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17.2 Auswertung der CCD-Aufnahmen

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 $U$-, $B$-, und $V$-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