Wenn wir den Nachthimmel betrachten, sehen wir leuchtende Sterne. Dabei empfinden wir mit bloßem Auge, dass die Sterne unterschiedlich hell leuchten. Die Helligkeit, mit der wir einen Stern auf der Erde mit bloßem Auge wahrnehmen, wird als scheinbare Helligkeit eines Sternes bezeichnet.
Da die Helligkeit der Sterne aber nicht nur von ihrer Größe abhängt, sondern auch von der Entfernung zum Betrachter, hat man die absolute Helligkeit von Sternen eingeführt, damit diese vergleichbar sind.
Kurz zusammengefasst lässt sich sagen: Die scheinbare Helligkeit eines Sternes sagt aus, wie hell ein Stern uns am Erd-Himmel erscheint, während die absolute Helligkeit die wirkliche Strahlungsleistung eines Sterns wiedergibt.
Wie eingangs erwähnt, hängt die Helligkeit eines Sternes (den wir am Himmel sehen) nicht nur davon ab, wie stark der Stern leuchtet (also wie groß der Stern ist => siehe Kapitel Hertzberg-Russel-Diagramm), sondern auch von der Entfernung des Sternes zu uns. Daher erscheint uns die Sonne im Vergleich zu anderen Sonnen als ein sehr heller Stern, obwohl andere Sterne heller leuchten (absolut gesehen), aber sehr weit entfernt ist.
Betrachten wir also einen Stern am Erdhimmel, nehmen wir die scheinbare Helligkeit eines Sterns wahr. Die scheinbare Helligkeit ist die Helligkeit von Sternen, so wie wir sie auf der Erde sehen. Die scheinbare Helligkeit wird heutzutage immer noch verwendet, da (immer noch) nach dieser “Größe” Sterne in unterschiedliche Größenklassen eingeteilt werden (der griechische Astronom Hipparchos klassifizierte ca. 120 v. Chr. die Sterne nach dieser Methode).
Seitdem sind Sterne, die mit bloßem Auge auf der Erde sichtbar sind, in sechs Größenklassen (den sogenannten Magnituden) eingeteilt. Dabei erhalten die hellsten Sterne den Wert 1 mag und werden als die erste Größenklasse bezeichnet. Die von der Erde aus gerade noch sichtbaren Sterne erhalten den Wert 6 mag und stellen die sechste Größenklasse dar. Die scheinbare Helligkeit wird mit dem Symbol “m” angegeben und trägt die “Einheit” mag (manchmal auch nur “m”). Bei der scheinbaren Helligkeit gilt: Je kleiner der Wert, desto heller erscheint uns der Stern.
Mit Hilfe geeigneter Kameras (CCD-Kameras) und einigen Physikkenntnissen (oder einer geeigneten Software) kann die scheinbare Helligkeit eines Sternes bestimmt werden (man benötigt hierfür die Entfernung zum Stern und die Intensität der vom Messgerät gemessenen elektromagnetischen Strahlung, die vom Stern emittiert wurde und den Beobachter auf der Erde erreicht).
Wie aber schon eingangs erwähnt, ist die scheinbare Helligkeit keine Größe, die wirkliche Leuchtkraft oder absolute Helligkeit eines Sterns angibt bzw. mit der man Sterne vergleichen kann. Damit man aber nun die Helligkeit verschiedener Sterne miteinander vergleichen kann, hat man in der Astronomie die absolute Helligkeit eingeführt. Die absolute Helligkeit ist die Helligkeit, die ein Stern in einem Abstand von zehn Parsec hätte (dies gilt für alle Sterne). Die absolute Helligkeit sagt also aus, wie hell uns ein Stern auf der Erde erscheinen würde, wenn er sich von uns 10 Parsec = 32,62 Lichtjahren) entfernt befände. Dies ermöglicht somit Vergleich zwischen den Sternen.
Für die absolute Helligkeit können wir auch eine Formel angeben, da sie nichts anders ist, als die scheinbare Helligkeit, wenn sich der Stern von uns im Abstand von 10 Parsec befände.
Beispiel Sonne:
Wir bestimmen eine scheinbare Helligkeit m = -26,8mag, die (mittlere astronomische) Entfernung Sonne Erde ist r = 149,6 Millionen km. und die Strecke 10pc entspricht ca. 3,08· 1017m.
Setzen wir die Werte in die Formel ein, so erhalten wir eine absolute Helligkeit der Sonne von M = 4,8mag,
Die absolute Helligkeit ist ein Maß dafür, wie hell ein Stern von einer festgelegten Entfernung aus, in der Regel von 32,6 Lichtjahren oder 10 Parsec, erscheinen würde.
Die scheinbare Helligkeit ist ein Maß dafür, wie hell ein Stern von der Erde aus erscheint. Sie hängt sowohl von der absoluten Helligkeit des Sterns als auch von seiner Entfernung zur Erde ab.
Im Allgemeinen gilt: Je größer die Entfernung eines Sterns von der Erde, desto kleiner ist seine scheinbare Helligkeit, unabhängig von seiner absoluten Helligkeit.
Diese wird in den meisten Fällen in der Einheit Magnitude angegeben.
Wenn sich die Entfernung zu einem Stern verdoppelt, nimmt seine scheinbare Helligkeit um das Vierfache ab.
Ein Stern mit einer kleineren Magnitude ist heller als ein Stern mit einer größeren Magnitude.
Astronomen verwenden verschiedene Methoden, darunter die Parallaxenmethode und die Bestimmung der absoluten und scheinbaren Helligkeit eines Sterns.
Die Parallaxenmethode ist eine Methode zur Bestimmung der Entfernung zu Sternen. Sie basiert auf der Veränderung des scheinbaren Positionswechsels eines Sterns, wenn man ihn von zwei verschiedenen Punkten aus betrachtet.
Die Verbindung von absoluter und scheinbarer Helligkeit liefert wichtige Informationen über die Entfernung, Größe, Masse und Lebensdauer eines Sterns. Jede dieser Eigenschaften kann helfen, unser Verständnis des Universums zu verbessern.
Die Formel zur Berechnung der absoluten Helligkeit M ist M = m – 5 (log (d) – 1), wobei m die scheinbare Helligkeit und d die Entfernung zum Stern ist.