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2026-01-22T21:39:43Z

Definition: Linkfix, replaced: Gaia (Raumsonde) → Gaia (Weltraumteleskop) mit AWB

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{{Begriffsklärungshinweis}}

In der [[Astronomie]] ist der '''Farbindex''' ('''FI''') eine ursprünglich von [[Karl Schwarzschild]] (1873–1916) eingeführte [[Kennzahl|Maßzahl]] für die [[Spektralklasse|Farbe von Sternen]].

== Definition ==
Der Farbindex ist für ein beliebiges [[photometrisches System]] allgemein definiert als ''Differenz'' zwischen der gemessenen [[Scheinbare Helligkeit|scheinbaren Helligkeit]] (Magnitude) eines Himmelsobjekts in einem kurzwelligeren Bereich (bläulich) und der Helligkeit in einem langwelligeren Bereich (rötlich):<ref name="Karttunen">{{Literatur |Autor=Hannu Karttunen, Pekka Kröger, Heikki Oja, Markku Poutanen, Karl Johan Donner |Titel=Fundamental Astronomy |Auflage=5 |Verlag=Springer |Ort= |Datum=2007 |ISBN=978-3-540-34144-4 |Seiten=87 |Online={{Google Buch | BuchID= DjeVdb0sLEAC |Seite= 87}}}}</ref><ref name="Hanslmeier">{{Literatur |Autor=Arnold Hanslmeier |Titel=Einführung in Astronomie und Astrophysik |Auflage= |Verlag=Springer |Ort= |Datum=2014 |ISBN=978-3-662-60413-7 |Seiten=331 f. |Online={{Google Buch | BuchID= YwDoDwAAQBAJ |Seite= 331}}}}</ref>

: <math>\mathrm{FI} = m_\mathrm{kurzwellig} - m_\mathrm{langwellig}</math>

Aus der Definition der astronomischen Magnitudenskala (je kleiner der Wert, desto heller das Gestirn) ergibt sich, dass der Farbindex eines Sterns ''größer'' ist (in Richtung positiver Zahlen, nicht alleine vom Betrag her), wenn er rötlicher erscheint.

An den [[Bezugswert]]en für den langwelligen und für den kurzwelligen Bereich unterscheiden sich die verschiedenen photometrischen Systeme. Dementsprechend spielen Farbindizes eine wichtige Rolle in Transformationsformeln, mit denen Magnituden, die in einem bestimmten System gemessen wurden, in ein anderes System übertragen werden sollen.<ref>{{Literatur |Autor=D. Boyd|Titel=A Practical Approach to Transforming Magnitudes onto a Standard Photometric System |Sammelwerk=The Journal of the American Association of Variable Star Observers |Band=40 |Nummer=2 |Datum=2012-04 |Seiten=990-1002 |bibcode=2012JAVSO..40..990B}}</ref>

Am häufigsten angewendet wird das [[UBV-System]] (Dreifarbenphotometrie) nach [[Harold Lester Johnson|Harold L. Johnson]] und [[William Wilson Morgan]] bzw. Systeme, die auf diesem System basieren. Mit dem Erfolg der [[Gaia (Weltraumteleskop)|Gaia-Mission]] findet auch der Farbindex [[G-Band-Magnitude|G<sub>BP</sub> - G<sub>RP</sub>]] immer weitere Verbreitung.

Im Artikel [[UBV-System]] findet sich eine Tabelle mit Beispielen, wie in diesem System der Farbindex ermittelt wird.

== Farbindex bei Sternen ==
Für Sterne kann in guter Näherung angenommen werden, dass ihr [[Sternspektrum|Spektrum]] dem Spektrum eines [[Schwarzer Körper|schwarzen Körpers]] folgt. Der Farbindex ist somit von der Temperatur des Sterns abhängig: Heiße Sterne erscheinen bläulich und besitzen somit niedrigere Farbindizes als kühle Sterne, die rötlich wirken. Analog sind die Farbindizes bei früheren [[Spektralklasse]]n geringer als bei späten Typen. Aus diesem Grund zeigen sich im [[Hertzsprung-Russell-Diagramm]] wie im [[Farben-Helligkeits-Diagramm]] dieselben Strukturen.<ref name="Hanslmeier" />

Einige photometrische Systeme wurden speziell dafür konstruiert, bestimmte Sterneigenschaften mithilfe von Farbindizes präziser bestimmen zu können. So bietet etwa das Strömgren-Crawford-System die Möglichkeit, bestimmte spektrale Charakteristika wie den [[Balmersprung]], die [[Metallizität]] oder die Stärke der [[Balmer-Serie|H-beta-Linie]] ausmessen zu können.<ref>{{Literatur |Autor=M. S. Bessell |Titel=UBVRI passbands |Sammelwerk=Publications of the Astronomical Society of the Pacific |Band=102 |Nummer=1181 |Datum=1990-10 |Seiten=1181-1199 |bibcode=1990PASP..102.1181B}}</ref> Mittels der Farbindizes kann dann bei B-, A- und F-Sternen neben der Temperatur auch die [[Oberflächengravitation]] ermittelt werden.<ref>{{Literatur |Autor=R. Napiwotzki, D. Schoenberner, V. Wenske|Titel=On the determination of effective temperature and surface gravity of B, A, and F stars using Stromgren uvby-beta photometry |Sammelwerk=Astronomy and Astrophysics |Band=268 |Datum=1993-02 |Seiten=653-666 |bibcode=1993A&A...268..653N}}</ref>

Das UBV-System ist so definiert, dass die Farben von Sternen des Typs A0V (z. B. [[Wega]]) den Nullpunkt bilden: <math> U-B = B-V = 0</math>. Dementsprechend sind die Farbindizes von O- und B-Sternen in diesem System stets negativ, alle anderen Typen immer positiv.<ref name="Karttunen" />

Beachtet werden muss dabei, dass die auf der Erde gemessene Farbe im Allgemeinen nicht der Eigenfarbe des Sterns entspricht. Durch [[Extinktion (Astronomie)|Extinktion]] wird blaues Licht stärker absorbiert, es kommt zur Rötung des Sternenlichts. Dieser Effekt wird auch interstellare Verfärbung genannt und durch den [[Farbexzess]] beschrieben.<ref>{{Literatur |Autor=Hans-Heinrich Voigt, Hermann-Josef Röser, Werner Tscharnuter |Titel=Abriss der Astronomie |Auflage=6 |Verlag=Wiley-VCH |Ort=Weinheim |Datum=2012 |ISBN=978-3-527-40736-1 |Seiten=303 |Online={{Google Buch | BuchID= 3VKnBAAAQBAJ|Seite= 303}}}}</ref>

== Farbindex bei Galaxien ==
Auch für [[Galaxie]]n können deren Spektren und deren Farbindizes betrachtet werden. Dazu eignet sich insbesondere das [[Zwei-Farben-Diagramm]] nach [[Gérard-Henri de Vaucouleurs|de Vaucouleurs]]. Hier zeigt sich, dass Galaxien umso röter erscheinen, je früher ihr [[Hubble-Typ]] ist.<ref>{{Literatur |Autor=Hans-Heinrich Voigt, Hermann-Josef Röser, Werner Tscharnuter |Titel=Abriss der Astronomie |Auflage=6 |Verlag=Wiley-VCH |Ort=Weinheim |Datum=2012 |ISBN=978-3-527-40736-1 |Seiten=775}}</ref>

== Siehe auch ==
* [[Klassifizierung der Sterne]]

== Literatur ==
* Joachim Krautter et al.: ''Meyers Handbuch Weltall''. 7. Auflage. Meyers Lexikonverlag, 1994, ISBN 3-411-07757-3, S. 231 ff.
* James B. Kaler: ''Sterne und ihre Spektren''. Spektrum Akademischer Verlag, 1994, ISBN 3-86025-089-2, S. 41.

== Einzelnachweise ==
<references />

{{Normdaten|TYP=s|GND=4374149-6}}

[[Kategorie:Stellarphysik]]

Farbindex - Versionsgeschichte

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