Auswertung - Dr. Christian Pinter - Fototipps

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Astrofotometrie
Auswertung

Bei den ersten Helligkeitsschätzungen verglich man die Sterne am Himmel bzw. im Teleskop visuell miteinander. Dann spiegelte man Vergleichslichtquellen in den Strahlengang der Teleskope ein. Schließlich setzten Photometer das Sternenlicht in elektrische Ströme um, die dann gemessen wurden.

Um die Helligkeiten möglichst vieler Sterne auf einmal zu ermitteln, wandte man zu Ende des 19. Jh. schließlich fotografische Verfahren an. Mit zunehmendem Glanz hinterließ ein Stern nämlich eine stärkere Schwärzung auf der Fotoplatte. War der Sternpunkt gesättigt, wuchs sein Durchmesser auf der Platte. Beides - Schwärzung und Ausdehung - ließ sich unterm Mikroskop gut messen.
Allerdings reagierte die Fotoplatte nicht streng linear auf das einfallende Licht, was die Messungen erschwerte. Sie geriet mit längerer Belichtungszeit zunehmend träge.

Karl Schwarzschild untersuchte dieses Phänomen - später Schwarzschild-Effekt genannt - an der Wiener Kuffner-Sternwarte (Foto links).
Die Sensoren heutiger Kameras besitzen etliche Vorzüge gegenüber den alten Platten. Ihre digitalen Daten lassen sich von entsprechender Software sehr leicht auswerten.

Ich stelle hier zunächst die Arbeit mit der kostenlosen Software IRIS vor.
Mit IRIS gemessen


Wir werden das digitale Foto in seine drei Farbkanäle aufspalten müssen.

Dazu muss man zunächst ein Arbeitsverzeichnis definieren, in dem das Datentrio später abgelegt wird.

Dann wird das auszumessende Foto geöffnet.

Falls es am Bildschirm zu hell oder zu dunkel wirkt, helfen diese Regler weiter.



Die Anzeigehelligkeit am Monitor besitzt aber keinen Einfluss auf das spätere Messergebnis.


Im Menüpunkt "Digital Foto" wählen wir nun den Unterpunkt "RGB-Separation".

Wir wollen nämlich nur den Grünkanal des Bildes erfassen. Er entspricht in etwa dem, was Astronomen als "visuelle Helligkeit" definieren.

Der Rot- und der Blaukanal interessieren uns hier nicht; sie können aber zur Bestimmung eines individuellen Farbindex herangezogen werden.

Bei Fotos im RAW-Format ist der Weißabgleich der Kamera deaktiviert. Er hat also keinen Einfluss auf die Messung.

Nun wird das genannte Trio erstellt: Rotkanal (r), Grünkanal (g) und Blaukanal (b).  Am einfachsten ist es, die drei Bilder "r", "g" und "b" zu nennen.

Der Grünkanal sollte gleich angezeigt werden. Sicherheitshalber können wir ihn aber auch laden, indem wir das Foto g.fit im zuvor definierten Arbeitsverzeichnis auswählen.



Das Bild erscheint in Grautönen. Um es auszuwerten, muss die 1:1-Darstellung ("x1") gewählt werden.
Aperture Photometry - eine runde Sache
IRIS bietet zur Ausmessung verschiedene Verfahren an. Wir wählen für dieses Beispiel die Aperture Photometry. Sie ist recht simpel, solange man nicht eng beisammen stehende Objekte ausmessen will.

Wir definieren nun drei Kreise. Der innerste ("Radius 1") sollte den hellsten zu messenden Stern am Foto sicher umschließen, ohne dass das Objekt über die Kreisgrenze tritt. Die äußerste Kreisscheibe ("Radius 3") misst die Helligkeit des Hintergrunds.
Die Zone dazwischen, außen definiert mit dem "Radius 2", ist eine Art "Sicherheitspolster" zwischen Stern und Hintergrund.

IRIS wird zunächst eine provisorische Magnitude ermitteln. Um dabei negative Werte zu vermeiden, mag man die "magnitude constant" z.B. auf den Wert 20 setzen.
Zur eigentlichen Messung setzen wir den Mauszeiger aufs Objekt. Es darf den innersten Kreis nicht überschreiten. Die äußerste Kreisscheibe darf im Gegenzug ausschließlich Hintergrund einfangen - und ja keine anderen Sterne.
Die provisorische Helligkeit ist aber nicht das Endergebnis. Die "magnitude constant" ist ja willkürlich gesetzt worden - entweder von IRIS oder von uns.
Vergleichssterne gesucht
Im einfachsten Fall bestimmen wir die provisorische Magnitude für drei Objekte: Beim zu messenden Stern und bei zwei Vergleichssternen. Einer der beiden Vergleichssterne sollte auf dem Foto etwas blasser, der andere etwas stärker als das fragliche Objekt wirken. Außerdem sollten sich alle drei nicht allzu fern der Bildmitte befinden.

Nun benötigen wir die tatsächliche Helligkeit der beiden Vergleichssterne in mag. Dazu können Kataloge dienen, oder aber eine Software wie Guide. In diesem Programm sind Sternkataloge hinterlegt, so dass es uns die Helligkeit angeklickter Sterne mitteilen kann.

Auf Wunsch blendet es diese auch gleich für alle Sterne ein - und zwar mit unterdrücktem Kommapunkt. "929" bedeutet somit 9,29 mag; die Angabe "1277" steht für 12,77 mag.

Dabei kann man (Menüpunkt "Sterndarstellung") unter mehreren Systemen wählen. Ich ziehe VT vor (das "V" steht für visuell - und in diesem Kanal möchten wir ja messen).
Die Formel
Wir kennen von den beiden Vergleichssternen (1, 2) nun jeweils

  • eine im Grünkanal gemessene provisorische Magnitude (G1, G2)
  • und einen nachgeschlagenen Katalogwert (K1, K2)

Außerdem liegt uns eine gemessene provisorische Magnitude für das Objekt x vor (Gx).

Und so erhalten wir die tatsächliche Helligkeit des Objekts x (Kx):

Kx = K1 - ( (K2 - K1) * (G1 - Gx) / (G2 - G1) )

Die graue Klammer dient nur zur Verdeutlichung der Rechenabfolge.
Zum Test setzen Sie bitte die Werte aus dem nachfolgenden Excel-Screenshot ein.
Mittelmaß gefragt?
Ich mache das mit bis zu vier Vergleichssternpaaren und bilde dann den Mittelwert dieser Messungen. Mein entsprechendes Excel-Sheet zeigt auch die Abweichung jeder Messung vom Mittelwert an. Sollte eine weitab liegen, stimmt möglicherweise der Katalogwert von einem der beiden verwendeten Vergleichssterne nicht. Man wird diese Messung aussondern.
Die "magnitude constant" wird geeicht
Wir können natürlich auch die "magnitude constant" - siehe oben - eichen: Und zwar so, dass IRIS nun statt den provisorischen gleich die richtigen Magnituden anzeigt. Das ist besonders sinnvoll, wenn wir mehrere Sterne auf dem Foto ausmessen wollen.

In diesem Fall schrauben wir solange an der Konstante herum, bis die provisorischen Magnituden jener im Katalog entsprechen. Ist die provisorische Magnitude also systematisch um den Wert 2,4 höher als im Katalog, reduzieren wir die magnitude constant um eben diesen Wert.
 
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