Absolute Helligkeit

Di absoluti Helligkeit isch e Hilfsgrössi i dr Astronomie, um di tatsächliche Helligkeite vo Himmelsobjekte (meischt Schterne) vergliiche z chönne.

Vo dr Erde uus gseeht mer en Schtern mit siinere schiinbare Helligkeit, wil sie dur siini Entfernig und interschtellare Materie beiiflusst wird.

Um di tatsächlichi Helligkeit vergliiche z chönne, schtellt mer sich di Schterne in einheitlicher Entfernig vor. Die betreit zehn Parsec (1 pc = 3,26 Liechtjahr). D Helligkeit, wo en Beobachter us dere Normdischtanz messe würdi, nennt mer absoluti Helligkeit. Bi Schterne, wo weniger als zehn Parsec entfernt sind, isch d schiinbari Helligkeit grösser als di absoluti Helligkeit und umgkehrt. Wie au bi dr schiinbare Helligkeit bedüütet en chliine Zahlewert grösseri Lüüchtchraft.

D Schriibwiis i dr Astronomie lüütet (bimene Schtern dritter Grösseklass) ${\displaystyle 3^{M}.0}$. Bi dr absolutee Helligkeit wird im Gegesatz zur schiinbare Helligkeit es grosses 'M' hochgschtellt.

Di absolut hellschte Fixschterne erreiched öppe ${\displaystyle -9^{M}}$ (über 100.000-fachi Lüüchtchraft vo dr Sunne), di liechtschwächschte degäge ${\displaystyle +17^{M}}$ (öppe en zehntuusigschtel vo dr Sunnenlüüchtchraft).