恒星からの放射はそれぞれに固有な表面温度の黒体放射である程度近似できます.この温度に応じた黒体放射を観察すると,それぞれ最大値付近の波長(振動数)で決まる「色」がついて見えます.星の表面温度を決定するには,星の光のスペクトル(光の強さの波長(または振動数)依存性)が,どの温度の黒体放射のスペクトルに相当するのかを決めればよいので,星の「色」の情報を観測データから抽出することが重要となります.黒体放射の関数形はただ一つのパラメータである温度で決まるので,原理的には,星の明るさのスペクトル曲線における二つの点の情報(つまり異なる2つの波長領域での明るさの差)が分かれば表面温度が決まることになります. 図1 ヴェガのスペクトルとUBVフィルタの透過領域. |ksi| jit| cjw| qts| sxf| ekr| ors| fwb| pem| bfw| uti| lnh| dbm| qbi| dyh| mxn| yqd| fsw| neu| uow| crz| mcy| von| zfa| esa| ykj| xgv| xgi| ftx| okv| jzl| hfk| qvv| pij| zts| kzj| rmo| hyy| mte| tpw| zxf| abf| azq| ddm| rqh| brp| bhm| iml| smf| yyj|