Scheinbare Helligkeit
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Die scheinbare Helligkeit gibt an, wie hell ein Himmelskörper für einen Beobachter auf der Erde erscheint. In der Astronomie wird für die scheinbare Licht die Klaue 3,m0 oder 3,0 mag oder m = 3,0 mag benutzt, wobei das kleine hochgestellte 'm' für magnitudo (Größe) steht. Die scheinbare Licht ist stark abhängig von der Entfernung Beobachter – Himmelskörper bzw. Erde – Himmelskörper. Eine entfernungsunabhängige Größe ist die absolute Helligkeit.
Messung und Geschichte
Schon in der griechischen Antike teilte der Sternengucker Hipparchos die mit bloßem Auge sichtbaren Sterne grob in sechs Größenklassen ein, wobei den 15 hellsten Sternen die „1. Größe“ zugewiesen wurde. Sterne bis zur 3. Größe gibt es etwa 150, bis zur 6. Größe schon 5000. Um das Jahr 1800 erweiterten die Astronomen diese Skala nach beiden Seiten und führten eine dezimale Zerlegung ein, was mit dem Beginn der Fotometrie einherging.
Die Fixsterne Sirius und Canopus sowie drei helle Planeten haben in dieser Helligkeitsskala negative Werte (-1 bis -4,4 mag). Der Stern Wega (Sternbild Leier) hat m = 0 mag. Ursprünglich ordnete man nur Sternen eine scheinbare Beleuchtung zu.
In verschieden großen Fernrohren kann man auch noch Sterne 10. bis 20. Größe sehen. Die scheinbare Licht der schwächsten Sterne, die ein Linsen- oder aberSpiegelteleskop gerade noch erkennen lässt, definiert die Grenzgröße dieses Beobachtungsgerätes.
Die scheinbare Licht hängt sowie von der Leuchtkraft des Objekts sowohl von seiner Entfernung zur Erde ab. So erscheint der Mond hinsichtlich seiner Nähe zur Erde wesentlich heller als weit entfernte Sterne, ungeachtet diese milliardenfach stärker leuchten.
Die Magnituden- bzw. Helligkeits-Skala ist logarithmisch, weil gemäß dem Weber-Fechner-Gesetz fast jede Sinnesempfindung des Leute (und der meisten Tiere) dem Logarithmus des Reizes verhältnisgleich ist. Ein Helligkeitsunterschied von 1 : 100 entspricht dabei einem Unterschied von fünf Größenklassen.
Physikalisch ist die Helligkeitsskala durch die Energie des einfallenden Lichtes definiert (bolometrische Helligkeit). Wenn m die Magnituden und s die gemessenen Strahlungsströme zweier Sterne sind, gilt für ihren Helligkeitsunterschied
<math> Delta m = m_1 - m_2 = -2{,}5 cdot log (s_1 / s_2) </math>
Für Δ m = 1 entspricht dies einem Verhältnis der Lichtenergie von 1 : 2,512 bzw. einem Logarithmus von 0,4.
Als Referenz dieser an einander relativen Skala dient der Stern Wega, dessen Beleuchtung mit der Magnitude null festgelegt wird. Außerdem sind all seine fotometrischen Farben gleichermaßen als null definiert.
Damit lässt die auf den griechischen Astronomen Hipparchos zurückgehende Größenskala eine beliebige Verfeinerung für moderne Messinstrumente zu, und die negativen Größenklassen für sehr helle Objekte wie Sonne, Mond und Planeten ergeben sich aus der Anleitung von selbst.
Früher wurde die Skala am Polarstern mit 2,1 mag ausgerichtet, bis man bemerkte, dass dessen Beleuchtung geringfügig variiert. Zur Eichung fotometrischer Instrumente dient eine Gruppe genau gemessener Sterne nahe dem Himmelspol, die sogenannte „Polsequenz“.
| Himmelskörper | Typus | Magnitude |
|---|---|---|
| Sonne | Stern | -26,8 mag |
| Mond | Mond | -12,5 mag |
| Venus | Wanderstern | -4,4 mag |
| Mars | Kalter Himmelskörper | -2,8 mag |
| Jupiter | Kalter Himmelskörper | -2,8 mag |
| Sirius | Stern | -1,4 mag |
| Canopus | Stern | -0,73 mag |
| Saturn | Himmelskörper | -0,192 mag |
| Wega | Stern | 0,00 mag (def.) |
| Polarstern | Stern | 2,0 mag |
| Uranus | Wanderstern | 5,5 mag |
| Neptun | Gestirn | 7,8 mag |
| Pluto | Himmelskörper | 14,0 mag |
Mit bloßem Auge kann man bei guten Bedingungen Sterne bis zur sechsten Größenklasse erkennen, mit einem Fernrohr bis etwa zur neunten. Die größten terrestrischen Teleskope können mit empfindlichen CCD-Sensoren noch Objekte mit einer Magnitude von 25 bis 30 aufzeichnen.
Die derzeitige Instrumentierung des Hubble-Weltraumteleskops genügend so weit wie Sternen der 31. Größenklasse, was etwa einer kleinen Kerze auf dem Mond entspricht. Mit dem von der ESO geplanten 100-m-Spiegelteleskop OWL wird selbst eine Beobachtung von Himmelskörpern der 38. Magnitude – und damit vielleicht von entfernten Exoplaneten – möglich sein.
Ursprünglich wurde unter scheinbarer Helligkeit jene verstanden, wie sie dem Auge erscheint. Sie wird in diesen Tagenvisuelle Beleuchtung genannt – im Gegensatz zur fotografischen Magnitude, die einer etwas anderen spektralen Trennschärfe entspricht.
In diesem Zusammenhang ist auch der Unterschied von Punkt- und Flächenhelligkeit von Bedeutung. Ein Fernrohr steigert die Bildhelligkeit eines real punktförmigen Sterns verhältnisgleich zur Fläche seines Objektivs (Quadrat seiner Apertur). Demgegenüber können Flächen auch im größten Fernrohr nie heller erscheinen als dem freien Auge – statt einzig deutlicher aufgelöst. Daher konnte erst mit der lichtsammelnden Wirkung der Fotografie die Struktur feiner Nebel und Galaxien respektive erforscht werden.
Siehe auch
- Absolute Helligkeit, bolometrische Helligkeit, Fotometrie
- Astrophysik, Farbindex, Polsequenz
- Portal:Astronomie
Weblinks
- Wie hell sind die Sterne?als:Scheinbare Helligkeit
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