Barevný index B−V („B minus V“) je jedním ze dvou barevných indexů fotometrického systému UBV . Nejpoužívanější barevná charakteristika astronomických objektů.
Stejně jako ostatní barevné indikátory, B − V charakterizuje rozložení energie ve spektru předmětu, tedy jeho barvu. Hvězdy a další objekty obvykle vyzařují různé množství energie v různých spektrálních rozsazích. Například horké hvězdy vyzařují více modrého světla než červeného a studené hvězdy více červeného než modrého. Proto lze barvu hvězdy charakterizovat rozdílem jejích magnitud měřených v různých rozsazích (s různými filtry).
Hodnota B (z anglického blue - "blue"; lesk objektu v "modré" oblasti) se měří pomocí standardního B -pásmového filtru (maximální citlivost při vlnové délce 435 nm) a hodnota V ( z vizuálního - "vizuálního") - pomocí filtru V -band (maximální citlivost připadá na zelenou s vlnovou délkou 555 nm). Jejich rozdíl je ukazatelem barvy B − V [1] .
Systém UBV je definován tak, že pro bílé hvězdy spektrálního typu A0V jsou si všechny 3 veličiny - U , B , V - navzájem rovny. Barevné indexy B − V a U − B těchto hvězd jsou tedy rovny nule.
Červené objekty vyzařují méně modrého světla než jakékoli jiné, takže jejich velikost v modré oblasti ( B ) je větší než ve vizuální oblasti ( V ). Tedy pro ně B − V > 0 . Modré objekty mají naopak B − V < 0 . U nejmodřejších hvězd dosahuje B − V −0,35 m , u nejčervenějších hvězd až +2 m ... +3 m , někdy i více. Velmi sytá červená barva a tedy velké B − V u uhlíkových hvězd . Například Lyraeovo T má B − V = 5,46 m [2] .
Na základě barvy hvězdy lze vyvodit přibližné závěry o její teplotě. Čím vyšší je barevný index, tím je hvězda chladnější (a pozdější její spektrální typ ) [3] . Pokud hvězda vyzařuje jako absolutně černé těleso s teplotou T , pak vztah mezi barevným indexem a teplotou má tvar [4]
Barvu hvězd totiž ovlivňuje nejen teplota, ale i další faktory, zejména chemické složení – například u uhlíkových hvězd . Uvedená závislost je tedy pouze přibližná. U studených hvězd se to pozoruje hůř než u horkých. Rozsáhlá literatura je věnována konstrukci empirického a semiempirického vztahu mezi teplotou a barevným indexem [5] .
Pozorovaný barevný index některých hvězd (zejména vzdálených) je zvýšen v důsledku mezihvězdného zčervenání (světlo zčervená při průchodu mezihvězdným prostředím , jev podobný zčervenání Slunce u obzoru).
Hvězda | Spektrální třída | barva | B − V , zvuk vedený. |
---|---|---|---|
Shaula (λ Sco) | B1.5-2 | bílo-modrá | −0,23 |
Bellatrix | B2 | bílo-modrá | −0,22 |
Spica | B1/B2 | bílo-modrá | −0,13 |
Rigel | B8 | bílý | −0,03 |
Vega | A0 | bílý | 0,00 |
Sírius | A1 | bílý | +0,01 |
Procyon | F5 | nažloutlý | +0,42 |
slunce | G2 | žlutá | +0,65 |
Arcturus | K1.5 | oranžový | +1,22 |
Aldebaran | K5 | oranžový | +1,54 |
Betelgeuse | M2 | Červené | +1,86 |
Antares | M1,5 | Červené | +1,87 |
Mu Cephei | M2 | Červené | +2,26 |