色指数 (天文)

天文学における色指数とは

天文学での色指数は、天体の色を表すバロメーターであり、特に恒星の表面温度を推定する際に用いられます。これは、異なる波長域での光の強さを比較することによって求められます。

色指数の測定方法

色指数は、2種類の異なる色のフィルターを使用して天体の等級を測定し、その差を計算することで得られます。測光には特定の波長域の光を通すバンドパスフィルターが用いられます。一般的なフィルターには、紫外線を透過する U バンドフィルター、青色を透過する B バンドフィルター、緑から黄色の波長を透過する V バンドフィルターが含まれます。この3つのフィルターを使用した測光方法を「UBV測光系」と称し、U-B色指数やB-V色指数などの名称でその差を示します。

色指数は通常、短波長のフィルター（例：UまたはB）での等級を長波長のフィルター（例：V）での等級から引いた値として計算されます。これにより、色指数の値が小さいほど、その天体は青味がかり（高温）であり、高いほど赤味がかる（低温）ことを示します。例えば、太陽のB-V色指数は0.65で、これは黄色い恒星を示しています。一方、リゲルはB等級が0.09、V等級が0.12であり、B-V色指数は-0.03となります。

減光と星間赤化

遠くにある天体の色指数は、しばしば星間物質の影響を受け、観測時には赤あるいはオレンジに見えることがあります。これを「星間赤化」と呼び、それによって天体が本来持つ色が変わってしまう現象です。この影響を受けた色指数から、真の色を示す「色超過」を求めることで、赤化の度合いを評価できます。

主な測光システム

可視光での測光観測では、最も広く利用されているのが「UBVRIフィルターシステム」です。このシステムには、U、B、Vに加えて赤色光を透過するRバンドと赤外光を透過するIバンドが含まれています。この測光系の名前は、その提案者の名に由来し、ジョンソン・モルガン測光系またはジョンソン・カズンズ測光系として知られています。実際の測光観測では、これらのフィルターと光電子増倍管を組み合わせて観測が行われます。色指数を得るために、選択するフィルターの組み合わせは天体の色温度に合わせて決定されます。一般にB-V色指数は恒星に幅広く適用され、U-Vは高温星、R-Iは低温星に使われます。

参考文献

• - Johnson and Morgan, ApJ 117, 313 (1953)
• - Cousins, MNRAS 166, 711 (1974)
• - Cousins, MNASSA 33, 149 (1974)
• - Bessell, PASP 102, 1181 (1990)

関連項目

• - 等級 (天文)

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