Farbindex: Unterschied zwischen den Versionen
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In der [[Astronomie]] ist der '''Farbindex (FI)''' eine ursprünglich von [[Karl Schwarzschild]] eingeführte [[Maßzahl]] für die [[Spektralklasse|Farbe von Sternen]]. | In der [[Astronomie]] ist der '''Farbindex (FI)''' eine ursprünglich von [[Karl Schwarzschild]] eingeführte [[Kennzahl|Maßzahl]] für die [[Spektralklasse|Farbe von Sternen]]. | ||
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Der Farbindex ist heute für ein beliebiges [[photometrisches System]] allgemein definiert als ''Differenz'' zwischen der gemessenen [[Scheinbare Helligkeit|scheinbaren Helligkeit]] (Magnitude) eines Himmelsobjekts in einem kurzwelligeren Bereich (bläulich) und der Helligkeit in einem langwelligeren Bereich (rötlich):<ref name="Karttunen">{{Literatur |Autor=Hannu Karttunen, Pekka Kröger, Heikki Oja, Markku Poutanen, Karl Johan Donner |Titel=Fundamental Astronomy |Auflage=5 |Verlag=Springer |Ort= |Datum=2007 |ISBN=978-3-540-34144-4 |Seiten=87 |Online={{Google Buch | BuchID= DjeVdb0sLEAC |Seite= 87}}}}</ref><ref name="Hanslmeier">{{Literatur |Autor=Arnold Hanslmeier |Titel=Einführung in Astronomie und Astrophysik |Auflage= |Verlag=Springer |Ort= |Datum=2014 |ISBN=978-3-662-60413-7 |Seiten=331 f. |Online={{Google Buch | BuchID= YwDoDwAAQBAJ |Seite= 331}}}}</ref> | |||
: <math>\mathrm{FI} = m_\mathrm{kurzwellig} - m_\mathrm{langwellig}</math> | : <math>\mathrm{FI} = m_\mathrm{kurzwellig} - m_\mathrm{langwellig}</math> | ||
Aus der Definition der astronomischen Magnitudenskala (je kleiner | Aus der Definition der astronomischen Magnitudenskala (je kleiner der Wert, desto heller das Gestirn) ergibt sich, dass der Farbindex eines Sterns ''größer'' ist (in Richtung positiver Zahlen, nicht alleine vom Betrag her), wenn er rötlicher erscheint. | ||
An den [[Bezugswert]]en für den langwelligen und für den kurzwelligen Bereich unterscheiden sich die verschiedenen [[Photometrisches System|photometrischen Systeme]]. | An den [[Bezugswert]]en für den langwelligen und für den kurzwelligen Bereich unterscheiden sich die verschiedenen [[Photometrisches System|photometrischen Systeme]]. Dementsprechend spielen Farbindizes eine wichtige Rolle in Transformationsformeln, mit denen Magnituden, die in einem bestimmten System gemessen wurden, in ein anderes System übertragen werden sollen.<ref>{{Literatur |Autor=D. Boyd|Titel=A Practical Approach to Transforming Magnitudes onto a Standard Photometric System |Sammelwerk=The Journal of the American Association of Variable Star Observers |Band=40 |Nummer=2 |Datum=2012-04 |Seiten=990-1002 |bibcode=2012JAVSO..40..990B}}</ref> | ||
Am häufigsten angewendet wird heute das [[UBV-System]] (Dreifarbenphotometrie) nach [[Harold Lester Johnson|Harold L. Johnson]] und [[William Wilson Morgan]] bzw. Systeme, die auf diesem System basieren. Mit dem Erfolg der [[Gaia (Raumsonde)|Gaia-Mission]] findet auch der Farbindex [[G-Band-Magnitude|G<sub>BP</sub> - G<sub>RP</sub>]] immer weitere Verbreitung. | |||
Im Artikel [[UBV-System]] findet sich eine Tabelle mit Beispielen, wie in diesem System der Farbindex ermittelt wird. | |||
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Für Sterne kann in guter Näherung angenommen werden, dass ihr [[Sternspektrum|Spektrum]] dem Spektrum eines [[Schwarzer Körper|schwarzen Körpers]] folgt. Der Farbindex ist somit von der Temperatur des Sterns abhängig: Heiße Sterne erscheinen bläulich und besitzen somit niedrigere Farbindizes als kühle Sterne, die rötlich wirken. Analog sind die Farbindizes bei früheren [[Spektralklasse]]n geringer als bei späten Typen. Aus diesem Grund zeigen sich im [[Hertzsprung-Russell-Diagramm]] wie im [[Farben-Helligkeits-Diagramm]] dieselben Strukturen.<ref name="Hanslmeier" /> | |||
|- | Einige photometrische Systeme wurden speziell dafür konstruiert, bestimmte Sterneigenschaften mithilfe von Farbindizes präziser bestimmen zu können. So bietet etwa das Strömgren-Crawford-System die Möglichkeit, bestimmte spektrale Charakteristika wie den [[Balmersprung]], die [[Metallizität]] oder die Stärke der [[Balmer-Serie|H-beta-Linie]] ausmessen zu können.<ref>{{Literatur |Autor=M. S. Bessell |Titel=UBVRI passbands |Sammelwerk=Publications of the Astronomical Society of the Pacific |Band=102 |Nummer=1181 |Datum=1990-10 |Seiten=1181-1199 |bibcode=1990PASP..102.1181B}}</ref> Mittels der Farbindizes kann dann bei B-, A- und F-Sternen neben der Temperatur auch die [[Oberflächengravitation]] ermittelt werden.<ref>{{Literatur |Autor=R. Napiwotzki, D. Schoenberner, V. Wenske|Titel=On the determination of effective temperature and surface gravity of B, A, and F stars using Stromgren uvby-beta photometry |Sammelwerk=Astronomy and Astrophysics |Band=268 |Datum=1993-02 |Seiten=653-666 |bibcode=1993A&A...268..653N}}</ref> | ||
|- | Das UBV-System ist so definiert, dass die Farben von Sternen des Typs A0V (z. B. [[Wega]]) den Nullpunkt bilden: <math> U-B = B-V = 0</math>. Dementsprechend sind die Farbindizes von O- und B-Sternen in diesem System stets negativ, alle anderen Typen immer positiv.<ref name="Karttunen" /> | ||
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|- | Beachtet werden muss dabei, dass die auf der Erde gemessene Farbe im Allgemeinen nicht der Eigenfarbe des Sterns entspricht. Durch [[Extinktion (Astronomie)|Extinktion]] wird blaues Licht stärker absorbiert, es kommt zur Rötung des Sternenlichts. Dieser Effekt wird auch interstellare Verfärbung genannt und durch den [[Farbexzess]] beschrieben.<ref>{{Literatur |Autor=Hans-Heinrich Voigt, Hermann-Josef Röser, Werner Tscharnuter |Titel=Abriss der Astronomie |Auflage=6 |Verlag=Wiley-VCH |Ort=Weinheim |Datum=2012 |ISBN=978-3-527-40736-1 |Seiten=303 |Online={{Google Buch | BuchID= 3VKnBAAAQBAJ|Seite= 303}}}}</ref> | ||
== Farbindex bei Galaxien == | |||
| [[ | Auch für [[Galaxie]]n können deren Spektren und deren Farbindizes betrachtet werden. Dazu eignet sich insbesondere das [[Zwei-Farben-Diagramm]] nach [[Gérard-Henri de Vaucouleurs|de Vaucouleurs]]. Hier zeigt sich, dass Galaxien umso röter erscheinen, je früher ihr [[Hubble-Typ]] ist.<ref>{{Literatur |Autor=Hans-Heinrich Voigt, Hermann-Josef Röser, Werner Tscharnuter |Titel=Abriss der Astronomie |Auflage=6 |Verlag=Wiley-VCH |Ort=Weinheim |Datum=2012 |ISBN=978-3-527-40736-1 |Seiten=775}}</ref> | ||
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== Siehe auch == | == Siehe auch == | ||
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== Literatur == | == Literatur == | ||
* Joachim Krautter et al.: ''Meyers Handbuch Weltall''. 7. Auflage. Meyers Lexikonverlag, 1994, ISBN 3-411-07757-3, S. 231 ff. | * Joachim Krautter et al.: ''Meyers Handbuch Weltall''. 7. Auflage. Meyers Lexikonverlag, 1994, ISBN 3-411-07757-3, S. 231 ff. | ||
* James B. Kaler: ''Sterne und ihre Spektren''. Spektrum Akademischer Verlag, 1994, ISBN 3-86025-089-2, S. 41 | * James B. Kaler: ''Sterne und ihre Spektren''. Spektrum Akademischer Verlag, 1994, ISBN 3-86025-089-2, S. 41. | ||
== Einzelnachweise == | |||
<references /> | |||
[[Kategorie:Stellarphysik]] | [[Kategorie:Stellarphysik]] | ||
Aktuelle Version vom 18. Juli 2020, 13:22 Uhr
In der Astronomie ist der Farbindex (FI) eine ursprünglich von Karl Schwarzschild eingeführte Maßzahl für die Farbe von Sternen.
Definition
Der Farbindex ist heute für ein beliebiges photometrisches System allgemein definiert als Differenz zwischen der gemessenen scheinbaren Helligkeit (Magnitude) eines Himmelsobjekts in einem kurzwelligeren Bereich (bläulich) und der Helligkeit in einem langwelligeren Bereich (rötlich):[1][2]
- $ \mathrm {FI} =m_{\mathrm {kurzwellig} }-m_{\mathrm {langwellig} } $
Aus der Definition der astronomischen Magnitudenskala (je kleiner der Wert, desto heller das Gestirn) ergibt sich, dass der Farbindex eines Sterns größer ist (in Richtung positiver Zahlen, nicht alleine vom Betrag her), wenn er rötlicher erscheint.
An den Bezugswerten für den langwelligen und für den kurzwelligen Bereich unterscheiden sich die verschiedenen photometrischen Systeme. Dementsprechend spielen Farbindizes eine wichtige Rolle in Transformationsformeln, mit denen Magnituden, die in einem bestimmten System gemessen wurden, in ein anderes System übertragen werden sollen.[3]
Am häufigsten angewendet wird heute das UBV-System (Dreifarbenphotometrie) nach Harold L. Johnson und William Wilson Morgan bzw. Systeme, die auf diesem System basieren. Mit dem Erfolg der Gaia-Mission findet auch der Farbindex GBP - GRP immer weitere Verbreitung.
Im Artikel UBV-System findet sich eine Tabelle mit Beispielen, wie in diesem System der Farbindex ermittelt wird.
Farbindex bei Sternen
Für Sterne kann in guter Näherung angenommen werden, dass ihr Spektrum dem Spektrum eines schwarzen Körpers folgt. Der Farbindex ist somit von der Temperatur des Sterns abhängig: Heiße Sterne erscheinen bläulich und besitzen somit niedrigere Farbindizes als kühle Sterne, die rötlich wirken. Analog sind die Farbindizes bei früheren Spektralklassen geringer als bei späten Typen. Aus diesem Grund zeigen sich im Hertzsprung-Russell-Diagramm wie im Farben-Helligkeits-Diagramm dieselben Strukturen.[2]
Einige photometrische Systeme wurden speziell dafür konstruiert, bestimmte Sterneigenschaften mithilfe von Farbindizes präziser bestimmen zu können. So bietet etwa das Strömgren-Crawford-System die Möglichkeit, bestimmte spektrale Charakteristika wie den Balmersprung, die Metallizität oder die Stärke der H-beta-Linie ausmessen zu können.[4] Mittels der Farbindizes kann dann bei B-, A- und F-Sternen neben der Temperatur auch die Oberflächengravitation ermittelt werden.[5]
Das UBV-System ist so definiert, dass die Farben von Sternen des Typs A0V (z. B. Wega) den Nullpunkt bilden: $ U-B=B-V=0 $. Dementsprechend sind die Farbindizes von O- und B-Sternen in diesem System stets negativ, alle anderen Typen immer positiv.[1]
Beachtet werden muss dabei, dass die auf der Erde gemessene Farbe im Allgemeinen nicht der Eigenfarbe des Sterns entspricht. Durch Extinktion wird blaues Licht stärker absorbiert, es kommt zur Rötung des Sternenlichts. Dieser Effekt wird auch interstellare Verfärbung genannt und durch den Farbexzess beschrieben.[6]
Farbindex bei Galaxien
Auch für Galaxien können deren Spektren und deren Farbindizes betrachtet werden. Dazu eignet sich insbesondere das Zwei-Farben-Diagramm nach de Vaucouleurs. Hier zeigt sich, dass Galaxien umso röter erscheinen, je früher ihr Hubble-Typ ist.[7]
Siehe auch
Literatur
- Joachim Krautter et al.: Meyers Handbuch Weltall. 7. Auflage. Meyers Lexikonverlag, 1994, ISBN 3-411-07757-3, S. 231 ff.
- James B. Kaler: Sterne und ihre Spektren. Spektrum Akademischer Verlag, 1994, ISBN 3-86025-089-2, S. 41.
Einzelnachweise
- ↑ 1,0 1,1 Hannu Karttunen, Pekka Kröger, Heikki Oja, Markku Poutanen, Karl Johan Donner: Fundamental Astronomy. 5. Auflage. Springer, 2007, ISBN 978-3-540-34144-4, S. 87 (eingeschränkte Vorschau in der Google-Buchsuche).
- ↑ 2,0 2,1 Arnold Hanslmeier: Einführung in Astronomie und Astrophysik. Springer, 2014, ISBN 978-3-662-60413-7, S. 331 f. (eingeschränkte Vorschau in der Google-Buchsuche).
- ↑ D. Boyd: A Practical Approach to Transforming Magnitudes onto a Standard Photometric System. In: The Journal of the American Association of Variable Star Observers. Band 40, Nr. 2, April 2012, S. 990–1002, bibcode:2012JAVSO..40..990B.
- ↑ M. S. Bessell: UBVRI passbands. In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Band 102, Nr. 1181, Oktober 1990, S. 1181–1199, bibcode:1990PASP..102.1181B.
- ↑ R. Napiwotzki, D. Schoenberner, V. Wenske: On the determination of effective temperature and surface gravity of B, A, and F stars using Stromgren uvby-beta photometry. In: Astronomy and Astrophysics. Band 268, Februar 1993, S. 653–666, bibcode:1993A&A...268..653N.
- ↑ Hans-Heinrich Voigt, Hermann-Josef Röser, Werner Tscharnuter: Abriss der Astronomie. 6. Auflage. Wiley-VCH, Weinheim 2012, ISBN 978-3-527-40736-1, S. 303 (eingeschränkte Vorschau in der Google-Buchsuche).
- ↑ Hans-Heinrich Voigt, Hermann-Josef Röser, Werner Tscharnuter: Abriss der Astronomie. 6. Auflage. Wiley-VCH, Weinheim 2012, ISBN 978-3-527-40736-1, S. 775.