Jeder dieser Sterne hat eine bestimmte Größe, die es Ihnen ermöglicht, sie zu sehen.
Eine Magnitude ist eine dimensionslose numerische Größe, die die Helligkeit eines Sterns oder eines anderen kosmischen Körpers im Verhältnis zur scheinbaren Fläche charakterisiert. Anders ausgedrückt spiegelt dieser Wert die Anzahl der vom Körper registrierten elektromagnetischen Wellen durch den Betrachter wider. Daher hängt dieser Wert von den Eigenschaften des beobachteten Objekts und der Entfernung des Beobachters zu ihm ab. Der Begriff umfasst nur die sichtbaren, infraroten und ultravioletten Spektren elektromagnetischer Strahlung.
In Bezug auf punktförmige Lichtquellen wird auch der Begriff "Brillanz" und für ausgedehnte - "Helligkeit" verwendet.
Ein altgriechischer Gelehrter, der im 2. Jahrhundert v. Chr. in der Türkei lebte. e. gilt als einer der einflussreichsten Astronomen der Antike. Er stellte ein Volumenwerk zusammen, das erste in Europa, das die Lage von mehr als tausend Himmelskörpern beschreibt. Hipparchos führte auch ein solches Merkmal als Größe ein. Der Astronom betrachtete die Sterne mit bloßem Auge und beschloss, sie nach Helligkeit in sechs Größen zu unterteilen, wobei die erste Größe das hellste Objekt und die sechste das dunkelste ist.
Im 19. Jahrhundert verbesserte der britische Astronom Norman Pogson die Skala zur Messung der Sternhelligkeit. Er erweiterte den Bereich seiner Werte und führte eine logarithmische Abhängigkeit ein. Das heißt, bei einer Vergrößerung um eins nimmt die Helligkeit des Objekts um den Faktor 2,512 ab. Dann ist ein Stern der 1. Größe (1 m) hundertmal heller als ein Stern der 6. Größe (6 m).
Größenstandard
Der Standard eines Himmelskörpers mit der Größe null wurde ursprünglich als Helligkeit des hellsten Punktes in angenommen. Etwas später wurde eine genauere Definition eines Objekts der Größe null vorgestellt - seine Beleuchtung sollte 2,54 10 -6 Lux betragen und der Lichtstrom im sichtbaren Bereich beträgt 10 6 Quanten / (cm² s).
Scheinbare Größe
Das oben beschriebene Merkmal, das von Hipparchos von Nicäa identifiziert wurde, wurde später als "sichtbar" oder "visuell" bekannt. Dies bedeutet, dass es sowohl mit Hilfe des menschlichen Auges im sichtbaren Bereich als auch mit verschiedenen Instrumenten wie einem Teleskop, einschließlich ultraviolettem und infrarotem Bereich, beobachtet werden kann. Die Größe der Konstellation beträgt 2 m . Wir wissen jedoch, dass Vega mit einer Größe von null (0 m) nicht der hellste Stern am Himmel ist (der fünfte in der Helligkeit, der dritte für Beobachter aus dem Gebiet der GUS). Daher können hellere Sterne eine negative Magnitude haben, zum Beispiel (-1,5 m). Es ist heute auch bekannt, dass es unter den Himmelskörpern nicht nur Sterne geben kann, sondern auch Körper, die das Licht von Sternen reflektieren - Planeten, Kometen oder Asteroiden. Die Gesamtmagnitude beträgt –12,7 m.
Absolute Größe und Leuchtkraft
Um die wahre Helligkeit kosmischer Körper vergleichen zu können, wurde ein Merkmal wie die absolute Größe entwickelt. Demnach wird der Wert der scheinbaren Sternhelligkeit des Objekts berechnet, wenn dieses Objekt 10 (32,62) von der Erde entfernt wäre. In diesem Fall besteht beim Vergleich verschiedener Sterne keine Abhängigkeit von der Entfernung zum Beobachter.
Die absolute Größe für Weltraumobjekte verwendet einen anderen Abstand vom Körper zum Beobachter. Nämlich 1 astronomische Einheit, während sich der Beobachter theoretisch im Zentrum der Sonne befinden sollte.
Eine modernere und nützlichere Größe in der Astronomie ist „Leuchtkraft“ geworden. Diese Eigenschaft bestimmt die Summe, die der kosmische Körper über einen bestimmten Zeitraum ausstrahlt. Für seine Berechnung wird nur die absolute Sternhelligkeit verwendet.
Spektrale Abhängigkeit
Wie bereits erwähnt, kann die Größe für verschiedene Arten elektromagnetischer Strahlung gemessen werden und hat daher für jeden Bereich des Spektrums unterschiedliche Werte. Um ein Bild von jedem Weltraumobjekt zu erhalten, können Astronomen verwenden, die für den hochfrequenten Teil des sichtbaren Lichts empfindlicher sind, und die Sterne erscheinen im Bild blau. Eine solche Sterngröße wird "fotografisch" genannt, m Pv . Um einen Wert nahe dem visuellen („photovisuell“, m P) zu erhalten, wird die fotografische Platte mit einer speziellen orthochromatischen Emulsion bedeckt und ein Gelblichtfilter verwendet.
Wissenschaftler haben ein sogenanntes photometrisches System von Reichweiten zusammengestellt, dank dessen es möglich ist, die Haupteigenschaften von kosmischen Körpern zu bestimmen, wie zum Beispiel: Oberflächentemperatur, Grad der Lichtreflexion (Albedo, nicht für Sterne), Grad der Lichtabsorption, und andere. Dazu wird die Leuchte in verschiedenen Spektren elektromagnetischer Strahlung fotografiert und die Ergebnisse anschließend verglichen. Für die Fotografie sind die folgenden Filter am beliebtesten: Ultraviolett, Blau (fotografische Größe) und Gelb (nahe dem fotovisuellen Bereich).
Ein Foto mit aufgenommenen Energien aller Bereiche elektromagnetischer Wellen bestimmt die sogenannte bolometrische Magnitude (m b). Mit seiner Hilfe berechnen Astronomen, die die Entfernung und den Grad der interstellaren Auslöschung kennen, die Leuchtkraft eines kosmischen Körpers.
Sterngrößen einiger Objekte
- Sonne = -26,7 m
- Vollmond = -12,7 m
- Blitz-Iridium = -9,5 m. Iridium ist ein System aus 66 Satelliten, die die Erde umkreisen und der Übertragung von Sprache und anderen Daten dienen. Die Oberfläche jedes der drei Hauptfahrzeuge reflektiert regelmäßig das Sonnenlicht zur Erde und erzeugt so bis zu 10 Sekunden lang den hellsten gleichmäßigen Blitz am Himmel.
(bezeichnet mit m - aus dem Englischen. Größe) - eine dimensionslose Größe, die die Helligkeit eines Himmelskörpers (die von ihm ausgehende Lichtmenge) aus Sicht eines irdischen Beobachters charakterisiert. Je heller ein Objekt ist, desto geringer ist seine scheinbare Helligkeit.
Das Wort "scheinbar" im Namen bedeutet nur, dass die Größe von der Erde aus beobachtet wird, und wird verwendet, um sie von der absoluten Größe zu unterscheiden. Dieser Name bezieht sich nicht nur auf sichtbares Licht. Die Größe, die vom menschlichen Auge (oder einem anderen Empfänger mit der gleichen spektralen Empfindlichkeit) wahrgenommen wird, wird als bezeichnet visuell.
Die Größe wird durch einen kleinen Buchstaben m als hochgestellten Zahlenwert bezeichnet. Beispielsweise bedeutet 2 m die zweite Magnitude.
Geschichte
Das Konzept der Größe wurde im 2. Jahrhundert v. Chr. vom antiken griechischen Astronomen Hipparchos eingeführt. Er teilte alle mit bloßem Auge zugänglichen Sterne in sechs Größenordnungen ein: Er nannte die hellen Sterne der ersten Größenordnung die Naytmyanish - die sechste. Für mittlere Größen wurde angenommen, dass beispielsweise Sterne der dritten Größe genauso schwächer sind wie die Sterne der zweiten Größe, da sie heller sind als die Sterne der vierten Größe. Bekannt wurde diese Methode der Brillanzmessung durch den Almagest, den Sternenkatalog des Claudius Ptolemäus.
Eine solche Klassifizierungsskala wurde bis Mitte des 19. Jahrhunderts nahezu unverändert verwendet. Der erste, der die Sternhelligkeit eher als quantitatives denn als qualitatives Merkmal betrachtete, war Friedrich Argelander. Er war es, der anfing, selbstbewusst Dezimalbrüche von Sterngrößen anzuwenden.
1856 Norman Pogson formalisierte die Größenskala und stellte fest, dass ein Stern der ersten Größe genau 100-mal heller ist als ein Stern der sechsten Größe. Denn nach dem Weber-Fechner-Gesetz ändert sich die Beleuchtung gleich oft vom Auge als Veränderung wahrgenommen um den gleichen Betrag dann entspricht eine Differenz von einer Magnitude einer Änderung der Lichtintensität um den Faktor ≈ 2,512. Dies ist eine irrationale Zahl, die aufgerufen wird Pogson-Nummer.
Die Magnitudenskala ist also logarithmisch: Die Magnitudendifferenz zweier Objekte ergibt sich aus der Gleichung:
, , sind die Sterngrößen von Objekten, , sind die von ihnen erzeugten Beleuchtungen.Diese Formel ermöglicht es, nur die Differenz der Sternhelligkeiten zu bestimmen, nicht aber die Helligkeiten selbst. Um mit seiner Hilfe eine absolute Skala zu bauen, muss ein Nullpunkt eingestellt werden - Beleuchtung, die der Größe Null (0 m) entspricht. Zunächst benutzte Pogson den Nordstern als Standard und ging davon aus, dass er genau die zweite Größenordnung hat. Nachdem klar wurde, dass Polaris ein veränderlicher Stern war, wurde die Skala an Vega gebunden (der ein Nullwert zugewiesen wurde), und dann (als Vega auch der Variabilität verdächtigt wurde) wurde der Nullpunkt der Skala mit neu definiert Hilfe von mehreren anderen Stars. Für visuelle Beobachtungen kann Vega jedoch noch weiter als Standard der Größe Null dienen, da seine Größe im sichtbaren Licht 0,03 m beträgt, was sich mit bloßem Auge nicht von Null unterscheidet.
Die moderne Magnitudenskala ist nicht auf sechs Magnituden oder nur sichtbares Licht beschränkt. Die Magnitude sehr heller Objekte ist negativ. Zum Beispiel hat Sirius, der hellste Stern am Nachthimmel, eine scheinbare Helligkeit von -1,47 m. Moderne Technik ermöglicht es auch, die Helligkeit von Mond und Sonne zu messen: Der Vollmond hat eine scheinbare Helligkeit von -12,6 m, die Sonne von -26,8 m. Das Hubble Orbital Telescope kann Sterne bis zu 31,5 m im sichtbaren Bereich beobachten.
Spektrale Abhängigkeit
Die Sternhelligkeit hängt von dem Spektralbereich ab, in dem die Beobachtung durchgeführt wird, da der Lichtstrom von jedem Objekt in verschiedenen Bereichen unterschiedlich ist.
- Bolometrische Größe zeigt die Gesamtstrahlungsleistung des Objekts, also den Gesamtfluss in allen Spektralbereichen. Bolometer wird gemessen.
Das gebräuchlichste photometrische System, das UBV-System, hat 3 Bänder (Spektralbereiche, in denen Messungen durchgeführt werden). Dementsprechend gibt es:
- ultraviolette Größe (U)- bestimmt im ultravioletten Bereich;
- "Blaue" Größe (B) — wird im blauen Bereich bestimmt;
- visuelle Größe (V)- im sichtbaren Bereich bestimmt wird; die spektrale Empfindlichkeitskurve wird so gewählt, dass sie dem menschlichen Sehvermögen besser entspricht. Am empfindlichsten ist das Auge für gelbgrünes Licht mit einer Wellenlänge von etwa 555 nm.
Der Unterschied (U-B oder B-V) zwischen den Größen desselben Objekts in verschiedenen Bändern zeigt seine Farbe und wird als Farbindex bezeichnet. Je höher der Farbindex, desto röter das Objekt.
Es gibt andere photometrische Systeme, die jeweils unterschiedliche Bänder haben und dementsprechend unterschiedliche Größen gemessen werden können. Im alten fotografischen System wurden beispielsweise die folgenden Größen verwendet:
- fotovisuelle Größe (m PV)- ein Maß zum Schwärzen des Bildes eines Objekts auf einer fotografischen Platte mit einem orangefarbenen Lichtfilter;
- fotografische Größe (m pg)- gemessen auf einer herkömmlichen fotografischen Platte, die für die blauen und ultravioletten Bereiche des Spektrums empfindlich ist.
Scheinbare Sterngrößen einiger Objekte
| Ein Objekt | m |
|---|---|
| Sonne | -26,73 |
| Vollmond | -12,92 |
| Iridium-Flare (maximal) | -9,50 |
| Venus (maximal) | -4,89 |
| Venus (mindestens) | -3,50 |
| Jupiter (maximal) | -2,94 |
| Mars (maximal) | -2,91 |
| Quecksilber (maximal) | -2,45 |
| Jupiter (mindestens) | -1,61 |
| Sirius (der hellste Stern am Himmel) | -1,47 |
| Canopus (zweithellster Stern am Himmel) | -0,72 |
| Saturn (maximal) | -0,49 |
| Alpha Centauri kumulative Helligkeit A, B | -0,27 |
| Arcturus (dritthellster Stern am Himmel) | 0,05 |
| Alpha Centauri A (vierthellster Stern am Himmel) | -0,01 |
| Wega (5. hellster Stern am Himmel) | 0,03 |
| Saturn (Minimum) | 1,47 |
| Mars (mindestens) | 1,84 |
| SN 1987A - Supernova 1987 in der Großen Magellanschen Wolke | 3,03 |
| Andromedas Nebel | 3,44 |
| Schwache Sterne, die in Ballungsgebieten sichtbar sind | 3 … + 4 |
| Ganymed ist ein Mond von Jupiter, dem größten Mond im Sonnensystem (Maximum) | 4,38 |
| 4 Vesta (heller Asteroid), maximal | 5,14 |
| Uranus (Maximum) | 5,32 |
| Dreiecksgalaxie (M33), bei klarem Himmel mit bloßem Auge sichtbar | 5,72 |
| Quecksilber (mindestens) | 5,75 |
| Uranus (Minimum) | 5,95 |
| Naymanishi-Sterne, die auf dem Land mit bloßem Auge sichtbar sind | 6,50 |
| Ceres (maximal) | 6,73 |
| NGC 3031 (M81), mit bloßem Auge unter perfektem Himmel sichtbar | 6,90 |
| Mit bloßem Auge sichtbare nächtliche Sterne an einem perfekten Himmel (Mauna-Kea-Observatorium, Atacama-Wüste) | 7,72 |
| Neptun (maximal) | 7,78 |
| Neptun (mindestens) | 8,01 |
| Titan ist ein Mond von Saturn, dem zweitgrößten Mond im Sonnensystem (Maximum) | 8,10 |
| Proxima Centauri | 11,10 |
| Der hellste Quasar | 12,60 |
| Pluto (maximal) | 13,65 |
| Makemake im Gegensatz | 16,80 |
| Haumea dagegen | 17,27 |
| Eris dagegen | 18,70 |
| Schwache Sterne, die in einem 24-Zoll-CCD-Bild mit einer 30-minütigen Belichtung zu sehen sind | 22 |
| Das kleinste Objekt, das auf dem bodengestützten 8-Meter-Teleskop verfügbar ist | 27 |
| Das kleinste verfügbare Objekt des Hubble-Weltraumteleskops | 31,5 |
| Das kleinste Objekt, das auf dem bodengebundenen 42-Meter-Teleskop verfügbar sein wird | 36 |
| Das kleinste Objekt, das am Orbiting-Teleskop OWL verfügbar sein wird (Start ist für 2020 geplant) | 38 |
Setzen wir unseren algebraischen Ausflug zu den Himmelskörpern fort. In der Skala, mit der die Brillanz von Sternen beurteilt wird, können neben Fixsternen auch andere Koryphäen – Planeten, die Sonne, der Mond – ihren Platz finden. Wir werden separat über die Helligkeit der Planeten sprechen; hier geben wir die stellare Helligkeit von Sonne und Mond an. Die Größe der Sonne wird als Zahl ausgedrückt Minus- 26.8, und der Vollmond - Minus- 12.6. Warum beide Zahlen negativ sind, muss der Leser denken, ist nach allem bisher Gesagten verständlich. Aber vielleicht wird er über den nicht ausreichend großen Unterschied zwischen der Größe der Sonne und des Mondes verwirrt sein: Der erste ist "nur doppelt so groß wie der zweite".
Vergessen wir aber nicht, dass die Bezeichnung der Größe im Wesentlichen ein gewisser Logarithmus (basierend auf 2,5) ist. Und so wie es unmöglich ist, beim Vergleich von Zahlen ihre Logarithmen durcheinander zu dividieren, so macht es beim Vergleich von Sterngrößen keinen Sinn, eine Zahl durch eine andere zu dividieren. Was das Ergebnis eines korrekten Vergleichs ist, zeigt die folgende Rechnung.
Wenn die Größe der Sonne Minus- 26,8", bedeutet dies, dass die Sonne heller ist als ein Stern der ersten Größenordnung
2,5 27,8 mal.
Der Mond ist heller als ein Stern erster Größenordnung
2,5 13,6 mal.
Das bedeutet, dass die Helligkeit der Sonne größer ist als die Helligkeit des Vollmondes
Berechnet man diesen Wert (mit Hilfe von Logarithmentafeln) erhält man 447 000. Hier ist also das richtige Verhältnis der Helligkeit von Sonne und Mond: Ein Tagesstern beleuchtet bei klarem Wetter die Erde 447 000 Mal stärker als der Vollmond an einem wolkenlose Nacht.
Wenn man bedenkt, dass die Nummer Wärme , die vom Mond zugewiesen wird, proportional zu der von ihm gestreuten Lichtmenge ist - und das ist wahrscheinlich nahe an der Wahrheit - muss zugegeben werden, dass der Mond uns 447.000-mal weniger Wärme sendet als die Sonne. Es ist bekannt, dass jeder Quadratzentimeter an der Grenze der Erdatmosphäre von der Sonne etwa 2 kleine Kalorien Wärme pro Minute erhält. Dies bedeutet, dass der Mond jede Minute nicht mehr als 225.000 Teil einer kleinen Kalorie auf 1 cm 2 der Erde sendet (dh er kann 1 g Wasser in 1 Minute um 225.000 Teil eines Grads erwärmen). Dies zeigt, wie haltlos alle Versuche sind, dem Mondlicht irgendeinen Einfluss auf das Erdwetter zuzuschreiben.
Der allgemeine Glaube, dass Wolken oft unter der Wirkung der Vollmondstrahlen schmelzen, ist ein grober Irrtum, der durch die Tatsache erklärt wird, dass die Wolken nachts (aus anderen Gründen) verschwinden auffällig nur im Mondschein.
Verlassen wir nun den Mond und berechnen wir, wie oft die Sonne heller ist als der hellste Stern am ganzen Himmel – Sirius. Wenn wir auf die gleiche Weise wie zuvor argumentieren, erhalten wir das Verhältnis ihrer Helligkeit:
Das heißt, die Sonne ist 10 Milliarden Mal heller als Sirius.
Sehr interessant ist auch folgende Rechnung: Wie oft ist die Beleuchtung des Vollmondes heller als die Gesamtbeleuchtung des gesamten Sternenhimmels, also aller mit bloßem Auge sichtbaren Sterne einer Himmelshalbkugel? Wir haben bereits berechnet, dass Sterne von der ersten bis zur sechsten Größenordnung zusammen leuchten wie hundert Sterne der ersten Größenordnung. Das Problem reduziert sich daher darauf, zu berechnen, wie oft der Mond heller ist als hundert Sterne der ersten Größenordnung.
Dieses Verhältnis ist gleich
So empfangen wir in einer klaren mondlosen Nacht vom Sternenhimmel nur 2700stel des Lichts, das der Vollmond sendet, und 2700 x 447.000, also 1200 Millionen Mal weniger als die Sonne an einem wolkenlosen Tag.
Größe
Dimensionslose physikalische Größe, die von einem Himmelsobjekt in der Nähe des Beobachters erzeugt wird. Subjektiv wird seine Bedeutung als (y) oder (y) wahrgenommen. In diesem Fall wird die Helligkeit einer Quelle angegeben, indem sie mit der Helligkeit einer anderen Quelle verglichen wird, die als Standard genommen wird. Solche Standards sind normalerweise speziell ausgewählte unveränderliche Sterne. Die Magnitude wurde zunächst als Indikator für die scheinbare Helligkeit optischer Sterne eingeführt, später aber auf andere Strahlungsbereiche ausgeweitet:,. Die Magnitudenskala ist logarithmisch, ebenso wie die Dezibelskala. In der Magnitudenskala entspricht eine Differenz von 5 Einheiten einer 100-fachen Differenz der Lichtflüsse von der gemessenen und der Referenzquelle. Somit entspricht eine Differenz von 1 Magnitude einem Verhältnis von Lichtströmen von 100 1/5 = 2,512 mal. Bestimmen Sie die Größe des lateinischen Buchstabens "m"(von lat. magnitudo, Wert) als kursiv hochgestellt rechts neben der Zahl. Die Richtung der Magnitudenskala ist umgekehrt, d.h. Je größer der Wert, desto schwächer die Brillanz des Objekts. Zum Beispiel ein Stern 2. Größe (2 m) ist 2,512-mal heller als ein Stern dritter Größe (3 m) und 2,512 x 2,512 = 6,310 Mal heller als ein Stern der 4. Größe (4 m).Scheinbare Größe (m; oft einfach als "Magnitude" bezeichnet) gibt den Strahlungsfluss in der Nähe des Beobachters an, d.h. die beobachtete Helligkeit einer Himmelsquelle, die nicht nur von der tatsächlichen Strahlungsleistung des Objekts, sondern auch von der Entfernung dazu abhängt. Die Skala der scheinbaren Helligkeiten stammt aus dem Sternenkatalog des Hipparchos (vor 161 ca. 126 v. Chr.), in dem zunächst alle mit dem Auge sichtbaren Sterne nach ihrer Helligkeit in 6 Klassen eingeteilt wurden. Die Sterne des Eimers des Großen Bären haben einen Glanz von etwa 2 m, Vega hat etwa 0 m. Bei besonders hellen Leuchten ist der Magnitudenwert negativ: bei Sirius etwa -1,5 m(d.h. der Lichtfluss von ihr ist viermal größer als von Vega), und die Helligkeit der Venus erreicht in manchen Momenten fast -5 m(d. h. der Lichtstrom ist fast 100-mal größer als bei Vega). Wir betonen, dass die scheinbare Sternhelligkeit sowohl mit bloßem Auge als auch mit Hilfe eines Teleskops gemessen werden kann; sowohl im sichtbaren Bereich des Spektrums als auch in anderen (fotografisch, UV, IR). In diesem Fall bedeutet "scheinbar" (englisch scheinbar) "beobachtet", "scheinbar" und bezieht sich nicht speziell auf das menschliche Auge (siehe:).
Absolute Größe(M) gibt an, welche scheinbare Sternhelligkeit die Leuchte haben würde, wenn die Entfernung zu ihr 10 wäre und es keine gäbe. So erlaubt die absolute Helligkeit des Sterns im Gegensatz zur sichtbaren, die wahren Helligkeiten von Himmelsobjekten (in einem bestimmten Bereich des Spektrums) zu vergleichen.
Bei den Spektralbereichen gibt es viele Größensysteme, die sich in der Wahl eines bestimmten Messbereichs unterscheiden. Bei Beobachtung mit dem Auge (mit bloßem Auge oder durch ein Teleskop) wird es gemessen visuelle Größe(m v). Aus dem Bild eines Sterns auf einer herkömmlichen fotografischen Platte, das ohne zusätzliche Lichtfilter gewonnen wird, wird die fotografische Größe(MP). Da fotografische Emulsionen für blaues Licht empfindlich und für rotes Licht unempfindlich sind, erscheinen blaue Sterne auf der fotografischen Platte heller (als sie für das Auge erscheinen). Mit Hilfe einer fotografischen Platte erhält man jedoch unter Verwendung von Orthochromatik und Gelb das sogenannte Photovisuelle Größenskala(m P v), was fast mit dem visuellen übereinstimmt. Durch den Vergleich der in verschiedenen Bereichen des Spektrums gemessenen Helligkeit einer Quelle kann man ihre Farbe herausfinden, die Oberflächentemperatur abschätzen (wenn es sich um einen Stern handelt) oder (wenn es sich um einen Planeten handelt) den Grad der interstellaren Lichtabsorption bestimmen , und andere wichtige Eigenschaften. Daher wurden Standardfilter entwickelt, die hauptsächlich durch die Auswahl der Lichtfilter bestimmt werden. Die beliebteste Trikolore: Ultraviolett (Ultraviolett), Blau (Blau) und Gelb (Visuell). Gleichzeitig liegt der gelbe Bereich dem fotovisuellen sehr nahe (B m P v) und blau bis fotografisch (B m P).
