Gehört zu: Astronomie
Siehe auch: Grenzgröße, Lichtverschmutzung, Entfernungsmessung
Die Helligkeit von Sternen
Die (scheinbare) Helligkeit von Sternen misst der Astronom in „Größenklassen“, auch „Magnituden“ (mag) genannt.
Das geht auf die Babylonier zurück und wurde von Hipparch (190-120 v.Chr.) für seinen berühmten Sternkatalog übernommen.
Die hellsten Sterne sind „Größenklasse 1“ z.B. Antares, Regulus,…
Die dunkelsten, gerade noch sichtbaren Sterne sind „Größenklasse 6“.
Noch dunklere Sterne, die nur noch in Teleskopen sichtbar sind, haben also Größenklassen wie 7, 8, 9,…
Es gibt aber auch hellere Sterne z.B.
- Wega 0,0 mag
- Sirius -1,45 mag
- Venus (max.) -4,3 mag
- Vollmond -12,7 mag
- Sonne -26,8 mag
- Die ISS: -2,0 mag bis -4,7 mag
In der Neuzeit wurde für die Helligkeiten eine logarithmische Skala definiert, weil das Auge Helligkeiten nach dem Weber-Fechner’schen Gesetz logarithmisch wahrnimmt.
Erhalten bleibt der klassische Helligkeitsunterschied von 5 Magnituden, der einen Helligkeitsunterschied vom Faktor 100 bedeutet. Ursprünglich wollte man die Helligkeitsskala so positionieren, das der Polarstern genau 2,0 mag hat.
Δ m = m1 – m0 = (-5 * log(Φ1/Φ0))/log(100)
Wobei Φ der Lichtstrom (gemessen in Lumen) ist, was ich in meinem Artikel über die physikalischen Maßeinheiten näher erläutere.
Die scheinbare Helligkeit eines Objekts beeinflusst auch seine Eignung als Beobachtungsobjekt (z.B. Grenzgröße, Lichtverschmutzung etc.).
Absolute Helligkeit
Unter der absoluten Helligkeit versteht man in der Astronomie die scheinbare Helligkeit, die ein Stern in einer festgelegten Standardentfernung von 10 Parsec (32,6 Lichtjahre) haben würde. Das ist eine Zustandsgröße, die die Leuchtkraft eines Sterns beschreibt.
Die Differenz zwischen scheinbarer Helligkeit m und absoluter Helligkeit M wird Entfernungsmodul genannt, denn sie steht in festem Zusammenhang zur Entfernung r (gemessen in Parsec). Aus der Festlegung der Helligkeitsstufen folgt:
\(m – M = 5 \cdot \lg{(r – 1)} \)