Universitätssternwarte München

Inhalt:
Einführung für alle Teilversuche
Durchführung der Beobachtungen
Hinweise zur Handhabung von Teleskop und CCD-Kamera
Kurzanleitung zur Kalibrierung der CCD-Kamera, Aufgaben
Durchführung der Datenreduktion
Teilversuch: Farbenhelligkeitsdiagramm eines Sternhaufens
Teilversuch: Lichtkurve eines Bedeckungsveränderlichen
Teilversuch: Oberflächenphotometrie einer Galaxie
Teilversuch: Spektralklassifikation von Sternen

Einführung für alle Teilversuche

Allgemeine Vorbemerkung

Von den vier angebotenen Versuchen soll nur jeweils einer durch eine Gruppe durchgeführt werden. Dieser soll vorzugsweise mit eigenen Beobachtungen am Nachthimmel durchgeführt werden. Verhindert schlechtes Wetter die nächtlichen Beobachtungen, so sollen Sie zumindest die Kalibration des Detektors selbst durchführen und diese auf Archivdaten anwenden. Anschließ end erfolgt die spezifische astronomische Auswertung gemäß Ihrem speziellen Teilversuch. Die Handhabung des Teleskops, des Detektorsystems, seine Kalibrierung sowie die Durchführung der Beobachtungen einschließ lich ihrer Vorbereitungen sind für alle Versuche jedoch so ähnlich, daß sie hier gemeinsam beschrieben werden.

Die Auswahl des konkreten Versuchs erfolgt durch den Leiter des Praktikums nach Maß gabe der Beobachtbarkeit der Objekte während der Semesterzeit sowie in Abstimmung auf die anderen Aufgaben, die von der Gruppe durchgeführt werden.

Sinn des Versuches

Sinn und Zweck dieser Teilversuche im Vergleich zu den anderen angebotenen Aufgaben ist es, die Praktikumsteilnehmer noch näher an die tatsächliche Beobachtungspraxis in der optischen Astronomie heranzuführen. Daher werden hier nicht (oder nur teilweise) vorbereitete Daten zur Bearbeitung angeboten oder Simulationen ermöglicht, sondern es sind mit einer CCD-Kamera am Schmidt-Teleskop selbst Beobachtungen durchzuführen und diese anschließ end zu reduzieren. Dazu gehört auch ein Funktionstest sowie die Kalibrierung der CCD-Kamera.

Der Reiz der Versuche liegt sicher in der Durchführung der Beobachtungen; hier liegen aber auch die Probleme:

• Offensichtlich benötigt man zur Durchführung klares Wetter in den Abend- und ersten Nachtstunden. Von den Studenten bzw. Studentinnen wird erwartet, daß sie bereit sind, zu jeder sich auf Grund des Wetters bietenden Gelegenheit die Durchführung der Messungen vorzunehmen gemäß der Absprache am Anfang des Semesters.
• Sollte trotzdem wegen ungewöhnlich schlechten Wetters eine Durchführung nicht möglich sein, so ist durch die Gruppe ersatzweise der Versuch mit Archivdaten durchzuführen, wobei die Kalibrationsdaten am Tage selbst zu gewinnen sind.
• Zur Durchführung muß ein Beauftragter des Instituts, der die Handhabung von Teleskop und CCD-Kamera kennt, anwesend sein. Mit diesem müssen sich die Studenten abstimmen.
• Der Zeitaufwand für diesen Versuch ist sicherlich höher als für andere Aufgaben und setzt entsprechendes Engagement voraus. Er empfiehlt sich aber besonders für Studenten, die eine Diplomarbeit am Institut ins Auge fassen wollen.

München-Bogenhausen bietet nur sehr bedingt astronomisch brauchbare Beobachtungsbedingungen. Daher sind der eigenen Beobachtung Grenzen gesetzt, d.h., im allgemeinen kann nur ein Teilaspekt der Beobachtungen selbst durchgeführt werden. So muß z.B. die photometrische Kalibration des Versuchs 'Sternhaufen' wie des Versuchs 'Galaxienphotometrie' aus der Literatur entnommen werden. Auch müssen wir uns auf scheinbar helle Objekte beschränken, was aber den zu lernenden Prinzipien keinen Abbruch tut. Wegen der ungünstigen Umweltbedingungen wurden die in Bogenhausen aufgestellten Teleskope schon lange nicht mehr modernisiert. Die Studenten sollten sich darüber im klaren sein, daß moderne Beobachtungen nicht nur an größ eren, sondern insbesondere auch elektronisch anders ausgerüsteten und im allgemeinen computergesteuerten Teleskopen stattfinden. Natürlich nimmt diese moderne Ausrüstung einem nur die lästigen Grundprinzipien hilfreich ab, die hier im Versuch noch von Hand durchgeführt werden müssen (etwa das Einstellen am Teilkreis mit selbst errechneter Sternzeit bzw. Stundenwinkel). Die Prinzipien bleiben natürlich die gleichen und sind hier sogar offensichtlicher nachvollziehbar.

Frage: Ihnen ist sicher bekannt, daß die beobachtende, erdgebundene Astronomie Standorte fern der Universitätsinstitute aufgebaut hat und benutzt. Benennen Sie hier sowohl für die optische Astronomie als auch für die Radioastronomie Gründe, die diesen Aufwand rechtfertigen. Machen Sie sich die Konsequenzen für Ihre eigenen Messungen in München klar.

Durchführung der Beobachtungen

Beobachtungen erfordern oft sehr umfangreiche Vorbereitungen. Ein erheblicher Teil dieser Vorbereitungen dient der konkreten Formulierung der wissenschaftlichen Fragestellungen, die dann festlegt, mit welchem prinzipiellen Instrumentarium und in welcher speziellen Konfiguration beobachtet wird. Dies ist Ihnen hier bereits vorgegeben (siehe Teilversuche). Ferner müssen die Beobachtungsobjekte sinnvoll ausgewählt werden:

• Kann die gewünschte Fragestellung am Objekt studiert werden?
• Ist das Objekt hell genug für das vorgesehene Instrumentarium?
• Ist das Objekt zum Zeitpunkt der geplanten Beobachtungen sichtbar?

Koordinaten und Zeitpunkt

Ihnen wird eine Liste geeigneter Objekte im Teilversuch zur Verfügung gestellt. Aus diesen sollten diejenigen auswählt werden, die zum Zeitpunkt Ihrer Beobachtung in Meridiannähe stehen. Auf Grund der Bewegung der Erde um die Sonne als auch der Rotation der Erde sind hierfür sowohl das Datum als auch die Uhrzeit der Beobachtung wichtig. Konsultieren Sie ggfs. ein Einführungslehrbuch, um sich die Koordinatensysteme nochmals zu verdeutlichen! Die Abweichung vom Meridian wird durch den Stundenwinkel HA gemessen. Er ergibt sich als Differenz der Rektaszensions-Koordinate RA des Objektes sowie der Sternzeit ST:
HA = ST - RA

Die Sternzeit - eine Ortszeit! - gibt die Ablage des sogenannten Frühlingspunktes (also des Koordinatenursprungs) vom Meridian des Beobachtungsorts zum Beobachtungszeitpunkt an. Beim Berechnen des Stundenwinkels transformieren Sie also die bezüglich des Himmels festen Koordinaten in Teleskopkoordinaten. Dies müssen Sie auch bei der Beobachtung durchführen! Am Teleskop stellen Sie HA und Deklination - die zweite Koordinate - ein. HA ist im Moment des Einstellens zu berechnen. Dazu steht Ihnen am Teleskop eine Sternzeituhr zur Verfügung. Beachten Sie, daß an Teleskopen mit Teilkreisen mit einer Teilung in gearbeitet wird und diese in Minuten unterteilt werden. Nach obiger Formel negative HA sind also mit einer mod(24)-Rechnung in positive Werte zu überführen.

Zur Planung der Beobachtungen können Sie sich einer einfachen Faustformel bedienen. Am 21. September eines jeden Jahres passiert um Mitternacht Ortszeit die Rektaszension den Meridian. Einen Monat später ist dann RA = usw. (. Wenn Sie also am 7. Dezember um beobachten wollen, ist um Mitternacht die RA im Meridian ungefähr , um also . HA ist möglichst so zu wählen, daß das Objekt meridian-nah, also möglichst hoch am Himmel steht (s.u.). Ein Objekt mit einer RA von hätte in unserem Beispiel also einen HA = und wäre zu diesem Zeitpunkt nicht empfehlenswert.

Frage: Was müssten Sie am Teilkreis einstellen?

Frage: Was müssen Sie unternehmen, um das Objekt bei trotzdem zu beobachten?

Wie wäre es mit einem Objekt bei ? Unter Beachtung von mod(24) erhalten Sie HA = , ein meist noch tolerierbarer Wert - sofern Ihre Messungen nicht zu lange dauern. Denn während der Messung wird die HA natürlich ständig größ er. Ein guter Beobachter zeichnet sich dadurch aus, daß er (oder sie) dafür Sorge trägt, daß die Messungen möglichst symmetrisch zum Meridian stattfinden und abgeschlossen sind, bevor grosse Distanzen zum Zenit erreicht sind. Hierbei ist ggfs. nicht nur die reine Integrationszeit, sondern auch 'Totzeiten' zu berücksichtigen (Einstellzeit des Teleskop, Zeit zum Wechsel der Instrumentenkonfiguration, Zeit für das Speichern der Daten etc.).

Erdatmosphäre und optische Beobachtungen

Wieso soll man meridian-nah beobachten? Speziell auf dem Sternwartengelände sind Sie durch die prachtvollen Bäume hierzu gezwungen, die nur nahe des Zenits den Himmel freilassen. Auß er in der Nordrichtung sind in etwa nicht mehr als Zenitdistanz möglich. Auf allen Observatorien gelten hingegen die nachfolgenden Gründe, die alle mit Effekten der Erdatmosphäre zu tun haben:

• Die Photonen der astronomischen Objekte wechselwirken auf ihren Weg durch die irdische Atmosphäre in vielfältiger Weise mit derselben. Generell gilt dabei, das um so mehr Wechselwirkungen stattfinden, je länger der Weg durch die Atmosphäre ist. Man kann sich leicht mit einer Skizze überlegen, daß der kürzeste Weg der im Zenit ist, und daß der Weg erheblich wächst, wenn man sich dem Horizont annähert.
• In der Atmosphäre findet Absorption statt, die wellenlängenabhängig ist. Ferner werden Photonen gestreut. Der Gesamtverlust an Strahlung wird als Extinktion bezeichnet. Bei jeder Wellenlänge nimmt dieser Verlust mit der Distanz zum Zenit z zu, und zwar in erster Näherung proportional . Auch dies läß t sich leicht graphisch verstehen. Schließ lich nimmt die Extinktion vom Roten zum Blauen stark zu.
• Minimale Temperaturschwankungen in der Luft gegen den Mittelwert führen zu Brechungsindexfluktuation auf der Skalenlänge von einigen cm bis dm. Dieser Effekt wird als Seeing bezeichnet, welches sich in dreierlei Weise zeigt: Als Helligkeitsszintillation, als 'image motion' und als 'blurring'. Ein einfaches Modell des Seeings (einer Atmosphärenschicht) sieht wie folgt aus: Die Schicht besteht aus kleinen Blasen homogener Temperatur, die Temperatur der Blasen weiche um kleine Beträge gegen den Mittelwert aller Blasen ab. Damit haben alle Blasen im Mittel den gleichen Brechungsindex, der aber gering von Blase zu Blase variiert. Eine planparallele Wellenfront aus dem All (z.B. von einem Stern) wird also in jeder Blase etwas unterschiedlich abgelenkt. Ein kleines Teleskop, das im wesentlichen durch ein Blase sieht, hat also einen kleinen Ortversatz. Als Gasphänomen sind diese Blasen natürlich nicht stabil, so driften sie zum Beispiel entsprechend der mittleren Windgeschwindigkeit in der Schicht. Das kleine Teleskop sieht also durch eine Abfolge von Blasen mit leicht unterschiedlichen Brechungsindices. Das Ergebnis ist das bekannte 'Tanzen' der Bildes, wobei sowohl hohe also auch niedrige Frequenzen (kHz bis 0.001 Hz) schon nachgewiesen wurden. Diesen Effekt bezeichnet man als 'seeing induced image motion'. Er wird vor allem bei Teleskopen mit Aperturen von weniger als 50 cm beobachtet. Bei groß en Teleskopen beobachtet man vor allem 'blurring', das heiß t eine Verbreiterung des Profils der 'point spread function' des Teleskops. Versuchen Sie sich diesen Effekt als Integration der groß en Teleskopapertur von 2-4 m Durchmesser über viele Blasen selbst zu erklären! Die Helligkeitsszintillation kann man gut mit dem bloß en Auge erkennen als ein ständiges Flackern des Sternlichtes. Im Rahmen unseres einfachen Modeles ist diese Schwankungen hervorgerufen durch Licht, das aus der Apertur herausgebeugt wird. Beachten Sie bitte, daß das hier benutzte Modell eine sehr einfache Näherung ist!
• Schließ lich wirkt die Atmosphäre durch ihre Brechungseigenschaften auch als Spektrograph, der das blaue Licht an einem etwas anderen Ort abbildet als das rote. Auch dieser Effekt ist um so stärker, je länger der Weg durch die Atmosphäre ist, und wird als atmosphärische Dispersion bezeichnet.

Frage: Welche Effekte auß er der atmosphärische Unruhe tragen zur beobachteten point spread function eines Teleskops bei? Bei welchen Teleskopen sind sie die einzigen Abbildungsfehler?

Frage: Welche Methoden kennen Sie, um die erläuterten Effekte des Seeings zu unterdrücken? Wie wirken diese im Rahmen des oben genannten einfachen Models?

Frage: Stellen Sie sich vor, daß Sie bei Anwesenheit von atmosphärischer Dispersion mit einem Spaltspektrographen ein Spektrum aufnehmen wollen, bei dem weder der blaue noch der rote Teil des Spektrums überproportional abgeschnitten sein soll. Was ist zu tun?

Die beschriebenen Effekte behindern Beobachtungen. So beschränkt Seeing das Auflösungsvermögen zum Teil erheblich und kann dazu führen, daß die Bilder von Haufensternen ineinander verschmieren. Eine Ermittlung der individuellen Sternhelligkeiten wird damit schwieriger und fehlerhafter. Der Durchzug auch feinster Wolken mindert die Menge der registrierten Photonen und verfälscht so den Vergleich von Messungen unbekannter Objekte (die zu untersuchen sind) und bekannter Eichquellen - man spricht von nichtphotometrischen Bedingungen. Auß erdem wird das Signal-Rausch Verhältnis gleich zweimal beeinträchtigt: Man bekommt weniger Photonen vom Objekt, gleichzeitig kann der Hintergrund wesentlich gesteigert werden, wenn die Wolken Streulicht (Mond, irdisches Licht) in den Teleskopstrahlengang reflektieren. Verschiedene Meß programme haben also unterschiedliche Ansprüche: Die Lichtkurve einer veränderlichen Quelle können Sie mit der CCD-Kamera auch durch leichte Cirrus-Wolken noch verfolgen, da die Standards (nahegelegene Feldsterne) simultan mitgemessen werden, die Eichung der Farbenhelligkeitsdiagramme der Sternhaufen ist nicht möglich. Schlechtes Seeing beeinfluß t die Oberflächenphotometrie der Galaxien im Zentrum stark, auß en hingegen wenig usw.

Bis auf die tatsächlichen technischen Handgriffe für das Teleskop (nächster Abschnitt) und den Detektor (übernächster Abschnitt) wissen Sie nun fast alles, um die Beobachtungen zu machen:

• Sie haben den Beobachtungszeitpunkt festgelegt.
• Sie kennen die Zielsetzung und haben eine Liste geeigneter Objekte.
• Sie wissen um die atmosphärischen Randbedingungen, die Ihre Beobachtungen sinnlos machen oder im Wert beeinträchtigen können. Überlegen Sie sich, welche Maß nahmen geeignet sind, schlechte Bedingungen zumindest teilweise auszugleichen (z.B. Belichtungszeit verlängern).
• Sie wissen, wie Sie die am Teleskop einzustellenden Koordinaten berechnen müssen.

Auf einen speziellen Effekt der Durchführung hier in München sei noch mal hingewiesen. Der Nachthimmel in München ist extrem hell und verhindert daher längere Belichtungen, wie sie eigentlich angemessen wären. Unterteilen Sie daher die angestrebte Belichtungszeit in einzelne Aufnahmen, die zusammen die gewünschte Gesamtbelichtungszeit ergeben. Dabei soll nach Möglichkeit in jeder Aufnahme das Rauschen im Hintergrund durch das Photonennoise bestimmt sein (und nicht durch das Ausleserauschen, mehr siehe unten). Nach Lesen der unten angegebenen Literatur sollten Sie mit Ihrem Betreuer die Vor- und Nachteile des Verfahrens diskutieren. Es wird an groß en Observatorien mit sehr dunklem Nachthimmel angewandt, um zu den schwächsten Quellen vorzudringen.

Frage: Warum?

Handhabung von Teleskop und CCD-Kamera

Die nun folgenden Ausführungen sind als Check-Liste zu verstehen. Bei unerwarteten Problemen (z.B. Rechnerabsturz, Stromausfall) müssen Sie an einer sinnvollen Stelle wieder einsteigen, am Ende der Beobachtungen das Instrumentarium wieder in einen witterungssicheren Zustand versetzen, in dem Sie diese Liste (teilweise) rückwärts durchlaufen.

• Fahren Sie die Beobachtungshütte auf. Dies geschieht durch eine elektrische Steuerung, der Schalter hierfür ist rechts unmittelbar neben der inneren Eingangstür und eindeutig beschriftet. Es versteht sich von selbst, daß die Wetterbedingungen zum Beobachtungen geeignet sein müssen: Kein Schnee oder Eis auf der Hütte, kein Nebel bzw. sehr hohe Luftfeuchte und natürlich keine oder kaum Wolken. Bei Aufnahme von Kalibrationsmessungen (Flatfield, Dunkelstrom) Hütte geschlossen lassen.
• Entfernen Sie die Staubschutzkappen vom Schmidtteleskop, seinem Sucherteleskop und seinem Leitrohr.
• Schalten Sie die Nachführung an, der Kipp-Schalter ist links unten am Teleskopsockel. Ggfs. müssen Sie noch den Hauptschalter eindrücken, rechts in der Ecke der Hütte bei den elektrischen Installationen. Orientierungen von der Tür aus gesehen.
• Prägen Sie sich die Lage des Teleskops gut ein! In diese Lage müssen Sie das Teleskop auch wieder hinterlassen: Tubus wagerecht, HA auf Null.
• Für die meisten Beobachtungen empfiehlt es sich, das Teleskop nun parallel zur Stundenachse zu stellen und um zu drehen, danach schwenken Sie das Teleskop zum Zenit. Abweichend hiervon verfahren Sie beim Aufnehmen von Flatfields und Dunkelstrommessungen: Belassen Sie das Teleskop in der vorgefundenen Position und decken Sie die Eintrittsapertur mit dem vorhandenen Stofftuch ab, das als Mattscheibe dient. Sorgen Sie für eine sehr schwache Beleuchtungsquelle (z.B. Schreibtischlampe mit einem Abstand von nur 0.5 cm gegen die Wand strahlen lassen.
• Verkabeln Sie nunmehr die CCD-Kamera.
• Schalten Sie den PC der CCD-Kamera ein und warten Sie das Booten des Rechners ab. Beachten Sie, daß es sich um das Betriebssystem DOS handelt.
• Ändern Sie das sub-dir: cd CCDOPS
• Starten Sie das Steuerprogramm: CCDOPS
• Sie haben nun eine Windowsteuerung zur Verfügung, die einzelnen Funktionen sind über Menü-Balken mit Hilfe der Pfeiltasten erreichbar. Das System umfaß t sowohl die Befehle zum Setzen der Beobachtungsbedingungen, zum Starten von Belichtungen, zum Speichern von Frames als auch für einen begrenzten Quick-look. Machen Sie sich mit dem System vertraut, bevor Sie richtig beginnen!
• Starten Sie die Detektorkühlung: CAMERA: SETUP: Temperatur setzen und Menü verlassen.
• Warten Sie mit Aufnahmen, bis Temperaturregelung stabil ist (siehe Anzeige).
• Stellen Sie ein helleres Objekt ein, z.B. einen Stern aus dem Jahrbuch, und überzeugen Sie sich, daß sie anhand von Koordinaten, Sternzeituhr und Stundenwinkelrechnung (siehe oben) Objekte zweifelsfrei auf das CCD bringen können. Machen Sie sich hierfür mit den beiden Teilkreisen und ihrer Teilung im Uhranzeigesystem vertraut! Beim Einstellen sollten Sie etwa auf 1/5 einer Teilung genau einstellen!
• Machen Sie eine Probeaufnahme CAMERA: GRAB. Diese wird Ihnen sofort angezeigt. Machen Sie sich mit den Möglichkeiten dieses Quick-looks (Cursor box oben links anklicken mit Mouse, return) vertraut. Den Quick-look verlassen Sie mit der Taste escape.
• Prüfen Sie die Fokussierung des Systems und verbessern Sie diese ggfs. durch Fokusaufnahmen. Der Betreuer wird Ihnen den Fokustrieb im Innern des Tubus zeigen. Achtung: Sehr kleine Drehungen reichen. Lesen Sie die Werte der Meß uhr ab und bestimmen sie einen Sterndurchmesser auf den CCD Bildern. Der beste Fokus ist beim kleinsten Durchmesser erreicht.
• Erkunden sie die Orientierung des CCD Chips, indem Sie mit Handtaster (für RA) bzw. Feinschraube (für Dekl.) den Fokusstern etwas verfahren und wieder eine Testaufnahme machen. Merken Sie sich, was ein Verstellen am Handtaster/Feinschraube auf dem Bild bewirkt.
• Die Filter können Sie unter dem Menü FILTER einstellen.
• Stellen Sie nunmehr Ihr ausgewähltes Zielobjekt ein.
• Prüfen Sie mit einer Probeaufnahme, ob Ihr Objekt in etwa auf der Mitte des CCD chips abgebildet wird. Optimieren Sie ggfs. die Positionierung in RA (Handtaster) und Dekl. (Feinschraube).
• Setzen Sie das richtige Filter in den Strahlengang.
• Machen Sie die für Ihren Teilversuch benötigten Aufnahme (siehe dort) mit CAMERA: GRAB
• Speichern Sie diese Aufnahme auf disk FILE: SAVE. Achten Sie darauf, daß Sie immer wieder den Filenamen und seine Extension setzen müssen. Im Regelfall sollten die Daten als Fits-file gespeichert werden.
• Fahren Sie entsprechend fort, bis Sie alle benötigten Belichtungen haben (siehe Teilversuche.
• Vergessen Sie nicht die Kalibrationsaufnahmen!
• Versetzen Sie das System nach Abschluß Ihrer Messungen wieder in den Ruhezustand (wagerechte Lage, Motoren aus bzw. Strom weg, Hütte zu usw.).
• Übertragen Sie Ihre Daten auf eine Workstation. Wenn dies mit Sicherheit gelungen ist, löschen Sie ihre Daten (und nur diese!) auf der Platte des PC.
• Lösen Sie die Steckerverbindungen, die Sie am Anfang gesetzt haben!
• Schlafen Sie gut nach getaner Arbeit!

Kurz-Anleitung CCD-Camera Kalibrierung

• Informieren Sie sich an Hand der beigefügten Kopien über die Funktionsweise eines CCDs!
• Informieren Sie sich an Hand der beigefügten Kopien über die notwendigen Schritte, um CCD-Aufnahmen zu reduzieren!
• Lassen Sie sich vom Betreuer die Kommandos erläutern, um die CCD-Kamera per Computer bedienen zu können! (siehe auch obiges Kapitel).
• Lösen Sie folgende Aufgaben durch Aufnahme von Daten mit der CCD-Kamera im Teleskop:
  
  • Prüfen Sie, ob der Bias (was ist das?) Struktur ausweist! Nehmen Sie hierzu 2 Serien von Bias-Aufnahmen, die Sie später mitteln können, bei zwei Betriebstemperaturen des CCDs auf.
  • Stellen Sie danach eine möglichst tiefe Betriebstemperatur ein und warten Sie ca. 15 Minuten, damit sich das System stabilisiert.
  • Prüfen Sie, ob der Dunkelstrom des CCDs Struktur hat, wie groß der Dunkelstrom ist und ob er linear mit der Zeit wächst durch Aufnahme geeigneter Belichtungsserien bei geschlossenen Verschluß! Überzeugen Sie sich, daß die Kamera wirklich in einem lichtdichten Gehäuse untergebracht ist! Tip: Machen Sie es in der Beobachtungshütte so dunkel wie möglich.
  • Prüfen Sie, bis zu welchem Belichtungsniveau die CCD-Kamera linear arbeitet, indem Sie eine einfache Belichtungsserie (mit ansteigender Zeit) von sogenannten Flatframes machen. Decken Sie hierzu die Eintrittsapertur des Teleskops mit Stoff ab, und benutzen Sie eine sehr schwache Lichtquelle! Steigern Sie die Belichtungszeit etwa in Schritten von Wurzel 2. Benutzen Sie die Informationen des PC-Quick-looks (Cursor), um grob zu prüfen, ob Sie den dynamischen Bereich des CCDs gut abgedeckt haben. Benutzen Sie das Blaufilter (wieso?) für diese Messungen.
  • Nehmen Sie bei mittleren Belichtungsniveau je ein Flat mit Blaugrün- (BV), Rot- (R2) und Nahinfrarotfilter (I) auf und überzeugen Sie sich, daß die Flatstrukturen mit der Wellenlänge variieren! Wieso mittleres Niveau? Wieso wäre es besser, wenn Sie deutlich mehr als nur je ein Flat pro Filter aufnehmen?
  • Testen Sie die Transfer-charge-efficiency ( Was ist das?)!
  • Transferieren Sie alle Daten auf eine Workstation, werten Sie die Daten unter Anleitung des Betreuers aus. Vergessen Sie dabei nicht, den Bias stets abzuziehen, wo nötig!
  • Korrigieren Sie mit Ihren eigenen Flats die Aufnahmen des Kugelsternhaufens M92, die Ihnen zur Verfügung gestellt werden, und vergleichen Sie qualitativ die Aufnahmen vor und nach der Korrektur.

Durchführung der Datenreduktion

Der Ihnen zur Verfügung stehende Computer ist die hal5, der account ist prakt04. Das zur Zeit gültige Password teilt Ihnen der Betreuer mit. Nachdem Sie sich eingeloggt haben legen Sie bitte eine sub-directory für Ihre Arbeiten an, die als solche klar erkenntlich ist, am besten über den Namen eines Gruppenmitglieds:

mkdir mustermann

und setzen sich auf dieses:
cd mustermann
Nunmehr bereiten Sie den PC vor! Dazu verbinden Sie den PC mit dem Computernetzwerk des Instituts, indem Sie durch Ihren Betreuer die dazu nötige Steckverbindung herstellen lassen. Danach transferrieren Sie die Beobachtungsdaten mittels ftp vom PC auf die Workstation auf Ihr sub-dir. Dazu verlassen Sie auf dem PC der CCD Kamera das Steuerprogramm ( EXIT im Menü File). Setzen Sie sich nun am PC auf Ihr eigenes Sub-Directory. Nunmehr am PC:
ftp hal5
login prakt04
aktuelles Passwort
bin
mput *.fit
quit

Nunmehr stehen die Daten in einer Form zur Verfügung, in der sie mit allen gängigen Bildverarbeitungssystemen manipuliert werden können. Ein in der optischen Astronomie in Europa häufig benutztes System ist das bei der Europäischen Südsternwarte in Garching entwickelte System MIDAS, das wir hier benutzen werden. Um es zu starten, setzen Sie den Befehl

inmidas 01

ab. Dieser ist so nur am einem X-Terminal oder einer Workstation-Konsole gültig! Nach einigen Augenblicken wird Ihnen gemeldet, dass Sie nunmehr unter MIDAS arbeiten, und der Prompt wechselt.

Im Prinzip können Sie sich nun mit help über die verfügbaren Kommandos informieren und mit help Kommando sowohl die Syntax als auch eine Beschreibung erfahren. Zusammen mit dem Wissen aus den Kapiteln des Buches von Mclean wären Sie also in der Lage, die geforderten Aufgaben zu erledigen. Allerdings ist der Hintergrund zu einem mehrere hundert Kommandos umfassenden Bildverarbeitungssystem wie MIDAS derart komplex, daß Ihnen hier ein kleines Menü von Kommandos und eine Art Kochrezept angeboten wird, um die Aufgaben lösen zu können. Dabei halten wir uns an das einfachste Grundschema. Zunächst eine Auflistung für Sie nützlicher Befehle:

• Lesen der Daten aus fits-format ins Midas-Format:
  indisk/fits (oder intape/fits) Informieren Sie sich mit help indisk/fits über die genaue Syntax!
• Erzeugen eines Fensters zur Darstellung von Bildern:
  create/disp 0 800,600,300,200
• Ändern des dargestellten dynamischen Bereichs:
  cuts frame lower-cut,upper-cut
• Frame darstellen:
  load/ima frame
• Ändern der künstlichen Farbdarstellung:
  load/lut Farbtabelle, wo 'Farbtabelle' z.B. rainbow3, heat, ramp, random
• Cursor zur einfachen Bestimmung von Koordinaten und Pixelwerten:
  get/cursor arbeitet über 'mouse', linke 'mouse'-Taste schreibt Daten aufs Terminal oder in eine Tabelle (siehe Help get/cursor), mittlere 'mouse'-Taste: Verlassen des Programms.
• Genaue Koordinatenbestimmung: siehe
  help center/gauss
• Genaue Helligkeitsbestimmung von Sternen: siehe
  help magnitude/circle
• Bestimmen von Mittelwert, Medianwert, Standardabweichung etc:
  stat/ima ? cursor für interaktive Nutzung mit 'mouse'. Linke 'mouse'- Taste liest aus, mittlere verläß t das Programm. Informieren Sie sich mit Help über die Möglichkeiten, die Resultate in einer Tabelle zu speichern! Die Werte in der Tabelle können Sie mit plot/tab graphisch darstellen, mit compute/tab weiter bearbeiten (siehe help).
• Ein frame mit den üblichen mathematischen Operatoren mit einer Zahl oder einem anderem frame verknüpfen zu einem neuen frame:(Bsp.)
  compute
• Mittelung von mehreren Einzelframes: (Bsp.)
  aver/ima
• Mittelung von mehrere Einzelframes bei Unterdrückung von Ausreissern wie zum Beispiel 'cosmic events' in einzelnen frames (sogennntes Kappa-Sigma Clipping): (Bsp.)
  aver/win med

Hier nun ein Beispiel, um eine Aufnahme eines Sternfeldes in einen Filter komplett zu korrigieren, die für andere Aufgaben geforderten Wege können Sie hieraus ableiten. Generell der Hinweis, daß die Benennung der frames Ihnen im Rahmen dessen, was Sie beim Befehl intape/fits beachten mussten, frei steht, möglichst 8 Zeichen aber nicht überschreiten sollte. Die Namen im folgenden Beispiel sind also instruktive Stellvertreter.







Wenn alle bias-frames im Rahmen der Statistik übereinstimmen:




Hat bias Struktur? Wenn ja müssen Sie die anderen frames mit dem bias-frame korrigieren, sonst reicht der Abzug des Mittelwertes!







etc.

Im Falle des Linearitätstest notieren Sie diese Werte (Mittelwert, ) zusammen mit der Belichtungszeit (auf Papier und/oder in Tabelle, siehe Help) für Ihre Auswertung, folgende Schritte nicht nötig).






etc.

Hier wurde eine weiterführende Möglichkeit ausgenutzt: Das Ergebnis von stat/ima wird temporär im Keyword outputr gespeichert, der Mittelwert ist in dessen drittem Element. Halten Sie die hier gegebene Reihefolge ein! Sinn der Operation ist die Normierung des Flats auf ein mittleres Niveau von 1.





Beurteilen Sie, ob die Erarbeitung des mittleren Flats gutgegangen ist oder irgendwelche Fehler passiert sind.




Probieren Sie gute 'cuts' aus und führen Sie das Kommado nochmals aus!



Auch hier für gute cuts sorgen! Ggfs benutzen:




Vergleichen Sie qualitativ die Güte der Korrektur! Abbrechen von blink/chan mit mittlerer 'mouse'-Taste.

Nunmehr wenden Sie sich den Aufgaben ihres Teilversuches zu (wenn Sie alle Stern-frames korrigiert und alle Fehler beseitigt haben), also z.B. dem Vermessen von (immer den gleichen) Standardsternen sowie ihres Bedeckungsveränderlichen auf allen frames mit



oder der Sterne eines Sternhaufens in drei Farben. Beachten Sie, daß Sie sich das Leben (Protokoll ohne Schreibfehler! Weitere Rechnungen! Graphische Darstellungen) sehr viel einfacher machen, wenn Sie sich der Midas-Tabellen bedienen (s.o. und siehe Help zu den Befehlen). Beachten Sie ferner, daß Sie sich bei Behandlung vieler Frames (Veränderlicher, Sternhaufen) das Leben vereinfachen können, wenn Sie alle Frames in ein einheitliches Koordinatensystem bringen, siehe hierzu neben center/gauss

.

Ein letzter Hinweis: An der einen oder anderen Stelle kann durchaus etwas schief gehen (Fehler, falsche Frames, Daten defekt etc.). Es lohnt daher, jeden Schritt mit load/ima zu kontrollieren, so wird es auch anschaulicher für Sie. Die hier gezeigte Korrektur beseitigt nur bias und Pixel-zu-pixel Variationen des flats. Überlegen Sie selbst, wie sie einen wesentlichen Dunkelstrom beseitigen können (es ist einfach!). Schließ lich kann es sein, daß die hier gezeigte Flatkorrektur groß räumige Gradienten beläß t. Sprechen Sie mit Ihrem Betreuer über das Problem und wenden Sie ggfs. flat/sky an (siehe help). Wie aus obigen Beispiel deutlich, müssen Sie für jedes Filter nur ein flat- und ein bias-frame erarbeiten, diese dann aber u.U. auf einige dutzend 'Sternframes' anwenden. Natürlich können Sie alle Befehle einzeln eintippen. Falls Sie sich mit einem der Editoren auf unseren Workstations gut auskennen (z.B. emacs, vi) können Sie aber auch ein Macro erstellen, nachdem Sie an zwei oder drei Beispielen die Zuverlässigkeit Ihres Weges geprüft haben. Dies geht wie folgt:

• Starten Sie den Editor in einem separaten x-terminal, also zb.B.
  emacs mymacro.prg &. Der Name des files ist frei, die extension muß .prg sein!
• Tragen Sie von Hand den Befehl
  
  ein und kopieren Sie ihn so oft wie benötigt. Von Hand müssen Sie jetzt noch die frame-Namen anpassen. Da beim intape/fits alle frames Namen der Struktur xxxx0001, xxxx0002 etc bekommen haben, wo Sie xxxx vorgeben und Midas die laufenden Nummern einsetzt, ist das einfacher und schneller, als man zunächst denkt.
• Ein Beispiel könnte also dann sein:
  
  
  
  
  
  
  
• Sichern Sie nun das File und setzen Sie in Midas folgenden Befehl ab:
  .
  Nun werden alle Befehl, die im Macro stehen, ausgeführt. Falls Sie zur Kontrolle sehen wollen, was gerade getan wird, setzen Sie vor dem Start des Macros noch den Befehl echo/on ab (Abstellen: echo/off).

Die Teilversuche

Die Anleitungen zu den bisherigen Versuchen zu den gleichen Themen liefern Ihnen die meisten der benötigten Hinweise, die Umarbeitung auf die Durchführung mit CCD-Kamera am Teleskop wird z.Z. durchgeführt.

Ausnahme ist die Aufnahme einer Lichtkurve eines Veränderlichen Sternes, hier müssen Sie alle Informationen von Ihrem Betreuer erhalten. Er wird Sie ggfs. mit zu lesender Literatur versorgen.

Eine Bitte zum Schluß: Wie Sie der noch im Entstehen begriffenen Anleitung entnehmen können, ist dieser Versuch noch im Aufbau. Ihre Erfahrungen sind für uns nützlich, für Anregungen sind wir dankbar.

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