Indeks warna galaxy


Dalam astronomi, indeks warna adalah sebuah nilai numerik sederhana yang menentukan warna suatu objek, dalam hal ini, sebuah bintang yang memberikan temperaturnya. Untuk mengukur indeks tersebut, seseorang mengamati getaran sebuah objek melalui dua penyaring berbeda, seperti U dan B, atau B dan V, di mana U sensitif terhadap sinar ultraviolet, B sensitif terhadap cahaya biru, dan V sensitif terhadap cahaya nyata (hijau-kuning; lihat pula: sistem UBV). Sekumpulan pita pelewat atau penyaring disebut sebuah sistem fotometrik. Perbedaan getaran yang ditemukan dalam penyaring ini disebut indeks warna U-B atau B-V. Semakin kecil indeks warnanya, semakin banyak objek birunya (atau lebih panas). Sebaliknya, semakin besar indeks warnanya, semakin banyak objek merahnya (atau lebih dingin). Ini akibat dari skala getaran logaritmik, yang mana objek terang memiliki getaran lebih kecil (negatif) daripada objek remang. Sebagai perbandingan, Mataharikekuningan memiliki indeks B-V 0.656±0.005, sementara Rigel kebiruan memiliki B-V -0.03 (getaran B-nya adalah 0.09 dan getaran V-nya adalah 0.12, B-V=-0.03).

Indeks warna untuk objek jarak jauh biasanya dipengaruhi oleh kepunahan antarbintang —i.e. mereka lebih merah daripada bintang yang lebih dekat. Jumlah pemerahan ini dikenali dari kelebihan warna, yang ditetapkan sebagai perbedaan antara Indeks warna pandang dan Indeks warna normal (atau Indeks warna intrinsik), indeks warna asli hipotesis terhadap bintang yang tidak dipengaruhi oleh kepunahan. Contohnya, dalam sistem fotometrik UBV kita bisa menuliskannya untuk warna B-V:

Penggunaan pita pelewat oleh astronom adalah penyaring UBVRI, di mana penyaring U,B, dan V disebutkan di atas, penyaring R melewati cahaya merah, dan penyaring I melewati cahaya inframerah. Sistem penyaring ini kadang disebut sistem penyaring Johnson-Cousins, dinamai setelah penemu sistem ini (lihat catatan). Penyaring ini dijelaskan sebagai kombinasi penyaring kaca dan tabung pengganda foto. M. S. Bessell menjelaskan berbagai transmisi penyaring untuk sebuah detektor respon datar, yang menjumlahkan penjumlahan indeks warna. Untuk ketepatan, pasangan penyaring dipilih tergantung suhu warnaobjek: B-V untuk objek jarak menengah, U-V untuk objek panas, dan R-I untuk objek dingin.

Sumber

Johnson, H. L. and Morgan, ApJ 117, 313 (1953)Cousins, A. W. J., MNRAS 166, 711 (1974)Cousins, A. W. J., MNASSA 33, 149 (1974)Bessell, M. S., PASP 102, 1181 (1990)

Lihat pula

Sistem fotometrik UBVDiagram warna-warna

Artikel ini menggunakan bahan dari artikel Wikipedia Indeks warna, yang dilepaskan di bawah Creative Commons Attribution-Share-Alike License 3.0.

Komentar

Posting Komentar

Postingan Populer

Gambar

Citra Sirius A dan Sirius B yang diambil dari Hubble Space Telescope. Sirius B, yang merupakan katai putih, dapat dilihat sebagai titik redup di sebelah kiri bawah Sirius A yang lebih terang. Katai putih, juga disebut katai degenerasi, adalah bintang kecil yang sudah tidak lagi bersinar. Katai putih adalah tahap evolusi terakhir bintang bermassa kecil dan menengah (sekitar 0,07 M☉ sampai 10 M☉ ; M☉ = Massa matahari). Katai putih sangat padat dimana massanya sama dengan matahari tetapi volumenya hanya sebesar bumi, katai putih terdiri dari materi terdegenerasi. Katai putih tidak lagi memiliki bahan bakar berupa hidrogen untuk melakukan fusi, bintang melakukan fusi dan menghasilkan energi serta tekanan yang menuju keluar inti, hal ini diseimbangkan oleh energi gravitasi yang menuju kedalam, akan tetapi katai putih tidak lagi melakukan fusi sehingga semua materinya tertarik menuju inti sehingga katai putih menjadi sangat padat. Hal yang sama juga dialami bintang bermassa besar tapi gaya gravitasinya jauh lebih kuat sehingga tarikan ke inti menjadi lebih dahsyat dan akhirnya meledak membentuk lubang hitam atau bintang neutron. Katai putih tidak mempunyai sumber energi sehingga lama kelamaan katai putih akan mendingin sampai tidak memiliki cahaya lagi untuk dipancarkan tetapi itu sangat lama karena katai putih berumur sampai 10 milyar lebih lam dari alam semesta ini , katai putih berubah menjadi katai hitam. Waktu yang diperlukan untuk menjadi katai hitam diperkirakan lebih lama dari usia alam semesta saat ini (13,8 milyar tahun), karena itulah ilmuwan percaya belum ada katai hitam yang tercipta. Ketidakbiasaan katai putih pertama kali dikenali pada tahun 1910 oleh Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering dan Williamina Fleming; nama katai putih pertama kali digunakan oleh Willem Luyten tahun 1922. Katai putih terdekat bumi adalah Sirius B yang mengiringi bintang Sirius A yang merupakan bintang tercerah di langit malam. Lihat pula Batas Chandrasekhar Artikel ini menggunakan bahan dari artikel Wikipedia Katai putih, yang dilepaskan di bawah Creative Commons Attribution-Share-Alike License 3.0.

Posting Komentar