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Mit einem '''photometrischen System''' bestimmt man in der [[Astronomie]] die [[scheinbare Helligkeit]] von [[Stern]]en in verschiedenen [[Spektrum (Physik)|Spektralbereichen]] des [[Licht]]s.

Um die spektroskopischen Eigenschaften der Sterne genauer beschreiben zu können, verwendet man einen Satz von [[Filter (Optik)|Filtern]], auch Bändern genannt, für verschiedene [[Wellenlänge]]n<nowiki/>bereiche. Ein solcher Filtersatz gemeinsam mit Angaben über die Durchlasseigenschaften der Filter bildet ein [[photometrisch]]es System.

Eine wichtige Eigenschaft der Filter ist die isophote [[Wellenlänge]], also die Wellenlänge des Schwerpunkts der Empfindlichkeitsfunktion.<ref>Krautter, Joachim et al., ''Meyers Handbuch Weltall'', 7. Auflage 1994, ISBN 3-411-07757-3, S. 232</ref>

Ein photometrisches System wird mit einer ihm eigenen Liste von [[Standardstern]]en [[Kalibrierung|kalibriert]].

Je nach der Größe des Spektralbereichs, den die Filter durchschnittlich abdecken, unterscheidet man:<ref name= "Bessell06">{{Literatur |Autor=Michael S. Bessell |Titel=Standard Photometric Systems|Sammelwerk= Annual Review of Astronomy & Astrophysics |Band=43|Nummer=1 |Datum=2005-09 |Seiten=293-336 |bibcode=2005ARA&A..43..293B}}</ref>
* breitbandige Systeme (''broad-band'')
* schmalbandige Systeme (''narrow-band'')
* eine Zwischenkategorie (''intermediate-band'').
Werden die Eigenschaften eines Himmelskörpers in verschiedenen Bändern betrachtet und verglichen, so spricht man auch von ''Multibandphotometrie''. Zum Vergleich der Helligkeiten in verschiedenen Filtern kann der [[Farbindex]] definiert werden.

== Historische Entwicklung ==
Mit der Einführung der photographischen Astronomie gegen Ende des 19. Jahrhunderts stellte sich heraus, dass die photographisch bestimmten Helligkeiten der Sterne nicht mit den visuellen Helligkeiten der [[Sternkatalog]]e übereinstimmten. Die Ursache dafür ist, dass die spektrale [[Empfindlichkeit (Technik)|Empfindlichkeit]] der verwendeten [[Fotoplatte]]n nicht mit der Empfindlichkeit des Auges übereinstimmen.<ref>Krautter, Joachim et al., ''Meyers Handbuch Weltall'', 7. Auflage 1994, ISBN 3-411-07757-3, S. 231 ff</ref> Helligkeitsangaben erfordern daher Angaben über die spektrale Empfindlichkeit des verwendeten [[Detektorempfänger|Detektors]] und die [[Absorption (Physik)|Absorption]]s<nowiki/>eigenschaften der verwendeten Filter.

== Beispiele ==
* Das einfachste System ist das photovisuelle System, das die visuellen Helligkeiten mit einer isophoten Wellenlänge um 510 nm mit fotografisch bestimmten Helligkeiten und diejenigen, die mit [[orthochromatisch]]en [[Emulsion]]en ermittelt. Die isophote Wellenlänge einer orthochromatischen Emulsion liegt weiter im blauen Bereich des Spektrums um 450 nm.
* Das am weitesten verbreitete photometrische System, das die [[Leuchtkraft]] im nahen [[ultraviolett]]en, blauen und visuellen Bereich angibt, ist das breitbandige [[UBV-System]], das ursprünglich 1953 von Johnson und Morgan definiert wurde.<ref>Kitchin, C. R., ''Astrophysical Techniques'', Third Edition 1998, ISBN 0-7503-0498-7, S. 263</ref> Die heute gängigste Modifikation ist das ''Bessell-System'' von 1990, das hauptsächlich auf den Versionen von Johnson und Cousins beruht und daher auch häufig als ''Johnson-Cousins-System'' bezeichnet wird.<ref>{{Literatur |Autor=Bessell, M. S. |Titel=UBVRI passbands |Sammelwerk=Publications of the Astronomical Society of the Pacific |Band=102 |Nummer=1181 |Datum=1990-10 |Seiten=1181-1199 |bibcode=1990PASP..102.1181B}}</ref> Darüber hinaus existieren Erweiterungen auf den [[infrarot]]en Bereich, siehe dazu [[UBV-System #Erweiterungen]].
* Ein weiteres erfolgreiches photometrisches System ist das ''Strömgren-Crawford-System'' mit den Filtern uvbyβ (β verweist auf die H-beta-Linie aus der [[Balmer-Serie]]). In diesem System können über die Farbindizes astrophysikalische Parameter wie die Temperatur oder der [[Balmersprung]] präzise vermessen werden. Insbesondere können interstellare [[Extinktion (Astronomie)|Extinktion]] und Rötung über das System abgeschätzt werden.<ref>{{Literatur |Autor=E. Paunzen |Titel=A new catalogue of Strömgren-Crawford uvbyβ photometry |Sammelwerk=Astronomy & Astrophysics |Band=580 |Nummer=A23|Datum=2015-08 |Seiten=1-3|bibcode=2015A&A...580A..23P}}</ref>
* Einen ähnlichen Vorteil bringen auch die beiden anderen gebräuchlichen Intermediate-Systeme aus Genf, das ''Geneva (UBB1B2VV1G) System'', sowie aus Vilnius, das ''Vilnius (UPXYZVS) System''. In letzterem System bilden die Farbindizes für entrötete O-Sterne per Definition den Nullpunkt, somit sind die Farbindizes aller normalen Sterne positiv.<ref name="Bessell06" />
* Verschiedene Großteleskope und Raumsonden benutzen eigene Filtersysteme. Dazu zählt etwa das u'g'r'i'z'-System der [[Sloan Digital Sky Survey]]. Auch die Raumsonde [[Gaia (Weltraumteleskop)|Gaia]] nutzt ein eigenes System, siehe dazu [[G-Band-Magnitude]].

== Weblinks ==
* [http://ulisse.pd.astro.it/Astro/ADPS/Systems/index.html Zusammenstellung verschiedener photometrischer Systeme] in der Asiago Database on Photometric Systems
* {{Internetquelle| titel=Astronomical Magnitude Systems| werk= | hrsg=[[Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics]] | url=https://www.cfa.harvard.edu/~dfabricant/huchra/ay145/mags.html | zugriff=2018-07-21}}

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Beobachtende Astronomie]]

Photometrisches System - Versionsgeschichte

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