17.1.1 Einführung

Ziel einer Photometrie von Sternen ist es, möglichst viele und möglichst genaue Angaben über die Zustandsgrößen [1] der beobachteten Sterne, die optischen Eigenschaften des interstellaren Mediums in der Sichtlinie (Verfärbung) und die Entfernung des Objekts zu erhalten. Beobachtet man eine Gruppe von Sternen, die eine physische Einheit bilden, räumlich relativ eng beieinanderstehen (der gegenseitige Abstand der Sterne $\Delta r$ ist klein gegen die Entfernung $r$ zwischen Beobachter und Sterngruppe) und die etwa zum gleichen Zeitpunkt entstanden sind, so läßt sich auch das Alter des Sternhaufens bestimmen. Die Bestimmung der Parameter erfolgt in Diagrammen, in denen sich die einzelnen Effekte mehr oder weniger gut separieren lassen. Im günstigsten Fall werden die Achsen des Diagramms von Helligkeiten oder Farbenindizes aufgespannt, die nur von den Zustandsgrößen abhängen. Ein solches Diagramm ist zum Beispiel das Farben-Helligkeits-Diagramm (FHD), das photometrische Analogon zum HERTZSPRUNG-RUSSEL-Diagramm HRD [2][3]. Die interstellare Verfärbung läßt sich in einem Zwei-Farben-Diagramm (ZFD) von der Eigenfarbe des Sterns abtrennen. Wie gut die Trennung der einzelnen Effekte möglich ist, hängt von der Lage der einzelnen Filterbereiche des jeweiligen photometrischen Systems (siehe Aufgabe Nr. 8 Abb. 2) bezüglich der Wellenlängenskala ab [4].