В астрономии индекс цвета — это простое числовое выражение , определяющее цвет объекта, который в случае звезды определяет его температуру . Чем ниже индекс цвета, тем объект более синий (или горячее). И наоборот, чем больше индекс цвета, тем объект более красный (или холоднее). Это следствие логарифмической шкалы звездных величин , в которой более яркие объекты имеют меньшие (более отрицательные) звездные величины, чем более тусклые. Для сравнения, белесое Солнце имеет индекс B−V 0,656 ± 0,005 , [2] тогда как голубоватый Ригель имеет B−V −0,03 (его звездная величина B равна 0,09, а его звездная величина V равна 0,12, B−V = −0,03). [3] Традиционно индекс цвета использует Вегу в качестве нулевой точки . Голубой сверхгигант Тета Муска имеет один из самых низких индексов B−V, равный −0,41 [4], в то время как красный гигант и углеродная звезда R Зайца имеет один из самых больших индексов, равный +5,74 [5] .
Для измерения индекса величину объекта наблюдают последовательно через два разных фильтра , например U и B или B и V, где U чувствителен к ультрафиолетовым лучам, B чувствителен к синему свету, а V чувствителен к видимому (зелено-желтому) свету (см. также: Система UBV ). Набор полос пропускания или фильтров называется фотометрической системой . Разница в величинах, найденная с помощью этих фильтров, называется индексом цвета U−B или B−V соответственно.
В принципе, температуру звезды можно рассчитать непосредственно из индекса B−V, и существует несколько формул, позволяющих установить эту связь. [6] Хорошее приближение можно получить, рассматривая звезды как черные тела , используя формулу Баллестероса [7] (также реализованную в пакете PyAstronomy для Python): [8]
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 разность между наблюдаемым показателем цвета и нормальным показателем цвета (или внутренним показателем цвета ), гипотетическим истинным показателем цвета звезды, не затронутым поглощением. Например, в фотометрической системе UBV мы можем записать это для цвета B−V:
Полосы пропускания, которые используют большинство оптических астрономов , — это фильтры UBVRI , где фильтры U, B и V, как указано выше, фильтр R пропускает красный свет, а фильтр I пропускает инфракрасный свет. Эту систему фильтров иногда называют системой фильтров Джонсона–Крона–Казинса, названной в честь создателей системы (см. ссылки). [9] Эти фильтры были определены как особые комбинации стеклянных фильтров и фотоумножительных трубок . М. С. Бесселл определил набор пропусканий фильтров для детектора с плоским откликом, тем самым количественно определив расчет индексов цвета. [10] 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.
Индексы цвета можно определить и для других небесных тел, таких как планеты и луны:
Распространенные цветовые метки (например, красный сверхгигант) субъективны и берутся с использованием звезды Вега в качестве эталона. Однако эти метки, имеющие количественную основу, не отражают того, как человеческий глаз будет воспринимать цвета этих звезд. Например, Вега имеет голубовато-белый цвет, в то время как Солнце из космоса будет выглядеть как нейтральный белый цвет, несколько более теплый, чем источник света D65 (который можно считать слегка холодным белым). «Зеленые» звезды будут восприниматься человеческим глазом как белые.
