Farveindekset B−V ("B minus V") er et af to farveindekser i det fotometriske UBV-system . Den mest udbredte farvekarakteristik for astronomiske objekter.
Ligesom andre farveindikatorer karakteriserer B − V fordelingen af energi i et objekts spektrum, det vil sige dets farve. Stjerner og andre objekter udsender normalt forskellige mængder energi i forskellige spektralområder. For eksempel udsender varme stjerner mere blåt lys end rødt, og kolde stjerner udsender mere rødt end blåt. Derfor kan farven på en stjerne karakteriseres ved forskellen i dens størrelser målt i forskellige områder (med forskellige filtre).
B -værdien ( fra engelsk blå - "blå"; objektets glans i det "blå" område) måles ved hjælp af et standard B -båndsfilter (følsomhedsmaksimum ved en bølgelængde på 435 nm), og V -værdien ( fra visuel - "visuel") - ved hjælp af et V -båndsfilter (den maksimale følsomhed falder på grønt med en bølgelængde på 555 nm). Deres forskel er indikatoren for farven B − V [1] .
UBV - systemet er defineret på en sådan måde, at for hvide stjerner af spektraltype A0V er alle 3 størrelser - U , B , V - lig med hinanden. Således er farveindeksene B − V og U − B for disse stjerner lig med nul.
Røde objekter udsender mindre blåt lys end nogen andre, så deres størrelse i det blå område ( B ) er større end i det visuelle område ( V ). Således for dem B − V > 0 . Blå objekter har tværtimod B − V < 0 . For de blåste stjerner når B − V −0,35 m , og for de rødeste stjerner op til +2 m ... +3 m , nogle gange mere. Meget mættet rød farve og følgelig stor B − V i kulstofstjerner . For eksempel har Lyraes T B − V = 5,46 m [2] .
Ud fra farven på en stjerne kan man drage omtrentlige konklusioner om dens temperatur. Jo højere farveindeks, jo koldere er stjernen (og jo senere dens spektraltype ) [3] . Hvis stjernen udstråler som et absolut sort legeme med temperatur T , så har forholdet mellem farveindekset og temperaturen formen [4]
Faktisk påvirkes stjernernes farve ikke kun af temperatur, men også af andre faktorer, især den kemiske sammensætning - for eksempel i kulstofstjerner . Derfor er den givne afhængighed kun omtrentlig. For kolde stjerner observeres det værre end for varme. En omfattende litteratur er viet konstruktionen af et empirisk og semi-empirisk forhold mellem temperatur og farveindeks [5] .
Det observerede farveindeks for nogle stjerner (især fjerntliggende) øges på grund af interstellar rødme (lys rødmer, når det passerer gennem det interstellare medium , et fænomen, der ligner solens rødme nær horisonten).
Stjerne | Spektral klasse | farve | B − V , lyd led. |
---|---|---|---|
Shaula (λ Sco) | B1,5-2 | hvid-blå | -0,23 |
Bellatrix | B2 | hvid-blå | -0,22 |
Spica | B1/B2 | hvid-blå | -0,13 |
Rigel | B8 | hvid | -0,03 |
Vega | A0 | hvid | 0,00 |
Sirius | A1 | hvid | +0,01 |
Procyon | F5 | gullig | +0,42 |
Sol | G2 | gul | +0,65 |
Arcturus | K1.5 | orange | +1,22 |
Aldebaran | K5 | orange | +1,54 |
Betelgeuse | M2 | rød | +1,86 |
Antares | M1,5 | rød | +1,87 |
Mu Cephei | M2 | rød | +2,26 |