Показатель цвета B−V

Показа́тель цве́та B−V («B минус V») — один из двух показателей цвета фотометрической системы UBV. Наиболее широко используемая характеристика цвета астрономических объектов.

Показатели цвета B−V (верхняя горизонтальная ось) звёзд шарового звёздного скопления M 3.

Как и другие показатели цвета, B−V характеризует распределение энергии в спектре объекта, то есть его цвет. Звёзды и другие объекты обычно излучают разное количество энергии в разных спектральных диапазонах. Например, горячие звезды испускают больше синего света, чем красного, а холодные — больше красного, чем синего. Поэтому цвет звезды можно охарактеризовать разницей её звёздных величин, измеренных в разных диапазонах (с разными светофильтрами).

Величина B (от англ. blue — «синий»; блеск объекта в «синем» диапазоне) измеряется при помощи стандартного фильтра B-диапазона (максимум чувствительности на длине волны 435 нм), а величина V (от visual — «визуальная») — с помощью фильтра V-диапазона (максимум чувствительности приходится на зелёный цвет с длиной волны 555 нм). Их разница и является показателем цвета B−V^[1].

Система UBV определена таким образом, что для белых звёзд спектрального класса A0V все 3 величины — U, B, V — равны друг другу. Таким образом, показатели цвета B−V и U−B этих звёзд равны нулю.

Красные объекты излучают синего света меньше, чем любого другого, поэтому их звёздная величина в синем диапазоне (B) больше, чем в визуальном (V). Таким образом, для них B−V > 0. Голубые объекты имеют, наоборот, B−V < 0. У самых голубых звёзд B−V доходит до −0,35^m, а у самых красных — до +2^m…+3^m, иногда больше. Очень насыщенный красный цвет и, соответственно, большой B−V у углеродных звёзд. Например, T Лиры имеет B−V = 5,46^m[2].

По показателю цвета звезды можно сделать примерные выводы о её температуре. Чем больше показатель цвета, тем холоднее звезда (и тем более поздний её спектральный класс)^[3]. Если звезда излучает как абсолютно чёрное тело с температурой T, то связь между показателем цвета и температурой имеет вид^[4]

${\displaystyle T=4600\left({{\frac {1}{0{,}92(B-V)+1{,}7}}+{\frac {1}{0{,}92(B-V)+0{,}62}}}\right)}$

В действительности на цвет звёзд влияет не только температура, но и другие факторы, в частности, химический состав — например, у углеродных звёзд. Поэтому приведённая зависимость является лишь приближённой. Для холодных звёзд она соблюдается хуже, чем для горячих. Построению эмпирической и полуэмпирической зависимости между температурой и показателем цвета посвящена обширная литература^[5].

Наблюдаемый показатель цвета некоторых звёзд (особенно далёких) увеличен за счёт межзвёздного покраснения (свет краснеет, проходя через межзвёздную среду, — явление, аналогичное покраснению Солнца возле горизонта).

B−V некоторых звёзд

Звезда	Спектральный класс	цвет	B−V, зв. вел.
Шаула (λ Sco)	B1.5-2	бело-голубой	−0,23
Беллатрикс	B2	бело-голубой	−0,22
Спика	B1/B2	бело-голубой	−0,13
Ригель	B8	белый	−0,03
Вега	A0	белый	0,00
Сириус	A1	белый	+0,01
Процион	F5	желтоватый	+0,42
Солнце	G2	жёлтый	+0,65
Арктур	K1,5	оранжевый	+1,22
Альдебаран	K5	оранжевый	+1,54
Бетельгейзе	M2	красный	+1,86
Антарес	M1.5	красный	+1,87
Мю Цефея	M2	красный	+2,26

Примечания

1. Показатели цвета звёзд  (неопр.). Засов А. В.. Астронет. Архивировано 15 марта 2012 года.
2. The Top 10 Very Red Stars  (неопр.). Jerry Lodriguss. Дата обращения: 4 сентября 2012. Архивировано 25 октября 2012 года.
3. Показатель цвета звезды  (неопр.). Сурдин В. Г.. Астронет. Архивировано 14 марта 2012 года.
4. Ballesteros, F.J. (2012). "New insights into black bodies ". EPL (Europhysics Letters) 97 (2012) 34008. http://arxiv.org/pdf/1201.1809.pdf Архивная копия от 5 ноября 2020 на Wayback Machine.
5. Например, M. Sekiguchi, M. Fukugita, «A Study of the B−V Color-Temperature Relation» The Astronomical Journal, V. 120, 2000, p. 1072 doi:10.1086/301490

Литература

• Миронов А. В.. Прецизионная фотометрия  (неопр.). Астронет (1997). Дата обращения: 28 августа 2012. Архивировано из оригинала 9 ноября 2012 года.