カラーインデックス

天文学において、色指数は物体の色を決定する単純な数値 表現であり、恒星の場合は温度を示します。色指数が低いほど、物体はより青く（またはより高温で）なります。逆に、色指数が大きいほど、物体はより赤く（またはより低温で）なります。これは、明るい物体はより暗い物体よりも小さい（より負の）等級を持つという対数等級スケールの結果です。比較すると、白っぽい太陽のB−V指数は0.656 ± 0.005です^[2]が、青みがかったリゲルのB−Vは−0.03です（B等級は0.09、V等級は0.12、B−V = −0.03）。^[3]伝統的に、色指数はベガをゼロ点として使用します。青色超巨星のムスカエθはB−V指数が−0.41と最も低い部類に入るが、^[4]赤色巨星で炭素星のうさぎ座R星はB−V指数が+5.74と最も高い部類に入る。^[5]

指数を測定するには、U と B、または B と V などの2 つの異なるフィルターを通して物体の明るさを連続的に観測します。ここで、U は紫外線に敏感で、B は青色光に敏感で、V は可視光 (緑黄) に敏感です ( UBV システムも参照)。通過帯域またはフィルターのセットは測光システムと呼ばれます。これらのフィルターで検出された明るさの差は、それぞれ U−B または B−V 色指数と呼ばれます。

原理的には、星の温度はB−V指数から直接計算することができ、この関係を示すいくつかの公式がある。^[6]星を黒体と見なすことで、バレステロスの公式^[7] （PythonのPyAstronomyパッケージにも実装されている）を使用して、良い近似値を得ることができる。^[8]

${\displaystyle T=4600\,\mathrm {K} \left({\frac {1}{0.92\;(B{\text{-}}\!V)+1.7}}+{\frac {1}{0.92\;(B{\text{-}}\!V)+0.62}}\right).}$

遠方の天体の色指数は、通常、星間減光の影響を受けます。つまり、より近い星よりも赤くなります。赤くなる量は、観測された色指数と、減光の影響を受けない星の仮想的な真の色指数である通常の色指数（または固有色指数）との差として定義される色過剰によって特徴付けられます。たとえば、UBV 測光システムでは、B−V 色について次のように記述できます。

${\displaystyle E_{{\text{B-}}\!{\text{V}}}={B{\text{-}}\!V}_{\text{観測値}}-{B{\text{-}}\!V}_{\text{固有値}}.}$

ほとんどの光学天文学者が使用する通過帯域はUBVRIフィルターで、U、B、V フィルターは前述のとおりで、R フィルターは赤色光を通過させ、I フィルターは赤外光を通過させます。このフィルター システムは、システムの考案者にちなんで、ジョンソン・クロン・カズンズ フィルター システムと呼ばれることもあります (参考文献を参照)。^[9]これらのフィルターは、ガラス フィルターと光電子増倍管の特定の組み合わせとして指定されました。MS ベッセルは、フラット応答検出器のフィルター透過率のセットを指定し、色指数の計算を定量化しました。^[10]精度を上げるために、オブジェクトの色温度に応じて適切なフィルターのペアが選択されます。B−V は中程度のオブジェクト、U−V はより高温のオブジェクト、R−I は低温のオブジェクトです。

惑星や衛星などの他の天体についても、色指数を決定できます。

一般的な色のラベル (赤色超巨星など) は主観的なものであり、ベガ星を基準として付けられます。ただし、定量化可能な基準を持つこれらのラベルは、人間の目がこれらの星の色をどのように認識するかを反映していません。たとえば、ベガは青みがかった白色ですが、宇宙から見た太陽は、光源 D65 (やや寒色系の白色と考えられる) よりもやや暖かい中間色の白色に見えます。「緑色」の星は、人間の目には白く見えます。

• 小惑星の色指数
• 色彩図
• 遠距離物体の色インデックス
• UBV測光システム
• ゼロポイント

• ジョンソン、HLおよびモーガン、ApJ 117、313（1953）の問い合わせ
• カズンズ、AWJ、MNRAS 166、711 (1974)のクエリ
• カズンズの問い合わせ、AWJ、MNASSA 33、149（1974）
• Bessell, MS, PASP 102, 1181 (1990) のクエリ