星の色
例えばこういうオリオン座があるじゃないですか。
NASAのサイトから
左上のベテルギウスは赤くて、右下のリゲルは青白い。
この色の違いってのは、スペクトル、簡単に言うと光の波長ごとの強さの分布の違いです。
赤いってことは長い波長の部分が強く、青いってことは短い波長の部分が強いってわけです。
そして、星の色っていうのは星の表面温度（厳密には有効温度）に対応していて、温度が高いほど青くなり、温度が低いほど赤くなります。赤よりも青や白の方が温度が高いというのは、例えばガスバーナーの炎や、フィラメントに電流を流したときの色の変化を想像すればイメージしやすいかもしれません。
で、星によって、光の波長分布、つまりスペクトルが決まっているわけですが、青から赤になるにしたがって、Ｏ，Ｂ，Ａ，Ｆ，Ｇ，Ｋ，Ｍと分類されています（ハーバード分類）。順番がこのままでは覚えにくいですが、Oh! Be A Fine Girl. Kiss Me! という定番な覚え方があります。
観測バンド
さて同じ恒星でも、観測する波長によって明るさは異なります。そこで、フィルターをかけることで、特定の波長の範囲（観測バンド）での光の強さを測定することができます。
可視光の領域での標準的なフィルターとしては、U(Ultraviolet), B(Blue), V(visual) の3つのフィルターがあります。それぞれ365nm、440nm、550nmが中心のピーク波長です。
こうしてBのフィルター越しにみた光の強さとVのフィルター越しにみた光の強さの差B-Vが色指数と呼ばれ、距離に関係なく（見かけ等級でも絶対等級でも）恒星の表面温度の指標に使えるのです。ちなみに太陽はB-V=0.65です。
このB-Vが小さいと青、大きいと赤になります。
HR図（星の色等級図）
これがそうしてできたヘルツシュプルング・ラッセル図（HR図）です。
Richard Powell – The Hertzsprung Russell Diagram より
横軸：スペクトル型、または、B-Vで表した星の色指数 左は小さく 右は大きい
（色指数の場合「色等級図」ともよばれる）
縦軸：明るさ…絶対等級（10pcの距離に置いた星の等級） 上が明るい 下にいくほど暗い
この図では、右下から左上にかけての主系列星のグループと、そこから急に右上にいく赤色巨星（大きい・明るい・赤い）のグループが読み取れます。このように色-等級図での位置で天体の分類ができるのです。
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