Показатель цвета B−V

Показа́тель цве́та B−V («B минус V») — один из двух показателей цвета фотометрической системы UBV. Наиболее широко используемая характеристика цвета астрономических объектов.

Показатели цвета $\text{[math]}$ B−V (верхняя горизонтальная ось) звёзд шарового звёздного скопления M 3.

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

Система UBV определена таким образом, что для белых звёзд спектрального класса A0V все 3 величины — $\text{[math]}$ U, $\text{[math]}$ B, $\text{[math]}$ V — равны друг другу. Таким образом, показатели цвета $\text{[math]}$ B−V и $\text{[math]}$ U−B этих звёзд равны нулю.

Красные объекты излучают синего света меньше, чем любого другого, поэтому их звёздная величина в синем диапазоне ( $\text{[math]}$ B) больше, чем в визуальном ( $\text{[math]}$ V). Таким образом, для них $\text{[math]}$ B−V > 0. Голубые объекты имеют, наоборот, $\text{[math]}$ B−V < 0. У самых голубых звёзд $\text{[math]}$ 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 $\text{[math]}$ B−V у углеродных звёзд. Например, T Лиры имеет $\text{[math]}$ 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 показателем цвета и температурой имеет вид^[4]

\text{[math]}

T=4600\left({{\frac {1}{0{,}92(B-V)+1{,}7}}+{\frac {1}{0{,}92(B-V)+0{,}62}}}\right)

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).

*B−V* некоторых звёзд
Звезда	Спектральный класс	цвет	$\text{[math]}$ B−V, 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

ПримечанияПравить

↑ Показатели цвета звёзд (неопр.). Засов А. В.. Астронет. Архивировано 15 марта 2012 года.
↑ The Top 10 Very Red Stars (неопр.). Jerry Lodriguss. Дата обращения: 4 сентября 2012. Архивировано 25 октября 2012 года.
↑ Показатель цвета звезды (неопр.). Сурдин В. Г.. Астронет. Архивировано 14 марта 2012 года.
↑ Ballesteros, F.J. (2012). "New insights into black bodies ". EPL (Europhysics Letters) 97 (2012) 34008. http://arxiv.org/pdf/1201.1809.pdf Архивная копия от 5 ноября 2020 на Wayback Machine.
↑ Например, 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

ЛитератураПравить

Миронов А. В.. Прецизионная фотометрия (неопр.). Астронет (1997). Дата обращения: 28 августа 2012. Архивировано из оригинала 9 ноября 2012 года.

[1] Показатели цвета звёзд (неопр.). Засов А. В.. Астронет. Архивировано 15 марта 2012 года.

[2] The Top 10 Very Red Stars (неопр.). Jerry Lodriguss. Дата обращения: 4 сентября 2012. Архивировано 25 октября 2012 года.

[3] Показатель цвета звезды (неопр.). Сурдин В. Г.. Астронет. Архивировано 14 марта 2012 года.

[Ballesteros-4] Ballesteros, F.J. (2012). "New insights into black bodies ". EPL (Europhysics Letters) 97 (2012) 34008. http://arxiv.org/pdf/1201.1809.pdf Архивная копия от 5 ноября 2020 на Wayback Machine.

[5] Например, 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

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]