Astronomie und Spektroskopie

Institut fu ¨r Theoretische Physik und Astrophysik Christian-Albrechts-Universit¨ at zu Kiel Physikalisches Praktikum fu ¨ r Fortgeschittene, Teil II...
Author: Hennie Böhm
6 downloads 3 Views 529KB Size
Institut fu ¨r Theoretische Physik und Astrophysik Christian-Albrechts-Universit¨ at zu Kiel

Physikalisches Praktikum fu ¨ r Fortgeschittene, Teil IIe

Astronomie und Spektroskopie

Aktuelle Semesterinformationen Sommersemester 2007

Abgabetermin Protokolle: 14. Oktober 2007

Kontakt Name Dominikus Heinzeller Jan Hofmann Alexandra Tachil Alexander Sperl (Hiwi)

Zimmer 136 135a 135a –

Telefon Institut 880-5109 880-1575 880-1575 –

e-mail privat 0170-7744149 0179-2183758 0179-4452583 3108510 0174-7067761

[email protected] [email protected] [email protected] [email protected]

Inhaltsverzeichnis 1 Allgemeines 1.1 Ziele und Ablauf des Praktikums 1.2 Priorit¨ atenregelung . . . . . . . . 1.3 Sicherheitshinweise . . . . . . . . 1.4 Kriterien f¨ ur die Scheinvergabe . 1.5 Protokoll . . . . . . . . . . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

2 Die Sternwarte 2.1 Die Kuppel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2.2 Die Montierung . . . . . . . . . . . . . . . . . 2.2.1 Aufbau und Art der Montierung . . . 2.2.2 Die Teilkreise . . . . . . . . . . . . . . 2.2.3 Das Steuerger¨ at . . . . . . . . . . . . . 2.3 Das Teleskop . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2.3.1 Das Hauptfernrohr . . . . . . . . . . . 2.3.2 Das Leitfernrohr . . . . . . . . . . . . 2.3.3 Visuelle Beobachtungen . . . . . . . . 2.3.4 Photographie . . . . . . . . . . . . . . 2.3.5 CCD-Aufnahmen . . . . . . . . . . . . 2.4 Kurzanleitung f¨ ur die Einstellhilfe NGC-MAX 2.4.1 Einleitung . . . . . . . . . . . . . . . . 2.4.2 F¨ ur die praktische Arbeit: . . . . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

. . . . .

1 1 2 2 3 4

. . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . .

5 5 5 5 6 6 6 6 7 8 8 9 10 10 10

CCD-Kamera Vorbemerkung . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Zubeh¨ or . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Aufbau und Inbetriebnahme . . . . . . . . . . . . Bedienung . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3.4.1 Start des Programms CCDOPS . . . . . . 3.4.2 Aufrufen von Men¨ upunkten . . . . . . . . 3.4.3 Voreinstellungen . . . . . . . . . . . . . . 3.4.4 Aufnahme von Bildern . . . . . . . . . . . 3.4.5 Fokussierung . . . . . . . . . . . . . . . . 3.4.6 Auffinden und Einstellen von Objekten . 3.4.7 Darstellung und Begutachtung der Bilder 3.4.8 Speichern von Bildern . . . . . . . . . . . 3.4.9 Automatische Nachf¨ uhrung . . . . . . . . 3.4.10 Beenden der Beobachtung . . . . . . . . . 3.4.11 Spezielle Hinweise . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . .

13 13 13 14 14 14 14 15 15 16 16 17 17 18 19 19

4 Spektroskopie 4.1 Allgemeines . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4.2 Der SBIG Stellar Spectrograph . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4.3 Aufnahme von Sternspektren . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

21 21 21 22

3 Die 3.1 3.2 3.3 3.4

iii

. . . . . . . . . . . . . .

iv

INHALTSVERZEICHNIS 4.3.1 4.3.2

Aufbau . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22 Aufnahmetechnik . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22

5 Datenverarbeitung 5.1 Allgemeine Hinweise . . . . . . . . . . . . . . 5.2 Einf¨ uhrung in UNIX . . . . . . . . . . . . . . 5.2.1 UNIX-Befehle . . . . . . . . . . . . . . 5.3 Daten¨ ubertragung auf die Institutsrechner . . 5.4 MIDAS . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5.4.1 Allgemeines . . . . . . . . . . . . . . . 5.4.2 Grundlegende MIDAS-Syntax . . . . . 5.4.3 Wichtige Befehle und Datenstrukturen 5.4.4 Photometrie . . . . . . . . . . . . . . . 5.4.5 Spektroskopie . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . .

. . . . . . . . . .

. . . . . . . . . .

. . . . . . . . . .

6 Aufgaben ¨ 6.1 Ubersicht . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6.2 Teil A: Visuelle Beobachtungen . . . . . . . . . . . . 6.3 Teil B: Systemeigenschaften der CCD-Kamera ST-7 6.4 Teil C: Aufnahmen mit der CCD—Kamera . . . . . 6.5 Teil D: Photometrische Aufgaben . . . . . . . . . . . 6.6 Teil E: Aufnahme von Sternspektren . . . . . . . . . 6.7 Teil F: Spektralanalyse von BD+33◦ 2642 . . . . . . 6.7.1 Einleitung . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6.7.2 Vorbereitungen . . . . . . . . . . . . . . . . . 6.7.3 Bestimmung des geeigneten Modells . . . . . 6.7.4 Elementh¨ aufigkeiten . . . . . . . . . . . . . . 6.7.5 Schluß . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

. . . . . . . . . .

25 25 25 25 27 28 28 28 29 31 39

. . . . . . . . . . . .

45 45 46 46 48 48 51 52 52 53 54 54 56

A H¨ aufige Fehler

57

B Literatur

59

Kapitel 1

Allgemeines 1.1

Ziele und Ablauf des Praktikums

Unser Wissen u ¨ber das Weltall stammt nahezu ausschließlich aus der Beobachtung der elektromagnetischen Strahlung, die von den Himmelsobjekten zu uns gelangt, sowie der Interpretation der Beobachtungen durch theoretische Konzepte und Modelle. Die astronomische Beobachtung ist daher eine fundamentale Arbeitsmethode der Astrophysiker. Die aus dem Weltall kommende Strahlung wird zun¨achst von einem Kollektor (Teleskop) gesammelt und fokussiert, dann von einem Analysator (Filter, Spektrograph, Polarisator) einer Selektion unterzogen bevor sie von einem Detektor (Auge, Photoplatte, CCD) registriert wird. Prinzipiell meßbar sind Ort bzw. Richtung der Strahlung (Astrometrie), der Strahlungsstrom (Photometrie) und die spektrale Zusammensetzung der Strahlung (Spektroskopie) sowie die jeweilige zeitliche Variation dieser Meßgr¨ oßen. Im Laufe der historischen und technischen Entwicklung haben diese verschiedenen Zweige der astronomischen Beobachtung ihre jeweiligen Besonderheiten hervorgebracht. Ziel des Astronomischen Praktikums ist es, die wesentlichen astronomischen Beobachtungsmetho¨ den in der Praxis kennenzulernen. Hierzu steht die Ubungssternwarte des Instituts f¨ ur Theoretische Physik und Astrophysik mit einem 25 cm Spiegelteleskop und einer CCD-Kamera zur Verf¨ ugung. Die Technik der Helligkeitsmessung (Photometrie) wird am Beispiel des Farben-Helligkeits-Diagramms eines offenen Sternhaufens demonstriert. F¨ ur die Aufnahme von Sternspektren wird ein kleiner Gitterspektrograph in Verbindung mit der CCD-Kamera verwendet. Zur Durchf¨ uhrung einer quantitative Spektralanalyse muß hingegen auf ein ausw¨arts gewonnenes Sternspektrum zur¨ uckgegriffen werden. ¨ Die Beobachtungen werden in Gruppen zu jeweils 2 bis 3 Teilnehmern in der Ubungssternwarte durchgef¨ uhrt. Die Auswertung der Beobachtungen findet auf den Rechnern des Instituts statt. Nach einer gr¨ undlichen Einweisung in das Instrumentarium machen sich die Praktikanten zun¨ achst mit der Handhabung des Teleskops, der CCD-Kamera und des Spektrographen vertraut, bevor selbst¨andig Himmelsaufnahmen durchgef¨ uhrt werden. Um die nicht sehr zahlreichen klaren N¨ achte in Kiel optimal zu nutzen, wird zwischen den Gruppen eine Priorit¨atenreihenfolge vereinbart, die in der Regel w¨ ochentlich wechselt (n¨ aheres siehe Kapitel 1.2). In den w¨ochentlichen Besprechungen werden die Grundlagen astronomischer Beobachtungen dargestellt sowie die Erfahrungen und eventuellen Probleme der bisher durchgef¨ uhrten Beobachtungen diskutiert. Außerdem wird die Priorit¨ atenreihenfolge festgelegt. Zu Beginn des Semesters werden diese Besprechungen w¨ ochentlich stattfinden, sp¨ater werden wir zu einem zweiw¨ochentlichen Rhythmus u ¨ bergehen. Vor der Durchf¨ uhrung selbst¨ andiger Beobachtungen sind f¨ ur jede Gruppe drei Nachteinf¨ uhrungen am Teleskop erforderlich:

1

2

KAPITEL 1. ALLGEMEINES 1. Einf¨ uhrung in die Benutzung von Sternwarte, Teleskop und NGC-Max 2. Einf¨ uhrung in die Benutzung der CCD-Kamera 3. Einf¨ uhrung in die Benutzung des Spektrographen

Diese Einf¨ uhrungen sollten baldm¨ oglichst stattfinden. Es liegt in der Verantwortung der Praktikanten, sich bei absehbar klarem Wetter mit den Betreuern in Verbindung zu setzen und einen Termin zur Einf¨ uhrung zu vereinbaren. Da die Zahl der klaren N¨achte in Kiel begrenzt ist, sollte m¨oglichst jede klare Nacht genutzt werden. H¨ aufig ist die Zahl der klaren N¨achte w¨ahrend der Vorlesungszeit nicht ausreichend, daher k¨ onnen Beobachtungen auch in der vorlesungsfreien Zeit bis zum Beginn der Vorlesungszeit des n¨ achsten Semesters durchgef¨ uhrt werden. Das heißt auch, dass der Praktikumsschein normalerweise nicht mit Ende der Vorlesungszeit erh¨ altlich ist! Allgemeine Informationen zum Praktikum sowie einige n¨ utzliche Weblinks finden sich auch auf der Homepage des Praktikums: http://www.astrophysik.uni-kiel.de/astro praktikum/

1.2

Priorit¨ atenregelung

1. Die Gruppe mit der h¨ ochsten Priorit¨ at ist verpflichtet, m¨oglichst jede klare Nacht zum Beobachten auszunutzen. 2. Sollte diese Gruppe verhindert sein, so ist sie auf jeden Fall daf¨ ur verantwortlich, dass die Gruppe mit der n¨ achstniedrigeren Priorit¨at benachrichtigt wird, damit die wenigen klaren N¨achte ausgenutzt werden. 3. Punkt 2. ist in der Reihenfolge der Priorit¨aten ggf. so lange zu wiederholen, bis sichergestellt ist, dass beobachtet werden kann. 4. Nachdem eine Gruppe zwei N¨ achte beobachten konnte, sollte sie ihre Priorit¨at an die Gruppe mit der n¨ achstniedrigeren weitergeben. Die Reihenfolge ist dabei zyklisch, d. h. in der Richtung A → B → . . . Alle Gruppen m¨ ussen beim Wechsel der Priorit¨at informiert werden. Bei der Priorit¨atenvergabe anl¨ aßlich der w¨ ochentlichen Besprechung wird darauf geachtet, dass alle Gruppen ungef¨ahr auf dem gleichen Stand sind, was die n¨achtlichen Beobachtungen anbelangt.

1.3

Sicherheitshinweise

1. Allgemeines • Niemals Gewalt anwenden! :–) • Achtung Dunkelheit! Nicht den Kopf stoßen, nicht von der Leiter fallen, gut festhalten, nicht u ¨ber Kabel stolpern! • Im Zweifelsfalle: Betreuer fragen! Bei Sicherheitsproblemen und Dingen, die f¨ ur sehr wichtig gehalten werden, zur Not auch nachts anrufen. 2. Betreten und Verlassen der Sternwarte ¨ • Außent¨ ur beim Offnen immer gut festhalten! • Nicht u ander klettern und auf dem Dach herumlaufen! (Stolpergefahr wegen ¨ber das Gel¨ nichtbeleuchteter Blitzableiter)

¨ DIE SCHEINVERGABE 1.4. KRITERIEN FUR

3

• Heizung im Kabuff aus? • Checkliste auf Kuppelinnent¨ ur beachten! (Nachf¨ uhrung aus; δ-Spindel mittig; Teleskop geklemmt, in Zenitlage und abgedeckt; Kuppel zu und in Default“-Stellung; Logbuch” Eintrag) 3. Teleskop • Teleskop¨ offnungen stets abdecken, wenn Kuppelspalt ge¨offnet oder geschlossen wird! • Teleskop stets festhalten, wenn die Klemmungen gel¨ost werden! • Bei der Kuppeldrehung darauf achten, dass sich das Kabel f¨ ur den Spaltantrieb nicht um das Teleskop verheddert! • Sternzeit nie verstellen! Bei Verdacht auf falsche Einstellung Eintrag ins Logbuch und Betreuer informieren. • Darauf achten, dass die δ-Spindel sich nicht zu weit aus der Mittenlage entfernt! • Klemmungen nicht zu fest anziehen! • Bei Sonnenbeobachtung: Auf festen Sitz des Sonnenfilters achten! Leitrohr und Sucherfernrohr m¨ ussen abgedeckt sein. Das Hauptrohr darf zur Projektion des Sonnenbildes (ohne Objektivfilter) nicht verwendet werden. 4. CCD • CCD-Kamera stets fest in der richtigen (!) Okularsteckh¨ ulse klemmen (aber nicht die Klemmschraube u ¨ berfordern)! • Niemals das Verbindungskabel CCD-Kamera–Netzger¨at im Betrieb unterbrechen! • Nach der Beobachtung das CCD kontrolliert wieder aufw¨armen lassen; Stromversorgung mindestens 1 Minute nach Deaktivierung der K¨ uhlung aufrechterhalten! Bei h¨oheren Außentemperaturen ist das CCD zu Beginn der Beobachtung auch nur schrittweise herabzuk¨ uhlen.

1.4

Kriterien fu ¨ r die Scheinvergabe

Zur Erlangung des Praktikumsscheins sollten die folgenden Aufgaben erfolgreich absolviert und im Protokoll dokumentiert sein: • die Durchf¨ uhrung der visuellen Beobachtungen (Aufsuchen von Objekten, Bestimmung des Gesichtsfeldes und Absch¨ atzung des Aufl¨osungsverm¨ogens.) • der Trockenversuch Messungen an der CCD–Kamera“ (Ausleserauschen, Dunkelstrom, Li” nearit¨ at) • mindestens eine langbelichtete Himmelsaufnahme mit der CCD Kamera eines Objektes ausserhalb des Sonnensystems, wenn es geht, auch mit Farbfiltern • die photometrische Aufgabe (Farben-Helligkeits-Diagramm eines Sternhaufens) • die Aufnahme einer Reihe von Sternspektren in hoher und niedriger Dispersion • der Trockenversuch“ Spektralanalyse des Sternes BD+33◦ 2642 ” • (nur wenn gen¨ ugend klare N¨ achte vorhanden sind) eine hochaufgel¨oste Planeten- oder Mondaufnahme (im Cassegrainfokus oder in Okularprojektion) Außerdem wird das Erscheinen zu den w¨ochentlichen Besprechungen vorausgesetzt (bei Abwesenheit bitte vorher abmelden!).

4

KAPITEL 1. ALLGEMEINES

1.5

Protokoll

Die Protokolle sind bis zum 1. April 2007 abzugeben! Bei ungew¨ohnlich schlechtem Wetter (zu wenige klare N¨achte) kann u ¨ ber eine Fristverl¨angerung gesprochen werden. Sollten jedoch klare N¨ achte ungenutzt bleiben, werden versp¨atete Protokolle nicht angenommen (H¨ artef¨ alle wie z.B. Krankheit nat¨ urlich ausgenommen). Das Protokoll zu jedem Versuch sollte unbedingt enthalten: • Bei allen Beobachtungen, Messungen und Aufnahmen sollten die Sichtverh¨altnisse (Seeing, H¨ohe u uck¨ber Horizont etc.) vermerkt werden und gegebenenfalls bei der Auswertung ber¨ sichtigt werden. • Den Zeitpunkt der Messungen und die Beobachtungsbedingungen • Die Daten, Grafiken oder Bilder (ggf. Angabe des Pfadnamens, wo im Praktikums-Verzeichnis die Bilder zu finden sind) • Eine Erkl¨arung, um was f¨ ur Messdaten es sich handelt (dabei m¨ ussen keine Kapitel aus B¨ uchern abgeschrieben werden, kurz und knapp aber pr¨azise reicht), wie diese gewonnen wurden und eine Beschreibung der Parameter, die in die Messung eingehen • Eine Interpretation der Ergebnisse (dies ist der wichtigste Teil!). Dazu geh¨ort, wo dies m¨oglich ist, eine Fehlerabsch¨ atzung (beim Versuch BD+33◦ 2642“ z.B. durch Grafiken, die die Atmo” sph¨arenparameter eingrenzen) und ein Vergleich mit theoretischen Werten. • Bei der Darstellung der Bilder“ sollte beschrieben werden, wie man von den Rohdaten zum ” fertigen Bild gelangt ist (z.B. Flatfieldkorrektur, setzen der Cuts“, lineare oder logarithmi” sche Darstellung, unscharfe Maskierung usw.).

Kapitel 2

Die Sternwarte 2.1

Die Kuppel

Man ¨offnet und schließt den Kuppelspalt durch Bet¨atigen des entsprechenden Handschalters. Die Kuppel wird mit dem zweiten Schalter in azimutaler Richtung gedreht. Beide Vorrichtungen haben in der Endstellung eine Abschaltautomatik f¨ ur die Antriebsmotoren. F¨ ur Beobachtungen nahe dem Zenit muß man zun¨ achst bei geschlossenem Kuppelspalt den Haken, mit dem der untere Teil der Spaltabdeckung befestigt ist, aush¨ angen und gleichzeitig den Kuppelspalt o¨ffnen. Bei jedem Offnen und Schließen des Spaltes muß das Teleskop abgedeckt sein. Bei der Kuppeldrehung ist darauf zu achten, dass sich das Kabel zum Elektromotor des Kuppelspalts nicht um das Teleskop verheddert.

2.2

Die Montierung

Die Montierung sollte stets justiert sein. Eigenm¨ achtige Ver¨ anderungen sind zu unterlassen.

2.2.1

Aufbau und Art der Montierung

Die Montierung hat die Aufgabe, Teleskop auf ein Himmelsobjekt auszurichten und der t¨aglichen ¨ Himmelsbewegung nachzuf¨ uhren. Das Teleskop der Ubungssternwarte ist auf einer sogenannten Deutschen Montierung gelagert, einer unsymmetrischen Bauart, die zum Ausgleich ein Gegengewicht erfordert. Auf dem schweren Rundfuß-S¨ aulenstativ ruht der Polkopf mit Stundenachsengeh¨ause. Die geschliffene Stundenachse l¨ auft vollkommen spielfrei in zwei vorgespannten Pr¨azisionskegelrollenlagern. Die Deklinationsachse ist genauso gelagert und besitzt eine Schwalbenschwanzf¨ uhrung zur Aufnahme des Teleskopes. In einem geschlossenen Geh¨ause am unteren Ende der Stundenachse ist der Schneckenradantrieb untergebracht. Der Antrieb erfolgt u ¨ber einen Schrittmotor, der fest an die Schneckenwelle angeflanscht ist. Die axial spielfrei laufende Schnecke treibt ein großes Schneckenrad an, welches die Stundenachse bewegt. Das Festklemmen der Stundenachse erfolgt u ¨ ber ein Handrad, das auf eine Rutschkupplung wirkt. Das Handrad sollte nur ausreichend und nicht mit aller Kraft festgestellt werden, da es sich sonst m¨ oglicherweise nur sehr schwer wieder l¨ osen l¨ aßt. Die Grob- und Feinbewegung der Deklination wird u ¨ ber einen pr¨azise gefr¨asten Trapezgewindespindeltrieb vorgenommen. Auch hier ist ein Schrittmotor fest mit der Spindel verbunden. Die Tangentialklemmung wirkt ebenfalls als Rutschkupplung. Die Nachf¨ uhrung in der Rektaszension wird u azisionsquarz mit extrem kleinem Temperaturgang gesteuert. Am Steuerger¨ at ¨ber einen Pr¨ kann die Nachf¨ uhrgeschwindigkeit an einem Kodierschalter frei eingestellt werden. Eine in das Steuerger¨at eingebaute digitale Sternzeit-Quarzuhr erleichtert das Einstellen von Objekten nach Koordinaten. Die Feinbewegung in beiden Achsen wird von einem Handtaster aus fernbedient. Auf der Stundenachse wird sie der Nachf¨ uhrbewegung u ¨berlagert. Bei der Bewegung in Deklinationsrichtung ist zu beachten, dass die Klemmvorrichtung soweit angezogen ist, dass das Teleskop in jeder Position einwandfrei feststeht. Ist die Klemme festgezogen, darf das Teleskop nur noch mit der 5

6

KAPITEL 2. DIE STERNWARTE

Fernbedienung in Deklinationsrichtung bewegt werden, nicht mehr von Hand. Um das Rohr in Stundenrichtung nachzuf¨ uhren, wird das Handrad an der Stundenachse festgestellt. Ein vollst¨andiges Feststellen dieser Kupplung ist nicht m¨ oglich, um das Schneckenrad nicht zu gef¨ahrden.

2.2.2

Die Teilkreise

Ein NGC-Max-Rechner mit Encodern ersetzt die Teilkreise. Der Rechner erleichtert das Auffinden von Himmelsobjekten (siehe Kapitel 2.4).

2.2.3

Das Steuerger¨ at

Mit dem Einschalten des Steuerger¨ ates am Schalter ON/OFF beginnt die Montierung mit der Nachf¨ uhrbewegung. Die Sternzeituhr l¨ auft auch im ausgeschalteten Zustand weiter. Das Verstellen der Sternzeituhr ist zu unterlassen. Nach Stromausfall o.a. muß die Uhr von den Betreuern neu gestellt werden. Die Fernbedienung ist am Steuerger¨at eingesteckt. Der Drehschalter am Handtaster u opfen dient zur Wahl der Bewegungsgeschwindigkeiten. ¨ber den Druckkn¨ Linke Stellung des Stufenschalters = Pointierbewegung 1. Raststellung nach rechts = Feinbewegung l˚/min 2. Raststellung nach rechts = Feinbewegung 3˚/min 3. Raststellung nach rechts = Grobbewegung 8˚/min Mit den Druckkn¨ opfen wird die Feinbewegung bet¨atigt. gr¨ une Schalter = Stundenbewegung rote Schalter = Deklinationsbewegung Bei l¨angerer Deklinationsbewegung per Handtaster ist darauf zu achten, dass der Tangentialarm nicht das Ende der Spindel erreicht. Die Nachf¨ uhrgeschwindigkeit kann am Kodierschalter des Steuerger¨ates eingestellt werden. F¨ ur die Nachf¨ uhrung der t¨ aglichen Himmelsdrehung betr¨agt der Wert 8000. Beachte, dass h¨ ohere Kodierzahlen eine geringere Nachf¨ uhrgeschwindigkeit bedeuten. Unter Ber¨ ucksichtigung der Eigenbewegung ist die Kodierschalter-Stellung f¨ ur die Sonne im Mittel 8022, f¨ ur den Mond zwischen 8273 und 8356.

2.3 2.3.1

Das Teleskop Das Hauptfernrohr

Der Hauptspiegel hat einen Durchmesser von 250 mm. Durch Wechsel derFrontringe samt Fangspiegelhalterung kann das Teleskop wahlweise im Ritchey-Chretien-Fokus (RC, f=2000 mm) oder im Cassegrain-Fokus (f=3750 mm) verwendet werden. Der Wechsel des Fangspiegels ist folgendermaßen durchzuf¨ uhren: 1. Das Teleskop senkrecht nach oben richten und klemmen. 2. Die vier Hutmuttern l¨ osen. 3. Den Frontring abnehmen. 4. Den anderen Frontring aufsetzen, dabei den Fangspiegelschutzdeckel abnehmen. Beachte die Markierung an Rohr und Ring. 5. Die vier Hutmuttern leicht festziehen. 6. Den ausgebauten Frontring so lagern, dass er nicht auf dem Fangspiegel ruht. 7. Fangspiegel des ausgebauten Frontrings mit Schutzdeckel versehen. Die beiden Ringe sind durch Gravuren auf den Fangspiegeln gekennzeichnet. W¨ahrend der RCFokus im wesentlichen f¨ ur (komafreie) Sternfeldaufnahmen und zur Spektroskopie verwendet wird, dient der Cassegrain-Fokus langbrennweitigen Mond- und Planetenaufnahmen. Okularseitig endet

2.3. DAS TELESKOP

7

das Teleskop in einer Mikrometerfokussierung mit Teilstrichen, die es erlaubt, Fokuseinstellungen zu reproduzieren. Zur groben Fokussierung mit einem weiten Stellbereich dient das R¨andelrad an der Sekund¨ arspiegelhalterung. Die eingebaute Streulichtblende ist f¨ ur den RC-Focus berechnet und verringert die ,,Tagblindheit”. Beim Wechsel auf den Cassegrain-Focus kann die beiliegende Zusatzblende auf das Blendrohr aufgesteckt werden. Dies ist jedoch nur bei Sonnen- oder Tagesbeobachtungen notwendig. Bei Nachtbeobachtungen und auch bei Mondbeobachtungen kann diese Zusatzblende ohne Einbuße an Kontrast weggelassen werden. Das Aufstecken der Zusatzblende verursacht einen geringen Lichtverlust, jedoch keine Vignettierung. Die Fangspiegelhaltekreuze du ¨ rfen nicht aus den Ringen entfernt werden, da sonst die Justierung verloren geht. Die an der R¨ uckseite der Spiegelfassung vorhanden Innensechskantschrauben d¨ urfen nicht verstellt werden, genauso wie die am Umfang der Spiegelfassung eingesetzten Schrauben. Am Ende jeder Beobachtung sind Hauptrohr und Leitfernrohr mit den jeweiligen Objektivdeckeln zu versehen und in Zenitposition zu bringen, damit der Hauptspiegel entlastet wird. Nachfu ¨ hrung ausschalten!

2.3.2

Das Leitfernrohr

¨ Das Leitfernrohr ist ein Refraktor mit 110 mm Offnung und 600 mm Brennweite, das als Sucher, zum Einstellen von Objekten bei Einsatz der CCD-Kamera oder zur manuellen Nachf¨ uhrung Verwendung findet. In der Regel erfolgt die Nachf¨ uhrung von langbelichteten CCD-Aufnahmen jedoch mit der Selfguide-Funktion der CCD-Kamera (siehe Kapitel 3.4.9), die folgenden Ausf¨ uhrungen sind nur f¨ ur den Fall, dass die automatische Nachf¨ uhrung nicht m¨oglich ist. Zum Aufsuchen von Objekten empfiehlt sich das 25mm- oder das 42mm-Okular. Beim Gebrauch als Nachf¨ uhrfernrohr wird die Brennweite durch eine Barlow-Linse auf 1800 mm verdreifacht. Zudem ist ein beleuchtetes Fadenkreuzokular verhanden, das zur visuellen Nachf¨ uhrung verwendet werden kann. Die Stromversorgung erfolgt u ¨ ber eine Steckverbindung am Deklinationsmotor, die Helligkeit l¨aßt sich mit einem Drehknopf einstellen. Normalerweise sollte das Leitrohr m¨ oglichst exakt parallel zum Hauptrohr stehen. Die Justierung des Leitrohres erfolgt durch die drei hinteren Halteschrauben. Dazu muß auch eine der vorderen Halteschrauben leicht (!) gelockert werden. Zur Nachf¨ uhrung von Aufnahmen in sternarmen Himmelsgegenden steht manchmal kein geeigneter Leitstern in der Mitte des Gesichtsfeldes zur Verf¨ ugung, so dass man das Leitrohr aus seiner parallelen Ausrichtung verstellen muß. Das Leitrohr ist nach den Aufnahmen wieder parallel zum Hauptrohr zu justieren! Bei der visuellen Nachf¨ uhrung erlaubt es die Feinheit des Fadenkreuzes, das fokussierte Sternbildchen bogensekundengenau hinter dem Faden zu halten. Die Nachf¨ uhrgenauigkeit betr¨agt bei etwas ¨ Ubung etwa 3”. Eine ausreichende Nachf¨ uhrgenauigkeit ist gegeben, wenn man das Sternbildchen jeweils die F¨ aden auf beiden Seiten ber¨ uhren l¨aßt. Der beiliegende Zwischenring ist ggf. anstelle der Barlow-Linse einzuschrauben. Die Beobachtung ist jedoch nur ohne Zenitprisma m¨ oglich. Bei Verwendung der Barlow-Linse ist das Leitrohr nicht zur Beobachtung der Planeten geeignet. Die Barlow-Linse ist in Verbindung mit dem kurzbrennweitigen Objektiv eine Kompromißl¨ osung, da die Farbfehler des Objektivs mitvergr¨oßert werden. F¨ ur die Benutzung als Nachf¨ uhrfernrohr ist die Qualit¨at des Bildes v¨ollig ausreichend. Nach Gebrauch als Nachf¨ uhrfernrohr die Barlow-Linse wieder herausschrauben!

8

KAPITEL 2. DIE STERNWARTE

2.3.3

Visuelle Beobachtungen

F¨ ur die visuelle Beobachtung stehen zur Verf¨ ugung: • Okulare: 9,5 mm, 12.5 mm (Fadenkreuz), 15 mm, 20 mm, 25 mm, 42 mm • Okularsteckh¨ ulsen • Filter: Rot, Grau, Polarisationsfilter, etc. • Objektiv-Sonnenfilter (Folie) In das Auszugsrohr der Mikrometerfokussierung kann die Okular-Steckh¨ ulse zur Aufnahme der Barlow-Linse gebracht werden, und es stehen verschiedene beschriftete Reduzierst¨ ucke zur Aufnahme der kleineren Okulare zur Verf¨ ugung. Vor Gebrauch des Zenitprismas am Hauptrohr ist der Verl¨angerungstubus zwischen Teleskop und Mikrometerfokussierung herauszuschrauben. Die dadurch verlorengegangene optische Wegl¨ ange wird durch den geknickten Strahlengang des Zenitprismas wiedergewonnen. Schraubt man die kurze Okularsteckh¨ ulse in die Mikrometerfokussierung, so l¨aßt sich das Zenitprisma wie die Okulare in diese einstecken. Zur Sonnenbeobachtung steht ein Objektivfilter zur Verf¨ ugung. Achtung! Die Beobachtung der Sonne erfordert ¨ außerste Vorsicht! Das fokussierte, ungefilterte Sonnenlicht kann die Netzhaut des Auges zerst¨ oren! Das Filter besteht aus einer d¨ unnen Folie und ist sehr empfindlich. Man pr¨ ufe zun¨achst, ob das Filter unbesch¨adigt ist. Dieses Filter wird nun vor den Tubus gesetzt, wobei ein großer Zwischenring die ¨ Offnung entsprechend herabsetzt. Man u ¨berzeuge sich sorgfaltig, Zwischenring und Filter fest sitzen und nicht w¨ ahrend der Beobachtung herabfallen k¨onnen. Das Leitrohr muß mit dem Objektivdeckel abgedeckt bleiben! Erst nach dem Aufsetzen des Filters darf das Teleskop auf die Sonne gerichtet werden. Die Projektion des ungefilterten Sonnenbildes mit dem Hauptfernrohr ist wegen Besch¨adigungsgefahr der Okulare und aus Sicherheitsgr¨ unden untersagt! Die Okularfilter d¨ urfen nur an den Filterfassungen ber¨ uhrt werden. Das Graufilter d¨ampft das Licht z.B. bei Mondbeobachtungen. Ein geeigneter Farbfilter kann hingegen bei Planetenbeoba-chungen kontraststeigernd wirken.

2.3.4

Photographie

F¨ ur die Photographie stehen zwei handels¨ ubliche Spiegelreflexkameras mit Fernausl¨oser zur Verf¨ ugung. Auf dem Kleinbildfilm wird im RC-Fokus ein Himmelsfeld von etwa 41’ x l˚ 02’ abgebildet. Zur Befestigung der Kleinbildkamera: An der Mikrometerfokussierung befindet sich okularseitig ein M42-Gewinde. Man muß den Konterring am Auszugtubus der Mikrometerfokussierung ganz nach innen schrauben und die Kamera in das Photogewinde der Mikrometerfokussierung vollst¨andig hineindrehen. Die Fokussierung erfolgt am Okularauszug. Die Fangspiegelhalterung des RC-Fokus sollte nicht verstellt werden! Das Bild wird auf der Mattscheibe des Suchers der Spiegelreflexkamera scharfgestellt. Man notiere sich die Anzeige der Mikrometerskala. Mit diesem Erfahrungswert l¨aßt sich die Fokussierung dann im allgemeinen schnell reproduzieren. Der Kameraverschluss wird auf ’B’ gestellt, das heißt, der Verschluss ist offen, solange der Ausl¨oser gedr¨ uckt wird. Der Fernausl¨oser wird aufgeschraubt. Vor dem Betrieb mache man sich mit Feststellmechanismus des Fernausl¨osers vertraut.

9

2.3. DAS TELESKOP Vergr¨oßerung und Austrittspupille der Okulare bei Verwendung am Haupt- und Leitfernrohr.

Okular 42 mm 25 mm 20 mm 15 mm 9.5 mm Okular 42 mm 25 mm 20 mm 15 mm 9.5 mm Okular 42 mm 25 mm 20 mm 15 mm 9.5 mm Okular 42 mm 25 mm 20 mm 15 mm 9.5 mm

Hauptspiegel mit RC-Fokus f=2000 mm Vergr¨ oßerung 48 80 100 133 211 Hauptspiegel mit Cassegrain-Fokus f=3750 mm Vergr¨ oßerung 89 150 188 250 395 Leitrohr mit Barlowlinse f=1800 mm Vergr¨ oßerung 43 72 90 120 189 Leitrohr ohne Barlowlinse f=600 mm Vergr¨ oßerung 14 24 30 40 63

Austrittspupille 5.21 mm 3.31 mm 2.50 mm 1.88 mm 1.19 mm Austrittspupille 2.81 mm 1.67 mm 1.33 mm 1.00 mm 0.63 mm Austrittspupille 2.56 mm 1.53 mm 1.22 mm 0.92 mm 0.58 mm Austrittspupille 7.86 mm 4.58 mm 3.67 mm 2.75 mm 1.74 mm

Hinweis: Photographie auf Kleinbildfilm geh¨ort nicht mehr zum Programm des Praktikums und darf nur nach Abschluß der Pflichtaufgaben durchgef¨ uhrt werden

2.3.5

CCD-Aufnahmen

Als zeitgem¨ aße Aufnahmetechnik stehen im Praktikum eine CCD-Kamera ST-7 zur Bildaufnahme und automatischer Nachf¨ uhrung zur Verf¨ ugung (s. Kapitel 3).

10

KAPITEL 2. DIE STERNWARTE

Abbildung 2.1: NGC-MAX

2.4 2.4.1

Kurzanleitung fu ¨ r die Einstellhilfe NGC-MAX Einleitung

Der NGC-MAX wird im Schrank des Kabuffs gelagert. Die Encoderleitung wird in die passende Buchse auf der Hinterseite des Ger¨ ates gesteckt. Mit der MODE-Taste kann man stets in den gew¨ unschten Mode gelangen, den man mit ENTER best¨atigt. Innerhalb eines Modes kann man sich mit den UP- und DOWN-Tasten bewegen. Auch f¨ ur die Einstellung von Ziffern dienen die UPund DOWN-Tasten. Zum Aufsuchen von Mond oder Planeten (eigentlich nur notwendig bei Uranus, Neptun und Pluto) muß zudem Datum und Uhrzeit eingestellt werden.

2.4.2

Fu ¨r die praktische Arbeit:

Zuerst erscheint: • MODE ALIGN STAR Die Montierung muß so eingestellt werden, das Teleskop auf der westliche Seite der Kuppel liegt (Tischseite !). Dann stellt man einen hellen Stern ein, der ¨ostlich vom Meridian liegen muß. Nach ENTER sucht man mit den UP und DOWN Tasten den Namen des eingestellten Sterns in der Liste (englische Schreibweise !). Nach einem weiteren ENTER ist der NGC-MAX kalibriert. Das Teleskop sollte nicht zu schnell bewegt werden, da die Encoder sonst die Positionsinformation verlieren. In diesem Fall erscheint eine Fehlermeldung und die Einstellung muß wieder mit ALIGN STAR beginnen. • MODE RA DEC In diesem Mode werden die aktuellen Teleskop-Koordinaten angezeigt. • MODE CATALOG NGC-MAX beinhaltet eine Sternliste (ST, siehe Liste im Schrank des Kabuffs) und unter anderem die Messier -, NGC -, IC-Kataloge, desweiteren noch eine Nonstellarliste (NS), die Objekte beinhaltet, die nicht in den Katalogen enthalten sind. Im Katalog PLANETS ist

¨ DIE EINSTELLHILFE NGC-MAX 2.4. KURZANLEITUNG FUR

11

auf die amerikanische Schreibweise der Datumseingabe zu achten ( MM-DD-YYYY ). Mit UP und DOWN w¨ ahlt man den Katalog aus und best¨atigt mit ENTER. Nach Eingabe der Ziffern (mit Nullen z.B. M001 f¨ ur Ml) werden die Koordinaten angezeigt. Durch nochmaliges ENTER wird weitere Information u ¨ ber das Objekt geliefert. • MODE GUIDE Nachdem man in CATALOG ein Objekt angew¨ahlt hat, wird hier die Differenz in den Koordinaten zwischen der aktuellen Teleskopposition und dem Objekt angezeigt (diese Werte repr¨asentieren die Abweichung in Grad ). Durch Bewegen des Teleskops m¨ ussen diese Zahlen auf Null gebracht werden. Sind die Abweichung kleiner als ein Grad, so zeigt NGC-MAX V noch mit Pfeilen an, in welche Richtung weiter gedreht werden muß (z.B. 0>0 0 0 ). Ist das Objekt eingestellt sollte M001 0X0 0X0 zu sehen sein. • MODE IDENTIFY In diesem Mode kann man eingestellte Objekte identifizieren. Man w¨ahlt zun¨achst einen Katalog aus, in dem NGC-MAX suchen soll (z.B. ST - Sterne , R* - Rote Sterne , ** Doppelsterne , OC - offene Sternhaufen , GC - Kugelsternhaufen , GX - Galaxien , NB Nebel , PN - Planetarische Nebel). Danach kann man eine Grenzhelligkeit angeben, um diejenigen Objekte auszusortieren, die von vornherein nicht in Frage kommen. Nach ENTER zeigt NGC-MAX dasjenige Objekt an, das der aktuellen Position am n¨achsten ist und gleichzeitig die eingegebenen Bedingungen erf¨ ullt. (Wenn kein Objekt die vorgegebenen Bedingungen erf¨ ullt, wird das erste Objekt im jeweiligen Katalog angezeigt (z.B. FOUND NGC0001). Eine ausf¨ uhrlichere Anleitung f¨ ur den NGC-MAX liegt im Schrank in der Sternwarte.

12

KAPITEL 2. DIE STERNWARTE

Kapitel 3

Die CCD-Kamera 3.1

Vorbemerkung

¨ Dies ist eine Ubersicht u ¨ber die wichtigsten Gesichtspunkte bei der Bedienung der CCD-Kamera. Detaillierte Hinweise finden sich in den Manuals zur ST-7-Kamera und dem Programm CCDOPS. Gr¨oßter Wert muß auf die Einhaltung aller Sicherheitshinweise gelegt werden, da CCD-Kameras sehr teuer sind! Eine CCD-Kamera ( Charged Coupled Device“) ist ein lichtempfindlicher Halbleiterchip, der als ein ” zweidimensionaler Array von Bildelementen ( Pixel“) den Strahlungsstrom (Beleuchtungsst¨ arke) ” verbunden mit einer Ortsinformation messen, in digitale Signale umwandeln und speichern kann. Der Betrieb der Kamera erfolgt mit Hilfe des auf einem Steuerrechner (tragbarer PC) installierten Programms CCDOPS. Die aufgenommenen Bilder werden auf diesem PC zwischengespeichert und anschließend auf den Praktikumsaccount auf den institutseigenen Workstations u ¨ bertragen (siehe Kapitel 5.3). Die im Praktikum verwendete CCD-Kamera ST-7E der Santa Barbara Instrument Group (SBIG) besitzt einen Chip des Typs Kodak KAF-0401E mit 765 x 510 quadratischen Pixeln von jeweils 9µm Kantenl¨ange. Zus¨ atzlich ist ein zweiter Chip des Typs Texas Instruments TC 211 in das Geh¨ ause der Kamera eingebaut, der zur automatischen Nachf¨ uhrung dient. Die technischen Daten beider Chips finden sich in der folgenden Tabelle:

Chip Pixelzahl Pixelgr¨ oße Chipgr¨ oße Bildfeld (RC) Abbildungsmaßstab F¨ ull Well Capacity A/D Converter Gain Ausleserauschen

3.2

Imaging CCD Kodak KAF 0401E 765 x 510 9 µm x 9 µm 6.9 mm x 4.6 mm 11.2 arcmin x 7.6 arcmin 0.9 arcsec/Pixel ∼ 100000 16 bit 2.3 e”/ADU 15 e∼ (rms)

Tracking CCD TI TC 211 192 x 164 13.75 µm x 16 µm 2.6 mm x 2.6 mm 4.3 arcmin x 4.3 arcmin 1.4 x 1.6 arcsec/Pixel

Zubeho ¨r

• CCD-Kamera ST-7E mit Filterrad • Netzteil f¨ ur die Stromversorgung der CCD-Kamera • tragbarer PC (Notebook) mit Netzadapter und Netzkabel ¨ • Ubertragungskabel f¨ ur die Daten¨ ubertragung vom CCD-Kopf zum PC unter Benutzung der parallelen Schnittstelle 13

14

KAPITEL 3. DIE CCD-KAMERA • Beschreibung in einem Ringordner

Die CCD-Kamera samt Zubeh¨ or wird in einem schwarzen Koffer im Raum LS15/158 gelagert. Eine schaltbare Steckerleiste befindet sich im Kabuff.

3.3

Aufbau und Inbetriebnahme

Der Aufbau sollte zun¨ achst bei Licht ge¨ ubt werden und umfaßt folgende Schritte: 1. Montage des CCD-Kopfes am Teleskop: Die CCD-Kamera wird in die entsprechende Steckh¨ ulse am Okularauszug des Teleskops geschoben und mit der Inbusschraube geklemmt. Zweckm¨aßig ist eine Orientierung, bei der die Zeilen und Spalten des CCDs entlang Rektaszension und Deklination verlaufen. Hierzu muß die flache Seite des CCD-Kopfes (also die Seite, an der die Kabel angeschlossen werden), etwa parallel zur Deklinationsachse liegen. 2. Verbindung des PC mit der CCD-Kamera: ¨ Das hellgraue Ubertragungskabel an der parallelen Schnittstelle des Notebooks sowie am CCD-Kopf anschließen. Dabei die Kunststoffschrauben vorsichtig festdrehen. 3. Anschluß der Stromversorgung der CCD-Kamera: Das schwarze Kabel vom Netzger¨ at mit dem runden Stecker an den CCD-Kopf anschließen. 4. Außerdem muß noch das Notebook mit dem zugeh¨ origen Netzteil verbunden werden. Wichtig: Erst nach vollst¨ andigem Aufbau die Netzstecker in die Steckdosen stecken und den roten Schalter der Steckdosenleiste anschalten! Am CCD-Kopf f¨angt dann sofort der L¨ uftermotor an zu laufen, und eine rote Leuchtdiode zeigt die Funktion des CCD an. Das Notebook wird mit dem Power”-Schalter gestartet. Besondere Vorsicht gilt den Kabeln, die im Dunkeln zu Stolper” fallen werden! Am besten ist es, w¨ ahrend des Betriebs der CCD-Kamera grunds¨atzlich nicht mehr zwischen Fernrohrs¨ aule und Tisch mit Notebook und Netzger¨at hindurchzulaufen.

3.4 3.4.1

Bedienung Start des Programms CCDOPS

Nach dem Start des Rechners wird zun¨ achst automatisch Windows 98 hochgefahren. Nun ist die Windows-¨ ubliche Benutzeroberfl¨ ache zu sehen, auf der das Steuerprogramm CCDOPS durch doppeltes Anklicken des gleichnamigen Icons gestartet werden kann. Wenn die Kamera richtig angeschlossen ist, wird die erfolgreiche Verbindung gemeldet, ansonsten kommt der Hinweis No ” Camera Could be Found“. In diesem Fall alle Leitungen und Stecker u ufen! ¨ berpr¨

3.4.2

Aufrufen von Menu ¨punkten

Am oberen Ende des Bildschirms erscheint eine Men¨ uleiste, deren einzelne Men¨ us mit dem Cursor (linken Maustaste) oder durch gleichzeitiges Dr¨ ucken von und dem jeweils unterstrichenen Buchstaben angew¨ ahlt werden k¨ onnen. Jeder Men¨ upunkt umfaßt verschiedene Untermen¨ us, die in gleicher Weise oder durch Dr¨ ucken der -Taste (nach Auswahl mit dem Cursor) aufgerufen werden k¨ onnen. Mit kommt man aus einem Men¨ upunkt wieder heraus, ohne ¨ die vorgenommenen Anderungen abgespeichert werden. Fenster, in denen Aufnahmen dargestellt werden, m¨ ussen durch Klicken auf das X-Icon“ rechts oben geschlossen werden. Folgen hinter ” einem Untermen¨ upunkt drei Punkte (...), so erscheint beim Aufruf zun¨achst ein Fenster mit der Aufforderung zur Eingabe von Daten oder Namen. Nach Editieren dieser Eingabefenster wird der Men¨ upunkt wiederum durch Dr¨ ucken auf OK mit dem Cursor oder mit der -Taste ausgef¨ uhrt. Bei bestimmten Men¨ upunkten erscheint w¨ahrend der Ausf¨ uhrung ein Fenster mit Informationen f¨ ur den Benutzer (z.B. verbleibende Belichtungszeit).

3.4. BEDIENUNG

15

Im unteren Teil des Bildschirms informiert eine Statuszeile u ¨ ber die Verbindung zum CCD-Kopf, die Ist-Temperatur des Chips nebst aktueller K¨ uhlleistung sowie die eingestellte Aufl¨osung und den Filter.

3.4.3

Voreinstellungen

Ku ¨ hlung Unter dem Men¨ upunkt Camera→Setup... ist zun¨achst die Temperature regulation auf Active zu setzen und die Solltemperatur (Setpoint) anzugeben. Der Chip sollte nicht st¨arker als etwa 30◦ C unter Umgebungstemperatur gek¨ uhlt werden. Die im untersten Info-Feld angegebene K¨ uhlleistung (in Prozent der maximalen K¨ uhlleistung) sollte dauerhaft nicht u ¨ ber 70% liegen, da sonst die Temperatur nicht gen¨ ugend konstant gehalten werden kann. Die anderen Setup-Men¨ upunkte sollten zun¨achst nicht ver¨andert werden; insbesondere sind die Voreinstellungen beizubehalten: Reuse dark frames: yes, Resolution: high (außer bei Spektroskopie, siehe Kapitel 4.3), Active CCD: imaging. Kenndaten der Beobachtung eingeben In dem Men¨ upunkt Misc −→ Telescope Setup... sind die Namen der Beobachter unter Observer einzugeben. Diese werden sp¨ ater bei jeder Aufnahme mit abgespeichert und erm¨oglichen auch nachtr¨ aglich noch eine Zuordnung, wer welches Bild aufgenommen hat. Die Angaben f¨ ur die Teleskopbrennweite (Focal length: 80 inch im RC-Fokus/150 inch im Cassegrain-Fokus) und die Aperturfl¨ache (Aperture: 78.54 inch2 ) sollten bereits voreingestellt sein. Datenspeicherung Es ist zweckm¨ aßig, s¨ amtliche Aufnahmen einer Beobachtungsnacht in einem separaten Unterverzeichnis zu speichern. Hierzu kann unter dem Men¨ upunkt File −→ Open... in Windows-Manier ein entsprechendes Verzeichnis erstellt werden. Dieses sollte im richtigen“ Pfad (d.h. Semester und ” Arbeitsgruppe) angelegt werden. Filterwahl Unter dem Men¨ u Filter k¨ onnen die verschiedenen Filter angew¨ahlt werden, die dann mittels des elektrisch angetriebenen Filterrads in den Strahlengang geschoben werden. Neben Farbfiltern in Rot, Gr¨ un und Blau steht auch ein Klarfilter zur Verf¨ ugung, der insbesondere beim Einstellen von schwachen Objekten hilfreich ist.

3.4.4

Aufnahme von Bildern

Die Aufnahmen erfolgen unter dem Men¨ upunkt Camera −→ Grab... Hier erscheint eine Eingabemaske, in der als wichtigster Parameter die Belichtungszeit (in Sekunden) einzugeben ist. Die k¨ urzestm¨ogliche Belichtungszeit ist 0.11 s, die l¨angstm¨ogliche 3600 s. Des Weiteren wird man gefragt, ob vor der Aufnahme eine Dunkelaufnahme erfolgen soll (Also), die sofort von der Aufnahme abgezogen wird, ob ausschließlich eine Dunkelaufnahme (Only) oder ob eine Aufnahme ohne Dunkelaufnahme erfolgen soll (None). Unter Image size kann vorgew¨ ahlt werden, ob der ganze (Full) oder nur ein Teil (Half, Quarter) des CCD-Chips ausgelesen werden soll. Letzteres ist z.B. bei Planetenaufnahmen sinnvoll, da Auslesezeiten und Speicherplatzbedarf reduziert werden. Normalerweise ist jedoch stets das volle Format zu verwenden. Mittels Exposure Delay kann eine Verz¨ogerungszeit eingestellt werden, die nach dem Tastendruck bis zum Beginn der Aufnahme verstreichen muß (z.B. wenn man sich zur manuellen Nachf¨ uhrung erst an das Leitfernrohr begeben muss). Nach dem Starten der Aufnahme wird die verbleibende Belichtungszeit und danach der Vorgang des Auslesens angezeigt. Start und Ende der Belichtung sowie das Ende des gesamten Aufnahmevorgangs werden zudem durch akustische Signale angezeigt. Das fertige Bild wird automatisch angezeigt, wobei ein kleines Fenster (Contrast) verschiedene Variationen der Darstellung (siehe Kapitel 3.4.7) erlaubt.

16

3.4.5

KAPITEL 3. DIE CCD-KAMERA

Fokussierung

Der CCD-Chip muß so genau wie m¨ oglich in den Brennpunkt des Teleskops gebracht werden. Dazu wird irgendein mittelheller Stern verwendet, auf den zun¨achst das Teleskop einzustellen ist (n¨aheres hierzu siehe Kapitel 3.4.6). Die Scharfstellung selbst erfolgt durch Drehen der Fokussierschnecke am Okularauszug, w¨ ahrend die CCD-Kamera st¨andig kurzbelichtete Bilder aufnimmt. Als Kriterium f¨ ur die optimale Fokussierung dient haupts¨ achlich der Helligkeitswert des am st¨arksten belichteten Pixels, der automatisch angezeigt wird. Je besser die Fokussierung, desto schmaler und h¨oher ist das stellare Helligkeitsprofil und desto h¨ oher ist der angezeigte Maximal-Pixelwert. Daneben kann auch die Form des angezeigtes Sternbildchens als Kriterium dienen, was allerdings weniger genau ist. Zum Fokussieren verwendet man das Men¨ u Camera −→ Focus.... Hier ist zun¨achst die Belichtungszeit (Exposure time) in Sekunden anzugeben. Anzustreben sind Zeiten zwischen 2 und ¨ ca. 10 Sekunden, wobei Uberbelichtungen (Helligkeitswerte u ¨ ber 40000) zu vermeiden sind. Belichtungszeiten unter 1 Sekunde sind zu stark von kurzzeitigen Seeing-Effekten beeintr¨achtigt und erm¨oglichen keine zuverl¨ assige Aussage. Gegebenenfalls ist ein schw¨acherer Stern einzustellen. Wichtig ist die Wahl der Frame size. Da man f¨ ur die Fokussierung eigentlich nur einen Stern ben¨otigt, kann man einen entsprechend kleinen Himmelsausschnitt nehmen und so die Auslesezeiten klein halten, wodurch sich die Bildwiederholfrequenz steigern l¨aßt. Hierzu verwendet man die Option Planet. Es wird nun zun¨ achst ein Bild mit dem gesamten CCD-Format aufgenommen und angezeigt. Im dargestellten Bild erscheint eine Box, die den f¨ ur die Fokussierung zu benutzenden Ausschnitt wiedergibt. Die Position wie auch die Abmessungen der Box k¨onnen ver¨andert werden, indem man mit dem Cursor in die Box bzw. auf eine der Ecken links oben oder rechts unten klickt. Man legt nun die Box so um den Stern, dass noch ein bißchen des Himmelshintergrundes mit erfaßt wird, und klickt anschließend mit dem Cursor auf Resume. Es werden nun laufend Bilder des gew¨ ahlten Ausschnitts um den Stern aufgenommen und angezeigt. Im linken Teil des Focus- Fensters wird der Helligkeitswert (Peak) des am st¨arksten belichteten Pixels angezeigt. Dieser Wert ist durch Drehen am Okularauszug zu maximieren (ohne in die ¨ Uberbelichtung zu geraten!). Zur Beurteilung der Sch¨arfe sollte man stets mehrere Aufnahmen (> 5) abwarten und die Werte im Kopf mittein, da durch die Luftunruhe, Vibrationen des Teleskops und winzige Gleichlaufschwankungen der Nachf¨ uhrung betr¨achtliche Schwankungen des Signals auftreten, je nachdem, ob das Maximum des stellaren Helligkeitsprofils mehr oder weniger auf nur ein Pixel oder auf die Grenze zwischen mehreren Pixeln f¨allt. Bei der Fokussierung sollte man gru ¨ ndlich vorgehen und sich Zeit lassen! Wird hier zu fl¨ uchtig vorgegangen, sind alle Bilder der Nacht unscharf! Direkt nach dem Drehen am Okularauszug wird das Teleskop noch ein bißchen nachschwingen, so die ersten ein oder zwei Werte nach der Verstellung in der Regel unzuverl¨ assig sind. Evtl. ist es sinnvoll, f¨ ur das Drehen am Okularauszug die Aufnahmeserie zu unterbrechen (Pause). Man bedenke auch, dass bei leichtem Wolkendurchzug auch hierdurch Helligkeitsschwankungen auftreten k¨onnen. In verzirrten N¨achten bleibt oft als einzige Fokussierm¨ oglichkeit, das dargestellte Sternbildchen nach Rundheit und Gleichm¨aßigkeit zu beurteilen. In N¨ achten mit starken Temperatur¨anderungen kann es erforderlich sein, nach einer gewissen Zeit nachzufokussieren. Es ist unerheblich, mit welchem Filter fokussiert wird, da alle Filter die gleiche optische Dicke und somit den gleichen Einfluß auf die Lage des Brennpunkts haben.

3.4.6

Auffinden und Einstellen von Objekten

Da bei Benutzung des CCDs nicht mehr direkt durch das Hauptfernrohr geblickt werden kann, muß die Einstellung von Objekten mit Hilfe des Leitfernrohrs und ggf. durch kurzbelichtete CCDTestaufnahmen vorgenommen werden. Grunds¨atzlich ist vor Beginn jeder Beobachtung die Parallelit¨at der beiden Fernrohre zu u ¨ berpr¨ ufen bzw. herzustellen. Die Objekte werden – so gut es geht – in die Mitte des Gesichtsfelds vom Leitfernrohr gebracht. Die Einstellung wird genauer, wenn man eine mittlere bis h¨ohere Vergr¨oßerung oder evtl. das Fadenkreuzokular verwendet. Bevor nun die eigentliche Aufnahme erfolgt, f¨ uhrt man eine kurze Testbelichtung durch, um sehen zu k¨onnen, ob sich das gew¨ unschte Objekt

3.4. BEDIENUNG

17

auch tats¨achlich im CCD-Gesichtsfeld befindet. Hierzu bietet die ST-7-Kamera die M¨ oglichkeit, mit verminderter Aufl¨osung, d.h. durch Binning der Pixel zu gr¨ oßeren effektiven Pixeln (2x2 oder 3x3) sowohl die Empfindlichkeit der Pixel zu erh¨ ohen als auch die Auslesezeiten signifikant zu verk¨ urzen. Man kann dies im Men¨ u Camera −→ Focus... unter Frame size mit der Option Dim einstellen. Hier werden - ¨ahnlich wie beim Fokussieren (s.o.) - st¨andig neue Bilder aufgenommen und angezeigt, aber automatisch mit verringerter Aufl¨osung. Ist das Kabel f¨ ur die automatische Nachf¨ uhrung am Handtaster angeschlossen (siehe Kapitel 3.4.9), kann das Fernrohr auch durch Tastendruck mit dem Cursor auf die Slew-Buttons verfahren werden. Alternativ dazu kann man auch im Men¨ u Setup... die Resolution auf Low setzen, mit dem Grab. ..-Kommando einzelne Bilder aufnehmen und das Teleskop per Hand einstellen. Die Belichtungszeit f¨ ur diese Testaufnahmen liegt typischerweise im Bereich einiger bis maximal ca. 20 Sekunden; dann sind selbst schwache Nebel grob zu erkennen. Zus¨atzlich sollte man bei schwachen Objekten den Klarfilter verwenden, und erst unmittelbar vor der eigentlichen Aufnahme wieder auf den gew¨ unschten Farbfilter stellen. Um das Objekt ungef¨ahr in die Mitte des CCDGesichtsfeldes zu bringen, verf¨ ahrt man das Teleskop mit den Slew-Buttons oder der Feinbewegung u ¨ber den Handtaster. Hier ist es sehr hilfreich, wenn die CCD-Zeilen und -Spalten ungef¨ahr entlang der Rektaszensions- und Deklinationsrichtung verlaufen (siehe Kapitel 3.3). Um schwache Objekte, die nicht im Leitfernrohr zu sehen sind, einzustellen, muß man mit Hilfe von Umgebungssternen (Aufsuchekarte bzw. m¨oglichst genauer Sternatlas) die gesch¨atzte Position so gut wie m¨ oglich im Leitfernrohr positionieren und dann mit Hilfe von Testaufnahmen - wie oben beschrieben - die Umgebung absuchen“. ”

3.4.7

Darstellung und Begutachtung der Bilder

Abgesehen davon, dass neue Bilder gleich nach der Aufnahme automatisch angezeigt werden, lassen sich beliebige ST-7-Bilder (also auch auf der Festplatte gespeicherte) mit Hilfe des Men¨ us Display −→ Image... betrachten und in geringem Umfange auch analysieren. Wichtig f¨ ur die Darstellung von Bildern ist die geeignete Verteilung der Graustufen u ¨ ber den tats¨achlichen dynamischen Bereich der Aufnahme. Dies wird durch die Parameter Background und Range definiert. Ersterer gibt an, bis zu welchem Helligkeitswert Pixel als schwarz“ dargestellt werden, letzterer legt den Bereich ” an Helligkeitswerten fest, u ¨ber den die Graustufen bis hin zu weiß“ zu verteilen sind. Ist im ” Kontrastfenster Auto angeklickt, wird die Wahl dieser Parameter nach bestimmten Kriterien vom Programm selbst vorgenommen. Desweiteren ist eine Gl¨attung und eine invertierte Darstellung (Negativ) des Bildes durch einfaches Anklicken der Optionen m¨oglich. Der Parameter Mag gibt die Gr¨oße des dargestellten Bildfensters auf dem Bildschirm vor. Die Option Show Crosshair des Untermen¨ us Display bietet die M¨oglichkeit, mit einem Fadenkreuz die Helligkeitswerte einzelner Pixel zu bestimmen, wobei stets der Wert des unter dem Cursor liegenden Pixels angezeigt wird. Hinsichtlich der vielf¨altigen weiteren M¨oglichkeiten des Fadenkreuzes sei hier auf das CCDOPS-Handbuch verwiesen. Unter dem Men¨ upunkt Show Histogram... last sich ein Histogramm der Helligkeitswerte erstellen. Es wird zus¨ atzlich der Mittelwert und die Standardabweichung der Pixel-Helligkeiten ausgegeben. Die Men¨ upunkte Parameters... und Modifications... geben die technischen Daten und bisher vorgenommene Bearbeitungen der Bilder an.

3.4.8

Speichern von Bildern

Nach der Aufnahme sind die Bilder zun¨achst nur im Kernspeicher des Notebooks vorhanden. Zum Abspeichern auf der Festplatte ist im Men¨ u File −→ Save As... der Dateiname und das Format anzugeben. W¨ ahrend der Beobachtung sollten die Bilder ausschließlich im ST-7-spezifischen SBIG Compressed-Format abgespeichert werden. F¨ ur die weitere Bearbeitung der Bilder an den institutseigenen Workstations m¨ ussen die Bilder im FITS-Format abgespeichert werden (siehe Kapitel 5.3). Hierbei ist unbedingt darauf zu achten, dass die Speicherung mit 16 bit erfolgt. Zus¨ atzlich k¨onnen (und sollten) Angaben zu Objekt, Teleskop und Beobachter erfolgen, die im sogenannten FITS-Header festgehalten werden.

18

KAPITEL 3. DIE CCD-KAMERA

Hinweis Nur im ST7-Format abgespeicherte Bilder k¨onnen vom CCDOPS-Programm wieder geladen werden. Bei der Speicherung als FITS-files sollte unbedingt die Endung .FIT verwendet werden (nicht .ST7, sonst werden die bereits im ST7-Format gespeicherten Bilder u ¨ berschrieben!). Es ist zweckm¨aßig, Dateinamen so zu w¨ ahlen, dass die wichtigsten Angaben bereits aus dem Namen zu ersehen sind, d.h. K¨ urzel f¨ ur Objekt, Filter und evtl. Belichtungszeit sollten enthalten sein.

3.4.9

Automatische Nachfu ¨hrung

F¨ ur sehr lange Belichtungen ist es notwendig, den Gleichlauf des Teleskops zu kontrollieren und ggf. zu korrigieren. Die ST-7-Kamera bietet durch den zweiten eingebauten CCD-Chip ( Tracking ” CCD“) die M¨oglichkeit, solche Korrekturen automatisch vornehmen zu lassen, w¨ahrend die lange Belichtung mit dem Haupt-Chip ( Imaging CCD“) erfolgt. Vorausssetzung hierf¨ ur ist, dass vom ” Rechner Steuerbefehle an den Teleskopantrieb gegeben werden k¨onnen. Hierzu ist das Kabel, an dem die schwarzen Relaisbox h¨ angt, einerseits mit dem großen Stecker des Filterrads am CCD-Kopf (Westernstecker) und andererseits mit dem Handtaster zu verbinden. Die Korrekturgeschwindigkeit muß dabei m¨ oglichst klein sein, der Drehschalter am Handtaster ist nach links zu drehen (zweitkleinste Geschwindigkeit). Vor Beginn der Aufnahme muß zun¨ achst die Kalibration erfolgen, d.h., es wird ein Eichstern eingestellt, das Teleskop wird eine definierte Zeit in alle vier Himmelsrichtungen verfahren und zwischendurch jeweils eine kurze Aufnahme mit dem CCD gemacht, so dass die Software nachher weiß“, ” wie die Himmelsrichtungen auf dem CCD liegen, und wie der Maßstab in Rektaszension und Deklination ist. Hierzu ist der Men¨ upunkt Track −→ Calibrate... aufzurufen. Es erscheint zun¨achst ein Eingabefenster f¨ ur die Kalibrationsparameter, insbesondere die Belichtungszeit des CCDs und die Verfahrenszeiten in Deklination und Rektaszension. Man achte darauf, dass w¨ahrend des Kalibrationsvorgangs der Eichstern nicht das Gesichtsfeld des CCDs verl¨aßt. Typische Zeiten sind z.B. 1-5 sec in jeder Richtung. Zus¨ atzlich ist die ungef¨ahre Deklination des Eichsterns einzugeben. Die Kalibration kann sowohl mit dem Tracking CCD also auch mit dem Imaging CCD erfolgen. W¨ahrend des Kalibrationsvorgangs wird jeweils die Position des hellsten Pixels (= angenommene Position des Eichsterns) angezeigt. Es l¨ aßt sich somit der Lauf des Teleskops verfolgen. Geht dabei der Eichstern verloren, erscheint eine Fehlermeldung. Es empfiehlt sich daher, mittels kurzbelichteter Testaufnahmen (wie beim Einstellen, siehe Kapitel 3.4.6) zu u ufen, ob er Eichstern ¨ berpr¨ einigermaßen in der Mitte des Gesichtsfeldes liegt. In ung¨ unstigen F¨allen kann es passieren, beim Verfahren des Teleskops ein zuvor nicht im Gesichtsfeld befindlicher hellerer Stern auf dem Chip auftaucht, der dann nat¨ urlich den Kalibrationsvorgang zunichte macht, da die Software nur das am hellsten belichtete Pixel registriert. Man sollte daher w¨ahrend des Kalibrationsvorgangs auch auf die ungef¨ahre Konstanz des Helligkeitwerts achten. Hinweis: Gegenw¨artig funktioniert dieser Kalibrationsvorgang nicht, wenn die Korrekturgeschwindigkeit auf den kleinsten Wert gestellt ist; es ist somit die zweite Raste von links einzustellen. Nach erfolgreicher Kalibration wird unter dem Men¨ upunkt Track−→ Selfguide... die Belichtungszeit des Imaging CCDs (Exposure time) und die Belichtungszeit f¨ ur den Tracking CCD (Track time) eingestellt. Mit OK wird nun zun¨ achst eine Aufnahme mit dem Tracking CCD gestartet, die anschließend auf dem Bildschirm dargestellt wird. Danach ist ein Leiststern auszuw¨ahlen, der mit dem Cursor angeklickt wird. Durch Anklicken von Resume wird nun die automatische Nachf¨ uhrung in Gang gesetzt. Der Leitstern wird in einer Ausschnittsvergr¨oßerung dargestellt und die Korrekturwerte angegeben (in Pixeln). Die eigentliche Aufnahme mit dem Imaging CCD wird durch Anklicken des Start-Buttons gestartet (nicht vergessen!).

Wichtig Es wird hierbei nicht automatisch ein gleichlang belichtetes Dark aufgenommen und von der Aufnahme abgezogen. Dieses Dark muß bei gleicher Temperatur und gleicher Belichtungszeit separat aufgenommen werden (worauf man jedoch durch eine Warnung hingewiesen wird).

3.4. BEDIENUNG

3.4.10

19

Beenden der Beobachtung

Nach der letzten Aufnahme wird zun¨ achst im Men¨ u Camera −→ Setup... die Temperaturregelung auf Off gestellt. Es last sich nun verfolgen, wie die K¨ uhlleistung zur¨ uckgeht und sich die Kamera ◦ allm¨ahlich wieder erw¨ armt. Sobald die Temperatur nur noch ca. 10 C unter Umgebungstemperatur liegt, kann die Verbindung zur Kamera mit Camera −→ Shutdown unterbrochen werden und sofern auch keine Bilder mehr bearbeitet oder abgespeichert werden sollen - mit File −→ Exit das Programm CCDOPS verlassen werden. Wichtig Die Energieversorgung des CCD-Kopfes darf erst unterbrochen werden, wenn die Kamera wieder ann¨ ahernd Umgebungstemperatur erreicht hat!

3.4.11

Spezielle Hinweise

Aufnahme von Flatfields“ ” Genaue Helligkeitsmessungen mit einem CCD sind nur m¨oglich, wenn verschiedene, die Signalst¨ arke beeinflussende Effekte ber¨ ucksichtigt werden: • Es gibt eine geringf¨ ugige Variation der Empfindlichkeit von Pixel zu Pixel; • Vignettierung durch die Fernrohroptik f¨ uhrt zu einem allm¨ahlichen Helligkeitsabfall von der Mitte zum Rand des Gesichtsfeldes; • Staub auf dem Eintrittsfenster des CCDs oder auf den Filtern f¨ uhrt zu Abschattungen von Pixeln. Diese in der Aufnahme des Objekts enthaltenen Dreck-Effekte“ werden durch ein sogenanntes ” Flatfield“ herauskorrigiert. Es handelt sich hierbei um die Aufnahme einer gleichm¨aßig beleuch” teten Fl¨ache, so dass das Objektsignal“ vor Eintritt in das Fernrohr f¨ ur alle Pixel gleich ist. Das ” tats¨achlich gemessene Signal gibt also die Signalvariationen infolge der o.g. Effekte wieder. In der Praxis realisiert man Flatfields entweder durch die Aufnahme des hellen D¨ammerungshimmels ( Sky-Flats“) oder durch eine gleichm¨aßig beleuchtete Fl¨ache vor dem Fernrohrobjektiv ” ( Dome-Flats“). Erstere Methode ist zu bevorzugen, l¨aßt sich jedoch nur w¨ahrend eines verh¨ altnis” m¨aßig kurzen Zeitraumes der Abend- oder Morgend¨ammerung durchf¨ uhren. Dome-Fiats lassen sich jederzeit herstellen, haben aber eine etwas andere Richtungscharakteristik des einfallenden Lichts. Man nimmt hierbei z.B. die durch einen Halogen-Scheinwerfer gleichm¨aßig beleuchtete, an der Kuppelinnenwand befestigte weiße Fl¨ ache auf. Bei der Aufnahme von Flatfields ist folgendes zu ber¨ ucksichtigen: • Grunds¨ atzlich sollten bei jeder CCD-Beobachtung Flatfields aufgenommen werden. • Flatfields und die dadurch zu korrigierenden Himmelsaufnahmen m¨ ussen in exakt derselben opti-schen Konfiguration aufgenommen werden, d.h. zwischen den Aufnahmen darf der CCDKopf nicht gedreht oder aus dem Okularauszug entfernt werden. • Das bedeutet auch, in jedem der verwendeten Filter ein eigenes Flatfield aufgenommen werden muß. • Das Flatfield sollte stark belichtet, aber keinesfalls u ¨berbelichtet sein. Die Belichtungszeit sollte so gew¨ ahlt werden, die Pixel m¨oglichst Helligkeitswerte im Bereich 10000 bis 30000 aufweisen. • Die Genauigkeit l¨ aßt sich noch steigern, wenn jeweils mehrere Flatfields aufgenommen werden,die sp¨ ater gemittelt werden k¨onnen. Aufnahmen der Planeten Um h¨ochtm¨ ogliche Aufl¨ osung zu erzielen, ist bei ruhiger Luft die Pixelgr¨oße von 0.9 Bogensekunden pro Pixel zu grob. Hier bietet sich die Verwendung der CCD-Kamera im Cassegrain-Fokus bei f =

20

KAPITEL 3. DIE CCD-KAMERA

3750 mm an. Die Pixelgr¨ oße ist dann ca. 0.5 Bogensekunden. Automatischer Aufnahmemodus Bei bestimmten Beobachtungsaufgaben ist es sinnvoll, wiederholte Belichtungen mit derselben Belichtungzeit in gleichen Zeitintervallen durchzuf¨ uhren, z.B. bei der Aufnahme der Lichtkurve eines ver¨anderlichen Sterns. Hierzu gibt es im Men¨ u Camera −→ Grab... die Option Auto Grab. Hier ist der Filename der Aufnahmeserie, das Format der Bilder, das Zeitintervall zwischen den Belichtungen (gerechnet vom Beginn einer Aufnahme bis zum Beginn der n¨achsten Aufnahme) und die Zahl der Belichtungen in einer Serie anzugeben. Die einzelnen Aufnahmen werden unter dem Filenamen mit den Endungen .001, .002, .003 etc. abgespeichert. Eine automatische Nachf¨ uhrung ist in diesem Modus leider nicht m¨ oglich. Verbindung zur CCD-Kamera herstellen Sollte w¨ahrend der Beobachtung aus irgendeinem Grunde die Verbindung zur Kamera verlorengegangen sein, oder m¨ ochte man nach dem Starten von CCDOPS erst nachtr¨aglich die Kamera in Betrieb setzen, ist im Men¨ u Camera der Men¨ upunkt Establish COM link anzuw¨ahlen. Bildverarbeitung In dem Men¨ u Utility finden sich diverse Men¨ upunkte zur Bildbearbeitung, beispielsweise Gl¨attung, Flatfield-Korrektur, Entfernung heißer“ Pixel (Cosmics) etc. Auch eine nachtr¨agliche Subtraktion ” der Dunkelaufnahme - sofern nicht bei der Aufnahme automatisch geschehen - kann vorgenommen werden. Die in CCDOPS gegebenen M¨ oglichkeiten lassen eine grobe und schnelle Bearbeitung der Bilder zu, sind aber in ihrem Umfang begrenzt. Die genauere Bearbeitung der Bilder soll daher mit dem Programmpaket MIDAS an den institutseigenen Workstations erfolgen. Weil die Bildbearbeitung mit CCDOPS die Bilder selbst ver¨andert und gr¨oßtenteils nicht mehr r¨ uckg¨angig gemacht werden kann, ist es wichtig, die Bilder unbearbeitet abzuspeichern (Ausnahme: automatisch abgezogene Dark-Aufnahme).

Kapitel 4

Spektroskopie 4.1

Allgemeines

Die Spektroskopie ist eine der wichtigsten Beobachtungsmethoden der Astrophysik. Das Licht der zu untersuchenden Gestirne wird mit Hilfe eines Prismas oder Gitters spektral zerlegt, bevor es von einem Detektor (Photoplatte, CCD) registriert wird. Die spektrale Verteilung der Strahlung wird somit zu einer r¨ aumlichen Verteilung. Der einfachste Weg w¨ are, ein Prisma vor das Objektiv zu setzen, so dass jedes Objekt auf dem Detektor als kleines Spektrum dargestellt w¨ urde. Zwar lassen sich auf diese Weise viele Objekte auf einmal spektroskopieren, eine hohe spektrale Aufl¨osung ist damit jedoch nicht m¨oglich. Zudem werden die Spektren r¨ aumlich ausgedehnter Objekt verschmiert“, und das bedeutet auch, dass ” Seeing und Nachf¨ uhrfehler die spektrale Aufl¨osung beeintr¨achtigen. Daher werden f¨ ur die Untersuchung einzelner Objekte in der Regel Spaltspektrographen verwendet, bei denen ein Spalt in der Brennebene des Teleskops das Licht eines einzelnen Objekts extrahiert. Lediglich l¨angs des Spalts und damit quer zur Dispersionsrichtung bleibt noch eine r¨aumliche Information erhalten. Das vom Spalt kommende divergente Lichtb¨ undel wird von einem Kollimator parallel gerichtet und nach spektraler Zerlegung durch das Prisma oder Gitter von einem Kameraobjektiv auf die Detektorfl¨ ache fokussiert. Das Spektrum ist im Grunde genommen nichts weiter als eine kontinuierliche Abfolge monochromatischer Spaltbilder. Als Gitter werden heutzutage meistens sogenannte Blaze-Gitter verwendet, die durch ihre spezielle s¨agezahnartige Furchenform den gr¨oßten Teil des Lichtes in eine bestimmte Ordnung konzentrieren. Die wichtigsten Kenngr¨ oßen eines Spektrographen sind die Dispersion, die Aufl¨osung und der insgesamt abgebildete Wellenl¨ angenbereich. Die Dispersion gibt an, wie stark das Spektrum auf” gef¨achert“ wird. Meist wird sie in Form der reziproken linearen Dispersion auf dem Detektor (in ˚ A/mm) angegeben. Es ist naheliegend, dass der abgebildete Wellenl¨angenbereich um so gr¨oßer ist, je geringer die Dispersion (bzw. je gr¨ oßer die reziproke Dispersion) ist, und je gr¨oßer die linearen Abmessungen des Detektors sind. Die Aufl¨osung R = λ/∆λ eines Spektrographen h¨angt von einer Reihe von Parametern ab. Neben dem Durchmesser des Lichtb¨ undels und der Absolutzahl der Gitterstriche eines Gitters spielen vor allem die Spaltbreite, die Kamerabrennweite und die Detektoraufl¨osung (Pixelgr¨oße) eine Rolle.

4.2

Der SBIG Stellar Spectrograph

Der SBIG Self Guided Spectrograph ist ein Gitterspektrograph, der speziell f¨ ur die Aufnahme von Spektren in Kombination mit der ST-7- bzw. ST-8-CCD-Kamera entwickelt wurde. Das Spektrum wird vom Imaging-CCD der ST-7-Kamera aufgenommen, w¨ahrend die Vorderseite der Spaltbacken (und damit die Brennebene des Teleskops = eingestellter Himmelsausschnitt) durch eine zus¨atzliche Optik auf dem Tracking-CCD abgebildet wird. Zwei auf einer drehbaren Vorrichtung montierte Gitter mit 150 Linien/mm bzw. 600 Linien/mm gestatten den schnellen Wechsel zwischen zwei verschiedenen Dispersionen (reziproke Dispersion 478 ˚ A/mm bzw. 119 ˚ A/mm). Außerdem k¨onnen zwei verschiedene Spalte von 18 µm und 72 µm Breite verwendet werden, die bei 2m Brennweite einen Himmelsausschnitt von 2 bzw. 8 Bogensekunden Breite herausschneiden. Im allgemeinen 21

22

KAPITEL 4. SPEKTROSKOPIE

wird f¨ ur die Sternspektroskopie nur der schmale Spalt verwendet. Lediglich f¨ ur die Aufnahme ausgedehnter und sehr lichtschwacher Objekte (Gasnebel, Galaxien) kann es sinnvoll sein, den breiteren Spalt zu verwenden. Wenn man vorgibt, dass die Aufl¨ osung durch die Breite von zwei CCD-Pixeln (Nyquist-Kriterium) bestimmt ist, ergeben sich folgende Werte: Spalt breit breit schmal schmal

Gitter 150 600 150 600

∆λ(˚ A) 38 10 10 2.4

R 130 500 500 2000

˚, in der hohen Der abgebildete Wellenl¨ angenbereich betr¨ agt in der niedrigen Dispersion 3200 A ˚ Dispersion 750 A, wobei der eingestellte Bereich durch eine Mikrometerschraube, mit der das Gitter leicht gedreht werden kann, w¨ ahlbar ist. Die niedrigste einstellbare Zentralwellenl¨ange ist 3800 ˚ A, die h¨ochste 7500 ˚ A. Am Spektrographengeh¨ ause findet sich noch ein Kippschalter, mit dem eine auf der R¨ uckseite des Spaltes befindliche Leuchtdiode eingeschaltet werden kann, was f¨ ur die Justage des Spektro-graphen und die Einstellung der Objekte n¨ utzlich ist. Die Helligkeit der LED ist regelbar. F¨ ur die Aufnahme von Kalibrationsspektren dient ein seitliches verschließbares Eintrittsfenster. Wichtig Abgesehen von der Mikrometerschraube, der LED-Beleuchtung und dem Hebel f¨ ur den Gitterwechsel sind am Spektrographen keine Ver¨anderungen vorzunehmen! Insbesondere d¨ urfen die messingfarbenen Schrauben nicht verstellt werden! Sollten Zweifel an der inneren Justage des Spektrographen aufkommen (z.B. unscharfe Spektrallinien), sind die Betreuer zu verst¨andigen.

4.3 4.3.1

Aufnahme von Sternspektren Aufbau

Die CCD-Kamera wird ohne das Filterrad fest mit dem Spektrographen verbunden. Diese Prozedur sollte in Ruhe bei Tageslicht durchgef¨ uhrt werden und wird daher in der Regel von den Praktikumsbetreuern vor einer Beobachtungsnacht vorgenommen. Zur Befestigung am Teleskop muß zun¨achst der große silberne okularseitige Zwischenring durch einen ¨ahnlichen aber k¨ urzeren weißen Ring ersetzt werden. An die Fokussiereinheit wird nun noch ein schwarzer Zwischenring mit beidseitigem Gewinde gesetzt. Anschließend wird die gesamte Einheit von Spektrograph und ¨ CCD-Kamera mit einer Uberwurfmutter an diesem Zwischenring festgeschraubt, wobei die lange Seite des Spektrographengeh¨ auses parallel zur Deklinationsachse verlaufen sollte. Die Verkabelung der CCD-Kamera erfolgt in der u ¨blichen Weise, der Spektrograph ben¨otigt keine weitere Verkabelung. Wichtig ist, auf den festen Sitz aller Komponenten zu achten, ohne die Gewinde zu u ¨ berfordern!

4.3.2

Aufnahmetechnik

Wie bereits erw¨ ahnt dient der Imaging-Chip der ST-7-Kamera zur Aufnahme des Spektrums, w¨ahrend mit dem Tracking-Chip die Spaltvorderseite und damit das Teleskopgesichtsfeld aufgenommen wird. Das Auffinden und Einstellen des aufzunehmenden Objekts erfolgt somit ebenso wie die Nachf¨ uhrkorrektur allein durch Aufnahmen mit dem Tracking-Chip. Auffinden und Einstellen der Objekte Grunds¨atzlich erfolgen die Einstellungen in der gleichen Weise wie bei Direktaufnahmen. Zun¨achst ist das Teleskop so zu fokussieren, dass der Spalt des Spektrographen im Brennpunkt liegt. Gegen¨ uber der Fokuslage bei Direktaufnahmen ergibt sich hier eine starke Verschiebung, die aber durch die Verwendung des weißen Okularauszug-Zwischenrings zumindest teilweise kompensiert wird.

4.3. AUFNAHME VON STERNSPEKTREN

23

Die Grobeinstellung der Objekte erfolgt mittels Leitfernrohr und Fadenkreuzokular, wobei zuvor die Parallelit¨at von Hauptrohr und Leitrohr u uft und ggf. korrigiert werden sollte. Die Feineinstel¨berpr¨ lung und exakte Positionierung des Objekts auf den Spalt wird mit der elektrischen Feinbewegung am Handtaster oder evtl. den Slew“-Buttons vorgenommen. Hierzu ist es sinnvoll, die r¨ uckw¨ artige ” Spaltbeleuchtung mittels LED am Spektrographengeh¨ause einzuschalten (jedoch nicht vergessen, diese vor der Aufnahme wieder auszuschalten!). Das aufzunehmende Objekt sollte ungef¨ahr in der Mitte der Spaltl¨ ange liegen. Bei sehr gutem Seeing und relativ schwachen Sternen kann es vorkommen, dass der Stern ganz oder gr¨oßtenteils im Spalt verschwindet. Normalerweise werden aber die Flanken des Helligkeitsprofils des Sterns links und rechts vom Spalt zu sehen sein. Wahl der Spektrographen-Konfiguration Vor der Aufnahme ist zu entscheiden, ob das Spektrum in niedriger oder hoher Aufl¨osung aufgenommen werden soll, und das entsprechende Gitter auszuw¨ahlen. Aufgrund der Eigenarten der beiden Gitter verlaufen die Spektrallinien immer nur f¨ ur eines der beiden entlang der Pixelspalten, f¨ ur das andere verlaufen die Linien schr¨ ag. Normalerweise wird die CCD-Kamera so am Spektrographen montiert, dass die Linien in hoher Aufl¨osung senkrecht verlaufen. Ferner ist der gew¨ unschte spektrale Bereich mittels der Mikrometerschraube einzustellen. Bei Verwendung des 150 Linien/mm-Gitters ist ein Schraubenwert zwischen 5.4 und 5.7 einzustellen, damit der gesamte Bereich des sichtbaren Spektrums abgebildet wird, wobei die Mitte eher im Blauen bzw. im Roten liegt. Beim 600 Linien/mm-Gitter entspricht der abgelesene Schraubenwert ungef¨ ahr der Wellenl¨ ange in der Mitte des CCD-Ausschnitts in ˚ A geteilt durch 1000 - d.h. ein Schraubenwert von 4.34 entspricht einer zentralen Wellenl¨ange von 4340 ˚ A. Die Mikrometerschraube ist in 50 ˚ Teilstriche geteilt, so dass f¨ ur eine Verstellung um 1000 A zwei volle Umdrehungen n¨otig sind. Eine Skala in L¨angsrichtung auf dem Schraubenschaft erm¨oglicht das Abz¨ahlen der Umdrehungen (d.h. die Stelle vor dem Komma“), ein Nonius gestattet im Prinzip die Einstellung auf 1 ˚ A genau. Be” reits jetzt sollte darauf geachtet werden, dass der eingestellte Bereich wenigstens zwei Linien der HgAr-Spektrallampe (s.u.) einschließt, weil andernfalls keine Wellenl¨angenkalibration m¨ oglich ist. Die Breite des Spektrums senkrecht zur Dispersionsrichtung ist durch die Ausdehnung entlang des Spalts bestimmt. Bei Sternen ist dies das Seeingscheibchen. Im allgemeinen ergibt sich hieraus keine zus¨atzliche Information, so dass es sinvoll ist, die Pixel in dieser Richtung zu binnen, wodurch die Auslesezeit erheblich verk¨ urzt wird. Im CCDOPS-Programm ist im Men¨ u Camera−→ Setup... unter Resolution die Option 1xN zu w¨ahlen. Hiermit werden N Pixel in vertikaler Richtung (d.h. senkrecht zur Dispersionsrichtung) gebinnt. N kann auf verschiedene Werte gestellt werden, jedoch ist darauf zu achten, dass der Wert nicht gr¨oßer ist als die Ausdehnung des Objekts. Typischerweise ergeben sich f¨ ur Sterne Werte von N = 3 oder 4. Automatische Nachfu ¨ hrung F¨ ur l¨angere Belichtungszeiten kann der Tracking-Chip der ST-7-Kamera genauso zur automatischen Nachf¨ uhrung (Selfguide) verwendet werden, wie das bei Direktaufnahmen der Fall ist. Allerdings muß im Fall der Spektroskopie die Kalibrierung der Nachf¨ uhrparameter (Track −→ Calibrate...) mit dem Tracking-CCD erfolgen. Es ist darauf zu achten, dass der Nachf¨ uhrstern dabei nicht den Chip verl¨aßt. Sehr sinnvoll kann es sein, beim Nachf¨ uhren die Option Track-to-the-cursor zu verwenden. Hierdurch ist es m¨ oglich, die Sollposition“ des Sterns auf dem Spalt mit dem Cursor ” anzugeben, auf die das Teleskop mithilfe der Software-gesteuerten Feinbewegung gehalten wird. Kalibrationsaufnahmen Wie bei den Direktaufnahmen hat auch bei der Spektroskopie die Aufnahme von Dunkelstromaufnahmen (Darks) mit gleicher Belichtungszeit, gleicher Temperatur und gleichem Binning(!) zu erfolgen, die von den Aufnahmen der Spektren abgezogen werden. Hierbei ist besonders sorgf¨altig vorzugehen, da infolge des geringen Hintergrunds bei der Spektroskopie das Rauschen weitgehend vom Dunkelstrom dominiert ist - und nicht durch den Himmelshintergrund. Demzufolge ist auf m¨oglichst genaue Einhaltung der Temperatur zu achten, und die Aufnahme der Darks sollte m¨oglichst zeitnah

24

KAPITEL 4. SPEKTROSKOPIE

zu den Spektralaufnahmen (mindestens in der gleichen Nacht) erfolgen. Das Rauschen kann noch weiter verringert werden, wenn ein Mittel aus mehreren Darks verwendet wird. Grunds¨atzlich m¨ ussen auch CCD-Aufnahmen von Spektren ge-flatfielded“ werden, z.B. durch ” Aufnahme des Spektrums einer hellen Lampe mit kontinuierlichem Spektrum. Derzeit ist hier noch keine geeignete L¨ osung gefunden, da starkes Streulicht, das vermutlich am Spalt vorbei durch das Innere des Spektrographen auf den CCD-Chip gelangt, einen sehr starken Helligkeitsgradienten erzeugt. F¨ ur die Wellenl¨angenkahbration sind Aufnahmen von Emissionsspektren einer Kalibrations-lampe (HgAr-Spektrallampe) vorzunehmen. Das Licht dieser Lampe gelangt durch das seitliche Eintrittsfenster auf der flachen Unterseite in den Spektrographen. Wird die Spektrallampe direkt vor das Fenster gehalten, reichen wenige Sekunden Belichtungszeit f¨ ur ein gut belichtetes λ-Kalibrationsspektrum aus. F¨ ur m¨oglichst genaue Kalibration sollten diese Aufnahmen unmittelbar vor und nach der Aufnahme des Objektspektrums erfolgen, ohne dass zwischenzeitlich die Lage von Teleskop und Spektrograph ver¨ andert wird. Hinweis: Wegen der starken UV-Intensit¨ at der HgAr-Lampe sollte diese nur kurzzeitig f¨ ur die Aufnahme der Kalibrationsspektren angeschaltet werden. Es ist unbedingt zu vermeiden, ungeschu ¨ tzt direkt in die Lampe zu schauen!!

Kapitel 5

Datenverarbeitung 5.1

Allgemeine Hinweise

Zur Auswertung der bei den Beobachtungen gewonnenen Daten stehen dem Praktikum die Rechner der Abteilung Astrophysik des Instituts f¨ ur Theoretische Physik und Astrophysik zur Verf¨ ugung. Der Zugang erfolgt u ur vorzugs¨ ber eine eigene Praktikums-Rechennummer. Gegenw¨artig ist hierf¨ weise der Linux-PC “Sophie” zu verwenden. Sollten Probleme bei der Benutzung der Computer auftreten, ist ein Betreuer zu verst¨andigen. Eigenm¨achtiges Booten der Rechner ist streng verboten! Beim Beenden der Arbeit sollte darauf geachtet werden, dass man auch wirklich ausgeloggt ist. Einloggen: Der Username f¨ ur das Praktikum lautet supas003 und ist bei der Aufforderung login: einzugeben. Das Passwort wird im Semesterrhythmus regelm¨aßig ge¨andert und wird gesondert bekanntgegeben. Es darf unter keinen Umst¨ anden aufgeschrieben oder an Dritte weitergegeben werden. Hinweis: Im folgenden sind Eingaben u ¨ ber die Tastatur stets in typewriter-Schrift gekennzeichnet. Kursive Schrift steht f¨ ur Platzhalter von Datei- oder Kommandonamen.

5.2 5.2.1

Einfu ¨ hrung in UNIX UNIX-Befehle

Die Rechner des Instituts laufen unter dem Betriebssystem Linux, einem UNIX-Derivat f¨ ur PCs. Zur Auswertung der Beobachtungsdaten ist die Kenntnis einiger UNIX-Kommandos n¨otig, deren wichtigste in der folgenden Tabelle zusammengestellt sind:

25

26

KAPITEL 5. DATENVERARBEITUNG

cd dirname

wechselt vom gerade aktuellen Verzeichnis in ein Unterverzeichnis mit dem Namen dirname

cd ..

wechselt in das n¨achst-¨ ubergeordnete Verzeichnis.

pwd

zeigt den Namen des gerade aktuellen Verzeichnisses an.

ls

listet die Namen der im aktuellen Verzeichnis stehenden Dateien und Unterverzeichnisse auf.

ls -Falg | pg

ist auf den Workstations kurz als ll verdrahtet. Diese Optionen bewirken, einige n¨ utzliche Informationen wie z.B. Dateigr¨oße, ¨ Zugriffsrechte und Datum der letzten Anderung zu jedem Eintrag mit ausgegeben werden. Unterverzeichnisse werden mit / und ausf¨ uhrbare Dateien mit * gekennzeichnet. Außerdem erfolgt die Ausgabe seitenweise.

mv oldname newname

benennt die Datei mit dem Namen oldname in newname um. Ist newname der Name eines Verzeichnisses, dann wird die Datei oldname in dieses Verzeichnis verschoben und beh¨alt ihren Namen bei. Bitte keine arithmetischen Zeichen in Dateinamen verwenden!

cp file1 file2

kopiert den Inhalt der Datei file1 in die Datei file2. Existiert file2 schon, so wird der Inhalt u ¨berschrieben, andernfalls wird diese Datei neu er¨offnet. Ist file2 der Name eines Verzeichnisses, dann wird file1 in dieses Verzeichnis kopiert und beh¨alt den Namen bei.

rm -i file

l¨ oscht die Datei mit dem Namen file, wenn die Abfrage remove file? mit y beantwortet wird.

mkdir newdir

legt im momentan aktuellen Verzeichnis ein neues Unterverzeichnis mit dem Namen newdir an.

rmdir olddir

l¨ oscht das Verzeichnis olddir, sofern es leer ist.

cat file

gibt den Inhalt der Datei file vollst¨andig auf dem Bildschirm aus.

cat file | pg

dito, jedoch seitenweise. Bei uns auch als pg file verdrahtet.

cat file1 file2 > out file

kopiert den Inhalt von file1 und file2 hintereinander in die Datei outfile.

man commandname

liefert eine ausf¨ uhrlichere Beschreibung des Befehls commandname, seiner Syntax und m¨oglicher Optionen auf dem Bildschirm, sowohl f¨ ur die obigen, wie f¨ ur alle anderen Befehle.

¨ 5.3. DATENUBERTRAGUNG AUF DIE INSTITUTSRECHNER

5.3

27

Datenu ¨ bertragung auf die Institutsrechner

Die CCD-Aufnahmen mit der ST7E-Kamera werden mit Hilfe der CCDOPS-Software in einem eigenen Datenformat der Firma SBIG auf dem Notebook abgelegt. Zur Weiterverarbeitung auf der Workstation ist es jedoch notwendig, die Files in das FITS-Format (Flexible Image Transport System) zu u uhren, das in der Astronomie sehr weit verbreitet ist. ¨ berf¨ Die Umformung ins FITS-Format geschieht dann durch Laden der CCD-Aufnahme unter dem Men¨ upunkt File → Open.... Eventuell sollte man vorher unter Set Path/Filter... den Pfad auf das richtige Verzeichnis setzen. Nach dem Einladen des Bildes wird mit Save... die Dateinamenerweiterung .FIT anstelle von .ST7 eingegeben und das FITS-Format ausgew¨ahlt. In dem daraufhin angezeigten Auswahlmen¨ u ist auf die Einstellung Bits per pixel: 16 zu achten und evtl. ein geeigneter Kommentar f¨ ur den FITS-Header einzugeben. Achtung: CCDOPS kann ins FITS-Format exportieren, FITS-Files aber nicht selbst wieder einladen. Daher sollten die .ST7“-Files zun¨achst nicht gel¨oscht werden. ” ¨ Die Ubertragung der Dateien vom Notebook auf andere Rechner erfolgt mit dem Programm WinSCP3. Hierzu ist das Notebook mittels des beiliegenden Netzwerkkabels mit dem lokalen EthernetNetzwerk zu verbinden. Hierzu ist eine Datensteckdose auszuw¨ahlen, die mit einem roten Punkt gekennzeichnet ist. Nach dem Starten des Programms auf dem Notebook ist zun¨achst ein ssh-Host (sophie.astrophysik.uni-kiel.de) auszuw¨ahlen und das Login durchzuf¨ uhren. In der linken H¨ alfte des Fensters sind die Verzeichnisse bzw. Dateien auf dem Notebook aufgef¨ uhrt, im rechten Teil diejenigen des Praktikums-Home-Verzeichnisses auf dem PC. Das jeweils gew¨ unschte Start- (C: \Praktikum\...) und Zielverzeichnis muss passend ausgew¨ahlt werden, und die zu kopierenden Dateien k¨onnen nun einfach mit der Maustaste (mehrere Dateien ggf. mit der Shift- oder Strg-Taste) markiert und u ¨ bertragen werden. Das Programm wird durch Klicken auf Sitzung bzw. Session → Verbindung trennen bzw. Exit beendet.

28

5.4 5.4.1

KAPITEL 5. DATENVERARBEITUNG

MIDAS Allgemeines

Zur Verarbeitung der Bilder wird MIDAS (Munich Image Data Analysis System) benutzt. Dabei handelt es sich um ein Programmpaket zur Bearbeitung astronomischer Daten, das von der Europ¨aischen S¨ udsternwarte kostenlos zur Verf¨ ugung gestellt wird. MIDAS-Befehle k¨ onnen einzeln eingegeben oder auch zu Skripten (.prg-Dateien) kombiniert werden. Dann lassen sie sich einfach durch Eingeben des Programmnamens starten.

5.4.2

Grundlegende MIDAS-Syntax

Aufgerufen wird MIDAS mit sophie> inmidas Daraufhin erscheint folgender (oder ¨ ahnlicher) Text:

LUTsize has been changed to 64 Midas 001> und es wird automatisch ein Fenster zur Darstellung von Grafiken ge¨offnet. Shell-Befehle wie ls werden mit einem $ aufgerufen Midas 001> $ ls Falls man sich noch nicht im richtigen Verzeichnis befindet, wird dieses mit Midas 002> change/dir Verzeichnis erreicht (z.B. f¨ ur Verzeichnis B/Spektren). Keinesfalls soll man $ cd statt change/dir benutzen! Hilfe zu MIDAS-Befehlen erh¨ alt man mit Midas 003> help Befehl MIDAS-Befehle bestehen immer aus zwei, mit einem / getrennten Worten, wie z.B. create/graphics. Hierbei ist create der sog. Command“-Teil und graphics wird als Qualifier“ bezeichnet. MIDAS ” ” gibt jeder neu eingegebenen Befehlszeile eine Nummer. Durch Bet¨atigen der Enter“-Taste erh¨alt ” ¨ man eine Ubersicht u ¨ ber die letzten 15 eingegebenen Befehlszeilen:

5.4. MIDAS

29

Midas 001> $ ls Midas 002> change/dir B/Spektren Midas 003> help create/graphics Durch Eingabe der Nummer l¨ aßt sich die Befehlszeile unver¨andert wiederholen, also z.B. Midas 004> 1 f¨ uhrt in diesem Fall das Kommando $ ls aus. Durch Eingabe eines Punkts hinter der Nummer wird die Befehlszeile ausgegeben und kann vor der Ausf¨ uhrung noch ver¨andert werden Midas 004> 1. $ ls kann jetzt ver¨ andert werden z.B. zu $ ls *.fits und mit Enter“ ausgef¨ uhrt werden. ” Kommentare in MIDAS-Skripten werden durch Voranstellen eines ! gekennzeichnet. Skripte wie phot.prg oder spec.prg ruft man mit Midas 004> @@ phot auf. Dabei kann man die ben¨ otigten Parameter sofort mit angeben, z.B. Midas 004> @@ phot Mlv Mlvff Mlb Mlbff Ml oder auf Nachfrage antworten: Midas 004> @@ phot Name der V-Aufnahme? Mlv Name des V-Flatf ield? Mlvff etc. MIDAS ignoriert bei Befehlen Groß- und Kleinschreibung, nicht aber bei Dateinamen! Mit Midas 005> bye verl¨aßt man das Programm wieder.

5.4.3

Wichtige Befehle und Datenstrukturen

MIDAS unterscheidet bei Dateien zwischen Aufnahmen, die als bulk data f rames (.bdf) abgespeichert werden, und Tabellen (.tbl). Um aus den CCD-Aufnahmen .bdf-Dateien zu erzeugen benutzt man den Befehl Midas 006> indisk/fits .fits-Datei .bdf-Datei Midas 006> indisk/fits Mlv.fits Mlv (die Kennzeichnung .bdf wird automatisch zugef¨ ugt).

30

KAPITEL 5. DATENVERARBEITUNG

Informationen wie z.B. Belichtungszeit etc. werden ins sog. Descriptors“ gespeichert, die man mit ” Midas 007> read/descr name * Midas 007> read/descr Mlv.bdf * lesen kann. Die Aufnahme kann man sich dann in einem Fenster ansehen, das mit Midas 008> create/display 0 765,510 erzeugt wird. Mit obigem Befehl wird ein Fenster erzeugt, das die gleiche Anzahl von Pixeln wie die CCD-Kamera hat, n¨ amlich 765 in X-Richtung und 510 in Y-Richtung. Mit Midas 009> load/image name Midas 009> load/image Mlv kann man sich das Bild jetzt ansehen. Ein Falschfarbendarstellung, bei der verschiedene Flusswerte durch unterschiedliche Farben dargestellt werden, kann man durch das Laden einer sog. Look-Up ” Table“ (lut) erhalten: Midas 010> load/lut name Midas 010> load/lut heat Weitere Farbtabellen heißen z.B. rainbow, staircase, idl, ramp Mit Midas 011> get/cursor erh¨alt man ein Fadenkreuz, um z.B. Positionen und Flußwerte zu messen (Messen mit linker Maustaste, Abschalten des Fadenkreuzes mit rechter Maustaste). Mit Midas 012> clear/channel overlay kann man die dadurch erzeugten Kreuzchen wieder verschwinden lassen. Bei Tabellen werden die Daten in Zeilen (row) und Spalten (column) angeordnet. Auf Spalten greift man durch die Nummer (# 1) oder den Namen (:xcen) der Spalte zu, auf Zeilen u ¨ber die Zeilennummer (@ 1). Will man also z.B. die Zeilen 1-10 der ersten Spalte in der Tabelle ngc654 lesen, so lautet der Befehl Midas 013> read/tab ngc654 # 1 @1 @10 oder Midas 013> read/tab ngc654 :xcen @1 @10 f¨ ur die Spalte :xcen. Wie bei allen Praktikumsaufnahmen, sollten die einzelnen Schritte der Bildverarbeitung im Protokoll genau beschrieben werden.

5.4. MIDAS

5.4.4

31

Photometrie

Vor Aufruf des Programms phot.prg m¨ ussen ein Display-Fenster (MIDAS-Befehl create/display 0 765,510) und ein Grafik-Fenster (MIDAS-Befehl create/graphic) erzeugt werden! F¨ ur die Auswertung der Sternhaufenaufnahme und die Erstellung eines Farben-Helligkeits-Diagramms m¨ ussen folgende Schritte durchgef¨ uhrt werden (dabei wird vorausgesetzt, dass alle Daten bereits auf Dunkelstrom korrigiert sind.) • Einlesen der Daten • Normieren der Flatfields • Flatfield-Korrektur der Sternhaufenaufnahmen • Positionsvermessung der Sterne in einer Aufnahme • Integration des Flusses f¨ ur die vermessenen Sterne in dieser Aufnahme • Bestimmung des Versatzes zwischen den beiden Sternhaufenaufnahmen • Integration des Flusses f¨ ur die gleichen Sterne in der zweiten Aufnahme • Bestimmung des Nullpunkts f¨ ur beide Aufnahmen • Darstellung als Farben-Helligkeits-Diagramm Diese Schritte sind im Programm phot.prg enthalten, das wie folgt aufgerufen wird: @@ phot ’V-Aufnahme’ ’V-Flatfield’ ’B-Aufnahme’ ’B-Flatfield’ ’Ergebnistabelle’ @@ phot ngc654vl.fits ffv.fits ngc654bl.fits ffb.fits ngc654 (Alle Aufnahmen m¨ ussen als FITS-Dateien vorliegen.) Die weiteren Eingabeparameter werden dann vom Programm abgefragt. Der genaue Ablauf des Programms ist im Folgenden aufgelistet, mit Angabe der entsprechenden MIDAS-Befehle (1. Zeile: Syntax, 2. Zeile: Beispiel): 1. Einlesen der Daten, d.h. Umwandeln vom FITS- ins bdf-Format. indisk/fits ’FITS-file’ ’.bdf-file’ indisk/fits ngc654vl.fits ngc654vl (entsprechend f¨ ur das Flatfield und die B-Aufnahme sowie B-Flatfield) 2. Fenster erzeugen zur Darstellung 2-dimensionaler Aufnahmen create/display Kanalnummer Anzahl pixel x-Achse,AnzahLpixeLy-Achse create/disp 0 765,510 3. Laden einer Tabelle, die Flusswerten Farben zuordnet load/lut ’LUT’ load/lut heat 4. Darstellen der Sternhaufenaufnahme mit Minimumswert und Maximumswert load/ima ’V-Aufnahme’ cuts=min,max load/ima ngc654vl cuts=0,3000 5. Normieren der Flatfields

32

KAPITEL 5. DATENVERARBEITUNG • Bestimmen des Mittelwerts stat/ima ’Flatfield’ stat/ima ffv • Division durch Mittelwert compute/image ’Ergebnis’ = ’Operation’ compute/image ffvn = ffv/1798.321 • gleiches Verfahren f¨ ur das B-Flatfield 6. Flatfieldkorrektur der Sternhaufenaufnahmen comp/ima ’V-Aufnahme-korrigiert’ = ’V-Aufnahme’/’Flatfield’ comp/ima ngc654vff = ngc654vl/ffvn (entsprechend f¨ ur B-Aufnahme) 7. Darstellen der korrigierten Aufnahme load/ima ngc654vff cuts=0,3000 8. Fadenkreuz zur Bestimmung von Flußwerten in der dargestellten Aufnahme get Cursor (linke Maustaste → Auslesen des Flußwerts rechte Maustaste → Verlassen des Fadenkreuzes) 9. Positionsbestimmung der Sterne in der Haufenaufnahme durch Anpassung einer 2-dimensionalen Gaußkurve an das Helligkeitsprofil der Sterne center/gauss Cursor ’V-Tabelle’ center/gauss Cursor ngc654v Die Positionen werden in Tabelle ngc654v.tbl gespeichert unter Spalten :xcen und :ycen. Zur Vermessung dient ein Fenster, dessen Gr¨oße mit den Pfeiltasten der Tastatur angepasst werden kann.

10. Markieren der vermessenen Sterne load/tab ’Tabelle’ ’x-Position’ ’y-Position’ ’Identifikation’ Symboltyp Symbolgr¨ oße ’Symbolfarbe’ Verbindung der Symbole load/tab ngc654v :xcen :ycen :ident 1 3 green 0 11. Flußmessung f¨ ur die vermessenen Sterne • Tabelle ’V-Tabelle’ nach ’V-Tabelle-in’ kopieren copy/tab ’V-Tabelle’ ’V-Tabelle-in’ copy/tab ngc654v ngc654v in • Umbenennen der Spalten f¨ ur die Eingabe in integrate/star name/column ’Tabelle’ ’alter Name’ ’neuer Name’ name/col ngc654v in :xcen :x coord name/col ngc654v in :ycen :y coord • Integration des Sternflusses in einer angepaßten Blende und Korrektur des Hintergrunds. Ergebnis steht in ’V-Tabelle-out’ integr/star ’Aufnahme,Eingabetabelle’ ’Ausgabetabelle’ Maximalradius der Blende, Schrittweite bei Radiusanpassung, Referenzhelligkeit integrate/star ngc654vl,ngc654v in ngc654v out 14,1,0 Dieser Befehl berechnet bereits Helligkeiten aus dem Fluss (:magnitude = -2.5 log (:flux)).

5.4. MIDAS

33

12. Darstellen der B-Aufnahme des Sternhaufens load/ima ngc654bl cuts=0,3000 (Positionsmarkierungen der V-Aufnahme bleiben erhalten!) 13. Bestimmung des Versatzes zwischen B- und V-Aufnahme • Vermessen einiger in der V-Aufnahme vermessener Sterne in der B-Aufnahme (die Ergebnisse erscheinen nur am Bildschirm). center/gauss cursor • Lesen der Tabelle mit den Positionen in der V-Aufnahme read/tab ’V-Tabelle’ :ident :xcen :ycen read/tab ngc654v :ident :xcen :ycen Aus dem Vergleich der Positionen ergibt sich der Versatz zwischen V- und B-Aufnahme (xoff = xb-xv, yoff = yb-yv, z.B. 5.2 und 3.4) • V-Tabelle kopieren in B-Tabelle copy/tab ’V-Tabelle’ ’B-Tabelle-in’ copy/tab ngc654v ngc654b in • Korrektur des Versatz zwischen B- und V-Aufnahme compute/table ’Tabelle’ ’Ergebnisspalte’ = ’Operation’ comp/tab ngc654b in :x coord = :xcen-5.2 comp/tab ngc654b in :y coord = :ycen-3.4 • Markieren der vermessenen Sterne in der B-Aufnahme load/tab ngc654b in :x coord :y coord :ident 1 3 blue 0 14. Integration des Sternflusses in der B-Aufnahme integrate/star ngc654bl,ngc654b in ngc654b out 14,1,0 15. Bestimmung des Nullpunktes • Eichstern aus der Literaturarbeit identifizieren durch Vergleich der Aufnahme und der Sucherkarte (z.B. Eichstern 3 ist Stern 14 in der V-Aufnahme) select/table ’Tabelle’ ’Selektionskriterium’ select/table ngc654v out seq.eq.14 • Meßwert des Eichsterns auslesen read/tab ngc654v out :magnitude • Nullpunkt berechnen (Nullpunkt = Literaturwert-Meßwert) • Nullpunkt an Meßwerte anbringen comp/tab ngc654v out :V = :magnitude+Nullpunkt • analoges Verfahren f¨ ur B-Aufnahme 16. B- und V-Meßwerte in einer Tabelle kombinieren copy/tab ngc654v out ngc654 copy/tt ’Tabelle1’ ’Spalte in Tabelle1’ ’Tabelle2’ ’Spalte in Tabelle2’ copy/tt ngc654b out :B ngc654 :B 17. B−V ausrechnen comp/tab ngc654 :B V = :B-:V 18. Farben-Helligkeitsdiagramm darstellen

34

KAPITEL 5. DATENVERARBEITUNG • Minimums- und Maximumswerte bestimmen stat/tab ’Tabelle’ ’Spalte’ stat/tab ngc654 :V stat/tab ngc654 :B V • Grenzen setzen set/graph. xa=xmin,xmax ya=ymax,ymin set/grap xa=-0.5,2 ya=20,10 • Plotten der Meßwerte plot/table ’Tabelle’ ’x-Achse’ ’y-Achse’ plot/tab ngc654 :B V :V

35

5.4. MIDAS

Programm 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 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 bobs/r/1/1 0. define/local blit/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 Aufanhmen ! 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’ ! moegliche Namen siehe ! \$ ls /midas/02FEBpll.2/systab/bin/*.lut load/lut heat ! Aufziehen des Flatfields load/ima vff ! Bestimmen des Maximumswerts fuer die Darstellung stat/ima vraw comp/key max = {outputr(3)} +5*{outputr(4)} ! Aufziehen der Sternhaufenaufnahme mit ! und Maximumswert={max} load/ima vraw cuts=0,{max} write/out "Normieren der Flatfields" ! Statistik des Flatfields stat/ima vff

Minimumswert der Darstellung=0

36

KAPITEL 5. DATENVERARBEITUNG

! Normieren des Flatfields (Division durch ! compute/image ’Ergebnis’ = ’Operation’ comp/ima vff = vff/{outputr(3)

mittleren Fluss)

! Gleiche Prozedur fuer B-Flatfield stat/ima bff comp/ima bff = bff/{outputr(3)} ! Flatfieldkorrektur der Sternhaufenaufnahmen write/out "Flatfieldkorrektur der Sternhaufenaufnahmen" comp/ima v = vraw/vff comp/ima b = braw/bff ! Bestimmen des Maximumswerts fuer die Darstellung stat/ima v comp/key max = {outputr(3)}\ +5*{outputr(4)} 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 "Positionsbestimmung 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." ! 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 vermessenen 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"

37

5.4. MIDAS ! 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 Sternflusses in einer angepassten Blende und" write/out "Korrektur des Hintergrunds" write/out "Ergebnis steht in v_out.tbl" ! Integration des Sternflusses in einer angepassten Blende und ! Korrektur des Hintergrunds ! 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 ! Bestimmen des Maximumswerts fuer die Darstellung stat/ima b comp/key max = {outputr(3)} +5*{outputr(4)} ! Aufziehen der B-Aufnahme des load b cuts=0,{max}

Sternhaufens

! 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" ! Ausgabe der Ergebnisse nur auf dem 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 "Messewerten aus" read/tab v ! Aus dem Vergleich der Positions ergibt sich ! x_b2 = x_v2-5.09 ! 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}

38

KAPITEL 5. DATENVERARBEITUNG

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 Hintergrunds" 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,\copyright {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(l)} ,{outputr(2)} stat/tab {p5} :V write/key ylim/r/1/2 {outputr(l)} ,{outputr(2)} set/grap xaxis={xlim(l)} ,{xlim(2)} yaxis={ylim(l)} ,{ylim(2)} ! plot/table ’Tabelle’ ’x-Achse’ ’y-Achse’ plot/tab {p5} :B_V :V

5.4. MIDAS

5.4.5

39

Spektroskopie

F¨ ur die Auswertung der Spektren sind folgende Schritte erforderlich: • Einlesen der Stern- und Wellenl¨angenkalibrationsspektren sowie gegebenenfalls der Dunkelstromaufnahme • gegebenenfalls Abziehen der Dunkelstromaufnahme von den Sternspektren • Extraktion des Sternspektrums und des Himmelshintergrunds • Wellenl¨ angenkalibration des Sternspektrums und des Himmelshintergrunds • Subtraktion des Himmelshintergrunds vom Sternspektrum Diese Schritte sind in dem MIDAS-Programm spec.prg enthalten, das mit @@ spec ’Sternspektrum’ ’Dark’ ’Wellenl¨angenkalibrationsspektrum’ ’Ergebnis’ @@ spec alpha Ori alpha Ori dk alpha Ori WLC alpha ori res aufgerufen wird. Falls die Aufnahmen bereits dunkelstromkorrigiert sind, wird f¨ ur ’Dark’ ’no’ eingegeben. 1. Einlesen der Dateien indisk/fits alphaJDri. fits specraw indisk/fits alpha Ori dk.fits dark etc. 2. Abziehen der Dunkelstromaufnahme comp/ima spec = specraw-dark 3. Extraktion des Sternspektrums und des Himmelshintergrunds • Dazu werden die einzelnen Pixel der CCD-Aufnahme entlang der Dispersionsrichtung aufsummiert, so man das r¨aumliche Helligkeitsprofil des Sternspektrums (senkrecht zur Dispersionsrichtung) erh¨ alt (s. Abb. 5.1). aver/col ’1-dimensionales Ergebnis’ = ’2-dimensionale Aufnahme’ aver/col specpos = spec ( mittelt u ¨ ber den gesamten Bereich.) • Darstellung und Vermessung des r¨aumlichen Helligkeitsprofils plot specpos Mit get/gcurs bekommt man ein Fadenkreuz im Grafikfenster, mit dem man nun die Bereiche des Sternspektrums und des Himmelshintergrunds vermessen kann. Linke Maustaste → Position Rechte Maustaste → Verlassen des Cursor-Programms Ben¨ otigt werden 2 Positionen f¨ ur das Sternspektrum (rechts und links vom Maximum, z.B. der Bereich 193-223 in Abb. 5.1) und 2 Positionen f¨ ur den Himmelshintergrund (entweder beide links vom Sternprofil [z.B. der Bereich 97,122 in Abb. 5.1] oder beide rechts [z.B. der Bereich 301,332 in Abb. 5.1] vom Sternprofil)

40

KAPITEL 5. DATENVERARBEITUNG • Mit aver/row ’1-dimensionales Ergebnis’ = ’2-dimensionale Aufnahme’ min,max aver/row raw = spec 193,223 aver/row sky = spec 97,122 wird nun der entsprechende Bereich in der 2-dimensionalen Aufnahme aufsummiert (entlang der r¨ aumlichen Achse der Aufnahme, also senkrecht zur Dispersionsrichtung), so dass man 1-dimensionale Spektren des Sterns und des Himmelshintergrundes erh¨alt.

Abbildung 5.1: R¨ aumliches Helligkeitsprofil eines Sternspektrums. 4. Wellenl¨angenkalibration: Da die Spektrallinien in der Regel schr¨ag liegen, m¨ ussen Himmels und Sternspektrum separat wellenl¨ angenkalibriert werden, bevor man sie voneinander abziehen kann. • Dazu werden zun¨ achst mit aver/row wlcraw = wlc 193,223 aver/row wlcsky = wlc 97,122 in der Wellenl¨ angenkalibrationsaufnahme die gleichen Bereiche aufsummiert wie in der Sternaufnahme. • Mit plot wlcraw wird das dem 1-dimensionalen Sternspektrum entsprechende Kalibrationsspektrum dargestellt. Mit get/gcurs

5.4. MIDAS

41

erh¨ alt man wieder das Fadenkreuz zur Messung der Position zweier Kalibrationslinien. • Das Programm fragt nun nach Pixelposition und Wellenl¨ange der beiden Kalibrationslinien und berechnet daraus die reziproke Dispersion (˚ A/pixel) und den Nullpunkt der Wellenl¨ angenskala. Das Gleiche wird dann f¨ ur das dem 1-dimensionalen Himmelsspektrum entsprechende Kalibrationsspektrum durchgef¨ uhrt, wobei angenommen wird, dass die gleichen Kalibrationslinien benutzt werden (es wird also nur die Pixelposition der Kalibrationslinien abgefragt). • Dann werden f¨ ur Stern- und Himmelsspektrum die Pixelpositionen in Wellenl¨angen umgerechnet und beide Spektren werden auf die gleiche Wellenl¨angenskala transformiert → rawlam.bdf, skylam.bdf). 5. Schließlich wird das wellenl¨ angenkalibrierte Himmelsspektrum vom wellenl¨angenkalibrierten Sternspektrum abgezogen. comp/ima alpha Ori res = = rawlam-skylam und dargestellt plot alpha Ori res. Falls gew¨ unscht wird eine Postscript-Datei erzeugt und ausgedruckt. Außerdem wird das Ergebnisspektrum als FITS-Datei gesichert.

Ausdruck des Programms spec.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 wlc21/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} wie !crea/grap if p2(1:2) .ne. "no" then indisk/fits {p2} dark comp spec = specraw-dark eise comp spec = specraw endif aver/eol speepos = spec plot speepos write/out "Bereich des Sternspektrums und des Himmelshintergrunds bestimmen" write/out "Linke Maustaste --> Position" write/out "Rechte Maustaste --> Verlassen des Cursor-Programms" write/out "2 Positionen fuer Sternspektrum, 2 fuer Himmelshintergrund" !write/out "rechts und links vom Sternspektrum" get/gcurs

42

KAPITEL 5. DATENVERARBEITUNG

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 = wie {posspec(1)},{posspec(2)} aver/row wlcsky = wie {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?" inquire/key wlc21 "Wellenlaenge der rechten Kalibrationslinie?" copy/it raw raw :x comp/tab raw :lambda = (:x-{wlc1x’’({wlc2x>-{wlc1x’’*({wlc21}-{wlc1l})+{wlc1l} plot wlcskyl 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})*({wlc21}-{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 $mv postscript.ps {p4}.ps$ lpr -P hiob {p4}.ps write/out "postscript file = {p4}.ps" endif outdisk/fits {p4}.bdf {p4}.fits

43

5.4. MIDAS

Abbildung 5.2: Linienidentifikation f¨ ur niedrigaufgel¨oste Spektren.

Abbildung 5.3: Linienidentifikation f¨ ur hochaufgel¨oste Spektren.

44

KAPITEL 5. DATENVERARBEITUNG

Abbildung 5.4: Linienidentifikation f¨ ur hochaufgel¨oste Spektren.

Abbildung 5.5: Linienidentifikation f¨ ur hochaufgel¨oste Spektren.

Kapitel 6

Aufgaben 6.1

¨ Ubersicht

Teil A: Visuelle Beobachtungen A1: Aufsuchen von Himmelsobjekten A2: Gesichtsfeldmessung A3: Bestimmung des Aufl¨ osungsverm¨ogens Teil B: Systemeigenschaften der CCD-Kamera B1: Bias und Ausleserauschen B2: Dunkelstrom B3: Linearit¨ at Teil C: Aufnahmen mit der CCD-Kamera C1: Langbelichtete Aufnahme eines beliebigen Himmelsobjekts C2: Mond- oder Planetenaufnahme mit hoher Aufl¨osung Teil D: Photometrische Aufgaben (Auswahl einer Aufgabe!) D1: Farben-Helligkeits-Diagramm eines Sternhaufens D2: Lichtkurve eines ver¨ anderlichen Sterns Teil E: Aufnahme von Sternspektren Teil F: Spektralanalyse des Sternes BD+33˚ 2642“ ” F1: Bestimmung der Sternparameter Teff und log g F2: Bestimmung von Elementh¨ aufigkeiten Die Praktikanten seien ermutigt, auch eigene Ideen einbringen, die dann nach R¨ ucksprache mit den Betreuern ausprobiert werden k¨ onnen.

45

46

KAPITEL 6. AUFGABEN

6.2

Teil A: Visuelle Beobachtungen

Hinweis: F¨ ur die visuellen Beobachtungen und Messungen sollten nicht mehr als 2 N¨achte verwendet werden. A1: Aufsuchen von Himmelsobjekten: Um sich mit dem Teleskop und auch dem NGC-MAX (siehe Kapitel 2.4) vertraut zu machen, sollte man zun¨achst das Teleskop auf ein beliebiges Himmelsobjekt ausrichten und dieses dann visuell beobachten. Hierzu bieten sich Mond, Planeten und Nebel (mit NGC-MAX) an. Bei Sonnenbeobachtungen gelten besondere Sicherheitsmaßnahmen (siehe 2.3.3). Interessante (aktuelle) Objekte findet man unter anderem in folgender Literatur (siehe AstroBibliothek): • Sterne und Weltraum • Das Himmelsjahr • Ahnerts Kalender f¨ ur Sternfreunde A2: Gesichtsfeldmessung: Das Gesichtsfeld des optischen Systems l¨ aßt sich absch¨atzen, indem man die Durchlaufszeit eines Sterns mißt. Dazu sollte ein Stern nahe des Himmels¨ aquators gew¨ahlt werden und mit Hilfe des Fadenkreuzokulars im Gesichtsfeld zentriert werden. Zur Messung wird nun die Nachfu ¨ hrung ausgeschaltet. Anschließend wird der Stern mit der Rektaszensionsbewegung u ¨ ber den Handtaster leicht außerhalb des Gesichtsfeldes positioniert. Zu messen ist die Durchlaufzeit des Sterns. Wichtig ist, dass der Stern m¨oglichst durch die Mitte des Gesichtsfelds l¨auft! Diese Messung ist durchzuf¨ uhren f¨ ur 1. Hauptfernrohr mit RC-Fokus und 42mm-Okular 2. Leitfernrohr mit 15mm-0kular • Warum sollte ein Stern in der N¨ ahe des Himmels¨aquators gew¨ahlt werden? A3: Bestimmung des Aufl¨ osungsverm¨ ogens: Das Aufl¨osungsverm¨ ogen des optischen Systems soll durch Beobachtung enger Doppelsterne bestimmt werden. Dazu sind geeignete Doppelsterne aus der Tabelle zu w¨ahlen und zu beobachten. Der Abstand des gerade noch zu trennenden Sternenpaars gibt dann eine Absch¨atzung f¨ ur das Aufl¨osungsverm¨ogen. • Welches Aufl¨ osungsverm¨ ogen ergibt sich theoretisch? • Welche Faktoren beeinflussen das tats¨achliche Aufl¨osungsverm¨ogen?

6.3

Teil B: Systemeigenschaften der CCD-Kamera ST-7

Bei dem CCD der ST-7-Kamera handelt es sich um den Typ KAF 0401E (siehe Kapitel 3) mit 765 x 510 = 390150 unabh¨ angigen Detektoren (Pixel). Die A/D-Aufl¨osung betr¨agt 16 Bit, was 65536 Helligkeitsstufen entspricht. Zur Bestimmung der Pixelwerte empfiehlt sich die Histogrammfunktion im Men¨ u Display. B1: Bias und Ausleserauschen ( Readout noise“): ” Aufnahme eines Dunkelbildes ( Dark Frame“) ohne Licht mit einer Belichtungszeit, die so kurz ist, ” der Dunkelstrom (siehe n¨ achsten Punkt) vernachl¨assigbar bleibt (0,11 sec). Wie sieht das Bild aus? Gibt es schlechte Pixel? Wie groß ist das Rauschen? Wie verteilen sich die Pixel auf die Helligkeitswerte (Histogramm)?

6.3. TEIL B: SYSTEMEIGENSCHAFTEN DER CCD-KAMERA ST-7

Tabelle 6.1: Liste von Doppelsternen zur Bestimmung des Aufl¨osungsverm¨ogens Name RA Dec Helligkeit Distanz Pos.winkel Datum Periode 2000 mag arcsec deg yrs λ Cas 00 31.8 +54 31 5.5+5.8 0.6 191 2000 640 65 Psc 00 49.9 +27 43 6.3+6.3 4.6 297 1987 36 And 00 55.0 +23 28 6.0+6.4 0.9 313 2000 165 γ Ari 01 53.5 +19 18 4.8+4.8 7.5 0 1988 α Psc 02 02.0 +02 46 4.2+5.2 1.8 272 2000 933 6 Tri 02 12.4 +30 18 5.3+6.9 4.0 70 1994 ǫ Ari 02 59.2 +21 20 5.2+5.5 1.5 208 1992 32 Eri 03 54.4 -02 57 4.8+6.1 6.8 347 1984 1 Cam 04 32.0 +53 55 5.7+6.8 10.3 308 1984 η Ori 05 24.5 -02 24 3.8+4.8 1.7 78 1989 118 Tau 05 29.3 +25 09 5.8+6.6 4.8 206 1984 52 Ori 05 48.0 +06 27 6.1+6.1 1.3 217 1990 41 Aur 06 11.6 +48 43 6.3+7.0 7.6 357 1982 12 Lyn 06 46.2 +59 27 5.4+6.0 1.7 70 2000 700 α Gem 07 34.6 +31 53 1.9+2.9 4.0 68 2000 500 ζ Cnc ABxC 08 12.2 +17 39 5.1+6.2 6.0 72 2000 1150 ζ Cnc AxB 5.6+6.0 0.8 86 2000 59.7 24 Cnc 08 26.7 +24 32 7.0+7.8 5.7 50 1987 ϕ2 Cnc 08 26.8 +26 56 6.3+6.3 5.1 216 1983 57 Cnc 08 54.2 +30 35 6.0+6.5 1.5 312 1982 ω Leo 09 28.5 +09 03 5.9+6.5 0.6 84 2000 118 γ Leo 10 20.0 +19 51 2.2+3.5 4.4 125 2000 618 ξ UMa 11 18.2 +31 32 4.3+4.8 1.8 273 2000 59.8 90 Leo 11 34.7 +16 48 6.0+7.3 3.4 208 1986 γ Vir 12 41.7 -01 27 3.5+3.5 1.8 267 2000 171 π Boo 14 40.7 +16 25 4.9+5.8 5.6 109 1988 ζ Boo 14 41.1 +13 44 4.5+4.5 0.8 300 2000 123 39 Boo 14 49.7 +48 43 6.2+6.9 2.9 45 1992 44 Boo 15 03.8 +47 39 5.3+6.2 2.2 53 2000 225 η CrB 15 23.2 +30 17 5.6+5.9 1.0 2000 41.6 µ2 Boo 15 24.5 +37 21 7.0+7.6 2.3 8 2000 260 δ Ser 15 34.8 +10 32 4.2+5.2 4.4 176 2000 3200 ζ CrB 15 39.4 +36 38 5.1+6.0 6.3 305 1978 σ CrB 16 14.7 +33 52 5.6+6.6 7.1 236 2000 1000 λ Oph 16 30.9 +01 59 4.2+5.2 1.5 30 2000 130 17 Dra 16 36.2 +52 55 5.4+6.4 3.3 106 1983 20 Dra 16 56.4 +65 02 7.1+7.3 1.4 67 2000 729 µ Dra 17 05.3 +54 28 5.7+5.7 1.9 8 2000 482 ̺ Her 17 23.7 +37 09 4.6+5.6 4.2 317 1980 95 Her 18 01.5 +21 36 5.0+5.1 6.2 258 1987 70 Oph 18 05.5 +02 30 4.2+6.0 3.8 148 2000 88 ǫ1 Lyr 18 44.3 +39 40 5.0+6.1 2.6 350 2000 1165 ǫ2 Lyr 18 44.4 +39 37 5.2+5.5 2.3 82 2000 585 π Aql 19 48.7 +11 49 6.1+6.9 1.4 108 1992 γ Del 20 46.7 +16 07 4.5+5.5 9.6 267 1988 ζ Aqr 22 28.8 -00 01 4.3+4.5 2.1 192 2000 856

47

48

KAPITEL 6. AUFGABEN

B2: Dunkelstrom ( Dark current“): ” Langbelichtete Aufnahme ohne Licht (1 min ... 10 min). Man bestimme die Temperaturabh¨angigkeit DC = f (T ), z.B. f¨ ur 25◦ C, 20◦ C . . . 0◦ C, −5◦ C und zeichne eine entsprechende Kurve. Wie ist der funktionale Zusammenhang? B3: Linearit¨ at: F¨ ur die Bestimmung von Helligkeiten (Photometrie) ist es wichtig zu wissen, bis zu welcher Beleuchtungsst¨arke das CCD linear ist. Dazu nehme man Quasi-Flatflields“ auf, d.h. das CCD wird ” (ohne Optik) auf eine gleichm¨ aßig beleuchtete Fl¨ache gerichtet. Die Signalst¨arke wird nun allein ¨ durch Anderung der Belichtungszeit variiert. Alle u ussen unbedingt ¨brigen Versuchsparameter m¨ konstant gehalten werden, also: keine Variation der Anordnung von Lichtquelle und CCD! Der Versuch muß daher in einem abgedunkelten Raum stattfinden. Das Ergebnis sollte durch eine grafische Darstellung der Meßwerte dokumentiert werden.

6.4

Teil C: Aufnahmen mit der CCD—Kamera

Hinweis: Grunds¨atzlich sollte bei jeder CCD-Beobachtung die Aufnahme von Flatfields in jedem der verwendeten Filterbereiche erfolgen! Hierzu sind Aufnahmen des hellen D¨ammerungshimmels oder der erleuchteten Kuppelinnenwand geeignet. Dabei ist auf ausreichendes Signal (≥ 5000) zu achten. C1: Aufnahme eines beliebigen Himmelsobjektes Geeignete Objekte sind z.B. offene oder Kugelsternhaufen, Nebel und Galaxien. Es sollte eine langbelichtete Aufnahme sein, die eine automatische Nachf¨ uhrung erfordert. C2: Mond- oder Planetenaufnahme mit hoher Auflo ¨sung (optional) Aufnahme eines Planeten oder eines Teils der Mondoberfl¨ache im Cassegrainfokus. Man f¨ uhre hierzu eine ganze Aufnahmeserie durch, aus der die sch¨arfsten Bilder herausgesucht und anschließend im Rechner u ¨berlagert werden.

6.5

Teil D: Photometrische Aufgaben

D1: Farben-Helligkeits-Diagramm eines Sternhaufens F¨ ur diese Aufgabe soll ein offener Sternhaufen aufgenommen werden. In dem zu einem HertzsprungRussell-Diagramm ¨ aquivalenten Farben-Helligkeitsdiagramm ist die scheinbare Helligkeit (f¨ ur Sterne in gleicher Entfernung ein Maß f¨ ur die Leuchtkraft) gegen den Farbindex (ein Maß f¨ ur die Temperatur) aufgetragen. Das heißt, man ben¨otigt Aufnahmen in mindestens zwei verschiedenen Filterbereichen, z.B. B und V. Wegen der geringeren Empfindlichkeit der CCD-Kamera im Blauen ist die B-Aufnahme l¨ anger zu belichten. Zur Eichung: Aufgrund der individuellen Eigenschaften des optischen Systems (Optik, Filter) hat jede Beobachtungsserie zun¨achst ihr eigenes Farbsystem. Durch Beobachtung eines Sterns mit bekannter Farbe und Helligkeit (Standardstern) l¨ aßt sich das Farbsystem n¨aherungsweise in das UBV-System von Johnson transformieren: Johnson U B V

λeffektiv 350 nm 435 nm 555 nm

Farbbereich Ultraviolett Blau Visuell

Der Standardstern sollte sorgf¨ altig ausgew¨ ahlt werden, da dies entscheidend f¨ ur die Kalibrierung ist. So sollte der Stern zwar hell, aber auch nicht u berbelichtet sein. Er muß nicht unbedingt Mit¨

6.5. TEIL D: PHOTOMETRISCHE AUFGABEN

49

glied des Sternhaufens sein! F¨ ur die Durchf¨ uhrung dieser Aufgabe werden die folgenden Objekte vorgeschlagen: NGC 654 Der Sternhaufen NGC 654 bietet sich besonders an, da er gut zu beobachten ist und sein FarbenHelligkeits-Diagramm eine relativ gut ausgepr¨agte Hauptreihe zeigt. Die Belichtungszeiten sollten mindestens 5 Minuten im V-Filter und 8 Minuten im B-Filter betragen, maximal 10 Minuten im V-Filter und 15 Minuten im B-Filter. Auf dem Bild von NGC 654 (Abb.6.1) sind die Sterne numeriert, so dass ein geeigneter Eichstern mit unten stehenden Daten gew¨ ahlt werden kann.

Abbildung 6.1: NGC 654. Bei der Betrachtung der Aufnahme von der CCD-Kamera auf dem Laptop kann der Sternhaufen verdreht oder auch gespiegelt erscheinen. Entferung: 2400 pc R¨otung: E(B-V) = 0.85 α=01h 44.m 1 δ=+61◦ 53’

50 Stern 2 3 97

KAPITEL 6. AUFGABEN V 9.56 11.48 11.84

B-V 0.88 0.69 0.55

E(B-V) (0.95) (0.81)

Mehr Informationen findet sich in folgender Literatur: Pesch, R.: The Galactic Cluster NGC 654, Astrophysical Journal, Vol. 132, 696-700 (1960) Weitere Objekte: Alternativ k¨onnen auch folgende Sternhaufen verwendet werden: NGC 6633 α = 18h 27.m 7 Entferung = 380 pc δ = +06◦ 34’ E(B -V) = 0.16 Hellster Stern auf Aufsuchekarte (Betreuer fragen) hat V = 5.73 und B − V = −0.03 NGC 129 α = 00h 29.m 9 Entferung = 1550 pc δ = +60◦ 14’ E(B -V) = 0.55 Aufsuchekarte auf Anfrage. Stern V B-V A 8.85 0.94 B 9.26 0.44 C 10.91 0.42 In Absprache mit den Betreuern k¨ onnen auch andere offene Sternhaufen aufgenommen werden. Jedoch ist darauf zu achten, dass die Haufen einigermaßen ins CCD-Gesichtsfeld passen und dass die Daten geeigneter Standardsternen bekannt sind. D2: Lichtkurve eines ver¨ anderlichen Sterns Als Alternative zum Praktikumsversuch Farben-Helligkeits-Diagramm eines offenen Sternhaufens“ ” kann auch die Lichtkurve eines ver¨ anderlichen Sterns bestimmt werden. Klassen von pulsierenden Ver¨ anderlichen mit sehr kurzen Perioden (0.05...1.2 Tage) sind die RRLyrae- und die δ-Scuti-Sterne, jeweils benannt nach ihren Prototypen. Die Ableitung der Lichtkurve erfolgt mittels relativer Photometrie. Es werden – u ¨ ber mindestens eine ganze Periode verteilt – direkte Aufnahmen (im V-Band) des ver¨anderlichen Sterns gemacht. Im gleichen Gesichtsfeld sollte sich mindestens ein (besser: zwei) konstanter Stern von ungef¨ahr vergleichbarer Helligkeit befinden. Bei der Auswertung wird dann die Helligkeit des Ver¨anderlichen stets relativ zum Vergleichsstern gemessen und durch die Auftragung dieses Helligkeitsunterschieds in Abh¨angigkeit von der Zeit die Lichtkurve dargestellt. Es sollten mindestens so viele Aufnahmen durchgef¨ uhrt werden, dass die Lichtkurve aus ca. 50 bis 100 Datenpunkten zusammengesetzt werden kann. Vor Einstellen der Belichtungszeit ist zu pr¨ ufen, dass der ver¨anderliche Stern auf dem CCD nicht in den S¨attigungsbereich gelangt. Vor Beginn der Aufnahme muß die automatische Nachf¨ uhrung aktiviert sein, damit der Stern stets auf dieselbe Stelle der CCD-Kamera zu liegen kommt. Dies erleichtert die sp¨ atere Auswertung erheblich. Zur Durchf¨ uhrung der Aufnahmeserie verwendet man zweckm¨aßigerweise die Autograb“-Funk” tion, so ohne Unterbrechung die Aufnahmen in gleichem Zeitabstand durchgef¨ uhrt werden k¨onnen (das ist zwar nicht unbedingt notwendig, erleichert aber die sp¨atere Auswertung ebenfalls). Abgesehen von gelegentlichen Kontrollen, ob die Nachf¨ uhrung einwandfrei funktioniert und der Himmel klar bleibt, sowie der Nachstellung der Kuppel kann dann die gesamte Serie automatisch ablaufen. Man achte aber unbedingt darauf, dass das Teleskop w¨ahrend der Aufnahmeprozedur nicht gegen die S¨ aule stoßen kann. Vor oder nach Beendigung der Serie m¨ ussen Flatfields aufgenommen werden. In der folgenden Tabelle sind einige geeignete ver¨anderliche Sterne aufgef¨ uhrt. Aufsuchekarten zur

51

6.6. TEIL E: AUFNAHME VON STERNSPEKTREN

Verifikation, ob der gew¨ unschte Ver¨ anderliche auch wirklich im Gesichtsfeld steht, befinden sich im Stahlschrank in der Kuppel. Mit diesen Karten kann auch der Ausschnitt so gew¨ahlt werden, dass gen¨ ugend Vergleichssterne mit aufgenommen werden. Der CCD-Gesichtsfeldausschnitt ist durch das eingezeichnete Rechteck wiedergegeben (RC-Fokus). Bei der Auswahl eines geeigneten Ver¨anderlichen orientiere man sich an Sternzeit und Rektaszension und vergewissere sich, dass der Stern w¨ ahrend der gesamten folgenden Periode gen¨ ugend hoch u ¨ ber dem Horizont steht. Name CC And AD CMi SZ Lyn VZ Cnc EH Lib DH Peg CY Aqr BS Aqr

6.6

RA (2000) 00 43 48.0 07 52 47.1 08 09 35.8 08 40 52.2 14 58 55.9 22 15 25 22 37 47 23 48 45.8

Dekl (2000) +42 16 56 +01 35 51 +44 28 19 +09 49 28 -00 56 53 +06 49.2 +01 32.1 -08 08 44

Periode 3h 00m 2h 57m 2h 54m 4h 17m 2h 07m 6h 08m 1h 28m 4h 45m

Mag. 9.5-9.8 (p) 9.1-9.4 (V) 9.1-9.6 (V) 7.2-7.9 (V) 9.5-10.0 (V) 9.3-9.8 (V) 10.6-11.5 (B) 9.4-10.0 (B)

Typ δSct RR Lyr RR Lyr RR Lyr RR Lyr RR Lyr RR Lyr RR Lyr

Teil E: Aufnahme von Sternspektren

Hier soll eine Spektralklassifikation durchgef¨ uhrt werden. Daher werden f¨ ur verschiedene Spektraltypen und Leuchtkraftklassen Spektren von Sternen mit bekannter Klassifikation sowohl in hoher als auch in niedriger Dispersion aufgenommen. Anhand dieser Vergleichsspektren sollen dann Spektren unbekannter Sterne klassifiziert werden. Dabei ist darauf zu achten, dass der beobachtete Wellenl¨angenbereich den zur Spektralklassifikation genutzten Bereich 3800-4800 ˚ A enth¨alt! Informationen zur Spektralklassifikation finden sich im Internet unter http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Gray/frames.html Zum Pflichtprogramm“ geh¨ oren folgende Aufgaben: ” • eine Sequenz von Sternen verschiedener Spektraltypen von O bis M (in niedriger Dispersion) • eine Sequenz der Leuchtkraftklassen von I bis V bei Sternen desselben Spektraltyps (in hoher Dispersion) • die Aufnahme einiger unbekannter“ Sterne (in niedriger und hoher Dispersion), d.h. solchen, ” die zuf¨ allig am Himmel ausgew¨ ahlt werden, um ohne verheriges Wissen den Spektraltyp zu bestimmen. Hierbei m¨ ussen die Koordinaten mit dem NGC-MAX festgehalten und im Protokoll angegeben werden. Bei gen¨ ugend klaren N¨ achten und entsprechendem Beobachtungsehrgeiz bieten sich noch Aufnahmen von Sternen mit pekuliaren Spektren (Wolf-Rayet-Sterne, Be-Sterne, Ap-Sterne, P Cyg, Kohlenstoff-Sterne, S-Sterne) oder Emissionslinienspektren von planetarischen Nebeln an. Eine umfangreiche Liste interessanter Sterne f¨ ur die spektroskopische Aufgabe befindet sich im Stahlschrank in der Sternwartenkuppel.

52

KAPITEL 6. AUFGABEN

6.7

Teil F: Spektralanalyse von BD+33◦2642

(von Detlev Koester, Sabine Moehler, Matthias H¨ unsch und Oliver Rother)

6.7.1

Einleitung

In dieser Aufgabe soll das optische Spektrum eines Sterns analysiert und Elementh¨aufigkeiten bestimmt werden. Es handelt sich dabei um BD+33◦ 2642, den Zentralstern eines Planetarischen Nebels. Dieser Zentralstern, wie auch der zugeh¨orige Nebel sind ungew¨ohnlich, da die schweren Elemente (jedenfalls zum Teil) weniger h¨ aufig sind als in der Sonne. Der Stern geh¨ort damit zur metallarmen Halopopulation. Aufgenommen wurde das optische Spektrum beim Deutsch-Spanischen Calar Alto Observatorium in Spanien, und zwar mit dem Cassegrain Twin Spectrograph am 3.5 m Teleskop. Zusammen mit anderen optischen und UV-Spektren wurden diese Beobachtungen analysiert von Napiwotzki, Heber, und K¨oppen (Astron. Astrophys. 292, 239, 1994). Diese Ver¨offentlichung steht als Postscript-File (napiwotzki.ps) zur Verf¨ ugung und kann mit ghostview angesehen oder auch ausgedruckt werden. Zur Analyse stehen eine Reihe von Atmosph¨arenmodellen (von R. Kurucz, sogenannte Kurucz” Modelle“) zur Verf¨ ugung. Diese Modelle enthalten die Strukturdaten, d.h. im Wesentlichen den Verlauf von Temperatur, Druck, usw. mit der optischen Tiefe. Sie sind gerechnet mit solaren Elementh¨aufigkeiten sowie mit Werten der Effektivtemperatur von 18000 bis 26000 K und Schwerebeschleunigungen log g von 3.0–4.0. Diese Werte u ¨ berdecken in etwa den Bereich, in dem dieser Stern liegt. Nach Napiwotzki et al. (1994) ergibt sich f¨ ur die Schwerebeschleunigung log g = 2.9, also etwas außerhalb dieses Gitters, da Modelle mit geringerem log g bei uns zur Zeit nicht vorhanden sind. Es ist eine ausreichend gute N¨ aherung, einfach das beste“ Modell aus dem verf¨ ugbaren Gitter ” zu nehmen. Zu diesen Modellstrukturen kann mit dem Programm synspec von I. Hubeny ein detailliertes synthetisches Spektrum gerechnet werden, das viele Tausende von Spektrallinien ber¨ ucksichtigt. Oliver Rother ([email protected]) hat ein Shell-Script synplotb geschrieben, das es erlaubt, nicht nur die Rechnungen einfach durchzuf¨ uhren, sondern die Ergebnisse auch gleich am Bildschirm zu plotten, in druckf¨ ahigem Format zu speichern sowie interaktiv die Parameter zu ¨andern. F¨ ur diejenigen, die das zugrundeliegende Spektrumsyntheseprogramm n¨aher studieren wollen liegt eine Beschreibung des Programms synspec als synspec.ps vor. Die Aufgabe in diesem Versuch besteht aus mehreren Schritten: 1. Zur Einstimmung ist (mindestens) einen Blick in die Publikation von Napiwotzki et al. (1994) zu werfen. Diese Arbeit hat zum Teil anderes Beobachtungsmaterial und andere Methoden benutzt; es ist daher keineswegs sicher, dass Sie zu den genau gleichen Ergebnissen kommen, und sie sollten sich nicht zu sehr davon beeinflussen lassen. Aber nat¨ urlich stellen die publizierten Ergebnisse einen guten Ausgangspunkt f¨ ur unsere weiteren Studien dar. 2. Das optische Spektrum plotten und studieren. 3. Aus den vorhandenen Kuruczmodellen das am besten passende ausw¨ahlen. Dies geschieht am besten durch Anpassung der Balmerlinien Hγ, Hβ, Hδ mit theoretischen Spektren. Dabei muß nat¨ urlich vor einem Vergleich das synthetische Spektrum mit dem Instrumentenprofil (Gaußfunktion, FWHM = 0.5 ˚ A) gefaltet werden. Unter Umst¨anden muß auch eine Wellenl¨angenverschiebung zwischen Beobachtung und Theorie (z. B. wegen einer Radialgeschwindigkeit des Sterns, oder wegen ungen¨ ugender Wellenl¨angenkalibrierung) ausgeglichen werden. 4. Wenn das beste Modell auf diesem Wege gefunden wurde, k¨onnen Elementh¨aufigkeiten bestimmt werden. Dazu w¨ ahlt man einen geeigneten Spektralbereich, in dem st¨arkere Linien eines bestimmten Elements vorkommen, und vergleicht das beobachtete Linienprofil mit der theoretischen Rechnung. Da unsere Ausgangsrechnungen mit solarer H¨aufigkeit gemacht werden, wird sich in vielen F¨ allen herausstellen, dass die theoretische Linie zu stark ist. Dann

6.7. TEIL F: SPEKTRALANALYSE VON BD+33◦ 2642

53

kann die H¨ aufigkeit relativ zur solaren verringert werden, bis ein guter Fit f¨ ur die Linie erreicht ist. Es sollten m¨ oglichst mehrere Linien pro Element benutzt werden und mindestens die Elemente He, C, O, Mg und Si untersucht werden. 5. Zum Schluß fertigen Sie bitte ein Protokoll u uhrten Rechnungen, Ihre Ergeb¨ ber die durchgef¨ nisse, und einen Vergleich mit der Arbeit von Napiwotzki et al. (1994) an.

6.7.2

Vorbereitungen

Zun¨achst muß das Shell-Script synplotb in einem Terminalfenster unter X-Windows gestartet werden. Im Folgenden wird das am Ende des Befehls einzugebende RETURN nicht gezeigt. supas003@sophie:~> synplotb Das Script fragt zun¨ achst nach dem Semester, in dem das Praktikum durchgef¨ uhrt bzw. begonnen wird. Geben Sie das Semester nach dem vorgegebenen Muster (z. B. SS06) ein und dr¨ ucken Sie RETURN. Geben Sie nun den Buchstaben Ihrer Gruppe ein, z. B. A, B, oder C. Nun wird vom Script zun¨achst das Arbeitsverzeichnis angezeigt. Bitte merken Sie sich diesen Pfad, Sie finden dort sp¨ater Ihre Spektren als .ps-Dateien. Sie werden nun zur Auswahl eines Kuruczmodells aufgefordert, die verf¨ ugbaren Modelle werden in Form von .dat-Files angezegt. Hierbei bedeutet die Zahl hinter dem t die Effektivtemperatur, die Zahl hinter g ist 10 log g, also die Schwerebeschleunigung. Sie k¨onnen das vorgeschlagene Modell durch Eingabe von ENTER u ¨bernehmen oder ein anderes an der Eingabeaufforderung eingeben. Hierbei steht Ihnen auch die BASH-typische Funktion der TAB-Taste zur Verf¨ ugung. Als n¨achstes fragt das Programm nach der Anfangs- und Endwellenl¨ange des zu plottenden Intervalls in Angstrøm, nach der Halbwertsbreite (FVWM), mit der das synthetische Spektrum mit dem Instrumentenprofil gefaltet werden soll, sowie nach einer Radialgeschwindigkeit in km/s, um die das synthetische Spektrum verschoben werden soll. 5 km/s ergeben hier einen besseren Fit bei Hγ; in anderen Bereichen k¨ onnen leicht unterschiedliche Werte notwendig sein – ausprobieren. Die turbulence velocity (VTURB) gibt die Mikroturbulenz in km/s an. Dieser Wert wurde aus der Analyse von Napiwotzki et al. (1994) u ¨ bernommen und sollte nicht ver¨andert werden, da die Mikroturbulenz Form und St¨ arke der Linien beeinflußt (und zwar unterschiedlich f¨ ur verschiedene Linien des gleichen Elements). Es folgt nun die Abfrage des Parameters IMODE. Bei IMODE=2 berechnet das Script nur das Kontinuum und die Wasserstofflinien, aber keine anderen Linien. Dies ist die Mode f¨ ur die Bestimmung der Atmosph¨ arenparameter durch Anpassung der Wasserstofflinien. Schliesslich k¨ onnen noch die chemischen H¨aufigkeiten einzelner Elemente relativ zur solaren H¨aufigkeit angegeben werden. Ein Wert von 1 entspricht dabei der solaren H¨aufigkeit, bei z. B. 1.2 ist die H¨aufigkeit des Elementes gegen¨ uber der Sonne um 20 % erh¨oht. Will man die Eingabe von Elementh¨aufigkeiten beenden, so ist statt der Ordnungszahl eines Elementes nur ENTER einzugeben. Nun startet das Script mit seiner eigentlichen Aufgabe, dem Berechnen eines synthetischen Spektrums. Sobald der Durchlauf komplett ist, ¨offnet sich ein GNUPLOT-Fenster, in dem gemessenes und synthetisches Spektrum u ¨bereinander geplottet sind. Hierbei lassen sich die Positionen der Spektrallinien und deren Intensit¨ aten unten links im Fenster leicht ablesen, wenn man mit dem Mauszeiger u ahrt. ¨ber den Plot f¨ Das GNUPLOT-Fenster kann zum Vergleich mit weiteren Plots offen bleiben. Das Script fragt jetzt, ob der aktuelle Plot gespeichert werden soll und fragt bei Bejahung nach einem Dateinamen. Bitte verwenden Sie hierbei keine Leerzeichen oder Sonderzeichen, nur die Buchstaben des Alphabets, ohne Umlaute. Sie k¨onnen das Script nun von vorne beginnen lassen (y). Hierbei merkt sich das Script Ihre bereits eingebenen Parameter und bietet Ihnen diese als Vorgaben an. Ein Beenden und Neustarten des Scriptes setzt diese Einstellungen auf die in der Datei default parameter im Arbeitsverzeichnis vorgenommenen zur¨ uck. W¨ahlen Sie nun weitere Bereiche des Spektrums aus und studieren Sie es. Das Spektrum liegt u ¨brigens in normierter Form vor, d. h. es ist dividiert durch einen glatten Fit an die Bereiche, in denen keine Spektrallinien liegen. Das Kontinuum“ ist damit zu 1.0 gesetzt. ”

54

6.7.3

KAPITEL 6. AUFGABEN

Bestimmung des geeigneten Modells

Die Betrachtung des Ergebnisses wird zeigen, dass Hγ im Modell viel zu stark ist. Eine Erh¨ohung der Effektivtemperatur macht die Linie schw¨acher, ein h¨oheres log g macht sie vor allem breiter. Versuchen Sie, das beste Modell zu finden, und benutzen Sie dabei auch Hβ und Hδ.

6.7.4

Elementh¨ aufigkeiten

Studieren Sie die Napiwotzki-Arbeit, um Anhaltspunkte zu finden, wo st¨arkere Linien der verschiedenen Elemente im Bereich unseres Spektrums (4000–5000 ˚ A) zu erwarten sind. Wenn Sie einen geeigneten Bereich gefunden haben, kann ein Spektrum mit Linien – zun¨achst mit solaren H¨aufigkeiten – berechnet werden. F¨ ur die CII Linien bei 4267 ˚ A k¨onnte das so aussehen: Choose an atmosphere model (t..... = TEFF/K, g.. = 10 log g). ap00t11000g40k2.dat ap00t12000g35k2.dat ap00t12000g40k2.dat ap00t13000g35k2.dat ap00t13000g40k2.dat ap00t13000g50k2.dat ap00t18000g25k2.dat ap00t18000g30k2.dat ap00t18000g35k2.dat

ap00t18000g40k2.dat ap00t19000g25k2.dat ap00t19000g30k2.dat ap00t19000g35k2.dat ap00t19000g40k2.dat ap00t20000g30k2.dat ap00t20000g35k2.dat ap00t20000g40k2.dat ap00t21000g30k2.dat

ap00t21000g35k2.dat ap00t21000g40k2.dat ap00t22000g30k2.dat ap00t22000g35k2.dat ap00t22000g40k2.dat ap00t23000g30k2.dat ap00t23000g35k2.dat ap00t23000g40k2.dat ap00t24000g30k2.dat

ap00t24000g35k2.dat ap00t24000g40k2.dat ap00t25000g30k2.dat ap00t25000g35k2.dat ap00t25000g40k2.dat ap00t26000g30k2.dat ap00t26000g35k2.dat ap00t26000g40k2.dat

Use (TAB) for command line completion or press (Enter) to use ap00t18000g30k2.dat: ap00t19000g35k2.dat

Start wavelength 4041.360-5017.770 [A] - press (Enter) to keep (4300): 4266 End wavelength 4041.360-5017.770 [A] - press (Enter) to keep (4400): 4269 FWHM (0.5): Radial velocity (RV) of synthetic spectrum [km/s] (5): 11 Turbulence velocity (VTURB) [km/s] (15): IMODE. 0: normal mode, 2: only hydrogen and contiunuum (0):

You may change the chemical abundances. These are the current settings: Model abundances match solar abundances, no deviations specified. Press (c) to change or (Enter) to use them:

Please wait... Calculation of synthetic spectrum succeeded using the following parameters: BASEMODEL: m25lt.5 KURUCZMODEL: ap00t19000g35k2.dat OBSERV: bd_33

6.7. TEIL F: SPEKTRALANALYSE VON BD+33◦ 2642 FWHM: IMODE: RV: VTURB: STARTWAVE: ENDWAVE:

55

0.5 0 11 15 4266 4269

Save plot as .ps-file (y/n)?: Hier wird angenommen, dass Tef f = 19000 K und log g = 3.5 die Parameter des besten Modells sind (was vermutlich nicht der Fall ist). Probieren Sie daher auch andere Modelle. Falls die CII-Linien trotz Benutzung des am besten passenden Modells immer noch zu stark sind, liegt das daran, dass die Kohlenstoffh¨ aufigkeit geringer als solar ist. Sie k¨onnen f¨ ur die Berechnung des synthetischen Spektrums die H¨ aufigkeit herabsetzen. Lassen Sie hierzu das Programm erneut durchlaufen (ohne es zu beenden) und ¨andern Sie die chemischen H¨aufigkeiten, z. B. so: You may change the chemical abundances. These are the current settings: Model abundances match solar abundances, no deviations specified. Press (c) to change or (Enter) to use them: c Atomic number of element to change (just press (Enter) to end changes): 6 Relative solar abundancy for Element 6 - leave empty for solar abundancy): 0.04 Atomic number of element to change (just press (Enter) to end changes): The following relative solar abundances will be used: ABUND[6]:

0.04

Press (c) to change or (Enter) to use them:

Please wait... Die berechnete CII-Linie zeigt einen asymmetrischen Fl¨ ugel zu l¨angeren Wellenl¨angen, der durch eine Schwefellinie verursacht wird, die ohne explizite Festsetzung der Schwefelh¨aufigkeit f¨ ur solare H¨aufigkeit berechnet wird. Da dieser asymmetrische Fl¨ ugel in der Beobachtung nicht zu sehen ist, muß die Schwefelh¨ aufigkeit offenbar geringer sein. Eine erste Einsch¨atzung kann mit You may change the chemical abundances. These are the current settings: Atomic number of element: 6 Relative solar abundancy: 0.04 Press (c) to change or (Enter) to use them: c Atomic number of element to change (just press (Enter) to end changes): 16 Relative solar abundancy for Element 16 - leave empty for solar abundancy): 0.1 Atomic number of element to change (just press (Enter) to end changes): The following relative solar abundances will be used:

56

KAPITEL 6. AUFGABEN

ABUND[6]: ABUND[16]:

0.04 0.1

Press (c) to change or (Enter) to use them:

Please wait... ¨ vorgenommen werden. Ahnliche Effekte k¨ onnen auch bei anderen Linien und Elementen auftreten.

6.7.5

Schluß

Auf die oben beschriebene Weise finden Sie bitte – m¨oglichst nicht nur mit einer Linie – die H¨aufigkeiten von He, C, N, O, Mg, Si. Am besten bestimmt man zuerst die H¨aufigkeiten von O und N, da Heliumlinien oft sehr dicht bei Sauerstofflinien liegen, so dass die Sauerstoffh¨aufigkeit bekannt sein sollte, bevor die Heliumh¨ aufigkeit bestimmt wird. Im idealen Fall finden Sie f¨ ur jede Linie eine Elementh¨ aufigkeit, die sowohl die Form als auch die St¨arke der Linie wiedergibt. Es kann aber auch vorkommen, dass die beobachtete Linienform nicht gut durch eine theoretisch berechnete Linie beschrieben wird (z. B. bei M¨angeln in den Verbreiterungsparametern). Dann ¨ sollten Sie versuchen, nicht die Einsenktiefe, sondern die Aquivalentbreite der Linie m¨oglichst gut anzupassen. Halten Sie die Ergebnisse in einem Protokoll fest. Wenn Sie die Plots als Postscript-Dateien gespeichert haben, k¨onnen Sie diese in Ihr Protokoll einbinden. Zusammen mit der .ps-Datei wird jeweils eine .txt-Datei mit gleichem Namen gespeichert, welche die jeweils verwendeten Parameter enth¨alt.

Anhang A

H¨ aufige Fehler • Schwarzes oder dunkles Bild! – Abdeckkappen abgenommen? – Fangspiegelabdeckung entfernt? – Kuppelspalt richtig eingestellt? – Filter auf Okulare aufgeschraubt? • Nicht fokussierbar! – Falscher Zwischenring eingeschraubt? • NGC-MAX – Kabel und Stecker korrekt befestigt? – Teleskop stand bei Initialisierung auf falscher Seite (nicht auf Tischseite im Westen). – Bei Initialisierung falschen Leitstern eingestellt. – Leitstern war bei Initialisierung nicht ¨ostlich des Meridians. – Teleskop zu schnell bewegt. – Im Zweifelsfall neu initialisieren. – Falls NGC-MAX nicht auf Teleskopbewegungen reagiert, u ufen, ob Netzteil auf 9V ¨ berpr¨ steht. • Nachfu ¨ hrung funktioniert nicht! – Eingeschaltet? – Handrad f¨ ur Rektaszension zu locker? Anziehen, aber nicht zu fest! • Deklinationsbewegung geht nicht! – Spindel am Anschlag? • Telrad-Finder funktioniert nicht! – Akku leer? • CCD-Kamera – Kabel richtig verbunden? – Richtiger Zwischenring eingeschraubt? • Die CCD-Bilder lassen sich nicht mehr in CCD-OPS laden! 57

58

¨ ANHANG A. HAUFIGE FEHLER – CCD-Dateien beim Speichern mit FITS-Dateien u ¨berschrieben? Beim Speichern als FITS-Dateien immer die Dateiendung .FIT angeben! Ohne explizite Angabe werden die Bilder stets mit der Dateiendung .ST7 abgespeichert.

Anhang B

Literatur • Instrumente, Beobachtungstechniken – D.S. Birney, Observational Astronomy, Cambridge Univ. Press, 1991 – C.R. Kitchin, Astrophysical Techniques, A. Hilger, 1984 – C.R. Kitchin, Optical Astronomical Spectroscopy, Inst, of Physics Publ., 1995 – D. Ratledge (ed.), The Art and Science of CCD Astronomy, Springer, 1997 • Himmelsobjekte, Sternkarten – R. Burnham jr., Burnham’s Celestial Handbook, Dover, 1979 – J. Herrmann, Drehbare Sternkarte mit Planetenzeiger, Franckh-Kosmos-Verlag – E. Karkoschka, Atlas f¨ ur Himmelsbeobachter, Franckh-Kosmos-Verlag, 2. Aufl., 1989 – W. Tirion, Sky Atlas 2000.0, Sky Publishing, 1981 – W. Tirion, B. Rappaport, G. Lovi, Uranometria 2000.0, Vol. 1+2, Willmann-Bell, 1987/1988 • Jahrbu ¨ cher – H.-U. Keller, Das Kosmos-Himmelsjahr, Franckh-Kosmos-Verlag – T. Neckel, O. Montenbruck, Ahnerts Astronomisches Jahrbuch, H¨ uthig ¨ – Monatliche Ubersichten in den Zeitschriften Sterne und Weltraum und Sky and Telescope • Allgemein – A. Uns¨old, B. Baschek, Der neue Kosmos, Springer, 7. Aufl.,2002 – H.H. Voigt, Abriß der Astronomie, BI Wissenschaftsverlag, 5. Aufl., 1991

59