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In dem Astronomie ist ein Farbindex der Unterschied zwischen zwei Farbgrößen. Dies sind Zahlen, die die Helligkeit von a auf einer logarithmischen Skala messen Star bei bestimmten standardisierten Wellenlängen um anzuzeigen. Da ein solcher Unterschied eindeutig von der effektive Temperatur der Farbindex des Sterns ist daher ein Maß für diese Temperatur. Der Vorteil ist, dass ein Farbindex in erster Näherung unabhängig von der Entfernung des Sterns. Die Entfernung eines Sterns ist normalerweise sehr schwer zu messen, es sei denn, es handelt sich um Sterne, die sich in unmittelbarer Nähe des Sterns befinden Sonne stehen, wo die Parallaxenmethode kann verwendet werden.

Häufig verwendete Farbindizes sind (U-B), (B-V), (V-R), (R-I) bei optische Wellenlängen (im photometrischen System UBVRI) und (J-H) und (H-K) im in Nah-Infrarot.

Per Definition bedeutet ein kleinerer Farbindex eine blauere Farbe: (B-V) eines O5V-Sterns ist −0,33 und eines M5V-Sterns 1,40.

Der Farbindex B-V

Das scheinbare Helligkeit eines Sterns wird mit einem Kleinbuchstaben notiert und ist ein Maß für die auf der Erde gemessene Helligkeit. Diese Messung beinhaltet daher den Einfluss der Entfernung von der Erde zum Stern. Das absolute Größe eines Sterns ist die scheinbare Helligkeit, die der Stern hätte, wenn er in einer Entfernung von 10 . wäre Parsec stehen würde. Wenn die Entfernung des Sterns in Parsec ausgedrückt wird, ist die Beziehung zwischen den beiden Größen und der Entfernung D gegeben durch:

${Anzeigestil M=m 5-5log(D)}$

Die gebräuchlichsten Farbstärken werden standardisiert bei 364 nm gemessen (U-Betrag, ultraviolett), 442 nm (B-Magnitude, Blau) und 540 nm (V-Betrag, visuell). Die Farbindizes ergeben sich aus der Differenz zweier solcher Farbgrößen. Der störende Einfluss des Abstands D verschwindet, zum Beispiel für die blaue bzw. die visuelle Größe:

${Anzeigestil B=b 5-5log(D)}$

${Anzeigestil V=v 5-5log(D)}$

Wenn wir diese beiden Gleichungen Element für Element subtrahieren, erhalten wir:

${Anzeigestil B-V=b-v}$

Die linke Seite heißt die Farbindex B-V. Da es sich um einen Unterschied von zwei absoluten Größen handelt, ist dies eine Eigenschaft des Sterns, die von der Entfernung nicht beeinflusst wird. Die rechte Seite enthält zwei messbare Größen, nämlich zwei scheinbare Helligkeiten. Der Farbindex wird auch durch die interstellares Aussterben, die wellenlängenabhängig ist. Daher wird der wahrgenommene Farbindex um die korrigiert Farbüberschuss E(B-V). Analog ist der Farbindex U-B definiert als die Differenz zwischen der UV-Helligkeit U und der Blau-Helligkeit B.

Normierung der Betragsachsen

Die Skalen der standardisierten visuellen Helligkeiten werden so gewählt, dass diese Helligkeiten für einen Stern von . null sind Spektralklasse A0, wie der Stern Wega. Die Klasse A0 entspricht einer effektiven Temperatur von 10000K. Dies bedeutet auch, dass der Farbindex B-V selbst für diese Spektralklasse ebenfalls Null ist. Gleiches gilt für andere Farbindizes wie den UV-Index.

Verwendung als Maß für die Oberflächentemperatur eines Sterns

Der Farbindex B-V als Funktion der Temperatur

Die Energieverteilung über die Wellenlängen verschiebt sich in einem Stern in Richtung Blau, wenn die effektive Temperatur des Sterns zunimmt. Als Ergebnis nimmt in diesem Fall die B-Helligkeit entgegen der V-Helligkeit ab, so dass für Sterne, die heißer als die Klasse A0 sind, der Farbindex negativ wird. Für Sterne, die kühler als ein A0-Stern sind, wird es positiv. Die Messung des Farbindex ergibt somit einen direkten Wert für die effektive Temperatur eines Sterns. Für die Sonne, einen 6000K-Stern, beträgt der B-V-Farbindex 0,65. Der B-V-Farbindex wird im Allgemeinen für Sterne verwendet, die kühler sind als die Spektralklasse A0. Für heißere Sterne mit U-V verwendet.