Цветови индекс

Примерни калибровъчни цветове

Клас	B−V	U−B	V−R	R−I	Tеф. (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	9790
F0V	0,30	0,03	0,30	0,17	7300
G0V	0,58	0,06	0,50	0,31	5940
K0V	0,81	0,45	0,64	0,42	5150
M0V	1,40	1,22	1,28	0,91	3840

В астрономията, цветовият индекс е прост числен израз, който определя цвета на даден тяло, което в случая на звезда дава нейната температура. Колкото по-малък е цветовият индекс, толкова по-син (и горещ) е обектът. От друга страна, колкото по-голям е цветовият индекс, толкова по-червен (и хладен) е обектът. Това е следствие от логаритмичната скала, при която по-ярките обекти имат по-малка (по-отрицателна) величина в сравнение с по-бледите. Например, жълтеникавото Слънце има B−V индекс 0,656 ± 0,005, докато синкавият Ригел има B−V индекс (B-величината е 0,09, а V-величината е 0,12; B−V = −0,03). По традиция, цветовият индекс използва Вега като нулева точка.

За измерване на индекса се наблюдава величината на тялото последователно през два различни филтъра, като например U и B или B и V. U-филтърът е чувствителен към ултравиолетови лъчи, B-филтърът – към синя светлина, а V-филтърът – към видима (зелено-жълта) светлина. Наборът от ленти или филтри се нарича фотометрична система. Разликата между величините, открити с тези филтри, се нарича съответно U−B или B−V цветови индекс.

По принцип температурата на дадена звезда може да се изчисли директно от B-V индекса, като има няколко формули за осъществяването на това. Добро приближение може да се направи, ако звездите се считат за абсолютно черни тела, използвайки формулата:

$T=4600\mathrm{K}(\frac{1}{0.92(B-V)+1.7}+\frac{1}{0.92(B-V)+0.62}).$

Цветовите индекси на далечни обекти обикновено се влияят от междузвездното поглъщане, тоест те изглеждат по-червени, отколкото ако се намираха по-близо. Количеството почервеняване се характеризира от цветния излишък, който представлява разликата между наблюдавания цветови индекс и нормалния цветови индекс (хипотетичния истински цветови индекс на звездата без ефекта на междузвездното поглъщане). Например, за B-V индекса може да се запише:

$E_{B-V}=(B-V{)}_{\text{наблюдаван}}-(B-V{)}_{\text{присъщ}}.$

Астрономите най-често използват филтри на фотометричната система UBVRI, при която филтрите U, B и V са както гореописаните, R-филтърът пропуска червена светлина, а I-филтърът пропуска инфрачервена светлина. Тези филтри представляват конкретни комбинации от стъклени филтри и фотоувеличителни тръби. За по-голяма прецизност, подходящи двойки филтри се избират в зависимост от цветовата температура на тялото: B-V са за средно топли тела, U-V за по-горещи тела, а R-I за сравнително хладни тела.