色指数编辑本段回目录
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同一天体在任意两个波段内的星等差（短波段星等减长波段）叫作色指数。恒星显现出很不相同的颜色。1863～1867年间，塞奇就按恒星的颜色和光谱中吸收带的情况把恒星分为四类：①蓝白色星有强氢线；②黄色星有强金属线；③橙红色星有逐渐向红方向变弱的宽分子带；④深红色星有逐渐向紫方向变弱的宽分子带。
后来R.沃尔夫又加了一类：白色星有强发射线和吸收线(即后来的沃尔夫－拉叶星)。实际上恒星不同的颜色是由恒星在不同光学波段上的强度不同引起的，因而同恒星的色指数和色温度密切相关。习惯上通用的色指数是宽波段UBV测光系统中的 B-V和U-B。经过星际红化改正后的真色指数与光谱型是很近似于一一对应的，因此常用色指数代替光谱型来绘制赫罗图，并用来确定恒星的色温度。此外，也常利用B-V和U-B所构成的“双色图”来对恒星进行定性的分类研究。未进行星际红化改正的色指数常比相应光谱型的平均色指数为大，二者的差值叫作色余。经红化改正后的色指数－光谱型关系见热改正条的附表。
后来R.沃尔夫又加了一类：白色星有强发射线和吸收线(即后来的沃尔夫－拉叶星)。实际上恒星不同的颜色是由恒星在不同光学波段上的强度不同引起的，因而同恒星的色指数和色温度密切相关。习惯上通用的色指数是宽波段UBV测光系统中的 B-V和U-B。经过星际红化改正后的真色指数与光谱型是很近似于一一对应的，因此常用色指数代替光谱型来绘制赫罗图，并用来确定恒星的色温度。此外，也常利用B-V和U-B所构成的“双色图”来对恒星进行定性的分类研究。未进行星际红化改正的色指数常比相应光谱型的平均色指数为大，二者的差值叫作色余。经红化改正后的色指数－光谱型关系见热改正条的附表。
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