Fortgeschrittenen-Praktikum IIe Astrophysik- und Spektroskopie

Fortgeschrittenen-Praktikum IIe

Astrophysik- und Spektroskopie

Institut furTheoretische Physik und Astrophysikder Christian-Albrechts-Universitat

zu Kiel

Durchfuhrung und Protokoll:

Phillip Dunzlaff

Aron Gaal

Ali Ismaeil

Inhaltsverzeichnis

1 Einleitung Seite 4

2 Visuelle Beobachtungen 5

2.1 Das Teleskop 5

2.2 Aufsuchen von Himmelsobjekten 5

2.3 Gesichtsfeldmessung 5

2.3.1 Messungen 6

2.3.2 Ergebnisse und Fehlerabschatzungen 7

2.4 Bestimmung des Auflosungsvermogens 7

2.4.1 Das Auflosungsvermogen eines Teleskops 7

2.4.2 Messungen 7

2.4.3 Diskussion der Ergebnisse 8

3 Systemeigenschaften der CCD-Kamera ST-7 9

3.1 Das Funktionsprinzip einer CCD-Kamera 9

3.2 Technische Daten der ST-7 10

3.3 Durchfuhrung des ”Trockenversuchs” 10

3.3.1 Ausleserauschen (”Readout noise”) 10

3.3.2 Dunkelstrom (”Dark current”) 10

3.3.3 Linearitat 12

4 Aufnahmen mit der CCD-Kamera 14

4.1 Schwarz-Weiß-Aufnahmen 14

4.1.1 Bearbeitung der Schwarz-Weiß-Aufnahmen 14

4.1.2 Die Galaxie M 51 (Whirlpool-Galaxy) 14

4.1.3 Die Galaxie NGC 891 16

4.1.4 Die Galaxie M 101 (Pinwheel-Galaxy) 16

4.1.5 Der offene Sternhaufen NGC 654 in der Cassiopeia 17

4.1.6 Der Kugelsternhaufen M 3 18

4.1.7 Der offene Sternhaufen M 52 18

4.1.8 Der Komet C/2003 K4 (Linear) 19

4.2 Farbaufnahmen 20

4.2.1 Bearbeitung der Farbaufnahmen 20

4.2.2 Der Crabnebel M 1 20

2

Inhaltsverzeichnis 3

4.2.3 Der Ringnebel M 57 22

4.2.4 Der planetarische Nebel M 27 im Fuchslein 22

4.2.5 Der Planetarische Nebel NGC 6781 23

4.3 Hochauflosende Mond- und Planetenaufnahmen 24

4.3.1 Saturn 24

4.3.2 Mond 25

5 Photometrische Aufgaben 28

5.1 Photometrie von DY-Peg 28

5.1.1 Aufnahme und Bearbeitung 28

5.1.2 Interpretation der Ergebnisse 28

5.2 Farben-Helligkeitsdiagramm von NGC 654 31

5.2.1 Das Farben-Helligkeits-Diagramm 31

5.2.2 Der offene Sternhaufen NGC 654 31

5.2.3 Aufnahme und Bildverarbeitung von NGC 654 31

5.2.4 Erstellung des Farben-Helligkeits-Diagramms 31

5.2.5 Interpretation des Farben-Helligkeits-Diagramms 32

6 Aufnahme von Sternspektren 34

6.1 Der Spektrograph 34

6.2 Sequenz der Spektraltypen von O bis M 35

6.2.1 Die Spektraltypen 35

6.2.2 Aufnahme und Bearbeitung der Sternspektren 36

6.2.3 Auswertung der Sternspektren 36

6.2.4 Ergebnisse 37

7 Spektralanalyse von BD+33◦2642 45

7.1 BD+33◦2642 45

7.2 Bestimmung der fundamentalen Sternparameter 45

7.3 Elementhaufigkeiten 52

7.4 Vergleich mit der Arbeit von Napiwotzki et al. 52

Anhang 1 Das Midas-Skript ”phot.prg” 61

Anhang 2 Das Midas-Skript ”Spect.prg” 66

Literatur 68

1

Einleitung

In diesem Praktikum sollen die Grundlagen der praktischen Astronomie, Astrophysik und Spektroskopie

kennengelernt werden. Im einzelnen gliedert sich das Praktikum in drei Bereiche:

• Visuelle Beobachtungen, wie das Aufsuchen von Himmelsobjekten und der Bestimmung bestimmter Ei-

genschaften des Teleskopes wie die Bestimmung des Auflosungsvermogens und des Gesichtsfeldes.

• Die Aufnahme von Bildern mit der CCD-Kamera und die photometrische Auswertung eines offenen Stern-

haufens.

• Die Aufnahme von Sternspektren und deren Analyse.

Kiel, den 11.11.2004

4

2

Visuelle Beobachtungen

Die visuelle Beobachtung ist der erste Teil des Praktikum und hat den Zweck, sich mit den Eigenschaften

und der Bedienung des Teleskopes vetraut zu machen.

2.1 Das Teleskop

Fur die Beobachtungen stehen zwei Teleskope zur Verfugung. Zum einen ein 10”-Reflektor, welcher wahlweise

im Ritchey-Chretien-Fokus (f=2000 mm) oder im Cassegrain-Fokus (f=3750 mm) betrieben werden kann.

Wahrend der RC-Fokus fur Deep-Sky-Objekte die geeignete Wahl ist, kann mit dem Cassegrain-Fokus wegen

seiner wesentlich grosseren Brennweite ein Abbildungsmaßstab von 0.5 Bogensekunden/Pixel auf dem CCD-

Chip erreicht werden (Im Vergleich zum Abbildungsmaßstab von 0.9 Bogensekunden/Pixel im RC-Fokus),

was ihn fur hochauflosende Aufnahmen von Planeten geeignet macht. Zum anderen ist an dem Reflektor

ein Refraktor montiert, welcher mit seiner Offnung von 110 mm und 600 mm Brennweite als Leitfernrohr

Verwendung findet, da das Auffinden von Objekten aufgrund des grosseren Gesichtsfeldes einfacher ist, als

mit den Hauptrohr. Befestigt sind beide Teleskope auf einer sogenannten ”Deutschen Montierung” und

werden in Rektaszension automatisch nachgefuhrt.

2.2 Aufsuchen von Himmelsobjekten

Da das Auffinden von Objekte - insbesondere von kleinen und lichtschwachen - mitunter sehr langwierig und

anstrengend sein kann steht ein NGC-MAX zur Verfugung. Dabei handelt es sich um einen Kleinstcomputer

zum Auffinden von Objekte aus verschiedenen Katalogen. Um den NGC-MAX zu benutzen ist es zuerst

notwendig, einen bekannten Stern in das Gesichtsfeld des Teleskops zu bringen und dann mittels dem Befehl

ALIGN STAR den gewahlten Stern als Referenzstern zu definieren. Ausgehend von diesem Referenzstern

kann der NGC-MAX die relative Position von anderen Objekte anzeigen, die dann mit dem Teleskop leicht

aufzufinden sind. Laut Anleitung des NGC-MAX sollte man stets einen Stern im Osten als Referenzstern

auswahlen um Zweideutigkeiten in der Position zu vermeiden. Um ein Objekt auszuwahlen und aufzusuchen

muss die Katalognummer (Die NGC-MAX Datenbank enthalt alle Objekte des Messier-, des NGC- und des

IC-Kataloges sowie ein Verzeichnis heller Sterne) des Objektes in die Konsole eingeben werden. Mit dem

Befehl GUIDE wird die relative Position, also die Entfernung vom momentanen Ort in Deklination und

Rektaszension in Grad anzeigt.

2.3 Gesichtsfeldmessung

Unter dem Gesichtsfeld eines Teleskop versteht man den Bereich in Grad, den man beim Blick durch das

Okular uberblicken kann. Da sich die Vergrosserung eines Teleskops und damit das Gesichtsfeld aus dem

Quotienten aus Brennweite des Objektives und der Brennweite des Okulars ergibt, hangt das Gesichtsfeld

naturlich auch vom verwendeten Okluar ab. Die Große des Gesichtsfeld laßt sich aus der Durchlaufzeit eines

Sterns durch das Gesichtsfeld berechnen.

Im Laufe eines synodischen Tages dreht sich die Erde, relativ zur Sonne einmal um ihre Achse. Da sich die

Erde in dieser Zeit auch auf ihrer Umlaufbahn um die Sonne weiterbewegt ist der siderische Tag, d.h. die Zeit

5

6 Visuelle Beobachtungen

zwischen zwei Durchgangen eines Fixsterns im Ortsmeridian um 3 Minuten und 56 Sekunden kurzer als der

mittlere Sonnentag. Damit betragt die Dauer eines Sternentages 23 Stunden 56 Minuten und 4 Sekunden.

Ein Punkt auf dem Himmelsaquator bewegt sich also mit einer Winkelgeschwindigkeit von

360◦

23h 56m 4s= 15.04

′′

s≈ 15

′′

s.

Aus der Zeit T (in Sekunden), welche ein aquatornaher Stern braucht, um das Gesichtsfeld eines optischen

Systems zentral zu durchqueren, kann uber die Formel

® = T15

60

′

s(2.1)

direkt das wahre Gesichtsfeld ® in Bogenminuten bestimmt werden. Hat ein Stern die Deklination δ, so laßt

sich die gemessene Zeit T ′ uber die Formel:

T = T ′ cos(δ) (2.2)

in die Durchlaufzeit T , welche der Stern am Aquator benotigen wurde um das Gesichtsfeld zu queren,

umrechnen.

2.3.1 Messungen

Fur die Bestimmung der Durchlaufzeiten wird der Stern α Leo gewahlt. Da α Leo eine Deklination von

11.97◦ besitzt, mussen die Durchlaufzeiten gemaß Gl. (2.2) korrigiert werden. Folgende optische Systeme

werden hierbei betrachtet:

(i) ein 10′′ Ritchey-Chretien-Teleskop (f/8) mit einem 42 mm Okular

(ii) ein 4.4′′ Refraktor (f/5.5) mit einem 15 mm Okular

Vor Beginn der Messung wird der Stern im Gesichtsfeldes zentriert und anschließend mit Hilfe der Feinbewe-

gung in Rektaszension leicht außerhalb positioniert. Die Zeitdifferenz zwischen dem Auftauchen des Sterns

am ostlichen und dem Verschwinden am westlichen Gesichtsfeldrand wird durch Ablesen der Sternzeituhr

aufgenommen. Dabei werden fur jedes der verwendeten optischen Systeme zwei Meßdurchgange durchgefuhrt

und die erhaltenen Werte anschließend gemittelt.

Instrument Refraktor (f/6), 15 mmOkular

Ritchey-Chretien (f/8),42 mm Okular

Durchlaufzeiten (in s) 298 / 291 144 / 147

mittlere Durchlaufzeit T’ (in s) 295 146

Standardabweichung von T’ (in s) 4.9 2.1

mittlere Durchlaufzeit T am Him-melsaquator (in s)

289 143

Standardabweichung von T amHimmelsaquator (in s)

4.8 2.1

wahres Gesichtsfeld ® (in ′) 72 36

Standardabweichung von ® (in ′) 1.2 0.5

Tabelle 2.1. Ergebnisse der Bestimmung des wahren Gesichtsfeldes

2.4 Bestimmung des Auflosungsvermogens 7

2.3.2 Ergebnisse und Fehlerabschatzungen

In Tabelle 2.1 sind die Ergebnisse der Messungen zusammengestellt. Im Mittel ergibt sich eine Streuung der

Meßwerte von 3 Sekunden. Dieses Ergebnis liegt im Rahmen des verwendeten Meßverfahrens: Der Beobachter

am Teleskop kann die Kontaktzeiten auf ca. 1 Sekunde genau bestimmen und der Zeitnehmer die Uhr auf

ca. 1 Sekunde genau ablesen. Die restliche Zeitdifferenz laßt sich durch die nicht ganz zentrale Passage des

Sterns durch das Gesichtsfeld erklaren. Nach Umrechnung der Transitzeit auf den Himmelsaquator mit Gl.

(2.2) folgt mit Gl. (2.1) fur das Ritchey-Chretien-Teleskop mit 42 mm Okular ein Gesichtsfeld von 36′ und

fur den Refraktor mit 15 mm Okular eines von 72′.

2.4 Bestimmung des Auflosungsvermogens

2.4.1 Das Auflosungsvermogen eines Teleskops

Das Auflosungsvermogen eines Teleskops ist nach unten beschrankt. Dieses resultiert aus dem Wellencharak-

ter des Lichtes: Treffen zwei Strahlenbundel auf die Offnung des Teleskops, so werden sie gebeugt. Aufgrund

der Interferenz der gebeugten Lichtstrahlen bildet sich ein konzentrisches Muster von dunklen und hellen

Bereichen aus. Fur eine kreisformige Offnung ergibt sich als minimaler Winkelabstand:

φ = 1.22 λD

Im sichtbaren Wellenlangenbereich (λ ≈ 550 nm) folgt damit fur das theoretische Auflosungsvermogen:

φ = 13.8Dcm

Fur das verwendete 10′′ Ritchey-Chretien-Teleskop mit D = 25 cm ergibt sich also ein theoretisches

Auflosungsvermogen von φ = 0.6′′. Dieser Wert gilt naturlich nur fur ein ideal gefertigtes und kollimiertes

optisches System. In der Praxis ergibt sich als weitere Beschrankung die turbulente Konvektionsbewegung

in der Erdatmosphare. Diese begrenzt das wahre Auflosungsvermogen meist auf Werte um 1′′.

2.4.2 Messungen

Fur die Bestimmung des Auflosungsvermogens des Teleskops werden mehrere Doppelsterne mit unterschied-

lichen Abstanden der Komponenten nach folgenden Kriterien ausgewahlt:

• Die Sterne sollen zum Zeitpunkt der Beobachtung moglichst hoch uber dem Horizont stehen. Bei geringer

Horizonthohe ist die Luftruhe schlechter, da der Sehstrahl durch die turbulente Erdatmosphare sehr viel

langer ist, als bei einer Beobachtung in Zenitnahe.

• Die Komponenten des Doppelsterns sollen ungefahr die gleiche scheinbare Helligkeit besitzen, um zu

verhindern, daß eine Komponente von der anderen uberstrahlt wird.

Die Beobachtungsliste ist in Tabelle 2.2 zusammengefaßt. Um sicherzustellen, daß bei engen Doppelster-

nen die einzelnen Komponenten auch wirklich getrennt werden konnen, wird der Positionswinkel der Se-

kundarkomponente geschatzt.

8 Visuelle Beobachtungen

2.4.3 Diskussion der Ergebnisse

Am Abend des 08.05.2004 wurden zwischen 22:15 Uhr MEZ und 23:20 Uhr MESZ die in Tabelle 2.2 stehenden

Doppelsterne mit dem 10′′ Ritchey-Chretien (f/8) bei Vergroßerungen zwischen 100× und 160× beobachtet.

Die Erfassung des Positionswinkels erwies sich als recht kompliziert, da Haupt- und Sekundarkomponente

der entsprechenden Doppelsternsysteme jeweils ungefahr gleich hell waren. So wurde beim Stern ξ UMa

der Positionswinkel um 180◦ falsch geschatzt, da die einzelnen Komponenten des Systems gleich hell sind.

Wahrend die ersten zwei Sterne noch einfach zu trennen waren, beruhrten sich die Beugungsscheibchen der

Sterne ξ UMa und λ Oph bereits und bei ζ Boo uberlagerten sich die Beugungsscheibchen. Der Stern λ Cas

konnte hingegen gar nicht mehr aufgelost werden. Das Auflosungsvermogen lag in dieser Nacht also bei ca.

0.8′′, wurde also durch die Luftunruhe in der Erdatmosphare herabgesetzt.

Doppelstern Abstand(in ′′)

PWest

(in ◦)PWlit

(in ◦)Bemerkungen

σ Crb 7.1 220-240 236 deutlich getrennt, schwarzer Zwi-schenraum

γ Leo 4.4 80-100 125 immer noch deutlich getrennt

ξ UMa 1.8 60 273 die Beugungsscheibchen beruhrensich

λ Oph 1.5 0 30 die Beugungsscheibchen beruhrensich

ζ Boo 0.8 240 300 aufgelost, Beugungsscheibchenuberlagern sich.

λ Cas 0.6 - 191 nicht mehr auflosbar

Tabelle 2.2. Beobachtete Doppelsterne

3

Systemeigenschaften der CCD-Kamera ST-7

Bis zur Mitte der 70er Jahre des 20. Jahrhunderts wurden vorwiegend photographische Platten als Detektoren

in der Astronomie verwendet. Mit der Entwicklung leistungsfahiger Halbleiterdetektoren wurden diese durch

CCD-Kameras ersetzt. Aus diesem Grund werden in dem folgenden Kapitel einige Eigenschaften einer CCD-

Kamera erarbeitet.

3.1 Das Funktionsprinzip einer CCD-Kamera

Ein CCD Detektor besteht aus einem n-p-dotiertem Siliziumplattchen. Auf diesem befindet sich eine zwei-

dimensionale Anordnung von Elektroden. Diese sind das Analogon zu den Silberhalogenidkornchen einer

herkommlichen Photoemulsion. Die Elektroden sind die Bildelemente der CCD-Kamera. Im Vergleich zur

Photoemulsion sind diese jedoch gleichmaßig uber den CCD-Chip verteilt und besitzen eine einheitliche

Große. Im Fall der ST7-E ist jedes Pixel 9×9 µm groß. Die Funktionsweise eines CCD-Detektors basiert auf

dem inneren Photoeffekt: Proportional zum einfallenden Licht sammeln sich Elektronen in dem Potentialtopf

der jeweiligen Elektrode. Nach erfolgter Belichtung wird die Ladungsverteilung auf dem CCD-Chip durch

Anderung der Poteniale zeilenweise ausgelesen und an den Bildrand geschoben. Dies wird als ladungsge-

koppeltes Ausleseverfahren bezeichnet, daher also die Bezeichnung CCD (Charged-Coupled Device). Uber

einen Verstarker werden die einzelnen Zeilen in einen Computer eingelesen. Die ursprungliche Ladungsver-

teilung auf dem CCD kann nun als Bild betrachtet werden. Zusammenfassend kann also gesagt werden, daß

CCD-Detektoren gegenuber photographischen Platten folgende Vorteile haben:

• Linearitat

• hohere Dynamik

• eine hohere Quanteneffizienz

Die beiden erstgenannten Eigenschaften sollen im folgenden ”Trockenversuch” naher untersucht werden.

9

10 Systemeigenschaften der CCD-Kamera ST-7

3.2 Technische Daten der ST-7

In diesem Praktikum wird eine CCD-Kamera der Firma Santa Barbara Instrument Group (SBIG) (Modell

ST-7E) verwendet, deren technische Daten in Tabelle 3.1 zusammengestellt sind. Die ST-7E unterscheidet

sich von der herkommlichen ST-7 durch ihre hohere Empfindlichkeit im blauen Spektralbereich.

Imaging CCD Tracking CCD

Chip Kodak KAF 0401E TI TC 211

Pixelzahl 765× 510 192× 164

Pixelgroße 9 µm x 9 µm 13.75 µm x 16 µm

Chipgroße 6.9 mm× 4.6 mm 2.6 mm× 2.6 mm

Bildfeld (Ritchey-Chretien) 11.2 arcmin ×

7.6 arcmin4.3 arcmin ×

4.3 arcmin

Abbildungsmaßstab 0.9 arcsec/P ixel 1.4 ×

1.6 arcsec/P ixel

Full Well Capacity 100000

A/D Converter 16 bit

Gain 2.3 e−/ADU

Ausleserauschen 15 e− (RMS)

Tabelle 3.1. Technische Daten der CCD-Kamera ST-7E (Daten aus der Praktikumsanleitung entnommen).

3.3 Durchfuhrung des ”Trockenversuchs”

3.3.1 Ausleserauschen (”Readout noise”)

Zur Bestimmung des Ausleserauschens wird ein Dunkelbild ohne Licht mit einer Belichtungszeit von 1 Minute

aufgenommen (Abbildung 3.1). Mit der Histogrammfunktion von CCDOPS wird eine mittlere Intensitat der

Pixel von 70 bestimmt (RMS = 7.36). Deutlich erkennbar ist ein ”hot strip” - eine weiße Linie, welche das

Dunkelbild durchzieht. Mit der Cursorfunktion von CCDOPS werden fur diese Streifen Intensitaten von 65

bis 95 bestimmt. Fur das Rauschen ergeben sich Werte von 3− 5.

3.3.2 Dunkelstrom (”Dark current”)

Fur die Bestimmung der Temperaturabhangigkeit des Dunkelstromes werden Dunkelbilder mit einer Belich-

tungszeit von einer Minute fur Temperaturen von 0◦C bis 25◦C erstellt: In Abbildung 3.2 ist die mittlere

Intensitat I der einzelnen Dunkelbilder uber der Temperatur T aufgetragen. Es ist ein nichtlinearer Verlauf

der Intensitat als Funktion der Temperatur erkennbar. Weiterhin fallt auf, daß die Fehlerbalken (das ”Rau-

schen”) mit zunehmender Temperatur großer werden. Dieses kann dadurch erklart werden, daß das Auslosen

von Elektronen aus dem Halbleiter, bedingt durch die thermische Bewegung, mit steigender Temperatur im-

mer großer wird - ein Nachteil von CCD-Kameras, welcher jedoch durch Kuhlung des CCD-Chips reduziert

werden kann.


Abb. 3.1. Dunkelbild mit einer Belichtungszeit von 1 Minute.

0 5 10 15 20

−100

0

100

200

300

400

500

600

700

T [°C]

Mitt

lere

Inte

nsitä

t

Temperaturabhängigkeit des Dunkelstroms

data 1 shape−preservingdata 2data 3

Abb. 3.2. Nichtlineare Temperaturabhangigkeit des Dunkelstroms bei einer Belichtungszeit von 60 Sekunden.

12 Systemeigenschaften der CCD-Kamera ST-7

Temperatur (◦C) Mittelwert RMS

0.23 70 88.87

4.89 77 127

9.78 90 177

14.96 126 244

20.05 186 319

24.46 304 423

Tabelle 3.2. Ergebnisse der Dunkelstrommessungen

3.3.3 Linearitat

Bei der Aufnahme von Pseudo-Flatfields mit einer Belichtungszeit t von 0.11 s bis 240 s ergeben sich die in

Tabelle 3.3 zusammengefaßten Werte. In der graphischen Darstellung der Meßwerte (Abbildung 3.3) werden

die RMS-Werte als Fehlerbalken geplottet.

0 50 100 150 200

1

2

3

4

5

6x 10

4

Belichtungszeit [s]

Mitt

lere

Inte

nsitä

t

Dynamikbereich der CCD−Kamera

Abb. 3.3. Der Dynamikbereich der CCD-Kamera

Mit MATLAB 6.5 wird an die ersten 18 Meßwerte eine lineare Funktion gefittet:

I(t) = 11.55t+ 321.19

Es zeigt sich, daß die Meßwerte kaum um diese Funktion streuen.


Belichtungszeit (s) Mittlere Intensitat RMS

0.11 81 6.75

0.5 190 10.7

1 339 15.31

1.5 492 19.50

3 957 32.47

5 1568 1696

8 2545 74.29

12 3838 108

15 4809 5121

18 5782 158

20 6424 174

22 7079 192

23 7403 200

24 7728 208

25 8054 216

26 8376 244

27 8641 232

30 9667 257

120 35097 381

180 45253 382

210 47345 565

240 50786 1264

Tabelle 3.3. Ergebnisse der Linearitatsmessungen

Diese Vermutung bestatigt der Wert des Korrelationskoeffizient r = 0.99854, welcher mit Hilfe von MATLAB

bestimmt wurde. Damit folgt, daß in dem Zeitbereich zwischen 0.11 und 50 Sekunden ein linearer Zusam-

menhang zwischen der Belichtungszeit und der mittleren Intensitat besteht. Oberhalb dieses Zeitbereichs ist

die Abhangigkeit zwischen Belichtungszeit und mittlerer Intensitat nichtlinear.

Abb. 3.4. Flat-Field-Aufnahme durch ein Clear-Filter.

4

Aufnahmen mit der CCD-Kamera

In diesem Abschnitt sind die Aufnahmen unterschiedlicher Himmelsobjekte zusammengestellt. Weiterhin wer-

den die einzelnen Schritte von der Aufnahme uber die Verarbeitung bis zum endgultigen Resultat ausfuhrlich

erlautert.

4.1 Schwarz-Weiß-Aufnahmen

4.1.1 Bearbeitung der Schwarz-Weiß-Aufnahmen

Die Bearbeitung der Aufnahmen erfolgt mit Hilfe des Programms CCDOPS. In Abbildung 4.2 ist die

Prozessing-Sequenz einer Schwarz-Weiß-Aufnahme am Beispiel des Crabnebels, aufgenommen mit einer Be-

lichtungszeit von 240 s durch ein Clear-Filter dargestellt. Nach der Aufnahme des Himmelsobjektes mit der

CCD-Kamera (siehe Abbildung 4.2, Oben), muß ein gleichlang belichtetes Dark-Frame abgezogen werden,

um das thermische Rauschen des CCD-Chips, sowie das Ausleserauschen des Verstarkers zu unterdrucken.

Das Ergebnis zeigt Abbildung 4.2 (Mitte). Im letzten Bearbeitungsschritt wird eine Flatfield-Aufnahme ab-

gezogen, um einen gleichmaßigen Himmelshintergrund des Endresultates zu gewahrleisten (Abbildung 4.2,

Unten). In den folgenden Abschnitten sind einige Aufnahmen verschiedener Himmelsobjekte zusammenge-

stellt.

4.1.2 Die Galaxie M 51 (Whirlpool-Galaxy)

Belichtungszeit: 1x240 Sekunden im Clear-Filter. M 51 ist das dominierende Mitglied einer kleinen Gruppe

von Galaxien und war die erste Galaxie bei der die Spiralstruktur entdeckt wurde (Lord Rosse, 1845). M 51

verfugt uber eine Begleitergalaxie mit der sie wechselwirkt.

Abb. 4.1. Aufnahme der Whirlpool-Galaxie M 51.

14


Abb. 4.2. Prozessing-Sequenz einer Schwarz-Weiß-Aufnahme.Originalaufnahme (oben), Aufnahme nach Abzug desDark-Frames (Mitte) und Aufnahme nach Flat-Field Korrektur (unten).

16 Aufnahmen mit der CCD-Kamera

4.1.3 Die Galaxie NGC 891

Belichtungszeit: Komposit aus zwei Aufnahmen (1x240 Sekunden und 1x360 Sekunden) im Clear-Filter.

Die Galaxie NGC 891 befindet sich zwischen den Sternbildern Andromeda und Perseus (RA = 2h 23m,

DE = +42.3◦). Am Himmel besitzt sie eine scheinbare Ausdehnung von 13′ × 2.8′, sowie eine scheinbare

Helligkeit von 10 mag. Von der Erde aus sehen wir auf die Kante dieser Galaxie, so daß die in den Spir-

alarmen verteilten Staubmassen deutlich als schwarzes Band vor dem Galaxienkern zu sehen sind. Auf der

Detailaufnahme (Abbildung 4.3, unten) sind zwei Galaxien im Hintergrund gekennzeichnet. Das es sich bei

diesen Objekten nicht etwa um Sternhaufen handelt die Galaxien ublicherweise begleiten, zeigt folgende

Quelle: http://www.astrode.de/ngc891.htm

Abb. 4.3. Aufnahme der Edge-On Galaxie NGC 891 im Perseus (oben), Detailvergoßerung mit zwei Hintergrundga-laxien (unten).

4.1.4 Die Galaxie M 101 (Pinwheel-Galaxy)

Belichtungszeit: 1x240 Sekunden im Clear-Filter.

M 101 ist die hellste einer Gruppe von mindestens neun Galaxien; die hellsten Begleiter sind NGC 5474 und

NGC 5585. Die anderen Mitglieder der Gruppe sind: NGC 5204, NGC 5238, NGC 5477, UGC 8508, UGC

8837, und UGC 9405. Die Entfernung von M 101 wurde 1994/95 durch das Hubble Space Telescope durch


die Vermessung von Cepheiden zu 24 Millionen Lichtjahren bestimmt. Unsere Fotographie ist eher durftig,

ein Composite aus vielleicht 10x60 Sekunden wurde die Spiralarme gewiss besser hervorbringen.

Abb. 4.4. Aufnahme der Galaxie M 101.

4.1.5 Der offene Sternhaufen NGC 654 in der Cassiopeia

Belichtungszeit: 5 Minuten im grunen, 8 Minuten im blauen Filter.

NGC 654 hat eine Entfernung von rund 7000 Lichtjahren und eine Ausdehnung von rund funf Bogenminuten.

Die mittlere scheinbare Helligkeit betragt 10 mag.

Abb. 4.5. Aufnahme des offenen Sternhaufens NGC 654.


4.1.6 Der Kugelsternhaufen M 3

Mit ungefahr einer halben Million Sternen ist M 3 einer der herausragendsten Kugelsternhaufen. Er besitzt

eine extrem große Zahl von variablen Sternen: Laut B. Madore (in Hanes/Madore, Globular Clusters, 1978),

sind 212 variable Sterne entdeckt worden, wobei man von 186 die Perioden bestimmen konnte.Man hat

mindestens 170 RR Lyrae Veranderliche entdeckt.

Abb. 4.6. Aufnahme des Kugelsternhaufens M 3.

4.1.7 Der offene Sternhaufen M 52

Belichtungszeit: 240 Sekunden im Clear-Filter.

Die Entfernung von M 52 ist unklar, der Sky Catalog 2000 gibt einen Wert von 5200 Lichtjahren an. Andere

Autoren sprechen hingegen von lediglich 3000 Lichtjahren. Ake Wallenquist fand im Jahr 1959 193 mogliche

Haufenmitglieder in einer Region von 9 Bogenminuten Radius.

Abb. 4.7. Aufnahme des offenen Sternhaufens M 52.


4.1.8 Der Komet C/2003 K4 (Linear)

Am 28.Mai 2003 entdeckte das LINEAR-Team im Grenzbereich Schwan/Fuchschen einen 17.5 mag hellen

Kometen mit einer 6” kleinen, gering kondensierten Koma. Wenige Tage spater konnte eine vorlaufige Bahn

ermittelt werden, nach der der Komet bis Anfang September bei einer Helligkeit von ca. 6.5m bequem von

Mitteleuropa beobachtbar sein sollte (IAUC 8139/45). Am 14.8.2004 konnten wir den Kometen gegen 23:38

MESZ in einer Hohe von ca. 10◦ uber dem Westhorizont ausmachen. Trotz der schlechten Seeingbedingun-

gen in Horizontnahe, ließ sich die innere Koma des Kometen bei einer Belichtungszeit von 3x240 s deutlich

abbilden (Abbildung 4.8). Man beachte die starke Eigenbewegung des Kometen wahrend des Aufnahmezeit-

punkts, deutlich erkennbar an den Strichspuren der Sterne. Um den auf der Aufnahme nicht sichtbaren Kern

des Kometen ist die Staub-/Gaskonzentration besonders hoch, so daß die Koma dort heller erscheint (false

nucleus). Zudem fallt die leicht asymmetrische Staub/Gasverteilung in Richtung des Kometenschweifs auf,

was auf unregelmaßig verteilte Aktivitatsgebiete auf der Oberflache des Kometenkerns schließen laßt.

Abb. 4.8. Aufnahme der inneren Koma des Kometen C/2003 K4 (Linear).


4.2 Farbaufnahmen

Werden 3 Aufnahmen durch einen Rot-, einen Grun- und einen Blaufilter gewonnen, so lasst sich aus diesen

ein RGB-Komposit erstellen.

4.2.1 Bearbeitung der Farbaufnahmen

Analog zur Bearbeitung der Schwarz-Weiß-Aufnahmen muß bei jedem Farbkanal eine Dark-Frame und Flat-

Field-Korrektur angebracht werden. Die einzelnen Aufnahmen der unterschiedlichen Farbkanale lassen sich

anschließend unter CCDOPS mit der Funktion ”RGB-Composit” zu einem RGB-Komposit zusammenstel-

len. Dies zeigt beispielhaft die Abbildung 4.10, drei Aufnahmen des planetarischen Nebels M 27 mit einer

Belichtungszeit von 240 s durch jeweils einen Rot-, Grun- und Blau-Filter. In der Rot-Aufnahme dominiert

das rote ”Hα-Leuchten”, in der Grun- und Blau-Aufnahme das ”O III-Leuchten” des zweifach ionisierten

Sauerstoffs. Einige weitere Farbaufnahmen finden sich in den folgenden Abschnitten.

4.2.2 Der Crabnebel M 1

Belichtungszeit: 300 s pro Farbkanal. Der Crabnebel M 1 ist der Uberrest einer Supernova, welche im Jahr

1054 nach Christus explodierte. Am Himmel besitzt M 1 eine scheinbare Ausdehnung von 6’x 4’ und eine

scheinbare Helligkeit von 8.4 mag. Im Zentrum des Nebels befindet sich ein Pulsar mit einer scheinbaren

Helligkeit von ca. 16 mag (in Abbildung 4.9, unten mit einem Pfeil markiert.)

Crab−Pulsar

Abb. 4.9. RGB-Komposit des Crab-Nebels (oben), sowie eine Detailvergroßerung der Aufnahme (unten). Die Positiondes Pulsars ist durch einen Pfeil markiert.


Abb. 4.10. Prozessing-Sequenz einer Farb-Aufnahme: Aufnahmen von M 27 durch einen Rot- (oben links), einenGrun- (oben rechts) und einen Blau-Filter (Mitte). Nach der Anwendung der CCDOPS-Funktion ”RGB-Composit”ergibt sich die unten dargestellt Farbaufnahme.


4.2.3 Der Ringnebel M 57

Belichtungszeit: Jeweils 240 Sekunden im roten, grunen und blauen Filter.

M 57 ist der Prototyp unter den Planetarische Nebeln. Das Gas wurde einst von dem Zentralstern abgestossen

der es jetzt ionisiert. Seine Entfernung betragt 4100 Lichtjahre.

Abb. 4.11. RGB-Komposit des Ringnebels M 27 in der Leier.

4.2.4 Der planetarische Nebel M 27 im Fuchslein

Der Dumbbell Nebel M 27 war der erste planetarische Nebel, der uberhaupt entdeckt worden ist. Am 12. Juli

1764 entdeckte Charles Messier diese Klasse von Objekten. Man spricht von planetarischen Nebel, da sie in

kleinen Teleskopen wie Planeten aussehen. Wir sehen dieses Objekt fast genau von seiner Aquatorialebene.

Wurde man ihn von einem der Pole sehen, wurde er wahrscheinlich die Form eines Ringes aufweisen und in

seinem Aussehen M 57 ahneln.

Abb. 4.12. Der Plantarische Nebel M 27.


4.2.5 Der Planetarische Nebel NGC 6781

Belichtungszeit: Jeweils 240 Sekunden im roten, grunen und blauen Filter. Bei NGC 6781 handelt es sich

wie bei M 27 und M 57 um einen planetarischen Nebel.

Abb. 4.13. Der Plantarische Nebel NGC 6781.


4.3 Hochauflosende Mond- und Planetenaufnahmen

Im folgenden Abschnitt werden einige Objekte unseres Sonnensystems betrachtet. Auf eine detaillierte Dar-

stellung muß aus Platzgrunden leider verzichtet werden. Es wird daher auf Beatty, Petersen, Chaikin, ”The

New Solar System” verwiesen.

4.3.1 Saturn

4.3.1.1 Aufnahme und Bildbearbeitung

Die Aufnahmen von Saturn entstanden am 04.09.2004 um 05:18 Uhr MESZ. Aufgrund seiner gunstigen

Position im Sternbild Zwillinge und dem guten Seeing waren brauchbare Ergebnisse zu erwarten. Es wurde

also eine Serie von 15 Aufnahmen pro Filter (RGB) zu jeweils 0.11 Sekunden im Ritchey-Chretien-Fokus des

Teleskops belichtet. Die weitere Verarbeitung der Aufnahmen erfolgt mit dem Programm CCDOPS: Zunachst

wird jede der Einzelaufnahmen mit der Option ”Sharpen” (lunar-planetary, hard) zweimal gescharft. Das

Ergebnis wird um den Faktor zwei vergroßert (enlarge image 2×). Nach diesen beiden Bearbeitungsschritten

ergibt sich ein stark verrauschtes Bild. Um das Rauschen etwas zu unterdrucken, werden die Einzelaufnahmen

mit dem Befehl ”Crop” ausgeschnitten und anschließend mit ”Co-Add” aufaddiert. Das Resultat ist in

Abbildung 4.14 (oben, rechts) dargestellt. Zum Vergleich findet sich in Abbildung 4.14 (oben, links) ein RGB-

Komposit aus einer einzelnen Rohaufnahme. Auf diesem sind so gut wie gar keine Details erkennbar. Das mit

der oben beschriebenen Prozessing-Sequenz erzielte Resultat zeigt ansatzweise die Cassini-Teilung im Ring,

sowie ein rostrotes Wolkenband in der Saturnatmosphare. Die ”Polkappe” des Planeten erscheint hellbraun.

Das Saturnscheibchen ist noch relativ klein. Bessere Ergebnisse lassen sich wahrend der Opposition erzielen.

Eine 30 Sekunden lang belichtete Aufnahme zeigt deutlich die Saturnmonde Titan, Rhea und Enceladus

(Abbildung 4.14, unten).

Rhea

EnceladusTitan

Abb. 4.14. RGB-Komposit des Planeten Saturn vor Anwendung der Prozessing-Sequenz (oben links), nach Anwen-dung der Prozessing-Sequenz (oben rechts). Die großten Monde des Saturn (unten).


4.3.2 Mond

Der Mond umkreist die Erde in einer mittleren Entfernung von 384000 km. Aufgrund seiner Nahe lassen

sich auf seiner Oberflache selbst mit einem kleinen Teleskop eine Vielfalt von unterschiedlichen geologischen

Strukturen ausmachen: Vulkane, Lavastrome, Gebirge und Meteoritenkrater.

4.3.2.1 Mondbeobachtungen

Bei außergewohnlich guten Seeingbedingungen konnten am Morgen des 4.9.2004 um 5:29 Uhr MESZ sehr

hochauflosende Mondaufnahmen gewonnen werden. Die Belichtungszeit durch einen Blaufilter lag bei 0.11

s. Außer einer leichten Scharfung der Aufnahme mit CCDOPS (lunar-planetary, hard), wurde keine Bildbe-

arbeitung durchgefuhrt.

4.3.2.2 Meteoritenkrater, Rillen und Vulkane

Das erste was einem bei einer Untersuchung der Mondaufnahmen auffallt ist die große Anzahl von Kratern.

Diese sind meist durch Einschlage von mehr oder weniger großen Meteoriten entstanden. Die Große des

einschlagenden Korpers bestimmt das spatere Erscheinungsbild der Meteoritenkrater. Meteoriten mit einem

Durchmesser von unter einem Kilometer erzeugen einfache schusselformige Krater mit einem Durchmesser

von bis zu 25 km. Oberhalb dieser Grenze werden die Krater komplexer, d.h. sie besitzen z.B. eine zentrale

Aufwolbung oder einen terrassierten Kraterrand. Abbildung 4.15 zeigt eine Gruppe von drei großen Kra-

tern. Von Norden nach Suden sind dies Theophilus, Cyrillus und Catharina. An dieser Dreiergruppe kann

das relative Alter von Strukturen auf der Mondoberflache bestimmt werden. Als erstes entstand Cyrillus,

ihm uberlagert ist Catharina; am jungsten ist Theophilus, welcher im Nordostrand von Cyrillus entstand.

Auffallig ist auch, daß der junge Krater Theophilus scharfe Kraterrander besitzt, wahrend die alteren Krater

deutlich erodierte Rander besitzen. Nordlich des ”Krater-Trios” liegt das Mare Tranquillitatis. Im Vergleich

mit der Umgebung ist die Kraterdichte in dem mit dunkler Lava gefullten Einschlagbecken sehr viel geringer.

Daraus folgt, daß die Oberflache aufgrund des Vulkanismus in dieser Region junger ist. Spuren des Vulka-

nismus im Mare Tranquillitatis sind in Abbildung 4.16 dargestellt. Nahe am Terminator finden sich mehrere

rundliche Strukturen, bei denen es sich um vulkanische Dome handelt. Diese Aufwolbungen der Mondober-

flache entstanden durch Ansammlungen von Magma unter der Mondoberflache. Einige dieser Dome besitzen

kleine Krater an der Oberflache, aus denen bis vor 3 Mrd. Jahren noch Asche und Gase gefordert wurden.

Man konnte diese Strukturen also auch als ”Mondvulkane” bezeichnen. Weitere Spuren von Vulkanismus

sind in Abbildung 4.17 dargestellt. Sudlich des Mare Serenitatis wird das Mondhochland von zwei Rillen,

der Ariadaeus und der Hyginus-Rille durchschnitten. Diese entstanden durch den Einsturz von leeren Lava-

kanalen. Ein intakter Lavakanal befindet sich nahe des Ostrandes des Mare Serenitatis Auf den Aufnahmen

lassen sich noch unzahlige weitere Details erkennen. Hier konnten aus Platzgrunden nur die wichtigsten

zusammengefaßt werden. Fur weitergehende Informationen sei auf J.Lacroux, Chr. Legrand: ”Der Kosmos

Mondfuhrer” verwiesen.


Mare Tranquilitatis

Theophilus

Cyrillus

Catharina

Abb. 4.15. Die Mondkrater Theophilus, Cyrillus und Catharina.

Dome

Abb. 4.16. Vulkanische Dome am Ostrand des Mare Tranquilitatis.


Mar

e Se

reni

tatis M

are

Tra

nqui

litat

is

Lav

astr

om

Posi

doni

us

Ari

adae

us−

Rill

e

Hyg

inus

−R

ille

Abb. 4.17. Mond-Rillen und Lavastrome im Bereich der Maria Serenitatis und Tranquilitatis.

5

Photometrische Aufgaben

5.1 Photometrie von DY-Peg

DY Pegasi (DY Peg) ist ein Veranderlicher vom Typ δ Sct, dessen Lichtwechsel auf einer Pulsation des

Sterns beruhen. Insofern sind sie den δ Cepheiden verwandt, deren Periode mit ihrer Absoluten Helligkeit

verknupft ist, so daß sie sich als ”Standardkerzen” zur Entfernungsbestimmung eignen. δ Sct Sterne zeichnen

sich insbesondere durch eine kurze Periode (max. 0.2 d, d.h. ca. 5 Stunden) aus, so daß man bei einigen dieser

Sterne schon innerhalb einer Beobachtungsnacht eine komplette Periode beobachten kann. DY Peg wurde

auf Grund seiner besonders kurzen Periode von 0.0726297 d oder ca 1 h 44 min (TheSky) ausgewahlt. Fur

die Anderung der Helligkeit findet man in der Literatur 0.67 mag. Abbildung 5.1 zeigt das Sternenfeld, in

dem sich DY Peg befindet. Neben dem zur Photometrie benotigten Vergleichsstern sind auch einige anonyme

Galaxien in der unmittlbaren Nachbarschaft des Veranderlichen eingezeichnet.

5.1.1 Aufnahme und Bearbeitung

Am Morgen des 15.8.2004 wurde zwischen 03:30 Uhr und 04:50 Uhr MESZ mit der CCDOPS-Funktion

AUTO-GRAB eine Serie von Aufnahmen mit einer Belichtungszeit von jeweils 1 Minute aufgenommen.

Nach der Darkframe- und Flatfield-Korrektur konnten der Veranderliche und der Vergleichsstern mit Hilfe

von CCDOPS photometrisch vermessen werden. Datum, Uhrzeit und Helligkeiten von DY Peg und dem

Vergleichsstern wurden anschließend mit MATLAB geplottet (Abbildung 5.2).

5.1.2 Interpretation der Ergebnisse

Wahrend der Vergleichsstern eine konstante Helligkeit aufweist, zeigt DY Peg eine deutliche Zunahme der

Helligkeit. Ab 3:40 Uhr MESZ scheinen plotzlich beide Sterne schwacher zu werden. Dies ist auf die einsetzen-

de Dammerung zuruckzufuhren. Plottet man die Differenz zwischen den Helligkeiten von DY Peg und dem

Vergleichsstern, so ist die Lichtkurve mit einem ausgepragten Maximum deutlich erkennbar (Abbildung 5.3).

Das Maximum laßt sich graphisch zu 03:53 Uhr MESZ bestimmen. Der Abstieg zum folgenden Minimum

ließ sich aufgrund der einsetzenden Dammerung nicht mehr verfolgen. Der Helligkeitsanstieg, bzw. Abfall

betragt ca. 0.4 mag.

28

5.1 Photometrie von DY-Peg 29

DY

Peg

Ver

glei

chss

tern

Abb. 5.1. Das Sternenfeld um DY Peg mit dem verwendeten Vergleichsstern, sowie einigen anonymen Galaxien.

30 Photometrische Aufgaben

03:30 03:45 04:00 04:15 04:30 04:45 05:0010

10.5

11

11.5

12

12.5

13

13.5

14

14.5

Uhrzeit MESZ [h:m] 15.August 2004

Sche

inba

re H

ellig

keit

[m]

Lichtkurven von DY Peg und dem Vergleichsstern

Abb. 5.2. Lichtkurven von DY-Peg und dem Vergleichsstern. Man beachte das ”Verblassen” der Sterne mit einset-zender Dammerung.

03:30 03:45 04:00 04:15 04:30 04:45 05:002.55

2.6

2.65

2.7

2.75

2.8

2.85

2.9

2.95

3

3.05

Uhrzeit MESZ [h:m] 15.August 2004

Sche

inba

re H

ellig

keit

[m]

Differenzlichtkurve zwischen DY Peg und dem Vergleichsstern

Abb. 5.3. Differenzlichtkurve von DY-Peg und dem Vergleichsstern.


5.2 Farben-Helligkeitsdiagramm von NGC 654

Das Hertzsprung-Russell-Diagramm ist das wichtigste Zustandsdiagramm der Astrophysik. Es stellt auf

sehr kompakte Weise die wesentlichen Parameter von Sternen, sowie deren Entwicklung dar. Im folgenden

Abschnitt wird eine Variante dieses Diagrammes naher erlautert, das Farben-Helligkeits-Diagramm.

5.2.1 Das Farben-Helligkeits-Diagramm

In einem Hertzsprung-Russell-Diagramm ist die absolute Helligkeit (Leuchtkraft) uber dem Spektraltyp

(Temperatur) verschiedener Sterne, z.B. eines Sternhaufens aufgetragen. Da der Spektraltyp bei schwa-

chen Sternen schwer zu bestimmen ist, kann es von Vorteil sein, statt des Spektraltyps den Farbindex zu

verwenden. Dieser laßt sich aus photometrischen Beobachtungen in zwei eng begrenzten Spektralbereichen

gewinnen. Um die Ergebnisse mit anderen Beobachtungen einfacher vergleichen zu konnen, muß ein ”Stan-

dardfarbsystem” festgelegt werden. Am gebrauchlichsten ist das Johnson UBVRI-System. Die Differenz der

Helligkeiten in zwei dieser Spektralbereiche wird dann als Farbindex bezeichnet. In dem weiter unten dar-

gestellten Farben-Helligkeits-Diagramm wird die scheinbare Helligkeit uber der Helligkeitsdifferenz in einem

Blau (B)- und einem Grun (V )-Filter, also dem Farbindex B − V aufgetragen. Da ein Sternhaufen unter-

sucht wird, ist es unwichtig, ob die absolute, oder die scheinbare Helligkeit verwendet wird, da die Sterne

in dem Haufen ungefahr alle die gleiche Entfernung zur Erde besitzen. Dies fuhrt nur zu einem konstanten

Summanden bei der Bestimmung der absoluten Helligkeit MV :

MV = 5− 5 log r +mV = const.+mV ,

wobei r die Entfernung des Sternhaufens in pc ist.

5.2.2 Der offene Sternhaufen NGC 654

Der offene Sternhaufen NGC 654 befindet sich in der Cassiopeia bei RA = 01h 44m und DE = 61◦

53′. Er

besitzt eine scheinbare Helligkeit von 6.5 mag und einen Durchmesser von 5′. Insgesamt gehoren 60 Sterne zu

diesem offenen Sternhaufen, der hellste besitzt eine Helligkeit von 7.4 mag, 50 Sterne besitzen eine Helligkeit

von 11 bis 14 mag. (Quelle: http://dvaa.org/servlets/Sac?item=NGC654).

5.2.3 Aufnahme und Bildverarbeitung von NGC 654

Fur die Erstellung eines Farben-Helligkeits-Diagramms werden zwei Aufnahmen benotigt, die mit unter-

schiedlichen Filtern aufgenommen wurden. Aus diesen lassen sich dann mit Hilfe eines geeichten Standard-

sterns die Helligkeiten der Sterne in den unterschiedlichen Spektralbereichen bestimmen. Aus diesen kann

der Farbindex B−V bestimmt werden. In der Nacht vom 14. auf den 15. August 2004 wurden zwischen 01:35

Uhr MESZ und 2:53 Uhr MESZ unter guten Seeingbedinungen (R = 3, D = 2) die B und V -Aufnahmen im

Ritchey-Chretien-Fokus gewonnen. Fur die V -Aufnahme wurde ein Grunfilter verwendet. Die Belichtungszeit

betrug 5 Minuten. Durch den Blaufilter wurde 10 Minuten belichtet. Außer dem Abzug eines Dunkelbildes

und der Addition der einzelnen Blauaufnahmen mit dem Programm CCDOPS (”CO-ADD”) wurden die

Aufnahmen nicht bearbeitet. Das Ergebnis ist in Abbildung 5.4 dargestellt.

5.2.4 Erstellung des Farben-Helligkeits-Diagramms

Fur die Auswertung der Aufnahmen werden diese in das FITS-Format konvertiert. Die Auswertung er-

folgt mit dem Midas-Skript ”phot.prg”. Dieses fuhrt neben der Photometrie der einzelnen Sterne auch eine

Flatfield-Korrektur durch. Der Eichstern besitzt im V-Filter eine Helligkeit von 11.48 mag sowie eine Fab-

index B − V von 0.69 mag. Nach Auswahl der einzelnen Sterne auf der Aufnahme werden diese von dem

Programm ”phot.prg” automatisch photometriert. Mit Hilfe des Eichsterns werden die scheinbaren Hellig-

keiten der Sterne in Magnitudines umgerechnet. Eingetragen in ein (B − V ) − V -Diagramm ergibt sich

Abbildung 5.5.

32 Photometrische Aufgaben

5.2.5 Interpretation des Farben-Helligkeits-Diagramms

Ist ein Stern im B-Filter schwacher als im V -Filter, der B−V -Wert also positiv, so ist der Stern rotlich. Im

umgekehrten Fall ist der Stern blaulich (B−V -Wert ist klein oder negativ). Die blauen Sterne befinden sich

im Farben-Helligkeits-Diagramm also links, die Roten weiter rechts. Das Farben-Helligkeits-Diagramm von

NGC 654 wird diagonal von einer Hauptreihe durchzogen, wobei die Messwerte jedoch sehr stark streuen.

Zur weiteren Interpretation des FHD nutzen wir aus, daß die scheinbare V-Helligkeit ein direktes Maß fur

die Leuchtkraft eines Sterns ist. Fur die Sterne auf der Hauptreihe gilt die Masse-Leuchtkraftbeziehung:

logL = 3.8 logM + 0.08

Aus dieser empirischen Beziehung wird entnommen, daß im unteren Bereich der Hauptreihe die massearmen

Sterne und im oberen Bereich der Hauptreihe (bei kleinen scheinbaren Helligkeiten) die massenreichen Sterne

liegen.

Abb. 5.4. V -Aufnahme des offenen Sternhaufens NGC 654.


Abb. 5.5. Farben-Helligkeits-Diagramm des offenen Sternhaufens NGC 654.

6

Aufnahme von Sternspektren

Die Spektroskopie gehort zu den Verfahren in der Astrophysik, welche Informationen uber die Zustande und

Dynamik der Objekte im Weltraum liefern. Anhand von einigen Beispielen werden im folgenden Abschnitt

die unterschiedlichen Anwendungsmoglichkeiten der Spektroskopie dargestellt.

6.1 Der Spektrograph

Im Praktikum wird der SBIG Self Guided Spectrograph verwendet. Bei diesem handelt es sich um einen

Gitterspektrographen. Dieser besitzt gegenuber einem Prismenspektrographen den Vorteil einer linearen Di-

spersion, was die Auswertung der Sternspektren erleichtert. Der Spektrograph kann mit vier unterschiedli-

chen Auflosungen betrieben werden. Dies laßt sich durch Anderung der Spaltbreite oder durch Austausch des

Blaze-Gitters erreichen (Tabelle 6.1). Der Wellenlangenbereich betragt in der niedrigen Dispersion 320 nm,

in der hoheren 75 nm.

Spalt Gitter (Linien pro mm) ∆λ (in nm)

breit 150 3.8

breit 600 1.0

schmal 150 1.0

schmal 600 0.24

Tabelle 6.1. Kenndaten des SBIG Self Guided Spectrograph (der Praktikumsanleitung entnommen).

34


6.2 Sequenz der Spektraltypen von O bis M

Aus dem Spektrum eines Sterns lassen sich Ruckschlusse auf den Zustand seiner Atmosphare ziehen. Dieses

soll anhand von mehreren Sternen des Sommerhimmels demonstriert werden.

6.2.1 Die Spektraltypen

Die Klassifikation von Sternspektren erfolgt uber den Spektraltyp. Dieser beschreibt die in dem Spektrum

auftretenden Linien und ist damit ein Maß fur die Temperatur der Atmosphare eines Sterns. Die Verknupfung

zwischen Temperatur und Starke der auftretenden Spektrallinien wird durch die Saha-Gleichung bestimmt:

ne

nn≈ 1.9× 1015 T

32

neexp(−Uion

T)

Hierbei ist ne die Elektronendichte, nn die Neutralgasdichte, T die Temperatur und Uion die Ionisations-

energie des betrachteten Elementes. Aus der Besetzungsdichte lassen sich Absorptionskoeffizienten berechnen

und mit deren Hilfe schließlich das Profil der Spektrallinie (D. Koester 2001). Die bekannteste Klassifikation

ist die ”Harvard-Klassifikation”, welche Ende des 19. Jahrhunderts entwickelt wurde:

O, B, A, F, G, K, M

Dabei sind O-Sterne am heißesten, wahrend die M-Sterne relativ kuhl sind. Die Merkmale der unterschied-

lichen Spektraltypen von O bis M sind in Tabelle 6.2 zusammengestellt.

Spektraltyp Temperatur [K] Klassifikationsmerkmale

O 50000 Linien hochionisierter Atome: He II, Si IV, NIII,...; Wasserstoff H relativ schwach.

B0 25000 He II fehlt; He I stark; Si III, O II; H starker.

A0 10000 He I fehlt; H im Maximum; Mg II, Si II, stark; FeII, Ti II schwach; Ca II schwach.

F0 7600 H schwacher; Ca II stark; die ionisierten Metalle,z.B. Fe II, Ti II hatten ihr Maximum bei A5; dieneutralen Metalle erreichen nun etwa die gleicheStarke.

G0 6000 Ca II sehr stark; neutrale Metalle Fe I, ... sehrstark.

K0 5100 H relativ schwach, neutrale Atomlinien stark; Mo-lekulbanden.

M0 3600 Neutrale Atomlinien , z.B. Ca I, sehr stark; TiO-Banden.

Tabelle 6.2. Klassifikation der Spektraltypen (modifizert aus Unsold, Baschek (2002))

36 Aufnahme von Sternspektren

6.2.2 Aufnahme und Bearbeitung der Sternspektren

Fur die Darstellung der Spektraltypen wurden sieben Sterne des Sommerhimmels ausgewahlt (Tabelle 7.2).

Von diesen wurden am Abend des 10.10.2004 zwischen 21:40 Uhr und 23:45 Uhr MESZ bei guten Seeingbe-

dinungen (R = 2,D = 3) im Ritchey-Chretien-Fokus niedrigaufgeloste Spektren aufgenommen. Die Be-

lichtungszeit lag dabei, je nach Helligkeit des Sterns, zwischen 60 und 180 Sekunden. Fur die spatere

Wellenlangenkalibration wurden zu jedem Sternspektrum 20 Sekunden belichtete Aufnahmen einer Hg-

Dampflampe erstellt. Nach dem Abzug eines Dunkelbildes wird das Spektrum ausgewertet.

Stern Spektraltyp Schraubenwert

HD 193322 O9 5.4

η UMa B3 5.4

ε UMa A0 5.4

δ Aql F3 5.4

β Aql G8 5.4

γ Aql K3 5.4

ε Del M6 5.4

Tabelle 6.3. Liste der spektroskopierten Sterne, sowie der am Spektrographen eingestellte Schraubenwert bei

niedriger Auflosung.

6.2.3 Auswertung der Sternspektren

Nach der Konvertierung der ST7-Dateien ins FITS-Format kann die Wellenlangenkalibration vorgenommen

werden. Dazu wurde das Midas-Skript ”spect.prg” verwendet. Durch Auswahl von zwei Eichlinien wird

die Dispersionskurve berechnet und das Spektrum als Zeilenscan ausgegeben. Zur Wellenlangenkalibration

wurden die Hg-Linien bei 546.1 und 577.0 nm verwendet.


6.2.4 Ergebnisse

Nach der Bearbeitung der Rohaufnahmen werden die Spektrallinien mit Hilfe des Programmes VisualSpec

von Valerie Desnoux identifiziert. Dieses beinhaltet eine Datenbank aller chemischen Elemente bis einschließ-

lich Eisen, sowie einige Molekulbanden.

6.2.4.1 HD 193322

Die Balmerlinien Hβ, ist schwach erkennbar. Daneben sind einige O II-Linien sowie eine He II-Linie

sichtbar.

6.2.4.2 η UMa

Im Spektrum dieses B Sterns treten die Balmerlinien Hβ und Hγ bereits deutlich hervor. Daneben finden

sich He I, O II und Si III Linien.

6.2.4.3 ε UMa

Das Spektrum wird von den Balmerlinien Hβ bis Hη dominiert.

6.2.4.4 δ Aql

Neben den, im Vergleich zu dem A Stern εUMa schwacheren Balmerlinien, ist auch die Ca II Linie erkennbar.

6.2.4.5 β Aql

Die Balmerlinien sind, bis aus Hβ und Hγ nur noch schwach erkennbar. Neben den gut erkennbaren Ca II-

Linien findet sich eine Linie des neutralen Metalls Eisen Fe I.

6.2.4.6 γ Aql

Die Balmerlinien sind kaum erkennbar. Die Banden des Titanoxid-Molekuls TiO sind bereits gut sichtbar.

Daneben beherrschen neutrale Atomlinien das Spektrum: Ca I, O I.

6.2.4.7 ε Del

Am deutlichsten sind die TiO-Banden ausgepragt. Die Balmerlinien sind hingegen verschwunden.


Hβ

OII

OII

Abb. 6.1. Spektrum des O Sterns HD 193322.


Hδ

Hε

H

Hγ

β

He

I

Abb. 6.2. Spektrum des B Sterns η UMa


Η

Η

Η

Η

Η

Η

β

γδ

ε

ζ η

Abb. 6.3. Spektrum des A Sterns ε UMa


Ca

II

H

HH

δγ

β

Hζ

Hη

Abb. 6.4. Spektrum des F Sterns δ Aql


H

Hβ

γ

Ca

II

Fe I

?

Abb. 6.5. Spektrum des G Sterns β Aql


TiO

OI

Ca

I

CaI

TiO

TiO

TiO

Abb. 6.6. Spektrum des K Sterns γ Aql


TiO

TiO

TiO

TiO

Abb. 6.7. Spektrum des M Sterns ε Del

7

Spektralanalyse von BD+33◦2642

Am Beispiel des Sterns BD+33◦2642 soll die Analyse eines hochaufgelosten Sternspektrums demonstriert

werden. Das optische Spektrum, welches hier verwendet wird, ist am Calar Alto Observatorium in Spanien

mit einem 3.5-Meter-Teleskop gewonnen worden.

7.1 BD+33◦2642

BD+33◦2642 ist ein blauer Stern (Post-AGB-Stern), der sich bei relativ hohen galaktischen Breiten befindet

(b = 50.8◦). Er ist der Zentralstern eines planetarischen Nebels, welcher einen scheinbaren Durchmesser von

5′′ besitzt.

7.2 Bestimmung der fundamentalen Sternparameter

Fur die Bestimmung von Temperatur und Schwerebeschleunigung wird das Programm ”synspec” verwendet,

welches verschiedene Modelle von Sternatmospharen (Kurucz-Modelle) beinhaltet. Aus diesen Modellatmo-

spharen laßt sich die Form der einzelnen Linien in einem Spektrum aus den in den Modellen verwende-

ten Parametern wie Druck, Temperatur und Schichtdicke der Atmosphare berechnen. Erleichtert wird die

Bestimmung der Sternparameter durch das von I. Hubeny geschriebene Programm ”synplot”, einem IDL-

Skript, welches eine interaktive Anpassung der Linienprofile gestattet. Zur Bestimmung der Sternparame-

ter werden zwei ausgepragte Spektrallinien mit deutlichem Linienkern und Flugel verwendet, H − β und

H − δ. Da Wasserstoff das haufigsten Element in einem Stern ist, spielt die Elementhaufigkeit keine Rol-

le. Ausgangspunkt sind die in dem Artikel von Napiwotzki et al. gefundenen Parameter fur BD+33◦2642:

T = 20000 K, log g = 2.9. Die Kurucz-Modelle beinhalten nur Sternatmospharen mit einer Schwerebe-

schleunigung von log g = 3.0 und aufwarts. Als erstes wird die ausgepragte H − β-Linie gefittet: Bei einer

Temperatur von 20000 K und log g = 3.5 ergeben sich zu schmale Linienflugel (Abbildung 7.1). Bei einem

konstanten log g = 3.0 wird deshalb anschließend die Temperatur variiert (Abbildung 7.2 bis 7.2). Der beste

Fit ergibt sich bei T = 21000 K und log g = 3.0. Analog wird die H − δ-Linie gefittet. Das Ergebnis zeigt

Abbildung 7.6.

45

46 Spektralanalyse von BD+33◦2642

Abb. 7.1. Hβ-Linie bei T = 20000 K, log g = 3.5


Abb. 7.2. Variation der Effektivtemperatur bei log g = 3.0, T = 20000 K


Abb. 7.3. T = 21000 K


Abb. 7.4. T = 22000 K


Abb. 7.5. T = 23000 K


Abb. 7.6. Hδ-Linie bei T = 21000 K, log g = 3.0


7.3 Elementhaufigkeiten

Nach der Bestimmung von Temperatur und Schwerebeschleunigung konnen die Haufigkeiten der Elemente

He, C, Mg, N , O, Si ermittelt werden. Fur He ergibt sich der beste Fit bei einer solaren Haufigkeit: In

Abbildung 7.7 ist die He − II-Linie bei 438.7 nm mit 35% solarer Haufigkeit dargestellt. Zum Vergleich

zeigt Abbildung 7.8 das Linienprofil mit solarer Haufigkeit. Fur die untersuchten ”Metalle” (alle Elemente

außer H und He) zeigt sich, daß diese im Vergleich zur Sonne stark verarmt sind. Fur die Elemente O

und N konnten drei Linien im Spektrum gefittet werden. Fur die anderen Elemente konnte nur jeweils

eine Linie zur Bestimmung der Elementhaufigkeit herangezogen werden. Die Ergebnisse sind in Tabelle 7.2

zusammengestellt.

7.4 Vergleich mit der Arbeit von Napiwotzki et al.

Der Vergleich der Ergebnisse mit den Literaturwerten zeigt, daß bei allen Elementen, mit Ausnahme von

C und He die Elementhaufigkeiten kleiner sind als die Literaturwerte. Die Standardabweichung der hier

durchgefuhrten Messungen scheint kleiner zu sein. Ein direkter Vergleich ist jedoch nicht moglich, da den

Literaturwerten wesentlich mehr Datenmaterial zugrundeliegt. Es umfaßt neben dem optischen auch den

UV-Bereich des Spektrums. Entsprechend konnte in der Arbeit von Napiwotzki mehr Linien ausgemessen

und damit eine bessere Statistik betrieben werden.


Element Wellenlange (nm) [El/H]

C II 426.7 0.07

N II 460.7 0.32

460.1 0.25

463.0 0.34

O II 463.8 0.28

466.1 0.30

464.1 0.33

Mg II 448.1 0.34

Si II 413.0 0.37

He I 438.7 1.0

Tabelle 7.1. Verwendete Spektrallinien und Elementhaufigkeiten

Element log[El/H] log[El/H]Napiwotzki

C II -1.3 -1.1 ± 0.4

N II -0.5 ± 0.07 -0.7 ± 0.4

O II -0.54 ± 0.061 -0.8 ± 0.4

Mg II -0.5 -1.1 ± 0.3

Si II -0.5 -0.9 ± 0.3

He I 0.0 0.0 ± 0.1

Tabelle 7.2. Vergleich der bestimmten Elementhaufigkeiten mit denen von Napiwotzki et al.


Abb. 7.7. Modell Helium-Linie mit 0.35× solarer Haufigkeit im Vergleich mit der gemessenen Heliumlinie. Manbeachte den Misfit.


Abb. 7.8. Gefittete Helium-Linie mit solarer Haufigkeit


Abb. 7.9. Gefittete Kohlenstoff-II-Linie


Abb. 7.10. Gefittete Magnesium-II-Linie


Abb. 7.11. Gefittete Stickstoff-II-Linie


Abb. 7.12. Gefittete Sauerstoff-II-Linie


Abb. 7.13. Gefittete Silicium-II-Linie

Anhang 1

Das Midas-Skript ”phot.prg”

define/local low/r/1/1 0.

define/local high/r/1/1 0.

define/local maxrad/r/1/1 14.

define/local max/r/1/1 14.

define/local schritt/r/1/1 1.

define/local refmag/r/1/1 0.

define/local xoff/r/1/1 0.

define/local yoff/r/1/1 0.

define/local vobs/r/1/1 0.

define/local vlit/r/1/1 0.

define/local voff/r/1/1 0.

define/local bobs/r/1/1 0.

define/local blit/r/1/1 0.

define/local boff/r/1/1 0.

define/local eichnum/i/1/1 0.

define/local xlim/r/1/2 0.,0.

define/local ylim/r/1/2 0.,0.

define/param p1 ? c "Name der V-Aufnahme?"

define/param p2 ? c "Name des V-Flatfield?"

define/param p3 ? c "Name der B-Aufnahme?"

define/param p4 ? c "Name des B-Flatfield?"

define/param p5 ? c "Name der Ergebnis Tabelle (ohne . im Namen!)"

! Umwandeln der Daten von FITS in MIDAS .bdf-Format

! indisk/fits ’FITS-file’ ’.bdf-file’

indisk/fits {p1} vraw

indisk/fits {p2} vff

indisk/fits {p3} braw

indisk/fits {p4} bff

! Fenster erzeugen zur Darstellung 2-dimensionaler Aufnahmen

! create/display Kanal-Nummer Anzahl_pixel_x-Achse, Anzahl_pixel_y-Achse

crea/disp 0 765,510

! Laden einer Tabelle, die Flusswerten Farben zuordnet

! (sog. LookUpTable = LUT)

! load/lut ’Name der LUT’

load/lut heat

! Aufziehen des Flatfields

load/ima vff

! Bestimmen des Maximumswertes fuer die Darstellung

61

62 Das Midas-Skript ”phot.prg”

stat/ima vraw

comp/key max = {outputr(3)}+5*{outputr(4)}

! Aufziehen der Sternhaufenaufnahme mit Minimuswert der Darstellung=0

! und Maximumswert={max}

load/ima vraw cuts=0,{max}

write/out "Normieren der Flatfields"

! Statistik des Flatfields

stat/ima vff

! Normieren des Flatfields (Division durch mittleren Fluss)

! compute/image ’Ergebnis’=’Operation’

comp/ima vff = vff/{outputr(3)}

! Gleiche Prozedur fuer B-Flatfield

stat/ima bff

comp/ima bff = bff/{outputr(3)}

! Flatfieldkorrektur der Sternhaufenaufnahmen

write/out "Flatfieldkorrektur der Sternhaufenaufnahme"

! comp/ima v = vraw/vff

! comp/ima b = braw/bff

! comp/ima v = vraw

! comp/ima b = braw


stat/ima v


load/ima v cuts=0,{max}

! Fadenkreuz zur Bestimmung von Flusswerten im dargestellten Bild

! write/out "Hintergrundshelligkeit und Helligkeit heller Sterne bestimmen"

! write/out "Hintergrundshelligkeit und Helligkeit heller Sterne bestimmen"

! write/out "linke Maustaste --> Messung"

! write/out "rechte Maustaste --> Verlassen des Cursors"

! get/curs

! inquire/key low "Helligkeit des Hintergrunds?"

! inquire/key high "Helligkeit heller Sterne?"

! Aufziehen der Sternhaufenaufnahme mit neuen Grenzwerten der Darstellung

! load/ima v cuts={low},{high}

write/out "Positionsbestimung der Sterne in der Haufenaufnahme"

write/out "Positionen werden in Tabelle v.tbl gespeichert unter Spalten"

write/out ":xcen und :ycen"

! Positionsbestimmung der Sterne in der Haufenaufnahme

! Positionen werden in Tabelle ngc654v2.tbl gespeichert unter Spalten

! :xcen und :ycen

write/out "Zur Vermessung dient ein Fenster, dessen Groesse "

write/out "mit den Pfeiltasten der Tastatur angepasst werden kann. "

Das Midas-Skript ”phot.prg” 63

! Zur Vermessung dient ein Fenster, dessen Groesse mit den Pfeiltasten

! der Tastatur angepasst werden kann.

! center/gauss ’Methode’ ’Ausgabetabelle’

center/gauss cursor v

! Markieren der zu vermessenden Sterne

! load/tab ’Tabelle’ ’x-Position’ ’y-Position’ ’Identifikation’

! Symboltyp Symbolgroesse ’Symbolfarbe’ Verbindung_der_Symbole

load/tab v :xcen :ycen :ident 1 3 green 0

write/out "Tabelle v.tbl wird nach v_in.tbl kopiert"

! Kopieren der Tabelle ngc654v2.tbl nach ngc654v2in.tbl

copy/tab v v_in

write/out "Spalten :xcen und :ycen werden in :x_coord und :y_coord umbenannt"

! Umbenennen der Spalten fuer die Eingabe in integrate/star

! name/column ’Tabelle’ ’alter Name’ ’neuer Name’

name/col v_in :xcen :x_coord

name/col v_in :ycen :y_coord

write/out "Integration des Sternenflusses in einer angepassten Blende und"

write/out "Korrektur des Hintergrundes"

write/out "Ergebnis steht in v_out.tbl"

! Integration des Sternenflusses in einer angepassten Blende und

! Korrektur des Hintergrundes

! integr/star ’Aufnahme, Eingabetabelle’ ’Ausgabetabelle’

! Maximalradius_der_Blende, Schrittweite_bei_Radiusanpassung, Referenzhelligkeit

inquire/key maxrad "Maximalradius der Blende (Standardwert = 14.)?"

integrate/star v,v_in v_out {maxrad},1,0


stat/ima b


! Aufziehen der B-Aufnahme des Sternhaufens

load b cuts=0,{max}

! Positionsmarkierungen der V-Aufnahme bleiben erhalten!

write/out "Vermessen Sie einige in der V-Aufnahme vermessene Sterne"

write/out "in der B-Aufnahme. Die Ergebnisse erscheinen nur am Bildschirm"

! Einige in der V-Aufnahme vermessene Sterne in der B-Aufnahme vermessen

! Ausgabe der Ergebnisse nur auf dem Bildschirm

center/gauss cursor

!ngc654v2 ID0001 <--> ID0002 ngc654b2

! 0003 0003

! 0011 0001

write/out "Aus dem Vergleich der Positionen ergibt sich der Versatz."

write/out "zwischen V- und B-Aufnahme"

write/out "read/tab v gibt den Inhalt der Tabelle v zum Vergleich mit den"

write/out "Messwerten aus"

read/tab v

! Aus dem Vergleich der Positionen ergibt sich

! x_b2 = x_v2-5.09

64 Das Midas-Skript ”phot.prg”

! y_b2 = y_v2-6.46

inquire/key xoff "Versatz in x-Richtung (x_v - x_b)?"

inquire/key yoff "Versatz in y-Richtung (y_v - y_b)?"

write/out "Tabelle v.tbl wird nach b_in.tbl kopiert"

! Kopieren der Tabelle v.tbl nach b_in.tbl

copy/tab v b_in

write/out "Korrektur des Versatz zwischen V- und B-Aufnahme in Tabelle b_in.tbl"

! Korrektur der Position fuer Eingabe in integrate/star

! compute/table ’Tabelle’ ’Ergebnisspalte’ = ’Operation’

comp/tab b_in :x_coord = :xcen-{xoff}

comp/tab b_in :y_coord = :ycen-{yoff}

write/out "test"

clear/chan o

! Markieren der vermessenen Sterne in der B-Aufnahme

load/tab b_in :x_coord :y_coord :ident 1 3 blue 0

write/out "Integration des Sternflusses in einer angepassten Blende und"

write/out "Korrektur des Hintergundes"

write/out "Ergebnis steht in b_out.tbl"

! Messung des Sternflusses in der B Aufnahme

integrate/star b,b_in b_out {maxrad},1,0

write/out "Eichstern aus der Literaturarbeit identifizieren durch Vergleich"

write/out "der Aufnahme und der Sucherkarte"

! Sterne 2 und 97 aus der Literaturarbeit auswaehlen durch Vergleich

! der Aufnahme und der Sucherkarte

! select/table ’Tabelle’ ’Selektionskriterium’

inquire/key eichnum "Nummer des Eichsterns bei der Vermessung (z.B.5)?"

inquire/key vlit "V-Helligkeit des Eichsterns?"

write/out "Nullpunkte berechnen und anbringen"

write/key vobs {v_out,:magnitude,@{eichnum}}

comp/key voff = vlit-vobs

comp/tab v_out :V = :magnitude+{voff}

inquire/key blit "B-Helligkeit des Eichsterns?"

write/key bobs {b_out,:magnitude,@{eichnum}}

comp/key boff = blit-bobs

comp/tab b_out :B = :magnitude+{boff}

copy/tab v_out {p5}

copy/tt b_out :B {p5} :B

! B-V ausrechnen

comp/tab {p5} :B_V = :B-:V

! Farben-Helligkeitsdiagramm darstellen

! x- und y-Achse setzen

stat/tab {p5} :B_V

write/key xlim/r/1/2 {outputr(1)},{outputr(2)}

stat/tab {p5} :V

write/key ylim/r/1/2 {outputr(1)},{outputr(2)}

crea/graph

Das Midas-Skript ”phot.prg” 65

set/graph xaxis={xlim(1)},{xlim(2)} yaxis={ylim(1)},{ylim(2)}

!plot/tab ’Tabelle’ ’x_Achse’ ’y-Achse’

plot/table {p5} :B_V :V

copy/graph postscript

$ mv postscript.ps {p5}.ps

write/out "postscript file = {p5}.ps"

Anhang 2

Das Midas-Skript ”Spect.prg”

define/local posspec/r/1/2 0.,0.

define/local skypos/r/1/4 0.,0.,0.,0.

define/local wlc1x/r/1/1 0.

define/local wlc1l/r/1/1 0.

define/local wlc2x/r/1/1 0.

define/local wlc2l/r/1/1 0.

define/local step/r/1/1 0.

define/local plot/c/1/1 "y"

define/param p1 ? c "Sternspektrum (fits-Format)?"

define/param p2 ? c "Dark fuer das Sternspektrum ?"

define/param p3 ? c "Wellenlaengenkalibrationsspektrum (fits-Format) ?"

define/param p4 ? c "Name fuer das Ergebnis (ohne . im Filenamen)"

set/grap pmod=1

indisk/fits {p1} specraw

indisk/fits {p3} wlc

crea/grap

if p2(1:2) .ne. "no" then

indisk/fits {p2} dark

comp spec = specraw-dark

else

comp spec = specraw

endif

aver/col specpos = spec <,>

plot specpos

write/out "Bereich des Sternspektrums und des Himmelshintergunds bestimmen"

write/out "Linke Maustaste --> Position"

write/out "Rechte Maustaste --> Verlassen des Cursor-Programms"

write/out "2 Positionen fuer Sternspektrum, 2 fuer Himmelshintergund"

!write/out "rechts und links vom Sternspektrum"

get/gcurs

inquire/key posspec "Bereich des Sternspektrums (2 Zahlen, durch Komma getrennt)"

inquire/key skypos "Bereich des Himmelshintergrunds (2 Zahlen, durch Komma getrennt)"

aver/row raw = spec {posspec(1)},{posspec(2)}

aver/row sky = spec {skypos(1)},{skypos(2)}

aver/row wlcraw = wlc {posspec(1)},{posspec(2)}

aver/row wlcsky = wlc {skypos(1)},{skypos(2)}

plot wlcraw

write/out "Position zweier Kalibrationslinien bestimmen"

get/gcurs

inquire/key wlc1x "X-Position der linken Kalibrationslinie?"

inquire/key wlc1l "Wellenlaenge der linken Kalibrationslinie?"

inquire/key wlc2x "X-Position der rechten Kalibrationslinie?"

66

Das Midas-Skript ”Spect.prg” 67

inquire/key wlc2l "Wellenlaenge der rechten Kalibrationslinie?"

copy/it raw raw :x

comp/tab raw :lambda = (:x-{wlc1x})/({wlc2x}-{wlc1x})*({wlc2l}-{wlc1l})+{wlc1l}

plot wlcsky

write/out "Position der beiden Kalibrationslinien bestimmen"

get/gcurs

inquire/key wlc1x "X-Position der linken Kalibrationslinie?"

inquire/key wlc2x "X-Position der rechten Kalibrationslinie?"

copy/it sky sky :x

comp/tab sky :lambda = (:x-{wlc1x})/({wlc2x}-{wlc1x})*({wlc2l}-{wlc1l})+{wlc1l}

sort/tab raw :lambda

sort/tab sky :lambda

stat/tab raw :lambda

comp/key step = ({outputr(2)}-{outputr(1)})/765

crea/ima ref 1,765 {outputr(1)},{step} nodata

convert/tab rawlam = raw :lambda #2 ref spline

convert/tab skylam = sky :lambda #2 ref spline

comp/ima {p4} = rawlam-skylam

plot {p4}

inquire/key plot " postscript file erzeugen?"

if plot(1:1) .eq. "y" then

copy/grap postscript

$ mv postscript.ps {p4}.ps

write/out "postscript file = {p4}.ps"

endif

outdisk/fits {p4}.bdf {p4}.fits

Literatur

Anleitung zum FP IIe: Astronomie und Spektroskopie, Wintersemester 2001/02, Institut fur Theoretische Physikund Astrophysik, CAU Kiel

R. Napiwotzki et al. 1994, ”Analysis of BD+33◦2642: a newly detected planetary nebula in the galactic halo and itscentral star”, Astron. Astophys. 292, 239-248

Beatty, Petersen, Chaikin, ” The New Solar System ”, Cambridge University Press 1999Unsold, Baschek, Der neue Kosmos, Springer Verlag 2002http://ngala.as.arizona.edu/dennis/instruct/ay14Phelps R.L., Janes K.A. 1994, APJS 90, 31G.D.Roth (Hrsg.), ”Planeten beobachten”, Verlag Sterne und Weltraum 1998Jean Lacroux, Christian Legrand, ”Der Kosmos Mondfuhrer”, Kosmos-Verlag 2000http://dvaa.org/servlets/Sac?item=NGC654www.sbig.comValerie Desnoux: ”VisualSpec” erhaltlich fur Windows unter http://valerie.desnoux.free.fr/vspec/D.Koester: ”Stellar Astrophysics I: Stellar Atmospheres”, Third Edition Kiel 2001D.Koester: ”Sternaufbau und Sternentwicklung”, Kiel 2001

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Documents

Fortgeschrittenen-Praktikum IIe Astrophysik- und Spektroskopie