Die fotografische Grenzgröße

Zusammenfassung

Zum Anschluß an bekannte Sterne muß nach Möglichkeit in einem Spektralbereich fotografiert werden (ähnlich oder besser identisch), in dem schon viele Helligkeitswerte vorliegen. Zur definierten Messung der Sternhelligkeiten hat man sich heutzutage in der professionellen Astronomie weitgehend auf das UBV- System (d.h. U = m_u für UV, B = m_b für blau, V = m_v für visuell) nach Johnson geeinigt. Farbnullpunkt, sprich: weißes Licht, liefert per Definition ein Stern vom Typ A0: U − B = B − V = 0,00. In der Praxis bedeutet das, daß man das Produkt von spektraler Detektorempfindlichkeit und Filterdurchsichtigkeit eines jeden Photometers den in Abb. 8.1 wiedergegebenen) Original-Johnson-Verläufen in U,B,V bestmöglichst anpassen muß. Jede Abweichung in der spektralen Empfindlichkeitsverteilung führt zu abweichenden Messungen gegenüber dem UBV-System, abhängig von der Sternfarbe, weil diese auf den Meßwert durchschlägt [8.1].