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Die CCD-Aufnahmen sind zunächst von dem störenden Einfluß des
Ausleserauschens (Dark-0) und wenn nötig dem thermischen Rauschen (Dark-t) zu
befreien. Es ist eine Flatfieldkorrektur durchzuführen sowie Cosmics und
fehlerhafte Zeilen oder Spalten sind per Hand zu eliminieren, wenn abzusehen
ist, daß sie das Ergebnis einer Photometrie verfälschen könnten.
Alle dazu notwendigen Schritte sind in Aufgabe 16 ausführlich erläutert.
Die Korrekturen sind für alle Farbbereiche anzubringen.
Die Bildverarbeitung wird mit dem Programmpaket PCVISTA [11]
durchgeführt. Die Positionen der Sterne auf dem CCD-Bild sind mit der
Routine STARS oder alternativ mit dem Befehl CURSOR zu bestimmen.
Beide Befehle sind in Aufgabe 16 beschrieben. Im Anhang zu dieser Aufgabe
sind zusätzlich die Programme PHOT und GPHOT beschrieben, die eine
Blendenphotometrie bzw. eine Photometrie, bei der eine GAUSSkurve
an das Sternbild angepaßt wird, realisieren. Die Anpassung einer
GAUSSkurve an die abgebildeten Sterne erfordert einen angemessenen
Abbildungsmaßstab (siehe Aufgabe 1) des beobachteten Himmelsausschnitts
auf dem CCD-Chip. Die Seeingscheibchen (siehe Aufgabe 8) der Sterne
sollten eine ausreichende Anzahl Pixel überdecken. Bei schwachen Sternen, also
kleinem Signal-Rausch-Verhältnis, wird in jedem Fall die Blendenphotometrie
vorteilhafter sein. Beide Photometrieprogramme schließen die Subtraktion des
Himmelshintergrundsignals ein.
Die Programme geben relative Helligkeiten der gefundenen Sterne und deren
Fehler aus. Mit Hilfe einer Liste von Standardsternen für das
betreffende Feld können die relativen Helligkeiten über Farbgleichungen
(siehe Aufgabe 8) in -, -, und -Helligkeiten umgewandelt werden.
Aus den Helligkeiten sind die Farbenindizes zu bilden.
Mit Hilfe der Diagramme ZFD und FHD sind die Verfärbung, Entfernung und
das Alter des vorgegebenen Sternhaufens zu bestimmen. Für die Darstellung
der Ergebnisse können im Praktikum vorliegende Programme genutzt werden.
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Juergen Weiprecht
2002-10-29