Absolute Helligkeit

Die absolute Helligkeit ist eine Hilfsgröße in der Astronomie und Astrophysik, um die tatsächliche Helligkeit (die Leuchtkraft) von Himmelsobjekten vergleichen zu können.

Von der Erde aus beobachtet man einen Stern in seiner scheinbaren Helligkeit, die von seiner Leuchtkraft und Entfernung abhängt, aber auch durch interstellare Materie beeinflusst wird.

Für die Bestimmung der absoluten Helligkeit verwendet man eine einheitliche Entfernung. Sie beträgt 10 Parsec (32,6 Lichtjahre) für Sterne und eine Astronomische Einheit (AE) für (reflektierende) Objekte des Sonnensystems. Die relative Helligkeit, die ein Beobachter aus dieser Normdistanz messen würde, nennt man absolute Helligkeit. Bei Sternen, die weniger als 10 Parsec entfernt sind, ist die scheinbare Helligkeit größer als die absolute Helligkeit und umgekehrt. Wie auch bei der scheinbaren Helligkeit bedeutet ein kleinerer Zahlenwert größere Leuchtkraft.

Absolute Helligkeiten werden wie scheinbare Helligkeiten in Magnituden (mag) angegeben. Insbesondere in älteren Werken zur Astronomie findet man häufig die Schreibweise mit einem hochgestellten M über dem Dezimalkomma, beispielsweise $3{\stackrel {{\text{M}}}{,}}0$ bei einem Stern der dritten (absoluten) Größenklasse. Die Verwendung des Großbuchstabens verdeutlicht dabei, dass es sich um eine absolute Helligkeit handelt.

Die hellsten Fixsterne erreichen absolute Helligkeiten von etwa −9 mag (300.000-fache Leuchtkraft der Sonne), die lichtschwächsten dagegen +17 mag (weniger als ein Zehntausendstel der Sonnenleuchtkraft).

Bolometrische Helligkeit

→ Hauptartikel: Bolometrische Helligkeit

Die Bolometrische Helligkeit 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 (im sichtbaren Licht) beträgt $5{\stackrel {{\text{M}}}{{\text{,}}}}16$ , die bolometrische Helligkeit dagegen $4{\stackrel {{\text{M}}}{{\text{,}}}}74$ .

Entfernungsmodul

Die Differenz zwischen scheinbarer Helligkeit m und absoluter Helligkeit M wird Entfernungsmodul genannt, denn sie steht in festem Zusammenhang zur Entfernung. Aus der Festlegung der Helligkeitsstufen folgt:

${\frac {r}{10\,{\mathrm {pc}}}}=10^{{0,2\cdot (m-M)\,{\mathrm {mag}}^{{-1}}}}$ ,

beziehungsweise

$m-M=5\,{\mathrm {mag}}\cdot \log _{{10}}\left({\frac {r}{10\,{\mathrm {pc}}}}\right)$ .

Gibt man die Entfernungsmaßzahl $r^{*}=r/{\mathrm {pc}}$ als dimensionslose Zahl an, so wird daraus

$m-M=5\,{\mathrm {mag}}\cdot (\lg r^{*}-\lg 10)=-5\,{\mathrm {mag}}+5\,{\mathrm {mag}}\cdot \lg r^{*}\,$ .

Aus der Definition der Parallaxensekunde folgt als Beziehung zwischen Entfernungsmaßzahl $r^{*}$ und jährlicher Parallaxe π (als dimensionslose Zahl in Bogensekunden)

$r^{*}={\frac {1}{\pi }}\,\,$ .

Damit ergibt sich dann

$m-M=-5\,{\mathrm {mag}}-5\,{\mathrm {mag}}\cdot \lg \pi \,$ .

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 die Entfernung des Andromedanebels ermittelt werden.

m − M	Entfernung		m − M	Entfernung
m − M	Parsec	Lichtjahre	m − M	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 im Visuellen

Stern	Scheinbare H. (m)	Absolute H. (M)	Entfernungsmodul (m - M)	Entfernung
Sonne	$-26{\stackrel {{\text{m}}}{{\text{,}}}}73$	$+4{\stackrel {{\text{M}}}{{\text{,}}}}84$	−31,57	4,851·10⁻⁶ pc
Sirius	$-1{\stackrel {{\text{m}}}{{\text{,}}}}46$	$+1{\stackrel {{\text{M}}}{{\text{,}}}}43$	−2,89	2,64 pc
Wega	$+0{\stackrel {{\text{m}}}{{\text{,}}}}03$	$+0{\stackrel {{\text{M}}}{{\text{,}}}}58$	−0,55	7,75 pc
Pollux	$+1{\stackrel {{\text{m}}}{{\text{,}}}}15$	$+1{\stackrel {{\text{M}}}{{\text{,}}}}08$	+0,07	10,34 pc
Spica	$+1{\stackrel {{\text{m}}}{{\text{,}}}}04$	$-3{\stackrel {{\text{M}}}{{\text{,}}}}51$	+4,55	81,3 pc
Rigel	$+0{\stackrel {{\text{m}}}{{\text{,}}}}12$	$-6{\stackrel {{\text{M}}}{{\text{,}}}}78$	+6,90	240 pc
Deneb	$+1{\stackrel {{\text{m}}}{{\text{,}}}}25$	$-7{\stackrel {{\text{M}}}{{\text{,}}}}24$	+8,49	499 pc

Objekte im Sonnensystem

Bei Kometen, Planeten und Asteroiden wird der Begriff Absolute Helligkeit abweichend definiert, da sie nur Sonnenlicht reflektieren. Hier wird die Situation angenommen, dass das Objekt (der Komet oder Asteroid) genau eine astronomische Einheit entfernt von der Sonne steht und von der Sonne aus beobachtet wird. Die Helligkeit, mit der das Objekt dann zu sehen wäre, wird als absolute Helligkeit bezeichnet.

Siehe auch

Basierend auf einem Artikel in:

Wikipedia.de