Absolute Helligkeit

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 (32,6 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) $3 M,0$ . Bei der absoluten Helligkeit wird im Gegensatz zur scheinbaren Helligkeit ein großes 'M' hochgestellt.

Die absolut hellsten Fixsterne erreichen etwa $- 9 M$ (über 100.000-fache Leuchtkraft der Sonne), die lichtschwächsten dagegen $+ 17 M$ (etwa ein zehntausendstel der Sonnenleuchtkraft).

Inhaltsverzeichnis

1 Bolometrische Helligkeit
2 Entfernungsmodul
3 Vergleich Scheinbare / Absolute Helligkeit einiger Sterne
4 Objekte im Sonnensystem
5 Siehe auch

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 $5 M,16$ , die bolometrische Helligkeit dagegen $4 M,74$ .

Entfernungsmodul

Die Differenz zwischen absoluter Helligkeit M und scheinbarer Helligkeit m wird Entfernungsmodul genannt. Die Formel für den Entfernungsmodul lautet:

$m - M = -5 + 5 \log_{10} r = -5 -5 \log_{10} \pi\,$

Beispiel am Stern Sirius:

$-1{,}46m - M = -5 + 5 \log_{10} 2{,}64pc\,$

$-1{,}46m - M = -2{,}89\,$

$\Rightarrow -1{,}46m + 2{,}89 = +1{,}43M$

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
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

Stern	Scheinbare H. ( $m V$ )	Absolute H. ( $M V$ )	Entfernungsmodul ( $m V - M V$ )	Entfernung
Sonne	$- 26 m,73$	$+ 4 M,84$	- 31,57	4,851·10^-6 pc
Sirius	$- 1 m,46$	$+ 1 M,43$	- 2,89	2,64 pc
Wega	$+ 0 m,03$	$+ 0 M,58$	- 0,55	7,75 pc
Pollux	$+ 1 m,15$	$+ 1 M,08$	+ 0,07	10,34 pc
Spica	$+ 1 m,04$	$- 3 M,51$	+ 4,55	81,3 pc
Rigel	$+ 0 m,12$	$- 6 M,78$	+ 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.