Akademik

характеристика спектра излучения звезды; выражается разностью звездных величин, измеренных в двух диапазонах спектра. Впервые был введен в начале ХХ в., когда выяснилось, что относительная яркость звезд на фотопластинках отличается от наблюдаемой визуально (поскольку глаз человека наиболее чувствителен к желтым лучам, а фотопластинка - к синим). Более холодные - желтые и красные - звезды выглядят ярче для глаза, а более горячие - белые и голубые - ярче получаются на фотопластинке. Следовательно, цвет звезды указывает ее температуру. Вначале показатель цвета определили как разность между фотографической и визуальной звездными величинами объекта: CI = mph-mvis. Введение трехцветной фотометрической системы UBV позволило использовать два независимых показателя цвета: (B-V) и (U-B). Поскольку фильтр V (visual) близок к диапазону чувствительности глаза, а фильтр B (blue) - к диапазону фотопластинки, то значения показателей CI и (B-V) почти совпадают. Шкала звездных величин установлена так, что (B-V)=0 и (U-B)=0 для звезд спектрального класса A0 с температурой поверхности около 10000 К. Красные звезды с низкой температурой поверхности имеют показатель цвета от +1.0m до +2.0m, а у горячих бело-голубых звезд он отрицательный до -0.3m. Продвижение в инфракрасный диапазон спектра привело к введению новых стандартных фильтров (I, J, K, ...) и соответствующих им показателей цвета. Для звезд, спектр которых не искажен межзвездным поглощением света, используется понятие нормальный цвет (или нормальный показатель цвета). Поскольку он, как и спектральный класс звезды, почти однозначно связан с ее температурой, по виду спектра можно определить нормальный цвет звезды, даже если ее наблюдаемый цвет искажен межзвездным поглощением. Разность наблюдаемого и нормального цветов называют избытком цвета (Color Excess): например, EB-V = (B-V) - (B-V)0. Его значение как раз и указывает на степень межзвездного поглощения света звезды и позволяет учесть его. В каждом спектральном диапазоне полное поглощение (A) обычно считают пропорциональным избытку цвета. Например, в фильтре V с успехом можно принимать AV =3.0 EB-V.