Войти
| Класс | B-V | U-B | V − R | R − I | Teff (K ) |
|---|---|---|---|---|---|
| O5V | −0,33 | −1,19 | -0,15 | −0,32 | 42,000 |
| B0V | −0,30 | −1,08 | −0,13 | -0,29 | 30,000 |
| A0V | −0.02 | −0.02 | 0.02 | −0.02 | 9,790 |
| F0V | 0,30 | 0,03 | 0,30 | 0,17 | 7,300 |
| G0V | 0,58 | 0,06 | 0,50 | 0,31 | 5,940 |
| K0V | 0,81 | 0,45 | 0,64 | 0,42 | 5,150 |
| M0V | 1,40 | 1,22 | 1,28 | 0,91 | 3,840 |
В астрономии индекс цвета представляет собой простое числовое выражение, определяющее цвет объект, который в случае звезды дает свою температуру. Чем меньше индекс цвета, тем более синим (или более горячим) становится объект. И наоборот, чем больше индекс цвета, тем более красного (или холоднее) объект. Это является следствием логарифмической шкалы звездных величин , в которой более яркие объекты имеют меньшие (более отрицательные) величины, чем более тусклые. Для сравнения, желтоватое Солнце имеет индекс B-V 0,656 ± 0,005, тогда как голубоватое Rigel имеет B-V -0,03 (его B величина 0,09, а его величина V равна 0,12, B − V = -0,03). Традиционно в цветовом индексе Vega используется в качестве нулевой точки.
. Чтобы измерить индекс, наблюдают за величиной объекта последовательно с помощью двух различных фильтров, 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, обнаруженная с помощью этих фильтров, называется индексом цвета U-B или B-V соответственно.
В принципе, температуру звезды можно рассчитать непосредственно по индексу B − V, и есть несколько формул, позволяющих установить эту связь. Хорошее приближение можно получить, рассматривая звезды как черные тела, используя формулу Баллестероса (также реализованную в пакете PyAstronomy для Python):
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 показателем нормального цвета (или индексом внутреннего цвета ), гипотетический истинный показатель цвета звезды, не подвергшейся исчезновению. Например, в фотометрической системе UBV мы можем записать это для цвета B − V:
полосы пропускания большинство оптических астрономов используются фильтры UBVRI, где фильтры U, B и V указаны выше, фильтр R пропускает красный свет, а фильтр I пропускает свет инфракрасного. Эту систему фильтров иногда называют по имени создателей системы (см. Ссылки). Эти фильтры были указаны как конкретные комбинации стеклянных фильтров и фотоумножителей. определил набор передач фильтра для детектора с плоским откликом, таким образом, количественно оценив расчет показателей цвета. Для точности выбираются подходящие пары фильтров в зависимости от цветовой температуры объекта: B − V - для объектов среднего уровня, U − V - для более горячих объектов и R − I - для холодных.
