5.1.4.2 Photographische Photometrie

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 ($\le 4\,\%$) 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.