Ein Blick in den Nachthimmel über der Erde zeigt, dass einige Sterne viel heller sind als andere. Die Helligkeit eines Sterns hängt jedoch von seiner Zusammensetzung ab und davon, wie weit er vom Planeten entfernt ist.
Astronomen definieren die Sternenhelligkeit als scheinbare Größe — wie hell der Stern von der Erde erscheint — und absolute Größe-wie hell der Stern in einer Standardentfernung von 32,6 Lichtjahren oder 10 Parsecs erscheint. (Ein Lichtjahr ist die Entfernung, die Licht in einem Jahr zurücklegt — etwa 6 Billionen Meilen oder 10 Billionen Kilometer.,) Astronomen messen auch die Leuchtkraft — die Menge an Energie (Licht), die ein Stern von seiner Oberfläche emittiert.
Die Messung der Sternenhelligkeit ist eine alte Idee, aber heute verwenden Astronomen genauere Werkzeuge, um die Berechnung zu erhalten.
Von Griechisch bis modern times
Vor mehr als 2.000 Jahren war der griechische Astronom Hipparchus der erste, der einen Katalog von Sternen nach ihrer Helligkeit erstellte, so Dave Rothstein, der 2003 an der Website der Cornell University“ Ask An Astroner “ teilnahm.,
„Grundsätzlich betrachtete er die Sterne am Himmel und klassifizierte sie danach, wie hell sie erscheinen — die hellsten Sterne waren „Magnitude 1“, die nächsthellsten waren „Magnitude 2“ usw., Sie nach unten zu „Stärke 6″, das waren die schwächsten Sterne, die er sehen konnte,“ Rothstein schrieb.
Menschliche Augen sind jedoch nicht sehr anspruchsvoll. Große Helligkeitsunterschiede erscheinen mit dieser Skala tatsächlich viel kleiner, sagte Rothstein., Lichtempfindliche geladene gekoppelte Geräte (CCDs) in Digitalkameras messen die Lichtmenge, die von Sternen kommt, und können eine genauere Definition der Helligkeit liefern.
Mit dieser Skala definieren Astronomen nun die Differenz von fünf Größen als Helligkeitsverhältnis von 100. Vega wurde als Referenzstern für die Skala verwendet. Anfangs hatte es eine Größe von 0, aber genauere Instrumentierung änderte das auf 0.3.
Scheinbare Größe vs. absolute Größe
Wenn man die Erde als Referenzpunkt betrachtet, berücksichtigt der Maßstab der Größe jedoch nicht die wahren Helligkeitsunterschiede zwischen Sternen. Die scheinbare Helligkeit oder scheinbare Größe hängt vom Standort des Beobachters ab., Verschiedene Beobachter werden je nach Standort und Entfernung vom Stern eine andere Messung durchführen. Sterne, die näher an der Erde sind, aber schwächer, könnten heller erscheinen als weit leuchtendere, die weit weg sind.
„Es ist die ‚wahre‘ Helligkeit-wobei die Entfernungsabhängigkeit berücksichtigt wird -, die für uns als Astronomen am interessantesten ist“, heißt es in einem Online-Kurs über Astronomie von der University of Tennessee.,
“ Daher ist es sinnvoll, eine Konvention festzulegen, mit der wir zwei Sterne auf derselben Grundlage vergleichen können, ohne Helligkeitsschwankungen aufgrund unterschiedlicher Entfernungen, die das Problem erschweren.“
Die Lösung bestand darin, eine absolute Größenskala zu implementieren, um eine Referenz zwischen Sternen bereitzustellen. Um dies zu tun, berechnen Astronomen die Helligkeit der Sterne, wie sie erscheinen würden, wenn sie 32,6 Lichtjahre oder 10 Parsec von der Erde entfernt wären.
Ein weiteres Maß für die Helligkeit ist die Leuchtkraft, die die Kraft eines Sterns ist — die Energiemenge (Licht), die ein Stern von seiner Oberfläche abgibt., Es wird normalerweise in Watt ausgedrückt und in Bezug auf die Leuchtkraft der Sonne gemessen. Zum Beispiel beträgt die Leuchtkraft der Sonne 400 Billionen Billionen Watt. Einer der nächsten Sterne der Erde, Alpha Centauri A, ist etwa 1,3 mal so hell wie die Sonne.
Um die Leuchtkraft anhand der absoluten Größe zu ermitteln, muss berechnet werden, dass eine Differenz von fünf auf der absoluten Größenskala einem Faktor von 100 auf der Leuchtkraftskala entspricht — beispielsweise ist ein Stern mit einer absoluten Größe von 1 100-mal so hell wie ein Stern mit einer absoluten Größe von 6.,
Einschränkungen der absoluten Größe
Während die absolute Größenskala die beste Anstrengung der Astronomen ist, die Helligkeit der Sterne zu vergleichen, gibt es einige Hauptbeschränkungen, die mit den Instrumenten zu tun haben, mit denen sie gemessen werden.
Zunächst müssen Astronomen definieren, welche Wellenlänge des Lichts sie verwenden, um die Messung durchzuführen. Sterne können Strahlung in Formen emittieren, die von hochenergetischen Röntgenstrahlen bis hin zu niederenergetischer Infrarotstrahlung reichen. Abhängig von der Art des Sterns könnten sie in einigen dieser Wellenlängen hell und in anderen Dimmer sein.,
Um dies zu beheben, müssen Wissenschaftler angeben, welche Wellenlänge sie verwenden, um die Messungen der absoluten Größe durchzuführen.
Eine weitere wichtige Einschränkung ist die Empfindlichkeit des Messgeräts. Im Allgemeinen, da Computer fortgeschritten sind und sich die Teleskopspiegeltechnologie im Laufe der Jahre verbessert hat, haben Messungen, die in den letzten Jahren durchgeführt wurden, bei Wissenschaftlern mehr Gewicht als vor langer Zeit.
Paradoxerweise gehören die hellsten Sterne zu den am wenigsten von Astronomen untersuchten, aber es gibt mindestens eine neuere Anstrengung, ihre Leuchtkraft zu katalogisieren., Eine Konstellation von Satelliten namens BRITE (BRight Target Explorer) misst die Helligkeitsvariabilität zwischen Sternen. Teilnehmer am Sechs-Satelliten-Projekt sind Österreich, Kanada und Polen. Die ersten beiden Satelliten wurden 2013 erfolgreich gestartet.
Variable Sterne
Während viele Sterne eine konsistente Helligkeit haben, gibt es mehr als 100.000 bekannte und katalogisierte variable Sterne. (Sogar unsere eigene Sonne ist variabel und variiert während ihres 11-jährigen Sonnenzyklus um etwa 0,1 Prozent oder ein Tausendstel ihrer Größe.,) Variable Sterne sind entweder intrinsisch (was bedeutet, dass sich ihre Leuchtkraft aufgrund von Merkmalen wie Ausdehnung, Kontraktion, Eruption oder Pulsation ändert) oder extrinsisch (was bedeutet, dass ein Stern oder Planet vor dem Stern vorbeizieht und das Licht blockiert) oder dass die Änderung auf Sternrotation zurückzuführen ist.)
Sterne können sich auch in der Leuchtkraft im Laufe der Zeit ändern. Der North Star oder Polaris zum Beispiel hätte in der Antike bis zu 4, 6 Mal heller sein können als heute. Eine Studie aus dem Jahr 2014 stellte fest, dass sich der Stern in den letzten Jahrzehnten verdunkelte, sich dann aber wieder drastisch aufhellte., Polaris ist Teil der Klasse der Cepheid-Variablen, bei denen es sich um extrem leuchtende Sterne mit kurzen Pulsationsperioden handelt. Die Variationen in der Leuchtkraft ermöglichen es den Astronomen zu berechnen, wie weit diese Cepheiden entfernt sind, was sie zu nützlichen „Messstäben“ macht, wenn die Sterne in Galaxien oder Nebel eingebettet sind.
Andere Arten von Sternen mit intrinsischen Variablen umfassen katastrophale Variablen (die sich aufgrund von Ausbrüchen wie bei Supernovae-Explosionen aufhellen) oder eruptische Variablen (deren Helligkeit bei Eruptionen an der Oberfläche variiert) oder Kombinationen mit interstellarer Materie.,) Extrinsische Variablen umfassen finstere binäre Sterne und rotierende Sterne (wie Pulsare, die Kerne von Supernova, deren elektromagnetische Strahlung nur sichtbar ist, wenn der Strahl auf die Erde gerichtet ist.)