Astronomie

Was ist der Unterschied zwischen Albedo, absoluter Helligkeit oder scheinbarer Helligkeit?

Was ist der Unterschied zwischen Albedo, absoluter Helligkeit oder scheinbarer Helligkeit?

Was ist der Unterschied zwischen Albedo, absoluter Helligkeit oder scheinbarer Helligkeit? Ich kann nicht wirklich sagen, was der Unterschied zwischen ihnen ist.


Albedo ist eine Messung des reflektierten Lichts. Es variiert zwischen 0 und 1, wobei 0 komplett schwarz ist (kein Licht reflektiert) und 1 komplett weiß ist (alles Licht reflektiert). Die Albedo von Kohle beträgt etwa 0,04, was der Albedo unseres Mondes sehr ähnlich ist. Die Albedo von Eis beträgt etwa 0,7. Nur Planeten und andere kleine Objekte werden mit Albedo beschrieben, da sie ihr eigenes Licht nicht erzeugen können und daher seine scheinbare Helligkeit auf reflektiertes Sonnenlicht zurückzuführen ist.

Absolute Größe ist ein Maß dafür, wie viel Licht ein Stern insgesamt abgibt. Die absolute Größe hängt mit einer Reihe anderer Eigenschaften des Sterns zusammen, hauptsächlich davon, wie massiv er ist und in welchem ​​​​Stadium er sich befindet.

Scheinbare Größe kann verwendet werden, um sowohl Sterne als auch Planeten zu beschreiben. Es ist einfach ein Maß dafür, wie hell das Objekt uns erscheint. Ein anschauliches Beispiel sind Sirius und Canopus. Sirius ist der hellste Stern am Himmel, aber er ist hell, weil er nah ist und nur 8 Lichtjahre entfernt ist. Canopus ist der zweithellste Stern am Himmel und erscheint etwa halb so hell wie Sirius, ist aber etwa 300 Lichtjahre entfernt, was bedeutet, dass der Stern selbst viel heller als Sirius sein muss. Wenn wir die absoluten Helligkeiten überprüfen und etwas rechnen (Sirius absolute Helligkeit = +1,42, Canopus = -5,71, je negativer die Zahl, desto heller der Stern, Helligkeitsunterschied = 2,5^(5,71+1,42)) erhalten wir einen Helligkeitsunterschied von 680 Mal zwischen Canopus und Sirius.


So verstehe ich diese Begriffe.

  • Scheinbare Größe ist das, was Sie sehen oder messen können, von wo aus Sie sich wirklich befinden und wo sich das Objekt wirklich befindet.
  • Absolute Größe ist eine mathematische Vorhersage basierend auf einer standardisierten Entfernung und Konfiguration (siehe unten), sodass Sie die besonderen Bedingungen nicht angeben müssen. Venus hat immer ungefähr die gleiche absolute Größe, weil sie immer ungefähr die gleiche Größe hat und albedo (siehe nächstes), variiert jedoch stark in der scheinbaren Helligkeit aufgrund von Änderungen des Abstands und des Phasenwinkels (Sonne-Venus-Erde-Winkel).
  • Albedo ist etwas knifflig, da verschiedene Objekte unterschiedliche Oberflächenrauheit und Winkelstreuungseigenschaften haben. Wenn es ein glatter Tischtennisball wäre und ein gut definiertes Diffusivitätsprofil hätte, dann kann man sich leicht einen weißen, grauen oder schwarzen Tischtennisball vorstellen, der Übergänge von 1 zu 0 repräsentiert.

Ich habe gerade gefragt: Ist die Albedo jemals größer als die Einheit? Wie wird sie für verschiedene Oberflächendiffusivitäten und spiegelnde Reflexion berechnet? um einige dieser Feinheiten zu verstehen.

Für Sterne und andere Objekte, die ihr eigenes Licht erzeugen:

Für Planeten, Asteroiden, Kometen, Satelliten (künstlich und natürlich) und sogar Elektroautos 1, 2, die im reflektierten Licht der Sonne gesehen werden:


Was ist der Unterschied zwischen scheinbarer Helligkeit und absoluter Helligkeit?

Astronomen bestimmen die Helligkeit von Sternen in Bezug auf absolut und scheinbare Helligkeit Waage. Scheinbare Größe misst die Helligkeit des Sterns, der von jedem Punkt aus beobachtet wird, während absolute Größe misst die Helligkeit des Sterns, die aus einer Standardentfernung von 32,58 Lichtjahren beobachtet wird.

Man kann sich auch fragen, was ist der Unterschied zwischen absoluter und scheinbarer Helligkeit? Scheinbare Helligkeit So sehen wir die Sterne Helligkeit von der Erde. Das absolute Helligkeit so würde ein Stern aussehen, wenn es eine Standardentfernung gäbe, aus der wir alle Sterne betrachten würden.

In ähnlicher Weise kann man fragen, was ist der Unterschied zwischen scheinbarer Helligkeit und absolutem Helligkeitsquizlet?

Scheinbare Größe ist, wie hell ein Stern von der Erde aus erscheint und hängt von der Helligkeit und der Entfernung zu einem Stern ab. Absolute Größe ist, wie hell ein Stern aus einer Standardentfernung erscheinen würde.


Was ist der Unterschied zwischen absoluter Helligkeit und scheinbarer Helligkeit?

Astronomen definieren die Sternenhelligkeit in Bezug auf scheinbare Helligkeit &mdash wie hell der Stern von der Erde aus erscheint &mdash und absolute Größe &ndash, wie hell der Stern in einer Standardentfernung von 32,6 Lichtjahren oder 10 Parsec erscheint.

Was sind die absoluten und scheinbaren Helligkeiten der Sonne? Absolute Größe ist definiert als die scheinbare Helligkeit ein Objekt hätte, wenn es sich in einer Entfernung von 10 Parsec befinden würde. Also zum Beispiel die Scheinbare Helligkeit der Sonne beträgt -26,7 und ist das hellste Himmelsobjekt, das wir von der Erde aus sehen können.

Was ist dementsprechend der Unterschied zwischen scheinbarer Helligkeit und absolutem Helligkeitsquizlet?

Scheinbare Größe ist, wie hell ein Stern von der Erde aus erscheint und hängt von der Helligkeit und der Entfernung zu einem Stern ab. Absolute Größe ist, wie hell ein Stern aus einer Standardentfernung erscheinen würde.

Was ist der Unterschied zwischen absoluter und scheinbarer Helligkeit?

Scheinbare Helligkeit So sehen wir die Sterne Helligkeit von der Erde. Das absolute Helligkeit so würde ein Stern aussehen, wenn es eine Standardentfernung gäbe, aus der wir alle Sterne betrachten würden.


Was ist scheinbare Größe?

Die scheinbare Helligkeit ist ein Maß dafür, wie hell der Stern erscheint, wenn er von der Erde aus betrachtet wird. Scheinbare Helligkeit ist eine Möglichkeit auszudrücken, wie hell ein Himmelsobjekt erscheint, wenn es von der Erde aus von einem dunklen Ort aus betrachtet wird. Größe und scheinbare Helligkeit bedeuten dasselbe, nämlich wie hell uns ein Himmelsobjekt auf der Erde erscheint, das im historischen logarithmischen Größensystem geordnet ist. Die scheinbare Helligkeit hängt von drei Dingen ab: wie groß sie ist, wie weit sie von der Erde entfernt ist und wie viel Licht sie pro Durchmesser des Sterns ausstrahlt. Die scheinbare Größe hängt mit dem beobachteten Energiefluss des Sterns zusammen. Heute verwenden Astronomen eine verbesserte und fortschrittlichere Version von Hipparchos. Scheinbare Helligkeitsskala zur Messung der Helligkeit von Sternen mit fotografischen und elektronischen Methoden. Das Symbol für die absolute Größe ist . ichv.


Unterschied zwischen absoluter und scheinbarer Größe

Grundlagen

– Die absolute Helligkeit ist ein Maß für die Leuchtkraft des Sterns, das sich darauf bezieht, wie hell der Stern wäre, wenn er aus einer Entfernung von 10 Parsec oder 32,58 Lichtjahren betrachtet würde. Einfach ausgedrückt ist es die scheinbare Helligkeit in einer Entfernung von 10 Parsec vom Stern. Die scheinbare Helligkeit hingegen ist ein Maß dafür, wie hell der Stern erscheint, wenn er von der Erde aus betrachtet wird. Die scheinbare Helligkeit eines Himmelskörpers ist ein Maß für seine Helligkeit von der Erde aus gesehen. Die absolute Helligkeit hängt mit der intrinsischen Leuchtkraft des Sterns zusammen, während die scheinbare Helligkeit mit dem beobachteten Energiefluss des Sterns zusammenhängt.

Messung

– Absolute Helligkeit ist die scheinbare Helligkeit eines Himmelsobjekts, als ob es aus 10 Parsec oder 32,58 Lichtjahren Entfernung betrachtet würde, ohne dass eine Quelle seine Helligkeit beeinträchtigen könnte. Es misst die Helligkeit eines Himmelsobjekts, das aus einer Standardentfernung beobachtet wird. Im Gegenteil, die scheinbare Helligkeit misst die Helligkeit eines Himmelsobjekts, beispielsweise eines Sterns, das von einem beliebigen Punkt aus beobachtet wird. Die scheinbare Helligkeit gibt an, wie hell ein Stern mit bloßem Auge oder durch ein Teleskop erscheint. Die scheinbare Helligkeit erklärt jedoch nicht die Entfernung des Sterns von der Erde.

Berechnung

– Um die absolute Helligkeit eines Sterns zu bestimmen, müssen Sie seine Entfernung und scheinbare Helligkeit kennen. Die Helligkeits-Entfernungs-Formel bezieht sich auf die scheinbare Helligkeit mv, die absolute Größe Mv, und der Abstand d ist Parsec:

Die Menge (mv – Mv) heißt Entfernungsmodul des Sterns. Es zeigt den Betrag an, um den die Entfernung das Sternenlicht gedimmt hat. Wenn zwei der Größen bekannt sind, können Sie die dritte mit der obigen Gleichung berechnen.

Absolute vs. scheinbare Größe: Vergleichstabelle


Was ist absolute und scheinbare Helligkeit?

&ndash Absolute Größe ist ein Maß für die Leuchtkraft des Sterns, das sich darauf bezieht, wie hell der Stern wäre, wenn er aus einer Entfernung von 10 Parsec oder 32,58 Lichtjahren betrachtet würde. Scheinbare Größe, andererseits ist ein Maß dafür, wie hell der Stern erscheint, wenn er von der Erde aus betrachtet wird.

Wissen Sie auch, was ein Stern mit absoluter Größe ist? Das absolute Größe von a Star, M ist der Größe das Star hätte, wenn es in einer Entfernung von 10 Parsec von der Erde platziert würde. Unter Berücksichtigung von Sterne in einem festen Abstand können Astronomen die realen (intrinsischen) Helligkeiten verschiedener Sterne.

Was sind in diesem Zusammenhang die absoluten und scheinbaren Helligkeiten der Sonne?

Absolute Größe ist definiert als die scheinbare Helligkeit ein Objekt hätte, wenn es sich in einer Entfernung von 10 Parsec befinden würde. Also zum Beispiel die Scheinbare Helligkeit der Sonne beträgt -26,7 und ist das hellste Himmelsobjekt, das wir von der Erde aus sehen können.

Wie liest man scheinbare Helligkeit?

Das scheinbare Helligkeit ist ein Maß für den von uns empfangenen Fluss des Sterns. Hier sind einige Beispiele scheinbare Helligkeiten: Sonne = -26,7, Mond = -12,6, Venus = -4,4, Sirius = -1,4, Vega = 0,00, schwächster Stern mit bloßem Auge = +6,5, hellster Quasar = +12,8, schwächstes Objekt = +30 bis +31.


Unterschied zwischen absoluter und scheinbarer Größe

Messung

Scheinbare Größe gibt die Helligkeit eines Objekts an, das von jedem Punkt aus beobachtet wird.

Absolute Größe gibt die Helligkeit eines Objekts aus 10 Parsec Entfernung an.

Bild mit freundlicher Genehmigung

“Dieses Bild des Hubble-Weltraumteleskops zeigt Sirius A, den hellsten Stern an unserem Nachthimmel, zusammen mit seinem schwachen, winzigen stellaren Begleiter Sirius B…” von NASA, ESA, H. Bond (STScI) und M. Barstow ( University of Leicester) [CC BY-SA 3.0], über Wikimedia Commons


Es ist erstaunlich zu erkennen, dass dies vor langer Zeit begann, in der Ära der aufstrebenden griechischen Philosophie.

Vor etwa 2100 Jahren beschloss Hipparchos, ein griechischer Astronom, die Sterne nach Helligkeit zu klassifizieren. Wie von Terence Dickinson (Autor von NightWatch: Ein praktischer Leitfaden zur Betrachtung des Universums und einige der besten Bücher für Astronomen-Anfänger) entwickelte der griechische Astronom Hipparchos ein System, das Sterne in sechs Größenklassen unterteilt.

&bdquoEr bezeichnete die hellste als erste Größe und die schwächste als sechste Größe, während die anderen dazwischen verstreut waren&rdquo, schrieb Dickinson.

Ein Astronom des 19. Jahrhunderts, Sir Norman Robert Pogson, optimierte es und formalisierte das heutige System bereits 1856.

Es erweitert die frühere Skala von Hipparchos&rsquo um Sterne, die über diejenigen hinausgehen, die nur mit bloßem Auge sichtbar sind, und am anderen Ende der Skala Objekte, die heller sind als die ursprünglichen Sterne der ersten Größe.

Unser modernes System zur Messung der Magnitude bewertet einige Sterne der Hipparchos-Größe 1 als Null und Objekte mit negativen Magnituden heller.

Die heutige Magnitudenskala zeigt Objekte zwischen -30 (helles Ende) und +30 (helles Ende) mit der Sonne einer Magnitude von -27, dem Vollmond einer Magnitude von -13 und Sirius, einem der hellsten Sterne am Himmel, an scheinbare Helligkeit von -1.

Darin hat ein Stern erster Größe die 100-fache Helligkeit eines sechsten, die Grenze des menschlichen Auges ohne Hilfe (Größenänderung = 5). Und die Helligkeit der Sonne (-27) ist 16 Billionen Mal höher als die eines +6-Sterns (Grenze für das bloße Auge) &ndash Der Unterschied zwischen ihren Helligkeiten beträgt 33, also ist die Helligkeit (2,512) 33 mal heller.

Das beiliegende Diagramm zeigt, wie sich die Größenänderung auf das Helligkeitsverhältnis bezieht.

Diese Größenskala ist logarithmisch. Jeder Schritt zur nächsten Größenordnung in der Skala zeigt eine durchschnittliche Helligkeitsänderung um den Faktor 2,512 an. Dies ist vergleichbar mit der Hipparchus-Skala, die mit einem Faktor von 2 entworfen wurde.


Einschränkungen der absoluten Größe

Während die absolute Helligkeitsskala die beste Anstrengung der Astronomen ist, um die Helligkeit von Sternen zu vergleichen, gibt es einige Haupteinschränkungen, die mit den Instrumenten zu tun haben, mit denen sie gemessen wird.

Zunächst müssen Astronomen definieren, welche Lichtwellenlänge sie für die Messung verwenden. Sterne können Strahlung in Formen aussenden, die von hochenergetischer Röntgenstrahlung bis hin zu niederenergetischer Infrarotstrahlung reichen. Abhängig von der Art des Sterns können sie in einigen dieser Wellenlängen hell und in anderen dunkler sein.

Um dies zu beheben, müssen Wissenschaftler angeben, welche Wellenlänge sie verwenden, um die absoluten Helligkeitsmessungen durchzuführen.

Eine weitere wichtige Einschränkung ist die Empfindlichkeit des Instruments, mit dem die Messung durchgeführt wird. Im Allgemeinen haben Messungen, die in den letzten Jahren durchgeführt wurden, aufgrund der Fortschritte bei Computern und der Teleskopspiegeltechnologie im Laufe der Jahre unter Wissenschaftlern mehr Gewicht als solche, die vor langer Zeit durchgeführt wurden.

Paradoxerweise gehören die hellsten Sterne zu den am wenigsten untersuchten Astronomen, aber es gibt zumindest einen neueren Versuch, ihre Leuchtkraft zu katalogisieren. Eine Satellitenkonstellation namens BRITE (BRight Target Explorer) wird die Helligkeitsvariabilität zwischen Sternen messen. Zu den Teilnehmern des Sechs-Satelliten-Projekts gehören Österreich, Kanada und Polen. Die ersten beiden Satelliten wurden 2013 erfolgreich gestartet.


Scheinbare Helligkeit vs. absolute Helligkeit

Stern Zeta Puppis liegt in einer Entfernung von $460$ pro Stück von der Erde. Seine scheinbare visuelle Größe $m_V$ beträgt $2,25$ , seine absolute bolometrische Größe $M_>$ ist $-9,9$ und sein Winkeldurchmesser ist $4.3 imes 10^<−4>$ Bogensekunden.

(Du darfst für die Sonne $M_> = +4.8$ )

a) Berechnen Sie die absolute visuelle Größe $M_V$ von Zeta Puppis.

b) Berechnen Sie die Leuchtkraft von Zeta Puppis in Sonneneinheiten $L_<igodot>$

Für Teil a) finde ich, dass $M_V=m_V-5log_ <10>d +5=2,25-5log_ <10>460 + 5approx-6,06$

Dies ist die richtige Antwort.

Für Teil b) verwende ich die Beziehungen

Dabei ist $L$ die Leuchtkraft, $d$ die Entfernung vom Stern zur Erde in Parsec, $F_$ , $F_<igodot>$ sind die von Zeta Puppis bzw. der Sonne auf der Erde empfangenen Flüsse . Ich weiß bereits aus einem früheren Teil des Aufgabenblatts, dass die scheinbare Helligkeit der Sonne $m_<igodot>=-26,7$ (von der Erde aus gesehen) beträgt.

Da die Abstände in Parsec sind $d_<igodot>=frac<1.5 imes 10^<11>mathrm,mathrm><3.1 imes 10^<16>mathrm>ca. 4,84 imes 10^<-6>mathrm$

Ersetzen der gegebenen Werte in $(3)$ und Vereinfachen

Das Problem ist, dass die richtige Antwort $7.6 imes 10^5 L_<igodot>$ . ist

Die Lösung des Autors besagt, dass

Um die Leuchtkraft zu berechnen, müssen wir die bolometrische absolute Helligkeit verwenden, da nur bolometrische Größen die über den gesamten Wellenlängenbereich emittierte Leistung ausmachen. Da $M = −2.5 log L+c$ , wobei $c$ eine Konstante ist, können wir $zeta$ Pups Leuchtkraft $L_$ auf die Sonnenleuchtkraft $L_<igodot>$ $M_ beziehen. -M_<igodot>=-2.5log_<10>left(frac>> ight)$ und damit $frac>>=10^<-4 left(M_-M_<igodot> ight)>=10^<0,4(4,8+9,9)>=7,6mal 10^5$

Okay, ich verstehe also, warum die Lösung des Autors richtig ist. Aber ich verstehe nicht, warum meine Lösung falsch ist. Das liegt daran, dass ich das aus meinem Skript habe

Bolometrische Größe

Die Gesamtgröße, $color< ext>$ , eines Sterns repräsentiert den Fluss des Sterns summiert über alle Wellenlängen. Dies wird als bolometrische Größe bezeichnet, $m_>$ oder $M_>$ für $Farbe< ext>$. Die Differenz zwischen der bolometrischen Größe eines Sterns und seiner Größe in einem gegebenen Durchlassbereich, zum Beispiel $V$ , wird als bolometrische Korrektur, $BC$ , bezeichnet. Für einen bestimmten Sterntyp und eine bestimmte Helligkeitsklasse können Sie von der in einem bestimmten Durchlassbereich gemessenen Größe, sagen wir $V$ , zur bolometrischen Größe wechseln, indem Sie die bolometrische Korrektur hinzufügen. Also $m_> = m_V + BC$

Aus dem Obigen geht also eindeutig hervor, dass auch scheinbare Größen verwendet werden können (was ich in meiner Lösung verwendet habe), aber der Autor verwendet absolute Größen.

Ich verstehe nicht wirklich, was ich hier vermisse (wahrscheinlich etwas Einfaches). Einfach gesagt, warum ist meine Lösung falsch?


Inhalt

Der griechische Astronom Hipparchos erstellte einen Katalog, der die scheinbare Helligkeit von Sternen im zweiten Jahrhundert v. Chr. feststellte. Im zweiten Jahrhundert n. Chr. klassifizierte der alexandrinische Astronom Ptolemäus Sterne auf einer Sechs-Punkte-Skala und begründete den Begriff Größe. [1] Mit bloßem Auge erscheint ein prominenterer Stern wie Sirius oder Arcturus größer als ein weniger prominenter Stern wie Mizar, der wiederum größer erscheint als ein wirklich schwacher Stern wie Alcor. 1736 beschrieb der Mathematiker John Keill das uralte Größensystem mit bloßem Auge folgendermaßen:

Das feste Sterne scheinen von unterschiedlicher Größe zu sein, nicht weil sie es wirklich sind, sondern weil sie nicht alle gleich weit von uns entfernt sind. [Anmerkung 1] Diejenigen, die am nächsten sind, werden sich in Glanz und Größe auszeichnen, je weiter entfernt Sterne wird ein schwächeres Licht geben und für das Auge kleiner erscheinen. Daraus ergibt sich die Verteilung von Sterne, entsprechend ihrer Ordnung und Würde, in Klassen die erste Klasse, die diejenigen enthält, die uns am nächsten sind, heißt Sterne der ersten Magnitude diejenigen, die neben ihnen sind, sind Sterne der zweiten Größenordnung. und so weiter, bis wir zum kommen Sterne der sechsten Größe, die die kleinste umfassen Sterne die man mit bloßem Auge erkennen kann. Für alle anderen Sterne, die nur mit Hilfe eines Teleskops gesehen werden und die Teleskop genannt werden, werden nicht zu diesen sechs Ordnungen gerechnet. Altho' die Unterscheidung von Sterne in sechs Größengrade wird üblicherweise von Astronomen doch dürfen wir nicht beurteilen, dass jedes einzelne Star ist genau nach einer bestimmten Größe einzuordnen, die einer der Sechs ist, aber in Wirklichkeit gibt es fast genauso viele Ordnungen von Sterne, wie es gibt Sterne, einige von ihnen sind genau von der gleichen Größe und dem gleichen Glanz. Und sogar unter denen Sterne die zur hellsten Klasse gerechnet werden, gibt es eine Vielzahl von Größen für Sirius oder Arkturus sind alle heller als Aldebaran oder der Bulls Auge, oder sogar als die Star im Spica und doch all dies Sterne zählen zu den Sterne erster Ordnung: Und es gibt welche Sterne eines solchen intermediären Ordens, dass die Astronomen haben sich in der Klassifizierung von ihnen unterschieden, einige setzen die gleichen Sterne in einer Klasse, andere in einer anderen. Zum Beispiel: Der Kleine Hund war von Tycho platziert unter den Sterne der zweiten Größe, die Ptolemäus gerechnet zu den Sterne erster Klasse: Und deshalb ist es nicht wirklich entweder erster oder zweiter Ordnung, sondern sollte zwischen beiden eingeordnet werden. [2]

Beachten Sie, dass je heller der Stern ist, desto kleiner ist die Helligkeit: Helle Sterne "erster Größe" sind Sterne der "1. Klasse", während Sterne, die mit bloßem Auge kaum sichtbar sind, "sechste Größe" oder "6. Klasse" sind. Das System war eine einfache Abgrenzung der stellaren Helligkeit in sechs verschiedene Gruppen, berücksichtigte jedoch nicht die Helligkeitsschwankungen innerhalb einer Gruppe.

Es gibt keine andere Regel für die Klassifizierung der Sterne als die Einschätzung des Beobachters, und daher ist es so, dass einige Astronomen die Sterne der ersten Größe rechnen, die andere für die zweite halten. [6]

Mitte des 19. Jahrhunderts hatten Astronomen jedoch die Entfernungen zu Sternen über die stellare Parallaxe gemessen und verstanden, dass Sterne so weit entfernt sind, dass sie im Wesentlichen als punktförmige Lichtquellen erscheinen. Nach den Fortschritten beim Verständnis der Lichtbeugung und des astronomischen Sehens verstanden Astronomen vollständig, dass sowohl die scheinbare Größe von Sternen falsch war als auch, wie diese Größen von der Lichtintensität eines Sterns abhingen (dies ist die scheinbare Helligkeit des Sterns, die gemessen werden kann). in Einheiten wie Watt/cm 2 ), so dass hellere Sterne größer erschienen.

Moderne Definition Bearbeiten

Frühe photometrische Messungen (zum Beispiel durch Verwendung eines Lichts, um einen künstlichen „Stern“ in das Sichtfeld eines Teleskops zu projizieren und ihn an die Helligkeit echter Sterne anzupassen) zeigten, dass Sterne erster Größe etwa 100-mal heller sind als Sterne sechster Größe .

So schlug 1856 Norman Pogson aus Oxford vor, eine logarithmische Skala von 5 100 ≈ 2,512 zwischen den Helligkeiten zu verwenden, so dass fünf Helligkeitsstufen genau einem Faktor von 100 in der Helligkeit entsprachen. [7] [8] Jedes Intervall einer Größenordnung entspricht einer Helligkeitsänderung von 5 √ 100 oder etwa 2,512 mal. Folglich ist ein Stern der Größe 1 etwa 2,5 Mal heller als ein Stern der Größe 2, 2,5 2 heller als ein Stern der Größe 3, 2,5 3 heller als ein Stern der Größe 4 und so weiter.

Dies ist das moderne Größensystem, das die Helligkeit, nicht die scheinbare Größe von Sternen misst. Mit dieser logarithmischen Skala ist es möglich, dass ein Stern heller als „erster Klasse“ ist, also haben Arcturus oder Vega die Größe 0 und Sirius die Größe −1,46. [ Zitat benötigt ]

Wie oben erwähnt, scheint die Skala „umgekehrt“ zu arbeiten, wobei Objekte mit negativer Helligkeit heller sind als solche mit positiver Helligkeit. Je negativer der Wert, desto heller das Objekt.

Objekte, die auf dieser Linie weiter links erscheinen, sind heller, während Objekte, die weiter rechts erscheinen, dunkler sind. Somit erscheint die Null in der Mitte, mit den hellsten Objekten ganz links und den dunkelsten Objekten ganz rechts.

Zwei der Haupttypen von Größen, die von Astronomen unterschieden werden, sind:

  • Scheinbare Helligkeit, die Helligkeit eines Objekts, wie es am Nachthimmel erscheint.
  • Absolute Helligkeit, die die Leuchtkraft eines Objekts (oder reflektiertes Licht für nicht leuchtende Objekte wie Asteroiden) misst. Es ist die scheinbare Helligkeit des Objekts aus einer bestimmten Entfernung, herkömmlicherweise 10 Parsec (32,6 Lichtjahre).

Der Unterschied zwischen diesen Konzepten kann durch den Vergleich zweier Sterne gesehen werden. Beteigeuze (scheinbare Helligkeit 0,5, absolute Helligkeit -5,8) erscheint am Himmel etwas dunkler als Alpha Centauri (scheinbare Helligkeit 0,0, absolute Helligkeit 4,4), obwohl sie tausendmal mehr Licht aussendet, weil Beteigeuze viel weiter entfernt ist.

Scheinbare Helligkeit Bearbeiten

Unter der modernen logarithmischen Magnitudenskala zwei Objekte, von denen eines als Referenz oder Basislinie verwendet wird, deren Intensitäten (Helligkeiten) von der Erde in Einheiten der Leistung pro Flächeneinheit (wie Watt pro Quadratmeter, W m −2 ) gemessen werden ich1 und ichref , wird Größenordnungen haben ich1 und ichref verwandt durch

Mit dieser Formel kann die Helligkeitsskala über den alten Bereich der Helligkeit 1 bis 6 hinaus erweitert werden und wird zu einem präzisen Maß für die Helligkeit und nicht nur zu einem Klassifizierungssystem. Astronomen messen jetzt Unterschiede von nur einer Hundertstel-Größenordnung. Sterne mit Größen zwischen 1,5 und 2,5 werden als zweite Größe bezeichnet. Es gibt etwa 20 Sterne, die heller als 1,5 sind, die Sterne erster Größe sind (siehe Liste der hellsten Sterne). Sirius hat zum Beispiel eine Magnitude von −1,46, Arcturus ist −0,04, Aldebaran ist 0,85, Spica ist 1,04 und Procyon ist 0,34. Nach dem alten Größensystem könnten alle diese Sterne als "Sterne erster Größe" klassifiziert worden sein.

Helligkeiten können auch für Objekte berechnet werden, die viel heller sind als Sterne (wie Sonne und Mond) und für Objekte, die für das menschliche Auge zu schwach sind (wie Pluto).

Absolute Größe Bearbeiten

Oft wird nur die scheinbare Helligkeit erwähnt, da sie direkt gemessen werden kann. Die absolute Helligkeit kann aus der scheinbaren Helligkeit und der Entfernung berechnet werden aus:

Dies ist als Distanzmodul bekannt, wobei d die in Parsec gemessene Entfernung zum Stern, m die scheinbare Helligkeit und M die absolute Helligkeit ist.

Wenn die Sichtlinie zwischen Objekt und Beobachter durch die Absorption von Licht durch interstellare Staubpartikel durch Extinktion beeinträchtigt wird, wird die scheinbare Helligkeit des Objekts entsprechend schwächer. Für A-Extinktionsgrößen wird die Beziehung zwischen scheinbarer und absoluter Helligkeit zu

Absolute Helligkeiten von Sternen werden normalerweise mit einem großen M mit einem tiefgestellten Index bezeichnet, um den Durchlassbereich anzuzeigen. Zum Beispiel MV ist die Größe bei 10 Parsec im V-Passband. Eine bolometrische Größe (Mbol) ist eine absolute Helligkeit, die angepasst wird, um Strahlung über alle Wellenlängen zu berücksichtigen. Sie ist typischerweise kleiner (d. h. heller) als eine absolute Helligkeit in einem bestimmten Durchlassbereich, insbesondere bei sehr heißen oder sehr kühlen Objekten. Bolometrische Größen werden formal auf der Grundlage der stellaren Leuchtkraft in Watt definiert und auf ungefähr M . normiertV für gelbe Sterne.

Absolute Magnituden für Sonnensystemobjekte werden häufig basierend auf einer Entfernung von 1 AE angegeben. Diese werden mit einem großen H-Symbol bezeichnet. Da diese Objekte hauptsächlich durch reflektiertes Licht der Sonne beleuchtet werden, ist eine H-Magnitude als die scheinbare Helligkeit des Objekts bei 1 AE von der Sonne und 1 AE vom Beobachter definiert. [9]

Beispiele Bearbeiten

Die folgende Tabelle zeigt scheinbare Helligkeiten für Himmelsobjekte und künstliche Satelliten von der Sonne bis zum schwächsten Objekt, das mit dem Hubble-Weltraumteleskop (HST) sichtbar ist:

Ersichtlich
Größe
Helligkeit
relativ zu
Größe 0
Beispiel Ersichtlich
Größe
Helligkeit
relativ zu
Größe 0
Beispiel Ersichtlich
Größe
Helligkeit
relativ zu
Größe 0
Beispiel
−27 6.31 × 10 10 Sonne −7 631 SN 1006 Supernova 13 6.31 × 10 −6 3C 273 Quasare
Limit von 4,5–6 Zoll (11–15 cm) Teleskopen
−26 2.51 × 10 10 −6 251 ISS (max.) 14 2.51 × 10 −6 Pluto (max.)
Limit von 8–10 Zoll (20–25 cm) Teleskopen
−25 10 10 −5 100 Venus (max.) 15 10 −6
−24 3.98 × 10 9 −4 39.8 Schwachste Objekte, die tagsüber mit bloßem Auge bei hohem Sonnenstand sichtbar sind [10] 16 3.98 × 10 −7 Charon (max.)
−23 1.58 × 10 9 −3 15.8 Jupiter (max.) , Mars (max.) 17 1.58 × 10 −7
−22 6.31 × 10 8 −2 6.31 Quecksilber (max.) 18 6.31 × 10 −8
−21 2.51 × 10 8 −1 2.51 Sirius 19 2.51 × 10 −8
−20 10 8 0 1 Vega, Saturn (max.) 20 10 −8
−19 3.98 × 10 7 1 0.398 Antares 21 3.98 × 10 −9 Callirrhoe (Satellit des Jupiter)
−18 1.58 × 10 7 2 0.158 Polaris 22 1.58 × 10 −9
−17 6.31 × 10 6 3 0.0631 Cor Caroli 23 6.31 × 10 −10
−16 2.51 × 10 6 4 0.0251 Acubens 24 2.51 × 10 −10
−15 10 6 5 0.01 Vesta (max.) , Uranus (max.) 25 10 −10 Fenrir (Satellit des Saturn)
−14 3.98 × 10 5 6 3.98 × 10 −3 typische Grenze des bloßen Auges [Anmerkung 2] 26 3.98 × 10 −11
−13 1.58 × 10 5 Vollmond 7 1.58 × 10 −3 Ceres (max.) schwächste Sterne mit bloßem Auge sichtbar aus "dunklen" ländlichen Gebieten [11] 27 1.58 × 10 −11 sichtbares Lichtlimit von 8m Teleskopen
−12 6.31 × 10 4 8 6.31 × 10 −4 Neptun (max.) 28 6.31 × 10 −12
−11 2.51 × 10 4 9 2.51 × 10 −4 29 2.51 × 10 −12
−10 10 4 10 10 −4 typische Grenze von 7×50 Ferngläsern 30 10 −12
−9 3.98 × 10 3 Iridiumfackel (max.) 11 3.98 × 10 −5 Proxima Centauri 31 3.98 × 10 −13
−8 1.58 × 10 3 12 1.58 × 10 −5 32 1.58 × 10 −13 sichtbare Lichtgrenze von HST

Andere Skalen Bearbeiten

Unter Pogsons System wurde der Stern Vega als fundamentaler Referenzstern mit einer scheinbaren Helligkeit von Null verwendet, unabhängig von Messtechnik oder Wellenlängenfilter. Aus diesem Grund haben Objekte, die heller als Vega sind, wie Sirius (Vega-Magnitude von −1,46. oder −1,5), negative Helligkeiten. Im späten 20. Jahrhundert wurde jedoch festgestellt, dass Vega in der Helligkeit variierte, was es für eine absolute Referenz ungeeignet machte. Daher wurde das Referenzsystem modernisiert, um nicht von der Stabilität eines bestimmten Sterns abhängig zu sein. Aus diesem Grund liegt der moderne Wert für die Größe von Vega nahe bei, aber nicht mehr genau bei Null, sondern bei 0,03 im V (visuellen) Band. [12] Aktuelle absolute Referenzsysteme umfassen das AB-Magnitudensystem, bei dem die Referenz eine Quelle mit einer konstanten Flussdichte pro Einheitsfrequenz ist, und das STMAG-System, bei dem die Referenzquelle stattdessen so definiert ist, dass sie eine konstante Flussdichte pro Einheitswellenlänge hat . [ Zitat benötigt ]