В астрономии показатель цвета — это простое числовое выражение , определяющее цвет объекта, который в случае со звездой дает его температуру . Чем меньше показатель цвета, тем более синий (или горячее) объект. И наоборот, чем больше показатель цвета, тем краснее (или холоднее) объект. Это следствие логарифмической шкалы звездных величин , в которой более яркие объекты имеют меньшие (более отрицательные) звездные величины, чем более тусклые. Для сравнения, желтоватое Солнце имеет индекс B-V 0,656 ± 0,005 [ 2] .тогда как голубоватый Ригель имеет B-V, равное -0,03 (его величина B составляет 0,09, а величина V составляет 0,12, B-V = -0,03). [3] Традиционно цветовой индекс использует Vega как нулевую точку .
Чтобы измерить показатель, наблюдают величину объекта последовательно через два разных фильтра , таких как U и B или B и V, где U чувствителен к ультрафиолетовым лучам, B чувствителен к синему свету, а V чувствителен к видимому свету. (зелено-желтый) свет (см. также: система UBV ). Набор полос пропускания или фильтров называется фотометрической системой . Разница в величинах, обнаруженная с помощью этих фильтров, называется индексом цвета U-B или B-V соответственно.
В принципе, температуру звезды можно рассчитать непосредственно по показателю B-V, и существует несколько формул для установления этой связи. [4] Хорошее приближение можно получить, рассматривая звезды как черные тела , используя формулу Баллестероса [5] (также реализованную в пакете PyAstronomy для Python): [6]
На показатели цвета далеких объектов обычно влияет межзвездное поглощение , то есть они краснее , чем у более близких звезд. Степень покраснения характеризуется избытком цвета , определяемым как разница между наблюдаемым показателем цвета и нормальным показателем цвета (или показателем собственного цвета ), гипотетическим показателем истинного цвета звезды, не затронутой поглощением. Например, в фотометрической системе UBV мы можем записать это для цвета B−V:
Полосы пропускания , используемые большинством оптических астрономов , - это фильтры UBVRI , где фильтры U, B и V упомянуты выше, фильтр R пропускает красный свет, а фильтр I пропускает инфракрасный свет. Эту систему фильтров иногда называют системой фильтров Джонсона-Казинса по имени создателей системы (см. ссылки). Эти фильтры были определены как определенные комбинации стеклянных фильтров и фотоумножителей . М.С. Бесселл определил набор передач фильтра для детектора с плоским откликом, тем самым количественно определив расчет индексов цвета. [7]Для точности выбираются соответствующие пары фильтров в зависимости от цветовой температуры объекта: B-V для объектов среднего диапазона, U-V для более горячих объектов и R-I для холодных.