В астрономии индекс цвета — это простое числовое выражение , определяющее цвет объекта, что в случае со звездой дает его температуру . Чем ниже индекс цвета, тем более синий (или более горячий) объект. И наоборот, чем больше индекс цвета, тем более красный (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: беловатое 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 звездная величина V равна 0,12, B-V = - 0,03). [3] Традиционно в индексе цвета в качестве нулевой точки используется Вега .
Чтобы измерить индекс, нужно последовательно наблюдать за величиной объекта 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 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 UB или B-V соответственно.
В принципе, температуру звезды можно рассчитать непосредственно по индексу B−V, и существует несколько формул, позволяющих установить эту связь. [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. Величина покраснения характеризуется избытком цвета , определяемым как разница между наблюдаемым показателем цвета и нормальным показателем цвета (или собственным показателем цвета ), гипотетическим истинным показателем цвета звезды, на который не влияет потухание. Например, в фотометрической системе UBV мы можем записать это для цвета B−V:
Полосы пропускания , которые использует большинство астрономов -оптиков , — это фильтры UBVRI , где фильтры U, B и V такие, как упоминалось 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 представляли собой особые комбинации стеклянных фильтров и фотоумножителей . М. С. Бессел определил набор фильтров передачи для детектора с плоской характеристикой, тем самым определив количественную оценку показателей цвета. [7] Для точности подбираются 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, например планет и лун:
