Astrophotometrie

Zusammenfassung

Eine der wichtigsten Grundlagen für die moderne Stellarastronomie — wir werden später noch darauf zurückkommen — liegt in der Messung der Helligkeit der Fixsterne. Den ersten Ansatz zu einer Sternphotometrie haben wir schon im „Almagest“ des Ptolemäus vor uns. Dieses Werk enthält u. a. einen Sternkatalog, in welchem die Sterne nach ihrer scheinbaren Helligkeit — d. i. der Helligkeit, in der sie uns erscheinen — nach Größenklassen eingeteilt sind, und zwar von den hellsten Sternen ausgehend, in Sterne 1., 2., 3. Größenklasse usw., im übrigen eine Einteilung, die im großen ganzen noch heute in Gebrauch steht. Die moderne Definition der „Größenklasse“ besagt, daß die von einem Sterne einer gewissen Größenklasse zu uns kommende Lichtmenge zu der scheinbaren Lichtmenge eines Sterns der nächstfolgenden Größenklasse sich wie 2.512 zu 1 verhält. Mit freiem Auge erblickt man Sterne bis zur 6. Größenklasse; die schwächsten Sterne, die uns heute das 100 zöllige Riesenfernrohr auf dem Mt. Wilson auf photographischem Wege zugänglich macht, sind Sterne etwa der 21. Größenklasse.