Índice de color BV a UB

Ambas cosas$B-V$y$U-B$son un reflejo de lo caliente que está la superficie de una estrella. En primer orden (existen temperaturas superficiales heterogéneas), esto tiene un valor único para una fotosfera estelar dada, por lo que debería haber una relación directa entre$B-V$y$U-B$. Aquí está, se muestra a continuación como un gráfico apropiado para la secuencia principal de estrellas con una composición similar al Sol. Puede reproducir esto usted mismo utilizando los datos que se encuentran (por ejemplo) en el Manual de astronomía espacial y astrofísica (pp68-69) compilado por MV Zombeck.

Puedes ver que la relación es complicada; esto se debe a que las superficies estelares no son cuerpos negros y la absorción por parte de varias especies químicas elimina fragmentos del espectro, particularmente en el azul y el ultravioleta. Sin embargo, dada una$B-V$uno podría buscar el apropiado$U-B$. Tenga en cuenta que esto no es sencillo al revés, donde puede haber dos valores de$B-V$posible para un dado$U-B$.

En la práctica las cosas son mucho más complicadas. La trama anterior asume que las estrellas están en la secuencia principal. Las atmósferas estelares cambian un poco a medida que las estrellas evolucionan y se hacen más grandes, con menor gravedad superficial. Así cambia un poco la relación. La relación también cambia si la composición no es similar a la del Sol, especialmente alrededor de la protuberancia en$B-V \simeq 0.4$. Finalmente, esta relación es intrínseca , supone que no estás viendo la estrella a través de la extinción causada por el polvo. Si ese no es el caso, entonces toda la relación se desliza hacia el rojo en ambos colores (cuya dirección vectorial se muestra en el gráfico anterior para aproximadamente 2 magnitudes de extinción visible), pero también cambia de forma ligeramente, dependiendo de cuánta extinción haya.

Puede convertir de BV a UB asumiendo la distribución de energía espectral (SED).

Por ejemplo, si asume SED de cuerpo negro (BBSED). El BBSED está determinado solo por la temperatura (+ constante de escala que es irrelevante aquí). Por lo tanto, hay un mapeo de BV a la temperatura determinada. Una vez que obtenga la temperatura, puede encontrar UB aplicando la temperatura al BBSED (nuevamente, hay un mapeo).

Tenga cuidado en la situación en la que el SED del objeto no sea BB (p. ej., galaxia). O bien, el SED del objeto en el rango de U a V tiene problemas como una fuerte emisión o absorción de línea (especialmente una ruptura de 4000-A). En estos casos, no puede asumir BBSED.

Las personas pueden brindarle una idea más informativa sobre cómo lidiar con el problema si especifica con qué tipo de objeto está tratando.

En fotometría, determinamos el índice de color (o índice de color si eres de mi parte del mundo) como la diferencia de magnitudes entre dos filtros de longitud de onda. La razón por la que usamos la diferencia es porque el sistema de magnitud es logarítmico, por lo que usar la diferencia nos dice la relación de las intensidades de las dos bandas de longitud de onda.

Para determinar el índice BV, necesitaría las magnitudes en la banda B (que está centrada en$\lambda = 445$nm) y en la banda V, centrada en$\lambda = 551$Nuevo Méjico.

Para encontrar el índice UB, también necesitaría la magnitud U, en$\lambda = 365$Nuevo Méjico.

Entonces, como dijo @zephyr, no hay forma de convertir entre los dos índices de color.