Das Kefk Network Wiki befindet sich im Testbetrieb.
Absolute Helligkeit
Aus Kefk.
Die absolute Helligkeit ist eine Hilfsgröße in der Astronomie, um die tatsächlichen Helligkeiten von Himmelsobjekten (meist Sternen) vergleichen zu können.
Von der Erde aus sieht man einen Stern mit seiner scheinbaren Helligkeit, da sie durch seine Entfernung und interstellare Materie beeinflusst wird.
Um die tatsächliche Helligkeit vergleichen zu können, stellt man sich die Sterne in einheitlicher Entfernung vor. Diese beträgt zehn Parsec (1 pc = 3,26 Lichtjahre). Die Helligkeit, die ein Beobachter aus dieser Normdistanz messen würde, nennt man absolute Helligkeit. Bei Sternen, die weniger als zehn Parsec entfernt sind, ist die scheinbare Helligkeit größer als die absolute Helligkeit und umgekehrt. Wie auch bei der scheinbaren Helligkeit bedeutet ein kleiner Zahlenwert größere Leuchtkraft.
Die Schreibweise in der Astronomie lautet (bei einem Stern dritter Größenklasse) 3M,0. Bei der absoluten Helligkeit wird im Gegensatz zur scheinbaren Helligkeit ein großes 'M' hochgestellt.
Die absolut hellsten Fixsterne erreichen etwa − 9M (über 100.000-fache Leuchtkraft der Sonne), die lichtschwächsten dagegen + 17M (etwa ein zehntausendstel der Sonnenleuchtkraft).
Inhaltsverzeichnis |
Bolometrische Helligkeit
Hauptartikel: Bolometrische Helligkeit
Diese gibt die Helligkeit eines Sterns im gesamten elektromagnetischen Spektrum an. Die hierfür erforderliche Korrektur hängt vom Empfindlichkeitsbereich des Messgerätes sowie vom Spektraltyp des betreffenden Objektes ab. Die fotografische Helligkeit der Sonne beträgt 5M,16, die bolometrische Helligkeit dagegen 4M,74.
Entfernungsmodul
Die Differenz zwischen absoluter Helligkeit M und scheinbarer Helligkeit m wird Entfernungsmodul genannt. Die Formel für den Entfernungsmodul lautet:
- m − M = − 5 + 5log10r = − 5 − 5log10π
Dabei ist r der Abstand des Sterns in Parsec, π dessen Parallaxe. Mit Hilfe dieser für die Astronomie wichtigen Formel kann für Sterne, deren Leuchtkraft bekannt ist (z. B. Cepheiden oder Supernovae vom Typ Ia), der Abstand berechnet werden. (Auf diese Weise konnte 1923 der Abstand des Andromedanebels ermittelt werden.)
m - M Entfernung m - M Entfernung Parsec Lichtjahre Parsec Lichtjahre - 5 1 3,26 + 5,5 125,89 410,61 - 4 1,58 5,17 + 6,0 158,49 516,93 - 3 2,51 8,19 + 6,5 199,53 650,78 - 2 3,98 12,98 + 7,0 251,19 819,28 - 1 6,31 20,58 + 7,5 316,23 1.031,41 0 10 32,62 + 8,0 398,11 1.298,47 + 1 15,85 51,69 + 8,5 501,19 1.634,68 + 2 25,12 81,93 + 9,0 630,96 2.057,94 + 3 39,81 129,85 + 9,5 794,33 2.590,80 + 4 63,10 205,79 + 10 1.000 3.261,62 + 5 100 326,16 + 25 1.000.000 3.261.619
Vergleich Scheinbare / Absolute Helligkeit einiger Sterne
Stern Scheinbare H. (mV) Absolute H. (MV) Entfernungsmodul
(mV − MV)Entfernung Sonne − 26m,73 + 4M,84 - 31,57 4,851·10-6 pc Sirius − 1m,46 + 1M,43 - 2,89 2,64 pc Wega + 0m,03 + 0M,58 - 0,55 7,75 pc Pollux + 1m,15 + 1M,08 + 0,07 10,34 pc Spica + 1m,04 − 3M,51 + 4,55 81,3 pc Rigel + 0m,12 − 6M,78 + 6,90 240 pc
Objekte im Sonnensystem
Bei Kometen und Asteroiden wird der Begriff Absolute Helligkeit abweichend definiert, da sie nur Licht reflektieren. Hier wird die in der Realität unmögliche Situation angenommen, dass die Erde und die Sonne an einer Stelle sind und das Objekt (der Komet oder Asteroid) genau eine astronomische Einheit entfernt steht. Die Helligkeit, mit der das Objekt dann zu sehen wäre, wird als absolute Helligkeit bezeichnet.
Siehe auch
Scheinbare Helligkeit, Bolometrische Helligkeit, Entfernungsbestimmung, Hertzsprung-Russell-Diagramm
 | Dieses Dokument entstammt in seiner ersten oder einer späteren Version der deutschsprachigen Wikipedia. Es ist dort zu finden unter dem Stichwort Absolute_Helligkeit, die Liste der bisherigen Autoren befindet sich in der Versionsliste; die Originalfassung kann dort auch bearbeitet werden. Alle Texte der Wikipedia und ihre Derivate stehen unter der GNU-Lizenz für freie Dokumentation. |
