En astronomía , el índice de color es una expresión numérica simple que determina el color de un objeto, que en el caso de una estrella da su temperatura . Cuanto menor sea el índice de color, más azul (o más caliente) es el objeto. Por el contrario, cuanto mayor sea el índice de color, más rojo (o más frío) es el objeto. Esto es una consecuencia de la escala de magnitud logarítmica , 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 0,656 ± 0,005 , [2] mientras que el azulado 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). [3] Tradicionalmente, el índice de color utiliza Vega como punto cero . La supergigante azul Theta Muscae tiene uno de los índices B−V más bajos, −0,41, [4] mientras que la gigante roja y estrella de carbono R Leporis tiene uno de los más grandes, +5,74. [5]
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 es sensible a la luz azul y V es sensible a la luz visible (verde-amarilla) (ver también: sistema UBV ). 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 esta conexión. [6] Una buena aproximación se puede obtener considerando las estrellas como cuerpos negros , utilizando la fórmula de Ballesteros [7] (también implementada en el paquete PyAstronomy para Python): [8]
Los índices de color de los objetos distantes suelen verse afectados por la extinción interestelar , es decir, son más rojos que los de las estrellas más cercanas. La cantidad de 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 ópticos son los filtros UBVRI , donde los filtros U, B y V son los mencionados anteriormente, el filtro R deja pasar la luz roja y el filtro I deja pasar la luz infrarroja . Este sistema de filtros a veces se denomina sistema de filtros Johnson-Kron-Cousins, en honor a los creadores del sistema (véanse las referencias). [9] Estos filtros se especificaron como combinaciones particulares de filtros de vidrio y tubos fotomultiplicadores . MS Bessell especificó un conjunto de transmisiones de filtros para un detector de respuesta plana, cuantificando así el cálculo de los índices de color. [10] Para mayor precisión, se eligen pares de filtros apropiados según la temperatura de color del objeto: B−V son para objetos de rango medio, U−V para objetos más calientes y R−I para objetos fríos.
También se pueden determinar índices de color para otros cuerpos celestes, como planetas y lunas:
Las etiquetas de colores habituales (por ejemplo, supergigante roja) son subjetivas y se toman utilizando la estrella Vega como referencia. 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 puede considerarse un blanco ligeramente frío). Las estrellas "verdes" serían percibidas como blancas por el ojo humano.
