . ويُسمى الفرق في شدة الإضاءة المُقاسة باستخدام هذه المرشحات بمعامل الانكسار U-B أو B-V على التوالي.

من حيث المبدأ، يمكن حساب درجة حرارة النجم مباشرةً من مؤشر B-V، وهناك عدة صيغ رياضية لربط هذه القيمة. ^{[ 6 ]} ويمكن الحصول على تقريب جيد باعتبار النجوم أجسامًا سوداء ، باستخدام صيغة باليستيروس ^{[ 7 ]} (المطبقة أيضًا في حزمة PyAstronomy للغة بايثون): ^{[ 8 ]}

${\displaystyle T=4600\,\mathrm {K} \left({\frac {1}{0.92\;(B{\text{-}}\!V)+1.7}}+{\frac {1}{0.92\;(B{\text{-}}\!V)+0.62}}\right).}$

تتأثر مؤشرات ألوان الأجرام البعيدة عادةً بالتعتيم بين النجوم ، أي أنها تكون أكثر احمرارًا من مؤشرات ألوان النجوم الأقرب. ويُقاس مقدار هذا الاحمرار بفائض اللون ، الذي يُعرَّف بأنه الفرق بين مؤشر اللون المرصود ومؤشر اللون الطبيعي (أو مؤشر اللون الجوهري )، وهو مؤشر اللون الحقيقي الافتراضي للنجم، غير المتأثر بالتعتيم. على سبيل المثال، في نظام القياس الضوئي UBV، يمكننا كتابة ذلك للون B-V:

${\displaystyle E_{{\text{B-}}\!{\text{V}}}={B{\text{-}}\!V}_{\text{observed}}-{B{\text{-}}\!V}_{\text{intrinsic}}.}$

تستخدم معظم الفلكيات البصرية نطاقات تمرير مرشحات UBVRI ، حيث تمثل مرشحات U وB وV ما ذُكر سابقًا، بينما يمرر مرشح R الضوء الأحمر، ويمرر مرشح I الأشعة تحت الحمراء . يُطلق على نظام المرشحات هذا أحيانًا اسم نظام مرشحات جونسون-كرون-كوزينز، نسبةً إلى مُبتكريه (انظر المراجع). ^{[ 9 ]} وقد حُددت هذه المرشحات كتركيبات مُعينة من مرشحات زجاجية وأنابيب مضاعفة ضوئية . حدد إم إس بيسيل مجموعة من نفاذية المرشحات لكاشف ذي استجابة مسطحة، مما ساهم في تحديد حساب مؤشرات اللون. ^{[ 10 ]} وللحصول على دقة عالية، تُختار أزواج المرشحات المناسبة بناءً على درجة حرارة لون الجسم: من B إلى V للأجسام متوسطة الحرارة، ومن U إلى V للأجسام الأكثر حرارة، ومن R إلى I للأجسام الباردة.

يمكن أيضاً تحديد مؤشرات الألوان للأجرام السماوية الأخرى، مثل الكواكب والأقمار:

تُعدّ التسميات اللونية الشائعة (مثل العملاق الأحمر) ذاتية، وتُعتمد على نجم النسر الواقع (فيغا) كمرجع. مع ذلك، فإن هذه التسميات، رغم امتلاكها أساسًا كميًا، لا تعكس كيفية إدراك العين البشرية لألوان هذه النجوم. فعلى سبيل المثال، يتميز نجم النسر الواقع بلون أبيض مائل للزرقة، بينما تبدو الشمس، من الفضاء الخارجي، بيضاء محايدة أدفأ قليلًا من مصدر الإضاءة D65 (الذي يُعتبر أبيض باردًا بعض الشيء). أما النجوم "الخضراء" فتُرى بيضاء للعين البشرية. ^{[ 12 ]}

• استفسار لجونسون ، إتش إل ومورغان ، ApJ 117، 313 ( 1953)
• استفسار عن أبناء العم، AWJ ، MNRAS 166، 711 (1974)
• استفسار عن أبناء العمومة، AWJ ، MNASSA 33، 149 (1974)
• استفسار عن بيسيل، ماجستير العلوم ، PASP 102، 1181 (1990)