Farbindex

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In der Astronomie ist der Farbindex (FI) eine ursprünglich von Karl Schwarzschild eingeführte Maßzahl für die Farbe von Sternen.

Er ist heute allgemein definiert als Differenz zwischen der gemessenen Helligkeit (Magnitude) eines Sternes im kurzwelligen Bereich (bläulich) und der Helligkeit im langwelligen Bereich (rötlich):

FI = m (kurzwellig) - m (langwellig)

Allgemein gilt: Je größer der Farbindex desto rötlicher erscheint der Stern.

An den jeweiligen Bezugswerten für den langwelligen und kurzwelligen Bereich unterscheiden sich die verschiedene Farbindex-Systeme. Am häufigsten angewendet wird heute das UBV-System (Dreifarbenphotometrie) nach Harold L. Johnson (1921-1980) und William Wilson Morgan. U steht für die Helligkeit im ultravioletten Licht mit der Schwerpunktwellenlänge von 3650 Ångström, B für die Helligkeit bei 4.400 Ångström (Blau) und V für die Helligkeit bei 5.500 Ångström (Gelb). V steht dabei für visuell, da das menschliche Auge Sterne im gelblichen Bereich am stärksten wahrnimmt. Im UBV-System werden anhand dieser Bezugsgrößen drei Farbindizes gebildet: U-B, U-V und B-V, wobei B-V für visuelle Beobachter die größere Bedeutung hat und z. B. in Sternkatalogen oft angegeben wird.

Erweitert wird das UBV-System durch das UBVRI-System, in dem noch die Helligkeiten R für die Helligkeit bei 7200 Ångström (Rot) und I für die Helligkeit bei 9.000 Ångström (Infrarot) hinzugenommen werden. Die vier wichtigsten Farbindizes werden dann aus den jeweils benachbarten Wellenlängenbereichen gebildet: U-B, B-V, V-R und R-I.

Beispiele:

Ein (B-V) Farbindex von 0,00 entspricht der Farbe bläulichweiß (Stern Rigel), + 0,09 ist weiß (Stern Deneb), unsere Sonne hat einen Farbindex von + 0,65 (gelblich), Beispiele für Extrema sind Beteigeuze mit einem Farbindex von + 1,86 (tiefrot) und Spica mit - 0,23 (blau)

[Bearbeiten] Siehe auch

Hauptreihe, Hertzsprung-Russell-Diagramm, Spektralklasse, Farben-Helligkeits-Diagramm