色指数 (天文)
03 となる。
遠方にある天体の色指数は多くの場合星間物質による減光の影響を受けており、その天体の真の色に比べてより赤い色として観測される。これを星間赤化と呼ぶ。天体を実際に観測した時の色指数から減光の影響を受けていない真の色指数を差し引いた値を色超過 (英語: Color excess) と呼び、赤化の度合を表す。
可視光での測光観測で最もよく用いられているのは UBVRI フィルターシステムである。このうち U,B,V の各フィルターは上記のもので、これに赤色を透過する R バンドと赤外域を透過する I バンドを加えた測光系である。この測光系は考案者の名前を取ってジョンソン・モルガン測光系(またはジョンソン・カズンズ測光系)などと呼ばれる。実際の測光観測はこれらの各波長域を透過するガラスフィルターと光電子増倍管を組み合わせて行なわれる。色指数を求めるための2色のフィルターは天体の色温度に合わせて適切な組み合わせを選択する。B-V は恒星などに幅広く用いられる。U-V はより高温の天体に用いられ、R-I は低温の天体に用いられる。