28: Die Helligkeit der Sterne

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Die Sterne, die wir nachts am Himmel sehen können, sind unfassbar weit weg. Das führt dazu, dass sie für uns, wenn wir sie mit dem bloßen Auge beobachten, alle fast gleich wirken. Es gibt aber ein Merkmal, in dem sie sich an unserem Himmel schon auf den ersten Blick unterscheiden: ihre Helligkeit. In der Astronomie hat sich jedoch ein recht eigenwilliges System durchgesetzt, mit dem man die Helligkeit von Sternen angibt. Daher möchte ich euch dieses heute mal etwas genauer vorstellen.

Soweit es bis heute überliefert ist, war der erste, der ein System entwickelte, um die Helligkeit der Sterne anzugeben, der griechische Astronom Hipparchos vor über 2000 Jahren. Er teilte die Sterne in 6 Größenklassen (oder „Magnituden“) ein, wobei er die hellsten als „Sterne erster Größenklasse“ bezeichnete und diejenigen, die man gerade noch so mit bloßem Auge erkennen konnte, als „Sterne sechster Größenklasse“. Dieses System wird grundsätzlich bis heute verwendet, inzwischen haben Astronomen jedoch versucht, die Magnituden wissenschaftlich klar zu definieren.

Im 19. Jahrhundert wollte Norman Pogson dem System des Hipparchos eine mathematische Basis verleihen und klar definieren, wie viel Energie pro Zeit und Fläche auf der Erde von einem Stern ankommen muss, damit er zu einer bestimmten Magnitude zählt. Jedoch ist die Skala nicht linear, sondern logarithmisch. Das heißt, dass von einem Stern, der genau eine Magnitude heller ist als ein anderer Stern, die Leistung pro Fläche, die auf der Erde ankommt, nicht immer um denselben Betrag, sondern um denselben Faktor größer ist als bei dem anderen Stern. Das musste Pogson in seiner Definition natürlich berücksichtigen. Also legte er fest, dass ein Stern der Magnitude 1 genau 100-mal heller ist als ein Stern der Magnitude 6.

Um welchen Faktor ist nun die Leistung pro Fläche eines Sternes größer als die eines anderen Sternes, der um eine Magnitude dunkler ist? Wenn wir uns Schritt für Schritt von Magnitude 6 bis Magnitude 1 „hocharbeiten“ wollen, müssen wir ja immer mit demselben Faktor multiplizieren und nach 5 solchen Multiplikationen auf das 100-fache Ergebnis kommen. Der Faktor muss demnach die fünfte Wurzel aus 100 sein: 5√(100) = 2,5119. Wenn ein Stern nach Pogsons Definition um genau eine Magnitude heller ist als ein anderer Stern, ist seine Strahlungsleistung pro Fläche, die uns erreicht, demnach 2,5119-mal so groß wie die des anderen Sterns.

Doch inzwischen kennen wir nicht mehr nur die Magnituden 1 bis 6. Mit Teleskopen können Astronomen schon viel dunklere Sterne erkennen, deren Helligkeit in der Einheit Magnitude dementsprechend mit einer größeren Zahl angegeben wird. Auf der anderen Seite werden beispielsweise die Helligkeiten von Sonne und Mond auch mit Magnituden angegeben – was dazu führt, dass beide negative Magnituden besitzen. (Ein paar besonders helle Sterne sowie manche Planeten befinden sich übrigens auch noch im Bereich der negativen Magnituden.) Die Sonne ist somit beispielsweise etwa -26,7 mag hell.

Doch mit diesem Wissen können wir nur beschreiben, wie hell die Sterne für uns wirken, aber nicht, wie hell sie wirklich „vor Ort“ leuchten. Ihre sogenannte „scheinbare Helligkeit“, die angibt, wie hell sie von der Erde aus wirken, hängt schließlich sowohl von ihrer „absoluten Helligkeit“ (ihrer Helligkeit vor Ort, also ihrer Leuchtkraft) als auch von der Entfernung von uns ab. Zum Beispiel erscheint die Sonne uns deutlich heller als alle anderen Sterne. Das liegt aber nicht daran, dass sie wirklich so viel heller ist, eigentlich befindet sie sich etwa im Durchschnitt. Sie erscheint uns so hell, weil sie uns so nah ist.

Um auch die absolute Helligkeit eines Sternes angeben zu können, verwenden Astronomen aber tatsächlich ebenfalls die Magnituden. Man braucht schließlich einfach eine Entfernung zu definieren – Astronomen haben sich hier für 10 Parsec (etwa 32,6 Lichtjahre) entschieden, von der man angibt, wie hell die Sterne aus dieser Entfernung wirken würden. Die absolute Helligkeit eines Sternes ist also definiert als die scheinbare Helligkeit eines Sternes, die er hätte, wenn man ihn aus 10 Parsec Entfernung beobachten würde. Unsere Sonne hat zum Beispiel eine absolute Helligkeit von etwa 4 Magnituden.

Wenn man nun aus irgendeinem Grund die absolute Helligkeit eines Objektes kennt, ist es, da man die scheinbare Helligkeit ja messen kann, aus diesen beiden Informationen dann auch umgekehrt möglich, die Entfernung zu bestimmen. Genauer habe ich das in Weltallwissend 10 „Entfernungsmessung in der Astronomie Teil 2: Wie weit ist es zu den Galaxien?“ erklärt. Auf diese Art kann man mithilfe der Helligkeit von Sternen und anderen Objekten sehr viel über das Universum herausfinden.

Quellen: