Astronomie II (online-kurs)

KAPITEL 1. ZUSTANDSGRÖSSEN DER STERNE 7
Dementsprechend ist also die scheinbare Helligkeit um so größer, je kleiner die empfangene Strahlungsleistung
ist.
Um nun nicht nur Differenzen zwischen scheinbaren Sternhelligkeiten angeben zu können, sondern
auch jedem Stern seine spezifische Größenklasse zuzuordnen, ist es notwendig, den Nullpunkt der
Skala festzulegen. Man behalf sich damals, indem man mit dem Polarstern die scheinbare Helligkeit
m = +2.12 m verband. Im Laufe der Zeit stellte sich bei genaueren Messungen jedoch heraus, dass der
Polarstern schwach veränderlich ist. Aus diesem Grund ist man dazu übergegangen, eine Gruppe von
Sternen zur Festlegung des Nullpunkts zu nutzen.
Als notwendig gilt auch die Angabe des Spektralbereichs, aus dem der vom Empfänger registrierte
Lichtstrom stammt. So gibt es z.B. die so genannte visuelle scheinbare Helligkeit m v und einige andere
mehr.
1.2.3 Absolute Helligkeit
Allerdings gibt es ein großes Manko, denn die scheinbare Helligkeit ist keine Zustandsgröße, da sie
nicht nur von der Leuchtkraft des Sterns, sondern wesentlich auch von dessen Entfernung und anderen
interstellaren Einflüssen abhängt.
Will man also die Leuchtkräfte von Sternen miteinander vergleichen, dann muss man versuchen, den
Einfluss der Entfernung aus den Gleichungen zu eliminieren. Dies gelingt, wenn man in Gedanken alle
Sterne in die gleiche Entfernung - man hat hier als Standard 10 pc gewählt - versetzt. Berücksichtigt
man noch die Tatsache, dass sich die Intensität mit dem Abstandsquadrat 1/r 2 ändert und läßt
vorerst die interstellaren Einflüsse außen vor, kann man den Lichtstrom eines Sterns in r pc mit dem
Lichtstrom vergleichen, der den Empänger träfe, wenn sich der Stern in 10 pc befinden würde.
Φ r
Φ 10
= 102
r 2 . (1.17)
Die Helligkeit eines Sterns in der Entfernung von 10 pc wird mit M bezeichnet und absolute Helligkeit
genannt. Es gilt dann
m − M = −2.5lg Φ r
= −2.5lg 102 = 5lg r − 5 . (1.18)
Φ 10 r2 Den Ausdruck m − M bezeichnet man als Entfernungsmodul.
Es ist uns nun möglich, Leuchtkräfte von Sternen unmittelbar zu vergleichen. Denn es gilt
M 2 − M 1 = −2.5lg Φ 2
Φ 1
= −2.5lg L 2
L 1
(1.19)
Als Aufgabe vergleiche man die Leuchtkräfte am Beispiel der Sonne und des Sirius.
1.2.4 Farbindizes
Der Farbindex ist wie folgt definiert: F I = m kurzwellig − m langwellig .
Man spricht hier vom so genannten UBV-System (Ultraviolet, Blue, Visible) mit den folgenden
Werten für die entsprechenden Wellenlängen:
λ U
λ B
λ V
= 365 nm
= 440 nm
= 548 nm