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<title>Polsequenz</title>

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<h1 id="firstHeading" class="firstHeading mw-first-heading"><span class="mw-page-title-main">Polsequenz</span></h1>

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<div id="mw-content-text" class="mw-body-content mw-content-ltr" lang="de" dir="ltr"><div class="mw-content-ltr mw-parser-output" lang="de" dir="ltr"><p>Die <b>Internationale Polsequenz</b> (IPS) oder <b>Nordpolarsequenz</b> ist eine Reihe exakt vermessener Sterne nahe dem <a href="Himmelsnordpol" class="mw-redirect" title="Himmelsnordpol">Himmelsnordpol</a>. Diese nach <a href="Sternhelligkeit" class="mw-redirect" title="Sternhelligkeit">Helligkeit</a> fein abgestufte Skala von <a href="Standardstern" title="Standardstern">Standardsternen</a> dient seit 1922 zur <a href="Eichung" title="Eichung">Eichung</a> <a href="Fotometrisch" class="mw-redirect" title="Fotometrisch">fotometrischer</a> Instrumente und zur <a href="Kalibrierung" title="Kalibrierung">Kalibrierung</a> gemessener Sternhelligkeiten.

</p>

<p>Die Lage dieses <a href="Eichfeld_(Astronomie)" title="Eichfeld (Astronomie)">Eichfeldes</a> am <a href="Himmelspol" title="Himmelspol">Himmelspol</a> hat den Vorteil eines fast konstanten <a href="H%C3%B6henwinkel" class="mw-redirect" title="Höhenwinkel">Höhenwinkels</a>. Dadurch variiert der Einfluss der atmosphärischen <a href="Extinktion_(Astronomie)" title="Extinktion (Astronomie)">Extinktion</a> nur wenig und ist einfach zu ermitteln.

</p><p>Die Polsequenz umfasst 96 konstant leuchtende Sterne, die den Helligkeitsbereich von +2 <a href="Scheinbare_Helligkeit" title="Scheinbare Helligkeit">mag</a> bis +17 mag abdecken und sich in einem Abstand von bis zu 2° um den <a href="Polarstern" title="Polarstern">Polarstern</a> (Polaris) befinden. Die Helligkeiten wurden fotografisch und fotovisuell bestimmt. Die Sequenz der Eichsterne wurde 1922 eingeführt, als sich herausstellte, dass der bis dahin mit +2,08 mag als fotometrischer <a href="Standardstern" title="Standardstern">Bezugsstern</a> dienende Polaris geringe Helligkeitsschwankungen aufweist.

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Prüfkarten_für_Amateurastronomen"><span id="Pr.C3.BCfkarten_f.C3.BCr_Amateurastronomen"></span>Prüfkarten für Amateurastronomen</h2></div>

<p>Für die Amateurastronomie hat <a href="Simon_Newcomb" title="Simon Newcomb">Simon Newcomb</a> 1921 drei runde, sich überdeckende <a href="Sternkarte" title="Sternkarte">Sternkarten</a> mit unterschiedlichen <a href="Grenzhelligkeit" class="mw-redirect" title="Grenzhelligkeit">Grenzhelligkeiten</a> entworfen, die sich gut zur Prüfung von <a href="Fernrohr" title="Fernrohr">Fernrohren</a> eignen; rötliche Sterne sind mit <i>r</i> markiert:

</p>

<ul><li>Übersichtskarte I: 5° Radius, reicht bis 9 mag (Stern 5r = 8,63<sup>m</sup> und 9 = 8,83<sup>m</sup>)</li>

<li>Karte II: 2° Radius, reicht bis 12,5<sup>m</sup> (Stern 20)</li>

<li>Karte III: ½° Radius, reicht bis 13,7<sup>m</sup> (Stern 26).</li></ul>

<p>In den Karten I und II trägt der <a href="Polarstern" title="Polarstern">Polarstern</a> (<a href="UMi" class="mw-redirect" title="UMi">α UMi</a>) mit 2,08 mag die Nummer 1s, gefolgt von den Sternen 1 (δ UMi, 4,37<sup>m</sup>) und 2 (5,28<sup>m</sup>).

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Erweiterungen_der_Polsequenz">Erweiterungen der Polsequenz</h2></div>

<p>In den 1960er Jahren umfasste die Polsequenz neben Polaris 61 Sterne von +4,4 bis +16,9 mag mit geeichten fotovisuellen Helligkeiten. Sie wurde nach der Neudefinition des Magnituden-Systems auf 96 Sterne erweitert, hat aber heute an Wichtigkeit eingebüßt.

</p><p>Denn inzwischen stehen einige hundert über den ganzen Himmel verteilte Standardsterne verschiedener Farbbereiche zur Verfügung, deren Daten durch <a href="Fotoelektrisch" class="mw-redirect" title="Fotoelektrisch">elektrische Fotosensoren</a> genau bestimmt werden können. Insgesamt kennt man relativ genaue Helligkeiten von über 500.000 Sternen bis zur 19. Größe.

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Alternative_Kalibrierungsmethoden">Alternative Kalibrierungsmethoden</h2></div>

<p>Der <a href="Astrometriesatellit" title="Astrometriesatellit">Astrometriesatellit</a> der <a href="Gaia_(Raumsonde)" title="Gaia (Raumsonde)">Gaia</a>-Mission verwendet zur Kalibrierung der Magnituden den <a href="Initial_Gaia_Source_List#Gaia_Spectrophotometric_Standard_Star_Catalog_(SPSS)" title="Initial Gaia Source List">Gaia Spectrophotometric Standard Star Catalog</a> aus ca. 200 Sternen verschiedener <a href="Spektralklasse" title="Spektralklasse">Spektralklassen</a>. Diese sind deutlich <a href="Lichtst%C3%A4rke_(Photometrie)" title="Lichtstärke (Photometrie)">lichtschwächer</a> als die bisherigen Sterne der Polsequenz, da die bei Gaia verwendete Sensorik auf schwächere Helligkeiten im Bereich +6 bis +19 mag optimiert ist.

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Geschichtliches">Geschichtliches</h2></div>

<p>Die ersten Schritte, Vergleichssterne für die Fotometrie zu schaffen, gehen auf <a href="John_Herschel" title="John Herschel">John Herschel</a> (1792–1871) und seine erste Entwicklung eines <a href="Fotometer" class="mw-redirect" title="Fotometer">Fotometers</a> zurück. Doch erst mit der Erfindung des Prismenfotometers durch <a href="Carl_August_von_Steinheil" title="Carl August von Steinheil">Carl August von Steinheil</a> (1801–1870) wurde die Helligkeitsmessung exakter. <a href="Philipp_Ludwig_von_Seidel" title="Philipp Ludwig von Seidel">Ludwig v. Seidel</a> publizierte 1860 ein Verzeichnis von 208 Standardsternen, die er ab 1852 mit dem Steinheil'schen Fotometer gemessen hatte. Es wurde für einige Jahrzehnte zur Grundlage der wissenschaftlichen Fotometrie, besonders seit <a href="Norman_Pogson" class="mw-redirect" title="Norman Pogson">Norman Pogson</a> 1850 die <a href="Logarithmisch" class="mw-redirect" title="Logarithmisch">logarithmische</a> Magnituden-Skala definiert hatte.

</p><p>Weitere Entwicklungen wie das <a href="Pickering" class="mw-disambig" title="Pickering">Pickering</a>'sche und das <a href="Karl_Friedrich_Z%C3%B6llner" title="Karl Friedrich Zöllner">Zöllnersche</a> <a href="Astrophotometer" title="Astrophotometer">Fotometer</a> ermöglichten die genaue Messung von Helligkeits<i>differenzen</i>. Sie wurden meistens auf den Polarstern bezogen, der mit 2,00 mag festgesetzt wurde. Die bald auf mindestens 0,1 mag gestiegene Genauigkeit machte ein entsprechend präzises Verzeichnis von Vergleichssternen notwendig.

</p><p>Zahlreiche <a href="Observatorium" title="Observatorium">Observatorien</a> bzw. Institute begannen an solchen <a href="Helligkeitskatalog" title="Helligkeitskatalog">Helligkeitskatalogen</a> zu arbeiten, in Europa vor allem in Göttingen, Hamburg, Leipzig, Leyden, Wien und Lemberg. Die bedeutendsten dieser Kataloge waren die <a href="G%C3%B6ttinger_Aktinometrie" title="Göttinger Aktinometrie">Göttinger Aktinometrie</a>, die Harvard Photovisual Photometry und die Yerkes Actinometry, aus denen um 1900 die <i>Nordpolsequenz</i> (NPS) bzw. die Harvard-Polsequenz entstand. Sie wurden um 1920 gemeinsam mit anderen Helligkeitskatalogen in die Internationale Polsequenz übergeführt.

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Siehe_auch">Siehe auch</h2></div>

<ul><li><a href="UBV-System" title="UBV-System">UBV-System</a></li>

<li><a href="Selected_Areas" title="Selected Areas">Selected Areas</a></li></ul>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Literatur">Literatur</h2></div>

<ul><li>A. Hnatek: <cite style="font-style:italic">Ausgleichung der internationalen Polsequenz bis zur 9. Größe und Helligkeiten einiger Zusatzsterne</cite>. In: <cite style="font-style:italic">Astronomische Nachrichten</cite>. <span style="white-space:nowrap">Band<span style="display:inline-block;width:.2em"> </span>204</span>, 1917, <span style="white-space:nowrap">S.<span style="display:inline-block;width:.2em"> </span>5</span>, <a href="Bibcode" title="Bibcode">bibcode</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1917AN....204....5H">1917AN....204....5H</a>.<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook&rfr_id=info:sid/de.wikipedia.org:Polsequenz&rft.atitle=Ausgleichung+der+internationalen+Polsequenz+bis+zur+9.+Gr%C3%B6%C3%9Fe+und+Helligkeiten+einiger+Zusatzsterne&rft.au=A.+Hnatek&rft.btitle=Astronomische+Nachrichten&rft.date=1917&rft.genre=book&rft.pages=5&rft.volume=204" style="display:none"> </span></li>

<li><a href="Rudolf_Brandt_(Astronom)" title="Rudolf Brandt (Astronom)">Rudolf Brandt</a>: <i>Das Fernrohr des Sternfreundes</i> (p. 34–36 "Wie prüft man die Leistungsfähigkeit eines Fernrohrs"). Kosmos-Verlag, Stuttgart 1958</li>

<li>S. v. Hoerner, K. Schaifers: <i>Meyers Handbuch über das Weltall</i>, 2. Auflage (370 p. +Kartenteil), Bibliogr.Institut, Mannheim 1960</li>

<li>H. Zimmermann, A. Weigert: <i>Lexikon der Astronomie</i>, Spektrum Akadem.Verlag, Heidelberg-Berlin</li></ul>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Weblinks">Weblinks</h2></div>

<ul><li><a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.sternwarte-singen.de/basis-wissen/polsequenz---kleiner-wagen/index.php">Sternwarte Singen, Polsequenz Kleiner Wagen</a></li></ul></div><div><div class="zim-footer">

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