Scheinbare Helligkeit

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Die scheinbare Helligkeit gibt an, wie hell ein Himmelskörper für einen Beobachter auf der Erde erscheint. In der Astronomie wird für die scheinbare Helligkeit die Schreibweise 3^m.0 oder 3,0 mag benutzt, wobei das kleine hochgestellte 'm' für magnitudo (Größe) steht.

Schon in der griechischen Antike teilte man die freiäugig sichtbaren Sterne grob in sechs Größenklassen ein, wobei den 15 hellsten Sternen die "1. Größe" zugewiesen wurde. Sterne bis zur 3. Größe gibt es etwa 150, bis zur 6. Größe bereits 5000. Um das Jahr 1800 erweiterten die Astronomen diese Skala nach beiden Seiten und führten eine dezimale Unterteilung ein, was den Beginn der Fotometrie darstellte.
Die Fixsterne Sirius und Canopus sowie 3 helle Planeten haben in dieser Helligkeitsskala negative Werte (-1 bis -4,4 mag), während man in verschieden großen Fernrohren auch noch Sterne 10. bis 20. Größe sehen kann. Die scheinbare Helligkeit der schwächsten Sterne, die ein Linsen- oder Spiegelteleskop gerade noch erkennen lässt, definiert die Grenzgröße dieses Beobachtungsgerätes.

Die scheinbare Helligkeit hängt sowohl von der Leuchtkraft des Objekts als auch von seiner Entfernung zur Erde ab. So erscheint der Mond aufgrund seiner Nähe zur Erde wesentlich heller als weit entfernte Sterne, obwohl diese milliardenfach stärker leuchten.

Die Magnituden- bzw. Helligkeits-Skala ist logarithmisch, weil gemäß dem Weber-Fechner-Gesetz fast jede Sinnesempfindung des Menschen (und der meisten Tiere) dem Logarithmus des Reizes proportional ist. Ein Helligkeitsunterschied von 1 : 100 entspricht hierbei einem Unterschied von fünf Größenklassen.

Physikalisch ist die Helligkeitsskala durch die Energie des einfallenden Lichtes definiert. Wenn m die Magnituden und s die gemessenen Strahlungsströme zweier Sterne sind, gilt für ihren Helligkeitsunterschied

Für Δ m = 1 entspricht dies einem Verhältnis der Lichtenergie von 1 : 2,512 bzw. einem Logarithmus von 0,4.
Als Referenz dieser an sich relativen Skala dient der Stern Vega, dessen Helligkeit mit der Magnitude null festgesetzt wird. Außerdem sind all seine fotometrischen Farben ebenfalls als null definiert.
Damit lässt die auf den griechischen Astronomen Hipparchos zurückgehende Größenskala eine beliebige Verfeinerung für moderne Messinstrumente zu, und die o.e. negativen Größenklassen für sehr helle Objekte wie Sonne, Mond und Planeten ergeben sich aus der Formel von selbst.

Früher wurde die Skala am Polarstern mit 2,1 mag ausgerichtet, bis man bemerkte, dass dessen Helligkeit kleinfügig variiert. Zur Eichung fotometrischer Instrumente dient eine Gruppe exakt gemessener Sterne nahe dem Himmelspol, die sog. "Polsequenz".

Die scheinbare Helligkeit von Sonne und Mond schwankt wegen ihrer variablen Entfernung, da Erde und Mond elliptische Umlaufbahnen haben. Noch stärker wird jedoch die Magnitude des Mondes von seiner Phase (Mondsichel) beeinflusst. Auch bei den Planeten hängt die Helligkeit hauptsächlich von der relativen Position zur Erde ab.

Mit bloßem Auge kann man bei guten Bedingungen Sterne bis zur sechsten Größenklasse erkennen, mit einem Feldstecher bis etwa zur neunten. Die größten terrestrischen Teleskope können mit empfindlichen CCD-Sensoren noch Objekte mit einer Magnitude von 25-30 aufzeichnen.
Die derzeitige Instrumentierung des Hubble-Weltraumteleskops reicht bis zu Sternen der 31. Größenklasse, was etwa einer kleinen Kerze auf dem Mond entspricht. Mit dem von der ESO geplanten 100-m-Spiegelteleskop OWL wird sogar eine Beobachtung von Himmelskörpern der 38. Magnitude - und damit vielleicht von entfernten Exoplaneten - möglich sein.

Ursprünglich wurde unter scheinbarer Helligkeit jene verstanden, wie sie dem Auge erscheint. Sie wird heute visuelle Helligkeit genannt - in dem Gegensatz zur fotografischen Magnitude, die einer etwas anderen spektralen Empfindlichkeit entspricht.

In diesem Zusammenhang ist auch der Unterschied von Punkt - und Flächenhelligkeit von Bedeutung. Ein Fernrohr steigert die Bildhelligkeit eines de facto punktförmigen Sterns proportional zur Fläche seines Objektivs (Quadrat seiner Apertur). Demgegenüber können Flächen auch in dem größten Fernrohr nie heller erscheinen als dem freien Auge - sondern lediglich deutlicher aufgelöst. Daher konnte erst mit der lichtsammelnden Wirkung der Fotografie die Struktur feiner Nebel und Galaxien genauer erforscht werden.