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Bei der photographischen Photometrie dient die aus Silberbromidkristallen
bestehende Emulsion als Empfänger. Die einfallende Strahlung löst an den
einzelnen Silberbromidkristallen eine Wanderung von Elektronen aus,
deren Neuanlagerung an positiv geladene Silberionen zu neutralen
Silberatomen führt,
in einem chemischen Prozeß fixiert und als Schwärzung sichtbar wird.
Vorteilhaft wirkt sich die akkumulierende Wirkung der Strahlung bei
wachsenden Belichtungszeiten aus, die sich in einer Verstärkung der
Schwärzung äußert. Nachteilig ist dagegen die geringe Photonenausbeute
() der photographischen Emulsionen. Ein weiterer bedeutsamer
Nachteil besteht darin, daß es eine Linearität zwischen der Stärke des
einfallenden Strahlungsstromes und der hervorgerufenen Schwärzung nur
innerhalb eines relativ engen Bereiches der Stärke der Strahlungsströme gibt.
Bei zu schwachen Strahlungsströmen kommt es zur Unterbelichtung, bei zu
starken zur Überbelichtung. In beiden Grenzbereichen ist der Zusammenhang
von Strahlungsstrom und hervorgerufener Schwärzung nicht mehr linear und führt
zu der in Abb. 2 dargestellten sogenannten Schwärzungskurve.
Die photographische Photometrie wird immer als relative
Photometrie durchgeführt. Man vergleicht also die für die
Schwärzungsscheibchen der Sterne mit einem Plattenphotometer
gewonnenen Meßgrößen miteinander und paßt
den Meßwert eines Sterns unbekannter Helligkeit in die Reihe der Meßwerte
bekannter Standardsterne ein. Man benötigt dazu auf der gleichen Photoplatte
neben den zu vermessenden Sternen eine genügende Anzahl von Standardsternen.
Ist in einem Sternfeld keine Standardsequenz vorhanden, so kann man sich dadurch
helfen, daß man durch Doppelbelichtung sowohl das zu untersuchende
Sternfeld F als auch eines mit einer Standardsequenz S auf die gleiche
Platte abbildet.
Als Meßgröße für die Sternhelligkeiten dient die von dem Schwärzungsscheibchen
verursachte Schwächung eines Lichtbündels konstanter Intensität, mit dem in
einem Plattenphotometer die Photoemulsion durchleuchtet wird.
Der von dem Sternbild durchgelassene Photonenstrom wird dabei mit Hilfe eines
lichtelektrischen Detektors in ein verstärktes Ausgangssignal umgewandelt; dieses
stellt die eigentliche Meßgröße dar.
Zur Umrechnung der Meßgrößen in astronomische Größenklassen dient eine
Kalibrierungskurve, die mit Hilfe der Standardsterne für jede einzelne
Photoplatte konstruiert werden muß. (Es werden analog zu Abb. 3 die Meßgrößen
über den scheinbaren Helligkeiten der Standardsterne graphisch aufgetragen.)
Als Schätzgröße kann man auch den subjektiven Eindruck der Stärke eines
Sternbildchens benutzen. Dabei vergleicht man mit Hilfe einer Lupe oder
unter einem Mikroskop das
Aussehen der unterschiedlich großen und unterschiedlich stark geschwärzten
Bildchen der Standardsterne mit denen der zu vermessenden Sterne, indem man,
wie bei der ARGELANDERschen Stufenschätzmethode, innerhalb einer
Gedächtnisskala die Unterschiede zwischen dem Bild des bekannten Sterns
und zweier, ihren Bildern nach in der scheinbaren Helligkeit benachbarter
Sterne in Stufen abgeschätzt. Zur Vermeidung systematischer Fehler muß das
Auge den zu vermessenden Stern mit der Skala der Vergleichssterne
unmittelbar vergleichen können.
Eine andere Meßgröße stellt der lineare Durchmesser des Sternbildchens dar,
da dieser mit größer werdender scheinbarer Helligkeit (bei gleichen
sonstigen Bedingungen) zunimmt. Die absolute Größe des Sternbildes
hängt außer von der scheinbaren Helligkeit des Sterns unter anderem noch von
der Belichtungszeit, der Brennweite des Teleskops, der Luftunruhe und den
Eigenschaften der Photoplatte (Streuung in der Schicht, Gradation) ab. Die
Durchmesserbestimmung kann mittels eines Meßmikroskops erfolgen, wobei die
Eichung der Durchmesser-Helligkeitsbeziehung-Beziehung wieder mit einer
auf der gleichen Photoplatte befindlichen Sequenz von Standardsternen zu
erfolgen hat.
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Juergen Weiprecht
2002-10-29