| rdfs:comment
| - B-V kolore indizea, fotometrian erabiltzen dena B bandan (iragazki urdinarekin) lortutako magnitudeari V bandan (iragazki berdearekin lortutakoa kentzetik lortzen den emaitza da. Emaitzak astroen kolore propioa adierazten du: O izango da astroa zuria baldin bada, negatiboa urdinska baldin bada eta positiboa horia, laranja edo gorriska baldin bada. Astroaren azaleko tenperatura ezagutzea ahalbidetzen du. (eu)
- El índice de color B - V, utilizado en la Fotometría, es el resultado de restar a la magnitud obtenida en Banda B (con filtro azul) la obtenida en Banda V (con filtro visual). El resultado indica el color propio de los astros: será 0 si el astro es blanco, negativo si es azulado o positivo si es amarillo, anaranjado o rojizo. Permite conocer la temperatura superficial del astro y el tipo espectral aproximado. (es)
- En astronomia, l'índex de color B-V és el resultat de restar a la magnitud obtinguda en Banda B (amb blau) de l'obtinguda en Banda V (amb filtre verd, visible). És una expressió numèrica simple per determinar el color d'un objecte, que en el cas d'una estrella indica la seva temperatura. Com més petit sigui l'índex de color, més blau (és a dir, més calent) és l'objecte. Per contra, com més gran és l'índex de color, més vermell (o més fred) és l'objecte. Aquesta és una conseqüència de l' escala de magnitud logarítmica, en la qual els objectes més brillants tenen magnituds més petites (més negatives) que els més tènues. Per comparació, el Sol groguenc té un índex B−V de 0.656 ± 0.005, mentre que el Rigel blavós té un B−V de −0,03 (la seva magnitud B és 0,09 i la seva magnitud V és 0,12, B−V (ca)
- De B-V-kleurindex is een kleurindex van het -fotometrisch systeem die gebruikt kan worden om de spectraalklasse van sterren te bepalen. Hete sterren stralen meer blauw licht uit dan koele sterren, die meer rood licht uitstralen. Door de magnitude van een ster in een blauw (B) filter en in een visueel (V) filter te bepalen en vervolgens de waarde V van de waarde B af te trekken, verkrijgt men de B-V-kleurindex. Hete sterren verschijnen zo links en koele sterren rechts in het Hertzsprung-Russelldiagram (preciezer:in het kleur-magnitude-diagram).
*
* (nl)
- Показа́тель цве́та B−V («B минус V») — один из двух показателей цвета фотометрической системы UBV. Наиболее широко используемая характеристика цвета астрономических объектов. Как и другие показатели цвета, B−V характеризует распределение энергии в спектре объекта, то есть его цвет. Звёзды и другие объекты обычно излучают разное количество энергии в разных спектральных диапазонах. Например, горячие звезды испускают больше синего света, чем красного, а холодные — больше красного, чем синего. Поэтому цвет звезды можно охарактеризовать разницей её звёздных величин, измеренных в разных диапазонах (с разными светофильтрами). (ru)
- Показни́к ко́льору B−V — одна з поширених характеристик кольору астрономічних об'єктів. Визначається як різниця між зоряними величинами об'єкта, які виміряні у двох фотометричних смугах B і V системи Джонсона. Система UBV визначена таким чином, що для білих зір спектрального класу A0V зоряні величини в усіх 3-х смугах — U, B, V — рівні. Отже, показники кольору B−V і U−B цих зір дорівнюють нулю. (uk)
|
| has abstract
| - En astronomia, l'índex de color B-V és el resultat de restar a la magnitud obtinguda en Banda B (amb blau) de l'obtinguda en Banda V (amb filtre verd, visible). És una expressió numèrica simple per determinar el color d'un objecte, que en el cas d'una estrella indica la seva temperatura. Com més petit sigui l'índex de color, més blau (és a dir, més calent) és l'objecte. Per contra, com més gran és l'índex de color, més vermell (o més fred) és l'objecte. Aquesta és una conseqüència de l' escala de magnitud logarítmica, en la qual els objectes més brillants tenen magnituds més petites (més negatives) que els més tènues. Per comparació, el Sol groguenc té un índex B−V de 0.656 ± 0.005, mentre que el Rigel blavós té un B−V de −0,03 (la seva magnitud B és 0,09 i la seva magnitud V és 0,12, B−V = − 0,03). Tradicionalment, l'índex de color utilitza l'estrella Vega com a punt zero . Per mesurar l'índex, s'observa la magnitud d'un objecte successivament a través de dos filtres diferents, com U i B, o B i V, on U és sensible als raigs ultraviolats, B és sensible a la llum blava i V és sensible a la llum visible (verd-groc) (vegeu sistema UBV ). El conjunt de bandes de pas o filtres s'anomena sistema fotomètric. La diferència de magnituds trobada amb aquests filtres s'anomena índex de color U−B o B−V respectivament. En principi, la temperatura d'una estrella es pot calcular directament a partir de l'índex B−V, i hi ha diverses fórmules per fer aquesta connexió. Es pot obtenir una bona aproximació considerant les estrelles com a cossos negres, utilitzant la fórmula de Ballesteros: Els índexs de color dels objectes llunyans solen estar afectats per l'extinció interestel·lar, és a dir, són més vermells que els d'estrelles més properes. La quantitat d'envermelliment es caracteritza per un excés de color, definit com la diferència entre l' índex de color observat i l' índex de color normal (o índex de color intrínsec), l'hipotètic índex de color real de l'estrella, no afectat per l'extinció. Per exemple, en el sistema fotomètric UBV podem escriure-ho per al color B−V: Les bandes de pas que fan servir la majoria dels astrònoms són són els filtres òptics UBVRI, on els filtres U, B i V són com s'ha esmentat anteriorment, el filtre R passa la llum vermella i el filtre I passa la llum infraroja. Aquest sistema de filtres de vegades s'anomena sistema de filtres Johnson–Cousins, que rep el nom dels creadors del sistema. Aquests filtres es van especificar com a combinacions particulars de filtres de vidre i tubs fotomultiplicadors . MS Bessell va especificar un conjunt de transmissions de filtre per a un detector de resposta plana, quantificant així el càlcul dels índexs de color. Per a la precisió, es trien parells de filtres adequats en funció de la temperatura de color de l'objecte: B−V són per a objectes de rang mitjà, U−V per a objectes més calents i R−I per a objectes freds. (ca)
- B-V kolore indizea, fotometrian erabiltzen dena B bandan (iragazki urdinarekin) lortutako magnitudeari V bandan (iragazki berdearekin lortutakoa kentzetik lortzen den emaitza da. Emaitzak astroen kolore propioa adierazten du: O izango da astroa zuria baldin bada, negatiboa urdinska baldin bada eta positiboa horia, laranja edo gorriska baldin bada. Astroaren azaleko tenperatura ezagutzea ahalbidetzen du. (eu)
- El índice de color B - V, utilizado en la Fotometría, es el resultado de restar a la magnitud obtenida en Banda B (con filtro azul) la obtenida en Banda V (con filtro visual). El resultado indica el color propio de los astros: será 0 si el astro es blanco, negativo si es azulado o positivo si es amarillo, anaranjado o rojizo. Permite conocer la temperatura superficial del astro y el tipo espectral aproximado. (es)
- De B-V-kleurindex is een kleurindex van het -fotometrisch systeem die gebruikt kan worden om de spectraalklasse van sterren te bepalen. Hete sterren stralen meer blauw licht uit dan koele sterren, die meer rood licht uitstralen. Door de magnitude van een ster in een blauw (B) filter en in een visueel (V) filter te bepalen en vervolgens de waarde V van de waarde B af te trekken, verkrijgt men de B-V-kleurindex. Hete sterren verschijnen zo links en koele sterren rechts in het Hertzsprung-Russelldiagram (preciezer:in het kleur-magnitude-diagram).
* Het Hertzsprung-Russelldiagram met de B-V-kleurindex op de X-as
* De kleurindex B-V als functie van de temperatuur (nl)
- Показа́тель цве́та B−V («B минус V») — один из двух показателей цвета фотометрической системы UBV. Наиболее широко используемая характеристика цвета астрономических объектов. Как и другие показатели цвета, B−V характеризует распределение энергии в спектре объекта, то есть его цвет. Звёзды и другие объекты обычно излучают разное количество энергии в разных спектральных диапазонах. Например, горячие звезды испускают больше синего света, чем красного, а холодные — больше красного, чем синего. Поэтому цвет звезды можно охарактеризовать разницей её звёздных величин, измеренных в разных диапазонах (с разными светофильтрами). Величина B (от англ. blue — «синий»; блеск объекта в «синем» диапазоне) измеряется при помощи стандартного фильтра B-диапазона (максимум чувствительности на длине волны 435 нм), а величина V (от visual — «визуальная») — с помощью фильтра V-диапазона (максимум чувствительности приходится на зелёный цвет с длиной волны 555 нм). Их разница и является показателем цвета B−V. Система UBV определена таким образом, что для белых звёзд спектрального класса A0V все 3 величины — U, B, V — равны друг другу. Таким образом, показатели цвета B−V и U−B этих звёзд равны нулю. Красные объекты излучают синего света меньше, чем любого другого, поэтому их звёздная величина в синем диапазоне (B) больше, чем в визуальном (V). Таким образом, для них B−V > 0. Голубые объекты имеют, наоборот, B−V < 0. У самых голубых звёзд B−V доходит до −0,35m, а у самых красных — до +2m…+3m, иногда больше. Очень насыщенный красный цвет и, соответственно, большой B−V у углеродных звёзд. Например, имеет B−V = 5,46m. По показателю цвета звезды можно сделать примерные выводы о её температуре. Чем больше показатель цвета, тем холоднее звезда (и тем более поздний её спектральный класс). Если звезда излучает как абсолютно чёрное тело с температурой T, то связь между показателем цвета и температурой имеет вид В действительности на цвет звёзд влияет не только температура, но и другие факторы, в частности, химический состав — например, у углеродных звёзд. Поэтому приведённая зависимость является лишь приближённой. Для холодных звёзд она соблюдается хуже, чем для горячих. Построению эмпирической и полуэмпирической зависимости между температурой и показателем цвета посвящена обширная литература. Наблюдаемый показатель цвета некоторых звёзд (особенно далёких) увеличен за счёт межзвёздного покраснения (свет краснеет, проходя через межзвёздную среду, — явление, аналогичное покраснению Солнца возле горизонта). (ru)
- Показни́к ко́льору B−V — одна з поширених характеристик кольору астрономічних об'єктів. Визначається як різниця між зоряними величинами об'єкта, які виміряні у двох фотометричних смугах B і V системи Джонсона. Показник кольору було запроваджено на початку XX сторіччя, коли з'ясувалося, що яскравість зір на фотопластинах відрізняється від спостережуваної візуально. Холодні зорі — червоні — виглядають яскравішими, коли їх спостерігати очима, а гарячі — блакитні та біло-блакитні — виходять яскравішими на фото. Справа в тому, що людське око найчутливіше до жовто-зеленого світла, у той час як фотоемульсія — до синього. Спочатку показник кольору (CI від англ. Color Index) визначали як різницю між фотографічною та візуальною зоряними величинами. Із запровадженням триколірної фотометричної системи Джонсона виникла можливість застосовувати два незалежні показники кольору: B−V та U−B. Як і інші показники кольору, B−V характеризує розподіл енергії в спектрі. Зорі та інші об'єкти випромінюють різну кількість енергії в різних спектральних діапазонах. Відповідно до закону Віна максимум випромінювання гарячих зір припадає на синю (або навіть ультрафіолетову) ділянку спектра, а в жовто-зеленому світлі їх випромінювання слабше. Для холодних об'єктів максимум випромінювання лежить у червоній або інфрачервоній смузі, жовтого світла вони випромінюють менше, а синього — ще менше. Тому колір зорі можна охарактеризувати різницею між зоряними величинами, які виміряно в різних діапазонах. Величина B (блиск об'єкта в «синьому» діапазоні) вимірюється за допомогою стандартного фільтру B-діапазону (максимум чутливості на довжині хвилі 435 нм), а величина V («візуальна») — за допомогою фільтра V-діапазону (максимум чутливості припадає на зелений колір із довжиною хвилі 555 нм). Оскільки фільтр V фотометричної системи близький до діапазону чутливості ока, а фільтр B — до діапазону чутливості фотопластинки, значення показників CI та B−V майже збігаються. Система UBV визначена таким чином, що для білих зір спектрального класу A0V зоряні величини в усіх 3-х смугах — U, B, V — рівні. Отже, показники кольору B−V і U−B цих зір дорівнюють нулю. Холодні об'єкти випромінюють синього світла менше, ніж жовтого, тому їх зоряна величина в синьому діапазоні (B) більша, ніж у візуальному (V). Отже, для них B−V > 0. Гарячі (блакитні) об'єкти, навпаки, мають B−V < 0. У найгарячіших блакитних зір B−V сягає −0,35m, а у найхолодніших червоних — +2m—+3m, іноді й більше. Дуже насичений червоний колір і, відповідно, великий B−V у вуглецевих зір. Наприклад, має B−V ≈ 5,46m. За показником кольору зорі можна зробити приблизні висновки про її температуру. Чим більший показник кольору, тим холодніша зоря (і тим пізніший спектральний клас вона має). Втім, ця залежність добре дотримується для гарячих зір, але погано — для холодних (у останніх на колір впливає, зокрема, хімічний склад — наприклад, у вуглецевих зір). У міжзоряному середовищі синє світло поглинається сильніше за червоне або жовто-зелене. Тому спостережуваний показник кольору деяких зір, особливо далеких, збільшується за рахунок міжзоряного поглинання. Це явище аналогічне до почервоніння Сонця біля горизонту. (uk)
|
![[RDF Data]](/fct/images/sw-rdf-blue.png)
![[cxml]](/fct/images/cxml_doc.png)
![[csv]](/fct/images/csv_doc.png)
![[text]](/fct/images/ntriples_doc.png)
![[turtle]](/fct/images/n3turtle_doc.png)
![[ld+json]](/fct/images/jsonld_doc.png)
![[rdf+json]](/fct/images/json_doc.png)
![[rdf+xml]](/fct/images/xml_doc.png)
![[atom+xml]](/fct/images/atom_doc.png)
![[html]](/fct/images/html_doc.png)