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

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

Система UBV определена таким образом, что для белых звёзд спектрального класса A0V все 3 величины — U , B , V — равны друг другу. Таким образом, показатели цвета B − V и U − B этих звёзд равны нулю.

Красные объекты излучают синего света меньше, чем любого другого, поэтому их звёздная величина в синем диапазоне ( B ) больше, чем в визуальном ( V ). Таким образом, для них B − V > 0 . Голубые объекты имеют, наоборот, B − V < 0 . У самых голубых звёзд 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 B − V у углеродных звёзд . Например, имеет B − V = 5,46 ^m .

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 ) . Если звезда излучает как абсолютно чёрное тело с температурой T , то связь между показателем цвета и температурой имеет вид

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

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 .

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	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

Примечания

Литература

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