8.4.1Das Beobachtungsprogramm

Das Photometer wird von einem PC 486 gesteuert. Das Programm UVBYOBS.EXE regelt die Übernahme der Meßdaten, steuert die verschiedenen Meßarten und erlaubt über eine Sofortauswertung eine Einschätzung der Qualität der Messung. Nach dem Start wird eine Liste von Standard- und Programmsternen eingelesen. Nach der Anzeige der Sternzeit gelangt man durch Drücken der Taste $<{\tt Space}>$ in das Hauptmenü. Hier wird zuerst die Anzahl der Meßzyklen pro Messung eingestellt. Bevor ein Stern gemessen wird, erfolgt zunächst eine Messung der Rotationsgeschwindigkeit des Filterrads (Kontrollmessung). Dabei wird die Durchlaufzeit pro Filter sowie das Verhältnis der Durchlaufzeiten aller Filter bezüglich eines Vergleichsfilters bestimmt. Die Verhältnisse sind nahezu eins und müssen bei der Bildung der Farbenindizes berücksichtigt werden. Die Durchlaufzeiten selbst dienen zur Reduktion der Ergebnisse auf eine feste Zeiteinheit. Die Kontrollmessungen sind über die gesamte Zeitdauer der Beobachtungen in regelmäßigen Zeitabständen zu wiederholen. Vor Beginn und nach dem Ende der Beobachtungen wird mit der Option "`Dunkelstrom"' die Zählrate bei unbelichtetem SEV gemessen. Jetzt kann das Teleskop auf einen Standardstern pointiert werden. Der Stern wird zunächst etwas außerhalb der Meßblende positioniert und mit dem Menüpunkt "`Himmel"' der Hintergrund gemessen. Nun wird über den Handschalter der Stern genau in die Blendenmitte gebracht und mit der Option "`Standardstern"' der Meßvorgang ausgelöst. Auf dem Bildschirm werden die Zählraten pro Filter und die Anzahl der schon abgelaufenen Meßzyklen angezeigt. Nach Beendigung der Messung erscheint die mittlere Zählrate für jedes Filter, der relative Fehler des Mittelwerts und das Verhältnis $\sqrt n / \sigma$ in der Anzeige. Der Fehler durch das reine poissonverteilte Photonenrauschen bei der Zählrate $n$ wird mit dem statistischen Fehler $\sigma$ der Einzelmessung ins Verhältnis gesetzt. Ein Wert nahe 1 ist dann zu erwarten, wenn das zusätzliche Rauschen durch die Einflüsse der Erdatmosphäre gering ist. Mit diesen Angaben läßt sich die Güte der Messung abschätzen. Der relative Fehler des Mittelwerts sollte 0,05 nicht überschreiten. Nach der Messung eines Standards gelangt man durch Drücken der Taste $<{\tt Space}>$ automatisch in einen Grafikbildschirm, auf dem die Differenz Standardhelligkeit minus gemessener Helligkeit über der Luftmasse für alle Farben angezeigt wird. So wird man sofort über die Größe der atmosphärischen Extinktion informiert. Damit der Beobachter sofort erkennen kann, wie die Sterne unterschiedlichen Spektraltyps über der Luftmasse verteilt sind, werden sie durch unterschiedliche Farben auf dem Bildschirm dargestellt. Eine gleichmäßige Verteilung ist erforderlich, um systematische Fehler bei der Bestimmung von Farbgleichungen und Extinktion zu vermeiden. Nach der Messung des Sterns kann der Himmelshintergrund erneut gemessen werden. Bei hellen Sternen genügt jedoch eine Messung vor oder nach der Beobachtung des Sterns. Die Suche nach weiteren Standards in einer bestimmten Azimutrichtung wird durch die Option "`Suche nach Extinktionssternen"' unterstützt. Die äquatorialen Koordinaten, Helligkeiten und Farben von Standardsternen in einem vom Beobachter vorgegeben Azimutsektor werden angezeigt. Auch hier werden die Daten entsprechend der Farbe des Sterns angezeigt, um die richtige Auswahl der Sterne im Hinblick auf die Bestimmung der Farbgleichungen zu erleichtern. Das Programm wird mit dem Menüpunkt "`Ende"' verlassen. Das Sichern der Daten auf der Festplatte sowie der Dateiname, unter dem die Beobachtungsdaten abgespeichert werden, wird angezeigt.