Helligkeit

Die Absolute Helligkeit wird in sogenannten Groessenklassen gemessen. Dabei wird die Helligkeit eines Sterns über eine Entfernung von 10 Parsec verglichen.

Die Helligkeit eines Sterns kann je nach betrachtetem Spektralbereich stark schwanken. So sind sehr kleine Sterne wie M-Zwerge im optischen Bereich sehr leuchtschwach, während sie im infraroten Bereich dafür viel heller strahlen. Um die Helligkeit über das ganze Spektrum anzugeben, wird die bolometrische Helligkeit angegeben. Die bolometrische Helligkeit der Sonne ist kleiner als ihre Helligkeit im Bereich des sichtbaren Lichtes, da die Sonne im Bereich des sichtbaren Lichtes am hellsten strahlt.

Die Scheinbare Helligkeit (ebenfalls gemessen in Grössenklassen) ist die Helligkeit, mit der uns ein Stern über eine bestimmte Helligkeit erscheint. So ist die scheinbare Helligkeit von Sirius grösser als jene von Rigel, obwohl Rigel eigentlich viel heller als Sirius ist - er ist bloss viel weiter entfernt. Um von der Scheinbaren in die Absolute Helligkeit umzurechnen und umgekehrt, wird das Entfernungsmodul verwendet:

m - M = -5 + 5 * log (r)

m ist hier die Scheinbare Helligkeit, M die Absolute Helligkeit, log (r) ist der Logarithmus zur Basis 10 von r, dem Abstand des Sterns in Parsec.