Diagrama cor-cor – Wikipédia, a enciclopédia livre

Em astronomia, um diagrama cor-cor é um meio de comparar as magnitudes aparentes de estrelas em diferentes comprimentos de ondas. Astrônomos costumam observar bandas estreitas próximas a certos comprimentos de ondas, e os objetos observados apresentarão diferentes brilho em cada banda. A diferença no brilho de cada banda é denominada cor. Nos diagramas cor-cor, a cor definida por duas bandas de comprimento de onda é dada no eixo horizontal, e então a cor definida por outra diferença no brilho (apesar de geralmente haver uma banda envolvida na determinação de ambas as cores) será dada no eixo vertical.

Aplicações[editar | editar código-fonte]

Calibragem fotométrica[editar | editar código-fonte]

Ilustração esquemática do método da regressão do loco estelar utilizada na calibragem fotométrica em astronomia

O diagrama cor-cor das estrelas pode ser usado para calibrar diretamente ou testar as cores e em dados de imagens óticas e de infravermelho. Tais métodos tiram proveito da distribuição fundamental das cores estelares na Via Láctea ao longo de quase todo o céu, e o fato de que cores estelares observadas (diferentemente da magnitude aparente) independem da distância das estrelas. A regressão do loco estelar (RLE)[1] foi um método desenvolvido para eliminar a necessidade de observações de velas-padrão em calibragens fotométricas, exceto, muito raramente (uma vez ao ano ou menos) para medir termos de cor. A RLE tem sido utilizada em várias iniciativas de pesquisa. O recenseamento astronômico NEWFIRM da região NOAO Deep Wide-Field Survey utilizou esse método para chegar a cores mais apuradas do que seria possível em métodos de calibragem tradicionais, e o Telescópio Polo Sul utilizou a RLE para medir o desvio para o vermelho dos aglomerados de galáxias.[2] O método blue-tip[3] é bem semelhante ao método RLE, mas era utilizado primariamente para corrigir previsões sobre a extinção galática baseadas em dados do IRAS. Outras pesquisas de mapeamento que utilizaram o diagrama cor-cor basicamente como uma ferramenta de calibragem incluem o Oxford-Dartmouth Thirty Degree Survey[4] e o Sloan Digital Sky Survey (SDSS).[5]

Anomalias de cor[editar | editar código-fonte]

Analisar dados de vastos recenceamentos astronômicos observacionais, como o SDSS ou o 2 Micron All Sky Survey (2MASS), pode ser uma tarefa desafiadora, considerando a imensa quantidade de dados gerada. Para pesquisas desse tipo, diagramas cor-cor tem sido usados para encontrar anomalias da população estelar da sequência principal. Uma vez identificadas, essas anomalias podem ser então estudadas em maior detalhe. Esse método tem sido utilizado para identificar anãs brancas ultrafrias.[6][7] Estrelas binárias não resolvidas, que aparecem como pontos à técnica da fotometria, têm sido identificados através do estudo das anomalias no diagrama cor-cor em casos em que uma certa quantidade dessas estrelas se encontra fora da sequência principal.[8] Os estágios da evolução das estrelas ao longo do ramo gigante assimptótico desde a estrela de carbono até a nebulosa planetária aparecem em regiões distintas no diagrama cor-cor.[9] Quasars também aparecem como anomalias no diagrama cor-cor.[8]

Formação estelar[editar | editar código-fonte]

A imagem ótica (à esquerda) exibe nuvens de poeira, enquanto a imagem infravermelha (à direita) exibe várias de estrelas jovens

Diagramas cor-cor são comumente utilizados na astronomia em infravermelho para estudar as regiões formadoras de estrelas. As estrelas se formam em nuvens de poeira. Na medida em que a estrela continua se contraindo, um disco circum-estelar se forma, e esta poeira é então aquecida pela estrela central. A poeira então começa a radiar como um corpo escuro, apesar de ser bem mais fria que a estrela. Como resultado, um excesso de infravermelho é observado nessa estrela. Mesmo sem a presença de poeira circum-estelar, as regiões onde ocorre a formação de estrelas exibem alta luminosidade infravermelha em relação às estrelas da sequência principal.[10] Ambos os efeitos são distintos do avermelhamento da luz estelar que ocorre com resultado da dispersão da poeira no meio interestelar.

Ver também[editar | editar código-fonte]

Referências[editar | editar código-fonte]

  1. ↑ F. W. High; et al. (2009). «Stellar Locus Regression: Accurate Color Calibration and the Real-Time Determination of Galaxy Cluster Photometric Redshifts». The Astronomical Journal. 138 (1): 110–129. Bibcode:2009AJ....138..110H. doi:10.1088/0004-6256/138/1/110 
  2. ↑ F. W. High; et al. (2010). «Optical Redshift and Richness Estimates for Galaxy Clusters Selected with the Sunyaev-Zel'dovich Effect from 2008 South Pole Telescope Observations». The Astrophysical Journal. 723 (2): 1736–1747. Bibcode:2010ApJ...723.1736H. doi:10.1088/0004-637X/723/2/1736 
  3. ↑ E. Schlafly; et al. «The Blue Tip of the Stellar Locus: Measuring Reddening with the SDSS». Bibcode:2010ApJ...725.1175S. arXiv:1009.4933Acessível livremente. doi:10.1088/0004-637X/725/1/1175 
  4. ↑ E. MacDonald; et al. (2004). «The Oxford-Dartmouth Thirty Degree Survey - I. Observations and calibration of a wide-field multiband survey». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 352 (4): 1255–1272. Bibcode:2004MNRAS.352.1255M. arXiv:astro-ph/0405208Acessível livremente. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08014.x 
  5. ↑ Z. Ivezic; et al. (2010). «Sloan Digital Sky Survey Standard Star Catalog for Stripe 82: The Dawn of Industrial 1% Optical Photometry». The Astronomical Journal. 134 (3): 973–998. Bibcode:2007AJ....134..973I. arXiv:astro-ph/0703157Acessível livremente. doi:10.1086/519976 
  6. ↑ Burgasser, A. J., Cruz, K.L., Kirkpatrick, J.D. (2007). «Optical Spectroscopy of 2MASS Color-selected Ultracool Subdwarfs». Astrophysical Journal. 657 (1): 494–510. Bibcode:2006astro.ph.10096B. arXiv:astro-ph/0610096Acessível livremente. doi:10.1086/510148 
  7. ↑ Gizis, J.E.; et al. (2000). «New Neighbors from 2MASS: Activity and Kinematics at the Bottom of the Main Sequence». Astronomical Journal. 120 (2): 1085–1099. Bibcode:2000AJ....120.1085G. arXiv:astro-ph/0004361Acessível livremente. doi:10.1086/301456 [ligação inativa]
  8. ↑ a b Covey, K.R.; et al. (2007). «Stellar SEDs from 0.3 to 2.5 micron: Tracing the Stellar Locus and Searching for Color Outliers in the SDSS and 2MASS». Astronomical Journal. 134 (6): 2398–2417. Bibcode:2007AJ....134.2398C. doi:10.1086/522052 
  9. ↑ Ortiz, R.; et al. (2005). «Evolution from AGB to planetary nebula in the MSX survey». Astronomy and Astrophysics. 431 (2): 565–574. Bibcode:2004astro.ph.11769O. arXiv:astro-ph/0411769Acessível livremente. doi:10.1051/0004-6361:20040401 
  10. ↑ C. Struck-Marcell e B.M. Tinsley (1978). «Star formation rates and infrared radiation». Astrophysical Journal. 221: 562–566. Bibcode:1978ApJ...221..562S. doi:10.1086/156057 

Ligações externas[editar | editar código-fonte]

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