基本介紹
- 中文名：色指數
- 定義：同一天體兩個波段內的星等差
- 表示：利用顏色來顯示恆星表面溫度
- 劃分時間：1863～1867
- 工具：濾鏡
- 使用常數：UBV系統
影響因素,測量方法,星際消光影響,
影響因素
後來R.沃爾夫又加了一類﹕白色星有強發射線和吸收線(即後來的沃爾夫－拉葉星)。實際上恆星不同的顏色是由恆星在不同光學波段上的強度不同引起的﹐因而同恆星的色指數和色溫度密切相關。習慣上通用的色指數是寬波段測光系統中的 B-V 和U-B 。經過星際紅化改正後的真色指數與光譜型是很近似於一一對應的﹐因此常用色指數代替光譜型來繪製赫羅圖﹐並用來確定恆星的色溫度。此外﹐也常利用B-V 和U-B 所構成的“雙色圖”來對恆星進行定性的分類研究。未進行星際紅化改正的色指數常比相應光譜型的平均色指數為大﹐二者的差值叫作色余。經紅化改正後的色指數－光譜型關係見熱改正條的附表
測量方法
色指數是天文學中利用顏色來顯示恆星表面溫度的一個純量。要測量出這個指數，觀測者需要使用兩種不同的濾鏡，U和B或B和V，依序測出目標物的光度。這是一套很常用的通帶或濾鏡測光系統，U是對紫外線靈敏的濾鏡，B是對藍光靈敏的濾鏡，V是對黃綠色的可見光靈敏的濾鏡（參考UBV系統）。使用不同濾鏡測得的光度差分別稱為U-B或B-V的色指數，數值越小，恆星的顏色越接近藍色；反之，色指數越大，顏色越紅（或溫度越低）。 這是一系列以對數顯示的結果，明亮的天體呈現的數值比暗淡的天體為小（可以為負值）。在比較上，淡黃色的太陽B-V色指數為0.656±0.005，藍色的參宿七B-V的數值為-0.03（參宿七的B星等為0.09，V星等為0.12，B-V = -0.03）。
星際消光影響
遙遠天體的色指數通常都會受到星際消光的影響—也就是星際紅化的現象比近距離的天體明顯。紅化的總量以色余這種特性來表示，在定義上是觀測得到的色指數（測量色指數）和正常的色指數或本質的色指數（本徵色指數），假設未受到消光影響的真實色指數的差值。例如，在UBV測光系統，我們可以將B-V顏色寫成：
EB − V = (B − V)Observed − (B − V)Intrinsic 大部分光學領域的天文學家使用的通帶是UBVRI濾鏡，此處U、B和V與前述的相同，R是紅色濾鏡，I是紅外光濾鏡。這套濾鏡系統有時也以發明者的名字，稱為強生-考欣濾鏡系統（Johnson-Cousins filter system）（見參考資料）。這些濾鏡有時會和光電倍增管和玻璃濾鏡做成特殊的組合，像是M. S. Bessel就是設定在平台上的特殊濾鏡傳導組合，可以對色指數進行定量的演算。嚴格來說，選擇一組適當的濾鏡時，必須考慮待測天體的溫度範圍：B-V適合中間範圍的溫度，U-V適合高溫的天體，而R-I適用於低溫的天體。
