Kolorindico de astro

En astronomio, la kolorindico de astro (stelo, asteroido, ...) estas la diferenco inter ĝiaj ŝajnaj magnitudoj mezuritaj sur du malsamaj spektrolinioj.

Ekzemple, la kolorindico B-V indikas la diferencon inter la ŝajna magnitudo de la spektrolinio B (tio estas blua koloro, ĉirkaŭ 442 nm) kaj la spektrolinio V (tio estas en la videbla koloro (pli malpli la plej facile videbla tio estas la flava koloro), estas ĉirkaŭ 540 nm ).

Ecoj

La ŝajna magnitudo rekte ligiĝas al du faktoroj : unuflanke, la distanco de la celita stelo kaj aliflanke, ĝia heleco en la pristudita spektrolinio. Ĉi-tie, el la sama stelo, oni mezuras la ŝajnajn magnitudojn de du ĝiaj malsamaj spektrolinioj. La distanca faktoro malaperas pro la eco de la logaritmo, ĉar magnitudo estas modelita laŭ logaritma skalo kie la diferenco de la logaritmoj egalas al la logaritmo de la kvociento :

$B-V\equiv m_{B}-m_{V}=-2.5\log(L_{B}/(4\pi D^{2}.F_{B}^{0}))+2.5\log(L_{V}/(4\pi D^{2}.F_{V}^{0}))=2.5\log \left({\frac {L_{V}.F_{B}^{0}}{L_{B}.F_{V}^{0}}}\right)$

kie $L$ indikas la propran helecon de la koncerna spektrolinio , kaj $D$ la distancon de la celita stelo. $F_{V}^{0}$ kaj $F_{B}^{0}$ estas normaligaj valoroj de la fluoj elektitaj por fiksi la nulan originon de la magnitudo de ĉiu spektrolinio: konvencie, ili estas elektitaj tiel ke nuliĝas ĝiaj magnitudoj por la stelo Alpha Lyrae (Vego) . Sekve la indico $B-V$ de Vego estas difine nulo.

La koloroindicoj starigas gravegajn informojn kaj estas uzitaj en la skatola fotometria metodo [Kio ?].

Eblas etendi la ilon kolorindicon al ĉiuj ondolongoj. En la fako de la Rentgenradioj, ĝia malplej energia parto estas nomita mola koloro kaj ĝia plej energia, malmola koloro. Plie al magnitudo, logaritma grandeco, estas preferita la simpla kvociento inter la fotonaj fluoj de la konvencie elektitaj spektrolinioj.