Sterne (8) Photometrie II

Stellarphotometrie

Die Sternphotometrie beschäftigt sich mit der exakten Bestimmung der Helligkeit von Sternen in vorgegebenen Spektralbereichen.

∆𝑚 = 𝑚𝐴 −𝑚𝐵 = −2.5 log 𝐾 𝜆 𝐸 𝜆 𝐼𝐴 𝜆 𝑑𝜆𝜆2𝜆1

𝐾 𝜆 𝐸 𝜆 𝐼𝐵 𝜆 𝑑𝜆𝜆2𝜆1

Physikalische Grundlage ist die Definition der Sternhelligkeit in Größenklassen. Unter Ausnutzung des Weber-Fechnerischen Gesetzes wird eine Beziehung zwischen dem Strahlungsfluß und der Helligkeitswahrnehmung hergestellt. Physikalisch von Bedeutung ist dabei aber nur der (spektrale) Strahlungsfluß.

Je nach verwendeten Spektralbereich (Bandbreite) unterscheidet man verschiedene „Helligkeiten“. Das bekannteste System für den optischen Spektralbereich ist das UBV-System nach Johnson und Strömgren.

Erste Versuche einer objektiven Helligkeitsmessung in der Astronomie

„Weihnachtskugelphotometer“

Licht des Vollmondes wird auf einer „versilberten“ Kugel gespiegelt (Umwandlung in einen Lichtpunkt) und die Helligkeit von dessen Bild mit der Sternhelligkeit verglichen, wobei die Kugel so weit vom Beobachter weg platziert wird, bis Sternhelligkeit und Mondreflektion gleich hell erscheinen. Die Entfernung der Weihnachtsbaumkugel vom Beobachter ist dann ein objektives Maß für die Sternhelligkeit.

Diese Methode wird heute in umgekehrter Richtung noch gern zur Photometrie von Mondfinsternissen verwendet. Insbesondere reine Halbschattenfinsternisse lassen sich auf diese Weise nachweisen

John Herschels Astrometer

1836: Sternkatalog hellerer Sterne

John Herschel verwendete eine Linsenanordnung und einen Schirm, um ein sternartig verkleinertes Mondbild zu erhalten. Die Entfernung dieses Schirms zum Auge wurde so variiert, bis Sternbild und Mondbild gleich hell erschienen.

Visuelles Katzenaugen- bzw. Irisblendenphotometer

Bei zwei Fernrohren mit gleicher Öffnung wurde von einem die Öffnung mit einer verstellbaren „Irisblende“ ausgestattet. Ein weniger heller Vergleichsstern wird mit einem helleren Stern im zweiten Fernrohr verglichen, wobei die Objektivblende so weit geschlossen wird, bis beide Sterne gleich hell erscheinen. Das Verhältnis der beiden Objektivdurchmesser ist dann ein Maß für den relativen Helligkeitsunterschied.

Irisblende

Der technologische Durchbruch: Zöllners Sternphotometer (1861)

Prinzip: Erzeugung eines in der Helligkeit regelbaren künstlichen Sterns im Strahlengang des Fernrohrs. Lichtquelle: Petroleumflamme Helligkeitsregulierung über zwei Nicol-Prismen

Der Drehwinkel (über einen Nonius ablesbar) ist ein Maß für die Abschwächung des künstlichen Vergleichssterns. Später wurde zur Verbesserung noch ein weiteres Nicol-Prisma sowie eine planparallele Bergkristall- platte eingebaut, die eine Regulierung der Stern- farbe erlauben. Ein Maß für die Farbe war dann der Drehwinkel des Kolorimeterkreises.

Weiterentwicklung: Pickeringsches Meridianphotometer – vergleicht „wirkliche“ Sterne

Auslöschphotometer – Beispiel: Keilphotometer nach Kayser

Man verringert die Helligkeit eines Sterns durch einen Graukeil im Strahlengang so lange, bis er nicht mehr wahrnehmbar ist. Das Maß für die Helligkeit des Sterns ist dann die Dicke des Keils, bei der der Stern im Fernrohr verschwindet.

Mit Graukeilen lassen sich sehr einfache und billige Photometer herstellen. Ihre Genauigkeit ist aber nicht sehr hoch, da bei ihnen die Empfindlichkeit des Auges des Beobachters eine große Rolle spielt.

Photographische Photometrie

Größe und Dichte der Schwärzungsscheibchen als Maß für die Sternhelligkeit

Verschiedene Prinzipien: Wärme- messung mit Thermoelement und Galvanometer / lichtelektrische Messung unter Ausnutzung des Photoeffekts / Durchmesserbestim- mung des Sternscheibchens

Registrierendes Irisblendenphotometer nach Siedentopf

Lichtelektrische Photometrie

Paul Guthnick (Potsdam Babelsberg) entwickelte die Helligkeitsmessung von Sternen mittels einer Photozelle zur Perfektion.

Paul Guthnick und Cuno Hoffmeister

Selen-Zelle

wegen der geringen Empfindlichkeit nur für helle Sterne geeignet Prinzip wurde auch für Plattenphoto- meter eingesetzt

(Hoffmeister in Sonneberg)

Sekundärelektronenvervielfacher (SEV)

Die Einführung von SEV‘s stellten einen Meilenstein in der Sternphotometrie dar, da damit auch die Helligkeit schwächerer Sterne meßbar wurden.

Photomultiplier

Produktbeispiel: OPTEC Stellar Photomultiplier Photometer für Amateure

Einsatz: Beobachtung des Lichtwechsels veränderlicher Sterne oder des Rotationslichtwechsels von Planetoiden

Nächstes Mal: Halbleiterdetektoren zur Photometrie und Bildgebung