Wie misst man die Helligkeit in der Astronomie?
Wenn man die Helligkeit eines Himmelsobjekts kennt, kann man feststellen, ob es sichtbar ist oder nicht. Aber wie misst man diese Helligkeit? Welche Messung wird wann verwendet? Klären wir das, damit Sie den Nachthimmel wie ein Profi beobachten können! P.S. Um schnell die Helligkeit eines beliebigen Objekts am Himmel zu bestimmen, können Sie die Sky Tonight App herunterladen.
Inhalt
- Was bedeutet Helligkeit in der Astronomie?
- Wie wird die Helligkeit gemessen?
- Flächenhelligkeit
- Scheinbare Grenzhelligkeiten: Leitfaden für Beobachter
- Helligkeit in der Astronomie: Fazit
Was bedeutet Helligkeit in der Astronomie?
In der Astronomie ist die Helligkeit ein Maß dafür, wie hell oder dunkel ein Objekt am Himmel erscheint.
Beachten Sie, dass wir in der Definition den Begriff „erscheint“ verwendet haben. Der Grund dafür ist, dass die Helligkeit, wie wir sie normalerweise verstehen, nicht angibt, wie hell das Objekt tatsächlich ist. Sie gibt an, wie hell es erscheint.
Die Helligkeit darf nicht mit der Leuchtkraft (L) verwechselt werden, die die abgestrahlte Leistung (Energie pro Zeit) eines Objekts im Raum bezeichnet.
Absolute vs. scheinbare Helligkeit
Astronomen unterteilen die Helligkeit in zwei allgemeine Arten: scheinbare und absolute Helligkeit.
- Die scheinbare Helligkeit (m, oft einfach „Magnitude“ oder mag) ist die Helligkeit eines Himmelsobjekts, wie es von der Erde aus gesehen wird.
- Die absolute Helligkeit (M) ist die Helligkeit, die ein Objekt hätte, wenn es sich in einer bestimmten Entfernung von 10 Parsec¹ von der Erde befände. Die Astronomen wählten 10 Parsec, weil dies nahe an der durchschnittlichen Entfernung der Sterne lag, deren Entfernungen 1902 bekannt waren. Die absolute Helligkeit für Planeten und kleine Körper des Sonnensystems (H) wird häufig für eine Entfernung von 1 Astronomischen Einheit vom Beobachter angegeben.
¹Eine Entfernungseinheit in der Astronomie, 1 Parsec entspricht 3,26 Lichtjahren oder 3,09 × 10¹³ km.
Es ist wichtig zu beachten, dass die absolute Helligkeit eines Objekts gemessen wird, ohne die Auslöschung (oder Abschwächung) seines Lichts durch Absorption von interstellarer Materie und kosmischem Staub zu berücksichtigen.
Die scheinbare Helligkeit hängt also von der intrinsischen Helligkeit eines Objekts, seiner Entfernung und der Extinktion ab, die seine Helligkeit verringert. Die absolute Helligkeit ermöglicht es uns, die intrinsische Helligkeit von Objekten (in einem bestimmten Bereich des Spektrums) zu vergleichen, indem wir alle Objekte hypothetisch in eine Standard-Referenzdistanz vom Beobachter bringen.
Nehmen wir unsere Sonne und Rigel. Die Sonne erscheint an unserem Himmel viel heller als Rigel, daher ist ihre scheinbare Helligkeit größer (Helligkeit -26,8 bzw. 0,18). Würde man jedoch sowohl die Sonne als auch Rigel 10 Parsec von der Erde entfernt platzieren, würde Rigel die Sonne deutlich überstrahlen. Das liegt daran, dass der entfernte Stern eine höhere absolute Helligkeit hat: -6,69 gegenüber 4,83 für die Sonne.
Hier einige weitere Beispiele:
- Alpha Centauri: m = −0,3 verglichen M = 4,1
- Canopus: m = −0,7 verglichen M = −3,1
- Deneb: m = 1,26 verglichen M = −7,1
- Neptun: m = 7,8 (gemittelt) verglichen mit H = -6,9
Scheinbare Helligkeiten werden als Zahl ohne Einheit ausgedrückt; wenn Sie etwas wie „Antares hat eine Helligkeit von 1,09“ sehen, bedeutet dies, dass die scheinbare Helligkeit gemeint ist. Man kann dies auch prägnanter schreiben: „Antares (1,09 mag)“, „Antares (1,09 m)“ oder „Antares (m = 1,09)“. Wenn sich Astronomen auf andere Helligkeitsarten als die scheinbare beziehen, geben sie die Art an, indem sie die Helligkeitsart mit einem Satz oder einem Abkürzungsbuchstaben schreiben: „Antares hat eine absolute Helligkeit von -5,28“ oder „Antares (M = -5,28)“. Die Buchstaben werden auch in Formeln verwendet.
Übrigens kann die scheinbare Helligkeit sowohl mit dem bloßen Auge als auch mit einem Teleskop gemessen werden; sowohl im visuellen Bereich des Spektrums als auch in anderen Bereichen (fotografisch, UV, IR). In diesem Fall bedeutet „scheinbar“ „beobachtbar“ und bezieht sich nicht speziell auf das menschliche Auge. Wenn wir nur das betrachten, was das menschliche Auge sehen kann, dann messen wir die visuelle Helligkeit. In vielen populärwissenschaftlichen Quellen werden diese Begriffe jedoch synonym verwendet.
Wie wird die Helligkeit gemessen?
Magnitudenskala
Der antike Astronom Ptolemäus klassifizierte 137 n. Chr. die Sterne auf einer sechsstufigen Skala von eins (am hellsten) bis sechs (am schwächsten, mit bloßem Auge kaum sichtbar) und prägte den Begriff Magnitude (Helligkeit/Größe). Ursprünglich teilte dieses System die Sterne in sechs verschiedene Größenklassen ein, ohne die Helligkeit innerhalb einer Gruppe zu unterscheiden. Heute verwenden wir eine verfeinerte Version dieser Magnitudenskala.
Die Ptolemäische Skala ist ein System, das angibt, wie hell Himmelsobjekte relativ erscheinen. Ein solches System benötigt einen Nullpunkt oder Referenzstern. Traditionell wurde Wega mit einer scheinbaren Helligkeit von 0,0 als Referenzstern verwendet.
Mit der Entwicklung der Teleskope haben wir diese Skala natürlich erweitert, um viel dunklere Himmelskörper wie schwache Nebel und ferne Galaxien einzubeziehen.
Auch hellere Himmelskörper wie die Sonne, der Mond und einige Planeten wurden in die Skala aufgenommen. Da Wega als Stern mit der Helligkeit Null betrachtet wurde, ordneten die Astronomen Objekten, die heller als Wega waren, negative Werte zu. Hier einige Beispiele für scheinbare Helligkeiten heller Objekte:
- Sonne: -26,5
- Vollmond: -12,5 (Durchschnitt)
- Venus: -4,3 (Durchschnitt)
- Jupiter: -2,7 (Durchschnitt)
- Sirius: -1,44
- Wega: 0,0
- Deneb: 1,25
Diese Helligkeitsskala kann verwirrend sein. Denken Sie daran, dass je höher die Zahl, desto dunkler das Objekt ist. Die hellsten Objekte haben negative Größenklassen.
Verteilung der Sterne nach Größenklassen
Vielleicht ist Ihnen schon aufgefallen, dass es am Nachthimmel viel mehr dunkle als helle Sterne gibt. Hier eine vereinfachte Einteilung der Sterne nach ihrer Helligkeit:
- Von 1,5 bis -0,5 Größenklasse: 2 Sterne
- Von -0,5 bis 0,5 Größenklasse: 6 Sterne
- Von 0,5 bis 1,5 Größenklasse: 14 Sterne
- Von 1,5 bis 2,5 Größenklasse: 71 Sterne
- Von 2,5 bis 3,5 Größenklasse: 190 Sterne
- Von 3,5 bis 4,5 Größenklasse: 610 Sterne
- Von 4,5 bis 5,5 Größenklasse: 1.929 Sterne
- Von 5,5 bis 6,5 Größenklasse: 5.946 Sterne
Diese Zahlen beziehen sich auf alle Sterne, die mit bloßem Auge am gesamten Himmel sichtbar sind. Da wir immer nur die Hälfte des Himmels sehen können, ist die tatsächliche Anzahl der Sterne, die wir gleichzeitig sehen können, unterschiedlich.
So wird die Skala der scheinbaren Helligkeit berechnet
Wir wissen, dass ein Stern der 1. Größenklasse heller ist als ein Stern der 2. Größenklasse, aber um wie viel heller?
Die Magnitudenskala ist logarithmisch, und ein Unterschied von 5 Magnituden entspricht immer einer Helligkeitsänderung um den Faktor 100. Das heißt, ein Stern der 1. Größenklasse ist 100-mal heller als ein Stern der 6. Größenklasse, und ein Stern der 2. Größenklasse ist 100-mal heller als ein Stern der 7. Größenklasse.
So funktioniert die Magnitudenskala:
- Ein Helligkeitsunterschied von einer Größenklasse (z.B. von 1 auf 2) ändert die Helligkeit um den Faktor 2,5.
- Dieser Faktor wird mit jedem Schritt größer, d.h. ein Stern der 3. Größenklasse ist 6,25-mal schwächer als ein Stern der 1. Größenklasse (2,5 x 2,5 = 6,25).
Aber wenn Sie einen Taschenrechner benutzen, werden Sie sehen, dass die Zahlen nicht ganz stimmen. Das liegt daran, dass 2,5 eine Vereinfachung ist; die genaue Zahl ist 100^(1/5) ≈ 2,51188643150958. In den meisten Quellen wird diese Zahl auf 2,5 oder 2,512 verkürzt. Hier ist die Helligkeitsänderung zwischen Sternen mit Unterschieden von 1, 2, 3, 4 und 5 Größenklassen:
- Helligkeitszunahme um 1 Größenklasse: 2,512 ≈ 2,5
- Helligkeitszunahme um 2 Größenklassen: 2,512 x 2,512 ≈ 6,3
- Helligkeitszunahme um 3 Größenklassen: 2,512 x 2,512 x 2,512 ≈ 15,8
- Helligkeitszunahme um 4 Größenklassen: 2,512 x 2,512 x 2,512 x 2,512 ≈ 39,8
- Helligkeitszunahme um 5 Größenklassen: 2,512 x 2,512 x 2,512 x 2,512 x 2,512 ≈ 100
Nun können wir berechnen, wie hell der Vollmond im Vergleich zur Venus, dem nächsthelleren Objekt am Nachthimmel, ist. Ihre Helligkeiten unterscheiden sich geringfügig, also nehmen wir die Helligkeit von -12,7 für den Vollmond und -4,6 für die Venus.
Der Helligkeitsunterschied zwischen Vollmond und Venus beträgt -4,6 - (-12,7) = 8,1 Einheiten.
Ein Helligkeitsunterschied von 1 erhöht die Helligkeit um etwa das 2,512-fache, eine Helligkeitszunahme um das 8,1-fache erhöht die Helligkeit um das (2,512)^8,1-fache, also um ≈1.700.
Der Vollmond ist also etwa 1.700-mal heller als die Venus! Wenn wir die allgemeine Gleichung für den Helligkeitsvergleich mithilfe von Größen verwenden, können wir sie wie folgt ausdrücken:
Iᴬ / Iᴮ ≈ 2,512^(mᴮ - mᴬ).
wobei Iᴬ und Iᴮ die Intensitäten (oder Helligkeiten) der Objekte A und B darstellen und mᴮ, mᴬ ihre Größen sind.
So finden Sie die scheinbare Helligkeit
Um die genaue scheinbare Helligkeit eines Objekts zu bestimmen, messen Astronomen seinen Fluss oder seine Intensität (die Gesamtmenge an Energie pro Flächeneinheit, die pro Sekunde am Detektor des Teleskops ankommt). Dann vergleichen sie die relative Helligkeit der Quelle mit der eines Referenzsterns. Dazu verwenden sie folgende Formel:
m₁ - m₀ = -2,5 × log₁₀ (F₁ / F₀).
wobei m die Helligkeit ist (wie wir bereits wissen) und F der Fluss. In vielen Quellen wird I anstelle von F verwendet, da Astronomen den Begriff „Fluss“ für das verwenden, was in der Physik oft als „Intensität“ bezeichnet wird.
Wie bereits erwähnt, wurde als Referenzstern (Nullpunkt) der Stern Wega gewählt (d.h. F₀ ist der Fluss von Wega und m₀ ist die Helligkeit von Wega).
Mit dem Aufkommen präziser Photometer und Kameras erkannten die Astronomen, dass auch Wega kein perfekter Referenzstern war. Ihre Helligkeit schwankte im Laufe der Zeit um etwa 0,03 Größenordnungen. Aus Gründen der Genauigkeit bestimmten die Astronomen den Nullpunkt auf der Grundlage einer theoretischen Quelle mit konstantem Fluss. **Für visuelle Beobachtungen kann Wega aber immer noch als Standard für die Nullgröße dienen.
Ein ganzer Wissenschaftszweig beschäftigt sich mit der Messung der Helligkeit von Sternen und anderen Himmelskörpern: die Photometrie.
Verschiedene Magnitudensysteme: Spektralbereiche
Die Helligkeit hängt von der spektralen Empfindlichkeit des Empfängers (Auge, fotoelektrischer Detektor, fotografische Platte usw.) ab.
Es gibt zahlreiche spektrale Helligkeitssysteme, die sich jeweils durch die Wahl eines bestimmten Messbereichs unterscheiden.
Die visuelle Helligkeit (mᵥ) beschreibt, wie ein Stern dem Auge erscheint.
Die fotografische Helligkeit (mₚ) wird anhand eines Bildes eines Sterns auf einer fotografischen Platte gemessen, das ohne zusätzliche Lichtfilter aufgenommen wurde. Da die Fotoemulsion für blaues Licht empfindlich und für rotes Licht unempfindlich ist, erscheinen blaue Sterne auf der fotografischen Platte heller (als sie dem Auge erscheinen).
Durch den Vergleich der Helligkeiten, die in verschiedenen Spektralbereichen gemessen werden, können Astronomen die Farbe einer Quelle bestimmen, ihre Oberflächentemperatur (bei einem Stern) oder Albedo (bei einem Planeten) abschätzen, den Grad der Absorption des interstellaren Lichts bestimmen und andere wichtige Eigenschaften bestimmen.
Zu diesem Zweck wurden standardisierte photometrische Entfernungsmesssysteme entwickelt, die hauptsächlich durch die Wahl der Lichtfilter bestimmt werden. Am weitesten verbreitet ist das Dreifarben-UBV-System: Ultraviolett (U), Blau (B) und Sichtbar (V). Der sichtbare Bereich liegt sehr nahe am fotovisuellen Bereich und der blaue Bereich nahe am fotografischen Bereich.
Neben spektralempfindlichen Empfängern gibt es auch Bolometer, die die bolometrische Bestrahlungsstärke messen, d.h. den über alle Bereiche des Spektrums aufsummierten Strahlungsfluss. Aus der bolometrischen Magnitude lässt sich die Leuchtkraft eines Objekts berechnen, wenn die Entfernung zur Quelle und der Grad der interstellaren Absorption bekannt sind.
Flächenhelligkeit
Bisher haben wir hauptsächlich über punktförmige Lichtquellen wie Sterne und Planeten gesprochen. Aber nicht alle Objekte am Nachthimmel sind so kompakt wie Sterne.
Einige Himmelsobjekte wie Galaxien und Nebel erstrecken sich über eine große Fläche. Den gesamten Lichtstrom eines Objekts zu nehmen und daraus eine Helligkeit zu bestimmen, kann irreführend sein.
Daher hilft die scheinbare Helligkeit in diesem Fall nicht wirklich bei der Beantwortung der Hauptfrage: Wie hell ist dieses Objekt für einen Beobachter auf der Erde?
Zum Beispiel hat die Andromeda-Galaxie eine scheinbare Helligkeit von 3,4, die selbst in einem lichtverschmutzten Gebiet mit bloßem Auge sichtbar sein sollte! Dies entspricht jedoch nicht dem, was wir am Nachthimmel sehen.
Astronomen lösen dieses Problem mithilfe der Flächenhelligkeit, einem Maß für die Helligkeit pro Flächeneinheit. Sie gibt an, wie hell ein Objekt über seine gesamte Fläche ist.
Die Flächenhelligkeit (SB) quantifiziert die scheinbare Helligkeit oder Flussdichte pro Winkeleinheit eines räumlich ausgedehnten Objekts wie einer Galaxie, eines Nebels oder des Nachthimmelhintergrunds.
Die Oberflächenhelligkeit eines Objekts wird häufig entweder in Magnituden pro Quadratbogensekunde (mag/arcsec²) oder in Magnituden pro Quadratbogenminute (mag/arcmin²) ausgedrückt. Hier einige Objekte mit der scheinbaren Helligkeit und der geringsten (hellsten) Flächenhelligkeit:
- Orionnebel: 4m vs. 17 mag/arcmin²
- Andromedagalaxie: 3,4m vs. 11 mag/arcmin²
- Dreiecksgalaxie: 5,7m vs. 14,2 mag/Bogen²
- Boden-Galaxie: 6,9 m vs. 25 mag/Bogen²
Die Flächenhelligkeit eines Objekts wird selten erwähnt, obwohl sie für visuelle Beobachtungen wichtig ist.
Interessante Tatsache: Das Auge kann das Licht einer diffusen oder weit verbreiteten Quelle (wie z.B. Galaxien) besser wahrnehmen als das Licht einer punktförmigen Quelle (wie z.B. eines Sterns).
Das bedeutet, dass es einfacher ist, Objekte mit diffuser Helligkeit zu sehen als Objekte mit einer Punktquelle. Der Kern der Andromedagalaxie hat eine Helligkeit von ~11 mag/Bogensekunde, ist aber für das Auge noch sichtbar. Der äußere Rand der Galaxie kann mit Teleskopen bei 22 mag/Bogensekunde gesehen werden, ein viel dunkleres Ziel!
Scheinbare Grenzhelligkeiten: Leitfaden für Beobachter
Die Grenzhelligkeit (oder Grenzgröße) ist die scheinbare Helligkeit des schwächsten am Himmel sichtbaren Objekts. Dies ist ein nützlicher Spickzettel für alle Amateurastronomen. Er wird Ihnen bei Ihren Beobachtungen helfen.
- Grenze für Kometen mit bloßem Auge: 4
- Grenze für Planeten und Sterne mit bloßem Auge: 6,5
- Grenze für Fernglas 7×50: 10
- Grenze für Teleskop mit 35 mm Öffnung: 11,3
- Grenze für Teleskop mit 60 mm Öffnung: 12,3
- Grenzwert für Teleskop mit 102 mm Öffnung: 13,3
Beachten Sie, dass Lichtverschmutzung einen enormen Einfluss auf den Bereich der sichtbaren Helligkeiten hat! Wir haben Zahlen für Beobachtungsbedingungen angegeben, die nahezu ideal sind, die aber an Ihrem Standort anders sein können. Erfahren Sie, wie Sie mit unserer praktischen Skala feststellen können, wie dunkel oder hell Ihr Himmel ist.
Um die Grenzhelligkeit Ihres Teleskops (die kleinste Helligkeit, die Sie damit unter perfekten Bedingungen sehen können) zu ermitteln, können Sie übrigens den Grenzhelligkeitsrechner für Teleskope verwenden.
Helligkeit in der Astronomie: Fazit
Die Helligkeit ist eines der wichtigsten Konzepte in der Beobachtungsastronomie, da sie eine der wichtigsten Fragen beantwortet: „Wie hell ist dieses Objekt?“. Um Objekte nach ihrer Helligkeit zu klassifizieren, verwenden Astronomen die logarithmische Magnitudenskala, in der die hellsten Objekte die kleinsten Größenklassen haben. Das Verständnis der Größenklassen hilft Amateurbeobachtern, die Helligkeit von Himmelsobjekten besser zu erkennen und zu vergleichen.
Um jetzt die schwächsten Objekte am Himmel zu sehen, laden Sie sich die kostenlose Anwendung Sky Tonight herunter – sie ermöglicht es Ihnen, die Grenzhelligkeiten dessen, was auf Ihrem Bildschirm angezeigt wird, mit einem Schieberegler am unteren Rand zu ändern. Der Schieberegler in der App hat Symbole (Auge, Fernglas, Teleskop), mit denen Sie Objekte nach ihrer Sichtbarkeit filtern können.
