Zur Darstellung der Bilder
Beschreibung meiner Arbeitsweise
Astrometrie


Vorbemerkung

Diese Inhalte beziehen sich auf die Zeit von 1995 bis Anfang 2001. Inzwischen hat sich Vieles verändert, die Arbeitsweise mit einer neuen Kamera ist anders geworden, das wichtigste Programm für die Astrometrie gibt es in einer hochentwickelten Windows-Version ( Astrometrica for Windows), und das aktuelle Interesse bei Kleinplaneten liegt bei so lichtschwachen Objekten,dass wissenschaftlich nutzbare Resultate eher selten geworden sind. Dennoch kann man den Texten vielleicht noch manche Anregung entnehmen, daher stelle ich sie hier weiterhin zur Verfügung.
Hamburg,7. Juli 2002


Zur Darstellung der Bilder

Die Bilder werden zunächst im *ast-Format der OES-Software aufgenommen, die Dateien sind im überwiegend verwendeten Binning-Modus 438 KB groß. So werden sie auch auf CD archiviert. Zur Weiterverarbeitung konvertiere ich sie ins *.fit-Format, diese Dateien sind 224 KB groß. Nach Optimierung der Darstellung oder Verarbeitung erfolgt die Abspeicherung als *.jpg mit ca. 8 bis 30 KB, dieses Format ist auf der Homepage zu finden. Bei den RGB-Aufnahmen erfolgt die Addition der 3 gefilterten Bilder vom *fit aus, die Abspeicherung als *bmp und die Darstellung im Web wieder als *jpg.



Beschreibung meiner Arbeitsweise


Nach einem geglückten Einstieg in die CCD-Astronomie 1994 und 1995 mit der LcCCD 14 Kamera von OES habe ich Ende 1995 das Nachfolgemodell LcCCD 14 SC mit einer verbesserten 2-stufigen Kühlung gekauft. Das Aufnahmeinstrument, mit dem ich auch gerne visuell beobachte, ist ein Refraktor mit 15 cm Öffnung und 1200 mm Brennweite auf einer Alt-5 Montierung.
Nun zu den Einzelheiten, dieser Text wurde in ähnlicher Form in der Zeitschrift Sternkieker der GvA Hamburg, 3. Quartal 1997, S.157-158, veröffentlicht.
Die LcCCD14 SC hat eine Chipgröße von 6.4 x 4.8 mm und hat im fast ausschließlich benutzten Binning-Modus 386 x 290 quadratische Pixel von 16.6 mü Größe.
Der Refraktor wird überwiegend im Primärfokus benutzt, das gibt bei 1200 mm Brennweite (f/8) ein Bildfeld von 18.3 x 13.7 Bogenminuten. Damit beträgt die Winkelauflösung 2.8 Bogensekunden. Sterne mittlerer Helligkeit erstrecken sich jedoch fast immer durch athmosphärische Einflüsse über mehrere Pixel, je nach Integrationszeit.
Schwache Sterne belegen jedoch meistens nur ein helles zentrales Pixel sowie schwach die unmittelbaren Nachbarpixel. Gelegentlich wird ein AlanGee Telekompressor eingesetzt, dann hat man f/4.8 und ein Bildfeld von 30.8 x 23.0 Bogenminuten mit einer Auflösung von 4.8 Bogensekunden, oder es wird eine Barlowlinse benutzt.
Bei diesen Winkelauflösungen machen sich bereits die Unregelmäßigkeiten in der Nachführung auch einer guten Montierung bei langen Belichtungen bemerkbar. Beträgt z.B. das Schneckenpendel 12 Bogensekunden, geht ein Stern in Rektaszensionsrichtung über 4 Pixel. Das sieht man. In diesen Fehlerbereich komme ich bei Integrationszeiten ab 2 Minuten. Es gibt aber auch Stellen aud dem Schneckenrad, wo 3 Minuten fehlerfrei laufen.
Die Lösung des Problems wäre eine Nachführkorrektur auf die bekannten Arten (Off-Axis-Guider, Leitrohr, duale Kamera). Es geht aber auch anders, und zwar wieder mit dem bewährten Schiebemitteln der OES-Software. Diese Funktion ist so gut, daß sie noch einmal kurz beschrieben sei: Die Integrationszeit wird so kurz gewählt, daß keine Nachführfehler bemerkbar sind, etwa 60 bis max. 90 Sekunden. Nun wird eine Serie von 10 bis 30 Bildern (oder mehr, wenn man möchte) aufgenommen und abgespeichert. In dieser Zeit kann man z. B. den Himmel mit einem Feldstecher beobachten oder Abendbrot essen. Am nächsten Tag werden die Bilder dieser Serie dann aufaddiert, und zwar paßgenau übereinander. Das Summenbild ist frei von Nachführfehlern, das Rauschen entspricht der Wurzel aus der Gesamtintegrationszeit. Schlechte oder unerwünschte Bilder (z.B. Satellitenspur) können übergangen werden. Eine Skalierung des Bildes läßt dann den Himmelshintergrund so dunkel wie nötig werden.


Praktisches Vorgehen:

Dunkelstromaufnahmen mit verschiedenen Integrationszeiten und verschiedenen Temperaturen habe ich in einer Bibliothek abgelegt. Die Bilder sind stets aus 10 Aufnahmen gemittelt und werden nur in mehrwöchigen Abständen erneuert. Die Temperaturregelung der Kamera ist auf 1° oder besser stabil, ich gehe allerdings nicht an die maximale Grenze. Unter 0° Außentemperatur wird eine Chiptemperatur von -30° eingestellt, bis 10° -25°, darüber -20°. Die Kühlung muß dann nicht ständig laufen. Probleme mit dem Dunkelstrom habe ich so nicht, obwohl oft frische Dunkelbilder empfohlen werden. Diese gehen dann aber zu Lasten der Beobachtungszeit! ( 10 x 180s, 10 x 120s, 10 x 60s, usw....).
Flatfieldbilder mache ich jetzt mit einem glatten großen Stück aus weißem Schaumgummi, welches an der Hüttenwand befestigt und mit einer kopfverspiegelten 25W Glühbirne indirekt beleuchtet wird. Auch hier ist eine Archivierung möglich, aber für jede geänderte optische Konfiguration bracht man ein eigenes Bild. Nur bei der Okularprojektion empfiehlt sich ein aktuelles Flatfield.
Die Einstellung des gewünschten Himmelsausschnittes erfolgt grob über die Teilkreise und fein über einen Flipspiegel. Ist das Objekt zu schwach, um visuell erkannt zu werden, hilft eine Probeaufnahme von 60 sec und anschließendes Nachzentrieren. Bei noch schwächeren Objekten oder nicht von Sternen unterscheidbaren Kleinplaneten hilft ein vorbereiteter Ausdruck aus GUIDE 5.0 mit dem markierten CCD-Gesichtsfeld. Nun kann man nach den Feldsternen einstellen und dann lange belichten bzw. die Serie starten.
Die Fokussierung erfolgt grob mit dem Okular im Flipspiegel, welches durch Verschieben homofokal zum Chip eingestellt wurde und festgeschraubt im Flipspiegel verbleibt. Die Feinfokussierung erfolgt mit einem Stern 1. bis 2. Größe und 1 s Integrationszeit. Dann tritt Blooming auf, und den Bloomingstreifen kann man bei hohem Zoom so schmal wie möglich einstellen ( eine helle Pixelreihe und eine schwache rechts und links daneben ).
Die in CCD-Astronomy und Interstellarum beschriebene Methode mit Erzeugung eines Beugungsstreifens mittels einer Leiste vor dem Objektiv funktioniert auch gut, erfordert aber wieder einige Handgriffe mehr.
Tauschutz: Bestens bewährt hat sich eine 60 cm lange Taukappe aus einer Isoliermatte fürs Camping. Diese ließ sich leicht zuschneiden und wurde auf Stoß zusammengenäht (Klebeband hielt nicht lange). Die Kappe ist extrem leicht und läßt sich auf jede gewünschte überstehende Länge verschieben. Die Idee stammt nicht von mir, ich habe sie in einer Zeitschrift gelesen, weiß aber nicht mehr wo. Möglicherweise aus elektrostatischen Gründen sammelt sich Tau oder Rauhreif nur auf der Kappe. Nach Beobachtungsende wird sie in eine Ecke gestellt und trocknet von allein.

Grenzgröße:

Mit 30 min aufsummierter Integrationszeit kann ich Sterne von 19 bis 20 m gerade noch erkennen (15 cm Öffnung!). Sinnvoll messen kann man z.B. noch Kleinplaneten von 17 m bei 15 min Integrationszeit.

22.5.2001



Astrometrie


Dieser Text wurde in ähnlicher Form in der Zeitschrift Sternkieker der GvA Hamburg, 4. Quartal 1997 S.211-212, veröffentlicht sowie im 4. Rundbrief der Fachgruppe Kleine Planeten der VdS März 1998. Zwischenzeitlich sind derartig viele neue Kleinplaneten erfaßt und ausreichend vermessen worden, dass Astrometrie mit 15 cm Öffnung wissenschaftlich kaum noch sinnvoll ist. Aus „Spaß an der Freude“ kann jedoch mit der folgenden Methodik noch gearbeitet werden. Es geht um eine Beschreibung der praktischen Arbeit geben, die Theorie wird nur kurz gestreift.

Einleitung
Ein weiteres Arbeitsgebiet neben der Aufnahme von Planeten und Deep-Sky-Objekten mit der CCD-Kamera ist die Beobachtung von Kleinplaneten. Hier lassen sich auch die Zeiten mit weniger günstigen Beobachtungsbedingungen nutzen wie Mondlicht, schlechte Durchsicht oder schlechtes Seeing. Es werden laufend neue Kleinplaneten entdeckt und bei vielen sind durch Beobachtungen die Bahnelemente noch zu verbessern. Weiterhin ändern sich auch viele Bahnen durch Begegnung mit großen Planeten. Es besteht also Beobachtungsbedarf. Ich verwende dafür einen 15cm Refraktor mit 1200 mm Brennweite und die OES-Kamera LcCCD14SC. Beobachtungsort ist das MPC Observatorium 631 in Hamburg.

Methodik
Die Astrometrie mittels CCD-Kamera und PC beruht auf dem Vergleich des aufgenommenen Himmelsgebietes mit den Daten eines ausreichend tiefen Referenzsternkataloges, früher der Guide-Star-Catalogue mit Sternen bis 15 mag, jetzt der USNO-A20. Diese Aufgabe leistet hervorragend das Programm „Astrometrica“ von Herbert Raab aus Österreich, welches ich seit 1995 verwende. Es ist als Shareware für ca. 50,--DM erhältlich und enthält eine umfangreiche deutsche und englische Anleitung. Eine aktuelle Vorstellung findet sich in Sky and Telescope, August 1997. Ein weiteres Programm ist „CCD-Astrometry“ von John Rogers. Die CCD-Aufnahme wird mit einem etwa gleich großen Ausschnitt aus dem dem Referenzkatalog in Form einer Sternkarte auf dem Monitor verglichen und 5 bis 12 Referenzsterne identifiziert und per Mausklick zugeordnet. Die Abweichung der Position der selbst aufgenommenen Sterne vom Katalog beträgt im Durchschnitt 0.1“ bis 0.3“, sie wird vom Programm angezeigt. Abweichungen über 1“ sollen nicht toleriert werden, hier könnte ein Doppelstern oder eine falsche Zuordnung vorliegen. Bezüglich der Helligkeit ist eine hochgenaue Fotometrie nicht möglich, zur Orientierung kann man diese jedoch mit messen. Nach Zuordnung der Referenzsterne wird das zu messende Objekt nach Abzug der Hintergrundhelligkeit bezüglich Position und Helligkeit vom Computer mit diesen verglichen und die Werte als Rektaszension und Deklination sowie Mag ausgegeben. Das Gesichtsfeld der Kamera beträgt 18.3‘ x 13.8‘, die Auflösung mit 386 x 290 Pixel beträgt 2.8“/Pixel. Da das Programm aus dem Bild eines Sterns oder Kleinplaneten, welches sich seeingbedingt über mehrere Pixel erstreckt, den Lichtschwerpunkt ermittelt, können Positionsgenauigkeiten in oben angegebener Größe erreicht werden. Zu kurze Brennweiten, bei denen Licht eines Sterns nur auf ein Pixel fällt, sind zu vermeiden.

Praktische Vorgehensweise
Vor einem Beobachtungsabend werden 4 bis 5 Kleinplaneten ausgewählt. Diese sollten zu gegebener Beobachtungszeit günstig am Himmel stehen, da 2 Aufnahmen im Abstand von ein bis zwei Stunden angefertigt werden. Die Helligkeit für mein Instrument sollte 17 mag nicht unterschreiten und es sollte ein wissenschaftliches Interesse an dem Objekt bestehen (Listen des Minor Planet Center, lange nicht beobachtete KPL,Folgebeobachtungen bei Neuentdeckungen).
Von den voraussichtlichen Positionen werden dann mit GUIDE Aufsuchkarten angefertigt, in denen das CCD-Gesichtsfeld eingerahmt ist. Am Abend wird als erstes die Uhrzeit im Aufnahme-PC mit der Funkuhr sekundengenau gestellt, dann die Kamera eingeschaltet und auf Betriebstemperatur (minus 20 bis 30 Grad, je nach Außentemperatur) gebracht. Dann folgt der Anschluß ans Teleskop über einen Flipspiegel und mittels eines hellen Sterns die exakte Fokussierung. Bei ausreichender Dunkelheit wird dann konventionell über Teilkreise das erste Zielgebiet eingestellt und im Flipspiegel mit der ausgedruckten Karte verglichen. Dabei ist die Ost-West-Vertauschung zu beachten. In der Regel sind einige Sterne bis 11 mag im Gesichtsfeld vorhanden, welche die Identifizierung des Zielgebietes und die Feineinstellung ermöglichen. Der Kleinplanet selbst ist im allgemeinen schwächer und visuell nicht sichtbar! Sollten keine Sterne erkennbar sein (schlechte Sicht, niedrige Deklination, sternarme Gegend), wird eine kurz belichtete Probeaufnahme von 60 sec nötig und mit deren Hilfe die Position nachjustiert. Ob eine Computersteuerung der Montierung dieses Ziel komfortabler erreicht, muß noch ausprobiert werden. Mir scheint der Aufwand nur noch zu wachsen.
Nun wird die eigentliche Aufnahme mit 5 x 60 sec belichtet, die Addition und Auswertung erfolgt am nächsten Tag. In gleicher Weise werden nun die anderen Sternfelder mit den voraussichtlichen Positionen der Kleinplaneten aufgenommen. Bleibt noch Zeit, kann man sich mit einer Deep-Sky-Aufnahme erholen. Nach mindestens ein bis zwei Stunden wird jedes Gesichtsfeld ein zweites Mal aufgenommen. Diese Bilder werden zur Identifizierung der bewegten Objekte mit dem Blinkkomparator in Astrometrica gebraucht. Übliche Geschwindigkeiten zeigen einen Kleinplaneten dann im selben Gesichtsfeld an etwas veränderter Position(Ausnahme: nahe und damit extrem schnelle KPL). Gelingt eine Zweitaufnahme nicht, kann an einem späteren Abend das gleiche Feld noch einmal aufgenommen werden, der KPL ist dann auf einer Aufnahme zu sehen und auf der anderen nicht. Ersatzweise verwende ich auch bei fehlender Zweitaufnahme einen Vergleichsausschnitt aus „REAL SKY“ (Digitale Himmelsaufnahmen bis 20 mag auf CD-ROM). Damit kann man aber nicht blinken, weil eine andere Aufnahmebrennweite verwendet wurde.

Auswertung
Am nächsten Tag werden zunächst die Summenbilder mit der Funktion Schiebemitteln der OES-Kamerasoftware erstellt und sekundengenau die zeitliche Aufnahmemitte bestimmt(Ende des 5. Bildes minus Anfang des 1. Bildes geteilt durch 2) Es ist nicht nur die reine Integrationszeit zu berücksichtigen, sondern auch die Transferzeit zum Rechner. Bei immer gleicher Vorgehensweise reduziert sich dieser Schritt auf die Addition einer konstanten Zeit.
Bei Verwendung von OES-Kameras müssen die Bilder im FITS-Format für das Astrometrica abgespeichert werden, SBIG kann direkt gelesen werden. Nun wird mittels Blinkkomparatorfunktion der KPL identifiziert und gemessen, die genaue Vorgehensweise findet sich in der Programmanleitung. Das Resultat wird in 3 verschiedenen Dateien abgespeichert. Eine davon heißt C-REPORT (computerized report), und diese kann bei vernünftigen Resultaten an das Minor Planet Center per E-Mail übermittelt werden. Das MPC ist sozusagen das Rechen- und Dokumentationszentrum der Internationalen Astronomischen Union für Kleinplaneten und Kometen und befindet sich in Cambridge, MA in den USA. Im Internet sind dort zahlreiche Informationen erhältlich, auch zum Einstieg in die Astrometrie, und es gibt Listen mit Kleinplaneten, deren Beobachtung erwünscht ist. Verfügt man über einen festen Standort und übermittelt man häufiger astrometrische Daten ans MPC, bekommt man einen „Observatory Code“ in Form einer dreistelligen Nummer zugeteilt und wird in die Liste der Kleinplanetenbeobachter aufgenommen.

Grenzgröße
Die erreichbare Helligkeit, die noch sinnvolle Messungen erlaubt, liegt für 15cm Öffnung bei ca. 17 mag. Es sind zwar noch schwächere Sterne erkennbar, aber das Signal ist für eine Messung zu schwach. Variabel ist dieser Wert durch die Bewegung des KPL am Himmel, abhängig von seiner Bahnlage und insbesondere durch den Abstand von der Erde. Im Gegensatz zu Deep-Sky-Objekten kann die Integrationszeit nicht beliebig verlängert werden, da der KPL dann eine Strichspur über zu viele Pixel verursacht. Ab einer gewissen Strichspurlänge kann das Astrometrica wohl auch keinen eindeutigen Lichtschwerpunkt mehr ermitteln. Dieses Problem betrifft besonders die Erdkreuzer, wo dann das Lichtsammelvermögen größerer Öffnungen zum Zuge kommen muß.

Ausblick
Die Astrometrie mit der CCD-Kamera und einem guten Programm für den PC ist ein vielseitiges und erfolgversprechendes Arbeitsgebiet. Mit gleicher Methodik wie bei den KPL lassen sich auch Kometen untersuchen, die Auswahl geeigneter Objekte ist naturgemäß kleiner. Für den Einsteiger ist zu empfehlen, sich zunächst in ein entsprechendes Astrometrieprogramm einzuarbeiten und dann mit Aufnahmen gut bekannter und nicht zu schwacher Kleinplaneten zu beginnen, die Auswahl kann z.B. mit GUIDE erfolgen. Das MPC nimmt auch Messungen gut bekannter und heller Objekte an, eine Anleitung ist auf der Homepage zu finden. Allmählich kann man dann zu schwierigeren Objekten vordringen.

22.5.2001


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