Sterne (8) Photometrie II

Sterne (8) Photometrie II
Stellarphotometrie
Die Sternphotometrie beschäftigt sich mit der exakten Bestimmung der Helligkeit
von Sternen in vorgegebenen Spektralbereichen.
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.
∆𝑚 = 𝑚𝐴 − 𝑚𝐵 = −2.5 log
𝜆2
𝐾
𝜆1
𝜆2
𝐾
𝜆1
𝜆 𝐸 𝜆 𝐼𝐴 𝜆 𝑑𝜆
𝜆 𝐸 𝜆 𝐼𝐵 𝜆 𝑑𝜆
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 Bergkristallplatte eingebaut, die eine Regulierung der Sternfarbe 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: Wärmemessung mit Thermoelement und
Galvanometer / lichtelektrische
Messung unter Ausnutzung des
Photoeffekts / Durchmesserbestimmung des Sternscheibchens
Registrierendes Irisblendenphotometer nach Siedentopf
Lichtelektrische Photometrie
Paul Guthnick (Potsdam Babelsberg) entwickelte die Helligkeitsmessung von
Sternen mittels einer Photozelle zur Perfektion.
Selen-Zelle
wegen der geringen
Empfindlichkeit nur
für helle Sterne
geeignet
Prinzip wurde auch
für Plattenphotometer eingesetzt
(Hoffmeister in
Sonneberg)
Paul Guthnick und Cuno Hoffmeister
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