Übung
Nun, da Sie scheinbare Größen für die Sterne sowohl im B- als auch im V-Filter haben, können wir die Temperatur der Sterne berechnen. Wir haben keine Extinktion oder Rötung berücksichtigt, was für M67
E (B-V)=0.04,
aber wir könnten das tun, wenn wir wissen, dass E (B-V) = (B-V) beobachtet – (B-V) intrinsisch ist.
Berechnen Sie die Temperatur des Sterns mit der folgenden Gleichung, die die Größen B und V verwendet . Das „K“ in dieser Gleichung ist eine Einheit von Kelvin, die ein Maß für die Temperatur ist, ähnlich wie Celsius oder Fahrenheit. Diese Gleichung funktioniert gut für Sterne mit Farbindizes zwischen 0 und 1,5. Ansonsten ist hier die reale Gleichung.
Alternativ können Sie dieses Diagramm verwenden, das die Temperatur als Funktion des Farbindex (B-V) darstellt und die Spektraltypen beschriftet, um die Beziehung zwischen B-V und der Temperatur zu ermitteln. Diese Handlung ist jedoch eine idealisierte Beziehung, die keine Variationen in Filtern oder Rötungen berücksichtigt.
Verwenden Sie das HR-Diagramm unten, um die Spektralklasse jedes Sterns anhand der Temperatur zu ermitteln.
