Показатель цвета B−V

Показатели цвета B−V (верхняя горизонтальная ось) звёзд шарового звёздного скопления M 3.

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, B−V 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 B (от англ. blue — «синий»; блеск объекта в «синем» диапазоне) измеряется при помощи стандартного фильтра B-диапазона (максимум чувствительности на длине волны 435 нм), а величина V (от visual — «визуальная») — с помощью фильтра V-диапазона (максимум чувствительности приходится на зелёный цвет с длиной волны 555 нм). Их разница и является показателем цвета B−V^[1].

Система UBV определена таким образом, что для белых звёзд спектрального класса A0V все 3 величины — U, B, V — равны друг другу. Таким образом, показатели цвета B−V и U−B этих звёзд равны нулю.

Красные объекты излучают синего света меньше, чем любого другого, поэтому их звёздная величина в синем диапазоне (B) больше, чем в визуальном (V). Таким образом, для них B−V > 0. Голубые объекты имеют, наоборот, B−V < 0. У самых голубых звёзд B−V доходит до −0,35^m, а у самых красных — до +2^m…+3^m, иногда больше. Очень насыщенный красный цвет и, соответственно, большой B−V у углеродных звёзд. Например, T Лиры имеет B−V = 5,46^m[2].

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)^[3]. Если звезда излучает как абсолютно чёрное тело с температурой T, то связь между показатель цвета и температурой имеет вид^[4]

${\displaystyle T=4600\left({{\frac {1}{0.92(B-V)+1.7}}+{\frac {1}{0.92(B-V)+0.62}}}\right)}$

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 литература^[5].

Наблюдаемый показатель цвета некоторых звёзд (особенно далёких) увеличен за счёт межзвёздного покраснения (свет краснеет, проходя через межзвёздную среду, — явление, аналогичное покраснению Солнца возле горизонта).

Примечания

Литература

• Миронов А. В.. Прецизионная фотометрия. «Астронет» (1997). Проверено 28 августа 2012. Архивировано 17 октября 2012 года.

Это заготовка статьи по астрономии. Вы можете помочь проекту, дополнив её.