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Die Sterne erscheinen uns, wenn wir sie mit bloßem Auge beobachten, unterscheidlich hell. Diese unschwer zu erkennende Tatsache fand schon früh ihren Eingang in Sternkataloge. Inszwischen wissen wir, dass die Helligkeit, mit der wir einen Stern von der Erde aus sehen können sowohl von seiner tatsächlichen Leuchtkraft als auch von seiner Enfernung zu uns abhängt.
In diesem Zusammenhang gibt es drei wichtige Kennzahlen:
Der erste gesicherte Beleg für die Einteilung der Sterne in Größenklassen ist der Almagest. Der Almagest wurde im 2. Jh. n. Chr. geschrieben und geht auf Claudius Ptolemäus zurück. Er ist eines der Hauptwerke der antiken Astronomie und gilt als die umfassendste Darstellung des Systems der griechisch-römischen Antike.
Im Almagest werden die mit bloßem Auge sichtbaren Sterne in 6 Größenklassen eingeteilt. Dabei wurde den hellsten Sterne die erste Größenklasse zugeordnet und den schwächsten Sternen die 6. Größenklasse. Die genauen Kriterien für die Zuordnung der Sterne zu den Größenklassen sind leider nicht überliefert.
Später wurde diese Skala in beide Richtungen erweitert um sowohl hellere als auch dunklere Objekte, die erst durch Beobachtungen mit Teleskopen sichtbar gemacht werden konnten, einordnen zu können. Hellere Objekte, wie zum Beispiel die Sonne, der Mond oder einige der Planeten, werden dabei mit negativen Werten bzw. mit nullter Größenklasse eingeordnet. Objekte die dunkler als die 6. Größenklasse, sind bekommen eine entsprechend höhere Größenklasse.
Die moderne Magnitudenskala wurde 1856 von dem britischen Astronomen Norman Pogson eingeführt. Als Referenz diente hierbei aus traditionellen Gründen der Stern Wega im Sternbild Leier, dessen Helligkeit damals mit 0 Größenklassen festgelegt wurde. Da eine Kalibrierung an einem einzelnen Stern – zum Beispiel für fotometrische Messungen – sehr fehleranfällig ist, wurde 1922 die internationale Polsequenz eingeführt. Die Polsequenz umfasst 96 Sterne, die sich alle nicht weiter als zwei Grad vom Polarstern entfernt befinden. Im Zuge der Einführung der internationalen Polsequenz wurde die Helligkeit der Wega von 0 Größenklassen auf 0,087 Größenklassen korrigiert. Heute gibt es sowohl am nördlichen als auch am südlichen Himmel definierte Standardsterne, die für die Kalibrierung bei Helligkeitsmessungen verwendet werden.
Für die Größenklassen wird im Deutschen synonym auch das aus dem Lateinischen abgeleitete Wort „Magnitude“ (abgekürzt: „mag“) verwendet.
Leider gibt es keine einheitliche Schreibweise für die Größenklassen bzw. die Magnitude.
Hier für das Beispiel des Polarsterns (α UMi), einem Stern der 2. Größenklasse, einige gebräuchliche Schreibweisen:
- 2. Größenklasse
- Stern 2. Größe
- 2,0m
- 2,0 mag
- 2. Magnitude
Die visuelle oder scheinbare Helligkeit gibt an wie hell ein Beobachter auf der Erde ein Objekt wahrnimmt. Früher mussten die Helligkeiten visuell, also durch Beobachtung mit dem bloßen Auge geschätzt werden. Heute ist es, mit Hilfe der Photometrie, möglich die scheinbaren Helligkeiten der Sterne sehr genau zu messen.
Die scheinbare Helligkeit eines Sterns wird durch drei Faktoren beeinflusst:
1. Die Entfernung des Sterns zur Erde
2. Die absolute Helligkeit des Sterns
3. Die Farbe des Sterns
Die scheinbare Helligkeit eines Sterns ist von seiner Entfernung zur Erde abhängig. So kann es sein, dass uns ein in Wirklichkeit schwacher Stern, der aber relativ nahe an der Erde ist, heller erscheint als ein in Wirklichkeit sehr heller Stern, der aber sehr weit von uns entfernt ist. Ein sehr anschauliches Beispiel ist das Licht einer Lampe, die wir umso heller wahrnehmen, je näher wir an ihr dran sind.
Die Helligkeit mit der wir eine Lichtquelle sehen nimmt mit dem Quadrat der Entfernung ab in der wir uns zu der Lichtquelle befinden. Das hat zur Konsequenz, dass eine Verdoppelung der Entfernung zu einer Verringerung der Helligkeit auf ein Viertel der Ursprünglichen Helligkeit zur Folge hat. Hier kommt also das Abstands- oder Entfernungsgesetz zur Anwendung und es wird ein idealisierter Stern angenommen. Der Stern wird als punktfürmige Lichtquelle betrachtet und es wird davon ausgegangen wird, dass er sein Licht kugelförmig in alles Richtungen ausstrahlt; der Stern wird also als isotroper Strahler betrachtet.
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Das Abstandsgesetz: Veranschaulichung der Verhältnisse von Abstand und Helligkeit
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Die absolute Helligkeit gibt an wie viel Licht ein Stern wirklich abstrahlt. Die absolute Helligkeit wird für eine Entfernung von 10 Parsec angegeben. Die absolute Helligkeit des Sterns kann, wenn seine scheinbare Helligkeit und seine Entfernung genau bekannt sind, mit Hilfe des Abstandsgesetzes berechnet werden.
Da jeder Stern ein individuelles Spektrum hat, variieren scheinbaren Helligkeit der Sterne mit der Wellenlänge. Deshalb sollte bei der Angabe von Sternhelligkeiten auch immer der Spektralbereich mit angegeben werden bzw. aus dem Kontext klar hervorgehen. Der in der Amateur-Astronomie gebräuchlichste Spektralbereich ist der visuelle Bereich bei einer Wellenlänge um 550 nm, der mit dem Symbol „V“ gekennzeichnet wird. Besonders in der Astrofotografie aber auch bei anderen, speziellen Beobachtungen können aber auch andere Spektralbereiche interessant sein. Hier eine Übersicht über in der Amateur-Astronomie gebräuchliche Wellenlängenbereiche:
| Symbol | Wellenlänge | Farbe |
|---|---|---|
| V | 550 nm | visuell |
| U | 365 nm | Ultraviolett (UV) |
| B | 445 nm | Blau |
| R | 658 nm | Rot |
| K | 806 nm bis 2190 nm | Nahes Infrarot (NIR) |
Die absolute Helligkeit von astronomischen Objekten bzw. ist die tatsächliche Helligkeit dieser Objekte im für das menschliche Auge sichtbaren Teil des Spektrum des Lichtes. Die absolute Helligkeit ist dabei festgelegt als diejenige Helligkeit mit der ein Beobachter die Objekte sehen würde, wenn er sie aus einer einheitlichen Entfernung betrachten könnte. Die absolute oder tatsächliche Helligkeit wird ermittelt um Objekte miteinander vergleichen zu können.
Umgangssprachlich wird der Begriff „absolute Helligkeit” häufig gleichbedeutend mit dem Wort „Leuchtkraft” verwendet. Wissenschaftlich ist das aber nicht korrekt, denn die absolute Helligkeit bezieht sich ausschließlich auf den für das menschliche Auge sichtbaren Teil des Lichtes, während die Leuchtkraft das gesamte elektromagnetische Spektrum umfasst.
Die absolute Helligkeit wird, genauso wie die scheinbare Helligkeit, in Magnituden angegeben. Auch bei der absoluten Helligkeit bedeutet ein kleinerer oder negativer Zahlenwert eine größere absolute Helligkeit. Um die absolute Helligkeit von der scheinbaren Helligkeit unterscheiden zu können wird in einigen Quellen der Großbuchstabe „M” verwendet. Da es hier keine genormte Schreibweise gibt, sollte aus dem Kontext hervorgehen ob die absolute oder die scheinbare Helligkeit gemeint ist.
Für die Ermittlung der tatsächlichen Helligkeit muss zwischen selbstleuchtenden Objekten und reflektierenden Objekten unterscheiden werden.
Die absolute Helligkeit eines selbst leuchtenden Objekts, wie z. B. die eines Sterns, ist die Helligkeit, die ein Bobachter in einer Entfernung von 10 Parsec – das entspricht 32,6 Lichtjahren – von diesem Objekt messen würde. Die absolute Helligkeit wird berechnet um die Helligkeiten von Sternen direkt vergleichen zu können, das sie nicht – wie die scheinbare Helligkeit – von der Entfernung des Sterns zum Beobachter abhängig ist.
Für reflektierende Objekte in unserem Sonnensystem, wie z. B. Planeten oder Kometen, wird die absolute Helligkeit so berechnet als würde sich das Objekt sowohl von der Sonne als auch vom Beobachter in einer Entfernung von 1 AE (=149 597 870 700 m) befinden und das Objekt dabei in Opposition stehen. Von der Erde aus betrachtet ist es natürlich unmöglich, das ein Objekt diese beiden Bedingungen gleichzeitig erfüllt. Da es hier ausschließlich darum geht die absoluten Helligkeiten zweier reflektierender Objekte vergleichen zu können, spielen weder die wirkliche Position des Beobachters noch die wirkliche Position des Objekts eine praktische Rolle. Es handelt sich hierbei also um rein theoretische Postulate für die Berechnung der absoluten Helligkeit reflektierender Objekte.
Aktualisiert am
26.10.2026, 20:50 UTC
Von: Martina Haupt
Kontakt: martina.haupt[ät]amateursternwarte.de