Home

Astronomie und Spektroskopie - Astrophysik Kiel

Contents

1. Fan Enabled Active GOD Y Active Imagine CCD Setup Resolution mode Auto Non ABG streak removal No Y Vertical N binning f Tracking GCD Setup Active Tracking COD Internal M Resolution mode Auto hd r General Reuse dark frames No Response factor 3000 00 al Abbildung 3 1 Setup Men f r die Kamera Als n chstes rufen Sie das Setup Men Abb auf und aktivieren die K hlung der Ka mera indem Sie Temperature Regulation auf Active setzen Achten Sie darauf dass unter Fan der L fter ebenfalls angeschaltet ist Enabled Sie m ssen au erdem bei Setpoint die Temperatur angeben auf die der Chip heruntergek hlt wird Sie sollte nicht mehr als etwa 30 C unter der Umgebungstemperatur liegen Thermometer ist im Metallschrank Die in der Statuszeile hinter Temp angegebene K hlleistung in Klammern hinter der Temperatur 3 3 DAS PROGRAMM CCDOPS 17 sollte w hrend der Beobachtungen bei etwa 75 bis 85 und nie dar ber liegen da die Chip temperatur sonst nicht ausreichend konstant gehalten wird Nachdem Sie die Einstellungen vorgenommen haben best tigen Sie dies durch Klicken der OK Taste Au erdem sollten Sie im Men Misc Telescope Setup unter Observer Name Ihre Namen oder den Namen Ihrer Gruppe eingeben Diese werden dann automatisch in allen Aufnahmen gespeichert und Sie k nnen so immer feststel
2. OY 20 lt 2 217 225 H oo MI CMM D nn CI t 0000 00000 x 0 2 3 Ls a L x 0 15 H 1 2 L 3 0 1 E L 4 gt L 4 40 05 H L M id j E 7000 7500 8000 8500 Position Angstroem Abbildung 4 7 Linienidentifikation f r hochaufgel ste Spektren F Took 1 a des PEE T lo 1 Oy ost e en q q O e on Q Q St Q is t 50 DD o E x LE Ez v Bar L 4 F H L 4 L 4 S gt 0 1 d L _ z J A L I L 8000 8500 9000 Position Angstroem Abbildung 4 8 Linienidentifikation f r hochaufgel ste Spektren Kapitel 5 Datenverarbeitung F r die Auswertung der bei den Beobachtungen gewonnenen Daten steht in Raum LS15 159 ein Linux PC zur Verf gung Dieser Computer ist in das lokale Netzwerk des Instituts f r Theoretische Physik und Astrophysik eingebunden Der Rechnername lautet ganymed Als Betriebssystem ist auf dem Praktikumscomputer ein SuSE Linuz installiert In der Regel ist der Rechner ausgeschaltet und muss zun chst gestartet werden Danach m ssen Sie sich am System anmelden Sie erhalten die Benutzerkennung und das Passwort von den Betreuern des Praktikums Sie d rfen diese unter keinen Umst nden notieren oder an Dritte weitergeben Nachdem Sie die Arbeit beendet haben melden Sie sich ab Fahren Sie den Rechner n
3. dere im kurzwelligen Bereich bereitet Ihnen die geringe Blau Empfindlichkeit des CCD Chips 56 KAPITEL 6 AUFGABEN Sternhaufen RA Dec NGC 2099 05 52 18 r32 33 12 NGC 1960 05 36 18 34 08 24 NGC 6910 20 23 12 40 46 42 Tombaugh 5 03 47 48 59 03 00 IC 4996 20 16 30 37 38 00 NGC 663 01 46 09 61 14 06 Berkeley 62 01 01 00 63 57 00 NGC 7654 23 24 48 61 35 36 NGC 381 01 08 19 61 35 00 Tabelle 6 2 M gliche Kandidaten f r die Photometrie an einem offenen Sternhaufen Probleme siehe Kap 3 4 2 Auf der anderen Seite ist es sehr wichtig dass Sie die Aufnah men nicht berbelichten also den linearen Bereich des CCD Chips nicht verlassen siehe Kap 6 2 Allerdings kann es sinnvoll sein in Kauf zu nehmen dass einzelne sehr helle Sterne berbelichtet sind damit Sie eine gro e Anzahl schwacher Sterne in die Auswertung aufnehmen k nnen Die Statistik im Farben Helligkeits Diagramm wird durch eine gro e Zahl von weniger hellen Sternen dominiert Aufgrund der individuellen Eigenschaften des optischen Systems Optik CCD Sensor Filter hat jede Beobachtungsserie zun chst ihr eigenes Farbsystem Die im Filterrad der SBIG ST 8XME Kamera eingesetzten RGB Filter unterscheiden sich z B von dem in der Photometrie sonst eingesetzten UBV System von Johnson Die Transformation zwischen diesen Systemen ist allerdings in sehr guter N herung linear so dass sich die gemessenen Helligkeiten mit
4. e Die Genauigkeit l sst sich noch steigern indem man mehrere Flatfields aufnimmt und diese sp ter mittelt Quanteneffizienz 400 500 600 700 800 900 1000 Wellenl nge nm Abbildung 3 3 Quanteneffizienz des CCD Fotosensors KAF 1603ME 3 4 2 Farbaufnahmen Wie schon in Kapitel 3 3 3 beschrieben werden f r Farbbilder drei unterschiedliche Aufnah men mit rotem gr nem und blauem Filter gemacht Diese Bilder liefern die Intensit ten in den verschiedenen Farbkan len die es m glich machen daraus ein farbiges Gesamtbild zusammenzusetzen Selbstverst ndlich geht dabei die detaillierte Farbinformation also das tats chliche Spektrum der detektierten Photonen verloren Dennoch ist es m glich auf die se Weise Bilder zu erzeugen die von unserem Auge als farbig wahrgenommen werden Das liegt daran dass das menschliche Auge ebenfalls die Intensit ten in den drei Farbkan len aufzeichnet die dann vom Gehirn wieder zu einem Gesamtfarbeindruck zusammengesetzt werden 3 4 SPEZIELLE HINWEISE 23 Wenn Sie vorhaben mit einer CCD Aufnahme ein photorealistisches farbiges Abbild zu erzeugen m ssen Sie darauf achten dass die in den einzelnen Farbkan len aufgenommenen Intensit ten denen entsprechen die ein menschliches Auge bei ausreichend langer Integra tionszeit wahrnehmen w rde In der Regel haben CCD Chips eine mehr oder weniger stark von der Wellenl nge der eintreffenden Photonen abh ngige Quanteneffizienz siehe
5. Dort erscheint dann der MIDAS eigene Prompt Midas 001 gt Die Zahl hinter Midas wird laufend hochgez hlt und gibt daher die Anzahl der von Ihnen eingegebenen Befehle wieder Sie k nnen auch hier die gewohnten UNIX Befehle eingeben indem Sie diesen das Zeichen voranstellen Falls Sie z B die Dateien im aktuellen Ver zeichnis angezeigt bekommen m chten geben Sie folgendes ein Midas 001 gt 15 Midas besitzt einen eigenen Befehlsinterpreter der eine Vielzahl von Befehlen kennt Durch Eingabe von help k nnen Sie sich einen knappen berblick ber die m glichen Befehle machen Eine genaue Beschreibung der Funktionsweise eines bestimmten Befehls erh lt man durch Anh ngen des Befehls an das Kommando help F r die Hilfe zum Befehl plot schreibt man also Midas 002 gt help plot MIDAS Befehle bestehen immer aus zwei mit einem getrennten Worten wie beispielsweise plot row Dabei ist plot das eigentliche Kommando w hrend man das Anh ngsel row als Qualifier bezeichnet Es beeinflusst die Interpretation des Befehls plot Neben dem Quali fier row gibt gt f r das Kommando plot auch den Qualifier col Im ersten Fall wird eine bestimmte Zeile eines Bildes als Diagramm ausgegeben im zweiten Fall eine Spalte Wenn Sie Hilfe zu einem Kommando samt Qualifier ben tigen geben Sie die gesamte Befehlsfolge hinter help an Also z B Midas 003 gt help plot row 8 3 MIDAS 39 Bei den meisten Befehlen verlangt
6. Effekte wieder In der Praxis realisiert man Flatfields entweder durch die Aufnahme des hellen D mmer ungshimmels Sky Flats oder durch eine gleichm ig beleuchtete Fl che vor dem Fern rohrobjektiv Dome Flats Die Sky Flats liefern i A bessere Resultate haben aber den Nachteil dass sie nur in einem verh ltnism ig kurzen Zeitraum w hrend der Abend oder Morgend mmerung aufgenommen werden k nnen Dome Flats lassen sich hingegen jederzeit herstellen weisen aber leichte Helligkeitsschwankungen verursacht durch die Richtungscha rakteristik des einfallenden Lichts auf Im Praktikum k nnen Dome Flats mit Hilfe eines Halogenscheinwerfers mit dem man eine wei e Fl che an der Kuppelinnenwand anstrahlt gewonnen werden Folgendes ist bei der Aufnahme von Flatfields zu ber cksichtigen 22 KAPITEL 3 DIE CCD KAMERA e Grunds tzlich sind bei jeder CCD Beobachtung Flatfields aufzunehmen e Flatfields und die dadurch zu korrigierenden Himmelsaufnahmen m ssen mit exakt derselben optischen Konfiguration aufgenommen werden D h zwischen den Aufnah men darf der CCD Kopf nicht verdreht oder aus dem Okularauszug entfernt werden e Das bedeutet auch dass mit jedem der verwendeten Filter ein eigenes Flatfield aufge nommen werden muss e Das Flatfield sollte stark belichtet aber keinesfalls berbelichtet sein Die Belichtungs zeit muss so gew hlt werden dass die Pixel Helligkeitswerte im Bereich von 10 000 bis 30000 ADU aufweisen
7. Modus befunden hat nicht unbedingt die der ausgew hlten Position Das Verfahren wird f r die rechte Seite des Spektrums wiederholt Aus den Angaben berechnet das Programm den Rotationswinkel alpha gibt ihn aus und korrigiert die Spektren Das korrigierte Sternspektrum wird zur Best tigung an gezeigt bevor der n chste Korrekturschritt beginnt MIDAS_01 graph_0 vlcrot bdf 93590 uara sPpruw oce Pixel value y 8 g X D 8 400 Position zuryar reef MIDAS_01 display_0 Abbildung 5 4 Kalibrationsspektrum zur Korrektur der Gitterausrichtung unten Hel ligkeitsverteilung auf dem CCD Chip oben Querschnitt durch den ausgew hlten y Achsenwert 2 Schritt Korrektur der Gitterausrichtung Scherung Das Kalibrationsspektrum erscheint im display Fenster Abb 4 unten In der Regel wird das Spektrum schr g auf dem CCD abgebildet In diesem Fall zeichnet die Stellung des Eintrittsspalts zum Gitter des Spektrographen verantwortlich f r den Effekt Um ihn zu korrigieren muss nun hnlich der Rotations Korrektur eine Spektrallinie ausgew hlt und ihre Position oben und unten am Bildrand angegeben werden Bei Linksklick im display Fenster wird diesmal ein Querschnitt in x Richtung im graphic Fenster angezeigt Abb 5 4 oben 5 3 MIDAS 47 Auch hier wird das Ergebnis am Beispiel des Kalibrationsspektrums zur Kontrolle an gezeigt nachdem der Scherwinkel beta berechnet und ausgegeben worde
8. Pixel value A amp 8 5 g amp amp Ei g 3 amp 5 g 100 Position Sean MIDAS 01 display Abbildung 5 3 Sternspektrum zur Korrektur der Kameraausrichtung unten Hellig keitsverteilung auf dem CCD Chip oben Querschnitt durch den ausgew hlten x Achsenwert Man wird zun chst aufgefordert m glichst weit links der Bildmitte die Koordinaten des Intensit tsmaximums anzugeben Das display Fenster bietet Ihnen die M glichkeit die Pixelwerte f r bestimmte Positionen zu ermitteln indem Sie den Mauscursor an eine Position in das Fenster fahren Unten links im display Fenster erscheint dann eine Zeile mit den entsprechenden Daten Zus tzlich wird bei einem Linksklick auf eine Position im display Fenster ein Querschnitt durch den ausgew hlten x Achsenwert im graphic Fenster Abb 3 oben angezeigt Die gestrichelte Linie zeigt den gew hlten y Wert an So l sst sich die Mitte des Peaks sehr genau bestimmen sofern das Spek trum an der gew hlten Stelle noch gut zu erkennen ist und nicht nahezu im Rauschen verschwindet Mit der rechten Maustaste wird das Cursor Programm beendet und man kehrt ins Eingabefenster zur ck Hier muss nun die gew hlte Position als Zahlentupel durch ein Komma getrennt angegeben werden Achtung im Displayfenster werden die Koordinaten der Position angezeigt an der sich der Cursor beim Verlassen des Cursor 46 KAPITEL 5 DATENVERARBEITUNG
9. a hen ua ee 3 Die CCD Kamera 3 1 Aufbau und Inbetriebnahme 3 2 Auffinden und Einstellen von Objekten 2 2 22 nn nennen 3 3 Das Programm 3 3 1 Initialisierung 3 32 so kos f orae re ae Dede m 3 3 3 Aufnahme von Bilden 3 3 4 Bildanalyse und Bildbearbeitung 3 3 5 Automatische Nachf hrung mit dem Tracking CCD 3 3 6 Beenden der Beobachtung 3 4 Spezielle 3 4 1 Aufnahme von Flatfields 3 4 2 Farbaufnahmen 3 4 3 3 4 4 Automatischer 4 Spektroskopie 4 1 Der SBIG Stellar Spectrograph 4 2 Aufbau des Spektrographen 4 3 Einstellung des Spektrographen 4 4 Aufnahme von Sternspektren 4 4 1 Auffinden und Einstellen des Sterns 2 2 2 2 22mm nenn 4 4 2 Aufnahme des S N E N EI H E El ga Ea E E E E E ER iv INHALTSVERZEICHNIS 4 4 3 5 Datenverarbeitung 5 1 Einf hrung mi UNIX uk d sacs a Sex ae a dns Deine EL
10. aber nicht die Klemmschraube berfordern e Niemals das Verbindungskabel CCD Kamera Netzger t im Betrieb unterbrechen e Nach der Beobachtung das CCD kontrolliert wieder aufw rmen lassen Stromver sorgung mindestens 1 Minute nach Deaktivierung der K hlung aufrechterhalten Bei h heren Aufentemperaturen ist das CCD zu Beginn der Beobachtung auch nur schrittweise herabzuk hlen 4 KAPITEL 1 ALLGEMEINES 1 4 Kriterien f r die Scheinvergabe Zur Erlangung des Praktikumsscheins sollten die folgenden Aufgaben erfolgreich absolviert und im Protokoll dokumentiert sein die Durchf hrung der visuellen Beobachtungen Aufsuchen von Objekten Bestimmung des Gesichtsfeldes und Absch tzung des Aufl sungsverm gens der Trockenversuch Messungen an der CCD Kamera Ausleserauschen Linearit t und Dunkelstrom 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 gend klare N chte vorhanden sind eine hochaufgel ste Planeten oder Mondaufnahme im Cassegrainfokus oder in Okularprojektion 1 5 Protokoll Das Protokoll zu jedem Versuch sollte unbedingt enthalten Bei allen Beobachtungen Messungen und Auf
11. ap00t24000g40k2 ap00t25000g30k2 ap00t25000g35k2 ap00t25000g40k2 ap00t26000g30k2 ap00t26000g35k2 ap00t26000g40k2 or press Enter to use ap00t18000g30k2 dat ap00t19000g35k2 dat Start wavelength 4041 360 5017 770 A press Enter to keep 4300 4266 4041 360 5017 770 A press Enter to keep 4400 4269 End wavelength FWHM 0 5 Radial velocity RV of synthetic spectrum km s 5 11 Turbulence velocity VTURB km s 15 IMODE 0 normal mode 2 You may change the chemical abundances These are the current settings only hydrogen and contiunuum 0 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 m251t 5 KURUCZMODEL ap00t19000g35k2 dat OBSERV bd_33 FWHM 0 5 IMODE 0 RV 11 VTURB 15 STARTWAVE 4266 dat dat dat dat dat dat dat dat 62 KAPITEL 6 AUFGABEN ENDWAVE 4269 Save plot as ps file y n Hier wird angenommen dass 19000 und logg 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 ufigkeit geringer als solar ist Sie k nnen f r die Berechnung des synthetischen Spektrums die H ufi
12. dass die Lichtkurve aus ca 50 bis 100 Datenpunkten zusammengesetzt werden kann Vor Einstellen der Belichtungszeit ist zu pr fen dass der ver nderliche Stern auf dem CCD nicht in den S ttigungsbereich gelangt Vor Beginn der Aufnahme muss die automatische 6 2 VERSUCHSBESCHREIBUNGEN 57 Nachf hrung aktiviert sein damit der Stern stets auf dieselbe Stelle der CCD Kamera zu liegen kommt Dies erleichtert die sp tere Auswertung erheblich Zur Durchf hrung der Aufnahmeserie verwendet man zweckm igerweise die Autograb Funktion so dass ohne Unterbrechung die Aufnahmen in gleichem Zeitabstand durchgef hrt werden k nnen das ist zwar nicht unbedingt notwendig erleichert aber die sp tere Auswer tung ebenfalls Abgesehen von gelegentlichen Kontrollen ob die Nachf hrung 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 hrend der Aufnahmeprozedur nirgendwo gegen sto en kann Vor den Aufnahmen oder nach Beendigung der Serie m ssen Flatfields aufgenommen werden Name RA 2000 Dekl 2000 Periode Mag Typ CC And 00 43 480 42 1656 300 9 5 9 8 p dSct AD CMi 0752471 4013551 257 91 94 V RR Lyr SZ Lyn 0809358 44 28 19 2 54 9 1 9 6 V RR Lyr VZ 0840522 094928 4 7 7 2 7 9 V RR Lyr EH Lib 1458559 005653 2 07 09 5 10 0 RR Lyr DH Peg 221525 064929 6 0
13. genaue Informationen ber den betrachteten Sternhaufen einholen Insbesondere ben tigen Sie eine Aufsuchkarte cluster chart die es Ihnen erm glicht die tats chlichen Mitglieder des Sternhaufens zu identifizieren und somit Vorder und Hintergrundsterne auszuschlie en Unter chart form haben Sie die M glichkeit sich den in Ihren Aufnahmen sichtbaren Bereich anzeigen zu lassen Achtung Verglichen mit den cluster charts sind Ihre Aufnahmen in der Regel verdreht und unter Umst nden gespiegelt Sehr n tzlich ist auch die Einstellung einer visuellen Mindesthelligkeit cut off magnitude um sehr schwache Sterne die auf ihren Aufnahmen nicht erscheinen von der Darstellung auszuschlie en Haben Sie eine gute Darstellung gefunden sollten Sie die Abbildung ausdrucken der Drucker in Raum LS15 159 hat den Namen puck und auf diesem Ausdruck das Gesichtsfeld Ihrer CCD Aufnahme einzeichnen Nach diesen Vorarbeiten k nnen Sie das Programm phot prg wie oben angegeben starten Im Wesentlichen sind folgende Arbeitsschritte notwendig um aus den Sternfeldaufnahmen ein Farben Helligkeits Diagramm zu erzeugen 1 Flatfield Korrektur der Aufnahmen 2 Positionsvermessung der Sterne in einer Aufnahme 3 Bestimmung des Versatzes zwischen den beiden Aufnahmen 4 Integration der Fl sse f r die ausgew hlten Sterne 5 Umrechnung der Messdaten ins UBV Filtersystem 6 Darstellung als Farben Helligkeits Diagramm Das Programm phot prg arbeitet diese S
14. glichst grofen Bereich des Spektrums zu erfassen und die darin auftretenden Absorptionslinien bestimmten Elementen zuzuordnen Die Leuchtkraftklassen unterscheidet man hingegen anhand der Breite und Tiefe der Spektrallinien Daf r ist eine h here spektrale Aufl sung notwendig Der im Praktikum verwendete SBIG Spektrograph besitzt dazu zwei Gitter mit unterschied licher Dispersion Bei Aufnahmen in niedriger Dispersion sollten Sie das Spektrum etwa im Bereich zwischen 3600 bis 10000 abbilden Warum In hoher Dispersion k nnen Sie 58 KAPITEL 6 AUFGABEN mit einer Aufnahme einen Wellenl ngenbereich von etwa 1600 abbilden F r diese Auf nahmen bieten sich unterschiedliche Bereiche an z B 3600 5200 4000 5600 oder 5400 6000 berlegen Sie sich vorher welcher Bereich f r Ihre Zwecke geeignet ist Um den richtigen Bereich einzustellen ben tigen Sie die Vergleichsspektren der Kalibrationslam pe in den Abbildungen 4 314 8 Zum Pflichtprogramm in diesem Teil des Praktikums geh ren die folgenden Aufgaben e Spektroskopie von Sternen verschiedener Spektraltypen von bis M in niedriger Di spersion e Spektroskopie von Sternen desselben Spektraltyps mit verschiedenen Leuchtkraftklas sen von I bis V in hoher Dispersion e Spektroskopie von mindestens 3 Sternen mit unbekannter MK Klassifikation in nied riger und hoher Dispersion diese sollen Sie selbst ndig anhand der von Ihnen ge wonnenen Spektr
15. wenn man vor der Bedientafel des Steu erger ts steht Diese Ausrichtung ist f r die Einjustierung von entscheidender Bedeutung weil es bei der deutschen Montierung im Prinzip m glich ist den selben Stern auf zwei unterschiedliche Arten anzupeilen Aktivieren Sie nun am NGC MAX den Betriebsmodus MODE ALIGN STAR Mit Hilfe der UP DOWN Tasten k nnen Sie durch die Liste der m glichen Eichsterne bl ttern W hlen Sie einen Stern stlich des Meridians fahren Sie ihn mit dem Teleskop an und stellen Sie ihn im Hauptfernrohr m glichst mittig ein Benutzen Sie daf r das Fadenkreuzokular Je sorgf ltiger Sie hierbei sind desto leichter wird sp ter das Auffinden von Objekten mit Hilfe des NGC MAX Achten Sie darauf dass das Tele skop nicht zu schnell bewegt wird da die Encoder sonst die Positionsinformation verlieren 10 KAPITEL 2 DIE STERNWARTE MODE iz unm LATE JMI Abbildung 2 2 Bedienfeld des NGC MAX k nnen In diesem Fall erscheint eine Fehlermeldung und die Einjustierung muss wiederholt werden Dr cken Sie die ENTER Taste wenn alles in Ordnung ist Bei richtiger Einstel lung des NGC MAX erscheint kurz die Zeile WRAP 0 im Display Achtung Falls der NGC MAX f lschlicherweise auf die Montierung GQ german equatorial statt GP german perfect eingestellt ist siehe Kap 2 5 3 erwartet er einen zweiten Eichstern zur Kalibration 2 5 2 Die wichtigsten Betriebsmodi Nach erfolgreicher Ein
16. 0 5 83 130 36 2010 88 38 e Lyr 18 44 8 43940 5 0 6 1 2 63 354 6 2010 1725 Lyr 1844 4 39 37 5 24 5 5 2 38 77 47 2010 724 3 Aql 19 48 7 1149 6 14 6 9 1 4 108 1992 y Del 2046 7 16 07 4545 5 9 05 265 3 2010 3249 C Aqr 2228 8 0001 4 3 4 5 2 16 170 1 2010 486 7 Tabelle 6 1 Liste von Doppelsternen zur Bestimmung des Aufl sungsverm gens 54 KAPITEL 6 AUFGABEN Teil B Systemeigenschaften der CCD Kamera ST 8XME Vorbereitung Kapitel 3 ohne die Abschnitte 3 3 5 informieren Sie sich ber CCD Fotosensoren Ausleserauschen Dunkelstrom Bias Hot Pixel Bei dem CCD der ST 8XME Kamera handelt es sich um den Typ KAF 1603ME siehe Kap mit 1530 x 1020 1560600 unabh ngigen Detektoren Pixel Die A D Aufl sung betr gt 16 Bit was 65536 Helligkeitsstufen entspricht Zur Bestimmung der Pixelwerte emp fiehlt sich die Histogrammfunktion im Men Display des Programms CCDOps B1 Bias und Ausleserauschen Readout noise Nehmen Sie ein Dunkelbild dark frame mit einer Belichtungszeit auf die so kurz ist dass der Dunkelstrom vernachl ssigbar ist etwa 0 12 sec e Wie sieht das Bild aus Gibt es schlechte Pixel e Wie gro ist das Rauschen e Wie verteilen sich die Pixel auf die Helligkeitswerte Histogramm B2 Dunkelstrom Dark current Erzeugen Sie lang belichtete Dunkelbilder 1 min bis 10 min f r verschiedene Tempera turen im Bereich zwischen 0 C und 25 C und notieren Sie sich die mittler
17. Abb 3 3 Daher sollten Sie darauf achten dass Sie eine der CCD Quanteneffizienz angepasste Belich tungszeit f r die einzelnen Filter w hlen Ein anderer Weg w re bei der Zusammensetzung der Bilder die Intensit ten mit entsprechenden Faktoren zu multiplizieren Allerdings f hrt das zu schlechteren Resultaten weil das Signal zu Rausch Verh ltnis der aufgezeichneten Bilder bei gleich langer Belichtungszeit und unterschiedlicher Quantenausbeute verschieden ist 1 0 0 8 gt 2 0 6 2 5 c 0 4 Wl H 0 2 0 400 500 600 700 800 Wellenl nge nm Abbildung 3 4 Transmissionskurven des RGB Filtersatzes Neben der unterschiedlichen Farbempfindlichkeit des CCD Chips sollten Sie auch die Trans missionscharakteristik der verwendeten Farbfilter ber cksichtigen Wie Sie in Abbildung B 4 sehen k nnen liegt die maximale Durchl ssigkeit bei allen drei Farben bei etwa 90 der einfallenden Intensit t Allerdings unterscheiden sich die Breiten der Wellenl ngenbereiche in denen das Licht durchgelassen wird Selbst wenn Sie diese Effekte bei der Wahl der Belichtungszeit beachten werden Sie dennoch feststellen dass Ihre Farbaufnahme sich zum Teil deutlich von den Aufnahmen desselben Objekts unterscheidet die Sie z B im Internet finden k nnen Das liegt dann zu einem gro en Teil daran dass Sie die Rayleigh Streuung in der Erdatmosph re nicht ber cksichtigt haben Dies f hrt zu einer starken Untersch tzung der In
18. Ausrichtung des Teleskops erfolgt ganz analog zu der in Kapitel dargelegten Weise Der einzige wesentliche Unterschied besteht darin dass Sie den Tracking CCD anstelle des Imaging CCDs verwenden Die Einstellung des Klarfilters entf llt da das Filterrad bei der Installation des Spektrographen abgeschraubt wurde siehe 2 Erscheint der Stern auf den Aufnahmen des Tracking k nnen Sie mit der genauen Plat zierung vor dem Spalt beginnen Dazu schalten Sie die Spaltbeleuchtung am Spektrographen an kleiner Kippschalter auf der Unterseite und versuchen dann das Bild der Sternscheibe mit dem Spalt in Deckung zu bringen Mit dem Dimmer der sich ebenfalls auf der Untersei te des Spektrographen befindet k nnen Sie die Helligkeit der Spaltbeleuchtung regulieren was insbesondere bei schwachen Sternen zweckm ig ist Der Stern sollte m glichst mittig auf dem Spalt liegen Vergessen Sie nicht die Spaltbeleuchtung nach erfolgreicher Justage wieder abzuschalten sie berlagert sich sonst dem Sternspektrum bei der Aufnahme und macht diese unbrauchbar 30 KAPITEL 4 SPEKTROSKOPIE 4 4 2 Aufnahme des Sternspektrums Die Breite des Spektrums senkrecht zur Dispersionsrichtung ist durch die Ausdehnung ent lang des Spalts bestimmt Bei Sternen ist dies das Seeingscheibchen Im Allgemeinen ergibt sich hieraus keine zus tzliche Information so dass es sinvoll ist die Pixel in dieser Richtung zusammenzufassen engl Binning Dies verk rzt die
19. Eine weitere sehr n tzliche Taste die das Eingeben von Befehlen erheblich erleichtert ist die TAB Taste Damit lassen sich Befehle vervollst ndigen wenn Sie deren Anfangsbuchstaben eingegeben haben Midas Skripte wie z B die im Praktikum verwendeten Skripte phot prg und spec prg ruft man duch zwei vorangestellte Symbole auf Die Endung prg kann weggelassen werden Midas 007 00 phot Manche Skripte ben tigen wie auch die Midas Kommandos Parameter die Sie direkt beim Aufruf angeben k nnen z B Midas 008 00 phot Mlv Mlvff Mlb Mlbff Mit den Befehlen bye oder quit beenden Sie die Midas Sitzung 40 KAPITEL 5 DATENVERARBEITUNG 5 3 2 Wichtige Befehle und Datenstrukturen MIDAS unterscheidet bei Dateien zwischen Aufnahmen die als Dateien mit der Endung bdf f r bulk data frames abgespeichert werden und Tabellen mit der Endung tbl Das Standardformat f r Beobachtungsdaten in der Astronomie ist allerdings das FITS Format siehe Kap 5 2 Diese m ssen von MIDAS mit dem Befehl indisk fits eingelesen und in eine BDF Datei umgewandelt werden Soll z B die FITS Datei messier001 fit ins BDF Format konvertiert werden lautet der Befehl Midas 001 indisk fits messier001 fit messier001 Dabei wird die Endung bdf automatisch hinzugef gt Bei der Auswertung der Aufgaben ist es allerdings in der Regel nicht n tig die Dateien von Hand zu konvertieren weil das die verwendeten Skripte automatisch erledigen Ne
20. Enter to end changes 6 2 VERSUCHSBESCHREIBUNGEN 63 The following relative solar abundances will be used ABUND 6 0 04 ABUND 16 0 1 Press c to change or Enter to use them Please wait vorgenommen werden hnliche Effekte k nnen auch bei anderen Linien und Elementen auftreten Schluss Auf die oben beschriebene Weise finden Sie bitte m glichst nicht nur mit einer Linie die H ufigkeiten von He C N O Mg Si Am besten bestimmt man zuerst die H ufigkeiten von O und N da Heliumlinien oft sehr dicht bei Sauerstofflinien liegen so dass die Sau erstoffh ufigkeit bekannt sein sollte bevor die Heliumh ufigkeit bestimmt wird Im idealen Fall finden Sie f r jede Linie eine Elementh ufigkeit die sowohl die Form als auch die St rke 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 ngeln in den Verbreiterungsparametern Dann sollten Sie versuchen nicht die Einsenktiefe sondern die quivalentbreite der Linie m glichst gut anzupassen Halten Sie die Ergebnisse in Ihrem Protokoll fest Wenn Sie die Plots als Postscript Dateien gespeichert haben k nnen 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 lt Vergleichen Sie die Elementh ufigkeiten mit denen von Napiwotzki et a
21. Midas nach zus tzlichen Parametern Bei plot row ist es z B erforderlich den Dateinamen einer Bilddatei und die darzustellende Zeile anzugeben So tippen Sie Midas 004 gt plot row meinbild 20 ein wenn Sie die 20 Zeile des Bildes meinbild darstellen m chten Wird kein absoluter Pfad bei der Angabe von Dateinamen eingegeben bezieht Midas den Dateinamen auf das aktuelle Arbeitsverzeichnis wie es der Befehl pwd ausgibt Sie k nnen dieses Verzeichnis wechseln indem Sie z B Midas 005 gt change dir B Spektren eingeben um ins Unterverzeichnis B Spektren zu gelangen Keinesfalls soll man cd statt change dir benutzen Beachten Sie au erdem dass bei Datei und Verzeichnisnamen Gro und Kleinschreibung eine Rolle spielen obwohl es bei den Befehlen diesbez glich keine Un terscheidung gibt Durch Bet tigen der Enter Taste ohne zuvor eine Befehl einzutippen erh lt man eine bersicht ber die letzten 15 eingegebenen Befehlszeilen Im Fall der obigen Befehlsfolge also Midas 001 gt 1s Midas 002 gt help plot Midas 003 gt help plot row Midas 004 gt plot row meinbild 20 Midas 005 gt change dir B Spektren Durch Eingabe der Befehlsnummer l sst sich die Befehlszeile unver ndert wiederholen z B w rde Midas 006 gt 1 das Kommando 1s ausf hren Falls Sie hinter der Nummer eine Punkt eingegeben wird die Zeile dargestellt aber nicht sofort ausgef hrt so dass Sie noch die M glichkeit haben Sie zu ver ndern
22. Sie hierbei auf die amerikanische Art der Datumsdarstellung in der Reihenfolge Monat Tag Jahr MM DD YYYY MODE GUIDE 2 5 DIE EINSTELLHILFE NGC MAX 11 Dieser Modus hilft Ihnen dabei ein zuvor mit MODE CATALOG ausgew hltes Ob jekt mit dem Teleskop anzusteuern Ist dieser Modus mit ENTER aktiviert worden erscheint im Display eine Gruppe von Zahlen und Symbolen z B M001 58 791 Das K rzel ganz links bezeichnet das anzusteuernde Objekt und die beiden Zahlen geben an um wieviel Grad die gegenw rtige von der gesuchten Ausrichtung des Tele skops abweicht Wenn Sie das Teleskop entlang der Stundenachse drehen ndert sich die erste Zahl und entsprechend bei der Deklinationsachse die zweite Zahl Die Pfeile sagen Ihnen in welche Richtung sie drehen m ssen Um das Teleskop auf das entspre chende Objekt auszurichten m ssen Sie die beiden Zahlen zu null bringen Haben Sie sich bis auf 10 der Objektposition gen hert springt die Anzeige im Display auf eine genauere Darstellung um z B 9 5 f r 9 5 Die Symbole A und V zeigen dabei wieder die Richtung an in der Sie sich auf die null zubewegen Exakt auf das Ob jekt ausgerichtet ist das Teleskop wenn in der Anzeige hinter dem Objektk rzel die Symbolfolge 000 000 erscheint MODE IDENTIFY In diesem Modus kann der NGC MAX die Kataloge nach dem Objekt durchsuchen das bei der gegenw rtigen Ausrichtung des Teleskops zu sehen sein m sste Man w hlt zun chst einen Katalog aus
23. an welches die Stundenachse bewegt Das Festklemmen der Stundenachse erfolgt 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 glicherweise nur sehr schwer wieder l sen l sst Die Deklinationsachse ist senkrecht am oberen Ende der Studenachse angebracht und besitzt eine Schwalbenschwanzf hrung zur Aufnahme des Teleskopes Die Grob und Feinbewegung der Deklination wird ber einen pr zise gefr sten Trapezgewindespindeltrieb vorgenommen Auch hier ist ein Schrittmotor fest mit der Spindel verbunden Die Tangentialklemmung an der Deklinationsachse wirkt ebenfalls als Rutschkupplung Die grobe Ausrichtung des Teleskops wird von Hand vorgenommen Dabei l st man das Handrad und die Tangentialklemmung so dass sich das Teleskop frei schwenken l sst Hat 5 6 KAPITEL 2 DIE STERNWARTE man die gew nschte Position etwa angepeilt werden beide Achsen ausreichend festgestellt 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 der Deklinationsachse festgezogen darf das Teleskop nicht mehr von Hand bewegt werden Ein vollst ndiges Feststellen der Kupplung an der Stundenachse ist nicht m glich Dies w rde zu Sch den an der Schneckenwelle f hren Die Feinjustage des Teleskops wird mittels eines Handtasters vorgenomme
24. des Programms CCDOps angesteuert Wenn Sie sich als Prak tikumsbenutzer auf dem Notebook angemeldet haben Benutzerkennung und Passwort er halten Sie vom Betreuer starten Sie das Programm CCDOps durch einen Doppelklick auf das entsprechende Symbol auf dem Desktop Die folgenden Abschnitte bieten eine kurze Einf hrung in das Programm CCDOps Detaillierte Informationen finden sich im CCDOps User Guide in gedruckter Form in der Notebook Tasche oder unter http www sbig com pdffiles CCDOps User Guide Nov 2003 pdf im Internet Haben Sie etwas Geduld es dauert unter Umst nden etwas l nger bis die Datei auf Ihrem Computer geladen wird 3 3 1 Initialisierung Die Verbindung zur Kamera wird hergestellt indem man auf das Symbol mit dem K rzel EstLnk klickt Alternativ k nnen Sie auch die Tastenkombination Strg K dr cken oder im Men Camera den Punkt Establish COM Link ausw hlen In der Statuszeile rechts am unte ren Fensterrand sollte dann unter anderem die Statusinformation Link ST 8 USB angezeigt werden Falls eine Fehlermeldung erscheint die angibt dass der Verbindungsaufbau fehlge schlagen ist berpr fen Sie noch einmal alle Leitungen und Stecker darauf ob Sie richtig angeschlossen und fest verbunden sind Schauen Sie auch im Men Misc Graphics Comm Setup ob als Schnittstelle f r die VerbindungUSB eingestellt ist ST 7 8 Camera Setup x Cooling Temperature Reeulation Active Setpoint 0 00
25. ein paar Sterne ausw hlen und mit den entsprechenden Sternen in der V Aufnahme identifizieren Es wird dann automatisch der mittlere Versatz zwischen beiden Aufnahmen berechnet Als n chstes ermittelt das Programm die scheinbaren Helligkeiten der ausgew hlten Sterne F r die Integration wird man aufgefordert einen Blendenradius einzugeben Der voreinge stellte Radius betr gt 10 Pixel und wird beim Dr cken der Enter Taste ausgew hlt Die Ergebnisse der gemessenen V und B Helligkeiten werden tabellarisch im Konsole Fenster angezeigt Es kann vorkommen dass bei einzelnen Sternen Probleme bei der Integration auftreten Sie erkennen das daran dass in der entsprechenden Zeile eine Fehlermeldung anstelle der Ergebnisse erscheint Notieren Sie sich die Nummern der betreffenden Sterne und starten Sie das Programm erneut um diese aus der Auswahl zu l schen Achtung Bei jedem L schvorgang verschiebt sich die Nummerierung Daher sollten Sie die L schliste von hinten abarbeiten Das mit der ST 8XME Kamera mitgelieferte Filterrad mit RGB Filtern siehe Abb entspricht nicht dem in der Photometrie blicherweise verwendeten UBV System Daher m ssen die Daten transformiert werden Die Transformation der photometrischen Daten von verschiedenen Filtersystemen ist in sehr guter N herung linear Sie geben daher eine Auswahl von Eichsternen mit den bekannten V bzw B Helligkeiten ein Sie k nnen die betreffenden Sterne im cluster chart anklicken und erhal
26. eine kurze Testbelichtung wie in Kapitel 3 3 3 beschrieben durch um zu sehen ob das gew nschte Objekt auch tats chlich auf den CCD Chip abgebildet wird Die Belichtungszeit f r diese Testaufnahmen liegt typi scherweise im Bereich einiger Sekunden bis maximal einer halben Minute dann sollten selbst schwache Nebel grob zu erkennen sein Um die Photonenausbeute bei den Testaufnahmen zu erh hen sollte man den Klarfilter verwenden und erst bei der richtigen Aufnahme den gew nschten Farbfilter einstellen Falls Sie wiederholt feststellen dass Objekte die im Leitfernrohr mittig erscheinen nicht auf den CCD Chip abgebildet werden sollten Sie unbedingt die Parallelit t der Fernrohre berpr fen Versuchen Sie nun das Objekt ungef hr in die Mitte des CCD Gesichtsfeldes zu bringen Beachten Sie dabei dass Sie in der schnellen Einstellung des Handtasters siehe Kap innerhalb von zwei Sekunden das Gesichtsfeld des CCD Chips verlassen Es bietet sich daher an die Vorlaufbewegung auf die geringste Geschwindigkeitsstufe zu stellen Um schwache Objekte die nicht im Leitfernrohr zu sehen sind einzustellen muss man mit Hilfe von Umgebungssternen Aufsuchkarte bzw m glichst genauer Sternatlas die gesch tzte Position so gut wie m glich im Leitfernrohr positionieren und dann mit Hilfe von Testaufnahmen wie oben beschrieben die Umgebung absuchen 16 KAPITEL 3 DIE CCD KAMERA 3 3 Das Programm CCDOps Die Kamera wird mit Hilfe
27. in dem NGC MAX suchen soll z B ST Sterne R Rote Sterne Doppelsterne OC offene Sternhaufen GC Kugelsternhaufen GX Ga laxien NB Nebel PN Planetarische Nebel Danach kann man eine Grenzhelligkeit angeben um diejenigen Objekte auszusortieren die von ihrer scheinbaren Helligkeit her von vornherein nicht in Frage kommen Nach dem Dr cken der ENTER Taste zeigt NGC MAX das Objekt an das der aktuellen Position am n chsten ist und gleichzeitig die eingegebenen Bedingungen erf llt Erf llt keines der gespeicherten Objekte diese Bedingungen wird das erste Objekt im jeweiligen Katalog angezeigt z B FOUND M001 Eine ausf hrlichere Anleitung f r den NGC MAX in der auch die anderen Betriebsmodi und deren Anwendung beschrieben werden liegt im Metallschrank in der Sternwarte 2 5 3 Grundeinstellungen Hier sollte normalerweise nichts ver ndert werden Nur bei Verdacht einer fehlerhaften Kon figuration des NGC MAX sollten die Einstellungen bergepr ft und gegebenenfalls zur ck gestellt werden Die Standardeinstellung lauten SCOPE GP SCROLL 5 CHART SA AZ 16000 AL 16000 Alternativ kann f r die Montierung statt GP german perfect d h eingenordete deutsche Montierung auch GQ german equatorial d h nicht perfekt genordete deutsche Montie rung gew hlt werden In diesem Fall muss die Kalibrierung des Teleskops allerdings mit zwei Eichsternen durchgef hrt werden 12 KAPITEL 2 DIE STERNWARTE Kap
28. nicht sehr zahlreichen klaren N chte in Kiel optimal zu nutzen wird zwischen den Gruppen eine Priorit tenreihenfolge vereinbart die in der Regel w chentlich wechselt n heres siehe Kapitel 1 2 2 KAPITEL 1 ALLGEMEINES Vor der Durchf hrung selbst ndiger Beobachtungen sind f r jede Gruppe vier Einweisungen durch die Betreuer des Praktikums erforderlich 1 Benutzung von Sternwarte Teleskop und NGC Max 2 Umgang mit der CCD Kamera 3 Installation und Einsatz der CCD Kamera am Teleskop 4 Verwendung der CCD Kamera am Spektrographen Mit Ausnahme von Punkt 2 finden alle Einf hrungen auf der Sternwarte statt Es liegt in der Verantwortung der Praktikanten sich bei absehbar klarem Wetter mit den Betreuern in Verbindung zu setzen und einen Termin zu vereinbaren Dabei sollte beachtet werden dass eine Einf hrung nur dann gegeben wird wenn der vorherige Beobachtungsteil bereits abgeschlossen wurde Da die Zahl der klaren N chte in Kiel begrenzt ist sollte m glichst jede klare Nacht genutzt werden H ufig ist die Zahl der klaren N chte w hrend der Vor lesungszeit nicht ausreichend daher k nnen meist sogar m ssen Beobachtungen auch in der vorlesungsfreien Zeit bis zum Beginn der Vorlesungszeit des n chsten Semesters durch gef hrt werden Das hei t auch dass der Praktikumsschein normalerweise nicht mit Ende der Vorlesungszeit erh ltlich ist Allgemeine Informationen zum Praktikum sowie einige n tzliche Weblinks finden
29. sich auch auf der Homepage des Instituts f r Theoretische Physik und Astrophysik unter http www astrophysik uni kiel de 1 2 Priorit tenregelung Die Gruppe mit der h chsten Priorit t siehe Kalender ist verpflichtet daf r zu sorgen dass jede klare Nacht zum Beobachten genutzt wird Dabei spielt es keine Rolle ob die Nacht von der Gruppe selbst in Anspruch genommen wird oder die Gruppe ihre Priorit t weiter gibt Um die Planung einer Beobachtungsnacht zu erleichtern gilt der folgende verbindliche Ablaufplan f r die Gruppe mit der h chsten Priorit t e Gutes Beobachtungswetter direkte Beobachtung Wetterdienste nein bis 18 00 im Kalender vermerken dass keine Beobachtung stattfindet ja Gruppenmitglieder kontaktieren e Gruppe verf gbar mindestens zwei max ein Gruppenmitglied darf fehlen ja bis 18 00 im Kalender zusagen falls eine Einf hrung ben tigt wird bis 18 00 beim HiWi melden bei einer Einf hrung m ssen alle Gruppenmitglieder da sein nein bis 18 00 Absage im Kalender 1 Gruppensprecher der Gruppe mit n chst niedrigerer Priorit t telefonisch in formieren 2 falls selbst Gruppe niedrigster Priorit t zus tzlich zum Eintrag in den Ka lender E mail an den Verteiler Anruf beim HiWi 1 3 SICHERHEITSHINWEISE 3 1 3 Sicherheitshinweise 1 Allgemein e Niemals Gewalt anwenden e Achtung Dunkelheit Nicht den Kopf sto en nicht von der Leiter fallen gut fest halten nicht ber
30. 1 1 H 1 o 500 1000 1500 M 4000 6000 Fosition Position Angstroem 0 1 8000 Abbildung 5 6 Links Spektrum zur Wellenl ngenkalibration in niedriger Dispersion mit zwei ausgew hlten Linien vergleiche Abb 1 3 Rechts Kalibriertes Sternspektrum zur Kontrolle und oder Nachkalibration Zur Kontrolle wird das skalierte Sternspektrum im graphic Fenster angezeigt Abb 6 rechts Anschlie end wird eine automatische Identifikation der Absorptionslinien durch gef hrt Dazu m ssen Sie als Parameter Schwellwerte f r Linientiefe und breite ange ben Linien mit einer geringeren Tiefe und oder gr eren Breite werden von der Suche ausgenommen Versuchen Sie einige der identifizierten Absorptionslinien zuzuordnen Je nach Spek tralklasse sollten Sie einige typische Linien wie z B die Balmerserie erkennen k nnen Sie k nnen dann anhand der von ihnen zugeordneten Linien das Sternspektrum noch mals feinjustieren Dies geschieht auf die oben beschriebene Weise diesmal allerdings nutzen sie die Absorptionslinien des Sternspektrum anstelle der Kalibrationslinien der Hg Ar Lampe Dieser Schritt kann solange wiederholt werden bis Sie mit dem Er gebnis zufrieden sind Es ist allerdings zu bedenken dass die erreichbare Genauigkeit durch die Pixelgr e und die spektrale Aufl sung des Spektrographen beschr nkt ist vgl Tab 5 3 MIDAS 49 6 Schritt Flusskorrektur und Auswahl des darzustellenden Berei
31. 32 Pixel value log rel Flux Pixel value log rel Flux 1 5 0 5 1 5 0 5 KAPITEL 4 SPEKTROSKOPIE T TN a T d xm T l lo 7 T T 3 eG a8 Qiu _ 38 ge S 3 B xoc 2 2 oM on Ullmann ud M N N 1 N N N N N N J 4000 6000 8000 Position Angstroem Abbildung 4 3 Linienidentifikation f r niedrigaufgel ste Spektren oo qu xo Odo mMM 3500 4000 4500 Position Angstroem Abbildung 4 4 Linienidentifikation f r hochaufgel ste Spektren 4 4 AUFNAHME VON STERNSPEKTREN 4358 3 5769 6 5790 7 gt Pixel value log rel Flux e E a 4500 5000 5500 Position Angstroem Abbildung 4 5 Linienidentifikation f r hochaufgel ste Spektren 11 T T Ba aw TE Dao cd E o LE 88 P p x L E 0 8 u L t L a 0 6 L L Z3 04 u gt L D L 02r A E 0 L N N N 6000 000 6500 Position Angstroem Abbildung 4 6 Linienidentifikation f r hochaufgel ste Spektren 34 KAPITEL 4 SPEKTROSKOPIE 5 o oed de T bw T 0 0 25 F CR eX
32. 8 9 3298 V RR Lyr CY Aqr 223747 01321 1 28 10 6 11 5 B RR Lyr BS 2348458 080844 4 45 9 410 0 B RR Lyr Tabelle 6 3 Ver nderliche Sterne In Tabelle sind einige geeignete ver nderliche Sterne aufgef hrt Aufsuchekarten zur Verifikation ob der gew nschte Ver nderliche auch wirklich im Gesichtsfeld steht befin den sich im Stahlschrank in der Kuppel Mit diesen Karten kann auch der Ausschnitt so gew hlt werden dass gen gend Vergleichssterne mit aufgenommen werden Der CCD Gesichtsfeldausschnitt ist durch das eingezeichnete Rechteck wiedergegeben RC Fokus Bei der Auswahl eines geeigneten Ver nderlichen orientiere man sich an Sternzeit und Rektaszen sion und vergewissere sich dass der Stern w hrend der gesamten folgenden Periode gen gend hoch ber dem Horizont steht Teil E Aufnahme von Sternspektren Vorbereitung Kapitel 4 und In diesem Versuch lernen Sie Sterne anhand ihrer Spektren voneinander zu unterscheiden Sie sollten sich daher mit den Grundlagen der Spektralklassifikation nach Morgan und Keenan MK Klassifikation vertraut machen Eine gute Informationsquelle finden Sie im Internet unter http nedwww ipac caltech edu level5 Gray frames html Wesentlich f r die MK Klassifikation ist die Einteilung in Spektralklassen Buchstaben O A M mit arabischen Ziffern und Leuchtkraftklassen r mische Ziffern F r die Unterscheidung der Spektralklassen ist es sinnvoll einen m
33. AS Skript phot prg verwendet Bevor Sie dieses jedoch aufrufen sollten Sie sicherstellen dass sowohl ein display Fenster als auch ein graphic Fenster vorhanden sind Andernfalls m ssen Sie diese erzeugen siehe Kap 5 3 2 Au erdem m ssen alle Aufnahmen auch die flat fields bereits mit Hilfe der dark frames auf den Dunkelstrom korrigiert und ins FITS Format konvertiert worden sein siehe Kap 3 3 4 42 KAPITEL 5 DATENVERARBEITUNG Das Skript zur Erstellung des Farben Helligkeitsdiagramms wird folgenderma en aufgerufen 00 phot V Aufnahme V ff B Aufnahme B ff Ergebnis Positionen Eichsterne Die bergabeparameter sind V Aufnahme Aufnahme des Sternhaufens mit Gr nfilter visuell V ff Flatfield mit Gr nfilter B Aufnahme Aufnahme des Sternhaufens mit Blaufilter B ff Flatfield mit Blaufilter Ergebnis Name f r Ergebnisdateien ohne Endung Positionen Tabelle der Sternauswahl optional default v tbl Eichsterne Tabelle der Eichsterne optional default eich tbl Die beiden letzten Parameter sind optional und dienen dazu die Datenreduktion wiederholen zu k nnen ohne s mtliche Daten nochmals eingeben zu m ssen Die Tabellen f r die Stern auswahl und die Eichsterne werden beim ersten Aufruf des Programms interaktiv erstellt Sie k nnen dann ggf bei erneuten Durchl ufen korrigiert werden Bevor Sie jedoch die Datenanalyse starten ist es unumg nglich dass Sie unter http www univie ac at webda complete_name html
34. Auf Spalten greift man ber den Namen mit vorangestelltem oder die Nummer mit vorangestelltem zu Eine spezielle Zeile referenziert man mit der entsprechenden Zeilennummer und einem davor Will man also z B die Zeilen 1 10 der ersten Spalte in der Tabelle ngc654 lesen so lautet der Befehl Midas 010 read tab ngc654 1 01 010 oder falls die erste Spalte den Namen lambda hat Midas 011 read tab ngc654 lambda 01 010 Auch bei Tabellen kann die Endung des Dateinamens tb1 weggelassen werden Detaillierte Informationen ber die Art der Daten die in einer Tabelle abgelegt sind erh lt man mit dem Kommando shov tab also z B f r die Tabelle ngc654 Midas 012 show tab ngc654 Dieser Befehl gibt unter anderem die Anzahl der Zeilen und Spalten aus sowie die Namen der Spalten und das Datenformat Tabellen lassen sich auch in Bilddateien umwandeln sofern die Spalten numerische Daten enthalten Die Befehle dazu lauten conv tab oder copy ti je nachdem wie die Konversion durchgef hrt werden soll Auch der umgekehrte Weg ist m glich Mit copy it k nnen die Intensit ten aus einer Bilddatei in eine Tabelle kopiert werden 5 3 3 Photometrie Im Praktikumsversuch Farben Helligkeits Diagramm eines Sternhaufens siehe Kap 6 2 werden mit Hilfe der CCD Kamera fotografische Aufnahmen also zweidimensionale Inten sit tsverteilungen eines offenen Sternhaufens aufgenommen Zur Auswertung dieser Daten wird das MID
35. Auslesezeit erheblich Im CCDOps Programm ist im Men Camera Setup siehe Abb unter Resolution die Option 1x N zu w hlen Hiermit werden N Pixel in vertikaler Richtung d h senkrecht zur Dispersions richtung zu einem Pixel zusammengefasst N kann auf verschiedene Werte gestellt werden allerdings sollte der Wert nicht gr fer sein als die vertikale Ausdehnung des Sterns im Spalt F r Sterne liegen die Werte typischerweise im Bereich von N 2 bis N 4 Die eigentliche Aufnahme starten Sie dann ber das Men Grab siehe Kap und Abb 3 2 Dort legen Sie die wesentlichen Aufnahmeparameter wie z B die Belichtungszeit fest und klicken auf OK Typische Belichtungszeiten f r Sternspektren liegen im Bereich von 30 Sekunden bis zu einigen Minuten Sie h ngen sowohl von der Helligkeit des betrachteten Sterns als auch vom verwendeten Gitter ab In hoher Dispersion sind deutlich l ngere Belich tungszeiten erforderlich um ein gleich gutes Signal zu Rauschen Verh ltnis wie in niedriger Dispersion zu erzielen F r l ngere Belichtungszeiten kann der Tracking Chip der ST 8XME Kamera zur automa tischen Nachf hrung Selfguide verwendet werden siehe Kap 3 3 5 Die Kalibrierung der Nachf hrung kann in diesem Fall allerdings nur mit dem Tracking CCD durchgef hrt werden Zus tzlich bietet es sich an beim Nachf hren die Option Track to the cursor zu verwenden Damit ist es m glich die Position des Sterns mit dem Cursor anzugeben und ih
36. Hilfe von Eichsternen mit bekannten Helligkeiten ins UBV System berf hren lassen siehe Kap 5 3 3 Eine Auswahl m glicher Beobachtungskandidaten finden Sie in Tabelle Ausf hrliche Informationen zu einer Vielzahl von offenen Sternhaufen gibt es unter http www univie ac at webda complete_name html Hier erhalten Sie unter anderem Aufsuchkarten cluster charts aller in Tabelle einge tragenen Objekte Sie sind f r die Identifizierung der Mitglieder des jeweiligen Sternhaufens notwendig siehe Kap 5 3 3 D2 Lichtkurve eines ver nderlichen Sterns Als Alternative zu Praktikumsversuch D1 kann auch die Lichtkurve eines ver nderlichen Sterns bestimmt werden Klassen von pulsierenden Ver nderlichen mit sehr kurzen Perioden von etwa 0 05 bis 1 2 Tagen sind die RR Lyrae und die Scuti Sterne jeweils benannt nach ihren Prototypen Die Ableitung der Lichtkurve erfolgt mittels relativer Photometrie Es werden ber min destens eine ganze Periode verteilt direkte Aufnahmen im V Band des ver nderlichen Sterns gemacht Im gleichen Gesichtsfeld sollte sich mindestens ein besser zwei konstan ter Stern von ungef hr vergleichbarer Helligkeit befinden Bei der Auswertung wird dann die Helligkeit des Ver nderlichen stets relativ zum Vergleichsstern gemessen und durch die Auftragung dieses Helligkeitsunterschieds in Abh ngigkeit von der Zeit die Lichtkurve dar gestellt Es sollten mindestens so viele Aufnahmen durchgef hrt werden
37. Institut f r Theoretische Physik und Astrophysik Christian Albrechts Universit t zu Kiel Physikalisches Praktikum f r Fortgeschrittene Teil Astronomie und Spektroskopie Aktuelle Semesterinformationen Wintersemester 2010 2011 Abgabetermin f r die Protokolle 31 M rz 2011 Kontakt Name Zimmer Telefon e mail Institut privat Tobias Illenseer 139 880 5110 0431 2202736 tillenseG astrophysik uni kiel de Ileane V Hinz 142 880 5111 0178 8046036 ivhinz astrophysik uni kiel de Kuppel 880 4124 Dokument wurde am 10 November 2010 erstellt Inhaltsverzeichnis 1 Allgemeines 1 1 Ablauf und Ziele des Praktikums 1 2 Priorit tenregelung 1 3 Sicherheitshinweise 1 4 Kriterien f r die Scheinvergabe L5 Protokoll u a a hen wi aan we Kerner Variante 2 Die Sternwarte 2 1 Die Kuppel 2 ko scu dodo au 2a a ar ahead 22 Montier ng wu ne Bee een 2 3 Steuerger t und Nachf hrung 24 Telesk p 2 xxx Rd Rhe RE E xe esr keit 2 4 1 Wechsel des 2 5 Die Einstellhilfe NGC MAX 2 0 1 Bin unt s sc secre neer end Abe 2 5 2 Die wichtigsten Betriebsmodi 2 9 3 Grumdeinstellimgen 4 wa onm Sa u
38. Kabel stolpern e Im Zweifelsfalle Betreuer fragen Bei Sicherheitsproblemen und Dingen die f r sehr wichtig gehalten werden zur Not auch nachts anrufen 2 Betreten und Verlassen der Sternwarte e Aufent r beim ffnen immer gut festhalten e Nicht ber das Gel nder klettern und auf dem Dach herumlaufen Stolpergefahr wegen nichtbeleuchteter Blitzableiter e Checkliste auf Kuppelinnent r beachten Nachf hrung aus Spindel mittig Te leskop fest in Zenitlage und abgedeckt Kuppel zu und in Default Stellung Logbuch Eintrag 3 Teleskop e Teleskop ffnungen stets abdecken wenn Kuppelspalt ge ffnet oder geschlossen wird e Teleskop stets festhalten wenn die Klemmungen gel st werden e Bei der Kuppeldrehung darauf achten dass sich das Kabel f r den Spaltantrieb nicht um das Teleskop verheddert e Sternzeit nie verstellen Bei Verdacht auf falsche Einstellung Eintrag ins Logbuch und Betreuer informieren e Darauf achten dass die Spindel sich nicht zu weit aus der Mittenlage entfernt e Klemmungen nicht zu fest anziehen gerade das Handrad kann sehr schwer zu l sen sein wenn es vorher zu fest angezogen wurde e Bei Sonnenbeobachtung Auf festen Sitz des Sonnenfilters achten Leitrohr und Sucherfernrohr m ssen abgedeckt sein Das Hauptrohr darf zur Projektion des Sonnenbildes ohne Objektivfilter nicht verwendet werden 4 CCD Kamera e CCD Kamera stets fest in die richtige Okularsteckh lse klemmen
39. Messung ist durch zuf hren f r den RC Fokus mit 42 mm Okular am Hauptfernrohr und f r das 15 mm Okular am Leitfernrohr e Es sind jeweils mindestens drei Messungen vorzunehmen und der statistische Fehler zu ermitteln e Warum sollte ein Stern in der N he des Himmels quators gew hlt werden e Wie wirkt sich die Brennweite des Okulars auf die Gr e des Gesichtsfeldes aus A3 Bestimmung des Aufl sungsverm gens Das Aufl sungsverm gen des optischen Systems soll durch Beobachtung enger Doppelster ne bestimmt werden Dazu sind geeignete Doppelsterne aus Tabelle zu w hlen und zu beobachten Der Abstand des gerade noch zu trennenden Sternenpaars gibt dann eine Absch tzung f r das Aufl sungsverm gen e Welches Aufl sungsverm gen ergibt sich theoretisch e Welche Faktoren beeinflussen das tats chliche Aufl sungsverm gen 6 2 VERSUCHSBESCHREIBUNGEN Name RA Dec Helligkeit Distanz Pos winkel Datum Periode 2000 mag arcsec deg yrs A Cas 00 31 8 5431 5 545 8 0 13 218 2 2010 536 47 65 Psc 00 49 9 2743 6 3 6 3 4 6 297 1987 36 And 00 55 0 23 28 6 0 6 4 1 06 323 4 2010 167 71 y Ari 01 53 5 19 18 4 84 4 8 7 5 1988 a Psc 02 02 0 0246 4 245 2 1 77 264 6 2010 933 0 6 Tri 0212 4 30 18 5 3 6 9 4 0 70 1994 02 59 2 21 20 5 245 5 1 37 162 1 2010 1215 91 32 Eri 03 54 4 0257 4 8 6 1 6 8 347 1984 1 04 32 0 53 55 5 7 6 8 10 3 308 1984 Ori 05 24 5 02 24 3 8 4 8 0 02 1248 2010 9 442 118
40. Stern an und versucht diesen im Hauptfernrohr mittig ein zustellen Es bietet sich an zun chst ein Okular mit hoher Brennweite zu benutzen damit das Gesichtsfeld m glichst gro ist und dann auf das Fadenkreuzokular f 12 5 mm zu wechseln Das Fadenkreuz kann mit Hilfe einer kleinen Taschenlampe die man an das seitlich angebrachte Loch h lt sichbar gemacht werden Bei paralleler Ausrichtung beider Fernrohre sollte der Stern nun auch im Leitfernrohr mittig stehen Andernfalls l sst sich die Stellung des Leitfernrohrs mit Hilfe der sechs Halteschrauben korrigieren Die Schrauben niemals so weit l sen dass das Leitfernrohr aus den Halterungen rutscht Hauptspiegel mit RC Fokus f 2000 mm Okular Vergr erung Austrittspupille 42 mm 48 5 21 mm 25 mm 80 3 31 mm 20 mm 100 2 50 mm 15 mm 133 1 88 mm 9 5 mm 211 1 19 mm Hauptspiegel mit Cassegrain Fokus f 3750 mm Okular Vergr erung Austrittspupille 42 mm 89 2 8 mm 25 mm 150 1 67 mm 20 mm 188 1 33 mm 15 mm 250 1 00 mm 9 5 mm 395 0 63 mm Leitrohr f 600 mm Okular Vergr erung Austrittspupille 42 mm 14 7 86 mm 25 mm 24 4 58 mm 20 mm 30 3 67 mm 15 mm 40 2 75 mm 9 5 mm 63 1 74 mm Tabelle 2 1 Vergr erung und Austrittspupille bei Verwendung verschiedener Okulare 2 4 1 Wechsel des Fangspiegels Der Fangspiegel oder auch Sekund rspiegel sitzt im Frontring oben auf der Eintritts ffnung des Tele
41. 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 88 68 3 2010 907 6 a Gem 07 34 6 3153 1 9 2 9 4 73 56 48 2010 444 95 ABxC 08122 17 39 5 1 6 2 5 92 339 29 2010 1115 C AxB 5 64 6 0 1 07 206 7 2010 59 58 24 Cnc 08 26 7 24 32 7 0 7 8 5 7 50 1987 g 08 26 8 26 56 6 3 6 3 5 1 216 1983 57 08 54 2 30 35 6 0 6 5 1 5 312 1982 09 28 5 09 03 5 9 6 5 0 76 1043 2010 118 23 y Leo 1020 0 19 51 2 2 3 5 7 19 146 98 2010 510 3 UMa 1118 2 43132 4 3 4 8 1 61 203 9 2010 59 88 90 Leo 1134 7 1648 6 0 7 3 3 4 208 1986 y Vir 1241 7 0127 3 543 5 1 6 18 42 2010 169 1 m Boo 14 40 7 16 25 4 94 5 8 5 6 109 1988 G 14411 13 44 4 5 4 5 0 51 293 27 2010 122 98 39 14 497 48 43 6 2 6 9 2 9 45 1992 44 15 03 8 47 389 5 3 6 2 1 5 60 6 2010 206 CrB 15 23 2 30 17 5 64 5 9 0 63 176 76 2010 141 556 u Boo 1524 5 37 21 7 0 7 6 2 25 4 9 2010 257 Ser 15 348 1032 4 2 5 2 3 99 172 58 2010 1038 CrB 15 39 4 43638 5 14 6 0 6 3 305 1978 CrB 16 147 33 52 5 64 6 6 7 13 237 6 2010 726 A Oph 16 30 9 0159 4 24 5 2 1 45 37 93 2010 129 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 16 67 22 2010 1422 22 u Dra 17 05 3 5428 5 7 5 7 2 39 5 12 2010 672 o Her 1723 7 37 09 4 6 5 6 4 2 317 1980 95 Her 1801 5 42136 5 0 5 1 6 2 258 1987 70 Oph 18 05 5 02 30 4 24 6
42. ache mit den Betreuern ausprobiert werden k nnen 51 52 KAPITEL 6 AUFGABEN 6 2 Versuchsbeschreibungen Teil A Visuelle Beobachtungen Vorbereitung Kapitel P Hinweis F r die visuellen Beobachtungen und Messungen sollten nicht mehr als zwei N chte verwendet werden A1 Aufsuchen von Himmelsobjekten Um sich mit dem Teleskop und auch dem NGC MAX siehe Kap 2 5 vertraut zu machen sollte man zun chst das Teleskop auf ein beliebiges Himmelsobjekt ausrichten und dieses dann visuell beobachten Hierzu bieten sich Mond Planeten und Nebel mit NGC MAX an Interessante aktuelle Objekte findet man unter anderem in folgender Literatur siehe Astro Bibliothek e Sterne und Weltraum e Das Himmelsjahr e Ahnerts Kalender f r Sternfreunde e http news astronomie info A2 Gesichtsfeld messung Das Gesichtsfeld des optischen Systems l sst sich absch tzen indem man die Zeit misst die ein Stern ben tig um das Gesichtsfeld vollst ndig zu durchlaufen Dazu sollte ein Stern nahe des Himmels quators gew hlt werden und mit Hilfe des Fadenkreuzokulars im Gesichtsfeld zentriert werden Zur Messung wird die Nachf hrung ausgeschaltet Anschlie end wird der Stern mit der Rek taszensionsbewegung ber den Handtaster leicht au erhalb des Gesichtsfeldes positioniert Zu messen sind die Zeiten des Eintritts und des Austritts aus dem Gesichtsfeld Wichtig ist dass der Stern m glichst durch die Mitte des Gesichtsfelds l uft Diese
43. akte Positionierung des Teleskops erleich tert Er wird ber ein Datenkabel mit den Teilkreisen an beiden Teleskopachsen verbunden siehe Abb 2 1 Dort befinden sich optische Abtaster Encoder die eine Winkelmessung mit einer Genauigkeit von etwa einer Bogenminute erm glichen Au erdem verf gt der NGC MAX ber eine interne Datenbank mit den Koordinaten von ber 12 000 Himmelsobjekten Der NGC MAX wird im Schrank f r die Praktikumsger te in Raum LS15 158 gelagert Die Installation am Teleskop erfolgt indem man das Datenkabel von den Teilkreisen in die daf r vorgesehene Buchse am NGC MAX steckt und ihn an die Stromversorgung an schlie t Dann schaltet man das Ger t ein und wartet die Initialisierung ab Bei richtiger Einstellung des NGC MAX erscheint die Zeile MODE ALIGN STAR im Display Mit Hilfe der UP DOWN Tasten siehe Abb kann man durch die verschiedenen Betriebs modi bl ttern Dr ckt man die ENTER Taste wird der angezeigte Modus ausgew hlt und man wird unter Umst nden aufgefordert Daten einzugeben Dies geschieht ebenfalls mit den UP DOWN Tasten Die Eingabe wird durch nochmaliges Dr cken der ENTER Taste beendet Mit der MODE Taste gelangt man in die Auswahl der Betriebsmodi zur ck 2 5 1 Einjustierung Zu Beginn jeder Beobachtungsnacht muss die Ausrichtung des Teleskops mit Hilfe eines Eichsterns dem NGC MAX bekannt gemacht werden Dazu stellt man die Montierung so ein dass das Teleskop auf der linken Seite h ngt
44. ben den Rohdaten also den von der CCD Kamera gemessenen Intensit ten enthalten die Bilddateien eine Vielzahl zus tzlicher Infor mationen Diese werden bei BDF Dateien im sog Descriptor abgelegt Man kann ihn sich z B f r obige Datei messier001 mit dem Befehl Midas 002 read descr messier001 anzeigen lassen Dabei werden nicht alle Informationen angezeigt sondern nur die wichtigs ten M chten Sie eine vollst ndige Auflistung sehen h ngen Sie an das Kommando einen Stern an Midas 003 read descr messier00l Um sich die zweidimensionalen Daten einer CCD Aufnahme graphisch darstellen zu lassen ben tigen Sie ein display Fenster Mit dem Befehl Midas 004 create display 0 1530 1020 erzeugen Sie ein display Fenster mit der Nummer 0 und einer Aufl sung von 1530 x 1020 Bildpunkten das entspricht gerade der Aufl sung des KAF 1603ME CCD Chips in der ST 8XME Kamera siehe Tab 3 1 Mit Midas 005 load image messier001 k nnen Sie beispielsweise die Datei messier001 bdf anzeigen lassen Eine Falschfarbendar stellung bei der verschiedene Flusswerte durch unterschiedliche Farben dargestellt werden kann man durch das Laden einer sog Look Up Table LUT erhalten F r die Farbtabelle heat lautet der Befehl Midas 006 load lut heat Anschlie end m ssen Sie den Befehl zur Darstellung des Bildes erneut aufrufen Es gibt eine Reihe weiterer vordefinierter LUTs wie etwa rainbow staircase ramp die unterschi
45. breite die Kamerabrennweite und die Detektoraufl sung Pixelgr e eine Rolle 25 26 KAPITEL 4 SPEKTROSKOPIE 4 1 Der SBIG Stellar Spectrograph Der SBIG Self Guided Spectrograph SGS ist ein kleiner Gitterspektrograph der mit der ST 8XME CCD Kamera als Detektor am Teleskop in der bungssternwarte eingesetzt wird Er kann mit zwei unterschiedlichen Gittern die auf einer drehbaren Vorrichtung montiert sind siehe Abb 1 1 betrieben werden Das Gitter mit niedriger Liniendichte 150 Linien mm und damit hoher reziproker Dispersion 478 mm gestattet die Aufnahme von gr eren Spektralbereichen mit niedriger Aufl sung w hrend das andere Gitter 600 Linien mm 119 mm kleinere Bereiche mit h herer spektraler Aufl sung abbildet Die Breite des je weiligen Wellenl ngenintervalls betr gt f r ersteres etwa 6600 und f r das feinere Gitter 1600 A Teleskopverbindung Kollimator Gitterauswahlhebel Kameraauszug Schraubklemme Mikrometerschraube Br Gitterrad Abbildung 4 1 SBIG Self Guided Spectrograph Durch eine Mikrometerschraube siehe Abb kann die Orientierung des Gitters leicht ver ndert werden so dass man den auf dem Detektor abgebildeten Wellenl ngenbereich verschieben kann Die niedrigste einstellbare Zentralwellenl nge liegt bei 3800 und die h chste bei 7500 Hinter der Teleskopverbindung befindet sich eine Vorrichtung in die eine Blende geklemmt werden kann Da
46. bringen 4 Kamera anschlie en und Spektrograph zuschrauben Stecken Sie die Kamera samt Aufsatz wieder in den Kameraauszug und drehen Sie die Klemmschraube fest an Auch hierbei spielt die Orientierung eine Rolle Die Kamera sollte mit der flachen Seite in Richtung der Mikrometerschraube angebracht sein Als Letztes schrauben Sie den Deckel wieder auf den Spektrographen Achtung Abgesehen von der Mikrometerschraube der LED Beleuchtung und dem Hebel f r den Gitterwechsel sind am Spektrographen keine Ver nderungen vorzunehmen Insbe sondere d rfen die messingfarbenen Schrauben nicht verstellt werden Sollten Zweifel an der inneren Justage des Spektrographen aufkommen z B unscharfe Spektrallinien ist ein Praktikumsbetreuer zu verst ndigen Zur Installation am Teleskop muss zun chst der gro e silberne Zwischenring am Okularaus zug des Teleskops durch einen hnlichen aber k rzeren wei en Ring ersetzt werden Dies ist n tig weil die optische Wegl nge zwischen Teleskop und Kamera durch Einbau des Spek trographen erheblich l nger geworden ist Dann wird an die Fokussiereinheit ein schwarzer Zwischenring mit beidseitigem Gewinde gesetzt und der Spektrograph samt Kamera mit 28 KAPITEL 4 SPEKTROSKOPIE Abbildung 4 2 Links richtig mit freigelassenem Spalt rechts falsch Zwischenring zu weit aufgeschraubt einer berwurfmutter festgeschraubt Der Zwischenring dient als Kontermutter und sollte fest gegen die berwurfmutter ges
47. btraktion des Himmelshintergrunds Es sind die drei ben tigten Intervalle aus gew hlt 48 KAPITEL 5 DATENVERARBEITUNG 5 Schritt Wellenl ngenkalibration Im n chsten Schritt muss das Sternspektrum wellenl ngenkalibriert werden Im gra phic Fenster wird dazu das ber den in Schritt 4 gew hlten r umlichen Bereich gemit telte Kalibrationsspektrum dargestellt Abb 6 links Hier muss nun per Linksklick die Lage zweier vorzugsweise weit auseinanderliegender bekannter Spektrallinien an gegeben werden Beachten Sie dass bei den CCD Aufnahmen am linken Bildrand die hohen Wellenl ngen liegen und am rechten Bildrand die niedrigen Im Vergleich zu den Kalibrationsspektren in den Abb 4 3 bis 4 8 werden sie also gespiegelt angezeigt Nachdem Sie zwei Linien grob markiert haben werden diese nacheinander im Detail angezeigt Versuchen Sie in diesen Aufnahmen die Mitten der beiden Kalibrationslini en m glichst genau zu markieren Anschlie end werden Sie aufgefordert die exakten Werte f r deren Wellenl ngen in einzugeben Daraus berechnet das Programm die reziproke Dispersion pixel sowie den Nullpunkt der Wellenl ngenskala und transformiert das Sternspektrum entsprechend DAS raph Xx DAS Di gam Image ulcid n d Image vega r 1 11 1 11 rega r i 8 zl i M E 4 1 10000 a E P 4 E 4 1 L J 1 1
48. chalten des Steuerger tes am Schalter ON OFF beginnt die Montierung mit der Nachf hrbewegung sofern das Handrad festgezogen und damit die Stundenachse einge kuppelt ist Die Nachf hrung wird ber einen Pr zisionsquarz mit extrem kleinem Tempera turgang gesteuert Am Steuerger t kann die Nachf hrgeschwindigkeit an einem Kodierschal ter frei eingestellt werden F r die Nachf hrung der t glichen Himmelsdrehung betr gt der Wert 4445 Man beachte dass h here Kodierzahlen eine geringere Nachf hrgeschwindigkeit bedeuten Somit sind h here Werte f r Sonne und Mond einzugeben Eine in das Steuerger t eingebaute digitale Sternzeit Quarzuhr diente fr her dazu aus der Rektaszension den Stundenwinkel zu berechnen Diese Aufgabe bernimmt heute die auto matische Einstellhilfe NGC MAX n heres siehe Kap R 5 Auch wenn sie derzeit keine gro e Rolle mehr spielt ist das Verstellen der Sternzeituhr zu unterlassen Im ausgeschalteten Zu stand soll die Sternzeituhr weiterlaufen daher keinesfalls den Netzstecker des Steuerger ts aus der Steckdose ziehen Nach einem Stromausfall muss die Uhr von den Betreuern neu gestellt werden Die Nachf hrung w rde das Teleskop im Laufe eines Tages um volle 360 drehen Aufgrund der Montierung st t das Teleskop allerdings fr her oder sp ter am Stativ an und blockiert Das kann zu schweren Sch den an Montierung und Teleskop f hren Es ist daher unbe dingt darauf zu achten dass die Nachf hrung nach d
49. ches Nach Beendigung der Wellenl ngenkalibration wird das Sternspektrum durch ein Kor rekturspektrum dividiert Dadurch werden die wellenl ngenabh ngige Empfindlichkeit des CCD Chips siehe Kap und die Streuung des Lichts in der Erdatmosph re ausgeglichen Am kurzwelligen Rand des Korrekturspektrums wird dabei durch sehr kleine Werte und auch durch 0 dividiert wodurch dieser Teil des Sternspektrums un physikalisch wird und von der Ergebnisdarstellung abgetrennt werden muss links MIDAS_01 graph 0 JN K 2 0 10 inl 93580 uoreuen espru ose Pixel value rel FLUX e o m o A 1 5 3 T A v 3 T 5 m x 20 2 6002 300 amp Q uL pude oae ge y ep 4t 4o 4 doo 3 4000 5000 6000 Position ANGSTROMS eg re L4 d icd cro d 3000 4000 5000 6000 7000 Position ANGSTROMS zutyar usen Abbildung 5 7 Flusskorrigiertes Sternspektrum zur Auswahl des Ausgabebereiches Links Der Ausschlag am kurzwelligen Ende des Spektrums bewirkt eine Skalierung bei welcher das eigentliche Spektrum nicht mehr zu erkennen ist Rechts Nach Ent fernen des kurzwelligen Endes ist das eigentliche Spektrum zu erkennen weist aber im langwelligen Bereich eine Kante auf die ebenfalls nicht physikalischen Ursprungs ist Auch am langwelligen Ende des Sternspektrums entsteht bei der Division eine unphysi kalische St rung denn Korrektur und Sternspektrum umfassen
50. chraubt werden Er darf keinesfalls fest an die Fokus siereinheit geschraubt werden Es muss immer ein Spalt bleiben da sonst die Gefahr besteht dass er sich nicht mehr l sen l sst siehe Abb 4 2 Achten Sie au erdem darauf dass die lange Seite des Spektrographengeh uses parallel zur Deklinationsachse verl uft Der Anschluss von CCD Kamera und Notebook wird auf die in Kapitel beschriebene Weise durchgef hrt Der Spektrograph ben tigt keine eigene Stromversorgung allerdings wird die Kalibrationslampe ber ein eigenes Netzteil mit der Stromversorgung verbunden 4 3 Einstellung des Spektrographen Wie oben bereits erw hnt wird als Detektor am Spektrographen die ST 8XME Kamera der Firma SBIG verwendet Sie sollten daher mit der Funktionsweise der Kamera insbesondere auch der Handhabung des Tracking CCD und der Bedienung des Programms CCDOps siehe Kap vertraut sein Bevor Sie mit der Aufnahme von Spektren beginnen ist es wichtig dass Sie sich von der Parallelit t von Hauptfernrohr und Leitfernrohr berzeugt haben siehe Kap 2 4 Au erdem m ssen Sie wie in Kapitel 3 3 2 beschrieben eine Fokussierung durchf hren Da der gro e Imaging CCD Chip die Spektren aufzeichnet kann er weder zur Ausrichtung des Teleskops noch zur Fokussierung verwendet werden berpr fen Sie also vor dem Fokussieren in der Statuszeile des Programms CCDOps ob der Imaging CCD aktiv ist und wechseln Sie ggf ber das Men Camera Switch CCDs a
51. chritte der Reihe nach ab und erwartet von Ihnen gewisse Eingaben Beachten Sie einfach die Anweisungen im Konsole Fenster Im ersten Arbeitsschritt werden Sie aufgefordert in der V Aufnahme eine Auswahl von Ster nen zu erstellen f r die das Farben Helligkeits Diagramm erzeugt werden soll Die Selektion erfolgt mittels eines kastenf rmigen Grafik Cursors den Sie mit den Pfeil Tasten vergr ern oder verkleinern k nnen Der Kasten sollte so gro sein dass er die ganze Sternscheibe und auch noch etwas Hintergrund enth lt Das Programm passt dann eine zweidimensionale Gau verteilung an das Helligkeitsprofil im K stchen an 5 3 MIDAS 43 Bei der Markierung ist es sehr zweckm ig zeilen oder spaltenweise vorzugehen und sich die Nummern der ausgew hlten Sterne auf dem Ausdruck des cluster charts zu notieren Die Koordinaten und Nummern der ausgew hlten Sterne werden im Terminal in einer Tabelle angezeigt F r eine gute Statistik ist es wichtig dass Sie nicht nur helle Sterne ausw hlen sondern auch die k hleren Sterne mit geringerer Leuchtkraft ber cksichtigen Achten Sie bei der Auswahl auch darauf dass weder berbelichtete Sterne noch solche die sich nicht eindeutig in zwei Sterne trennen lassen markiert werden Haben Sie die Markierung abgeschlossen klicken Sie mit der rechten Maustaste ins display Fenster Als n chstes wird die B Aufnahme angezeigt um den Versatz zwischen beiden Aufnahmen zu bestimmen Sie m ssen hier nur
52. cx 5 2 Daten bertragung auf den Praktikums PC ls S3 MIDAS sare a eere re a ee Me T 5 3 1 Grundlegende MIDAS Syntax 8 3 2 Wichtige Befehle und Datenstrukturen md P otometrie i s os ko xo qe e abd de y E e eR RI 5 3 4 Spektroskopie 6 Aufgaben 61 bersicht E Ed 6 2 Versuchsbeschreibungen A H ufige Fehler B Spezielle Beobachtungsmethoden B 1 Manuelle Nachf hrung mit Hilfe des Leitfernrohrs B SEE EEBBEBEEHEE C Literatur Kapitel 1 Allgemeines 1 1 Ablauf und Ziele des Praktikums Unser Wissen ber das Weltall stammt nahezu ausschlie lich aus der Beobachtung der elek tromagnetischen Strahlung die von den Himmelsobjekten zu uns gelangt sowie der Inter pretation 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 chst 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 regis triert wird Prinzipiell messbar sind Ort bzw Richtung der Strahlung Astrometrie der Strahlungsstrom Photometrie und die spektrale Zusammensetzung der Strahlung Spek trosko
53. den Men punkt im Camera Men das Dialogfenster Grab auf Abb 3 2 Es erscheint eine Eingabemaske in der als wichtigster Parameter die Belichtungszeit Exposure Time in Sekunden einzugeben ist Die k rzestm gliche Belichtungszeit betr gt 0 12 s die l ngstmogliche 3 600 s Desweiteren wird man bei Dark frame aufgefordert anzugeben ob zus tzlich Also eine Dun kelaufnahme aufgenommen werden soll die sofort von der Aufnahme abgezogen wird Al ternativ kann auch ausschlie lich Only eine Dunkelaufnahme oder keine None zus tzliche Dunkelaufnahme gemacht werden Die beiden letztgenannten Optionen sind dann sinnvoll wenn geplant ist mehrere Bilder mit gleicher Belichtungszeit aufzunehmen so dass man dieselbe Dunkelaufnahme zur Korrektur der Bilder verwenden kann Sie k nnen die Qua lit t der Korrektur des Dunkelstroms noch verbessern indem Sie mehrere Dark frames auf nehmen und daraus ein gemitteltes Dunkelbild erzeugen Alle Aufnahmen m ssen dann selbstverst ndlich bei gleicher Temperatur des Chips und mit gleich langer Belichtungszeit erfolgen 3 3 DAS PROGRAMM CCDOPS 19 Ferner gibt man bei Image size an ob der ganze Full oder nur ein Teil Half bzw Quarter des CCD Chips ausgelesen werden soll Letzteres ist z B bei Planetenaufnahmen siehe Kap 3 4 3 sinnvoll da Auslesezeiten und Speicherplatzbedarf reduziert werden Mit Ex posure Delay kann man eine Verz gerungszeit einstellen die nach dem Klicken auf OK bi
54. des Spektrums einer hellen Lampe mit konti nuierlichem Spektrum Leider ist der Spektrograph nicht ganz dicht so dass bei der blichen Aufnahme eines Weifbildes mit Hilfe der Halogenlampe starkes Streulicht am Spalt vorbei in das Innere des Spektrographen und auf den CCD Chip gelangt Dieses erzeugt einen sehr starken Hintergrund auf dem Wei lichtspektrum dass die Aufnahme unbrauchbar macht vermutlich ist ein Loch am Gitterauswahlschalter Desweiteren ist es sehr sinnvoll eine Flusskalibration durchzuf hren Auch daf r gibt es zur Zeit noch keine wirklich befriedigende L sung Im Wesentlichen gibt es zwei Effekte 4 4 AUFNAHME VON STERNSPEKTREN 31 die eine Korrektur der gemessenen Fl sse erfordern Zum einen die Farbabh ngigkeit der Quanteneffizienz des CCD Fotosensors siehe Abb und zum anderen Extinktion in der Erdatmosph re insbesondere die durch Rayleigh Streuung verursachte starke Verringerung der Fl sse im kurzwelligen Bereich Eine sehr einfache und zur Zeit auch m gliche L sung bietet die Aufnahme eines Vergleichsspektrums von der Wega o Lyrae Dazu m ssen Sie nachdem Sie die Grundeinstellung des Spektrographen vorgenommen haben ein Spektrum der Wega aufnehmen Mit Hilfe des bekannten Wegaspektrums mit absoluter Flusskalibra tion kann dann ein Korrekturspektrum gewonnen werden dass Sie f r die Flusskorrektur von anderen Sternspektren verwenden k nnen Fragen Sie die Betreuer nach dem exakten Wegaspektrum
55. e Helligkeit der Aufnahmen mit Fehler e Stellen Sie die Temperaturabh ngigkeit des Dunkelstroms grafisch dar e Welcher funktionale Zusammenhang besteht e Passen Sie eine geeignete Kurve an die Datenpunkte an e Welche Parameter ergeben sich Fehler angeben B3 Linearit t F r die Bestimmung von Helligkeiten Photometrie ist es wichtig zu wissen bis zu wel cher Beleuchtungsst rke der Zusammenhang zwischen Anzahl der auf dem CCD Fotosensor auftreffenden Photonen und den gemessenen Helligkeiten ADU linear ist Dazu nehmen Sie eine m glichst gleichm ig beleuchtete Fl che direkt mit der CCD Kamera auf Die Belichtung eines solchen Wei bildes flat field erfolgt ohne Optik vor dem CCD Chip Es steht dazu ein Schuhkarton mit einer Gl hlampe bereit die sich abdecken l sst so dass die Strahlung m glichst diffus ist Die Signalst rke wird nun allein durch nderung der Belichtungszeit variiert Alle brigen Versuchsparameter m ssen unbedingt konstant gehalten werden W hrend der Messung darf weder die Versuchsanordnung noch die Helligkeit der Lichtquelle ver ndert werden Um Verf lschungen durch eventuelles Streulicht zu vermeiden ist es besser den Versuch in ei nem abgedunkelten Raum durchzuf hren Notieren Sie auch hier die mittlere Helligkeit der Aufnahmen mit Fehler e Stellen Sie die Messdaten grafisch dar e Dis zu welchem Helligkeitswert ist der Zusammenhang linear e Zeichnen Sie f r diesen Bereich eine A
56. e um 20 erh ht Will man die Eingabe von Elementh ufigkeiten 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 ffnet sich ein GNUPLOT Fenster in dem gemessenes und synthetisches Spektrum bereinander geplottet sind Hierbei lassen sich die Positionen der Spektrallinien und deren Intensit ten unten links im Fenster leicht ablesen wenn man mit dem Mauszeiger ber den Plot f hrt 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 ei nem Dateinamen Bitte verwenden Sie hierbei keine Leerzeichen oder Sonderzeichen nur die Buchstaben des Alphabets ohne Umlaute Sie k nnen 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 ck W hlen Sie nun weitere Bereiche des Spektrums aus und studieren Sie es Das Spektrum liegt 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 Bestimmung des geeigneten Model
57. ed liche Farbdarstellungen erzeugen Manchmal ist es n tig genaue Messdaten von einem bestimmten Pixel zu ermitteln Dazu erzeugen Sie mit Midas 007 get cursor ein Fadenkreuz mit dem Sie mit der linken Maustaste in das Bild klicken k nnen An der Konsole erscheinen dann genaue Positionsinformationen und die zugeordneten Intensit ten Man verl sst den Cursor Modus durch Dr cken mit der rechen Maustaste Dabei bleiben die angeklickten Stellen im Bild als kleine Kreuzchen sichtbar M chten Sie diese l schen geben Sie folgenden Befehl ein 5 3 MIDAS 41 Midas 008 gt clear channel overlay Wie schon im Einf hrungskapitel erw hnt kann man sich horizontale und vertikale Schnitte durch ein Bild im graphic Fenster anzeigen lassen Ahnlich wie beim display Fenster m ssen Sie dieses Fenster erzeugen falls es noch nicht existiert Midas 009 gt create graphic Danach k nnen sie den plot Befehl zur Darstellung von eindimensionalen Intensit tsvertei lungen verwenden Auch im graphic Fenster kann man einen Cursor erzeugen um einzelne Pixeldaten genauer unter die Lupe zu nehmen Dazu dient der Befehl Midas 009 gt get gcursor Ein weiteres wichtiges Datenformat in MIDAS stellt die Tabelle engl table dar Anders als in FITS oder BDF Dateien k nnen die Eintr ge in einer Tabelle auch nicht numerische Daten enthalten wie z B Objektnamen Die Daten sind in einer Tabelle in Zeilen row und Spalten column organisiert
58. em Ende der Beobachtung abgeschaltet wird 2 4 Teleskop Das Teleskop besteht aus einem Reflektor mit einem Hauptspiegel von 250 mm Durchmesser und einem Refraktor mit 110 mm ffnung und 600 mm Brennweite der als Leitfernrohr dient siehe Abb 2 1 Durch Wechsel des Frontrings samt Fangspiegelhalterung kann das Hauptfernrohr wahlweise im Ritchey Chr tien RC oder Cassegrain Fokus mit Brennweiten von f 2000 mm bzw f 3750 mm betrieben werden Der RC Fokus bietet eine komafreie Abbildung und wird daher haupts chlich bei Sternfeldaufnahmen und zur Spektroskopie verwendet Im Cassegrain Fokus erreicht man aufgrund der h heren Brennweite st rkere Vergr ferungen weshalb er sich gut f r Mond und Planetenaufnahmen eignet Auf dem Hauptfernrohr befindet sich au erdem die Halterung f r den Telrad Finder der im Metallschrank aufbewahrt wird Er wird von Hand in die Halterung geschraubt und dann an dem seitlich angebrachten kleinen Drehknopf der gleichzeitig als Dimmer dient angeschaltet Schaut man nun im richtigen Winkel durch die Frontscheibe sieht man eine Zielscheibe aus konzentrischen roten Ringen mit der sich hellere Sterne anvisieren lassen Der Telradfinder ist batteriebetrieben und sollte nach Beendigung der Beobachtungsnacht ausgeschaltet zur ck in den Schrank gelegt werden Zur Inbetriebnahme des Teleskops sind an beiden Fernrohren die Objektivdeckel von den Ein tritts ffnungen zu entfernen Dies sollte erst gesche
59. em Kuppelspalt den Haken mit dem der untere Teil der Spaltabdeckung befestigt ist aush ngen und gleichzeitig den Kuppelspalt ffnen Bei jedem ffnen und Schlie en 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 Gibt es Probleme beim Schlie en des Kuppelspalts z B Stromausfall so besteht die M glichkeit den Spalt manuell mit Hilfe einer Kurbelwelle zu schlie en Keinesfalls darf der Spalt nach der Beobachtung offen gelassen werden 2 2 Montierung Die Montierung hat die Aufgabe das Teleskop auf ein Himmelsobjekt auszurichten und der t glichen Himmelsbewegung nachzuf hren Das Teleskop der bungssternwarte ist auf einer sogenannten Deutschen Montierung gelagert einer unsymmetrischen Bauart die zum Aus gleich ein Gegengewicht erfordert Die Montierung sollte stets justiert sein Eigenm chtige Ver nderungen sind zu unterlassen Auf dem schweren Rundfu S ulenstativ ruht der Polkopf mit Stundenachsengeh use siehe Abb R 1 Die geschliffene Stundenachse l uft vollkommen spielfrei in zwei vorgespannten Pr zisionskegelrollenlagern In einem geschlossenen Geh use am unteren Ende der Stunden achse ist der Schneckenradantrieb untergebracht Der Antrieb erfolgt ber einen Schrittmo tor der fest an die Schneckenwelle angeflanscht ist Die axial spielfrei laufende Schnecke treibt ein gro es Schneckenrad
60. en Spektraltypen und Leuchtkraftklassen zuordnen Notieren Sie sich die vom NGC MAX ausgegebenen Koordinaten damit Sie Ihr Ergebnis sp ter mit Literaturwerten vergleichen k nnen Bei gen gend klaren N chten und entsprechendem Beobachtungsehrgeiz bieten sich noch Aufnahmen von Sternen mit pekuliaren Spektren z B Wolf Rayet Sterne Be Sterne Ap Sterne P Cyg Kohlenstoff Sterne S Sterne oder Emissionslinienspektren von planetari schen Nebeln an Eine umfangreiche Liste interessanter Sterne f r die spektroskopische Auf gabe befindet sich im Stahlschrank in der Sternwartenkuppel Teil Spektralanalyse von BD 33 2642 Einleitung In dieser Aufgabe soll das optische Spektrum eines Sterns analysiert und Elementh ufigkeiten bestimmt werden Es handelt sich dabei um BD 33 2642 den Zentralstern eines Planeta rischen Nebels Dieser Zentralstern wie auch der zugeh rige Nebel sind ungew hnlich da die schweren Elemente jedenfalls zum Teil weniger h ufig sind als in der Sonne Der Stern geh rt damit zur metallarmen Halopopulation Aufgenommen wurde das optische Spektrum beim Deutsch Spanischen Calar Alto Obser vatorium in Spanien und zwar mit dem Cassegrain Twin Spectrograph am 3 5m Tele skop Zusammen mit anderen optischen und UV Spektren wurden diese Beobachtungen analysiert von Napiwotzki Heber und K ppen Astron Astrophys 292 239 1994 Die se Ver ffentlichung steht als Postscript File napiwotzki ps zur Verf gung
61. en geht nicht mehr ab Aufsatz wurde zu fest gedreht siehe 4 2 Assistenten HiWi Bescheid sagen Anhang B Spezielle Beobachtungsmethoden B 1 Manuelle Nachf hrung mit Hilfe des Leitfernrohrs In der Regel wird f r die Nachf hrung von langbelichteten CCD Aufnahmen die Selfguide Funktion der CCD Kamera siehe Kap verwendet Die folgenden Ausf hrungen sind nur f r den Fall dass diese Art der automatischen Nachf hrung unm glich ist weil z B kein geeigneter Leitstern zur Verf gung steht Beim Gebrauch als Nachf hrfernrohr wird die Brennweite durch eine Barlow Linse auf 1800mm verdreifacht um mit dem Leitfernrohr eine st rkere Vergr erung zu erzielen Au erdem sollte das beleuchtete Fadenkreuzokular eingesetzt werden Normalerweise soll te das Leitrohr m glichst exakt parallel zum Hauptrohr stehen Es kann allerdings bei der Nachf hrung von Aufnahmen in sternarmen Himmelsgegenden n tig sein das Leitfernrohr aus dieser parallelen Ausrichtung zu verstellen um einen geeigneten Leitstern in die Mitte des Gesichtsfeldes zu bekommen Dazu m ssen Sie die Handschrauben mit denen das Leit fernrohr in der Aufh ngung festgemacht ist wie in Kapitel beschrieben l sen und das Leitfernrohr aus seiner parallelen Stellung herauskippen Nach den Aufnahmen ist es wieder parallel zum Hauptrohr zu justieren Bei der visuellen Nachf hrung erlaubt es die Feinheit des Fadenkreuzes das fokussierte Sternbildchen bogensekundengenau hin
62. eres an der Eingabeaufforderung eingeben Hierbei steht Ihnen auch die BASH typische Funktion der TAB Taste f r die Vervollst ndigung von Dateinamen und Befehlen zur Verf gung Als N chstes fragt das Programm nach der Anfangs und Endwellenl nge des zu plottenden Intervalls in ngstr m nach der Halbwertsbreite FWHM mit der das synthetische Spek trum mit dem Instrumentenprofil gefaltet werden soll sowie nach einer Radialgeschwindig keit in km s um die das synthetische Spektrum verschoben werden soll 5 km s ergeben hier einen besseren Fit bei Hy in anderen Bereichen k nnen 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 bernommen und sollte nicht ver ndert werden da die Mikroturbulenz Form und St rke der Linien beeinflu t und zwar unterschiedlich f r 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 r die Bestimmung der Atmosph renparameter durch Anpassung der Wasserstofflinien Schlie lich k nnen noch die chemischen H ufigkeiten einzelner Elemente relativ zur solaren H ufigkeit angegeben werden Ein Wert von 1 entspricht dabei der solaren H ufigkeit bei z 1 2 ist die H ufigkeit des Elementes gegen ber der Sonn
63. erseite des Spektrographen k nnen Sie den eingestellten Wellenl ngenbereich sichtbar machen F r die Kalibrationsaufnahmen ffnen Sie das mit einer runden Metallscheibe verdeckte Eintrittsfenster am Spektrographen und schalten dann die Lampe am Netzteil ein Haben Sie etwas Geduld Es kann manchmal eini ge Minuten dauern bis sie z ndet Achtung Wegen der hohen UV Intensit t sollten Sie es unbedingt vermeiden direkt in das Licht der HgAr Lampe zu schauen Schalten Sie die Kalibrationslampe au erdem nur dann an wenn Sie Kalibra tionsaufnahmen machen m chten F r das Verstellen des Wellenl ngenbereichs ist es zweckm ig den Fokus Modus siehe Kap des Programms CCDOps zu verwenden und automatisch kurzbelichtete Aufnahmen mit dem Imaging CCD zu machen w hrend man an der Mikrometerschraube dreht Achten Sie darauf dass der eingestellte Bereich min destens zwei Spektrallinien enth lt Au erdem m ssen Sie in der Lage sein diese Linien dem bekannten Spektrum der Lampe siehe Abb 4 3 eindeutig zuzuordnen Versuchen Sie markante Liniengruppen zu finden die z B die Doppellinien bei 5790 7 und 5769 6 bzw 4077 8 und 4046 6 enthalten 4 4 Aufnahme Sternspektren Nachdem Sie die Grundeinstellungen vorgenommen haben k nnen Sie mit der Aufnahme der Sternspektren beginnen Es sind im Wesentlichen drei Arbeitsschritte n tig die im Folgenden genauer beschrieben werden 4 4 1 Auffinden und Einstellen des Sterns Die
64. f r stehen zwei verschiedene Spaltblenden von 18 um und 72 um Breite zur Verf gung die bei 2m Brennweite einen Himmelsausschnitt von 2 bzw 8 Bogensekunden Breite herausschneiden Im Allgemeinen wird f r die Sternspektroskopie nur der schmale Spalt verwendet Lediglich f r die Aufnahme ausgedehnter und sehr lichtschwacher Objekte Gasnebel Galaxien kann es sinnvoll sein den breiteren Spalt zu verwenden Damit das Beobachtungsobjekt pr zise vor dem Spalt platziert werden kann gibt es die M glichkeit den Spalt von der R ckseite zu beleuchten kleiner Kippschalter auf der Unter seite des Spektrographen ber einen halbdurchl ssigen Spiegel und einige Umlenkspiegel wird dann das dem Spaltbild berlagerte Bild des Sterns auf dem Tracking Chip der CCD Kamera abgebildet Nach dem Nyquist Kriterium wird die Aufl sung durch die Breite von zwei Pixeln auf dem CCD Chip begrenzt Mit den Daten aus Tabelle 3 1 f r den in der ST 8XME Kamera ein gebauten Kodak CCD Chip ergeben sich f r die verschiedenen Spalt Gitter Kombinationen die in Tabelle 4 1 angegebenen Werte Zur Wellenl ngenkalibration ist auf der Unterseite des Spektrographen eine Quecksilber Argon Dampflampe des Typs LSP035 der Firma LOT angebracht Eine runde Metallscheibe 4 2 AUFBAU DES SPEKTROGRAPHEN 27 Gitter Linien mm Spalt um AA A R 150 18 10 0 500 600 18 2 4 2000 150 12 38 0 130 600 12 10 0 500 Tabelle 4 1 Aufl sung R A AA f r die verschiedene
65. gkeit herabsetzen Lassen Sie hierzu das Programm erneut durchlaufen ohne es zu beenden und ndern Sie die chemischen H ufigkeiten 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 gel zu l ngeren Wellenl ngen der durch eine Schwefellinie verursacht wird die ohne explizite Festsetzung der Schwefelh ufigkeit f r solare H ufigkeit berechnet wird Da dieser asymmetrische Fl gel in der Beobachtung nicht zu sehen ist muss die Schwefelh ufigkeit offenbar geringer sein Eine erste Einsch tzung 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
66. h die Graustufen bis zur Farbe Wei verteilt werden Ist im Kontrastfenster Auto angeklickt wird die Wahl dieser Parameter nach bestimmten Kriterien vom Programm selbst vorgenommen Ein weiteres n tzliches Werkzeug zur Bildanalyse ist der Grafik Cursor Sollte das Fenster X Hair nicht ge ffnet sein k nnen Sie dieses im Men Display Show Crosshair aufrufen Sie erhalten dann im Bild einen kreuzf rmigen Mauszeiger mit dem Sie sich die Daten einzelner Pixel anzeigen lassen k nnen Damit k nnen Sie z B auf sehr einfache Weise festellen ob gewisse Bildbereiche berbelichtet sind oder wie stark der Hintergrund ist Globale Informationen zum Bild erhalten Sie ber ein Histogramm das ber Display Show Histogram aufgerufen wird Hier k nnen Sie die Verteilung der Helligkeitswerte deren Mit 20 KAPITEL 3 DIE CCD KAMERA telwert Ave und mittlere quadratische Abweichung RMS ablesen Bearbeiten lassen sich die Bilder mit Hilfe der Werkzeuge aus dem Men Utility Besonders n tzlich sind das Abziehen von Dunkelaufnahme Dark Subtract und Wei bild Flat Field zur Korrektur von Aufnahmefehlern siehe Kap 3 4 1 Falls Sie Bilder mit den verschie denen Farbfiltern aufgenommen haben k nnen Sie mit RGB Combine ein farbiges Bild zusammensetzen 3 3 5 Automatische Nachf hrung mit dem Tracking CCD In der Regel ist die am Teleskop montierte automatische Nachf hrung vollkommen ausrei chend um zu verhindern dass Bilder bei
67. hen nachdem der Kuppelspalt vollst ndig ge ffnet wurde Okularseitig schraubt man die Messingdeckel von den Halterungen und er setzt sie durch die Okularsteckh lsen F r visuelle Beobachtungen stehen eine Reihe von Okularen zur Verf gung die f r beide Fernrohre gleichermafen verwendet werden k nnen siehe Tab 2 1 Sie werden in die Okularsteckh lsen gesteckt und mit einer kleinen Schrau be an der Seite fixiert Am Ende der Beobachtungsnacht sind beide Fernrohre wieder mit den Objektivdeckeln und den Messingkappen zu versehen Das Teleskop ist in die Ze nitposition zu bringen um den Hauptspiegel zu entlasten Zur Fokussierung besitzt das Leitfernrohr eine Handschraube an der Austritts ffnung mit der man die Lage der Okularsteckh lse und damit die des Okulars ver ndern kann Beim Haupt fernrohr hat man die M glichkeit einer groben Fokussierung mit dem R ndelrad der Fang spiegelhalterung am Frontring Die feine Fokussierung erfolgt hnlich wie beim Leitfernrohr 8 KAPITEL 2 DIE STERNWARTE an der Austritts ffnung Hier ist beim Hauptfernrohr eine Mikrometerschraube angebracht die es erlaubt Fokuseinstellungen zu reproduzieren Das Leitfernrohr steckt seitlich am Hauptfernrohr in zwei Halterungen in denen es mit je weils drei Schrauben fixiert ist Zu Beginn jeder Beobachtungsnacht sollte berpr ft werden ob das Leitfernrohr parallel zum Hauptfernrohr ausgerichtet ist Dazu peilt man mit Hilfe des Telrad Finders einen hellen
68. hing 1981 W Tirion B Rappaport G Lovi Uranometria 2000 0 Vol 1 2 Willmann Bell 1987 1988 e Jahrb cher H U Keller Das Kosmos Himmelsjahr Franckh Kosmos Verlag T Neckel O Montenbruck Ahnerts Astronomisches Jahrbuch H thig Monatliche bersichten in den Zeitschriften Sterne und Weltraum und Sky and Telescope e Allgemein A Uns ld B Baschek Der neue Kosmos Springer 7 Aufl 2002 H H Voigt Abri der Astronomie BI Wissenschaftsverlag 5 Aufl 1991 69
69. ht werden wird sich in vielen F llen herausstellen dass die theoreti sche Linie zu stark ist Dann kann die H ufigkeit relativ zur solaren verringert werden bis ein guter Fit f r die Linie erreicht ist Es sollten m glichst mehrere Linien pro Element benutzt werden und mindestens die Elemente He Mg und Si untersucht werden Jede Linie ist f r das betreffende Element bestm glich anzupassen Es ergeben sich dann unterschiedliche H ufigkeiten f r dasselbe Element Daraus ist ein Mittelwert mit entsprechendem Fehler zu berechnen Vorbereitungen Zun chst muss das Shell Script synplotb in einem Terminalfenster unter X Windows durch Eingabe von supas0030ganymed gt synplotb gestartet werden Das Script fragt nach dem Semester in dem das Praktikum durchgef hrt wird Geben Sie das Semester nach dem vorgegebenen Muster z B SS06 Geben Sie nun den Buchstaben Ihrer Gruppe ein z B A oder Nun wird vom Script das Arbeitsver zeichnis angezeigt Bitte merken Sie sich diesen Pfad Sie finden dort sp ter Ihre Spektren als Postscript Dateien wieder Endung ps Sie werden nun zur Auswahl eines Kurucz Modells aufgefordert die verf gbaren Modelle werden in Form von dat Files angezegt Hierbei bedeutet die Zahl hinter dem t die Effek tivtemperatur die Zahl hinter g ist 10logg also die Schwerebeschleunigung Sie k nnen 60 KAPITEL 6 AUFGABEN das vorgeschlagene Modell durch Dr cken auf ENTER bernehmen oder ein and
70. icht herunter und schalten Sie ihn keinesfalls einfach aus Am Abend werden von allen Daten Sicherheitskopien Backups angelegt um einem Datenverlust beim Ausfall des Rechners vorzubeugen Dazu muss der Rechner angeschaltet bleiben Sollten Probleme bei der Benutzung des Computers auftreten ist ein Betreuer zu verst ndigen 5 1 Einf hrung in UNIX Die Rechner des Instituts laufen unter dem Betriebssystem Linux Es handelt sich dabei um ein UNIX Derivat f r IBM kompatible PCs Nachdem Sie sich mit der Benutzerkennung und dem Passwort als Praktikumsbenutzer angemeldet haben wird unter der graphischen Benut zeroberfl che X Windows die Desktop Umgebung KDE geladen Am unteren Bildschirmrand sollte eine Startleiste Taskbar erscheinen Durch Klicken mit der linken Maustaste auf das gr ne Symbol ganz links k nnen Sie ein Men ffnen ber das sich Programme starten lassen F r einige Programme gibt es auch Schnellstartsymbole direkt auf der Startleiste Obwohl der Praktikumsrechner mit einer graphischen Benutzeroberfl che ausgestattet ist die insbesondere dem Anf nger das Arbeiten auf einem UNIX System erheblich erleichert ist es dennoch sehr vorteilhaft sich die Grundz ge des Arbeitens mit der Kommandozeile anzueignen Sie starten die Kommandozeile entweder mit dem entsprechenden Schnellstart symbol oder ber das Startmen unter System Terminal Konsole Es sollte sich dann ein Fenster ffnen in dem eine Zeile mit dem sog Prompt v
71. ie gr ndlich vor Eine schlechte Fokus sierung hat zur Folge dass alle in der Beobachtungsnacht aufgenommenen Bilder unscharf und daher m glicherweise unbrauchbar sind In N chten mit starken Temperatur nderungen kann es au erdem erforderlich sein nach einer gewissen Zeit nachzufokussieren 3 3 3 Aufnahme von Bildern Bevor Sie eine langbelichtete Aufnahme machen sollten Sie sicherstellen dass das gew nsch te Objekt auch tats chlich auf den CCD Chip abgelichtet wird Dazu machen Sie wiein Ka pitel B 2 beschrieben kurzbelichtete Testaufnahmen im Focus Modus siehe 3 3 2 Es bietet sich dabei an durch Reduktion der Aufl sung mittels Binning von Pixeln zu gr eren effektiven Pixeln 2x2 oder 3x3 sowohl die Empfindlichkeit der Pixel zu erh hen als auch die Auslesezeiten signifikant zu verk rzen Dazu stellt man im Focus Men bei Frame size den Wert Dim ein und klickt auf OK Es werden dann hnlich wie beim Fokussieren st ndig neue Bilder angezeigt diese werden aber automatisch mit verringerter Aufl sung aufgenom men Ver ndern Sie nun die Ausrichtung des Teleskops bis der gew nschte Bildausschnitt im Fenster erscheint Ist das Kabel f r die automatische Nachf hrung am Handtaster ange schlossen siehe Kap 3 1 kann das Teleskop auch durch Tastendruck mit dem Mauszeiger auf die Slew Buttons verstellt werden F r die richtigen Aufnahmen ruft man entweder ber das Symbol Grab oder ber den entsprechen
72. iginalspektrum abgezogen Falls die Aufnahmen bereits dunkelstromkorrigiert sind muss f r Dark no eingegeben werden Der Name der Ergebnisdatei sollte nur Buchstaben Zahlen _ und enthalten Die Dateiendung fit ist wegzulassen In den beiden letzten Parametern ge ben Sie den Rotations und Schwerwinkel zur Korrektur der Daten an Es handelt sich dabei um optionale Parameter die beim ersten Aufruf des Programms bestimmt werden Sollten Sie hinterher mit den Ergebnissen nicht zufrieden sein k nnen Sie das Programm erneut aufrufen und die beiden Parameter angeben Bei einem erneuten Aufruf des Pro gramms wird gepr ft ob die rotierten wlcrot bdf specrot bdf und gescherten Spektren wlcshift bdf specshift bdf schon vorhanden sind Dann werden die beiden ersten der unten aufgef hrten Schritte zur Datenreduktion bersprungen Falls Sie ein Spektrum erst mals bearbeiten m ssen Sie diese Schritte unbedingt durchf hren Gele Shel Konsole MIDAS 01 graph o s Edit View Bookmarks Settings Help E Frame wlcrot baf Tr Midas 001 gt spec3 Alpha_Lyr Vega _low fit no Alpha_Lyr Vega _low_cal fit Alp Context Spec enabled Set parsmeters to default valu Berner gr Context Long enabled Es muss ein Grafikfenster existieren Erafikfenster wird erzeugt mit create graph d STEPi set to 1 ed
73. im Allgemeinen nicht dieselbe Bandbreite von Wellenl ngen Korrekturspektrum 3200 7200 Abb D 7 rechts Im graphic Fenster muss also wieder der Bereich des Spektrums ausgew hlt werden der noch sinnvoll ist Nach jeder Auswahl wird das Ergebnis angezeigt und darf wie gewohnt so oft verbessert werden wie es notwendig erscheint Schlie lich werden s mtliche Korrekturparameter noch einmal ausgegeben Es wird jeweils eine Postscript Datei des Spektrums ohne und mit Flusskorrektur erzeugt Die Namen dieser Dateien werden ebenfalls ausgegeben 50 KAPITEL 5 DATENVERARBEITUNG Kapitel 6 Aufgaben 6 1 bersicht Teil A Visuelle Beobachtungen A1 Aufsuchen von Himmelsobjekten A2 Gesichtsfeldmessung A3 Bestimmung des Aufl sungsverm gens Teil B Systemeigenschaften der CCD Kamera B1 Bias und Ausleserauschen B2 Dunkelstrom B3 Linearit t Teil C Aufnahmen mit der CCD Kamera C1 Langbelichtete Aufnahme eines beliebigen Himmelsobjekts C2 Mond oder Planetenaufnahme mit hoher Aufl sung Teil D Photometrische Aufgaben Auswahl einer Aufgabe D1 Farben Helligkeits Diagramm eines Sternhaufens D2 Lichtkurve eines ver nderlichen Sterns Teil E Aufnahme von Sternspektren Teil Spektralanalyse des Sternes BD 33 2642 F1 Bestimmung der Sternparameter T g und log g F2 Bestimmung von Elementh ufigkeiten Die Praktikanten seien ermutigt auch eigene Ideen einzubringen die dann nach R ckspr
74. in Dateinamen verwenden kopiert den Inhalt der Datei file in die Datei file2 Existiert file2 schon so wird der Inhalt berschrieben andernfalls wird diese Datei neu er ffnet Ist file2 der Name eines Verzeichnisses dann wird file in dieses Verzeichnis kopiert und beh lt den Namen bei l scht die Datei mit dem Namen file wenn die Abfrage remove file mit y beantwortet wird legt im momentan aktuellen Verzeichnis ein neues Un terverzeichnis mit dem Namen newdir an l scht das Verzeichnis olddir sofern es leer ist gibt den Inhalt der Datei file vollst ndig auf dem Bild schirm aus dito jedoch seitenweise Bei uns auch als pg file ver drahtet kopiert den Inhalt von file und file2 hintereinander in die Datei outfile liefert eine ausf hrlichere Beschreibung des Befehls commandname seiner Syntax und m glicher Optionen auf dem Bildschirm sowohl f r die obigen wie f r alle anderen Befehle 5 2 DATEN BERTRAGUNG AUF DEN PRAKTIKUMS PC 37 5 2 Daten bertragung auf den Praktikums PC Die CCD Aufnahmen mit der ST 8XME Kamera werden mit Hilfe des Programms CCDOps in einem eigenen Datenformat der Firma SBIG ST8 auf dem Notebook gespeichert siehe 3 3 4 Zur Weiterverarbeitung auf dem PC ist es jedoch notwendig die Dateien in das FITS Format Flexible Image Transport System zu konvertieren das in der Astronomie sehr weit verbreitet ist und einen Quasi Standard darstellt Das Programm CCDOps ist in de
75. inden Sie das Netzteil mit dem verbleibenden Kabel Rund Stecker mit der Kamera 4 Verbindung mit dem Notebook Das USB Kabel zum Anschluss der Kamera an einen PC besitzt zwei unterschiedliche Stecker Der ann hernd quadratische Typ B Stecker wird in die entsprechende Buchse an der Kamera gesteckt w hrend der flache Typ A Stecker zum Anschluss an das Notebook dient 5 Einschalten der Ger te Bet tigen Sie den roten Schalter an der Steckdosenleiste und fahren Sie dann das Notebook hoch An der CCD Kamera befindet sich kein eigener Netzschalter Diese wird mit Strom versorgt sobald Sie den Schalter am Netzteil der Kamera einschalten 3 2 AUFFINDEN UND EINSTELLEN VON OBJEKTEN 15 Die Orientierung der CCD Kamera zu den Drehachsen des Teleskops ist im Prinzip beliebig w hlbar Es erweist sich allerdings als vorteilhaft wenn die Kamera genau so angeschraubt wird dass sich das Gesichtsfeld des CCD Chips bei einer Bewegung des Teleskops in hori zontaler und vertialer Richtung verschiebt Wenn Sie dann z B die Stundenachse mit dem Handtaster bewegen k nnen Sie auf dem Display des Notebooks direkt verfolgen wie sich der mit der Kamera aufgenommene Bildausschnitt nach rechts oder links verschiebt Bei einer unvorteilhaften Orientierung kann es hingegen passieren dass der Bildausschnitt z B entlang der Diagonalen wandert was die Handhabung etwas erschwert Beim Betrieb der CCD Kamera am Teleskop kommen zu den schon vorhandenen Stolper fal
76. inem mit Schaumstoff ausgelegten schwarzen Koffer gelagert und sollte niemals einfach so in den Schrank gelegt werden Im Wesentlichen besteht die Kamera aus drei Komponenten e dem Kamerageh use mit integriertem L fter e einem Filterradgeh use und e dem Netzteil f r die Stromversorgung der Kamera Die Kamera verf gt ber eine USB Schnittstelle f r die Kommunikation mit einem PC Das entsprechende Datenkabel liegt ebenfalls im Kamerakoffer Der tragbare PC Notebook zur Ansteuerung der Kamera wird auch in Raum L S15 158 im Schrank gelagert Bei der Installation der CCD Kamera am Teleskop gehen Sie nach einem festen Schema vor Lesen Sie sich bitte zun chst alle Punkte durch bevor Sie mit dem Aufbau beginnen 1 Montage des CCD Kopfes am Teleskop Die CCD Kamera wird in die entsprechende Steckh lse am Okularauszug des Teleskops geschoben und mit der Inbusschraube festgeklemmt Dabei sollte die flache Seite des CCD Kopfes also die Seite an der die Kabel angeschlossen werden etwa parallel zur Deklinationsachse liegen 2 Anschluss der automatischen Nachf hrung Stecken Sie das Kabel an dem die schwarze Relaisbox h ngt einerseits in den gro en Stecker des Filterrads am CCD Kopf Westernstecker und andererseits in den Hand taster siehe Kap 2 2 3 Anschluss der Stromversorgung Stecken Sie zun chst die Kaltger tekupplung 3 polig in das Netzteil und den Schuko Stecker in die noch ausgeschaltete Steckdosenleiste Dann verb
77. isch im linken Teil des Focus Fensters angezeigt wird Je besser die Fokussierung desto schmaler und h her ist das stellare Helligkeitspro fil und der angezeigte maximale Pixelwert Zur Beurteilung der Sch rfe sollte man stets mehrere Aufnahmen gt 5 abwarten und die Werte im Kopf mitteln da durch die Luftun ruhe Vibrationen des Teleskops und winzige Gleichlaufschwankungen der Nachf hrung be tr chtliche Schwankungen des Signals auftreten je nachdem ob das Maximum des stellaren Helligkeitsprofils mehr oder weniger auf nur ein Pixel oder auf die Grenze zwischen meh reren Pixeln f llt Bei leichtem Wolkendurchzug k nnen au erdem Helligkeitsschwankungen auftreten In verzirrten N chten bleibt einem oft nichts anderes brig als das dargestellte 18 KAPITEL 3 DIE CCD KAMERA Exposure Time 0 Dark frame aso Cancel Image size Exposure delay po Special Processing a Abbildung 3 2 Dialogfenster f r die Aufnahme von Bildern Abbild des Sterns nach Rundheit und Gleichm igkeit zu beurteilen Man beachte dass die digitalen Helligkeitswerte in 16 Bit Zahlen abgespeichert werden und daher einen Maximalwert von 65 535 ADU Analog Digital Unit nicht berschreiten k nnen Vermeiden Sie berbelichtungen Pixelwerte mit mehr als 40000 ADU und verwenden Sie gegebenenfalls einen schw cheren Stern oder stellen Sie eine k rzere Belichtungszeit ein Lassen Sie sich bei der Fokussierung Zeit und gehen S
78. itel 3 Die CCD Kamera Der grundlegende Aufbau der im Praktikum verwendeten CCD Kamera engl Abk f r Charged Coupled Device ist dem einer handels blichen digitalen Kamera sehr hnlich Zentraler Bestandteil ist ein lichtempfindlicher Halbleiterchip CCD Fotosensor der in einer zweidimensionalen Matrix von Bildelementen Pixel den Strahlungsstrom bzw die Beleuch tungsst rke verbunden mit einer Ortsinformation in elektrische Signale umsetzen kann Die se werden dann von einem A D Wandler in digitale Signale umgewandelt die ein tragbarer PC ausliest und speichert Im Gegensatz zu einer herk mmlichen Digitalkamera besitzt die Praktikumskamera keine integrierte Optik Statt dessen wird der CCD Chip direkt aus dem Teleskop belichtet um ein m glichst unverf lschtes Bild der vom Teleskop eingefangenen Photonen zu liefern Ein weiterer wichtiger Unterschied ist dass die im Praktikum verwendete CCD Kamera ein Pr zisionsmessinstrument darstellt Das hei t die von ihr gemessenen Intensit ten lassen sehr genaue Schlussfolgerungen ber die am Himmel beobachteten Objekte zu Um dies zu erreichen besitzt die Kamera eine aktive K hlung basierend auf einem Peltier Element Sie erlaubt es den sog Dunkelstrom der zum Teil durch thermische Anregung von Elektronen im Halbleitermaterial des CCD Sensors hervorgerufen wird auf ein Minimum zu reduzieren Ferner ist die Anzahl der im Halbleitermaterial des CCD Sensors erzeugten Ladungstr ger prop
79. justierung ist der NGC MAX in der Lage die Ausrichtung des Te leskops mit den ihr entsprechenden Himmelskoordinaten Rektaszension RA und Dekli nation DEC zu verkn pfen Die in der internen Datenbank gespeicherten Katalogdaten erm glichen dann eine Zuordnung zu bestimmten Himmelsobjekten Alle im NGC MAX gespeicherten Positionen beziehen sich dabei auf die Epoche J2000 0 Die folgende Liste erl utert die wichtigsten Betriebsmodi MODE RA DEC Dieser Modus dient der Anzeige der aktuellen Himmelskoordinaten MODE CATALOG In diesem Modus k nnen Sie aus einer Liste von Katalogen ein Objekt ausw hlen auf das Sie dann z B das Teleskop ausrichten Mit den UP DOWN Tasten wechseln Sie zwischen den verschiedenen Listen und mit der ENTER Taste w hlen Sie eine dieser Listen aus Dann k nnen Sie wiederum mit den UP DOWN Tasten die Nummer eines bestimmten Objekts der jeweiligen Liste angeben und mit ENTER die Eingabe best tigen Das Display zeigt dann Rektaszension und Deklination des ausgw hlten Objekts an Nochmaliges Dr cken der ENTER Taste liefert zus tzliche Informationen Im NGC MAX sind die Daten von 951 Sternen ST sowie von 367 nicht stellaren Ob jekten NS siehe Listen im Metallschrank die Messier M NGC und IC Kataloge und die Ephemeriden der Planeten des Sonnensystems PL gespeichert Um die Him melskoordinaten der Planeten aus den Ephemeriden berechnen zu k nnen ben tigt der NGC MAX das aktuelle Datum Achten
80. l 64 KAPITEL 6 AUFGABEN Anhang A H ufige Fehler e Schwarzes oder dunkles Bild Abdeckkappen abgenommen Fangspiegelabdeckung entfernt Kuppelspalt richtig eingestellt Filter auf Okulare aufgeschraubt e Fokussierung Falscher Zwischenring eingeschraubt evtl kann es zu Schwingungen am Cassegrain Fokus kommen die die Fokussie rung erschweren e NGC MAX Kabel und Stecker korrekt befestigt Teleskop stand bei Initialisierung auf falscher Seite nicht auf Tischseite im Wes ten Bei Initialisierung falschen Leitstern eingestellt Leitstern war bei Initialisierung nicht stlich des Meridians eleskop zu schnell bewegt Im Zweifelsfall neu initialisieren Falls NGC MAX nicht auf Teleskopbewegungen reagiert berpr fen ob Netzteil auf 9V steht e Nachf hrung Eingeschaltet Handrad f r Rektaszension zu locker Anziehen aber nicht zu fest e Deklinationsbewegung Spindel am Anschlag e Telrad Finder Akku leer e CCD Kamera 65 66 ANHANG A H UFIGE FEHLER Kabel richtig verbunden Richtiger Zwischenring eingeschraubt e CCD Bilder lassen sich nicht mehr in CCD OPS laden CCD Dateien beim Speichern mit FITS Dateien berschrieben Beim Speichern als FITS Dateien immer die Dateiendung FIT angeben Ohne explizite Angabe werden die Bilder stets mit der Dateiendung ST8 abgespeichert e Aufsatz f r den Spektrograph
81. l ngerer Belichtung Schlieren zeigen oder ver waschen wirken Bei extremen Langzeitbelichtungen kann es aber notwendig werden den Gleichlauf des Teleskops zus tzlich zu kontrollieren und ggf zu korrigieren Die 5 8 Kamera besitzt einen zweiten CCD Chip Tracking CCD neben dem Hauptchip Imaging CCD siehe Tab 3 1 Mit Camera Switch CCDs k nnen Sie zwischen beiden CCDs wech seln In der Statuszeile l sst sich ablesen welcher Chip gerade aktiv ist und bei der n chsten Aufnahme ausgelesen wird Der Tracking CCD ist auf der Platine im Kopf der Kamera neben dem Hauptchip angebracht und zeigt deswegen einen etwas anderen Himmelsausschnitt Man kann sich diesen Umstand zu Nutze machen indem man einen hellen Stern der auf dem Tracking CCD abgebildet wird als Leitstern benutzt um die Nachf hrung des Teleskops zu korrigieren Dazu muss das Programm CCDOps in der Lage sein Steuerbefehle ber die Kamera an die Schrittmotoren des Teleskopantriebs zu senden Hierzu muss das Verbindungskabel zwischen CCD Kopf und Handtaster angeschlossen sein siehe Kap 3 1 Drehen Sie au erdem die Geschwindigkeit am Handtaster auf die zweitkleinste Stufe 1 5 Vor Beginn der Aufnahme muss die automatische Nachf hrung mit Hilfe eines Eichsterns kalibriert werden Bringen Sie dazu einen hellen Stern ins Gesichtsfeld der CCD Kamera und rufen dann ber Track Calibrate das Eingabefenster Calibrate Track auf Hier geben Sie die Belichtungszeit Exp
82. latte ist im Men File Save As der Dateiname und das Format anzugeben F r das Praktikum gibt es einen eigenen Ordner in dem Sie f r Ih re Gruppe ein Verzeichnis anlegen am besten gleich mit verschiedenen Unterverzeichnissen f r die einzelnen Beobachtungen W hlen Sie als Ausgabeformat das komprimierte ST8 Format Denken Sie auch daran den Dateien sinnvolle Namen zu geben damit Sie es bei der Auswertung leichter haben Ihre Daten wiederzufinden Bei den Versuchen zur Photometrie und Spektroskopie siehe Kap ist es n tig dass die Bilddaten zur Weiterverarbeitung im FITS Format abgespeichert werden Hierbei ist unbedingt darauf zu achten dass die Speicherung mit 16 Bit erfolgt Zus tzlich sollten Sie Angaben zu Objekt Teleskop und Beobachter machen die im sogenannten FITS Header festgehalten werden Auch dies erleichtert Ihnen die sp tere Datenanalyse Beim Speichern im FITS Format sollte die Dateinamenerweiterung FIT lauten Einmal gespeicherte Bilddateien k nnen ber das Men File Open erneut angezeigt und bearbeitet werden Wichtig f r die Darstellung von Bildern ist die geeignete Verteilung der Graustufen ber den tats chlichen dynamischen Bereich der Aufnahme Neben dem Fenster mit der Bildanzeige sollte noch ein Fenster mit dem Titel Contrast ge ffnet worden sein Darin kann man mit Hilfe der Parameter Back und Range festlegen welchem Pixelwert die Farbe Schwarz zugeordnet wird und ber welchen Bereic
83. len ob eine Aufnahme von Ihnen ist oder von einer anderen Gruppe gemacht wurde Die Aperturfl che Aperture Area sollte fest auf 71 4712 eingestellt sein wohingegen die Teleskopbrennweite Focal Length beim RC Fokus 80 inches und beim Cassegrain Fokus 150 inches betr gt siehe Kap P 4 1 3 3 2 Fokussierung Der CCD Chip muss so genau wie m glich in den Brennpunkt des Teleskops gebracht wer den Dazu verwendet man am besten einen mittelhellen Stern auf den zun chst das Teleskop auszurichten ist siehe Kap 3 2 Die Scharfstellung selbst erfolgt wie in Kapitel 2 4 be schrieben durch Drehen der Fokussierschnecke am Okularauszug bzw des R ndelrades in der Fangspiegelaufh ngung w hrend die CCD Kamera st ndig kurz belichtete Bilder aufnimmt Bevor Sie mit der Fokussierung beginnen sollten Sie daf r sorgen dass im Fil terrad der Clear Filter eingestellt ist Sie k nnen dies in der Statuszeile unten rechts im Programmfenster berpr fen Im Prinzip k nnen Sie auch einen der anderen Filter verwen den allerdings kommen beim Clear Filter die meisten Photonen auf dem CCD Chip an und Sie verk rzen dadurch die Belichtungszeiten Beim Wechsel auf einen anderen Filter ndert sich die optische Wegl nge nicht so dass die Fokussierung erhalten bleibt Das Programm CCDOps besitzt einen speziellen Fokussierungsmodus den Sie durch Dr cken des Focus Symbols oder aus dem Camera Men heraus aktivieren k nnen Es erscheint dann ein
84. len noch eine Reihe neuer Kabel hinzu die eine insbesondere im Dunkeln erh hte Aufmerksamkeit Ihrerseits erfordern Schlie lich handelt es sich sowohl beim Notebook als auch bei der CCD Kamera um empfindliche und teure Ger te die einen pfleglichen Umgang verlangen Es hat sich als vorteilhaft erwiesen den Bereich zwischen dem Tisch auf dem das Notebook steht und dem Stativ des Teleskops zu meiden und dort grunds tzlich nicht mehr hindurchzulaufen 3 2 Auffinden und Einstellen von Objekten Da bei Benutzung der CCD Kamera nicht mehr direkt durch das Hauptfernrohr geschaut werden kann muss die Einstellung von Objekten mit Hilfe des Leitfernrohrs oder mittels kurzbelichteter CCD Testaufnahmen vorgenommen werden Grunds tzlich sollte zu Beginn jeder Beobachtungsnacht die Parallelit t der beiden Fernrohre berpr ft und ggf wieder hergestellt werden siehe Kap 2 4 Sie k nnen die aufzunehmenden Objekte wie bei den rein visuellen Beobachtungen mit Hilfe des NGC MAX anpeilen siehe Kap 2 5 Dann berpr ft man wenn m glich ob das Objekt im Leitfernrohr in der Mitte des Gesichtsfeldes liegt Sofern beide Fernrohre parallel ausgerichtet sind und der NGC MAX richtig einjustiert wurde siehe Kap 2 5 1 sollte dies immer in etwa der Fall sein Manchmal sind sehr kleine Korrekturen erforderlich die man am besten mit Hilfe des Fadenkreuzokulars am Leitfernrohr vornimmt Bevor nun die eigentliche Aufnahme erfolgt f hrt man
85. liegt kann die Verbindung zur Kamera mit Camera Shutdown bzw durch Klicken auf das Symbol ShtDn getrennt wer den Unterbrechen Sie niemals die Stromversorgung des CCD Kopfes bevor sich die Kamera wieder n herungsweise auf Umgebungstemperatur erw rmt hat Zu Ihrer eigenen Sicherheit sollten Sie die von Ihnen aufgenommenen Bilddateien nach jeder Beobachtungsnacht entweder auf einem mitgebrachten USB Stick sichern oder ber eine Netzwerkverbindung auf den Praktikumsrechner bertragen siehe Kap So k nnen Sie eventuellem Datenverlust bei Ausfall des Notebooks vorbeugen 3 4 Spezielle Hinweise 3 4 1 Aufnahme von Flatfields Genaue Helligkeitsmessungen mit einer CCD Kamera sind nur m glich wenn verschiedene die Signalst rke beeinflussende Effekte ber cksichtigt werden Dazu geh ren e geringf gige Variation der Empfindlichkeit von Pixel zu Pixel e Mitte Rand Verdunkelung als Folge der Vignettierung durch die Fernrohroptik e Haare Staub etc auf allen optischen Bauteilen im Strahlengang vom Prim rspiegel bis zu den Farbfiltern in der Kamera Diese in den Aufnahmen enthaltenen Dreck Effekte werden durch ein sogenanntes Weif bild Engl Flatfield herauskorrigiert Es handelt sich dabei um die Aufnahme einer gleich m ig beleuchteten Fl che die ein m glichst diffuses Bild liefert so dass das Signal f r alle Pixel nahezu gleich ist Das tats chlich gemessene Signal gibt dann die Signalvariationen infolge der o g
86. ll man nur das Spektrum eines einzelnen Sterns gewinnen so plat ziert man in der Brennebene des Teleskops eine Spaltblende Lediglich l ngs des Spalts und damit quer zur Dispersionsrichtung bleibt dann noch eine r umliche Information erhalten Das vom Spalt kommende divergente Lichtb ndel muss dann von einem Kollimator parallel gerichtet und nach spektraler Zerlegung durch das Gitter von einem Kameraobjektiv auf die Detektorfl che fokussiert werden Das Spektrum ist im Grunde genommen nichts weiter als eine kontinuierliche Abfolge monochromatischer Spaltbilder Als Gitter werden heutzu tage meistens sogenannte Blaze Gitter verwendet die durch ihre spezielle s gezahnartige Furchenform den gr ten Teil des Lichtes in eine bestimmte Ordnung des Beugungsbildes konzentrieren Die wichtigsten Kenngr en eines Spektrographen sind die Dispersion die Aufl sung und der insgesamt abgebildete Wellenl ngenbereich Die Dispersion gibt an wie stark das Spektrum aufgef chert wird Meist wird sie in Form der reziproken linearen Dispersion in mm angegeben Der abgebildete Wellenl ngenbereich ist um so gr er je geringer die Disper sion bzw je gr er die reziproke Dispersion ist und je gr er die linearen Abmessungen der Detektorfl che sind Die Aufl sung R A AX eines Spektrographen h ngt von einer Reihe von Parametern ab Neben dem Durchmesser des Lichtb ndels und der Anzahl der Gitterstriche eines Gitters spielen vor allem die Spalt
87. ls Die Betrachtung des Ergebnisses wird zeigen dass Hy im Modell viel zu stark ist Eine Erh hung der Effektivtemperatur macht die Linie schw cher ein h heres log g macht sie vor allem breiter Versuchen Sie das beste Modell zu finden und benutzen Sie dabei auch H8 und H Elementh ufigkeiten Studieren Sie die Napiwotzki Arbeit um Anhaltspunkte zu finden wo st rkere Linien der verschiedenen Elemente im Bereich unseres Spektrums 4000 5000 zu erwarten sind Wenn Sie einen geeigneten Bereich gefunden haben kann ein Spektrum mit Linien zun chst 6 2 VERSUCHSBESCHREIBUNGEN 61 mit solaren H ufigkeiten berechnet werden F r die Linien bei 4267 k nnte das so aussehen Choose an atmosphere model t ap00t11000g40k2 ap00t12000g35k2 ap00t12000g40k2 ap00t13000g35k2 ap00t13000g40k2 ap00t13000g50k2 ap00t18000g25k2 ap00t18000g30k2 ap00t18000g35k2 Use TAB for command line completion dat dat dat dat dat dat dat dat dat ap00t18000g40k2 ap00t19000g25k2 ap00t19000g30k2 ap00t19000g35k2 ap00t19000g40k2 ap00t20000g30k2 ap00t20000g35k2 ap00t20000g40k2 ap00t21000g30k2 TEFF K g dat dat dat dat dat dat dat dat dat ap00t21000g35k2 ap00t21000g40k2 ap00t22000g30k2 ap00t22000g35k2 ap00t22000g40k2 ap00t23000g30k2 ap00t23000g35k2 ap00t23000g40k2 ap00t24000g30k2 10 log g dat dat dat dat dat dat dat dat dat ap00t24000g35k2
88. n mit dem sich die Schrittmotoren direkt ansteuern lassen Auf dem Handtaster befinden sich je zwei Druck kn pfe f r die Stundenachse gr n und die Deklinationsachse rot Ferner kann mit Hilfe des Drehschalters die Geschwindigkeit reguliert werden Es sind folgende vier Geschwindig keitsstufen m glich von links nach rechts 1 Pointierbewegung 2 sehr langsam 1 s langsam 3 s 4 schnell 87 5 Bei l ngerer Deklinationsbewegung in einer Richtung ist darauf zu achten dass der Tan gentialarm nicht das Ende der Spindel erreicht Es sollte daher hin und wieder kontrolliert werden ob die Spindel der Deklinationsachse etwa mittig sitzt Insbesondere sollte dies beim Verlassen der Kuppel der Fall sein Frontring Tangentialklemmung ao T H f h Deklinationsachse N Telrad Finder Teilkrei e Pu on F am EM Leitfernrohr Stundenachse Fokussierung Handrad Stundenachsengeh use Steuerger t S ulenstativ Abbildung 2 1 Montierung und Teleskop 2 3 Steuerger t und Nachf hrung Unterhalb des Handrads befindet sich das Steuerger t f r die Schrittmotoren Von hier f hren Kabel zum Handtaster und zum Stundenachsengeh use Neben der manuellen Bewegung beider Achsen der Montierung gibt es f r die Stundenachse auch noch eine automatische Nachf hrung um die scheinbare Rotation des Himmels zu kompensieren 2 4 TELESKOP T Mit dem Eins
89. n Spalt und Gittereinstellungen verdeckt ein kleines Eintrittsfenster ber das das Licht der Kalibrationslampe in den Spek trographen gelangen kann 4 2 Aufbau des Spektrographen Zun chst muss die Kamera an den Spektrographen angebracht werden Dies erfordert et was Geschick und sollte immer bei Licht im Vorbereitungsraum und niemals oben in der Sternwarte gemacht werden 1 Filterrad und Kameraaufsatz entfernen Schrauben Sie das Filterrad von der Kamera ab indem Sie die kleinen Inbusschrauben zwischen Filterrad und Kamera l sen Niemals das Filterrad als Ganzes drehen Der Kameraaufsatz ist mit vier Kreuzschlitzschrauben befestigt die Sie herausschrau ben m ssen Kameraaufsatz und Filterrad k nnen Sie im Kamerakoffer verstauen Die vier Kreuzschlitzschrauben ben tigen Sie sp ter noch 2 Spektrographen aufschrauben ffnen Sie dann den Spektrographen indem Sie den Deckel l sen Er ist ebenfalls mit vier Kreuzschlitzschrauben nicht mit den anderen verwechseln festgemacht Der aufgeschraubte Spektrograph sollte so aussehen wie in Abbildung 4 1 3 Kameraaufsatz f r Spektrographen anbringen L sen Sie nun die Schraubklemme am Kameraauszug mit einem Inbusschl ssel und ziehen Sie den Kameraaufsatz heraus Dieser Aufsatz hat ebenso wie der f rs Filterrad vier L cher und muss nun mit denselben vier Schrauben an der Kamera festgeschraubt werden Achten Sie auf die Markierungen am Kamerageh use damit Sie ihn richtig herum an
90. n ganymed 3a aa ak ak ak ak a a a a aaa ak ak ak ak ak ka aaa ae ae ae ak ak a ak ak aaa ae ae ae ae ak ak ak ak aaa aaa ae ak ak ak a aaa aaa ak ak ak ak ak kkk kkk Copyright C 1996 2008 European Southern Observatory comes with ABSOLUTELY NO WARRANTY for details type license This is free software and you are welcome to redistribute it under certain conditions type license for details FKK K K K K KKK K K K K FK FK FK K K K K K KK K K FK FK FK K K K K K K K FK FK K FK FK FK K K K K K K K FK FK FK FK K K K K K K K K K FK FK K K K K K K K K K K K Abbildung 5 1 Versionsnummer und Copyright Meldung beim Starten von MIDAS 5 3 1 Grundlegende MIDAS Syntax Aufgerufen wird MIDAS durch Eingabe des Befehls inmidas mit anschlie ender Best tigung durch ENTER an der Kommandozeile in einem Terminal siehe Kap B 1 Nach dem Start sollte die in Abbildung dargestellte Copyright Meldung angezeigt werden Es werden au erdem automatisch ein Fenster f r die Darstellung von Bildern schwarzer Hintergrund und eines f r Diagramme wei er Hintergrund ge ffnet Diese Fenster auf keinen Fall durch Anklicken des Kreuzes in der rechten oberen Fensterecke schlie en Sie ben tigen diese Fens ter um sich ihre Beobachtungsdaten graphisch anzeigen zu lassen Ist MIDAS gestartet worden ndert sich der Prompt f r die Eingabe von Befehlen
91. n ist Wie eingangs erw hnt siehe S k nnen Sie die Ergebnisse bis zu diesem Schritt re produzieren indem Sie beim Aufruf des Programms spec prg die Winkel alpha und beta als Zahlenwerte mitangeben 3 Schritt Bestimmung und 4 Schritt Subtraktion des Himmelshintergrunds Im graphic Fenster ist nun das r umliche Helligkeitsprofil des Sternspektrums senk recht zur Dispersionsrichtung zu sehen Abb B 5 Bevor Sie mit der Auswertung fortfahren sch tzen Sie ab ob Sie ein gutes Signal Rausch Verh ltnis engl signal to noise ratio SNR haben Vergleichen Sie dazu die Pixelwerte des Signalmaximums mit denen des Hintergrunds links und rechts des Peaks Nun m ssen Bereiche definiert werden in denen der Himmelshintergrund liegt Dazu geben Sie durch Linksklicks im graphic Fenster links und rechts vom Peak jeweils ein Paar von x Positionen an Achtung jeder Linksklick wird sofort eingelesen Um den Bereich des Signals zu markieren w hlen Sie ein x Intervall welches den Peak begrenzt Ist die Auswahl beendet wird der Hintergrund vom Sternspektrum abgezogen An schlie end wird ein neues Sternspektrum erzeugt indem die Helligkeitswerte ber den in Schritt 4 gew hlten r umlichen Bereich aufsummiert werden MIDAS_01 graph 0 lt d3580 uors mn septucee Pixel value y 8 T F e S g D zuryar reef Position Abbildung 5 5 R umliches Helligkeitsprofil des Sternspektrums zur Bestimmung und Su
92. n somit auf dem Spalt festzuhalten 4 4 3 Kalibrationsaufnahmen Die Wellenl ngenkalibration erfolgt ber die Aufnahme des Emissionsspektrums der HgAr Kalibrationslampe siehe Kap 14 3 F r die Kalibrationsspektren sind im Gegensatz zu den Sternspektren wenige Sekunden Belichtungszeit vollkommen ausreichend Am besten machen Sie die Kalibrationsaufnahme direkt im Anschluss an die Aufnahme des Sternspektrums ohne dabei die Lage des Teleskops und des Spektrographen zu ver ndern Denken Sie daran nach der Kalibrationsaufnahme das Fenster auf der Unterseite des Spektrographen wieder zu verschlie en damit beim n chsten Sternspektrum kein Streulicht durch diese ffnung in den Spektrographen gelangen kann Wie bei den fotografischen Aufnahmen ist es auch bei Spektroskopie notwendig die Rohdaten mit Hilfe von Dunkelbildern Dark frames zu korrigieren Deren Aufnahme hat ebenso mit gleicher Belichtungszeit gleichem Binning und bei gleicher Temperatur des Chips zu erfolgen Hierbei ist besonders sorgf ltig vorzugehen da aufgrund des geringen Hintergrunds bei der Spektroskopie das Rauschen weitgehend vom Dunkelstrom dominiert wird und nicht durch den Himmelshintergrund Daher sollten Sie auf eine m glichst genaue Einhaltung der Temperatur achten und die Dark frames direkt im Anschluss an die Spektren aufnehmen Grunds tzlich m ssen auch CCD Aufnahmen von Spektren mit Hilfe eines Weifbildes Flat field korrigiert werden z B durch Aufnahme
93. nahmen sollten die Sichtverh ltnisse Seeing H he ber Horizont etc vermerkt werden und gegebenenfalls bei der Aus wertung ber cksichtigt werden Den Zeitpunkt der Messungen und die Beobachtungsbedingungen Die Daten Grafiken oder Bilder ggf Angabe des Pfadnamens wo im Praktikumsver zeichnis die Bilder zu finden sind Eine Erkl rung um was f r Messdaten es sich handelt dabei m ssen keine Kapitel aus B chern abgeschrieben werden kurz und knapp aber pr zise 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 rt wo dies m glich ist eine Fehlerabsch tzung beim Versuch BD 33 2642 z B durch Grafiken die die Atmosph renparameter 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 logarithmische Darstellung unscharfe Maskierung usw Kapitel 2 Die Sternwarte 2 1 Die Kuppel Man ffnet und schlie t den Kuppelspalt durch Bet tigen des entsprechenden Handschalters Die Kuppel wird mit dem zweiten Schalter in azimutaler Richtung gedreht Beide Vorrich tungen haben in der Endstellung eine Abschaltautomatik f r die Antriebsmotoren F r Be obachtungen nahe dem Zenit muss man zun chst bei geschlossen
94. neues Fenster in dem Sie verschiedene Einstellungen vornehmen k nnen Wichtig ist hier vor allen Dingen die Belichtungszeit Exposure time die typischerweise zwischen 2 und 10 Sekunden liegen sollte Belichtungszeiten unter 1 Sekunde sind zu stark von kurzzeitigen Seeing Effekten beeintr chtigt und erlauben keine zuverl ssige Aussage ber die Fokussie rung Ferner k nnen Sie unter Frame size die Gr e des ausgelesenen Bildausschnitts w hlen Da man f r die Fokussierung eigentlich nur einen Stern ben tigt kann man einen entsprechend kleinen Himmelsausschnitt nehmen und so die Auslesezeiten klein halten wodurch sich die Bildwiederholfrequenz steigern l sst Hierzu verwendet man die Option Planet Es wird nun zun chst ein Bild mit dem gesamten CCD Blickfeld aufgenommen und angezeigt Im dargestellten Bild erscheint eine Box die den f r die Fokussierung zu benutzenden Ausschnitt wiedergibt Die Position wie auch die Abmessungen der Box k nnen ver ndert 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 anschlie end mit dem Cursor auf Resume Es werden nun laufend Bilder des gew hlten Ausschnitts um den Stern aufgenommen und angezeigt Als Kriterium f r die optimale Fokussierung dient haupts chlich der Helligkeitswert des am st rksten belichteten Pixels der automat
95. ng des Programms synspec als synspec ps vor Aufgaben in diesem Teil des Praktikums 1 Zur Einstimmung ist mindestens ein 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 rlich stellen die publizierten Ergebnisse einen guten Ausgangspunkt f r weitere Studien dar 2 Das optische Spektrum ist zu plotten und zu studieren 3 Aus den vorhandenen Kurucz Modellen das am besten passende ausw hlen Dies ge schieht am besten durch Anpassung der Balmerlinien Hy H mit theoretischen Spektren Dabei muss nat rlich vor einem Vergleich das synthetische Spektrum mit dem Instrumentenprofil Gau funktion FWHM 0 5 gefaltet werden Unter Um st nden muss auch eine Wellenl ngenverschiebung zwischen Beobachtung und Theorie z B wegen einer Radialgeschwindigkeit des Sterns oder wegen ungen gender Wel lenl ngenkalibrierung ausgeglichen werden 4 Wenn das beste Modell auf diesem Wege gefunden wurde k nnen Elementh ufigkeiten bestimmt werden Dazu w hlt man einen geeigneten Spektralbereich in dem st rkere Linien eines bestimmten Elements vorkommen und vergleicht das beobachtete Lini enprofil mit der theoretischen Rechnung Da unsere Ausgangsrechnungen mit solarer H ufigkeit gemac
96. on der Art benutzername ganymed gt mit anschlie endem Eingabecursor erscheint Die Kommandozeile erwartet nun die Einga be von Befehlen Der Befehl wird ausgef hrt sobald Sie die Eingabe mit der Enter Taste best tigen In der folgenden Tabelle sind einige der wichtigsten Kommandozeilenbefehle mit kurzen Erl uterungen aufgelistet 35 36 cd dirname Cd pwd ls ls Falg pg mv oldname newname cp file1 file2 rm i file mkdir newdir rmdir olddir cat file cat file pg cat file file2 gt out file man commandname KAPITEL 5 DATENVERARBEITUNG wechselt vom gerade aktuellen Verzeichnis in ein Unter verzeichnis mit dem Namen dirname wechselt in das n chst bergeordnete Verzeichnis zeigt den Namen des gerade aktuellen Verzeichnisses an listet die Namen der im aktuellen Verzeichnis stehenden Dateien und Unterverzeichnisse auf ist auf den Workstations kurz als 11 verdrahtet Die se Optionen bewirken einige n tzliche Informationen wie z B Dateigr e Zugriffsrechte und Datum der letz ten nderung zu jedem Eintrag mit ausgegeben werden Unterverzeichnisse werden mit und ausf hrbare Da teien mit gekennzeichnet Au erdem erfolgt die Aus gabe seitenweise 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 lt ihren Namen bei Bitte keine arithmetischen Zeichen
97. ortional zur Anzahl der auf den Chip aufgetroffenen Photonen so dass photometrische Messungen m glich sind Diese Eigenschaften der Kamera werden in einem eigenen Prakti kumsversuch von Ihnen genauer untersucht siehe S 54 Imaging CCD Tracking CCD Chip Kodak KAF 1603ME TI TC 237H Pixelzahl 1530 x 1020 657 x 495 Pixelgr e 9 x 9 um 7 4 x 7 4 um Chipgr e 13 8 x 9 2mm 4 7 x 3 6 mm Bildfeld RC Fokus 22 4 x 15 2 8 1 x61 Abbildungsma stab RC 0 8 arcsec Pixel 0 5 arcsec Pixel berlaufkapazit t 100 000 e Ausleserauschen RMS 15e 15e7 A D Verst rkung 2 3e7 ADU A D Wandler 16 Bit Tabelle 3 1 Technische Daten beider CCD Chips der ST 8XME Die im Praktikum verwendete CCD Kamera ST 8XME der Santa Barbara Instrument Group SBIG besitzt einen Chip des Typs Kodak KAF 1603ME Zus tzlich ist ein zweiter Chip des Typs Texas Instruments TC 237H in das Geh use der Kamera eingebaut der zur au 13 14 KAPITEL 3 DIE CCD KAMERA tomatischen Nachf hrung dient Die technischen Daten beider Chips sind in Tabelle aufgelistet Weitere Informationen zum Aufbau und zur Funktionsweise der Kamera finden sich im Benutzerhandbuch der ST 8XME in der Laptoptasche oder unter http www sbig com pdfhles st78910man pdf 3 1 Aufbau und Inbetriebnahme Die Kamera befindet sich in Raum LS15 158 im Schrank f r die Praktikumsger te Da es sich bei der Kamera um ein sehr empfindliches und teures Messinstrument handelt wird sie in e
98. osure Time f r die Kalibrationsaufnahmen die Zeitdauer f r die Bewegung entlang der beiden Achsen X Time Y Time und die Deklination des Eichsterns an Au erdem k nnen Sie ausw hlen welcher CCD Chip f r die Eichung verwendet wird Typische Werte f r die Belichtungszeit sind einige Sekunden und f r die Bewegungszeiten 1 bis 5 Sekunden in jeder Richtung Letztere sollten so gew hlt werden dass der Eichstern w hrend des Kalibrationsvorgangs das Gesichtsfeld des CCD Chips nicht verl sst CCDOps beginnt mit der Kalibration wenn Sie den OK Button anklicken Das Teleskop wird dann in alle vier Himmelsrichtungen bewegt wobei zwischendurch jeweils eine kurze Aufnahme gemacht wird Diese Prozedur dient dazu die Bewegungsrichtung und geschwindigkeit der Nachf hrung zu messen W hrend des Kalibrationsvorgangs wird die Position des hellsten Pixels entspricht etwa der Position des Eichsterns angezeigt und man kann die Bewegungsrichtung des Teleskops verfolgen Geht beim Kalibrationsvorgang der Eichstern verloren weil er z B aus dem Ge sichtsfeld wandert erscheint eine Fehlermeldung Es empfiehlt sich daher mittels kurzbelich teter Testaufnahmen siehe Kap zu berpr fen ob der Eichstern einigerma en in der Mitte des Gesichtsfeldes liegt In ung nstigen F llen kann es passieren dass bei der Bewe gung des Teleskops ein zuvor nicht im Gesichtsfeld befindlicher hellerer Stern auf dem Chip erscheint der dann den Kalibrationsvorgang unb
99. pie sowie die jeweilige zeitliche Variation dieser Messgr en Im Laufe der historischen und technischen Entwicklung haben diese verschiedenen Zweige der astronomischen Beob achtung ihre jeweiligen Besonderheiten hervorgebracht Ziel des Astronomischen Praktikums ist es die wesentlichen astronomischen Beobachtungs methoden in der Praxis kennenzulernen Hierzu steht die bungssternwarte des Instituts f r Theoretische Physik und Astrophysik mit einem 25 cm Spiegelteleskop zur Verf gung Neben rein visuellen Beobachtungen lassen sich auch Erfahrungen im Umgang mit der elek tronischen Datenerfassung mit Hilfe einer CCD Kamera sammeln Die Technik der Helligkeitsmessung Photometrie wird am Beispiel des Farben Helligkeits Diagramms eines offenen Sternhaufens demonstriert F r die Aufnahme von Sternspektren wird ein kleiner Gitterspektrograph in Verbindung mit der CCD Kamera verwendet Zur Durchf hrung einer quantitativen Spektralanalyse muss hingegen auf ein ausw rts gewon nenes Sternspektrum zur ckgegriffen werden Die Beobachtungen werden in Gruppen zu jeweils 2 bis 3 Teilnehmern in der bungsstern warte durchgef hrt Die Auswertung der Beobachtungen findet auf den Rechnern des In stituts statt Nach einer gr ndlichen Einweisung in das Instrumentarium machen sich die Praktikanten zun chst mit der Handhabung des Teleskops der CCD Kamera und des Spek trographen vertraut bevor selbst ndig Himmelsaufnahmen durchgef hrt werden Um die
100. r Lage Dateien in diesem Format zu speichern M chten Sie ltere Dateien umwandeln k nnen Sie die ST8 Dateien erneut in CCDOps laden und dann unter dem Men punkt File Save as im FITS Format speichern Dateiendung FIT Diese FITS Dateien m ssen dann auf den Praktikums PC bertragen damit Sie sie dort ffnen und weiterverarbeiten k nnen Zun chst m ssen Sie das Praktikums Notebook mit dem in der Tasche befindlichen Netzwerkkabel an das Institutsnetzwerk anschlie en Sie k nnen dies in der Sternwarte tun oder auch in den R umen LS15 158 159 Achten Sie darauf dass Sie einen Netzwerkanschluss mit einem roten Punkt verwenden Andere An schl sse sind unter Umst nden nicht ans Netzwerk angeschlossen F r die bertragung auf den Praktikums PC steht auf dem Praktikums Notebook das Programm WinSCP3 zur Verf gung Sie starten es ber das entsprechende Symbol auf dem Arbeitsplatz Nachdem Sie das Programm gestartet haben m ssen Sie den Zielrechner angeben mit dem Sie sich verbinden wollen Das ist in diesem Fall der Rechner ganymed astrophysik uni kiel de Sie werden dann aufgefordert Benutzername Login und Passwort anzugeben Hier tragen Sie die Daten f r den Zugang auf dem Rechner ganymed ein Ist die Verbingung herge stellt erscheinen in der linken H lfte des Fensters die lokalen Verzeichnisse und Dateien auf dem Notebook w hrend im rechten Teil diejenigen des Praktikums PCs angezeigt werden W hlen Sie auf dem Notebook da
101. rauchbar macht Achten Sie also w hrend der Kalibration darauf dass der Helligkeitswert des hellsten Pixels etwa konstant bleibt Nach erfolgreicher Kalibration werden im Men Track Selfguide bei Exposure time und Track time die Belichtungszeiten f r Imaging CCD bzw Tracking CCD eingestellt Mit OK best tigen Sie die Eingabe und es wird eine Aufnahme mit dem Tracking CCD gemacht Es erscheint dann ein Fenster mit dieser Aufnahme und Sie sind aufgefordert einen Leitstern 3 4 SPEZIELLE HINWEISE 21 durch Anklicken mit dem Mauszeiger auszuw hlen Anschlie end klicken Sie auf Resume um die automatische Nachf hrung zu starten Die eigentliche Aufnahme mit dem Imaging CCD wird durch Anklicken des Start Buttons in Gang gesetzt Achtung Bei dieser Art der Aufnahme wird nicht automatisch eine Dunkelaufnahme er zeugt Diese m ssen Sie anschlie end mit gleicher Belichtungszeit separat aufnehmen siehe Kap 3 3 3 3 3 6 Beenden der Beobachtung Nach der letzten Aufnahme stellen Sie im Men Camera Setup die Temperaturregelung auf Off Dadurch wird die Stromversorgung des Peltierelements in der Kamera abgeschal tet und der CCD Chip passt sich langsam der Umgebungstemperatur an Dies hat keine Auswirkungen auf den L fter dieser sollte weiterhin zu h ren sein Verfolgen Sie in der Statuszeile unten rechts im Programmfenster wie sich die Temperatur erh ht Sobald die Temperatur noch etwa 10 C unter der Umgebungstemperatur
102. s zum Beginn der Aufnahme verstreichen soll Man kann dies z B verwenden wenn man vor der Aufnahme die Kuppel verlassen m chte Ein Umherlaufen in der Sternwarte w hrend der Belichtung f hrt immer zu leichten Vibrationen und hat zur Folge dass das Bild ver wackelt Nach dem Start der Aufnahme wird die verbleibende Belichtungszeit und danach der Vorgang des Auslesens angezeigt Schlie lich erscheint das fertige Bild in einem eigenen Fenster Der in der Kamera integrierte CCD Fotosensor ist nicht in der Lage die auf ihn auftreffen den Photonen hinsichtlich ihrer Energie und damit Farbe zu unterscheiden Eine einfache M glichkeit dennoch an eine Farbinformation heranzukommen besteht darin Farbfilter vor den CCD Chip einzuschieben Die ST BXME Kamera besitzt dazu einen Aufsatz mit einem Filterrad der in der Regel aufgeschraubt sein sollte Im Men Filter k nnen Sie zwischen rotem Red gr nem Green und blauem Blue Filter ausw hlen Au erdem gibt es einen Clear Filter f r ungefilterte Aufnahmen Der Mondfilter existiert nur als Men eintrag und ist im Filterrad nicht vorhanden In der Statuszeile unten rechts im Programmfenster k nnen Sie kontrollieren welcher Filter derzeit vor dem CCD Chip eingeschoben ist Beachten Sie bei Farbaufnahmen auch die Hinweise in Kapitel 3 3 4 Bildanalyse und Bildbearbeitung Nach der Aufnahme sind die Bilder zun chst nur im Hauptspeicher des Notebooks vorhan den Zum Abspeichern auf der Festp
103. s Quellverzeichnis f r die bertragung aus in der Regel ein Unterordner von C Praktikum Auf dem Zielrechner ganymed sollten Sie ein eigenes Verzeichnis f r Ihre Gruppe im Ordner WS09 anlegen wenn Sie z B im Wintersemester 2009 das Praktikum machen Sie k nnen dann die zu kopierenden Dateien mit der Maus per Drag and Drop auf den Praktikums PC kopieren Mehrere Dateien k nnen Sie durch gleichzeitiges Dr cken von Shift oder Strg Taste und linker Maustaste markieren Das Pro gramm WinSCP3 wird beendet indem man unter Session Verbindung trennen bzw einfach Exit anklickt 5 3 MIDAS 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 ischen S dsternwarte ESO kostenlos zur Verf gung gestellt wird Eine Ausf hrliche Dokumentation zu MIDAS finden Sie auf den Internetseiten der ESO unter http www hq eso org sci data processing software esomidas Eine kurze aber dennoch sehr n tzliche Anleitung in deutscher Sprache findet sich auf http www spektros de dred Midas1S pd Die Eingaben des Benutzers erwartet MIDAS in der Regel in einer Kommandozeile Die MIDAS Befehle k nnen einzeln eingegeben oder auch zu Skripten prg Dateien kombiniert werden die eine automatische Verarbeitung sehr komplexer Befehlsfolgen erm glichen 38 KAPITEL 5 DATENVERARBEITUNG ESO MIDAS version O9FEBpli 0 o
104. skops F r beide Betriebsarten des Teleskops gibt es je einen Frontring der komplett ausgetauscht werden kann Dazu geht man wie folgt vor 1 Teleskop in Zenitposition fahren und festklemmen 2 Die vier Hutmuttern mit denen der Frontring am Hauptrohr befestigt ist l sen 3 Frontring vorsichtig abnehmen 2 5 DIE EINSTELLHILFE NGC MAX 9 4 Den Fangspiegelschutzdeckel vom anderen Fangspiegel entfernen 5 Den anderen Frontring aufsetzen Markierungen an Rohr und Ring beachten 6 Die vier Hutmuttern leicht festziehen 7 Fangspiegel des ausgebauten Frontrings mit Schutzdeckel versehen 8 Den ausgebauten Frontring so lagern dass er nicht auf dem Fangspiegel ruht Die eingebaute Streulichtblende ist f r den RC Fokus berechnet und verringert die Tag blindheit Beim Wechsel auf den Cassegrain Fokus kann die beiliegende Zusatzblende auf das Blendrohr aufgesteckt werden Sie verursacht einen geringen Lichtverlust was jedoch bei Sonnen oder Tagesbeobachtungen nicht so ins Gewicht f llt Bei Nachtbeobachtungen ist das Streulicht so gering dass diese Zusatzblende ohne Einbufe an Kontrast weggelassen werden kann Au er den vier Hutmuttern zur Befestigung d rfen keine weiteren Schrauben am Frontring gel st oder entfernt werden Insbesondere d rfen die Fang spiegelhalterungen nicht ver ndert werden da sonst die Justierung der Fangspiegel verloren geht 2 5 Die Einstellhilfe NGC MAX Der NGC MAX ist ein Mini Computer der die ex
105. ten dann rechts eine Auflistung der Daten Suchen Sie sich m glichst isolierte Eichsterne und versuchen Sie einen gro en Helligkeitsbereich abzudecken In der Regel sollten f nf bis zehn Eichsterne ausreichen um eine gute lineare Anpassung der Filtertransformation durchf hren zu k nnen Die Tabelle der Eichsterne wird gespeichert und steht f r einen erneuten Programmdurchlauf zur Verf gung Sollten bei der oben erw hnten Integration Fehler aufgetreten sein ist es notwendig dass Sie das Programm phot prg erneut aufrufen Leider m ssen Sie die Eichsterndaten dann erneut eingeben da beim L schen einzelner Sterne aus der Auswahl die Nummerierung ge ndert wird und daher die Eichsterne nicht mehr korrekt den Sternen in Ihrer Aufnahme zugeordnet werden 44 KAPITEL 5 DATENVERARBEITUNG 5 3 4 Spektroskopie Alle f r die Auswertung der Spektren erforderlichen Schritte sind in dem MIDAS Skript spec prg enthalten welches nach dem Starten von MIDAS folgenderma en aufzurufen ist spec Sternspektrum Dark Kalibrationsspektrum Ergebnis alpha beta Die bergabeparameter sind Sternspektrum Dateiname der Aufnahme des Sternspektrums Dark Dateiname des Dark frames falls schon abgezogen Kalibrationsspektrum Dateiname der Wellenl ngenkalibrationsaufnahme Ergebnis Dateiname der Ergebnisdatei ohne Endung alpha Rotationswinkel optional beta Scherwinkel optional Der Dunkelstrom wird beim Aufrufen des Programms bereits von dem Or
106. tensit ten im kurzwelligen Bereich blau im Vergleich zu einer Aufnahme die au erhalb der Erdatmosph re gemacht wurde 3 4 3 Planetenaufnahmen Um m glichst hoch aufgel ste Bilder von Planeten zu bekommen ist es empfehlenswert das Teleskop mit dem Cassegrain Fokus zu verwenden siehe Kap 2 4 1 Bei ruhiger Luft betr gt die Pixelgr e im RC Fokus 0 9 x 0 9 Quadratbogensekunden wohingegen sich die Pixelgr fe im Cassegrain Fokus auf 0 5 x 0 5 Quadratbogensekunden verringert 24 KAPITEL 3 DIE CCD KAMERA 3 4 4 Automatischer Aufnahmemodus Bei bestimmten Beobachtungsaufgaben ist es sinnvoll wiederholte Belichtungen mit der selben Belichtungzeit in gleichen Zeitintervallen durchzuf hren z B bei der Aufnahme der Lichtkurve eines ver nderlichen Sterns siehe S 56 Hierzu gibt es im Men Camera Grab unter Special Processing die M glichkeit Auto Grab einzustellen Sie m ssen dann den Da teinamen der Aufnahmeserie sowie das Ausgabeformat der Bildserie angeben Au erdem werden Angaben ber das Zeitintervall zwischen den Belichtungen gerechnet vom Beginn einer Aufnahme bis zum Beginn der n chsten Aufnahme und die Anzahl der Bilder in ei ner Serie ben tigt Die einzelnen Aufnahmen werden dann unter den Dateinamen mit den Endungen 001 002 003 etc abgespeichert Eine automatische Nachf hrung ist in diesem Modus leider nicht m glich Kapitel 4 Spektroskopie Die Spektroskopie ist eine der wichtigsten Beobach
107. ter dem Faden zu halten Die Nachf hrgenauigkeit betr gt bei etwas bung etwa 3 Eine ausreichende Nachf hrgenauigkeit ist gegeben wenn man das Sternbildchen jeweils die F den auf beiden Seiten ber hren l sst Der beiliegende Zwischenring ist ggf anstelle der Barlow Linse einzuschrauben Die Beob achtung ist jedoch nur ohne Zenitprisma m glich 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 sung da die Farbfehler des Ob jektivs mitvergr ert werden F r die Benutzung als Nachf hrfernrohr ist die Qualit t des Bildes v llig ausreichend Nach Gebrauch als Nachf hrfernrohr die Barlow Linse wieder herausschrauben 67 68 ANHANG B SPEZIELLE BEOBACHTUNGSMETHODEN Anhang Literatur e 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 e Himmelsobjekte Sternkarten R Burnham jr Burnham s Celestial Handbook Dover 1979 J Herrmann Drehbare Sternkarte mit Planetenzeiger Franckh Kosmos Verlag E Karkoschka Atlas f r Himmelsbeobachter Franckh Kosmos Verlag 2 Aufl 1989 W Tirion Sky Atlas 2000 0 Sky Publis
108. to Specraw bar Ea 6 5 602 90 90 ey 430 W hlen Sie einen Querschnitt m glichst weit LINKS der Bildmitte in dem das Spektrum gut zu erkennen ist sen links sehen Sie die Koordinaten des ausgew hlten Punktes Max 104 36219 at x pixel 10 Frame column cheated Column trace of spec bdf from frame pixels 10 1 to 10 170 Koordinaten des Spektrums links der Bildmitte reelles Zahientupel 9 47 W hlen Sie einen Querschnitt m glichst weit RECHTS der Bildmitte in dem dae Spektrum gut zu erkennen iet Unten linke sehen Ste die Koordinaten des ausgew hlten Punktes Max 99 1618 at x pixel 605 Frame column created Column trace of spec bd from frame pixels 605 1 to 605 170 Koordinaten des Spektrums rechts der Bildmitte reelles Z hlentupel 604 53 Rotationswinkel alpha 5 77753E 01 Rotiertes Spektrum waagerecht j n j 2 Schritt Korrektur der Gitterausrichtung Scherung Rechte Maustaste gt Verlassen des Cursor Programms 523 25 9972 67 at y pixel 1143 400 Position row trace of wlcrot bd from frame pixels 1 114 to 760 114 Koordinaten vom oberen P nkt reelles Zahlent pel 195 113 Rechte Maustaste gt Verlassen des Cursor Programms Linke Maustaste gt waagerechten Querschnitt plotten i MIDAS 01 display W hlen Sie einen Querschnitt nahe dem unteren Bildrand 757 698 32890 9 at y pixel 13 Frame row created ro
109. tungsmethoden der Astrophysik Mit ih rer Hilfe lassen sich detaillierte Informationen ber das insbesondere von Sternen aber auch von allen anderen Objekten emittierte elektromagnetische Spektrum gewinnen Anders als bei der Photometrie die lediglich ber einen mehr oder weniger breiten Wellenl ngenbereich gemittelte Helligkeiten liefert kann bei der Spektroskopie die Intensit t der elektromagneti schen Strahlung als Funktion der Wellenl nge mit sehr hoher spektraler Aufl sung gewonnen werden Dazu macht man sich das physikalische Ph nomen der Dispersion zu Nutze also die Abh ngigkeit der Lichtbrechung von der Wellenl nge So ist es m glich z B mit Hil fe eines Prismas das Licht der zu untersuchenden Gestirne farblich zu trennen Dadurch erreicht man dass die spektrale Verteilung bei der jeder Wellenl nge eine Intensit t zuge ordnet werden kann in eine r umliche Verteilung berf hrt wird Diese kann ein Detektor wie eine Fotoplatte oder ein CCD Fotosensor aufzeichnen Eine punktf rmige Quelle wird so als Linie abgebildet wobei die r umliche Dimension entlang dieser Linie den Wellenl ngen der spektralen Verteilung zuzuordnen ist Prismen werden heutzutage in der astronomischen Spektroskopie nicht mehr verwendet da deren spektrale Aufl sung zu gering ist Au erdem haben sie den Nachteil dass sie aufgrund der nichtlinearen Dispersion schwer zu kalibrieren sind In der Regel verwendet man daher Gitterspektrographen Wi
110. uf den Tracking Es ist au erdem empfehlenswert sich Gedanken dar ber zu machen welchen Wellenl ngen bereich man aufzeichnen m chte und mit was f r einer spektralen Aufl sung dies geschehen soll Wie schon in Kapitel 4 1 erw hnt kann man beim SBIG SGS zwei verschiedene Gitter mit unterschiedlicher Dispersion einstellen Dazu dreht man am Gitterauswahlhebel siehe Abb bis dieser in der gew nschten Stellung einrastet man beachte die Beschriftung auf dem Geh use des Spektrographen 4 4 AUFNAHME VON STERNSPEKTREN 29 Mit Hilfe der Mikrometerschraube an der Unterseite des Spektrographen k nnen Sie die Verkippung des Gitters leicht variieren Das hat zur Folge dass sich der auf dem CCD Chip abgebildete Wellenl ngenbereich verschiebt Im Prinzip l sst sich die Skala der Mikrome terschraube zumindest f r eines der Gitter so kalibrieren dass der eingestellte Wert der zentralen Wellenl nge in 10 entspricht Allerdings bleibt diese Kalibration nie sehr lan ge erhalten und da es relativ aufwendig ist sie einzurichten wird dies nicht mehr gemacht Sie sollten den Absolutwerten der Skala also nicht allzuviel Beachtung schenken sondern nur die relativen Ver nderungen betrachten In hoher Dispersion entspricht eine volle Umdrehung der Mikrometerschraube etwa 500 Das bedeutet dass sie mit Hilfe des Nonius im Prinzip eine Einstellgenauigkeit von ungef hr 1 haben Mit Hilfe der HgAr Kalibrationslampe auf der Unt
111. ufgabe sollen Aufnahmen eines offenen Sternhaufens mit unterschiedlichen Filtern gewonnen werden Diese Aufnahmen werden sp ter photometrisch ausgewertet und es wird ein Farben Helligkeits Diagramm erstellt Darin tr gt man die scheinbare visuelle Helligkeit f r Sterne in gleicher Entfernung ein Ma f r die Leuchtkraft gegen den Farbindex also die Differenz zweier Helligkeiten gemessen mit verschiedenen Filtern als Ma f r die Effektivtemperatur der Sterne auf Sie m ssen also mindestens zwei CCD Aufnahmen eines offenen Sternhaufens mit unter schiedlichen Filtern machen In der Regel kommen hier der blaue B f r blue und der gr ne Filter V f r visual bzw G f r green im RGB Filtersystem zum Einsatz Es hat sich allerdings gezeigt dass diese Kombination im Fall des im Praktikum verwendeten RGB Filtersystems keine guten Resultate liefert Die Ursache daf r liegt in der berlappung der Transmissionskurven von gr nem und blauem Filter siehe Abb B 4 Die besten Resul tate sollten sich bei einer Kombination von rotem und gr nem Filter ergeben Machen Sie aber sicherheitshalber auch eine Aufnahme mit dem Blaufilter Falls sich bei der Auswer tung herausstellen sollte dass eine der Aufnahmen unbrauchbar ist k nnen Sie auf diese zur ckgreifen und m ssen die Beobachtung nicht erneut durchf hren Wichtig Achten Sie auf ausreichend lange Belichtungszeiten f r ein gutes Signal zu Rausch Verh ltnis Insbeson
112. und kann mit ghostview angesehen oder auch ausgedruckt werden Zur Analyse stehen eine Reihe von Atmosph renmodellen von R Kurucz so genannte Kurucz Modelle zur Verf gung Diese Modelle enthalten die Strukturdaten d h im Wesent lichen den Verlauf von Temperatur Druck usw mit der optischen Tiefe Sie sind gerechnet mit solaren Elementh ufigkeiten sowie mit Werten der Effektivtemperatur von 18000 bis 26000 K und Schwerebeschleunigungen log g 3 0 4 0 Diese Werte berdecken in etwa den Bereich in dem dieser Stern liegt Nach Napiwotzki et al 1994 ergibt sich f r die Schwere beschleunigung log g 2 9 also etwas auferhalb dieses Gitters da Modelle mit geringerem log g bei uns zur Zeit nicht vorhanden sind Es ist eine ausreichend gute N herung einfach das beste Modell aus dem verf gbaren Gitter zu nehmen Zu diesen Modellstrukturen kann mit dem Programm synspec von I Hubeny ein detail liertes synthetisches Spektrum gerechnet werden das viele Tausende von Spektrallinien 6 2 VERSUCHSBESCHREIBUNGEN 59 ber cksichtigt Oliver Rother rother physik uni kiel de hat ein Shell Script synplotb ge schrieben das es erlaubt nicht nur die Rechnungen einfach durchzuf hren sondern die Er gebnisse auch gleich am Bildschirm zu plotten in druckf higem Format zu speichern sowie interaktiv die Parameter zu ndern F r diejenigen die das zugrundeliegende Spektrumsyn theseprogramm n her studieren wollen liegt eine Beschreibu
113. usgleichsgerade in das Diagramm 6 2 VERSUCHSBESCHREIBUNGEN 55 Teil C Aufnahmen mit der CCD Kamera Vorbereitung Kapitel 2 und Hinweise e Grunds tzlich sollte bei jeder CCD Beobachtung die Aufnahme von Weifbildern flat fields siehe Kap 3 4 1 in jedem der verwendeten Filterbereiche erfolgen Hierzu sind Aufnahmen des hellen D mmerungshimmels oder der erleuchteten Kuppelinnenwand geeignet Dabei ist auf ausreichende Signalst rke 7 5000 ADU zu achten ohne dass die Aufnahmen berbelichtet sind e Bei allen Praktikumsaufnahmen mit der CCD Kamera m ssen die einzelnen Schritte der Bildverarbeitung im Protokoll genau beschrieben werden e Begr nden Sie bei Farbaufnahmen die Wahl der Belichtungszeiten in den einzelnen Filtern siehe Kap 3 4 2 C1 Aufnahme eines beliebigen Himmelsobjektes Geeignete Objekte sind z B offene Sternhaufen oder Kugelsternhaufen Nebel und Galaxien Es sollte eine langbelichtete Aufnahme sein die eine automatische Nachf hrung erfordert siehe Kap 3 3 5 C2 Mond oder Planetenaufnahme mit hoher Aufl sung optional Aufnahme eines Planeten oder eines Teils der Mondoberfl che im Cassegrain Fokus siehe Kap 2 4 1 Man f hre hierzu eine ganze Aufnahmeserie durch aus der die sch rfsten Bilder herausgesucht und anschlie end im Rechner berlagert werden Teil D Photometrische Aufgaben Vorbereitung Kapitel 3 und D1 Farben Helligkeits Diagramm eines Sternhaufens F r diese A
114. w trace of wlcrot bdf f from frame pixels 1 13 to 760 Koordinaten vom unteren Punkt reelles Zahlsntuper 212 cherwinke 9 55429E Scherung der Spektren Stu daten Ikslibrationslinien senkrecht j n 0 EI snen Abbildung 5 2 Bearbeitung von Spektren mit dem MIDAS Skript spec prg links Konsole rechts oben graphic Fenster rechts unten display Fenster Nach dem Start des MIDAS Skripts sollten drei Fenster auf dem Bildschirm erscheinen siehe Abb 5 2 In der Konsole werden nun Schritt f r Schritt Aufforderungen angezeigt welche Sie mit kurzen erl uternden Kommentaren durch die verschiedenen Korrekturen der 5 3 MIDAS 45 Aufnahmen f hren Im display Fenster im Beispiel unten rechts werden die Aufnahmen der aktuell zu bearbeitenden Spektren dargestellt w hrend im graphic Fenster oben rechts die um eine Dimension reduzierten Spektren Querschnitt Mittelwert oder Integration ange zeigt werden 1 Schritt Korrektur der Kameraausrichtung Rotation Im display Fenster erscheint das Spektrum des Sterns Abb B 3 unten Die Dispersi onsrichtung liegt deutlich erkennbar NICHT parallel zur x Achse sondern leicht schr g dazu Diese Schr glage r hrt daher dass die CCD Kamera leicht gegen ber der Disper sionsrichtung des Spektrographen gedreht ist Dieser Effekt ist bei der Durchf hrung der Aufnahmen kaum zu vermeiden l sst sich aber im Nachhinein korrigieren TTO

Download Pdf Manuals

Related Search

Related Contents

TECHNIQUE DECOLLEUR 3720 - PMUC DECOLLEUR POUR  SysLINK Hardware Manual  pp. 306-322 (Bolnot)  Pioneer-BDP05FD_51FD bluray player  Dicota MultiTwin  Polycom Real-Time Media Conferencing Platform RMX 2000 User's Manual  liste documentation Alanon Mars 2015  Contrôleur de niveau LA 100-C Sécurité  De'Longhi DCF6214T Instruction Manual  取扱説明書 - Mackie  

Copyright © All rights reserved. Failed to retrieve file