Absolute und scheinbare Helligkeit

2 Antworten

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Also ich denke das Verständnisproblem liegt darin, dass nicht klar ist, was eine gemessene Größe ist und was eine errechnete...

Also die scheinbare Helligkeit ist eine Messgröße. Die Gestirne am Nachthimmel sind unterschiedlich weit von uns entfernt. Ihr Licht hat eine mehr oder weniger lange Strecke zu uns zurückgelegt, wurde durch Gas und Staub gefiltert. Leuchtschwächere Sterne könne an unserem Himmel dennoch heller erscheinen als Sterne, die tausendmal mehr Licht produzieren, die aber einfach weiter entfernt von uns sind. Wir sprechen daher von einer scheinbaren Helligkeit.

Die absolute Helligkeit ist keine direkte Beobachtungsgröße. Es ist richtig: die absolute Helligkeit ist so etwas wie die scheinbare Helligkeit im Abstand 10 pc. Die Idee ist einfach, einen Zahlenwert anzugeben, mit dessen Hilfe sich die Helligkeit von Sternen direkt vergleichen lassen: Je größer die absolute Helligkeit, umso mehr steigt auch hier die Helligkeit, in diesem Falle sogar die wahre Leuchtkraft des Sterns. Bei der scheinbaren Helligkeit kann man eben nicht vergleichen, weil Leuchtkraft und Entfernung entgegengesetzt in den Beobachtungseindruck einfließen.

Um die absolute Leuchtkraft zu bestimmen, muss man aber auf andere Weise die Leuchtkraft und die Entfernung des Sterns bestimmt haben; wie gesagt: die absolute Helligkeit ist nicht direkt beobachtet, die scheinbare Helligkeit schon.

ist dann auch, dass Sterne, die dann näher als als 10pc wären und weiter weg verschoben werden würden, die absolute Helligkeit dann auch kleiner wäre als die scheinbare, und Sterne, die näher herangeholt werden, die absolute Helligkeit größer als die scheinbare ist

Ja, klar. Bei Sirius ist das zum Beispiel so:

Entfernung 2,64 Lichtjahre

Scheinbare Helligkeit -1,46 m

Absolute Helligkeit +1,43 M

(Magnituden, je kleiner(!) der Wert, desto heller)

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aber stimmt das, was ich über den Strahlungsfluss erzählt habe, also dass bei der scheinbaren Helligkeit halt es mit L/4pi*r² und bei der absoluten halt dementsprechend einfach nur bei r immer das selbe steht, also es nur von der Leistung des Sterns abhängt? Und dann wollte ich noch fragen, ob man eher die Formel M=m-5log(r/10pc) ist ja ein Entfernungsmodul, oder dieselbe Formel wie bei der scheinbaren Helligkeit, also: DeltaM=M1-M2=-2.5log(s1/s2). Ach ja, kann man mit dem Entfernungsmodul auch die scheinbare Helligkeit bestimmen, weil im Internet stand nur ENtfernung und absolute Helligkeit.

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@Galaxy5

1) Ja, das mit der Leuchtkraft stimmt. Dafür ist die absolute Helligkeit eingeführt worden, damit man die Leuchtkraft von Sternen direkt vergleichen kann.

2) Die beiden Formeln sind dasselbe.

Hier die Herleitung des Entfernungsmoduls aus der allgemeinen Formel:

http://www.greier-greiner.at/hc/helligkeit_abs.htm

Grüße

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@uteausmuenchen

alles klar, vielen dank, eine Frage hätte ich noch: Weißt du mit welcher am meisten benutzten Methode man die Größe von Sternen bestimmt. Wäre auch sehr freundlich, wenn du mir es kurz erklären könntest und falls irgendwelche Formeln benutzt werden, die auch erwähnen würdest. Im Internet bin ich mir sehr unsicher, da werden zuviele Methoden erwähnt und ich weiß nicht, was die Astronomen eigentlich machen.

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@Galaxy5

Meinst Du wirklich die Größe, also den Radius des Sterns? (Oder die "Größenklasse", was ja etwas näher an Deiner ersten Frage wäre)

Man findet verschiedene Methoden im Internet, weil wirklich verschiedene Methoden benutzt werden. Prinzip nachmessen. Jede einzelne Methode ist fehlerbehaftet; wenn man aber mit komplett verschiedenen Methoden auf ähnliche Werte kommt, dann ist das ein sehr guter Hinweis, dass die Ergebnisse, die man hat, qualitativ gut sind. Deshalb benutzen die Astronomen wirklich immer wieder verschiedene Methoden um vorhandene Messwerte zu überprüfen.

Ich finde hier wird ein guter Überblick über die gängigsten Methoden zur Größenmessung von Sternen gegeben. Die Seite ist auch sehr seriös, da steht kein "Murks". Ist im Internet ja auch immer so eine Sache ;-)

http://www.weltderphysik.de/gebiet/astro/astronomische-massstaebe/sterngroessen/

Grüße

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@uteausmuenchen

ich hab mir das mit dem Doppelsternsystem angeguckt. Mal gucken ob ich es richtig verstanden habe: Aus den Spektren kann durch den Dopplereffekt die Bahngeschwindigkeit bestimmt werden (ich denke mal, indem man guckt, wie schnell sich die Lichtkurve vom blauen in den roten verändert). Dann kann man aus der Lichtkurve ablesen, wie lange der Stern braucht, um hinter dem anderen zu verschwinden (wie genau erkennt man das?) Dann wird die Bahngeschwindigkeit und die Zeit für das Verschwinden miteinander addiert, wodurch man den Sterndurchmesser erhält.

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@Galaxy5

Also erstens einmal: Danke für das Sternchen und das Kompliment! Ich freu mich, =)

Und jetzt zu den Bedeckungsveränderlichen. Also das sind meherer Messungen.

Wenn sich die Sterne umkreisen, bewegt sich jeder der Sterne einmal auf den Beobachter auf der Erde zu und einmal von ihm weg. Diese Bewegung vom Beobachter weg/zum Beobachter hin sieht man im Sternspektrum: Das Spektrum eines Sterns enthält Spektrallinien bei ganz bestimmten Wellenlängen; diese Wellenlängen kennt man. Bewegt sich die Lichtquelle vom Beobachter weg, erscheinen die Spektrallinien etwas zu längeren Wellenlängen hin verschoben; bewegt sich die Lichtquelle auf den Beobachter zu, erscheinen die Spektrallinien etwas zu kürzeren Wellenlängen hin verschoben; das ganze ist der Dopplereffekt. Daraus, wie weit die Spektrallinien verschoben sind (also zu welcher neuen Wellenlänge hin), kann man errechnen, wie schnell sich der Stern bewegt. Im Doppelsternsystem schaut man also nach der maximalen Rot- bzw. Blauverschiebung der Spektrallinien der beiden Sterne und kennt dann die Geschwindigkeiten, mit der sich die Sterne umkreisen.

Danach beobachtet man die Helligkeit des Doppelsternsystems. Wenn sich die Sterne bedecken, sinkt die Gesamthelligkeit des Systems ab. Weil die Geschwindigkeit aus der ersten Messung bekannt ist, muss man jetzt nur messen, wie lange der Helligkeitsabfall dauert. Daraus (Weg = Zeit * Geschwindigkeit) errechnet man den Durchmesser des bedeckten Sterns. Klar?

Grüße

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@uteausmuenchen

Jo, alles klar, vielen dank für die super Erklärungen. Und bitte für das Kompliment und Sternchen :D

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Beispiel: Spica im Sternbild Jungfrau hat eine scheinbare Helligkeit von +1m.0, ist also ein Stern 1.Größe. Ihre Entfernung beträgt 210 Lj = 64,5 pc, das ist etwa das 6,5 fache der Einheitsentfernung von 10 pc. Auf diese "herangeholt", steigt die Helligkeit um das 6,5² fache = 42 fache. Das entspricht etwa 4 Größenklassen. Spica hat also eine wahre Helligkeit von minus 3M.1.

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warum um das 6,5² fach also wieso das ²

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@Galaxy5

Weil die Helligkeit mit dem Quadrat der Entfernung zu oder abnimmt. Ein Stern, der z.B. von 60 pc auf 10 pc "herangerechnet" wird, leuchtet nicht 6 mal, sondern 6² mal so hell, also 36 mal.

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