Photometrie - Wie hell sind die Sterne?

Photometrie - Wie hell sind die Sterne?

Wie und vor allem warum messen wir die Helligkeit von Sternen?

Die Photometrie reicht mehr als 2000 Jahre zurück, als der griechische Astronom Hipparchos die Sterne in sechs Helligkeitsklassen einteilte. Die hellsten sichtbaren Sterne nannte er Sterne der ersten Größe und die schwächsten sichtbaren Sterne nannte er Sterne der sechsten Größe.

Dunkel oder nur weit weg?

Die scheinbare Helligkeit jedes Objekts am Himmel hängt von seiner Eigenhelligkeit und seiner Entfernung ab. Zum Beispiel ist das hellste bekannte Objekt im Universum ein sehr schwacher Quasar, von der Erde aus gesehen, und kann nur mit einem großen Teleskop gesehen werden. Wäre sie so nah wie die nächste Galaxie, wäre sie mit bloßem Auge gut sichtbar.



Nach 1850 wurde die Fotografie verwendet, um die Helligkeit von Sternen zu bestimmen, da die Dichte und Größe des Bildes direkt mit der Helligkeit des Sterns zusammenhängt. Es zeigte sich jedoch bald, dass die fotografischen Größen nicht sehr gut mit den visuell erhaltenen übereinstimmten.

Der moderne Nachfolger der fotografischen Platte, das Charge-Coupled Device (CCD), ist in der Lage, einzelne Photonen von Sternen und Galaxien in Feldern von wenigen Quadratbogenminuten zu messen.

Andere Geräte sind erhältlich, die die Helligkeit eines astronomischen Objekts in Röntgenstrahlen, Ultraviolett, Infrarot und in Radiowellen messen können. Einige davon müssen außerhalb der Erdatmosphäre in Raketen oder Satelliten eingesetzt werden, da die Strahlung die Atmosphäre nicht durchdringt.

Wie funktioniert der Mondzyklus

Durch die Verwendung von Filtern zur Isolierung bestimmter Teile des Spektrums können Astronomen photometrische Messungen durchführen, um die intrinsische Helligkeit, die Entfernung, die chemische Zusammensetzung und das Alter einzelner Sterne und Galaxien zu bestimmen und Quasare nahe der Grenze des beobachtbaren Universums zu entdecken.

Sternentwicklung

Ein Großteil unseres Wissens darüber, wie sich Sterne mit zunehmendem Alter verändern, stammt aus der Photometrie von Sternen, die in Sternhaufen gruppiert sind. Es wird angenommen, dass diese Sterne fast gleichzeitig aus einer Gaswolke entstanden sind. Sie alle haben daher fast identische Entfernungen, Alter und Zusammensetzung. Die Beobachtung aller Mitglieder eines Haufens gibt uns ein sofortiges Bild davon, wie viele Sterne in einem bestimmten Alter aussehen. Durch die Kombination von Bildern für verschiedene Haufen unterschiedlichen Alters können wir ableiten, wie sich die Eigenschaften eines Sterns mit dem Alter ändern.

Variable Sterne

Es wird angenommen, dass unsere Sonne von konstanter Helligkeit ist (obwohl sie sehr leicht variieren kann). Viele andere Sterne ändern ihre Helligkeit recht deutlich. Durch die Untersuchung der Art und Weise, wie sie sich verändern, können Astronomen mehr über die Details der Sternentwicklung und die innere Struktur von Sternen erfahren.

Viele Sterne sind keine Einzelsterne wie die Sonne, sondern Doppelsterne. Die beiden Sterne umkreisen einander und wenn die Ebene ihrer gemeinsamen Umlaufbahn in der Nähe der Sichtlinie liegt, wird ein Stern vor dem anderen vorbeiziehen und ihn so verdunkeln, was zu einer Verringerung der beobachteten Gesamthelligkeit führt. Aufgrund der sehr großen Entfernungen zu Sternen können die beiden Sterne selbst in den größten Teleskopen nicht getrennt werden, aber durch eine Analyse der Form der Lichtvariation können die Massen und Größen der beiden einzelnen Sterne ermittelt werden.

Die Cepheiden-Periode-Leuchtkraft-Beziehung

Die Variabilität einiger Sterne ist eher auf interne Ursachen als auf externe zurückzuführen. Die Cepheiden-Variablen sind Mitglieder einer sehr wichtigen Variablenklasse. Dies sind Sterne, die aufgrund einer zyklischen Expansion und Kontraktion des gesamten Sterns aufhellen und verblassen.

1908 stellte Miss Leavitt fest, dass in einer der Magellanschen Wolken (die Satellitengalaxien der Milchstraße sind) eine starke Beziehung zwischen der Helligkeit der Cepheiden und ihrer Pulsationsperiode besteht. Diese sogenannte Periode-Leuchtkraft-Beziehung ist sehr detailliert untersucht worden und ist heute eine der wichtigsten Methoden, um die Entfernungen zu anderen Galaxien zu bestimmen.

Das Royal Observatory ist täglich ab 10 Uhr geöffnet

Tickets buchen