色指數

　　同一天體在任意兩個波段內的星等差（短波段星等減長波段）叫作色指數。恒星顯現出很不相同的顏色。1863～1867年間，塞奇就按恒星的顏色和光譜中吸收帶的情況把恒星分為四類：①藍白色星有強氫線；②黃色星有強金屬線；③橙紅色星有逐漸向紅方向變弱的寬分子帶；④深紅色星有逐漸向紫方向變弱的寬分子帶。

　　後來R.沃爾夫又加瞭一類：白色星有強發射線和吸收線(即後來的沃爾夫－拉葉星)。實際上恒星不同的顏色是由恒星在不同光學波段上的強度不同同引起的，因而同恒星的色指數和色溫度密切相關。習慣上通用的色指數是寬波段UBV測光系統中的B-V和U-B。經過星際紅化改正後的真色指數與光譜型是很近似於一一對應的，因此常用色指數代替光譜型來繪制赫羅圖，並用來確定恒星的色溫度。此外，也常利用B-V和U-B所構成的“雙色圖”來對恒星進行定性的分類研究。未進行星際紅化改正的色指數常比相應光譜型的平均色指數為大，二者的差值叫作色餘。經紅化改正後的色指數－光譜型關系見熱改正條的附表。