Helligkeit

Helligkeit

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Hel|lig|keit ['hɛlɪçkai̮t], die; -:
das Hellsein:
seine Augen mussten sich erst an die Helligkeit gewöhnen.

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Hẹl|lig|keit 〈f. 20; unz.〉
1. Hellsein, helles Licht

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Hẹl|lig|keit , die; -, -en [zu hell]:
1. <o. Pl.> Zustand des ↑ Hellseins (1):
die H. des Tages;
die künstliche H. eines elektrisch beleuchteten Raumes;
ihre Augen gewöhnten sich langsam an die H.
2.
a) <o. Pl.> Licht-, Beleuchtungsstärke:
die H. einer Glühbirne;
b) (Astron.) Leuchtkraft eines Himmelskörpers:
-en bestimmen;
ein Stern mit der H. 2,1.

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I
Helligkeit,
 
die Stärke oder Intensität einer Lichtempfindung. Sie ist neben dem Farbton und der Sättigung die dritte Größe zur Charakterisierung einer Farbe. Wie hell ein Objekt dem Betrachter erscheint, hängt auch davon ab, wie dunkel dessen Umgebung ist. Eine wichtige Größe zur Bestimmung der Helligkeit ist die Lichtstärke (Candela).
II
Helligkeit,
 
1) Astronomie: Größe zur Messung der Strahlung eines Himmelskörpers. 1) Die scheinbare Helligkeit, Formelzeichen m, ist die Helligkeit, mit der ein Himmelskörper einem Beobachter auf der Erde erscheint; sie wird in Größenklassen (kurz Größe) gemessen, wobei das Zeichen m hinter die Zahlenangabe (bei Dezimalstellen über dem Komma oder Punkt) hochgestellt geschrieben wird. Bei Angaben von Helligkeitsdifferenzen ist auch die Abkürzung mag für »magnitudo« (»Größe«) hinter der Zahlenangabe üblich. Die heutige Größenklasseneinteilung geht auf die sechsstufige Einteilung von Ptolemäus zurück: Die hellsten Sterne wurden als Sterne 1. Größe, die lichtschwächsten (mit dem bloßen Auge sichtbaren) als Sterne 6. Größe bezeichnet. Die vom Auge empfundenen Helligkeitsdifferenzen sind dem Logarithmus der Intensitätsverhältnisse proportional. Nach einem Vorschlag von N. R. Pogson (1854) wird die Skale der Größenklassen (pogsonsche Helligkeitsskale) definiert durch
 
 
wobei I1 und I2 die den Größenklassen m1 und m2 entsprechenden Intensitäten sind. Damit sind die Größenklassen mit den direkt (z. B. mittels lichtelektrischem Photometer) messbaren und in üblichen physikalischen Einheiten angegebenen Intensitäten verknüpft. Die Auflösung nach dem Intensitätsverhältnis ergibt: I1 / I2 =. Die Konstante 2,5 wurde gewählt, damit einerseits ältere Helligkeitsangaben gut in diese Skale passen und sich andererseits bei Rechnungen glatte Werte ergeben, z. B. entspricht einer Größenklassendifferenz von 2,5 mag ein Intensitätsverhältnis von 1 : 10, der Größenklassendifferenz von 5 mag (zwischen 1. und 6. Größenklasse) entspricht ein Intensitätsverhältnis von 1 : 100. Von einer Größenklasse zur anderen ändert sich die Intensität um den Faktor 100,4 = = 2,512. Die Nullpunktsfestlegung der Größenklassenskale wurde ursprünglich mithilfe des Polarsterns vorgenommen, dem die scheinbare Helligkeit 2m,12 zugeordnet wurde. Da die Helligkeit des Polarsterns aber in geringem Maße schwankt, benutzt man heute eine große Anzahl von Sternen (photometrische Standardsterne) zur Definition der Größenklassenskale. Die Anwendung dieser Skale ergibt für die hellsten Sterne negative Helligkeitswerte, für die scheinbare (visuelle) Helligkeit der Sonne erhält man —26m,70. Die scheinbare Helligkeit kann mittels visueller, fotografischer, photoelektrischer oder thermoelektrischer Photometrie (Astrophotometrie) bestimmt werden. Die scheinbare Helligkeit eines Sterns hängt von seiner absoluten Helligkeit und seiner Entfernung ab.
 
2) Die absolute Helligkeit, Formelzeichen M, eines Himmelskörpers ist die scheinbare Helligkeit, die ein gedachter Beobachter in einer Normentfernung von 10 pc (Parsec) von diesem Himmelskörper messen würde. Die absolute Helligkeit ist ein Maß für die Leuchtkraft eines Sterns. Wenn die Entfernung r in Parsec bekannt ist, lässt sich unter der Voraussetzung vernachlässigbarer interstellarer Extinktion die absolute Helligkeit aus der scheinbaren gemäß M = m + 5 — 5 lg r berechnen. Die Größe mM, die (unter dieser Voraussetzung) nur von der Entfernung abhängt, heißt Entfernungsmodul.
 
Die Helligkeit eines astronomischen Objekts hängt von der verwendeten Messapparatur (Strahlungsempfänger einschließlich Farbfilter) ab, wodurch der wirksame Wellenlängenbereich (Farbbereich) festgelegt wird. Bei der visuellen Helligkeit ist das z. B. der sichtbare, bei der fotografischen Helligkeit der fotografisch wirksame Bereich, im UBV-System sind es speziell ausgewählte Farbbereiche. Der Nullpunkt in den verschiedenen Helligkeitsskalen ist so festgelegt, dass für einen Hauptreihenstern der Spektralklasse AO die Helligkeit in jedem System den gleichen Zahlenwert hat. Bei der bolometrischen Helligkeit, die ein Maß für die Gesamtstrahlung eines Objekts ist, soll hingegen für einen Stern vom Spektraltyp der Sonne (G2V) der Zahlenwert dieser Helligkeit gleich dem der visuellen Helligkeit sein.
 
 2) Optik: allgemein die Stärke oder Intensität einer Lichtempfindung. In der Farbmetrik ist die Helligkeit neben Farbton und Sättigung die dritte Größe zur Charakterisierung einer Farbe. Bei Selbstleuchtern dient die Leuchtdichte, bei Körperfarben der Hellbezugswert als Helligkeitsmaß.

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Hẹl|lig|keit, die; -, -en [zu ↑hell]: 1. <o. Pl.> Zustand des Hellseins (1); Lichtfülle: die H. des Tages; die unnatürliche, künstliche H. eines elektrisch beleuchteten Raumes; ihre Augen gewöhnten sich langsam an die H.; Ein bisschen Sonnenlicht kam in diesem Augenblick durch die Wolken und legte einen schwachen Schimmer gelbe H. ins Zimmer (H. Gerlach, Demission 170). 2. a) <o. Pl.> Licht-, Beleuchtungsstärke: die H. einer Glühbirne; Es muss Anfang der zwanziger Jahre gewesen sein, als die ersten zwei elektrischen Lampen im Schloss H. spendeten (Dönhoff, Ostpreußen 88); wenn das Licht in den Karbidlampen an H. verliert (Kempowski, Zeit 253); b) (Astron.) Leuchtkraft eines Himmelskörpers: -en bestimmen; ein Stern mit der H. 2,1.

Universal-Lexikon. 2012.

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