多色测光
多色测光[1]：分别测量天体的几种不同波带内的辐射流，为研究天体的物理特性而创立的一种测光方法。与天体分光光度测量相比，它所测量的波带较宽,接受的光能较多,从而能观测到更暗的天体。用照相和光电法都可进行多色测光。适当选择辐射探测器和滤光片，可以组成具有各种平均波长λ0和波带半宽Δλ的多色测光系统。目前已有几十种多色测光系统,它们的λ0和Δλ都是根据研究目的和对象从天体物理学研究的角度来设计的。例如，选择巴耳末跳变附近的波带，研究星际消光规律；对早型星选用宽带（Δλ>300埃）测光。宽带多色测光获取的能量较多，但测量结果较难分析和解释，可用来研究恒星连续光谱能量分布的大致情况,最著名的有UBV测光系统。窄带（Δλ<90埃）多色测光得到的信息较多，能测量极邻近（由Δλ限制）的二光谱区的强度比,常用于测量吸收线(如氢线)。因透射带窄，大气消光和星际红化同星的光谱型无关，容易改正。中带（90埃<Δλ<300埃）多色测光介于上述两种选择之间，常按照恒星光谱分类的判据选取同时有中带和窄带的测光系统。通过多色测光能得到恒星的色指数、色温度，甚至可求得绝对星等（见星等）和有效温度、恒星大气中金属元素含量和恒星表面重力加速度，还能为恒星光谱分类和星际消光研究提供重要资料。