カラーインデックス

天文学では、色指数は物体の色を決定する単純な数値表現であり、星の場合はその温度を表します。色指数が低いほど、物体はより青く（または高温）なります。逆に、色指数が大きいほど、物体はより赤く（または低温）なります。これは、明るい物体は暗い物体よりも小さい（より負の）等級を持つという逆対数等級スケールの結果です。比較のために、白っぽい太陽の B−V 指数は0.656 ± 0.005であり、^{[ 2 ]}青っぽいリゲルの B−V 指数は −0.03 です（B 等級は 0.09、V 等級は 0.12、B−V = −0.03）。^{[ 3 ]}従来、色指数はベガをゼロ点として使用しています。青色超巨星シータ・ムスカエはB-V指数が最も低いものの1つで-0.41であるのに対し^{[ 4 ]} 、赤色巨星で炭素星のRレポリスは最も高いものの1つで+5.74である^{[ 5 ] 。}

色指数を測定するには、UとB、またはBとVといった2つの異なるフィルターを通して物体の明るさを順次観測します。ここで、Uは紫外線に感度があり、Bは青色光に感度があり、Vは可視光（緑黄色）に感度があります（UBVシステムも参照）。この通過帯域またはフィルターのセットを測光システムと呼びます。これらのフィルターで得られた明るさの差を、それぞれU-BまたはB-V色指数と呼びます。

原理的には、星の温度は B-V 指数から直接計算でき、この関係を確立するための式がいくつかあります。^{[ 6 ]}星を黒体とみなすことで、Ballesteros の式^{[ 7 ]} (Python の PyAstronomy パッケージにも実装されています)を使用して、良い近似値を得ることができます。 ^{[ 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、つまり、より近い恒星の色指数よりも赤みが強くなります。この減光の量は色過剰によって特徴づけられ、これは観測された色指数と通常の色指数（または固有色指数）、つまり減光の影響を受けない恒星の仮想的な真の色指数との差として定義されます。例えば、UBV測光システムでは、B-V色に対して次のように表すことができます。

${\displaystyle E_{{\text{B-}}\!{\text{V}}}={B{\text{-}}\!V}_{\text{observed}}-{B{\text{-}}\!V}_{\text{intrinsic}}.}$

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 フィルターは上記のとおりで、R フィルターは赤色光を通過させ、I フィルターは赤外線を通過させます。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、フラットレスポンス検出器用のフィルター透過率のセットを指定し、それによって色指数の計算を定量化しました。^{[ 10 ]}精度を高めるために、対象物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 は中程度の温度の物体用、U−V は高温の物体用、R−I は低温の物体用です。

惑星や衛星など、他の天体についても色指数を算出することができる。

一般的な色のラベル（例：赤色超巨星）は主観的なものであり、ベガ星を基準として用いられています。しかし、定量化可能な根拠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。例えば、ベガは青みがかった白色ですが、宇宙から見ると太陽は光源D65（やや冷たい白色と見なされるかもしれません）よりもやや暖かみのある中性白色に見えます。「緑色」の星は人間の目には白く見えます。^{[ 12 ]}

• Johnson, HLおよびMorganに関する照会、ApJ 117, 313 (1953)
• Cousins, AWJ , MNRAS 166, 711 (1974)に関する問い合わせ
• Cousinsへの問い合わせ、AWJ、MNASSA 33、149（1974）
• Bessell, MS , PASP 102, 1181 (1990)に関するクエリ