Sternhelligkeitsrechner

Die Helligkeitsskala läuft absichtlich rückwärts: Sie geht auf Hipparchos zurück, der um 150 v. Chr. Sterne mit bloßem Auge einordnete – '1. Größenklasse' bedeutete die hellsten, '6. Größenklasse' die schwächsten, die er noch sehen konnte. Kleinere Zahlen waren also immer heller, und das moderne System hat diese Konvention beibehalten und nur präzisiert. Jede Stufe von 1 Magnitude entspricht einem Helligkeitsverhältnis von genau 100^(1/5) ≈ 2,512, sodass ein Unterschied von 5 Magnituden immer einem Faktor von genau 100 im Fluss entspricht – daher stammen sowohl die '5' als auch der Referenzwert '10 pc' in der Entfernungsmodul-Formel. Das bedeutet auch, dass die Skala keine untere Grenze hat: Die Helligkeit der Sonne von -26,74 und die des Sirius von -1,46 liegen auf demselben Lineal wie die schwächste Galaxie, die Hubble je abgebildet hat, nahe Magnitude 31.

Die scheinbare Helligkeit m sagt nur, wie hell ein Stern aussieht — sie vermischt seine wahre Leuchtkraft mit seiner Entfernung. Die absolute Helligkeit M rechnet die Entfernung heraus, indem sie fragt, wie hell der Stern aus genormten 10 pc erschiene. Ihre Differenz, das Entfernungsmodul m − M, ist damit eine verkappte Entfernung. Die Sonne strahlt mit m = −26.74, doch ihre absolute Helligkeit beträgt nur +4.83 — aus 10 pc wäre sie ein blasser, unscheinbarer Punkt.

Das Entfernungsmodul setzt leeren Raum voraus, doch interstellarer Staub dämpft das Sternenlicht unterwegs und lässt den Stern schwächer — und damit fälschlich ferner — erscheinen. Deshalb trennen Astronomen das scheinbare Entfernungsmodul m − M vom wahren, m − M − A, wobei A die Extinktion in Größenklassen ist. Zum Galaktischen Zentrum hin kann A über 30 Größenklassen erreichen: ein Faktor 10¹² im Fluss, genug um ganze Sternfelder zu verschlucken, bis Infrarot hindurchdringt.