Helligkeit

Helligkeit, Maß für die Strahlung eines Himmelskörpers.

Man unterscheidet zwischen scheinbarer und absoluter Helligkeit, wobei die scheinbare Helligkeit von der Distanz des betreffenden Sterns von der Erde und von der Absorption der Strahlung durch die interstellare Materie abhängt. Durch den Zusatz scheinbar wird die Stärke der auf der Erde ankommenden Sternstrahlung betont. So können z. B. zwei gleich leuchtstarke Sterne eine unterschiedliche Helligkeit besitzen, wenn diese unterschiedlich weit von der Erde entfernt sind. Daher kann die scheinbare Helligkeit auch keine Aussage über die Zustandsgröße eines Sterns machen.

Die Einteilung der scheinbaren Helligkeit in sechs Größenklassen geht ursprünglich auf Ptolemäus zurück. Die scheinbare Helligkeit wird in Größenklassen, mit einem m (lateinisch magnitudo: Größe) hinter der Zahl oder als hochgestelltes m, angegeben.

Der britische Astronom Norman R. Pogson führte 1854 eine Skala ein, auf der die scheinbare Helligkeit von Sternen sich um den Faktor von 2,512 unterscheiden. Mit Hilfe der Photometrie, der modernen Methode der Helligkeitsmessung, wurde die Skala für sehr helle Sterne nach unten hin erweitert.

Der für das menschliche Auge hellste Stern ist die Sonne. Ihre Größenklasse beträgt -26^m,86. Einer der hellsten Sterne, der Pistolenstern im Sternbild Schütze, besitzt eine scheinbare Helligkeit von -1^m,75. Die scheinbare Helligkeit ist umso größer, je kleiner ihr Wert ist.

Die absolute Helligkeit beschreibt den Zustand, den Durchmesser und die Temperatur eines Sterns. Sie wird mit einem M angegeben und entspricht der scheinbaren Helligkeit, die ein Stern besäße, wenn er sich in einer Entfernung von zehn Parsec zur Erde befände. Dadurch erhält man ein von der Entfernung unabhängiges Maß der Helligkeit. Dies ermöglicht den Vergleich unterschiedlicher Sterne bezüglich ihrer Helligkeit. Die Sonne besitzt eine absolute Helligkeit von +4,83, der Pistolenstern liegt bei -12,67.

Ist die absolute Helligkeit eines Sterns bekannt, so kann man aus der Differenz von der scheinbaren Helligkeit und der absoluten Helligkeit (Entfernungsmodul: m - M), bei Berücksichtigung der interstellaren Absorption (Staub- und Gaswolken), die Entfernung des Sterns bestimmen.