Absolut Magnitude

D'Absolut Magnitude ass eng Hëllefsgréisst an der Astronomie, fir déi tatsächlech Magnitudë vun Himmelsobjeten, meeschtens Stäre vergläichen ze kënnen.

Vun der Äerd aus gesäit een e Stär mat senger visueller Magnitude, well se duerch seng Distanz an duerch interstellar Matière beaflosst gëtt.

Fir déi tatsächlech Hellegkeet vergläichen ze kënnen, stellt ee sech d'Stären an eentheetlechen Distanze vir. Déi huet 10 Parsec (1 pc = 3,26 Liichtjoer). D'Hellegkeet, déi en Observateur aus dëser Normdistanz miesse géif, nennt een absolut Hellegkeet. Bei Stären, déi manner wéi 10 Parsec ewech sinn, ass déi visuell Magnitude méi grouss wéi déi absolut Magnituden an ëmgedréint. Wéi och bei der visueller Magnitude bedeit e klengen Zuelewäert méi eng grouss Liichtkraaft.

D'Schreifweis an der Astronomie heescht (bei engem Stär vun drëtter Gréissteklass) ${\displaystyle 3^{M},0}$. Bei der absolutter Hellegkeet gëtt am Géigesaz zu der visueller Magnitude e groussen 'M' héichgestallt.

Déi absolut hellst Fixstären erreechen ongeféier ${\displaystyle -9^{M}}$ (iwwer 100.000-mol d'Liichtkraaft vun eiser Sonn), déi liichtschwaachst dogéint ${\displaystyle +17^{M}}$ (ongeféier en Zéngdausendstel vun der Sonneliichtkraaft).

D'bolometresch Magnitude entsprécht der Liichtkraaft augedréckt a Magnitude-Unitéiten, d. h. wann een d'elektromagnéitesch Wellelängte mat arechent, zesumme mat deenen déi duerch Pass-Bandfilteren net erfaasst ginn, a vun der Äerdatmosphär absorbéiert ginn, oder déi duerch interstellare Stëbs verstoppt ginn.

D'Korrektur déi muss gemaach ginn hänkt vum Empfindlechkeetsberäich vum Miessinstrument souwéi vum Spektraltyp vum Objet of.

D'fotografesch Magnitude vun der Sonn ass ${\displaystyle 5^{M},16}$, déi bolometresch dogéint ass ${\displaystyle 4^{M},74}$.

D'Differenz tëscht absolutter Magnitude M a siichtbarer Magnitude m gëtt Distanzmodul genannt. D'Formel fir d'Distanzmodul ass:

${\displaystyle m-M=-5+5\log _{10}r=-5-5\log _{10}\pi }$

Dobäi ass r den Ofstand vum Stär a Parsec, π seng Parallax. Mat Hëllef vun där fir d'Astronomie wichteger Formel ka fir Stären, deenen hir Liichtkraaft bekannt ass (z. B. Cepheiden oder Supernovae vum Typ Ia), den Ofstand gerechent ginn.

Op déi Aart a Weis konnt 1923 den Ofstand vum Andromedaniwwel ermëttelt ginn.

m - M	Distanz		m - M	Distanz
	Parsec	Liichtjoer		Parsec	Liichtjoer
- 5	1	3,26	+ 5,5	125,89	410,61
- 4	1,58	5,17	+ 6,0	158,49	516,93
- 3	2,51	8,19	+ 6,5	199,53	650,78
- 2	3,98	12,98	+ 7,0	251,19	819,28
- 1	6,31	20,58	+ 7,5	316,23	1.031,41
0	10	32,62	+ 8,0	398,11	1.298,47
+ 1	15,85	51,69	+ 8,5	501,19	1.634,68
+ 2	25,12	81,93	+ 9,0	630,96	2.057,94
+ 3	39,81	129,85	+ 9,5	794,33	2.590,80
+ 4	63,10	205,79	+ 10	1.000	3.261,62
+ 5	100	326,16	+ 25	1.000.000	3.261.619

Bei Koméiten an Asteroide gëtt de Begrëff Absolut Magnitude ofwäichend definéiert, well si nëmme Liicht reflektéieren. Dobäi gëtt déi an der Realitéit onméiglech Situatioun ugeholl, datt d'Äerd an d'Sonn op enger Plaz sinn an den Objet, de Koméit oder den Asteroid, genee eng astronomesch Eenheet ewech stinn. D'Hellegkeet, mat där den Objet dann ze gesi wier, gëtt absolut Magnitude genannt.

Stär	Siichtbar Magnitude (${\displaystyle m_{V}}$)	Absolut Magnitude (${\displaystyle M_{V}}$)	Distanzmodul (${\displaystyle m_{V}-M_{V}}$)	Distanz
Sonn	${\displaystyle -26^{m},73}$	${\displaystyle +4^{M},84}$	- 31,57	4,851•10−6 pc
Sirius	${\displaystyle -1^{m},46}$	${\displaystyle +1^{M},43}$	- 2,89	2,64 pc
Vega	${\displaystyle +0^{m},03}$	${\displaystyle +0^{M},58}$	- 0,55	7,75 pc
Pollux	${\displaystyle +1^{m},15}$	${\displaystyle +1^{M},08}$	+ 0,07	10,34 pc
Spica	${\displaystyle +1^{m},04}$	${\displaystyle -3^{M},51}$	+ 4,55	81,3 pc
Rigel	${\displaystyle +0^{m},12}$	${\displaystyle -6^{M},78}$	+ 6,90	240 pc

Portal Astronomie