Un diagrama color-color es un medio para comparar los colores de un objeto astronómico en diferentes longitudes de onda . Los astrónomos suelen observar en bandas estrechas alrededor de ciertas longitudes de onda, y los objetos observados tendrán diferentes brillos en cada banda. La diferencia de brillo entre dos bandas se conoce como índice de color de un objeto , o simplemente color . En los diagramas color-color, el color definido por dos bandas de longitud de onda se traza en el eje horizontal , y el color definido por otra diferencia de brillo se trazará en el eje vertical.
Aunque las estrellas no son cuerpos negros perfectos , en primer orden los espectros de luz emitidos por las estrellas se ajustan estrechamente a una curva de radiación de cuerpo negro , también denominada a veces curva de radiación térmica . La forma general de una curva de cuerpo negro está determinada únicamente por su temperatura , y la longitud de onda de intensidad máxima es inversamente proporcional a la temperatura, una relación conocida como Ley de desplazamiento de Wien . Por lo tanto, la observación de un espectro estelar permite la determinación de su temperatura efectiva . Obtener espectros completos de estrellas a través de espectrometría es mucho más complicado que la simple fotometría en unas pocas bandas. Por lo tanto, al comparar la magnitud de la estrella en múltiples índices de color diferentes , aún se puede determinar la temperatura efectiva de la estrella, ya que las diferencias de magnitud entre cada color serán únicas para esa temperatura. Como tal, los diagramas color-color se pueden utilizar como un medio para representar la población estelar, de manera muy similar a un diagrama de Hertzsprung-Russell , y las estrellas de diferentes clases espectrales habitarán diferentes partes del diagrama. Esta característica conduce a aplicaciones dentro de varias bandas de longitud de onda.
En el lugar geométrico estelar, las estrellas tienden a alinearse en una línea más o menos recta. Si las estrellas fueran cuerpos negros perfectos, el lugar geométrico estelar sería en realidad una línea recta pura. Las divergencias con la línea recta se deben a las líneas de absorción y emisión en los espectros estelares. Estas divergencias pueden ser más o menos evidentes dependiendo de los filtros utilizados: los filtros estrechos con longitud de onda central ubicada en regiones sin líneas producirán una respuesta cercana a la del cuerpo negro, e incluso los filtros centrados en las líneas, si son lo suficientemente anchos, pueden dar un comportamiento razonablemente similar al del cuerpo negro.
Por tanto, en la mayoría de los casos la característica rectilínea del lugar estelar se puede describir mediante la fórmula de Ballesteros [2] deducida para cuerpos negros puros: donde A , B , C y D son las magnitudes de las estrellas medidas a través de filtros con frecuencias centrales ν a , ν b , ν c y ν d respectivamente, y k es una constante que depende de la longitud de onda central y del ancho de los filtros, dada por:
Tenga en cuenta que la pendiente de la línea recta depende únicamente de la longitud de onda efectiva, no del ancho del filtro.
Aunque esta fórmula no se puede utilizar directamente para calibrar datos, si se tienen datos bien calibrados para dos filtros determinados, se puede utilizar para calibrar datos en otros filtros. También se puede utilizar para medir el punto medio de la longitud de onda efectiva de un filtro desconocido, utilizando dos filtros conocidos. Esto puede ser útil para recuperar información sobre los filtros utilizados en el caso de datos antiguos, cuando los registros no se conservan y se ha perdido la información del filtro.
El diagrama de color-color de las estrellas se puede utilizar para calibrar directamente o para probar colores y magnitudes en datos de imágenes ópticas e infrarrojas. Tales métodos aprovechan la distribución fundamental de los colores estelares en nuestra galaxia en la gran mayoría del cielo, y el hecho de que los colores estelares observados (a diferencia de las magnitudes aparentes ) son independientes de la distancia a las estrellas. La regresión del lugar geométrico estelar (SLR) [3] fue un método desarrollado para eliminar la necesidad de observaciones de estrellas estándar en calibraciones fotométricas, excepto con muy poca frecuencia (una vez al año o menos) para medir los términos de color. SLR se ha utilizado en varias iniciativas de investigación. El estudio NEWFIRM de la región del NOAO Deep Wide-Field Survey lo utilizó para llegar a colores más precisos de los que se habrían podido lograr con los métodos de calibración tradicionales, y el South Pole Telescope utilizó SLR en la medición de los corrimientos al rojo de los cúmulos de galaxias . [4] El método de punta azul [5] está estrechamente relacionado con SLR, pero se utilizó principalmente para corregir las predicciones de extinción galáctica a partir de datos IRAS . Otros estudios han utilizado el diagrama de color estelar principalmente como una herramienta de diagnóstico de calibración, incluidos The Oxford-Dartmouth Thirty Degree Survey [6] y Sloan Digital Sky Survey (SDSS). [7]
El análisis de datos de grandes sondeos observacionales, como el SDSS o el 2 Micron All Sky Survey (2MASS), puede ser un desafío debido a la enorme cantidad de datos producidos. Para sondeos como estos, se han utilizado diagramas color-color para encontrar valores atípicos de la población estelar de la secuencia principal . Una vez identificados estos valores atípicos, se pueden estudiar con más detalle. Este método se ha utilizado para identificar subenanas ultrafrías . [8] [9] Se han identificado estrellas binarias no resueltas , que parecen fotométricamente puntos, mediante el estudio de valores atípicos color-color en casos en los que un miembro está fuera de la secuencia principal. [10] Las etapas de la evolución de las estrellas a lo largo de la rama gigante asintótica desde la estrella de carbono hasta la nebulosa planetaria aparecen en regiones distintas de los diagramas color-color (las estrellas de carbono tienden a ser más rojas de lo esperado a partir de su temperatura debido a la formación de compuestos de carbono en sus atmósferas que absorben la luz azul). [11] Los cuásares también aparecen como valores atípicos color-color. [10]
Los diagramas color-color se utilizan a menudo en astronomía infrarroja para estudiar las regiones de formación estelar . Las estrellas se forman en nubes de polvo . A medida que la estrella continúa contrayéndose, se forma un disco circunestelar de polvo, y este polvo es calentado por la estrella en su interior. El polvo en sí comienza entonces a irradiar como un cuerpo negro, aunque uno mucho más frío que la estrella. Como resultado, se observa un exceso de radiación infrarroja para la estrella. Incluso sin polvo circunestelar, las regiones en proceso de formación estelar exhiben altas luminosidades infrarrojas en comparación con las estrellas en la secuencia principal. [12] Cada uno de estos efectos es distinto del enrojecimiento de la luz estelar que ocurre como resultado de la dispersión del polvo en el medio interestelar .
Los diagramas de color-color permiten aislar estos efectos. Como las relaciones de color-color de las estrellas de la secuencia principal son bien conocidas, se puede trazar una secuencia principal teórica como referencia, como se hace con la línea negra continua en el ejemplo de la derecha. La dispersión del polvo interestelar también se entiende bien, lo que permite dibujar bandas en un diagrama de color-color que definen la región en la que se espera observar estrellas enrojecidas por el polvo interestelar, indicadas en el diagrama de color-color por líneas discontinuas. Los ejes típicos para los diagramas de color-color infrarrojos tienen (H–K) en el eje horizontal y (J–H) en el eje vertical (consulte astronomía infrarroja para obtener información sobre las designaciones de color de banda). En un diagrama con estos ejes, las estrellas que caen a la derecha de la secuencia principal y las bandas de enrojecimiento dibujadas son significativamente más brillantes en la banda K que las estrellas de la secuencia principal, incluidas las estrellas de la secuencia principal que han experimentado enrojecimiento debido al polvo interestelar. De las bandas J, H y K, K es la longitud de onda más larga, por lo que se dice que los objetos que son anómalamente brillantes en la banda K exhiben un exceso de infrarrojos . Es probable que estos objetos sean de naturaleza protoestelar , con el exceso de radiación en longitudes de onda largas causado por la supresión por la nebulosa de reflexión en la que están incrustadas las protoestrellas. [13] Los diagramas color-color se pueden utilizar como un medio para estudiar la formación estelar, ya que el estado de una estrella en su formación se puede determinar aproximadamente observando su posición en el diagrama. [14]
![{\displaystyle k=-2.5\log _{10}\left[\left({\frac {\nu _{\text{c}}}{\nu _{\text{d}}}}\right)^{2}\left({\frac {\Delta _{\text{c}}}{\Delta _{\text{d}}}}\right)\left({\frac {\nu _{\text{b}}}{\nu _{\text{a}}}}\right)^{2{\frac {\nu _{\text{c}}-\nu _{\text{d}}}{\nu _{\text{a}}-\nu _{\text{b}}}}}\left({\frac {\Delta _{\text{b}}}{\Delta _{\text{a}}}}\right)^{\frac {\nu _{\text{c}}-\nu _{\text{d}}}{\nu _{\text{a}}-\nu _{\text{b}}}}\derecha]}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/0d5b5029f01b41dd02ef1dc4bc97acdfebc244b8)
