Färgindex

För att mäta indexet observeras magnituden hos ett objekt med två olika filter, till exempel U och B eller B och V, där U är känsligt för ultraviolett ljus, B är känsligt för blått ljus och V är känsligt för synligt (grön-gult) ljus. Skillnaden i magnitud mellan dessa filter kallas för U-B- respektive B-V-färgindex. Ett litet värde på färgindexet betyder att blått ljus dominerar, och att objektet därför är mycket varmt. På samma sätt betyder ett högt färgindex att det rör sig om ett rödare och svalare objekt. Detta beror på den logaritmiska magnitudskalan, där ljusare objekt har lägre (mer negativ) magnitud än svarare objekt. Till exempel har den gulaktiga solen ett B-V-index på 0,656±0,005 medan den blåaktiga Rigel har B-V -0,03 (dess B-magnitud är 0,09 och dess V-magnitud är 0,12, B-V=-0,03). Ett par fler exempel följer i tabellen nedan.

Färgindex från avlägsna objekt påverkas ofta av extinktion, vilket innebär att de är rödare än närmare stjärnor. Mängden av denna förändring karaktäriseras av "färgöverflödet", definierat som skillnaden mellan det observerade färgindexet och det normala färgindexet, det hypotetiskt sanna färgindexet hos stjärnan utan extinktion.

Till exempel kan vi i det UBV-fotometriska systemet skriva extinktionen som följer för B-V:

${\displaystyle E_{B-V}=(B-V)_{\text{Observerad}}-(B-V)_{\text{Verklig}}}$

De passbandsfilter de flesta astronomer använder kallas UBVRI-filter, där U, B och V är desamma som ovan, och där R låter rött ljus passera och I låter infrarött ljus passera. Detta filtersystem kallas ibland Johnson-Cousins filtersystem efter skaparna av systemet (se referenserna). För bästa precision väljs filter efter vilket objekt som studeras: U-V-filter används för heta objekt, B-V för medelvarma objekt och R-I för kallare objekt.

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wiki, Color Index, 19 oktober 2008.

• Johnson, H. L. & Morgan, W. W (1953). ”Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas”. Astrophys. J. 117 (3): sid. 313-352. doi:10.1086/145697. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1953ApJ...117..313J&db_key=AST&high=3c321cbf8303780. 
• Cousins, A. W. J. (1974). ”Revised zero points and UBV photometry of stars in the Harvard E and F regions”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 166: sid. 711. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1974MNRAS.166..711C&db_key=AST&high=3c321cbf8304063. 
• Cousins, A. W. J. (1974). ”Standard Stars for VRI Photometry with S25 Response Photocathodes (Errata: 1974MNSSA..33....1C)”. Monthly Notes of the Astron. Soc. Southern Africa 33 (11 & 12): sid. 149. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1974MNSSA..33..149C&db_key=AST&high=3c321cbf8304063. 
• Bessell, M. S. (1990). ”UBVRI passbands”. Astronomical Society of the Pacific 102: sid. 1181-1199. doi:10.1086/132749. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1990PASP..102.1181B&db_key=AST&high=3c321cbf8304649.