In astronomia il colore di una [[stella]] dipende dalla sua [[temperatura]] superficiale.
Alle lunghezze d’onda che cadono nel visibile la stella si comporta,in buona approssimazione,come un corpo nero(cioè non diffonde nessuna radiazione ma le assorbe tutte)e il massimo dell’emissione è dato da λ<sub>m</sub><br/> = 0.29/T (questo secondo la [[legge dello spostamento di Wien]]).
Questa quantità però non è semplice da calcolare sperimentalmente.
Si preferisce dunque caratterizzare il colore di una stella con il suo <u>'''indice di colore'''</u>,definito come:
'''differenza tra la magnitudine fotografica e la magnitudine visuale della stella'''
Analizziamo questa definizione.Innanzi tutto:''cos'è la magnitudine''?
Brevemente:e’ stata introdotta da Ipparco nel 2°secolo D.C. per classificare le stelle a seconda della loro luminosità apparente.Le classi erano 6,dalla 1° alla 6° la luminosità della stella diminuiva di circa 100volte.Ricordo che la scala delle magnitudini è una scala logaritmica(questo perché la risposta dell’occhio umano alla luminosità di una sorgente non è lineare) con log in base 2.5:
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Questa è la <u>magnitudine apparente</u> di una stella data dall'[[illuminamento]](superficie illuminata da un flusso luminoso Φ)I e da I<sub>0</sub><br/>,illuminamento di riferimento a cui si fa corrispondere la magnitudine apparente o.
Pertanto se consideriamo due stelle che emettono rispettivamente gli illuminamenti I<sub>1</sub> e I<sub>2</sub> le loro magnitudini apparenti sono legate fra loro attraverso la relazione:
