Flächenhelligkeit

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Die Flächenhelligkeit B ist eine Leuchtdichte. Sie wird in der Astronomie benutzt, um die Helligkeit von astronomischen Objekten mit großer Flächenausdehnung, beispielsweise Kometen, Nebel oder Galaxien zu erfassen. Die Aufhellung des Nachthimmels wiederum beeinflusst die Sichtbarkeit der vorgenannten Objekte.

Die beobachtete Flächenhelligkeit eines Objekts ist unabhängig von seiner Entfernung. Denn wenn es doppelt so weit weg ist, verteilt sich das beim Beobachter eintreffende Licht zwar über die vierfache Fläche, doch sieht er das Objekt um dasselbe Maß kleiner.

Beobachtung[Bearbeiten]

Für das Beobachten ausgedehnter schwacher Himmelsobjekte hat deren Flächenhelligkeit höhere Bedeutung als etwa die Größe des Fernrohrs oder seine Vergrößerung [1] Bei visuellen Beobachtungen kann die Flächenhelligkeit im Teleskop nie größer sein als die freiäugige. Sie ist dann maximal, wenn die Austrittspupille AP des Okulars dem Pupillendurchmesser des dunkeladaptierten Auges entspricht.
Diese Bedingung wird z.B. von einem Feldstecher 7x50 gut erfüllt (AP = 7mm), oder bei einem Kometensucher mit 15cm-Objektiv und etwa 20-facher Vergrößerung.

Fotografisch hingegen lässt sich die Flächenhelligkeit durch lange Belichtungszeiten steigern. Begrenzend wirkt hingegen die allgemeine Helligkeit des Nachthimmels, insbesondere in der Nähe größerer Städte. Hier können die Himmelsaufnahmen schon nach wenigen Minuten durch einen Schleier beeinträchtigt oder gar zugedeckt werden.

Mit einem großen Fernrohr kann man natürlich viel mehr Nebel oder ferne Galaxien sehen, doch bleiben sie bei visueller Beobachtung nur schwach leuchtende Fleckchen. Denn im Gegensatz zu den punktförmigen Sternen nimmt im Fernrohr die Flächenhelligkeit nicht zu – sie kann sogar bei ungünstiger Wahl der Vergrößerung abnehmen. So würde mit einem 8 Meter großen Spiegelteleskop eine 2,5 Milliarden Lichtjahre entfernte riesige Spiralgalaxie etwa so aussehen wie der Andromedanebel mit freiem Auge.[2]

Berechnung[Bearbeiten]

Die Flächenhelligkeit ist das Verhältnis von scheinbarer Helligkeit H und Fläche F:

B = \frac{H}{F}

oder logarithmisch in Magnituden:

B_{mag} = -2,5 \cdot \log \frac{H}{F}

Ersetzt man die scheinbare Helligkeit H des Objekts durch die scheinbare Helligkeit m in Magnituden, so folgt:

B_{mag} = m + 2{,}5 \cdot \log F

Einheiten[Bearbeiten]

Die Flächenhelligkeit wird in cd/m² gemessen. In der Astronomie ist die Einheit mag/arcsec² gebräuchlich; die Einheit S10 beschreibt die Helligkeit als Anzahl von Sternen der Helligkeit 10 mag innerhalb eines Quadratgrads.

Umrechnungen:

  • Wenn B in cd/m² und X in mag/arcsec², dann gilt: B = 1.084 · 105 · 10(-0.4·X) [3][4]
  • 1 S10 = 0,69 · 10-6 cd/m²

Beispiel: Schwächste Helligkeit des Nachthimmels unter optimalen Bedingungen: 21,6 mag/arcsec² = 2,5 · 10-4 cd/m² = 370 S10

Verweise[Bearbeiten]

  1. Jeffrey Bennett et al.: Astronomie. Die kosmische Perspektive (Ed. Harald Lesch), Kapitel 6.2 (Teleskope). Pearson Studium Verlag, München 2010, ISBN 978-3-8273-7360-1
  2. Welt der Physik: Wie weit kann man mit einem Fernrohr schauen?
  3. Andere Schreibweise: B(cd/m²) = 108400 · exp(-0,92104 · X)
  4. cd/m² - mag/arcsec² Umrechner