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<title>Standardstern</title>

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<h1 id="firstHeading" class="firstHeading mw-first-heading"><span class="mw-page-title-main">Standardstern</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>Als <b>Standardsterne</b> werden in der <a href="Astronomie" title="Astronomie">Astronomie</a> stabil strahlende <a href="Fixstern" title="Fixstern">Fixsterne</a> bezeichnet, die als <a href="Bezugswert" title="Bezugswert">Referenz</a> für <a href="Astrometrisch" class="mw-redirect" title="Astrometrisch">astrometrische</a> und <a href="Fotometrisch" class="mw-redirect" title="Fotometrisch">fotometrische</a> Messungen dienen, vor allem für <a href="Scheinbare_Helligkeit" title="Scheinbare Helligkeit">scheinbare Helligkeit</a>, <a href="Spektralklasse" title="Spektralklasse">Spektralklasse</a> oder <a href="Radialgeschwindigkeit" title="Radialgeschwindigkeit">Radialgeschwindigkeit</a>. Ein Standardstern muss hinsichtlich der betreffenden Beobachtungsgröße genau vermessen und seine Stabilität durch langjährige Beobachtungen abgesichert sein. Mehrere Standardsterne definieren ein <a href="Bezugsystem" class="mw-redirect" title="Bezugsystem">Bezugsystem</a> solcher Messgrößen und werden zur <a href="Kalibrierung" title="Kalibrierung">Kalibrierung</a> der Messinstrumente verwendet.

</p>

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Geschichtliche_Entwicklung">Geschichtliche Entwicklung</h2></div>

<p>Die Skala der Sternhelligkeiten geht auf die von <a href="Hipparchos_(Astronom)" title="Hipparchos (Astronom)">Hipparchos</a> stammende Einteilung in 1. bis 6. <a href="Scheinbare_Helligkeit" title="Scheinbare Helligkeit">Größenklasse</a> zurück, die 1850 durch ein <a href="Logarithmisch" class="mw-redirect" title="Logarithmisch">logarithmisches</a> Gesetz verfeinert wurde. Diese Skala wurde bis etwa 1950 auf den <a href="Polarstern" title="Polarstern">Polarstern</a> bezogen, der in ihr die <a href="Magnitudo" class="mw-redirect" title="Magnitudo">Magnitudo</a> <i>2,12 mag</i> erhielt. <a href="De_facto" class="mw-redirect" title="De facto">De facto</a> war auch <a href="Wega" title="Wega">Wega</a> ein Bezugspunkt, für die eine Helligkeit von 0,0 festgesetzt wurde.

</p><p>Als sich herausstellte, dass der Polarstern ein schwach <a href="Ver%C3%A4nderlicher" class="mw-redirect" title="Veränderlicher">Veränderlicher</a> ist, wurde 1922 die internationale <a href="Polsequenz" title="Polsequenz">Polsequenz</a> von etwa 50 Sternen verschiedener Helligkeiten eingeführt und später auf 96 Sterne erweitert.

</p><p>Heute erfolgt die Messung der Helligkeit von Sternen in der Regel mit Hilfe von <a href="CCD-Sensor" title="CCD-Sensor">CCD-Sensoren</a> und unter Verwendung von <a href="Filter_(Optik)" title="Filter (Optik)">Filter</a>systemen, die je nach Anwendung zu wählen sind, beispielsweise das <a href="UBV-System" title="UBV-System">UBV-System</a>.

</p>

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

<div class="hauptartikel" role="navigation"><span class="hauptartikel-pfeil" title="siehe" aria-hidden="true" role="presentation">→ </span><i><span class="hauptartikel-text">Hauptartikel</span>: <a href="UBV-System" title="UBV-System">UBV-System</a></i></div>

<p>Die <a href="Nullpunkt" title="Nullpunkt">Nullpunkte</a> für die verschiedenen Filterbereiche des häufig verwendeten UBV-Systems wurden so gewählt, dass die U−B- und die B−V-<a href="Farbindex" title="Farbindex">Farbindices</a> für einen (nicht durch <a href="Extinktion_(Astronomie)" title="Extinktion (Astronomie)">Extinktion</a> beeinflussten) A0V-Stern null werden, die Helligkeiten dieser Sterne also in diesen Filterbereichen identisch sind. (A0V-Sterne weisen eine relativ konstante <a href="Intensit%C3%A4t_(Physik)" title="Intensität (Physik)">Intensität</a> über den gesamten visuellen Bereich des Spektrums auf.) Zur Kalibrierung wird dementsprechend eine Reihe von A0V-Sternen verwendet.

</p><p>Das UBV-System (1955) wurde in den 1960er-Jahren auf den <a href="S%C3%BCdhimmel" title="Südhimmel">Südhimmel</a> erweitert durch zonenweise <a href="Ausgleichungsrechnung" title="Ausgleichungsrechnung">Ausgleichung</a> von <a href="Anschlussstern" title="Anschlussstern">Anschlusssternen</a>.

</p>

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

<ul><li><a href="Bestrahlungsst%C3%A4rke" title="Bestrahlungsstärke">Bestrahlungsstärke</a></li>

<li><a href="Standardkerze" title="Standardkerze">Standardkerze</a></li></ul>

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

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

<li>J. Bennett, M. Donahue, N. Schneider, M. Voith: <i>Astronomie</i>, Hrsg. <a href="Harald_Lesch" title="Harald Lesch">Harald Lesch</a>, 5. Auflage, Pearson-Studienverlag, München-Boston-Harlow-Sydney-Madrid 2010</li>

<li><a rel="nofollow" class="external text" href="https://adsabs.harvard.edu/full/1966ZA.....64..116P">Lichtelektrische UBV-Photometrie von Standardsternen am Südhimmel (J. Pfleiderer et al. 1966)</a></li></ul></div><div><div class="zim-footer">

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