Einfžhrung i n die Astrophysik Teil 1

34 KAPITEL 1. GEOMETRIE
Die Einteilung der Sternhelligkeiten in ’Größen’ geht auf Hipparch zurück, der die
Sterne in 6 Klassen einteilte: die hellsten Sterne als 1. Größe und die schwächsten als
6. Größe.
Dieses System wurde auch nach Erfindung des Fernrohrs i.w. beibehalten, um den
Anschluß an historische Beobachtungen nicht zu verlieren, es wurde nach der Aufdeckung
der Zusammenhänge beim physiologischen Sehen im Weber-Fechnerschen
Gesetz (1834) auf Vorschlag von Pogson (1854) so geeicht, daß einem Unterschied
von 1 Größenklasse (Magnitude) das Intensitätsverhältnis 1:2.512 mit dem Logarithmus
0.4 entspricht:
1 m = 10 −0.4 = 1 : 2.512 Magnitude
Zur Fixierung des Nullpunkts der Größenskala wurde ursprünglich der Polarstern
gewählt, bis man entdeckte, daß dieser veränderlich ist, dann die Polsequenz ausgewählter
polnaher Sterne und heute besondere Eichsterne (z. B. Wega, s. u.). Der
Polarstern hat nach dieser Eichung eine visuelle scheinbare Helligkeit von m = 2.12.
Der grosse Vorteil dieser Methode, Sterne zu klassifizieren ist der, daß man nur noch
Relativmessungen durchzuführen hat, der grosse Nachteil, daß man die Entfernung
nicht kennt und damit nichts über die primäre Größe, die Leuchtkraft, aussagen kann.
Deshalb ist man bemüht, eine Methode zu finden, die es gestattet, unabhängig von der
Kenntnis der Entfernung die Leuchtkraft zu bestimmen. Eine solche Klassifikation der
Sterne liefert die Harvard Spektral - Klassifikation.
Moderne Teleskope erreichen mvis = 20 als visuellen Grenzwert (Beobachtung mit
dem Auge), mph = 24 (mit der Photoplatte nach langer Belichtung) und mph = 27
(mit CCD) und mR = 29 (mit HST nach 10 Tagen Belichtung).
Tab. 1.10: Klassifikation der Sternhelligkeiten
-25
-20
-15
-10
-5
0
5
10
15
20
25
Sonne
Vollmond
Venus
Sirius
✛
Polarstern
Auge
Fernglas
Pluto
Teleskop vis
Teleskop ph
Galilei war der erste, der ein (selbst gebautes) Teleskop an den Himmel richtete und damit die Vorstellungen
über die Objekte des Kosmos revolutionierte. Newton, Huygens, Fraunhofer und Herschel
haben alle ihre Teleskope selbst gebaut. Mit dem Aufkommen neuer Techniken und dem Bau immer
leistungsfähigerer (und teurerer) Teleskope wurde der Schwerpunkt astronomischer Beobachtung (und
als Folge astrophysikalischer Forschung) immer stärker in die USA verlagert. Pickering (ab 1880) stellte
die Photometrie auf eine exakte Grundlage und vermisst dazu mit dem Meridianphotometer 80 000
Sterne. Unter seiner Leitung wurde der ’Henry Draper Catalogue’ (HD) geschaffen, der auf einer halben
Million Platten die Grundlage einer Klassifikation der Sterne (Harvard Klassifikation) lieferte.
Solche Sternkataloge gibt es mittlerweile in digitalisierter Form (für ROSAT und HST). Sie benötigen
etwa 600 Giga Byte Speicher.
Die Einordnung der Sternspektren wurde, basierend auf Secchis Arbeiten, zunächst von Miss A. Maury
übernommen, dann von Miss Annie Cannon weitergeführt und revidiert. Die Klassifizierung wurde versucht
zu einer Zeit, wo die Physik der Sterne nicht existent war, musste also nach rein phänomenologischen
Gesichtspunkten geschehen. Die Klassifikation wurde dabei so vorgenommen, daß man die Spektren
in einer linearen Sequenz so anordnete, daß von einem zum nächsten Spektrum möglichst wenig
Änderungen auftraten. Da die Beschreibung der einzelnen Klassen von Miss Mauri bereits festlag (im
wesentlichen nach abnehmender Temperatur geordnet) geriet bei der endgültigen Sequenz das Alfabet
etwas durcheinander:
O B A F G K M R N S
Ein zweites Hindernis (neben der fehlenden Physik) war, daß auch die Entfernungen der Sterne unbekannt
waren. Der entscheidende Durchbruch, Sterne zu eichen, wurde erst möglich, als genügend
Sterne einheitlicher Entfernung (bzw. genau vermessener Parallaxe) gefunden werden konnten. Hertzsprung
(1905 –an Riesen- und Zwergsternen) und Russel (1913 –an von ihm selbst besonders genau