ćwiczenie
teraz, gdy masz widoczne wielkości gwiazdowe zarówno w filtrze B, jak i V, możemy obliczyć temperaturę gwiazd. Nie uwzględniliśmy wyginięcia, ani zaczerwienienia, które dla M67 wynosi
E (B-V)=0.04,
ale możemy to zrobić wiedząc, że E (B-V)= (B-V)obserwowany – (B-V)wewnętrzny.
Oblicz temperaturę gwiazdy za pomocą poniższego równania, które wykorzystuje magnitudę B I V. „K” w tym równaniu jest jednostką Kelvina, która jest miarą temperatury, podobnie jak Celsjusza lub Fahrenheita. Równanie to działa dobrze dla gwiazd o indeksach barw od 0 do 1,5. W przeciwnym razie, tutaj jest równanie rzeczywiste.
Alternatywnie, można użyć tego wykresu, który wykreśla temperaturę jako funkcję indeksu kolorów (B-V) i etykietuje typy widmowe, aby znaleźć zależność między B-V a temperaturą. Jednak ta fabuła jest wyidealizowaną relacją, która nie uwzględnia różnic w filtrach ani zaczerwienienia.
użyj poniższego diagramu HR, aby znaleźć klasę widmową każdej gwiazdy na podstawie temperatury.
