Показа́тель цве́та B−V («B минус V») — один из двух показателей цвета фотометрической системы UBV. Наиболее широко используемая характеристика цвета астрономических объектов.
Как и другие показатели цвета, 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 (от — «синий»; блеск объекта в «синем» диапазоне) измеряется при помощи стандартного фильтра -диапазона (максимум чувствительности на длине волны 435 нм), а величина (от — «визуальная») — с помощью фильтра -диапазона (максимум чувствительности приходится на зелёный цвет с длиной волны 555 нм). Их разница и является показателем цвета .
Система UBV определена таким образом, что для белых звёзд спектрального класса A0V все 3 величины — , , — равны друг другу. Таким образом, показатели цвета и этих звёзд равны нулю.
Красные объекты излучают синего света меньше, чем любого другого, поэтому их звёздная величина в синем диапазоне () больше, чем в визуальном (). Таким образом, для них . Голубые объекты имеют, наоборот, . У самых голубых звёзд доходит до −0,35, а у самых красных — до +2…+3, иногда больше. Очень насыщенный красный цвет и, соответственно, большой у углеродных звёзд. Например, T Лиры имеет .
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). Если звезда излучает как абсолютно чёрное тело с температурой T, то связь между показателем цвета и температурой имеет видBallesteros, F.J. (2012). "New insights into black bodies ". EPL (Europhysics Letters) 97 (2012) 34008. http://arxiv.org/pdf/1201.1809.pdf .
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 литератураНапример, 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.
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 , 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
Литература
Категория:Фотометрия Категория:Наблюдательная астрономия