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Helligkeiten

Die Helligkeit eines Sterns als physikalische Größe
Scheinbare Helligkeit
Die scheinbare Helligkeit eines Sterns gibt an, wie intensiv die von diesem Stern zur Erde gelangte Strahlung ist, also wie hell uns der Stern erscheint. Die Helligkeit wird in Größenklassen ( 0te, 1te, 2te, 3te Größe usw.) m angegeben. Von Größenklasse zu Größenklasse nimmt die Intensität des Sternlichts um das 2,512fache ab.

Die Helligkeit eines Sternes ist abhängig von seiner Entfernung, der Strahlungsleistung und den dazwischenliegende Stoffe (zw. Stern und Erde).

Wenn wir beim Vergleich von zwei Lichtquellen die eine als doppelt so hell empfinden wie die andere, dann ist die Intensität der helleren Lichtquelle gleich dem Quadrat der Intensität der schwächeren Lichtquelle.

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Intensitätsabnahme des Lichts im Raum

Die Helligkeit eines Sterns wird häufig auch als "Größe" des Sterns bezeichnet. Hierei handelt es sich nicht um den Durchmesser des Sterns!

Formelzeichen : m (auch: mag)
Einheit : Größenklassen m

Bsp.: scheinbare Helligkeit von Siriu

m(Sirius) = - 1m,45
Absolute Helligkeit
Die absolute Helligkeit ist die Bezeichnung für die Scheinbare Helligkeit, die ein Stern in einer Entfernung von 10 pc hätte. Somit ist sie frei von den Unterschieden der Entfernungen der Sterne. Die absolute Helligkeit ist ein direktes Maß für die Strahlungsleistung (Leuchtkraft) eines Sterns.

Formelzeichen : M
Einheit : Größenklassen m

Man verschiebt also in Gedanken die Sterne und überlegt, wie sich ihre Helligkeit ändern würde. Ein Stern, der näher als 10 pc steht, wird bei der Verschiebung lichtschwächer. Seine absolute Helligkeit ist geringer als die scheinbare Helligkeit. Bei einem Stern, der weiter als 10 pc entfernt ist, liegt der umgekehrte Fall vor.
Zusammenh. zw. scheinbarer und absoluter Helligkeit
m - M = 5 lg r - 5

m : meßbar auf der Erde (photometrische Helligkeitsmessung)
M : erhält man aus dem Spektrum des Sterns
lg r : Logarithmus der Entfernung r (in pc)

- damit ist r berechenbar
Leuchtkraft (Strahlungsleistung)
Die gesamte von einem Stern pro Zeiteinheit abgegebene Energie bezeichnet man als die Leuchtkraft des Sterns. Der Begriff Leuchtkraft ist historisch entstanden. Es handelt sich dabei nicht um eine Kraft, sondern im physikalischen Sinne um eine Energie pro Zeiteinheit, also um eine Leistung. Die gesamte Strahlungsleistung der Sonne ist für uns nicht direkt meßbar, da die Erde nur einen Bruchteil davon erhält. Um die wahre Leuchtkraft eines Sterns ermitteln zu können, muß seine Entfernung bekannt sein.

PStr = E/t
Spektralklassen
Die Einteilung in Spektralklassen (Spektraltypen) ist eine relativ grobe Unterteilung der Sterne nach Temperaturkriterien in ihren Linienspektren. Jeder Buchstabe korrespondiert mit einem bestimmten Spektrentyp und so auch mit einer charakteristischen Farbe.

Ursprünglich sortierte man Sternsprektren alphabetisch nach speziellen Absorptionslinien, bemerkte jedoch, dass einige Klassen identisch sind und fasste diese zusammen. Später wurde die Reihenfolge entsprechend der Oberflächentemperatur umsortiert. So läuft sie heute von den heißen zu den kühlen Sternen:

O - B - A - F - G - K - M ( - L - T).

Die Zwergklassen L und T wurden erst später eingeführt und klassifizieren Objekte, die weniger heiße Oberflächen als Sterne der M-Klasse zeigen und als Braune Zwerge bezeichnet werden. Zudem gibt es noch die Unterklassen R, S und N, die sich unter den Sternen der M-Klasse verteilen.

Innerhalb dieser Gruppen erfolgt noch eine dezimale Unterteilung. Zur feineren Klassifizierung eines Spektrums werden weitere Parameter hinzugezogen. Die Spektralklasse der Sonne ist beispielweise G2V.

Klasse Farbe Temperatur in K Charakteristik Masse in MO Beispielsterne
O blau 30000–50000 Ionisiertes Helium (He II) 60 Mintaka (δ Ori), Naos (ζ Pup)
B blau-weiß 10000–28000 Neutrales Helium (He I)
Balmer-Serie Wasserstoff
18 Rigel, Spica
A weiß (leicht bläulich) 7500–9750 Wasserstoff, Calcium (Ca II) 3,2 Vega, Sirius
F weiß-gelb 6000–7350 Calcium (Ca II), Auftreten von Metallen 1,7 Prokyon, Canopus
G gelb 5000–5900 Calcium (Ca II), Eisen und andere Metalle 1,1 Capella, Sonne
K orange 3500–4850 Starke Metalllinien, später Titanoxid 0,8 Arktur, Aldebaran
M rot-orange 2000–3350 Titanoxid 0,3 Beteigeuze, Antares, Kapteyns Stern
Zwerg-Klassen
L mattrot 1300–2000 VW Hyi
T mattrot (Maximum im Infrarot) 800-1300 ε Ind Ba
Unterklassen
R rot-orange 3500–5400 Cyan (CN), Kohlenmonoxid (CO), Kohlenstoff S Cam, RU Vir
S rot-orange 2000–3500 Zirkonoxid T Cam, U Cas
N rot 1900–3500 Kohlenstoff R Lep, Y CVn, U Hya

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