scheinbare Helligkeit - Magnitude |
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| Die scheinbare Helligkeit ist die älteste Größe, mit der ein Stern beschrieben wird und keine echte Zustandsgröße, da sie ein Wert ist, der von der Entfernung des Sterns abhängt. Die früheste Beleg (der möglicherweise nicht überlieferte Vorlagen hatte) der Magnitudenskala ist der Sternkatalog im Almagest (2. Jh. n. Chr.). Hier wurden die sichtbaren Sterne in 6 Größenklassen eingeteilt. Die Hellsten waren 1. Größe, die gerade noch mit bloßem Auge Sichtbaren 6. Größe. Mit dem Beginn der Photometrie wurden die einzelnen Klassen weiter unterteilt, für moderne Messinstrumente ist eine fast beliebige Verfeinerung möglich. Ein genauer Referenzwert wurde notwendig. Anfänglich wurde die Skala am Polarstern mit 2,1 mag ausgerichtet, bis sich herausstellte, dass dessen Helligkeit geringfügig variiert. Als Referenz dient daher traditionell der Stern Wega, dessen Helligkeit mit der Magnitude null festgesetzt wurde. In der modernen Astronomie versucht man die Helligkeitsstufen denen des Altertums anzugleichen. Die Bezeichnung im Altertum geht auf den visuellen Sinneseindruck zurück. Diese Empfindung ist proportional zum Logarithmus des Reizes. Darum ist die scheinbare Helligkeit m proportional zum Logarithmus des ankommenden Strahlungsstroms s. Der Proportionalitätsfaktor wird so gewählt, dass eine möglichst gute Angleichung an die historische Skala erfolgt, indem bei 5 Größenklassen das Intänsitätsverhältnis 1:100 ist. Logarithmisch lässt sich die Beziehung mit m1-m2=-2,5 log s1/s2 darstellen (s1 und s2 sind Intensitäten). Die obige Formel lässt sich auch umstellen zum Intensitätsverhältnis s1/s2=10E-0.4(m1-m2). |
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| Einige Beispiele: Polarstern 2.12 mag Wega 0 mag Sirius -1.6 mag Vollmond -12.5 mag Sonne -26.8 mag |
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