Magnitude oder Größenklasse

Die Magnitude ist die in der Astronomie übliche Einheit für die Helligkeit von Objekten. Magnitude ist lateinsch und heißt übersetzt Größe. Eingeführt wurde sie von Hipparch im ersten Jahrhundert vor Christus. Hipparch teilte die Sterne in 6 Helligkeiten ein und gab dem hellsten Stern die Größe (Magnitude) 1 und dem schwächsten gerade sichtbaren Stern die Zuordnung 6. Größe.

Diese Zuordnung führt dazu, daß entgegen der Intuition ein hellerer Stern eine kleinere Magnitude hat.

Heutzutage ist eine rein subjektive Zuordnung der Helligkeit von Sternen natürlich nicht mehr gewünscht, sondern man möchte eine reproduzierbare Skala haben. Da das Auge im wesentlichen logarithmisch arbeitet (doppelt so heller Eindruck entspricht nicht doppelt soviel Licht sondern eher 2,5 Mal), ist der Zusammenhang heute wie folgt definiert:

m = -2,5 * log(F / F₀)

hierbei ist F der wirkliche Strahlungsstrom, d.h. wieviel Energie pro Zeit bei uns ankommt. F₀ ist eine Konstante, die uns festlegt, welchem Stern wir 0. Größe zuweisen. Wega hat bspw. die Magnitude 0,2 und wird u.a. zur Kalibrierung dieses Nullpunktes genommen.

Was wir jetzt gemessen bzw. gesehen haben, ist die Intensität derjenigen Strahlung, die bei uns ankommt. In der Realität sind die Sterne aber unterschiedlich weit weg, so daß zwei in Wirklichkeit total unterschiedlich helle Sterne hier auf der Erde als gleich hell wahrgenommen werden können. Darum spricht man bei der obigen Definition auch von der scheinbaren Helligkeit.

Um verschiedene Sterne in ihrer Helligkeit miteinander zu vergleichen, müßte man die Sterne alle in der selben Entfernung verschieben und dann ihre Helligkeiten vergleichen. Zum Glück kann man das machen ohne wirklich Sterne zu verschieben, wenn man die Entfernung zu den einzelnen Sternen kennt. Wie beim Gravitationsgesetz die Anziehungskraft mit dem Quadrat der Entfernung abnimmt, so nimmt auch die Helligkeit (Strahlungsstrom) einer Lichtquelle mit der Entfernung quadratisch ab. Man definiert also die absolute Helligkeit M als

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

Hierbei ist r die Entfernung des Sterns und m dessen scheinbare Helligkeit. Die Entfernung dividiert man laut Konvention durch 10 Parsec; d.h. man guckt sich die Sterne an als ob sie alle in 10pc Entfernung stünden.