Absolute Helligkeit

Di absoluti Helligkeit isch e Hilfsgrössi i dr Astronomie, um di tatsächliche Helligkeite vo Himmelsobjekte (meischt Schterne) vergliiche z chönne.

Vo dr Erde uus gseeht mer en Schtern mit siinere schiinbare Helligkeit, wil sie dur siini Entfernig und interschtellare Materie beiiflusst wird.

Um di tatsächlichi Helligkeit vergliiche z chönne, schtellt mer sich di Schterne in einheitlicher Entfernig vor. Die betreit zehn Parsec (1 pc = 3,26 Liechtjahr). D Helligkeit, wo en Beobachter us dere Normdischtanz messe würdi, nennt mer absoluti Helligkeit. Bi Schterne, wo weniger als zehn Parsec entfernt sind, isch d schiinbari Helligkeit grösser als di absoluti Helligkeit und umgkehrt. Wie au bi dr schiinbare Helligkeit bedüütet en chliine Zahlewert grösseri Lüüchtchraft.

D Schriibwiis i dr Astronomie lüütet (bimene Schtern dritter Grösseklass) ${\displaystyle 3^{M}.0}$. Bi dr absolutee Helligkeit wird im Gegesatz zur schiinbare Helligkeit es grosses 'M' hochgschtellt.

Di absolut hellschte Fixschterne erreiched öppe ${\displaystyle -9^{M}}$ (über 100.000-fachi Lüüchtchraft vo dr Sunne), di liechtschwächschte degäge ${\displaystyle +17^{M}}$ (öppe en zehntuusigschtel vo dr Sunnenlüüchtchraft).

Hauptartikel: Bolometrischi Helligkeit

Die git d Helligkeit vomene Schtern im gsamte elektromagnetische Schpektrum aa. Di defür erforderlichi Korrektur hangt vom Empfindlichkeitsbereich vom Messgrät und vom Schpektraltyp vom betreffende Objekt ab. Di fotografischi Helligkeit vo dr Sunne betreit ${\displaystyle 5^{M}.16}$, di bolometrischi Helligkeit degäge ${\displaystyle 4^{M}.74}$.

D Differenz zwüsched absoluter Helligkeit M und schiinbarer Helligkeit m wird Entfernigsmodul gnännt. D Formle für de Entfernigsmodul luutet:

${\displaystyle m-M=-5+5\log _{10}r=-5-5\log _{10}\pi }$

Debii isch r dr Abschtand vom Schtern i Parsec, π d Parallaxe devo. Mit Hilf vo dere für di Astronomie wichtige Formle chann für Schtern, wo d Lüüchtchraft bekannt isch (z. B. Cepheide oder Supernovae vom Typ Ia), dr Abschtand berechnet werded. (Uf die Wiis hät 1923 dr Abschtand vom Andromedanebel ermittelt werde chönne.)

Bi Komete und Asteroide wird dr Begriff Absoluti Helligkeit abwiichend definiert, wil si nur Liecht reflektiered. Deet wird di i dr Realität unmöglichi Situation aagnaah, dass d Erde und d Sunne a einere Schtell sind und s Objekt (dr Komet oder Asteroid) gnau ei astronomischi Einheit entfernt schtaht. Di Helligkeit, wo das Objekt dann z gseeh wäri, wird als absoluti Helligkeit bezeichnet.

Himmelskörper	Schiinbare H. (${\displaystyle m_{V}}$)	Absoluti H. (${\displaystyle M_{V}}$)	Entfernig
Sunne	${\displaystyle -26^{m}.73}$	${\displaystyle +4^{M}.84}$	4,851-6 pc
Sirius	${\displaystyle -1^{m}.5}$	${\displaystyle +1^{M}.4}$	2,76 pc
Rigel	${\displaystyle +0^{m}.1}$	${\displaystyle -6^{M}.2}$	199,26 pc

Schiinbari Helligkeit, Bolometrischi Helligkeit, Entfernigsbeschtimmig, Hertzsprung-Russell-Diagramm

Dä Artikel basiert uff ere fräie Übersetzig vum Artikel „Absolute_Helligkeit“ vu de dütsche Wikipedia. E Liste vu de Autore un Versione isch do z finde.