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Dieser Artikel behandelt die Astronomie. Für die Stärke von Erdbeben siehe Moment-Größen-Skala.
Der hier verwendete Begriff Helligkeit sollte nicht mit dem von verwechselt werden Helligkeit (Bild), ausgedrückt candela, wobei die Skala nicht logarithmisch ist.

Größe ist die Helligkeit von a Star oder andere Himmelskörper, ausgedrückt auf einer logarithmischen Skala. Größe bedeutet wörtlich Größe oder Größe. Hier kann unterschieden werden:

• das absolute Klarheit wird durch die Eigenschaften des Himmelskörpers bestimmt;
• die scheinbare oder wahrgenommene Helligkeit hängt von der absoluten Helligkeit ab, aber auch vom Abstand zum Betrachter und ggf Streuung, Absorption und Schwerkraft-Linsen.

Der Doppelstern Sirius hat eine Größe von -1,46; die Größe des Begleiters (Sirius B, unten links) ist 8.30

Die Größe eines Himmelskörpers wird bei einem bestimmten gemessen Wellenlänge, normalerweise in der sichtbar oder Infrarot Bereich. Die visuelle (V) Helligkeit wird bei einer Wellenlänge von 551 . bestimmt nm.

Je größer die Helligkeit, desto kleiner die Magnitudenzahl. Bei Verwirrung ist es besser zu sagen "hat eine kleinere Magnitudenzahl" als "hat eine kleinere Magnitude".

Scheinbare Größe

Das scheinbare Helligkeit der Sterne war vorbei Hipparchos Bereits in der Antike mit Zahlen bezeichnet: Den hellsten Sternen ordnete er die Magnitude bzw. Magnitude 1 und den schwächsten die Magnitude 6 zu. Eine niedrigere Magnitudenzahl bedeutet also eine große Helligkeit, wie es heute noch der Fall ist. 1856 wurde diese Helligkeitsskala erweitert und verfeinert um Norman Pogson, der festgestellt hat, dass eine Größenordnung von 5 weniger einer 100-mal größeren entspricht Helligkeit. Die Größe ist also a Logarithmische Darstellung, wobei ein Betragsunterschied von 1 einem Helligkeitsverhältnis von 2,512 entspricht.

Einige Himmelskörper sind so hell, dass ihre Helligkeit auf der logarithmischen Skala eine negative Zahl ergibt. Das Sonne hat an einem klaren Tag eine Helligkeit von -26,5, die auch als -26 . notiert wird^ich.5 oder -26.5 können die Vollmond hat in einer klaren Nacht eine Magnitude von -12,5. Die Helligkeit der Planeten im Sonnensystem variiert mit ihrer Entfernung von der Erde und ihrem Phase. Siehe die Tabelle der scheinbaren Helligkeiten im Sonnensystem.

Das integrierte Größe eines Himmelsobjektes irgendeiner scheinbaren Helligkeit oder eines Teils der Himmelssphäre ist die gesamte scheinbare Helligkeit, die so aus dem gesamten Licht berechnet wird.

Absolute und scheinbare Helligkeit

Das absolute Klarheit eines Himmelskörpers ist definiert als die Helligkeit, die er hätte, wenn er in einer Entfernung von 10 . wäre Parsec würde stehen, ca. 32,6 Lichtjahr. Eine absolute Helligkeit von 5 weniger entspricht einer 100-mal höheren Helligkeit. wenn ich ist die scheinbare Helligkeit des Objekts und r die Entfernung, ausgedrückt in Parsec, dann ist die absolute Helligkeit gegeben durch

${Displaystil M=m 5-5log _{10}{r}}$.

Also der sehr helle Stern Sirius (8,7 Lichtjahre) eine scheinbare Helligkeit von −1,46 und eine absolute Helligkeit von ( ) 1,43 (bei einer fast 4-mal größeren Entfernung wäre sie fast 16-mal schwächer, was die Helligkeit fast 3 höher macht).
Unsere Sonne hat eine absolute Helligkeit von 4,88 und wäre unter anderem unauffällig, aber mit bloßem Auge noch sichtbar.

Auch wird zwischen visueller und fotografischer Größe unterschieden, Sterne haben unterschiedliche Farben (siehe auch Spektralklasse) und das bloße Auge hat seine maximale Empfindlichkeit im Gelbbereich, während fotografische Platten gegenüber Blau und Violett empfindlicher sind. Ein blauer Stern erscheint daher auf einer Fotoplatte proportional heller.

Für Objekte innerhalb des Sonnensystems, wie z Asteroiden absolute Helligkeit ist definiert als die Helligkeit, wenn sich das Objekt auf genau eins befindet A.E. wäre von der Sonne. Die Helligkeit von Objekten, die weiter von der Sonne entfernt sind, nimmt besonders schnell ab, da mehrere Effekte beteiligt sind:

• ist das Objekt weiter von der Sonne entfernt, erhält es selbst weniger Sonnenlicht und sieht bei gleicher Entfernung dunkler aus;
• ein weiter von uns entferntes Objekt erscheint kleiner und hat dadurch eine kleinere leuchtende Fläche (im Gegensatz zu Sternen, die fast immer so weit entfernt sind, dass sie a Punktquelle sein);
• die scheinbare Leuchtkraft nimmt mit dem Quadrat der Entfernung ab, zumindest bei gleicher Flächen- und Flächenhelligkeit.

Null Punkte

Die Magnitudenskala wurde in der Vergangenheit so definiert, dass ein A0V-Stern wie Wega hat einen absoluten Betrag von 0. Dies gilt für jedes Wellenlängenband. In der Praxis ist Wega ein variabler Stern und heute sind genauere Bestimmungen möglich.

Für die absolute bolometrische Größe, basierend auf bolometrische Leuchtkraft, der Nullpunkt entspricht einer bolometrischen Gesamtleuchtkraft von 3,0128 × 10²⁸ w.^[1] Die Sonne mit einer Leuchtkraft von 3.828 × 10²⁶ W hat also eine absolute Größe von 4,74 und eine relative Größe von −26,83.

Sichtweite

Je nach Umständen sind Sterne bis zu einer bestimmten Größe mit bloßem Auge zu sehen. In einer Stadt mit viel Lichtverschmutzung vielleicht sind Sterne bis zu einer Grenzhelligkeit von 2 zu sehen, auf einem hohen Berggipfel weit weg von allem Umgebungslicht beträgt die Grenzhelligkeit etwa 6. Dies ist keine absolute Grenze, es hängt auch vom Beobachter selbst und sogar von der Art des Blicks ab. Das gelber Fleck im Zentrum des Gesichtsfeldes ist weniger lichtempfindlich als die Bereiche mit Stöcke daneben wird die maximale Sensibilität erreicht, indem man nur "neben" das Objekt sieht. Dies wird auch als periphere Wahrnehmung bezeichnet.

Die Sichtbarkeit hängt von der Lichtmenge ab, die in das Auge eindringt oder Teleskop. EIN Pupille hat im Dunkeln einen Durchmesser von ca. 6 mm, aber selbst ein (relativ kleines) Teleskop hat einen zehnmal so großen Durchmesser. Die Fläche und die einfallende Lichtmenge sind dann hundertmal so groß, was einen Gewinn von 5 Größenordnungen ergibt. Die Grenzgröße wird also 11 sein. Größere Teleskope liefern mehr Gewinne, also 5 Magnituden für jeden Faktor 10 im Durchmesser. Bei der fotografischen Beobachtung kann die Grenzgröße durch längeres Belichten noch weiter ausgedehnt werden. Das Licht wird hier sozusagen über einen längeren Zeitraum gespeichert.

In den Sternenkarten wird immer die scheinbare visuelle Größe angegeben, sofern nicht anders angegeben. Das Liste der hellsten Sterne geht auf Magnitude 2.

Das integrierte Größe eines Himmelsobjekts ist nicht unbedingt ein gutes Maß für die Sichtbarkeit, da Licht, das in einem Punkt konzentriert ist, besser sichtbar ist, als wenn dieses Licht über einen (nicht sehr kleinen) Raumwinkel gestreut wird.^[2] Bei einem nicht-Punktquelle gibt es deshalb zusätzlich das Konzept Oberflächenhelligkeit, beyogen auf Helligkeit pro Raumwinkeleinheit. Weil ein Steradiant ist sehr groß, als Einheit Raumwinkel, zum Beispiel ein Squarehoek Bogensekunde genommen werden. Für die Sonne beispielsweise beträgt der scheinbare Durchmesser 9,30 mrad oder 1920 Bogensekunden und der Raumwinkel 67,9 μsr oder 2,89 karcsek². Die 1361 W/m² (Solarkonstante) beträgt somit 20,0 MW/m²/sr bzw. 471 µW/m²/arcsec². Pro sr beträgt die relative Helligkeit −37,25 und pro arcsec² −10,68. Für den Vollmond sind diese Werte etwa 14,5 höher, also etwa –23 bzw. 4.

Beispiele

Diese Tabelle gibt eine Vorstellung von einigen scheinbaren Größen im Vergleich zueinander.

Siehe auch

• Farb-Helligkeits-Diagramm
• Bolometrische Korrektur
• albedo