Photometrisches System

Mit einem Photometrischen System bestimmt man in der Astronomie die Helligkeit von Sternen in verschiedenen Spektralbereichen des Lichts. Um die spektroskopische Eigenschaften der Sterne genauer beschreiben zu können, verwendet man einen Satz von Filtern für verschiedene Wellenlängenbereiche. Ein solcher Filtersatz gemeinsam mit Angaben über die Durchlasseigenschaften der Filter bildet ein photometrisches System. Eine wichtige Eigenschaft der Filter ist die isophote Wellenlänge, die in der Mitte des Durchlassbereichs liegt. Ein photometrisches System wird mit einer ihm eigenen Liste von Standardsternen kalibriert.

Historische Entwicklung

Mit der Einführung der photoghraphischen Astronomie um das Ende des 19. Jahrhunderts stellte sich heraus, dass die photographisch bestimmten Helligkeiten der Sterne nicht mit den visuellen Helligkeiten der Sternkataloge übereinstimmten. Die Ursache dafür ist, dass die spektrale Empfindlichkeit der verwendeten Fotoplatten nicht mit der Empfindlichkeit des Auges übereinstimmen^[1]. Helligkeitsangaben erfordern daher Angaben über die spektrale Empfindlichkeit des verwendeten Detektors und die Absorptionseigenschaften der verwendeten Filter.

Beispiele

Das einfachste System ist das photovisuelle System, das die visuellen Helligkeiten mit einer isophoten Wellenlänge um 510 nm mit fotografisch bestimmten Helligkeiten und diejenigen, die mit orthochromatischen Emulsionen ermittelt. Die isophote Wellenlänge einer orthochromatischen Emulsion liegt weiter im blauen Bereich des Spektrums um 450 nm.

Das am weitesten verbreitete photometrisches System, das die Leuchtkraft im nahen ultravioletten, blauen und visuellen Bereich angibt, ist das UBV-System von Johnson und Morgan, das 1953 definiert wurde^[2].

Einzelnachweise

1. ↑ Krautter, Joachim et al., Meyers Handbuch Weltall, 7. Auflage 1994, ISBN 3-411-07757-3, S. 231 ff
2. ↑ Kitchin, C. R., Astrophysical Techniques, Third Edition 1998, ISBN 0-7503-0498-7, S. 263