+ Cores de calibração de amostra Classe B−V U−B V−R R−I Tefetiva (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

Em astronomia, o índice de cor é uma simples expressão numérica que determina a cor de um objeto, o que, no caso de uma estrela, indica sua temperatura. Quanto menor o índice de cor, mais azul (ou quente) é o objeto. Por outro lado, quanto maior o índice de cor, mais vermelho (ou frio) é o objeto. Isso é consequência da escala logarítmica de magnitude, na qual objetos mais brilhantes têm magnitudes menores (mais negativas) do que os mais fracos. Para comparação, o Sol esbranquiçado tem um índice B−V de , enquanto a azulada Rigel tem um B−V de −0,03 (sua magnitude B é 0,09 e sua magnitude V é 0,12, B−V = −0,03). Tradicionalmente, o índice de cor usa Vega como ponto zero. A supergigante azul Theta Muscae tem um dos menores índices B−V, com −0,41, enquanto a gigante vermelha e estrela de carbono R Leporis tem um dos maiores, com +5,74.

Para medir o índice, observa-se a magnitude de um objeto sucessivamente através de dois filtros diferentes, como U e B, ou B e V, onde U é sensível aos raios ultravioleta, B é sensível à luz azul, e V é sensível à luz visível (verde-amarela) (ver também: Sistema UBV). O conjunto de bandas de passagem ou filtros é chamado de sistema fotométrico. A diferença nas magnitudes obtidas com esses filtros é chamada de índice de cor U−B ou B−V, respectivamente.

Em princípio, a temperatura de uma estrela pode ser calculada diretamente a partir do índice B−V, e existem várias fórmulas para fazer essa conexão. Uma boa aproximação pode ser obtida considerando as estrelas como corpos negros, usando a fórmula de Ballesteros (também implementada no pacote PyAstronomy para Python):BallesterosBV_T API http://www.hs.uni-hamburg.de/DE/Ins/Per/Czesla/PyA/PyA/index.html.

Índices de cor de objetos distantes são geralmente afetados pela extinção interestelar, ou seja, são mais vermelhos do que os de estrelas próximas. A quantidade de avermelhamento é caracterizada pelo excesso de cor, definido como a diferença entre o índice de cor observado e o índice de cor normal (ou índice de cor intrínseco), o hipotético índice de cor verdadeiro da estrela, não afetado pela extinção. Por exemplo, no sistema fotométrico UBV podemos expressar isso para o índice B−V:

As bandas de passagem mais usadas por astrônomos ópticos são os filtros UBVRI, onde os filtros U, B e V são como mencionado acima, o filtro R transmite luz vermelha, e o filtro I transmite luz infravermelha. Esse sistema de filtros é às vezes chamado de sistema de filtros Johnson–Kron–Cousins, nomeado em homenagem aos criadores do sistema (ver referências). Esses filtros foram especificados como combinações particulares de filtros de vidro e tubos fotomultiplicadores. M. S. Bessell especificou um conjunto de transmissões de filtros para um detector de resposta plana, quantificando assim o cálculo dos índices de cor. Para maior precisão, pares apropriados de filtros são escolhidos dependendo da temperatura de cor do objeto: B−V para objetos de faixa média, U−V para objetos mais quentes, e R−I para os mais frios.

Índices de cor também podem ser determinados para outros corpos celestes, como planetas e luas:

+Índices de cor dos corpos do Sistema SolarCorpo celesteÍndice de cor B−VÍndice de cor U−BMercúrio0,970,40Vênus0,810,50Terra0,200,0Lua0,920,46Marte1,430,63Júpiter0,870,48Saturno1,090,58Urano0,560,28Netuno0,410,21

Termos quantitativos de índice de cor

+Termos quantitativos de índice de corCor(referência Vega)Índice de cor(B−V)Classe espectral(sequência principal)Classe espectral(estrelas gigantes)Classe espectral(estrelas supergigantes)Exemplos     Vermelho≥1,40MK4–M9K3–M9Betelgeuse, AntaresLaranja0,80–1,40KG4–K3G1–K2Arcturus, PolluxAmarelo0,60–0,80GG0–G3F8–G0Sol, Rigil KentVerde0,30–0,60FFF4–F7ProcyonBranco0,00–0,30AAA0–F3Sirius, VegaAzul−0,33–0,00OBOBOBSpica, Rigel

As denominações comuns de cor (por exemplo, supergigante vermelha) são subjetivas e usam a estrela Vega como referência. No entanto, esses rótulos, embora tenham base quantificável, não refletem como o olho humano perceberia as cores dessas estrelas. Por exemplo, Vega tem uma cor branco-azulada, enquanto o Sol, visto do espaço, pareceria branco neutro, ligeiramente mais quente que o iluminante D65 (que pode ser considerado um branco levemente frio). Estrelas "verdes" seriam percebidas como brancas pelo olho humano.

Ver também

Índices de cor de asteroides Diagrama cor-cor Índices de cor de objetos distantes Índice espectral Sistema fotométrico UBV Ponto zero

Referências

Ligações externas Consulta por Johnson, H. L. e Morgan, ApJ 117, 313 (1953) (em inglês) Consulta por Cousins, A. W. J., MNRAS 166, 711 (1974) (em inglês) Consulta por Cousins, A. W. J., MNASSA 33, 149 (1974) (em inglês) Consulta por Bessell, M. S., PASP 102, 1181 (1990) (em inglês) Categoria:Astronomia Categoria:Sistemas fotométricos Categoria:Índices