N2 - Photometrie eines offenen Sternhaufens - Maphy

Protokoll
N2 - Photometrie eines offenen
Sternhaufens
Versuch vom 30. 04. 2011
Marcel Pietschmann
Paul Schröter
25. 05. 2011
Uni Potsdam - Mat. Nat. Fakultät - Institut für Physik und
Astronomie
Die Aufgabe bestand darin, zwei offene Sternenhaufen zu photometrieren. Wir haben
NGC 7510 und NGC 7261 untersucht. Die Koordinaten sind:
Tabelle 1: Koordinaten der Objekte
Rektaszension (2000)
Deklination (2000)
NGC 7510
NGC 7261
23h 11m 03.7s 22h 20m 11.3s
+60◦ 340 15”
+58◦ 070 19”
scheinbare Magnituden (Simbad):
Tabelle 2: Koordinaten der Objekte
b in mag
v in mag
Klassifizierung
Größe
NGC 7510 NGC 7261
8.77
9.20
7.9
8.4
II 3 r n
II 3 m
7.00
50
Inhaltsverzeichnis
Inhaltsverzeichnis
I
Theoretische Abhandlung
2
1 Eigenschaften von Sternhaufen
1.1 Kugelsternhaufen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
1.2 offener Sternhaufen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2
2
3
2 Unterschiede zwischen Kugelsternhaufen und offenen Sternhaufen
4
3 Lebensweg eines Sterns
5
4 Altersbestimmung
6
II Auswertung der Messdaten
7
5 Auswahl der Beobachtungsobjekte
7
6 Aufnahme der Daten
7
7 Bearbeiten der Aufnahmen
7.1 NGC 7510 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
7.2 NGC 7261 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
7
8
11
8 Fehlerbetrachtung
15
9 Fazit
16
Literatur
16
A aufaddierte Bilder
18
B Quellcode für das Auswertungprogramm der Bilder von NGC 7510
22
1
Teil I
Theoretische Abhandlung
1 Eigenschaften von Sternhaufen
In diesem Abschnitt möchten wir auf die Eigenschaften der Sternhaufen eingehen und
deren Unterschiede darstellen. Zunächst eine kurze Erklärung:
Kugelsternhaufen: sind eine kugelförmige Ansammlung von vielen Sternen, die durch
gravitativen Einfluss aneinander gebunden sind. Die Sterne innerhalb des Haufens
beeinflussen gegenseitig ihre Bahnen, wodurch es auch zu Veränderungen dieser
kommen kann. Durch diese Veränderungen kommt die kugelförmige Gestalt des
Haufens zustande. Die Sterne im Kugelhaufen sind meist alle gleich alt, wodurch
die rote Färbung zustande kommt.
offene Sternhaufen: bestehen aus mindestens 20 Sternen und können bis zu einigen
tausend besitzen. Hauptpunkt dabei ist, dass sich diese Sternen aus der gleichen
Molekülwolke gebildet haben, wobei die Sterne sich nicht im Zentrum konzentrieren, außerdem heben sie sich stark vom Sternhintergrund ab.
Finden kann man diese Haufen in Spiralgalaxien und irregulären Galaxien, womit
man auch eine bläuliche Färbung erklären kann.
allgemeine Sternenansammlung: unterscheiden sich von den Sternhaufen, indem sie
eine größere Ausdehnung haben und in „Sternenbildern“ eingebunden werden. Außerdem befinden sich in ihnen häufiger pulsierende Sterne, sodass sich keine gemeinsame Abhebung vom Sternhintergrund ergibt. Ein weiterer Punkt ist, dass
die Sterne nicht notwendigerweise aus der gleichen Molekülwolke entstanden seien
müssen.
1.1 Kugelsternhaufen
Wie oben bereits erwähnt, sind Kugelsternhaufen Ansammlungen sehr vieler alter Sterne mit einer starken und erheblichen KOnzentration zum Haufenzentrum hin. Durch die
dichte Verteilung im Zentrum wirkt der Kugelsternhaufen wie ein körniger Lichtfleck.
Die einzelnen Sterne sind nur mit einer sehr guter Winkelauflösung zu unterscheiden.
Dadaruch kommt zu Problem zur Abschätzung von der Anzahl der Sterne in einem Kugelsternhaufen. Werte im Bereich 104 bis 108 auf 30 pc Durchmesser (im Mittel, Bereich:
15 pc bis 150 pc) sind typisch. Ein Beispiel für ein Kugelsternhaufen ist der M80 (auch
NGC 6093)
2
1 Eigenschaften von Sternhaufen
Quelle: Wikipedia (a)
Abbildung 1.1: Der Kugelsternhaufen M80 im Sternbild Skorpion befindet sich rund
28.000 Lichtjahre von der Sonne entfernt. Hier befinden sich hunderttausende Sterne.
Die Besonderheiten von Kugelsternhaufen spiegeln sich auch in ihren HD-Diagrammen
wieder. So findet man nur Sterne auf der Hauptreihe bis zum Typ F, daran anschließend
folgt der Riesenast.
1.2 offener Sternhaufen
Weigert u. a. (2009) definiert einen offenen Sternenhaufen wie folgt:
Definition 1.1 (offener Sternhaufen). Als offene Sternhaufen bezeichnet man relativ
locker gebaute, nur mäßig gegen das Haufenzentrum konzentrierte Ansammlungen von
etwa einem Dutzend bis zu einigen 103 Sternen. Bei Gesamtdurchmessern von ca. 1−20pc
ergeben sich mittlere Sterndichten von etwa 0, 3 − 6 Sterne pro pc3 .
Offene Sternhaufen sind meist sehr jung mit einem Alter von weniger als 109 Jahren. Es zeigt sich, dass sich immer neue offene Sternhaufenbilden, da es Beobachten
3
2 Unterschiede zwischen Kugelsternhaufen und offenen Sternhaufen
von offenen Sternhaufen gibt, die gerade einmal einige 106 Jahre alt sind. Somit zeigen
Farben-Helligkeits-Diagramme (im Folgenden kurz mit FHD bezeichnet) meist nur die
Hauptreihe und, wenn überhaupt, einen kleinen noch nicht stark ausgeprägten Riesenast.
Meist sind noch Sterne im Vor-Hauptreihenstatium und somit oberhalb der Hauptreihe
zu finden. Der direkten Beobachtung sind nur rund 1000, man schätz aber, dass innerhalb
der Milchstraße über 104 offene Sternhaufen existieren. Als diese offenen Sternhaufen
sind aus fragmentierenden und kollabierten Molekülwolken entstanden, mehr dazu im
Abschnitt 3. Durch die Sternendichte innerhalb eines offenen Haufens hat ein lokales Extremum des Gravitationspotentials zur Folge, was die Sterne aneinander bindet. Kommt
es aber zu nahen Vorübergängen oder Kollisionen, dann wird ein offener Sternenhaufen
aufgrund hohen Gezeitenkräfte auseinandergezogen oder sogar zerrießen.
2 Unterschiede zwischen Kugelsternhaufen und offenen
Sternhaufen
Da wir nun einen kleinen Überblick haben zu den jeweiligen Typen, möchten wir nun die
Unterschiede herausstellen. Der auffälligsten Unterschied ist die Anordnung der Sterne,
wo im Kugelsternhaufen sich hauptsächlich im Zentrum die Sterne sammeln, gibt es im
offenen Sternhaufen keine Konzentration. Was man auch gut bei unseren aufgenommen
Objekten NGC 7261 und NGC 7510 (siehe dazu Abbildung 7.8 auf Seite 12 und Abbildung 7.3 auf Seite 8) sehen kann, außerdem ergibt sich keine spezielle Form bei unseren
Objekten. Ein weiteren Punkt den man sofort erkennt, ist die Anzahl der Sterne, wo es
bei den Kugelsternhaufen in viele tausende geht, sind bei den aufgenommen Sternhaufen „nur“ einige hundert. Der nächste Unterschied liegt im Alter der Sterne, der sich in
der Farbe und der Helligkeit der Sterne bemerkbar macht. Die jungen Sterne, welche
sich im offenen Sternhaufen befinden, sind blaue, helle und heiße Sterne, die roten und
kühleren Sterne befinden sich im Kugelsternhaufen. Der Unterschied zu einem offenen
Sternahufen wird auf der folgenden Abbildung deutlich.
4
3 Lebensweg eines Sterns
Quelle: http://www.aip.de/~lutz/WeWeWi/jpg/abb11-14.jpg
Abbildung 2.2: Links: Der offene Sternhaufen NGC 2099. Rechts: Kugelsternhaufen M
92. (Bilder: STScI/DSS.)
Man erkennt schön, dass beim Kugelsternhaufen die Sterne sehr stark zum Zentrum
hin konzentriert sind. Beim offenen Sternhaufen sind die Sterne zufällig verteilt und
weisen kein kontinuierliches Muster auf. Im nächsten Abschnitt möchten wir die offenen
Sternhaufen noch weiter behandeln.
3 Lebensweg eines Sterns
1. Ausgangspunkt ist eine Gaswolke, welche hauptsächlich aus Wasserstoff besteht,
diese Wolke muss außerdem aus eigener Schwerkraft kollabieren. Dies geschieht
wenn die Schwerkraft mehr Einfluss als der Gasdruck hat, wodurch das JeansKriterium erfüllt ist.
2. Durch weitere Verdichtung entstehen Globule, welche zu Sternen werden. Dabei
enstehen nicht einzelne Sterne, sondern Gruppen von Sternen.
3. Durch weitere Kontraktion der Globule folgt ein Anstieg der Dichte und anhand
der Gravitationsenergie steigt die Temperatur weiter an. Dies geschieht solange bis
die Hayashi-Linie im Farben-Helligkeits-Diagramm erreicht ist. Da dort die Grenze
zwischen stabilen und instabilen Sternen erreicht ist, bewegt sich die Globule jetzt
entlang der Hayashi-Linie auf die Hauptreihe zu.
4. Auf der Hauptreihe setzt das Wasserstoffbrennen ein, also durch den Bethe-WeizsäckerZyklus oder durch die Proton-Proton-Reaktion wird Wasserstoff zu Helium. Durch
den Drehimpuls der Globule bildet sich eine Scheibe aus, in deren Mitte sich ein
Stern befindet, außerdem wird durch die Scheibe weiter Masse akkretiert. Daraus
können weitere Sterne enstehen.
5
4 Altersbestimmung
5. Der Verlauf auf der Hauptreihe hängt von der Masse des Sterns ab. Je größer
die Masse, desto kürzer ist die Brenndauer. Das wirkt sich auch auf das FarbenHelligkeits-Diagramm aus, je größer die Masse, desto weiter links-oben befindet
sich der Stern auf der Hauptreihe und je kleiner die Masse, umso mehr befindet
sich der Stern unten rechts auf der Hauptreihe. Entlang der Hauptreihe von unten
rechts nach oben links, nimmt der Stern an Größe, Temperatur und Helligkeit zu
und bewegt sich in Richtung der Riesensterne.
6. Wenn die Temperatur hoch genug ist und der Druck auch, dann fusionieren die
Heliumkerne, außerdem verlässt der Stern die Hauptreihe im Hertzsprung-RussellDiagramm. Bei diesem Verlauf, ist die Masse ebenfalls wieder wichtig, da bei Sternen, die eine zu geringe Masse haben, das Heliumbrennen nicht einsetzt und sie
einfach ausglühen. Dabei entwickeln zum Beispiel Sterne, die mehr als 8 Sonnenmassen besitzen am Ende ihren Zyklus Eisen.
4 Altersbestimmung
Das Alter eines offenen Sternhaufens kann mittels Analyse des Abknickpunktes und
Isochronen bestimmt werden. Die Methode des Abknickpunktes nutzt die Tatsache aus,
dass für ein festes Alter das FHD einen Abzweigepunkt besitzt, wo der Riesenast anfängt
zu beginnen. Aus den Sternentwicklungsmodellen kann eine Abschätzung entwickelt werden. Ist der Abzweigepunkt oder Abnicktpunkt bei (B − V )t dann folgt für das Alter a
näherungsweise:
a ≈ 9 · 107 · 102,94·(B−V )t
(1)
Kurz zusammengefasst kann man sagen, dass je weiter oben links der Abnickpunkt sich
befindet, desto jünger sind die Sterne und je weiter unten rechts sich der Abknickpunkt
befindet, desto älter sind die Sterne. Kommen wir nun zu der Methode mittels Isochrone.
Isochrone: ist eine Linie, welche man im Farben-Helligkeits-Diagramm oder im HertzsprungRussel-Diagramm darstellen kann. Diese Linie gibt das Alter von Sternen an. Besonders hierbei ist, dass diese Sterne auf einer Linie das gleiche Alter und eine
ähnliche chemische Zusammensetzung haben, aber unterschiedliche Massen besitzen.
Die Methode mithilfe von Isochrone beruht auf der Tatsache, dass die Sterne in einem
offenen Sternhaufen alle ungefähr gleich alt sind. Somit können Linien gleichen Alters
erstellt werden, die Aufschlüsse darüber gibt, wie weit ein Stern sich aufgrund seiner
Anfangsmasse entwickelt hat. Das FHD eines offenen Sternhaufens ist nichts anderes als
eine Isochrone. Vergleich man nun das FHD mit Isochronen, kann dadurch das Alter bestimmt werden. Darüberhinaus können Informationen über die chemische Zusammensetzung der Sterne gewonnen werden. Zusammengefasst: Das Alter des Sternhaufens kann
man bestimmen, indem man die Entwicklung von Sternen verschiedener Masse bis zu einem gemeinsamen Alter berechnet und die Kurve im Hertzsprung-Russel-Diagramm, auf
der sie dann liegen, mit dem beobachteten Hertzsprung-Russel-Diagramm vergleicht.
6
Teil II
Auswertung der Messdaten
5 Auswahl der Beobachtungsobjekte
Um geeignete Beobachtungsobjekte zu finden, haben wir die Datenbank Simbad1 nach
offenen Sternhaufen mit einer Deklination von mind. +60◦ durchsucht. Zusätzlich sollte die Objekte eine mininmale Magnitude von 12mag haben. Nachdem wir eine Liste
mit möglichen Objekten erstellt haben, haben wir mithilfe des Programms Stellarium2
überprüft, zu welche Zeit Objekte wo am Himmel stehen. Nun haben wir die ungüstige
Objekte herausgefiltert und eine Liste mit möglichen Beobachtungsobjekten erstellt.
6 Aufnahme der Daten
Wir führten unseren Versuch am 30. 04. 2011 in der Zeit von 22:00Uhr bis 02:00 Uhr
durch. Die Wetterbedingungen waren optimal.
7 Bearbeiten der Aufnahmen
Für eine qualitative Auswertung müssen zunächst die Aufnahmen bearbeitet werden.
Dazu haben wir zusätzliche Darkframes und Flatfields für die verschiedenen Filter aufgenommen. Durch das Abziehen der Darksframes werden Pixelfehler und das Rauschen
verringert. Die Flatfields sorgen dafür, dass Dreck, der sich innerhalb und außerhalb
auf dem Teleskop befindet, entfernt wird. Ein weiterer Bearbeitungsschritt war das Zuscheiden der Bilder, da die Nachführung des Teleskops nicht perfekt funktioniert oder
der Spiegel bei Bewegung des Telekops kippt, was zur Folge hat, dass auf manchen
Aufnahmen die Sterne verzerrt (ovalförmig) dargestellt sind. Diese Aufnahmen haben
wir entfernt. Als letzten bearbeitungsschritt haben wir alle korrigierten Aufnahmen addiert und somit ein Bild des Sternenhaufens erhalten, mit dem wir eine Auswertung
machen können. Die aufaddierten Bilder der beiden Sternhaufen, sowie der Quelltext
des Bearbeitungsprogramms, sind im Anhang zu finden (siehe Abschnitt A auf Seite 18
und Abschnitt B auf Seite 22. Mithilfe einer find-Prozedur der Programmiersprache
GDL haben wir im V- und B-Filter die Sterne identifiziert. Anschließend haben wir
die Sterne herausgesucht, die in beiden Filtern erkannt wurden und haben von diesen
den Fluß berechnet und in Magnituden umgerechnet. Zur Kalibration haben wir die
Datenbank Simbad genutzt. Somit konnte schon ein FHD mit scheinbaren Magnituden
geplottet werden. Weiterhin haben wir die scheinbaren Magnituden mithilfe des Distanzsmoduls in absolute Magnituden umgerechnet und ebenfalls den Farbexzess korri1
2
http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/
http://www.stellarium.org/de/
7
7 Bearbeiten der Aufnahmen
giert. Um die dafür erforderlichen Daten zu erhalten, haben wir mithilder der Datenbank
VizieR http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR verschiedene Kataloge durchsucht. Desweiteren war die Datenbank SAO/NASA Astrophysics Data System (ADS), welche unter
http://www.adsabs.harvard.edu/ bei der Literaturrecherche hilfreich. Nachdem wir die
nötigen Korrekturen durchgeführt hatten, könnten wir ein FHD mit absoluten Magnituden zeichnen. Mithilfe von Isochronen kann man das Alter des Sternhaufens bestimmen.
Dazu haben kann man mithilfe der Internetseite http://www.univie.ac.at/webda3 (im
Folgenden mit WEBDA bezeichnet) FHDs aus Datenbanken erstellen und dazu Isochrone zeichen lassen. Dadurch erhält man eine Abschätzung für das Alter.
7.1 NGC 7510
Als erstes Objekt haben wir den offenen Sternhaufen NGC 7261 photometriert. Siehe
dazu die Abbildung 7.8 auf Seite 12, welche wir von Aladin entnommen haben:
(a) Bild aus Aladin
(b) Negativ
Quelle: http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=ngc++7261
Abbildung 7.3: offener Sternhaufen NGC 7510
Nachdem wir die Daten aufbereitet und zugeschnitten hatten, haben wir das FHD
zunächst mit scheinbarer Magnitude geplottet:
3
XZYZ durch die Katalognummer ersetzen
8
7 Bearbeiten der Aufnahmen
Abbildung 7.4: FHG NGC 7510 unkalibiert
Mithilfe von Simbad haben wir Eichsterne identifiziert und haben eine Kalibration
von beich = +41mag und veich = +41, 48„textmag vorgenommen. Mit der Kalibration
sieht das FHD wie folgt aus:
Abbildung 7.5: FHG NGC 7510 unkalibiert
9
7 Bearbeiten der Aufnahmen
Die ungewöhnliche Form wählt zunächst auf und stimmt mit keinem FHD aus der
Literatur überein. Eine letzte Korrektur muss noch durch die Rötung gemacht werden.
Dazu haben wir aus Paunzen u. a. die folgenden Werte für die Entfernung und dem
Farbexzess entnommen:
Tabelle 3: Korrekturwerte für NGC 7510
Entfernung r in pc
Farbexzess E(B-V) in mag
NGC 7510
2830
0.90
Berechnen wir die Rötung mit, dann erhalten wir dieses FHD:
Abbildung 7.6: FHG NGC 7510 mit Rötungskorektur
Mithilfe von WEBDA haben wir folgenden FHD erhalten:
10
7 Bearbeiten der Aufnahmen
Quelle: http://www.univie.ac.at/webda/cgi-bin/frame_menu_plot_iso.cgi?ngc7210
Abbildung 7.7: FHD 7261 von WEBDA
Unser FHD stimmt nicht mit dem FHD von WEBDA und keinem FHD in der angegebenen Literatur überein. Dies kann die Folge ein Mess- oder Auswertungsfehlers
sein oder die Aufnahmen sind defekt. Eine kurze Betrachtung der möglichen Ursachen
ist in Abschnitt 8 auf Seite 15 zu finden. Leider können wir keine Altersbestimmung
vornehmen, da die FHD anscheinend fehlerhaft sind. Die Literaturangaben sind jedoch
unterschiedlich. Übereinstimmend ist der Sternhaufen ca. 107 Jahre alt. Paunzen u. a.
titelt NGC 7510 mit 2, 3 · 107 Jahren. Also ein junger Sternhaufen.
7.2 NGC 7261
Kommen wir nun zum zweiten Beobachtungsobjekt, der offene Sternhaufen NGC 7261.
Siehe dazu die Abbildung 7.8 auf der nächsten Seite, welche wir von Aladin entnommen
haben:
11
7 Bearbeiten der Aufnahmen
(a) Bild aus Aladin
(b) Negativ
Quelle: http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=ngc++7261
Abbildung 7.8: offener Sternhaufen NGC 7261
Nachdem wir die Daten aufbereitet und zugeschnitten hatten, haben wir das FHD
zunächst mit scheinbarer Magnitude geplottet:
Abbildung 7.9: FHG NGC 7261 unkalibiert
12
7 Bearbeiten der Aufnahmen
Auch hier haben wir wieder mithilfe von Simbad Eichsterne identifiziert und eine Kalibration von beich = +41mag und veich = +41, 48mag durchgeführt. Mit der Kalibration
sieht das FHD wie folgt aus:
Abbildung 7.10: FHG NGC 7261 kalibiert
Auch hier ist eine ungewöhnliche Form zu finden. Eine letzte Korrektur muss noch
durch die Rötung gemacht werden. Dazu haben wir aus Fenkart (1968) die folgenden
Werte für die Entfernung und dem Farbexzess entnommen:
Tabelle 4: Korrekturwerte für NGC 7261
Entfernung r in pc
Farbexzess E(B-V) in mag
NGC 7261
3230
1.00
Berechnen wir die Rötung mit, dann erhalten wir dieses FHD:
13
7 Bearbeiten der Aufnahmen
Abbildung 7.11: FHG NGC 7261
Mithilfe von WEBDA haben wir folgenden FHD erhalten:
14
8 Fehlerbetrachtung
Quelle: http://www.univie.ac.at/webda/cgi-bin/frame_menu_plot_iso.cgi?ngc7210
Abbildung 7.12: FHD 7261 von WEBDA
Dieses FHD stimmt mit keinem FHD aus der Literatur und von WEBDA überein.
Vergleich man jedoch das FHD vor der Rötungskorrektur (siehe Abbildung 7.10 auf
Seite 13, dann kann das FHD stimmen. Jedoch sind auf den FHDs von WEBDA und in
der Literatur nicht so viele Sterne um den Punkt (1; 13) konzentriert. Ist daher eher von
einem Zufall auszugehen. Auf eine Betrachtung mit absoulten Magnituden verzichten
wir, da dies nur eine Verschiebung ist und nichts an der Darstellung ändert. Durch
die fehlerhafte Darstellung können wir leider keine Altersbestimmung vornehmen. Laut
Literaturangaben ist NGC 7261 ca. 107 Jahre alt, also ein sehr junger Sternhaufen, was
auch daran zu erkennen ist, dass in den Literautr-FHD sich noch kein Riesenast gebildet
hat.
8 Fehlerbetrachtung
Die Ursache für die falsche Darstellung der FHD konnten wir nicht finden. Der Quellcode
scheint richtig zu seien. Es ist daher möglich, dass etwas mit den Daten nicht stimmt oder
die interne Bearbeitung im Programm fehlerhaft ist. Möglicherweise haben bestimmte
15
9 Fazit
Bildpunkte im auffaddierten Bild eine größere Helligkeit als das float-Format verarbeiten
kann. Solche Punkte würden dann negative Helligkeiten bekommen, was sich wiederrum
auf die find-Funktion und damit auf die Auswertung auswirkt. Bei der Auffindung des
Fehlers haben wir die zur Testzwecken die Differenz V − B bestimmt. Dann waren die
FHD schon den Literatur-FHDs ähnlich, jedoch bestand weiterhin das Problem, dass
die Größenordnungen der Magnituden nicht übereinstimmt. Durch die Korrektur der
Rötung verschiebt sich das FHD in negative B − V -Richtung. Somit haben wir weilweise
Werte von B − V ≤ 0 was wir nicht mit Literatur erklären oder wiedergeben können.
Weitere Probleme könnten die Linien im aufaddierten V-Bild von NGC 7261 sein. Diese
könnten eventuell die find-Prozedur beeinträchtigen und so die Werte verfälschen. Jedoch
sind in den Bildern von NGC 7510 keine Linien oder Verschmierungen zu sehen, sodass
dies als Begründung für die falsche Darstellung nicht standhaft ist.
9 Fazit
Da wir anscheinend falsche FHDs erhalten, können wir keine qualitativen Aussagen über
die Sternhaufen treffen.
Literatur
Fenkart 1968
Fenkart, P. R.: Distance, age and physical members of the galactic cluster NGC
7261. In: Memorie della Società Astronomia Italiana 39 (1968), S. 85. – URL http:
//adsabs.harvard.edu/abs/1968MmSAI..39...85F. – Zugriffsdatum: 21.05.2011
Paunzen u. a.
Paunzen, E. ; Netopil, M. ; Iliev, I. K. ; M.Maitzen, H. ; Claret, A. ; Pintado, O. I.: CCD photometric search for peculiar stars in open clusters. . – URL
http://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2005/43/aa3287-05.pdf. – Zugriffsdatum: 21.05.2011
Project a
Project, NGC/IC: NGC 7261. – URL http://www.ngcicproject.org/. – Zugriffsdatum: 21.05.2011
Project b
Project, NGC/IC: NGC 7510. – URL http://www.ngcicproject.org/. – Zugriffsdatum: 21.05.2011
Weigert u. a. 2009
Weigert, Alfred ; Wendker, Heinrich J. ; Wisotzki, Lutz: Astronomie und Astrophysik: Ein Grundkurs. 5. aktualis. u. erw. Auflage. Wiley-VCH Verlag GmbH & Co.
KGaA, 10 2009
16
Abbildungsverzeichnis
Wikipedia a
Wikipedia:
Kugelsternhaufen. –
URL http://de.wikipedia.org/wiki/
Kugelsternhaufen. – Zugriffsdatum: 20.05.2011
Wikipedia b
Wikipedia: Offener Sternhaufen. – URL http://de.wikipedia.org/wiki/
Offener_Sternhaufen. – Zugriffsdatum: 20.05.2011
Abbildungsverzeichnis
1.1
2.2
7.3
7.4
7.5
7.6
7.7
7.8
7.9
7.10
7.11
7.12
1.13
1.14
1.15
1.16
Der Kugelsternhaufen M80 im Sternbild Skorpion befindet sich rund 28.000
Lichtjahre von der Sonne entfernt. Hier befinden sich hunderttausende
Sterne. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Links: Der offene Sternhaufen NGC 2099. Rechts: Kugelsternhaufen M
92. (Bilder: STScI/DSS.) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
offener Sternhaufen NGC 7510 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
FHG NGC 7510 unkalibiert . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
FHG NGC 7510 unkalibiert . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
FHG NGC 7510 mit Rötungskorektur . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
FHD 7261 von WEBDA . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
offener Sternhaufen NGC 7261 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
FHG NGC 7261 unkalibiert . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
FHG NGC 7261 kalibiert . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
FHG NGC 7261 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
FHD 7261 von WEBDA . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Vadd NGC 7261 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Badd NGC 7261 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Vadd NGC 7510 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
Badd NGC 7510 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3
5
8
9
9
10
11
12
12
13
14
15
18
19
20
21
Tabellenverzeichnis
1
2
3
4
Koordinaten der Objekte . . .
Koordinaten der Objekte . . .
Korrekturwerte für NGC 7510
Korrekturwerte für NGC 7261
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17
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0
0
10
13
A aufaddierte Bilder
A aufaddierte Bilder
Abbildung 1.13: Vadd NGC 7261
18
A aufaddierte Bilder
Abbildung 1.14: Badd NGC 7261
19
A aufaddierte Bilder
Abbildung 1.15: Vadd NGC 7510
20
A aufaddierte Bilder
Abbildung 1.16: Badd NGC 7510
21
B Quellcode für das Auswertungprogramm der Bilder von NGC 7510
B Quellcode für das Auswertungprogramm der Bilder
von NGC 7510
pro n2auswertung7510
vadd = f l o a t ( r e a d f i t s ( ’ vadd . f i t ’ , / SILENT ) )
; tv , min ( vadd )
; tv , median ( vadd )
vadd = vadd − min ( vadd )
f i n d , vadd , xv , yv , f l u x v , sharpv , roundv , 7 0 , 6 . 0 , [ − 2 . 0 , 2 . 0 ] , [ 0 . 2 , 1 . 0 ] ,
magv = flux2mag ( f l u x v )
badd = f l o a t ( r e a d f i t s ( ’ badd . f i t ’ , / SILENT ) )
; tv , min ( badd )
; tv , median ( badd )
badd = badd − min ( badd )
f i n d , badd , xb , yb , f l u x b , sharpb , roundb , 7 0 , 6 . 0 , [ − 2 . 0 , 2 . 0 ] , [ 0 . 2 , 1 . 0 ] ,
magb = flux2mag ( f l u x b )
s r c o r , xb , yb , xv , yv , 2 , ib , i v
anz = ( s i z e ( ib , / d i m e n s i o n s ) ) ( 0 )
bmag= f l t a r r ( anz )
vmag= f l t a r r ( anz )
f o r i =0, ( anz −1) do bmag [ i ]=magb [ i b [ i ] ]
f o r i =0, ( anz −1) do vmag [ i ]=magv [ i v [ i ] ]
openw , 1 , ’ fhd . dat ’
f o r i =0 ,( anz −1) do p r i n t f , 1 , i , bmag [ i ] , vmag [ i ]
close , 1
openw , 2 , ’ s t a r s . dat ’
f o r i =0 ,( anz −1) do p r i n t f , 2 , i , xv [ i v [ i ] ] , yv [ i v [ i ] ] , bmag [ i ] , vmag [ i ]
close , 2
; Kalibration
beich = 41.00
veich = 41.48
magbkal = magb + b e i c h
magvkal = magv + v e i c h
openw , 2 , ’ f h d k a l i . dat ’
f o r i =0 ,( anz −1) do p r i n t f , 2 , i , magbkal [ i ] , magvkal [ i ]
22
B Quellcode für das Auswertungprogramm der Bilder von NGC 7510
close , 2
; Rötung k o r r i g i e r e n
farbex = 0.90
magbminusv = magbkal − magvkal
magbminusv = magbminusv − f a r b e x
magvkal = magvkal − ( 3 . 1 ∗ f a r b e x )
openw , 2 , ’ f h d k a l i _ f a r b . dat ’
f o r i =0 ,( anz −1) do p r i n t f , 2 , i , magbkal [ i ] , magvkal [ i ] , magbminusv [ i ]
close , 2
; Einberechnung des Entfernungsmoduls
distanzm = 1 2 . 7 ; r= 3480 pc
magbkaldis = magbkal − distanzm
magvkaldis = magvkal − distanzm
openw , 2 , ’ f h d k a l i _ d i s . dat ’
f o r i =0 ,( anz −1) do p r i n t f , 2 , i , magbkal [ i ] , magvkal [ i ]
close , 2
; Rötung
magbminusvdis = magbkaldis − magvkaldis
magbminusvdis = magbminusvdis − f a r b e x
magvkaldis = magvkaldis − ( 3 . 1 ∗ f a r b e x )
openw , 2 , ’ f h d k a l i _ f a r b _ d i s . dat ’
f o r i =0 ,( anz −1) do p r i n t f , 2 , i , magbkaldis [ i ] , magvkaldis [ i ] , magbminusvdis [ i ]
close , 2
end
23