Helligkeiten - magnitudes

In historischen Zeiten teilte man die Sterne in 5 Helligkeitsklassen. Der Unterschied dieser scheinbaren Helligkeiten von 1 mag bis 5 mag ( Stern 1. Größe bis Stern 5. Größe) soll einem Verhältnis der Bestrahlungsstärken von 1 : 100 entsprechen. Nach Weber-Fechner muss gelten: q^(m1-m2)=E1/E2 oder speziell q^5 =100 oder q = 2,512

m1-m2 = - 2,5 * log ( E1/E2 )

Gib die bekannten Werte ein und klicke dann auf den Button der zu berechnenden Größe

/ W/m² / W/m² m1-m2
10^ 10^  

Ein heller Stern kann nun entweder eine große Leuchtkraft L (Strahlungsleistung) besitzen oder ganz einfach unserem Sonnensystem relativ nahe liegen. Um nun letzten Fall auszuschließen führt man die absolute Helligkeit M ein und definiert diese als Helligkeit in einem Abstand von r = 10 pc. Unsere Sonne hätte, von einem Abstand von 10 pc aus gesehen, eine scheinbare Helligkeit von m=4,84. Sie hat somit die absolute Helligkeit M0=4,84. 
Unsere Sonne hat eine Leuchtkraft von L0 = P = 3,86 10^26 W.

M-M0 = - 2,5 * log ( L/L0 )

M0 / W   L0 / W L / L0
4.84 10^ 3.86e26  

Mit Hilfe der z.B. aus Spektraldaten bekannten absoluten Helligkeit M und gemessener scheinbarer Helligkeit m
kann man mit der Entfernungsmodul- Formel die Entfernung des Sterns r ermitteln, da die Strahlung mit dem Quadrat der Entfernung abnimmt. Umgekehrt kann man aus der Parallaxe p in Bogensekunden somit einem Abstand von 
r = 1/p in Parsec die absolute Helligkeit bestimmen.

m - M = 5 * log ( r / 10pc )

  / '' r / pc r / Lj  r / m
10^  

Stern m M r p L/Lsonne
Sonne -26.73 4.84 1.496e11 m   3,86 10^26 W
alpha Centauri A 0.02 4.4 1.33 pc 0.751 1.5
alpha Centauri B 1.35 5.73 1.33 pc 0.751 0.44
Sirius -1.43 1.44 2.67 pc 0.375 23
Wega 0.04 0.5 8.13 pc 0.123 55
Beteigeuze 0.4 var -6.4 200 pc 0.005 31000
Atair 0.8 2.28 5.05 pc 0.198 11
Spica 1 -3.4 76 pc 0.013 2000
Regulus 1.36 -0.7 26 pc 0.039 165

Benutzen Sie rechte und linke Maustaste um die numerischen Werte der Tabelle oben einzusetzen.