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Als '''Standardsterne''' werden in der [[Astronomie]] stabil strahlende [[Fixstern]]e bezeichnet, die als [[Bezugswert|Referenz]] für [[astrometrisch]]e und [[fotometrisch]]e Messungen dienen, vor allem für [[scheinbare Helligkeit]], [[Spektralklasse]] oder [[Radialgeschwindigkeit]]. Ein Standardstern muss hinsichtlich der betreffenden Beobachtungsgröße genau vermessen und seine Stabilität durch langjährige Beobachtungen abgesichert sein. Mehrere Standardsterne definieren ein [[Bezugsystem]] solcher Messgrößen und werden zur [[Kalibrierung]] der Messinstrumente verwendet.

== Geschichtliche Entwicklung ==
Die Skala der Sternhelligkeiten geht auf die von [[Hipparchos von Nicäa]] stammende Einteilung in 1. bis 6. [[Scheinbare Helligkeit|Größenklasse]] zurück, die 1850 durch ein [[logarithmisch]]es Gesetz verfeinert wurde. Diese Skala wurde bis etwa 1950 auf den [[Polarstern]] bezogen, der in ihr die [[Magnitudo]] ''2,12 mag'' erhielt. [[De facto]] war auch [[Wega]] ein Bezugspunkt, für die eine Helligkeit von 0,0 festgesetzt wurde.

Als sich herausstellte, dass der Polarstern ein schwach [[Veränderlicher]] ist, wurde 1922 die internationale [[Polsequenz]] von etwa 50 Sternen verschiedener Helligkeiten eingeführt und später auf 96 Sterne erweitert.

Heute erfolgt die Messung der Helligkeit von Sternen in der Regel mit Hilfe von [[CCD-Sensor]]en und unter Verwendung von [[Filter (Optik)|Filter]]<nowiki/>systemen, die je nach Anwendung zu wählen sind, beispielsweise das [[UBV-System]].

== UBV-System ==
{{Hauptartikel|UBV-System}}
Die [[Nullpunkt]]e für die verschiedenen Filterbereiche des häufig verwendeten UBV-Systems wurden so gewählt, dass die U−B- und die B−V-[[Farbindex|Farbindices]] für einen (nicht durch [[Extinktion (Astronomie)|Extinktion]] beeinflussten) A0V-Stern null werden, die Helligkeiten dieser Sterne also in diesen Filterbereichen identisch sind. (A0V-Sterne weisen eine relativ konstante [[Intensität (Physik)|Intensität]] über den gesamten visuellen Bereich des Spektrums auf.) Zur Kalibrierung wird dementsprechend eine Reihe von A0V-Sternen verwendet.

Das UBV-System (1955) wurde in den 1960er-Jahren auf den [[Südhimmel]] erweitert durch zonenweise [[Ausgleichungsrechnung|Ausgleichung]] von [[Anschlussstern]]en.

== Siehe auch ==
* [[Bestrahlungsstärke]]
* [[Standardkerze]]

== Literatur und Quellen ==
* H. Zimmermann, A. Weigert: ''Lexikon der Astronomie'', Spektrum Akadem.Verlag, Heidelberg-Berlin
* J. Bennett, M. Donahue, N. Schneider, M. Voith: ''Astronomie'', Hrsg. [[Harald Lesch]], 5. Auflage, Pearson-Studienverlag, München-Boston-Harlow-Sydney-Madrid 2010
* [https://adsabs.harvard.edu/full/1966ZA.....64..116P Lichtelektrische UBV-Photometrie von Standardsternen am Südhimmel (J. Pfleiderer et al. 1966)]

[[Kategorie:Beobachtende Astronomie]]

Standardstern - Versionsgeschichte

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