色指数

　    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

测量指数的方法

　　 色指数是 天文学中利用颜色来显示 恒星表面 温度的一个 纯量。要测量出这个指数， 观测者需要使用两种不同的 滤镜，U和B或B和V，依序测出目标物的 光度。这是一套很常用的通带或滤镜 测光系统，U是对紫外线灵敏的滤镜，B是对 蓝光灵敏的滤镜，V是对黄绿色的可见光灵敏的滤镜（参考 UBV系统）。使用不同滤镜测得的光度差分别称为U-B或B-V的色指数，数值越小，恒星的颜色越接近蓝色；反之，色指数越大，颜色越红（或温度越低）。 这是一系列以 对数显示的结果，明亮的天体呈现的数值比暗淡的天体为小（可以为负值）。在比较上，淡黄色的 太阳B-V色指数为0.656±0.005，蓝色的 参宿七B-V的数值为-0.03（参宿七的B星等为0.09，V星等为0.12，B-V = -0.03）。

色指数通常都会受到星际消光的影响

　　遥远天体的色指数通常都会受到 星际消光的影响—也就是 星际红化的现象比近距离的天体明显。红化的总量以 色余这种特性来表示，在定义上是 观测得到的色指数和正常的色指数（或本质的色指数），假设未受到消光影响的真实色指数的差值。例如，在 UBV测光系统，我们可以将B-V颜色写成： 　　 E B − V = ( B − V)Observed − ( B − V)Intrinsic 大部分光学领域的 天文学家使用的通带是UVBRI滤镜，此处U、B和V与前述的相同，R是红色滤镜，I是 红外光滤镜。这套滤镜系统有时也以发明者的名字，称为 强生-考欣滤镜系统（Johnson-Cousins filter system）（见参考资料）。这些滤镜有时会和 光电倍增管和玻璃滤镜做成特殊的组合，像是M. S. Bessel就是设置在平台上的特殊滤镜传导组合，可以对色指数进行定量的演算。严格来说，选择一组适当的滤镜时，必须考虑待测天体的温度范围：B-V适合中间范围的温度，U-V适合高温的天体，而R-I适用于低温的天体。