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Die '''Internationale Polsequenz''' (IPS) oder '''Nordpolarsequenz''' ist eine Reihe exakt vermessener Sterne nahe dem [[Himmelsnordpol]]. Diese nach [[Sternhelligkeit|Helligkeit]] fein abgestufte Skala von [[Standardstern]]en dient seit 1922 zur [[Eichung]] [[fotometrisch]]er Instrumente und zur [[Kalibrierung]] gemessener Sternhelligkeiten.
[[Datei:Polsequenz 3x,Newcomb-Engelm.1921.png|mini|250px|Polsequenz nach Newcomb, Sternkarten 5° (I), 2° (II, groß) und ½° (III) um den Nordpol von 1900, der [[Polarstern]] hat die Nummer 1s]]

Die Lage dieses [[Eichfeld (Astronomie)|Eichfeldes]] am [[Himmelspol]] hat den Vorteil eines fast konstanten [[Höhenwinkel]]s. Dadurch variiert der Einfluss der atmosphärischen [[Extinktion (Astronomie)|Extinktion]] nur wenig und ist einfach zu ermitteln.

Die Polsequenz umfasst 96 konstant leuchtende Sterne, die den Helligkeitsbereich von +2 [[Scheinbare Helligkeit|mag]] bis +17 mag abdecken und sich in einem Abstand von bis zu 2° um den [[Polarstern]] (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 [[Standardstern|Bezugsstern]] dienende Polaris geringe Helligkeitsschwankungen aufweist.

== Prüfkarten für Amateurastronomen ==
Für die Amateurastronomie hat [[Simon Newcomb]] 1921 drei runde, sich überdeckende [[Sternkarte]]n mit unterschiedlichen [[Grenzhelligkeit]]en entworfen, die sich gut zur Prüfung von [[Fernrohr]]en eignen; rötliche Sterne sind mit ''r'' markiert:
* Übersichtskarte I: 5° Radius, reicht bis 9 mag (Stern 5r = 8,63m und 9 = 8,83m)
* Karte II: 2° Radius, reicht bis 12,5m (Stern 20)
* Karte III: ½° Radius, reicht bis 13,7m (Stern 26).
In den Karten I und II trägt der [[Polarstern]] ([[UMi|α UMi]]) mit 2,08 mag die Nummer 1s, gefolgt von den Sternen 1 (δ UMi, 4,37m) und 2 (5,28m).

== Erweiterungen der Polsequenz ==
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.

Denn inzwischen stehen einige hundert über den ganzen Himmel verteilte Standardsterne verschiedener Farbbereiche zur Verfügung, deren Daten durch [[Fotoelektrisch|elektrische Fotosensoren]] genau bestimmt werden können. Insgesamt kennt man relativ genaue Helligkeiten von über 500.000 Sternen bis zur 19. Größe.

== Alternative Kalibrierungsmethoden ==
Der [[Astrometriesatellit]] der [[Gaia (Weltraumteleskop)|Gaia]]-Mission verwendet zur Kalibrierung der Magnituden den [[Initial Gaia Source List#Gaia Spectrophotometric Standard Star Catalog (SPSS)|Gaia Spectrophotometric Standard Star Catalog]] aus ca. 200 Sternen verschiedener [[Spektralklasse]]n. Diese sind deutlich [[Lichtstärke (Photometrie)|lichtschwächer]] als die bisherigen Sterne der Polsequenz, da die bei Gaia verwendete Sensorik auf schwächere Helligkeiten im Bereich +6 bis +19 mag optimiert ist.

== Geschichtliches ==
Die ersten Schritte, Vergleichssterne für die Fotometrie zu schaffen, gehen auf [[John Herschel]] (1792–1871) und seine erste Entwicklung eines [[Fotometer]]s zurück. Doch erst mit der Erfindung des [[Prismenfotometer]]s durch [[Carl August von Steinheil]] (1801–1870) wurde die Helligkeitsmessung exakter. [[Philipp Ludwig von Seidel|Ludwig v. Seidel]] 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 [[Norman Pogson]] 1850 die [[logarithmisch]]e Magnituden-Skala definiert hatte.

Weitere Entwicklungen wie das [[Pickering]]'sche und das [[Karl Friedrich Zöllner|Zöllnersche]] [[Astrophotometer|Fotometer]] ermöglichten die genaue Messung von Helligkeits''differenzen''. 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.

Zahlreiche [[Observatorium|Observatorien]] bzw. Institute begannen an solchen [[Helligkeitskatalog]]en zu arbeiten, in Europa vor allem in Göttingen, Hamburg, Leipzig, Leyden, Wien und Lemberg. Die bedeutendsten dieser Kataloge waren die [[Göttinger Aktinometrie]], die [[Harvard Photovisual Photometry]] und die [[Yerkes Actinometry]], aus denen um 1900 die ''Nordpolsequenz'' (NPS) bzw. die [[Harvard-Polsequenz]] entstand. Sie wurden um 1920 gemeinsam mit anderen Helligkeitskatalogen in die Internationale Polsequenz übergeführt.

== Siehe auch ==
* [[UBV-System]]
* [[Selected Areas]]

== Literatur ==
* {{Literatur |Autor=A. Hnatek |Titel=Ausgleichung der internationalen Polsequenz bis zur 9. Größe und Helligkeiten einiger Zusatzsterne |Sammelwerk=Astronomische Nachrichten |Band=204 |Datum=1917 |Seiten=5 |bibcode=1917AN....204....5H}}
* [[Rudolf Brandt (Astronom)|Rudolf Brandt]]: ''Das Fernrohr des Sternfreundes'' (p. 34–36 "Wie prüft man die Leistungsfähigkeit eines Fernrohrs"). Kosmos-Verlag, Stuttgart 1958
* S. v. Hoerner, K. Schaifers: ''Meyers Handbuch über das Weltall'', 2. Auflage (370 p. +Kartenteil), Bibliogr.Institut, Mannheim 1960
* H. Zimmermann, A. Weigert: ''Lexikon der Astronomie'', Spektrum Akadem.Verlag, Heidelberg-Berlin

== Weblinks ==
* [https://www.sternwarte-singen.de/basis-wissen/polsequenz---kleiner-wagen/index.php Sternwarte Singen, Polsequenz Kleiner Wagen]
[[Kategorie:Astronomische Datensammlung]]
[[Kategorie:Photometrie]]

[[en:North polar sequence]]
[[ru:Северный полярный ряд]]

Polsequenz - Versionsgeschichte

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