Um die relative Geschwindigkeit zwischen einem Stern und der Erde zu berechnen, macht man sich den Doppler-Effekt zu Nutze. Dazu benötigt man zunächst das Spektrum des Sterns und ein Referenzspektrum. Man betrachtet dann im Prinzip eine einzelne Spektrallinie, die man in beiden Spektren ausmachen kann und mißt wie weit sie im Spektrum des Sterns - im Vergleich zum Referenzspektrum - verschoben ist. Daraus erhält man einen "Wellenlängenunterschied" der Spektrallinie aus dem man direkt die Relativgeschwindigkeit des Stern in Richtung des Sehstrahls zur Erde (die Radialgeschwindigkeit) berechnen kann. Die klassische Doppler-Formel lautet hier: Die Radialgeschwindigkeit ist gleich dem Wellenlängenunterschied mal der Lichtgeschwindigkeit geteilt durch die Wellenlänge der (nicht bewegten) Spektrallinie.

Den Farbindex eines Sternes, der in engem Zusammenhang mit seiner Oberflächentemperatur steht, erhält man durch die Messung der Helligkeit des Sterns in zwei verschiedenen Spektralbereichen. Ein Standardsystem ist das 1951 entwickelte UBV-System, bei dem die Helligkeit eines Sterns im ultravioletten, blauen und visuellen Bereich gemessen wird. Der Doppler-Effekt spielt bei der Bestimmung des Farbindexes direkt keine Rolle. Man muß natürlich ggf. um die Dopplerverschiebung korrigieren. (ds/6. April 1999)