色指数

色指数是天文学中利用颜色来显示恒星表面温度的一个纯量。要测量出这个指数，观测者需要使用两种不同的滤镜，U和B或B和V，依序测出目标物的光度。这是一套很常用的通带或滤镜测光系统，U是对紫外线灵敏的滤镜，B是对蓝光灵敏的滤镜，V是对黄绿色的可见光灵敏的滤镜（参考UBV测光系统）。使用不同滤镜测得的光度差分别称为U-B或B-V的色指数，数值越小，恒星的颜色越接近蓝色；反之，色指数越大，颜色越红（或温度越低）。 这是一系列以对数显示的结果，明亮的天体呈现的数值比暗淡的天体为小（可以为负值）。在比较上，淡黄色的太阳B-V色指数为0.656±0.005^[1]，蓝色的参宿七B-V的数值为-0.03（参宿七的B星等为0.09，V星等为0.12，B-V = -0.03）^[2]。

遥远天体的色指数通常都会受到星际消光的影响—也就是星际红化的现象比近距离的天体明显。红化的总量以色馀这种特性来表示，在定义上是观测得到的色指数和正常的色指数（或本质的色指数），假设未受到消光影响的真实色指数的差值。例如，在UBV测光系统，我们可以将B-V颜色写成：

${\displaystyle E_{B-V}=(B-V)_{\text{Observed}}-(B-V)_{\text{Intrinsic}}}$

大部分光学领域的天文学家使用的通带是UVBRI滤镜，此处U、B和V与前述的相同，R是红色滤镜，I是红外光滤镜。这套滤镜系统有时也以发明者的名字，称为强生-考欣滤镜系统（Johnson-Cousins filter system）（见参考资料）。这些滤镜有时会和光电倍增管和玻璃滤镜做成特殊的组合，像是M. S. Bessel就是设置在平台上的特殊滤镜传导组合，可以对色指数进行定量的演算。严格来说，选择一组适当的滤镜时，必须考虑待测天体的温度范围：B-V适合中间范围的温度，U-V适合高温的天体，而R-I适用于低温的天体。

参见

• 双色图

参考资料

• Johnson, H. L. and Morgan, ApJ 117, 313 (1953)
• Cousins, A. W. J., MNRAS 166, 711 (1974)
• Cousins, A. W. J., MNASSA 33, 149 (1974)
• Bessell, M. S., PASP 102, 1181 (1990)

注解

1. ^ The Simbad Astronomical Database （页面存档备份，存于互联网档案馆）' Rigel page （页面存档备份，存于互联网档案馆）
2. ^ David F. Gray (1992), The Inferred Color Index of the Sun （页面存档备份，存于互联网档案馆）, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 104, no. 681, pp. 1035-1038 (November 1992)