+ Muestra de colores de calibración Class B−V U−B V−R R−I Teff (K) O5V −0.33 −1.19 −0.15 −0.32 42 000 B0V −0.30 −1.08 −0.13 −0.29 30 000 A0V −0.02 −0.02 0.02 −0.02 9 790 F0V 0.30 0.03 0.30 0.17 7 300 G0V 0.58 0.06 0.50 0.31 5 940 K0V 0.81 0.45 0.64 0.42 5 150 M0V 1.40 1.22 1.28 0.91 3 840 En astronomía, el índice de color es una expresión numérica que determina el color de un objeto; en el caso de una estrella permite calcular su temperatura. Cuanto menor sea el índice de color, más azulado (o más caliente) será el objeto. Por el contrario, cuanto mayor sea el índice de color, más rojizo (o más frío) será el objeto. Esto es consecuencia de la escala de magnitud logarítmica inversa, en la que los objetos más brillantes tienen magnitudes más pequeñas (más negativas) que los más tenues. A modo de comparación, el Sol blanquecino tiene un índice B−V de ,David F. Gray (1992), The Inferred Color Index of the Sun, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 104, no. 681, pp. 1035–1038 (November 1992). mientras que la azulada estrella Rigel tiene un B−V de −0,03 (su magnitud B es 0,09 y su magnitud V es 0,12, B−V = −0,03). Tradicionalmente, el índice de color utiliza Vega como referencia o punto cero. La supergigante azul Theta Muscae tiene uno de los índices B−V más bajos, −0,41, mientras que la gigante roja y estrella de carbono R Leporis tiene uno de los mayores, con un valor de +5,74.

Para medir el índice, se observa la magnitud de un objeto sucesivamente a través de dos filtros diferentes, como U y B, o B y V, donde U es sensible a los rayos ultravioleta, B a la luz azul y V a la luz visible (verde-amarilla). El conjunto de bandas de paso o filtros se denomina sistema fotométrico. La diferencia de magnitudes encontrada con estos filtros se denomina índice de color U−B o B−V, respectivamente.

En principio, la temperatura de una estrella se puede calcular directamente a partir del índice B−V, y existen varias fórmulas para realizar el cálculo. Se puede obtener una buena aproximación considerando las estrellas como cuerpos negros, utilizando la fórmula de Ballesteros (también implementada en el paquete PyAstronomy para Python):

Los índices de color de los objetos distantes suelen verse afectados por la extinción interestelar; es decir, son más rojizos que los de las estrellas más cercanas. La magnitud del enrojecimiento se caracteriza por el exceso de color, definido como la diferencia entre el índice de color observado y el índice de color normal (o índice de color intrínseco ), el hipotético índice de color verdadero de la estrella, no afectado por la extinción. Por ejemplo, en el sistema fotométrico UBV, podemos escribirlo para el color B−V:

Las bandas de paso que utilizan la mayoría de los astrónomos son los filtros UBVRI, donde los filtros U, B y V son como se mencionó anteriormente, el filtro R deja pasas la luz roja y el filtro I deja pasar la luz infrarroja. A este sistema de filtros a veces se le denomina sistema de filtros Johnson-Kron-Cousins, llamado así por los creadores del sistema. Estos filtros se especificaron como combinaciones particulares de filtros de vidrio y tubos fotomultiplicadores. MS Bessell especificó un conjunto de filtros de transmisión para un detector de respuesta plana, cuantificando así el cálculo de los índices de color. Para mayor precisión, se eligen pares de filtros apropiados en función de la temperatura de color del objeto: R−I para objetos fríos, B−V son para objetos de rango medio y U−V para objetos más calientes.

También se pueden determinar índices de color para otros cuerpos celestes, como planetas y lunas: +Índices de color de los cuerpos del Sistema Solar Cuerpo celeste Índice de color BV Índice de colores UB Mercurio 0,97 0.40 Venus 0,81 0,50 Tierra 0,20 0.0 Luna 0,92 0,46 Marte 1.43 0,63 Júpiter 0,87 0,48 Saturno 1.09 0,58 Urano 0,56 0,28 Neptuno 0,41 0,21

Términos cuantitativos del índice de color +Términos cuantitativos del índice de color Color (Referencia a Vega) Índice de colores (BV) Clase espectral (secuencia principal) Clase espectral (estrellas gigantes) Clase espectral (estrellas supergigantes) Ejemplos     Rojo ≥1,40 M K4-M9 K3-M9 Betelgeuse, Antares Naranja 0,80-1,40 K G4-K3 G1-K2 Arcturo, Pólux Amarillo 0,60-0,80 G G0-G3 F8-G0 Sol, Rigil Kent Verde 0,30-0,60 F F F4-7 Proción Blanco 0,00-0,30 A A A0-F3 Sirio, Vega Azul -0,33-0,00 OB OB OB Spica, Rigel Las etiquetas de color comunes (p. ej., supergigante roja) son subjetivas y se toman tomando como referencia la estrella Vega. Sin embargo, estas etiquetas, que tienen una base cuantificable, no reflejan cómo el ojo humano percibiría los colores de estas estrellas. Por ejemplo, Vega tiene un color blanco azulado, mientras que el Sol, desde el espacio exterior, se vería como un blanco neutro, algo más cálido que el iluminante D65 (que podría considerarse un blanco ligeramente frío). Las estrellas "verdes" serían percibidas como blancas por el ojo humano.

Véase también Sistema fotométrico UBV

Referencias

Lectura adicional

Consulta para Johnson, HL y Morgan, ApJ 117, 313 (1953) Consulta para Cousins, AWJ, MNRAS 166, 711 (1974) Consulta para Cousins, AWJ, MNASSA 33, 149 (1974) Consulta para Bessell, MS, PASP 102, 1181 (1990)

Categoría:Astronomía observacional