Versuchsanleitung zum Astrophysikalischen Praktikum

Versuchsanleitung zum
Astrophysikalischen Praktikum
Altersbestimmung von Sternhaufen
Diese Versuchsanleitung setzt die Anleitung zur Inbetriebnahme des Maksutov-Cassegrain
Teleskopes vorraus.
1 Vorbereitung
Das Observatorium am Schauinsland liegt auf 1240m über NN. Auch im Sommer kann es daher
nachts durchaus kalt werden, warme Kleidung ist notwendig. In Frühjahr und Herbst sind Handschuhe, Schal und Mütze durchaus angebracht. Eine gute Wettervorhersage ist unter anderem
unter http://wetterstationen.meteomedia.de/station=108080&wahl=vorhersage zu finden.
2 Aufgaben
• In Betriebnahme des Teleskops und der CCD-Kamera
• Vertrautmachen mit der Software Autoslew und CCDOps
• optional: Aufnehmen einer Fokusreihe und Ermittlung der genauen Fokusposition mit Hilfe
eines Parabelfits
• Aufnehmen eines Darks, Standardsterns und Flatfields
• Photometrieren eines Sternhaufens mittels verschiedener Farbfilter
• optional: Photometrie von je einem alten und einem jungen Sternhaufen
• Bereinigung der Messdaten von Bildfehlern mittels Flatfieldaufnahmen, Umrechnung der
Daten in Strahlungsströme und Einordnung der Konstituenten ins Farben-Helligkeits Diagramm
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Altersbestimmung von Sternhaufen
Versuchsanleitung
• Schreiben Sie eine IDL Prozedur die die Auswertung Schritt für Schritt abarbeitet.
• Kalibrieren Sie die Aufgenommenen Daten. Subtrahieren Sie gegebenenflass das Dark, dividieren sie durch das Falt und normieren sie die Farbkanäle auf das Standart.
• Stellen Sie sicher, dass die Bilder Deckungsgleich sind. Verschieben Sie die Bilder gegebenenfalls.
• Stacken sie gegebenenfalls mehrere Aufnahmen.
• Erzeugen eines RGB Bildes des Kugelsternhaufens.
• Verwenden Sie das Weisslicht Bild um die Sterne von einander zu trennen.
• Berechnen Sie die Positionen der einzelnen Sterne, maskieren Sie die Sterne und integrieren
Sie deren Helligkeiten (je Farbkanal) auf.
• Tragen Sie die Absolute Helligkeiten gegen die Farben der Sterne auf (FHD).
• Vergleichen Sie das FHD mit theoretischen Isochronen. Vergleichen Sie gegebenenfalls mehrere Sternhaufen.
Die folgenden Fragen, sollten im Protokoll erörtert werden:
• Was ist ein Farben-Helligkeits-Diagramm?
• Was bedeutet die Anhäufung von Sternen im FHD und wo genau befindet sich unsere Sonne
darin?
• Wie hängen Spektralklassen mit Farben von Sternen zusammen?
• Was sind mögliche Fehlerquellen bei der Durchführung dieses Versuchs?
• Warum kann man bei der Photometrie von Sternhaufen auf absolute Helligkeitsangaben
verzichten?
3 Theoretische Grundlagen
3.1 Schwarzer Körper
Ein Schwarzer Körper der Temperatur T strahlt gemäß dem Planckschen Strahlungsgesetz in der
Frequenz ν mit
2hν 3
1
Bν (T ) = 2
.
(1)
hν
c e kB T − 1
Wobei h ≈ 6.63·10−34 Js das Plancksche Wirkungsquantum, c ≈ 3·108 die Vakuumslichtgeschwindigkeit und kB ≈ 1.38 · 10− 23J/K die Boltzmannkonstante bezeichet.
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Das Wiensche Verschiebungsgesetz
T · λ ≈ 0.002879m · K
(2)
beschreibt, dass sich das Maximum der Planckkurve für höhere Temperaturne ins Blaue hin
verschiebt.
Weiterhin gilt für einen Körper im thermodynamischen Gleichgewicht das Stefan-Boltzmann
Gesetz.
F + = σT 4 ,
(3)
welches über die Strahlungskonstante σ ≈ 5.67 · 10−6 W −2 K −4 eine relation zwischen Flächenhelligkeit F + und der Temperatur T herstellt.
Das Spektrum von Sternen kann näherungsweise mit dem eines schwarzen Körpers beschrieben
werden. Die Effektivtemperatur Tef f beschreibt die Temperatur eines schwarzen Körpers, der
die selbe Flächenhelligkeit wie der Stern besitzt, dessen Energieverteilung mittels entsprechender
Planckfunktion beschrieben wird.
Die Reichweite an Effektivtemperaturen geht von 50 000 K für die heißesten Sterne unseres
Universums, bis hin zu den kühlsten von 3 000 K. Unsere Sonne besitzt eine Effektivtemperatur
von 5 777 K.
Integriert man den Strahlungsfluss über die komplette Sternoberfläche, erhält man seine Gesamtstrahlungsleistung oder Leuchtkraft. Sie besitzt über das Stefan-Boltzmann-Gesetz folgenden
Zusammenhang zur Effektivtemperatur:
4
L = 4πR2 F = 4πR22 σTef
f
(4)
3.2 Helligkeiten und Farben
Die Helligkeitangaben astronomischer Objekte gehen auf Hipparch zurück. Damals wurden die
hellsten sichtbarne Objekte am am Nachthimmel der Ersten Größe zugeordnet und die dunkelsten
mit blossem Auge sichbaren der sechsten Größe. Aufgrund der lorithmischen Verarbetung quantitativer Sinneseindrücke unseres Gehirns wurde die scheinbare Helligkeit später logarithmisch
definiert. Die scheinbare Helligkeit eines Objektes mit Strahlungsstrom s1 relativ zum Strahlungsstrom eines anderen Sterns mit Strahlungsstrom s2 gibt uns demnach Aufschluss darüber,
wie unterschiedlich hell wir zwei Objekte wahrnehmen:
s1
m1 − m2 = −2.5 log
(5)
s2
m1 bzw. m2 bezeichnen dabei die scheinbaren Helligkeiten der Objekte und werden in Magnituden
(Mag) angegeben (Weigert und Wendker, 1989). Man beachte bei dieser Definition, dass durch
das Minuszeichen, numerisch kleinere Magnituden den größeren Strahlungsströmen und daher den
helleren Objekten entsprechen.
Um Sterne spektral zu klassifizieren werden ihre Helligkeiten in verschiedenen Wellenlängenbereichen gemessen. Hierzu werden Farbfilter verwendet. Diese Differenz der scheinbaren Helligkeiten
(mkurzwellig − mlangwellig ) bezeichnet man dann als Farbindex oder Farbe (Voigt, 1969).
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Die gängigste Bezeichnung dafür stellt das sogenannte UBV-System von H. L. Johnson und
W. W. Morgan dar, bei welchem U für Ultraviolett, B für Blau und V für Visuell stehen (Unsöld
und Baschek, 1988). Die Magnituden werden dabei so gewählt, dass bei dem A0 V-Stern Wega
(α-Lyrae) gilt:
U =B=V
U −B =B−V =0
(6)
Dieser (helle) Stern stellt also den Ursprung der Farbenskala dar und hat für alle Farben eine
Helligkeit von 0 Magnituden (Weigert und Wendker, 1989).
3.3 Zustandsdiagramme
3.3.1 Hertzsprung-Russel-Diagramm
Die mit Hilfe der Planckfunktion beschriebene Energieverteilung eines Sterns, stellt ausschließlich
den kontinuirlichen Teil des Strahlungsspektrums dar. Durch atomare Prozesse, welche sich durch
die verschiedenen chemischen Zusammensetzungen der Sterne unterscheiden, wird der kontinuierliche Verlauf der Planckfunktion durch Absorptionsprofile unter brochen (Weigert und Wendker,
1989). Deren Breite wiederum hängt von der Doppler- und Druckverbreiterung ab, welche von den
gegebenen Temperaturen bestimmt werden. Zur Kategorisierung von Sternen bezüglich ihrer chemischen Zusammensetzung bzw. ihrer Spektren, wurden sogenannte Spektralklassen eingeführt.
Diese (“Harvard”-) Klassifizierung erfolgt nach dem Schema O B A F G K M L T von frühen,
heißen Typen bis hin zu kühleren, späteren Typen (Weigert und Wendker, 1989). Man sagt ein
Stern einer bestimmten Spektralklasse sei vom gegebenen Spektraltyp. Mit Hilfe dieser Spektralklassen können nun Sterne in das sogenannte Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) eingetragen
werden, in dem die Leuchtkraft gegen den Spektraltyp aufgetragen wird (Weigert und Wendker,
1989).
Es ergeben sich Anordnungen, die darauf hinweisen, dass Sterne in ganz bestimmten Konstellationen bevorzugt auftreten. In der Mitte des Diagramms befindet sich eine Diagonale, in welcher
sich sehr viele Sterne anhäufen und die als Hauptreihe bezeichnet wird (Voigt, 1969). Sie reicht
von hellen, blau-weißen A- und B- Sternen, über gelbe (wie unsere Sonne), bis hin zu schwachen,
roten Sternen des Spektraltyps M. Die Gemeinsamkeit aller Hauptreihensterne ist ihr Entwicklungszustand - sie befinden sich alle in der Phase des Wasserstoffbrennens (Weigert und Wendker,
1989). Da dieser Zustand von allen Entwicklungszuständen eines Sterns der am längsten anhaltende ist, stellt die Hauptreihe einen quasistationären Gleichgewichtszustand im HRD dar. Zum
Zeitpunkt der Wasserstofffusion befinden sich Sterne im hydrostatischen Gleichgewicht (Voigt,
1969).
Sterne, welche sich (rechts) oberhalb der Hauptreihe befinden, werden als Riesen bezeichnet.
Dies sind Sterne des selben Spektraltyps, jedoch höherer Leuchtkraft als Hauptreihensterne, was
sich letztlich nur durch einen größeren Radius realisieren lässt (Weigert und Wendker, 1989).
Wenn ein Stern seine Wasserstoffbrennphase beendet hat, verlässt er die Hauptreihe und wird zu
solch einem Riesen. Der Kern des Sterns beginnt dann zu schrumpfen und die äußere Hülle dehnt
sich aus. Im HRD bewegt sich der Stern dadurch rechts aufwärts auf den sogenannten RotenRiesen-Ast zu, bis er in Abhängigkeit seiner Anfangsmasse vielleicht Temperaturen im Innern
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Abbildung 1: Das Hertzsprung-Russel-Diagramm ergibt sich, wenn man die Leuchtkraft der Sterne gegen ihre Spekralklasse aufträgt. Sihe Text für eine genaue Beschreibung.
erreicht, die zur Heliumfusion führen und er dann in einen Bereich übergeht den man den roten
Klumpen nennt (Weigert und Wendker, 1989).
Die Entwicklung eines massereichen Sterns von der Hauptreihe zum roten Riesen geschieht
in der Regel so schnell, dass es sehr unwahrscheinlich ist, Sterne in solch einem Zwischenstadium anzutreffen. Daraus resuliert eine Lücke zwischen diesen beiden Entwicklungszuständen im
Diagramm, die Hertzsprung-Lücke (Weigert und Wendker, 1989).
Links unterhalb der Hauptreihe befinden sich die weißen Zwerge. Nachdem ein (relativ massearmer) Stern seinen kompletten Brennvorrat aufgebraucht hat, kann der Gravitationskollaps
mittels des hydrostatischen Gleichgewichts nicht mehr verhindert werden und der Stern beginnt
zu schrumpfen (Weigert und Wendker, 1989). Dies geschieht bis zur Elektronengasentartung, wobei der Entartungsdruck letztlich den nötigen Druck liefert, um einer weiteren Kontraktion die
Waage zu halten (Weigert und Wendker, 1989). Der weiße Zwerg verfügt über keine (nukleare)
Energiequellen mehr, weswegen seine Leuchtkraft abnimmt und er unten im HRD anzutreffen ist.
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Er ist eine Form der Spätstadien in der Entwicklung von Sternen.
Da das Auftreten einer Absorptionslinie stark temperaturabhängig ist (über den Anregungsund Ionisierungsgrad), kann jede der Spektralklassen mit einer bestimmten Effektivtemperatur
in Verbindung gebracht werden (Weigert und Wendker, 1989). Anstatt der Spektralklassen wird
daher oft auch die Effektivtemperatur als Abszisse aufgetragen.
3.3.2 Hauptreihensterne
Für Hauptreihensterne gilt die Masse-Leuchtkraft-Beziehung.
L ≈ M3
(7)
Sie lässt sich aus theoretischen Modellen über den inneren Sternaufbau gewinnen und beschreibt
die empirischen Ergebnisse gut (Weigert und Wendker, 1989). Sterne mit großen Massen M verfügen demnach also auch über große Leuchtkräfte L. Die Dauer, mit welcher sich ein Stern im
HRD auf der Hauptreihe befindet bzw. die Zeit, in welcher ein Stern seine Leuchtkraft mittels
Wasserstoff-Kernfusion realisieren kann, nennt man die nuklare Zeitskala τH . Sie errechnet sich
aus:
τH =
EH
L
(8)
wobei EH den nuklaren Energievorat an Wasserstoff des Sterns bezeichnet.
Daraus und unter Verwendung der Masse-Leuchtkraft-Beziehung für Hauptreihensterne erkennt
man leicht, dass sich ein Stern umso länger auf der Hauptreihe aufhält, je kleiner seine Anfangsmasse ist (Weigert und Wendker, 1989).
τH =
EH
EH
≈ 3
L
M
(9)
O-Sterne verlassen die Hauptreihe deshalb nach etwa 1 Millionen Jahre; M-Sterne hingegen
besitzen dort eine Verweildauer von einigen Milliarden Jahren, was der Größenordnung des Alters
des Universums (13.7 Milliarden Jahre) entspricht (Federspiel). Unsere Sonne hat eine Aufenthaltsdauer auf der Hauptreihe von etwa 9 Milliarden Jahren (Voigt, 1969).
Ist der Wasserstoffvorrat einmal aufgebraucht, beziehen die massereichen Sterne ihre Energie
aus der Fusion von Helium zu Kohlenstoff und nach einigen weiteren Brennphasen verfügen sie
über einen Eisenkern, aus welchem sich durch Kernfusion keine Energie mehr gewinnen lässt. Sie
enden schließlich in einer Supernovaexplosion.
Nach ihrem Aufenthalt im Gebiet der Roten Riesen, laufen masseärmere Sterne im HRD weiter auf den Horizontalast. Sie stoßen dabei einen Teil ihrer äußeren Hülle ab, der eine gewisse
Zeit als Planetarischer Nebel sichtbar ist. Dabei werden sie wieder heißer und blauer. In ihrem
Inneren fusionieren sie Helium zu Kohlenstoff und allenfalls noch Kohlenstoff zu Sauerstoff. Für
weitere Fusionsprozesse reichen die im Inneren erreichten Temperaturen jedoch nicht mehr aus
(Federspiel).
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Spektraltyp
O5
B0
B5
A0
A5
F0
F3
F6
M/M
39
20
6.7
3.5
2.2
1.7
1.26
1.13
7
Verlassen der Hauptreihe / Jahre
0.5 · 106
4.6 · 106
46 · 106
319 · 106
1160 · 106
2700 · 106
3800 · 106
6000 · 106
Tabelle 1: Zusammenhang zwischen der Masse und der Aufenthaltsdau- er eines Sterns auf der
Hauptreihe (Voigt, 1969).
3.3.3 Farben-Helligkeits-Diagramm
Anstatt des Hertzsprung-Russell-Diagramms (HRD) verwendet man oftmals auch das FarbenHelligkeits-Diagramm (FHD) (Unsöld und Baschek, 1988). Hier wird anstelle des Spektralstyps,
der Farbindex gegen die absolute Helligkeit aufgetragen. Das FHD ist das zweite wichtige Zustandsdiagramm der Astronomie. Es hat gegenüber des HRDs den Vorteil, dass auch leuchtschwächere Sterne, bei welchen keine klassifizierbaren Spektren mehr zu identifizieren sind, ausreichend
genau gemessen und eingetragen werden können (Unsöld und Baschek, 1988). Auch im FHD nehmen Sterne ganz bestimmte Positionen in Abhängigkeit ihres Entwicklungszustands (Hauptreihe,
roter Riesenast,...) ein. Der Unterschied der beiden Diagramme besteht im Wesentlichen darin,
dass beim HRD ein Entwicklungsweg (von der Hauptreihe zu den Riesen), den Zustand eines
Sterns gegebener Masse zu verschiedenen Zeiten zeigt, hingegen beim FHD bildet der Weg den
Zustand eines Sternhaufens vieler Sterne, mit unterschiedlicher Masse, an einem festen Zeitpunkt
in der Entwicklung ab (Voigt, 1969).
3.4 Sternhaufen
Sternhaufen geben Aufschluss über den Aufbau unserer Milchstrasse und über die Entwicklung
von Sternen. Ein Sternhaufen bezeichnet ein Gebiet hoher Dichte von Sternen im Vergleich zum
umliegenden Bereich einer Galaxie (Voigt, 1969). Wie stark diese Konzentration vorliegt, kann
jedoch sehr unterschiedlich sein. Allen Sternhaufen ist gemein, dass die Sterne des Haufens gemeinsam entstanden sind. Auch die chemische Zusammensetzung der Haufensterne ist in der
Regel sehr ähnlich, sodass sie sehr wahrscheinlich auch am gleichen Ort aus der selben interstellaren Gaswolke entstanden sind (Unsöld und Baschek, 1988). Wir unterscheiden im groben
drei verschiedene Arten von Sternhaufen: die offenen Sternhaufen, Sternassoziationen und die
Kugelsternhaufen (Weigert und Wendker, 1989).
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3.4.1 Offene Sternhaufen
Offene Sternhaufen sind mit einem Alter von 106 bis 109 Jahren noch relativ jung und befinden
sich überwiegend in den Spiralarmen von Galaxien, wo sie auch entstanden sind. Sie sind meist
mit interstellaren Gaswolken assoziiert, was auch auf den Ursprung aus solch einer Gaswolke hinweist (Weigert und Wendker, 1989). 0ffene Sternhaufen haben einen Durchmesser von 1-10pc und
umfassen 10-1000 Sterne mit einer Gesamtmasse von ca. 102 − 103 M (Weigert und Wendker,
1989). Die sehr kurze Altersspanne offener Sternhaufen zeigt zum Einen, dass sie sich ständig neu
bilden, zum Anderen aber auch, dass die ältesten Sternhaufen deutlich jünger als unsere Milchstraße sind - es muss also einen Grund für ihr Verschwinden geben. Hohe gravitative Anziehung
im Inneren der Haufen bindet die Sterne aneinander und verhindert, dass sie mittels differentieller galaktischer Rotation auseinandergeschert werden. Durch gravitative Wechselwirkung mit
Massenanhäufungen in den dichten Spiralgebieten kann es jedoch passieren, dass sie dennoch auseinandergezogen werden. Die typische Lebensdauer eines offenen Sternhaufens beträgt demnach
ca. 108 bis 109 Jahre. Prominente Vertreter dieser Klasse sind die Plejaden und die Hyaden im
Sternbild des Taurus, sowie der Doppelsternhaufen h und χ Persei (Weigert und Wendker, 1989).
3.4.2 Sternssoziationen
Diese stellen Ansammlungen von Sternen nur einer bestimmten Spektralklasse dar. Sie sind eine
spezielle Form offener Sternhaufen und fallen weniger wegen ihrer erhöhten Sterndichte, als vielmehr durch ihre Ansammlung bestimmter seltener Spektraltypen auf. In ihrer Umgebung befindet
sich oftmals viel Gas, Staub und Nebel und sie bestehen hauptsächlich aus O,B- oder T-TauriSternen, also sehr jungen Sterne. Die Anhäufung in Sternassoziationen kann zeitlich nur sehr kurz
zusammengehalten werden, da die Gravitation zwischen den Sternen hier nur sehr gering ist, sodass sie sich nach wenigen 106 bis 107 Jahren auflösen. Es sind ca. 100 Sternassoziationen mit
etwa 10 − 103 Konstituenten in unserer Milchstraße bekannt. Ihr Durchmesser beträgt typischer
Weise 30-200pc (Weigert und Wendker, 1989).
3.4.3 Kugelsternhaufen
Diese Art von Sternhaufen ist besonders dicht zusammengedrängt und besteht aus einem hellen
Zentrum mit einer hohen Sterndichte, welche nach Außen hin abfällt. Die Verteilung der Konstituenten eines Kugelsternhaufens annähernd kugelsymmetrisch. Das Zentrum bemisst sich dabei
auf eine Ausdehnung von 0.3-10pc. Die mittlere Sterndichte solcher Haufen ist um den Faktor 10
größer als bei offenen Sternhaufen und ihr Gesamtdurchmesser liegt bei ca. 20-150 pc. Sie befinden
sich überwiegend im Halo der Galaxien, nehmen daher nicht an der galaktischen Rotation um das
Milchstraßenzentrum teil und folgen willkürlichen Ellipsenbahnen (Weigert und Wendker, 1989).
Kugelsternhaufen sind recht alte Gebilde mit einem Alter von über 1010 Jahren. Ihr langes Lebensalter verglichen mit dem offener Haufen und Sternassoziationen, lässt sich vor allem dadurch
begründen, dass sie durch ihre Lage außerhalb der galaktischen Scheibe geringen gravitativen Störungen unterliegen und sie außerdem durch ihre hohe Dichte stärker gravitativ zusammengehalten
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werden. In unserer Milchstraße sind derzeit ca. 150-200 Kugelsternhaufen bekannt. Aufgrund ihres fortgeschrittenen Alters geben uns insbesodere Kugelsternhaufen viel Aufschluss über den
Bildungsprozess unserer Heimatgalxie. Ein Vertreter dieser Sternhaufenkategorie, der auch mit
dem bloßen Auge sichtbar ist, ist der Kugelsternhaufen M13 (mit etwa 500 000 Sternen) im
Sternbild Herkules (Weigert und Wendker, 1989).
Die wichtigsten Sternhaufenkataloge, in welchen auch Gasnebel und Galaxien aufgelistet sind,
sind der Katalog von Ch. Messier (M, 1784) und der New General Catalogue (NGC, 1890) von
J.L.E. Dreyer, welcher 1910 zum Index Catalogue (IC) erweitert wurde (Peretzki, 2011).
Da das Alter aller Sterne in einem Sternhaufen das selbe ist und sich die Sterne eines Haufens in gleicher Entfernung befinden, kann statt der absoluten Helligkeit für Sternhaufen auch die
scheinbare im FHD aufgetragen werden. Das empirisch erstellte FHD erlaubt dann einen Vergleich
mit theoretisch errechneten Linien konstanten Alters (sogenannten Isochronen), welcher uns Aufschluss über das Alter des Haufens liefert (Voigt, 1969). Dies soll im Folgenden etwas genauer
erläutert werden.
3.5 Altersbestimmung
3.5.1 Vergleich von FHDs
Da Hauptreihensterne in Abhänigkeit ihrer Anfangsmasse unterschiedlich lange auf der Hauptreihe
verweilen, kann aus der Farbe des Abknickpunkts von der Hauptreihe (Turn off Point, TOP) das
grobe Alter eines Sternhaufens abgeschätzt werden.
Denn während bei jungen offenen Sternhaufen die Hauptreihe noch merklich besetzt ist - der
Entwicklungszustand seiner Konstituenten also noch nicht so fortgeschritten ist - befinden sich in
alten Kugelsternhaufen die meisten Haufensterne bereits im roten Klumpen (Unsöld und Baschek,
1988). Daher ist es nur ersichtlich, dass sich die zugehörigen FHDs stark unterscheiden, je nachdem
ob es sich um einen alten oder jungen Sternhaufen handelt (vgl Abb. 2).
Man sieht beim FHD der Hyaden, dass fast alle Sterne noch auf der Hauptreihe liegen und nur
wenige Sterne sich bereits zu roten Riesen entwickelt haben. Die Hyaden sind also ein noch recht
junger Sternhaufen. Beim FHD des Kugelsternhaufens M13 hingegen ist die Hauptreihe nur noch
im Bereich der masseärmeren, kühleren und eher rötlichen Sterne besetzt (Unsöld und Baschek,
1988). Das bedeutet, dass sich links vom TOP keine Hauptreihensterne im Diagramm mehr befinden. Offensichtlicher Grund für dieses Fehlen heißer Hauptreihensterne ist das fortgeschrittene
Alter der Sternengruppe, sodass sich Sterne links vom Abzweigepunkt bereits zu Riesensternen
entwickelt haben (Federspiel).
Hier sind dafür andere Teile reichlicher bevölkert: die massereichsten Sterne befinden sich bereits
im Bereich der roten Riesen und Bereiche anderer, leuchtkräftiger Sterne, welche sich zwischen
den Roten Riesen und dem blauen Teil des FHD auf dem Horizontalast befinden, sind auch schon
besetzt. Die massereichsten Sterne sind hingegen schon als Supernovae explodiert und daher im
FHD nicht mehr sichtbar (Federspiel). Vergleicht man die beiden Farben-Helligkeits-Diagramme
also miteinander, so sieht man leicht, dass aus der Farbe des Abknickpunkts von der Hauptreihe
grob auf das Alter des zugrunde liegenden Haufens geschlossen werden kann. Besäßen die Hyaden
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Abbildung 2: Farb-Helligkeis-Diagramm der Hyaden (offner Sternhaufen) und des alten Kugelsternhaufens M13 (Federspiel)
das selbe Alter wie der alte Kugelsternhaufen M13, so wäre dessen Hauptreihe nicht über dem
Farbindex BV = 0.5 hinaus besetzt, sondern das Gebiet der roten Riesen würden dort anschließen.
Die Abwesenheit bestimmter Sterntypen in einem FHD deutet also auf ein gewisses physikalisches
Entwicklungsstadium der Sternengruppe hin (Federspiel).
3.5.2 Entfernungsbestimmung
Legt man ein Standard-FHD eines offenen Sternhaufens zugrunde (meist die Hyaden), bei dem
anstelle der scheinbaren Helligkeit die absolute aufgetragen wurde, ist dessen Hauptreihe zum
empirisch ermittelten FHD vertikal verschoben. Die Entfernung des Haufens, z.B. relativ zu den
Hyaden, ermittelt sich dann leicht durch Überlagerung der beiden Diagramme und des vertikalen
Offsets, der dem Entfernungsmodul entspricht (Unsöld und Baschek, 1988). Aus der Entfernung
der Hyaden, welche durch Parallaxenmessungen mit dem Astrometriesatelliten Hipparcos sehr
zuverlässig zu 148 Lichtjahren bestimmt wurde, lässt sich dann die Entfernung des betrachteten
Haufens ermitteln (Federspiel). Da die Hauptreihe bei alten Kugelsternhaufen nur noch schwach
besetzt ist, ermittelt man deren Entfernung mittels Perioden-Leuchtkraft-Beziehung (siehe (Weigert und Wendker, 1989)) über pulsierende Sterne, welche sich im Haufen befinden. Diese nach
dem Prototyp “RR Lyrae” benannten Sterne stehen im FHD in der Lücke des Horizontalastes und
sind relativ leicht beobachtbar. Sie haben also eine charakteristische Position im Horizontalast,
welches auch auf ein forgeschrittenes Alter hindeutet (Federspiel). Aus der Perioden-Leuchtkraft-
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Beziehung dieser Pulsare erhält man dann die Leuchtkraft bzw. absolute Helligkeit, während man
aus dem FHD die scheinbare Helligkeit abliest. Aus der Diskrepanz dieser beiden Größen bestimmt sich dann wiederum (über das Entfernungsmodul) die Entfernung des Haufens (Unsöld
und Baschek, 1988).
3.5.3 Altersbestimmung mit Hilfe von Isochonen
Aus der Lage und somit der Farbe des Abknickpunkts, lässt sich eine bestimmte Effektivtemperatur ableiten, welche wiederum für einen bestimmten Spektraltyp steht, der sich gerade noch
auf der Hauptreihe befindet (Unsöld und Baschek, 1988). Aufgrund der Tatsache, dass die Verweildauer eines Sterns bekannten Spektraltyps auf der Hauptreihe aus theoretischen Rechnungen
bekannt ist und unter der Annahme, dass alle Sterne des Haufens zur gleichen Zeit entstanden sind, kann ein grobes Alter für den Haufen abgeschätzt werden (Federspiel). Die Farbe des
Abknickpunkts wird im Laufe der Entwicklung immer röter, da immer mehr masseärmere Sterne sich schon im roten Riesen Ast befinden. Der Abknickpunkt wandert in Folge dessen also
von links nach rechts im FHD (Federspiel). Zur Altersbestimmung verwendet man in der Praxis
meist Linien konstanten Alters und unterschiedlicher Massen, sogenannte Isochronen, welche aus
theoretischen Sternentwicklungsrechnungen gewonnen werden (Weigert und Wendker, 1989). Der
Haufen selbst entspricht dabei einer dieser Isochronen, da alle Konstitutenten des Haufens das
selbe Alter, jedoch unterschiedliche Masse besitzen (Federspiel). Aus dem Vergleich des TOP mit
den TOPs mehrerer dieser Isochronen solarer Metallizität und verschiedenen Alters, erhält man
dann das Alter des offenen Haufens (Voigt, 1969). Auch die Tatsache, dass nur eine der Isochronen
den Sternhaufen beschreibt, lässt darauf schließen, dass alle Haufensterne gleichzeitig entstanden
sind. Die Lage der Hauptreihe im FHD hängt weiterhin stark von der Metallizität des Haufens
ab (Unsöld und Baschek, 1988) (Genaueres dazu im Abschnitt 3.6).
Bei Kugelsternhaufen bedarf es daher noch verschiedener Sätze von Isochronen mit unterschiedlichen Metallizitäten, da diese in ihren Metallizitäten stark variieren (Unsöld und Baschek, 1988).
Die Hauptreihe, der Riesenast und der Horizontalast werden dann so lange gegen die Isochronen
der zugehörigen Metallizität verschoben, bis eine der Isochronen repräsentiert wird. Diese liefert
dann neben der Metallizität auch das Alter des Kugelsternhaufens.
Die theoretischen Isochronen können auf einer Datenbank der “INAF” online heruntergeladen
werden. Unter “Ages / metallicities” bei “Sequence of isochrones of constant metallicity” werden
dann verschiedene Isochronendaten unterschiedlichen Alters bei fester Metallizität Z ausgegeben.
Diese müssen dann zusätzlich ins FHD mit eingetragen werden, um das Alter des Sternhaufens
daraus bestimmen zu können.
3.6 Metallhäufgkeit und Metallizität
In der Astrophysik ist es üblich Elemente mit einer Kernladungszahl Z > 2, also jenseits von
Helium, als Metalle zu bezeichnen - abweichend von der chemischen Bedeutung dieses Begriffes.
Mit der Metallhäufigkeit eines Sterns meint man demnach seinen Gehalt an schweren Elementen
(Voigt, 1969). Der Wasserstoff- und Heliumvorrat kurz nach der Entstehung des Universums (nach
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dem Urknall) betrug ungefähr den selben, wie wir ihn heute noch vorfinden mit einem Verhältnis
von He : H = 1 : 10 (Voigt, 1969). Damals bestand das Universum zunächst aus Elementarteichen,
aus welchen sich schließlich die beiden leichtesten Elemente H und He bildeten. Fast alle schwereren
Elmente bis einschließlich Fe wurden erst viel später durch Kernreaktionen in Sternen über die
sogenannte Nukleosynthese gebildet (Weigert und Wendker, 1989). Hat ein (massereicher) Stern
seinen kompletten Brennvorrat aufgebraucht oder die letztmögliche exogen ablaufende Kernfusion
(bei Fe) beendet, beginnt er zunächst zu kollabieren, stößt dabei eine äußere Hülle ab und vergeht
möglicherweise, in Abhängigkeit seiner anfänglichen Masse, in einer Supernova-Explosion. Dabei
werden Unmengen an stellarem Material in das umliegende Medium abgegeben, wodurch dieses
sukszessive mit schweren Elementen angereichert wird (Weigert und Wendker, 1989).
Folgende Generationen von Sternen, die sich aus dem Kollaps einer Gaswolke bilden, welche
bereits mit schweren Elementen früherer Sterne angereichert wurden, besitzen somit also einen
höheren Gehalt an schweren Elementen. Demnach hängen das Alter eines Sternhaufens und seine
Metallhäufigkeit eng miteinander zusammen.
Seit der Bildung der Milchstraße hat sich der Metallgehalt etwa verdreifacht (Unsöld und Baschek, 1988). Mit dem Begriff der Metallizität ist ein, auf die Sonne normiertes, logarithmisches
Verhältnis, der Stärke der Absorptionslinien von Metallen M zu Wasserstoff H gemeint:
M
M
M
:= log (M ) = log
− log
(10)
H
H Stern
H mit
(M ) :=
(M/H)Stern
(M/H)
(11)
(M ) bezeichnet dabei die Metallhäufigkeit (Unsöld und Baschek, 1988).
Die Metallizität ergibt sich also für einen Stern, mit dem selbem Metall-Wasserstoff-Verhältnis
wie das der Sonne zu 0. Man bestimmt sie mit Hilfe von aufgenommener Sternspektren.
Da das relative Mischverhältnis der Elemente untereinander das gleich ist wie bei der Sonne,
kann eine für alle Elemente zusammengefasst Metallizität zur Unterscheidung der Sterne in ihrer Metallizität herangezogen werden. Und aufgrund der Tatsache, dass die Eisenlinie auch noch
in kühlen Sternen reichlich vorhanden ist, wird in der Regel allein anhand dieser die Metallizität ermittelt. Es gilt also M/H = F e/H (Voigt, 1969). Im Allgemeinen teilt man Sterne in
Abhängigkeit ihrer Metallizität in zwei Gruppen ein:
• Population I: Dies sind Sterne mit hoher Metallizität, welche erst zu einem späteren Zeitpunkt entstanden und sich aus der bereits mit schweren Elementen angereicherten Materie
bildeten. Zu ihnen gehörgen insbesondere junge Sternhaufen mit einer solaren Metallhäufigkeit (M ) = 1 (Unsöld und Baschek, 1988).
• Population II: Dazu gehören Sterne mit geringer Metallizität. Sie sind in einem frühen
Entwicklungsstadium des Universums entstanden, als noch nicht so viel metallische Materie
vorhanden war. Zu dieser Kategorie zählen also Kugelsternhaufen, die Metallhäufigkeiten
mit Werte von (M ) = 0.1 − 0.01 besitzen (Unsöld und Baschek, 1988).
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Die Lage der Entwicklungswege im FHD ist stark von der chemischen Zusammensetzung bzw.
Metallizität abhängig. So liegt die Hauptreihe der metallarmen Haufen unter der Hauptreihe der
metallreichen, jungen Haufen, deren Hauptreihe also ins Rote verschoben ist. Diese Skalenverschiebung würde dann dazu verleiten, einem metallreichen Stern der Population I mit M = M
eine gleiche Effektivtemperatur, wie einem metallarmen Stern mit M = 0.7M zuzuschreiben
(Unsöld und Baschek, 1988). Absorptionslinien für eine solare Elementenmischungen sind durch
das Verhältnis X : Y : Z = 0.73 : 0.25 : 0.02 bestimmt, wobei X die relative Häufigkeit an Wasserstoff, Y die relative Häufigkeit an Helium und Z die relative Häufigkeit an schwereren Elementen
bezeichnet (Voigt,1969). Wie Messungen zeigten, kann sich die Metallizität der Haufensterne auch
innerhalb des Haufens unterscheiden (Unsöld und Baschek, 1988). Dieser Umstand ist möglicherweise auf Inhomogentitäten der Gaswolke zurückzuführen, aus welcher die Sterne entstanden sind.
4 Durchfürhurng
Das Teleskop und dessen Handhabung wird in der Anleitung zur Inbetriebnahme des MaksutovCassegrain Teleskopes beschrieben.
4.1 Vorbereitung
Vor Beginn einer Messung muss man sich ëntscheiden, welcher Sternhaufen photometriert werden soll. Am Besten ermittelt man zunächst die wichtigsten Eigenschaften (Winkeldurchmesser,
Lage...) des Haufens und versucht dann Eichsterne in der Umgebung des zu untersuchenden Objektes ausfindig zu machen. Bei der Wahl des Objekts selbst, sollte darauf geachtet werden, dass
es sich im entsprechenden Zeitraum mindestens 25◦ über dem Horizont befindet, damit atmophärische Effekte, reduziert werden können. Diese meinen zum Einen die Richtungsszintillation
(Seeing), also die sich statistisch um einen Mitelwert verändernde Sternposition, als auch die Helligkeitsszintillation, welche sich durch schwankende Sternhelligkeiten bemerkbar macht (Weigert
und Wendker, 1989). Denn befindet sich das Objekt in der Nähe des Horizonts, muss das ausgesandte Licht einen längeren Weg durch die sich ändernde Atmosphäre zurücklegen, wodurch diese
Effekte verstärkt werden. Auch kann Streulicht der umliegenden Stadt eine Messung in Nähe des
Horizonts verfälschen. Zudem wird die interstellare Extinktion durch Messungen in Horizontnähe verstärkt. Darunter versteht man die Rotverschiebung der detektierten Strahlung aufgrund
des wellenlängenabhängigen Streuquerschnitts. Blaues Licht wird dabei am stärksten gestreut;
gefolgt von grün und rot (Weigert und Wendker, 1989). Außerdem befinden sich am Schauinslandobservatorium Bäume, die den effektiven Beobachtungshimmel einschränken, sodass ein Objekt
unterhalb einer Höhe von 25◦ möglicherweise verdeckt ist.
Ein weiteres Auswahlkriterum für das Objekt stellt die relative Lage zum Mond dar. Dieser
Abstand sollte möglichst 90◦ während der geplanten Beobachtungszeit betragen oder man sollte
sich die Beobachtungsnächte dementsprechend wählen, dass diese möglichst mondlos sind. Es
kann ansonsten dazu kommen, dass die Messungen durch das vom Mond reflektierte Sonnenlicht
verfälscht werden.
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Des Weiteren sollte darauf geachtet werden, dass der Haufen möglichst ganz im Gesichtsfeld
der Kamera ablichtbar ist. Allerdings ist es bislang (ohne Absolutreferenzmarken und damit ohne perfektes Pointingfile) recht schwierig, Objekte anzufahren, die mit dem bloßen Auge nicht
zu erkennen sind. Dies schränkt die Objektauswahl erheblich ein, sodass es sein kann, dass die
zur Verfügung stehenden Haufen eine so große Winkelausdehnung besitzen, dass man sie nicht
komplett ablichten kann. Das wiederum bedeutet aber auch, dass bei geringer Sterndichte (offene
Haufen) die Zahl der detektierten Sternen nicht ausreicht, um eine aussagekräftige Hauptreihenbesetzung zu erhalten. Die Ermittlung des Abknickpunktes wäre in solch einem Fall viel zu ungenau.
In der Praxis fährt man deshalb den kompletten Haufen in mehreren Teilschritten ab. Später werden die verschiedenen Bilder dann dazu benutzt, um alle Sterne des Haufens ins FHD eintragen
zu können. Im Zentrum von Kugelsternhaufen sind die Sterne so dicht aneinander gedrängt, dass
es passieren kann, dass man beim Auswerten nicht den Strahlungsstrom eines Sterns, sondern
den mehrerer Sterne in einem Bildbereich aufsummiert. Dies würde das Ergebnis erheblich verfälschen, sodass es sich empfiehlt, nur gut getrennte und am Rand befindliche Sterne auszuwerten.
Durch die hohe Sternkonzentration in der Mitte des Bildes können Randobjekte, die nicht zum
Haufen gehören allerdings besser aussortiert werden. Im Gegensatz zu den Kugelsternhaufen sind
offene Sternhaufen nicht so dicht gedrängt, sodass es kein Problem darstellen sollte, einzelne Sterne im Bild auszuwählen. Es ist wichtig nochmals an dieser Stelle zu betonen, dass es sich bei
den hier durchgeführten Messungen lediglich um relativphotometrische Messungen handelt. Für
Absolutmessungen bräuchte man zusätzlich die Entfernung (und interstellare Extinktion), welche wie bereits in der Theorie erwähnt, schwierig zu bestimmen ist. Für Sternhaufenphotometrie
kann auf die Kenntnis der Entfernung verzichtet werden, da die Relativdistanzen der einzelnen
Konstituenten untereinander, verglichen mit der Entfernung zur Erde vernachlässigbar klein sind.
Die Sterne des Haufens können daher ohne Probleme ins FHD eingetragen werden.
Es ist üblich die Hyaden als Standard-Sternhaufen eines offenen Sternhaufens zu benutzen (Unsöld und Baschek, 1988) - der für die Auswertung zugrundeliegende Datensatz basiert auf dem
Kugelsternhaufen M13, der sich mit einer Winkelausdehnung von 20âĂŹ im Sternbild Herkules
befindet. Zum Zeitpunkt der Versuchsdurchführung (16.08- 16.10.2014) befand sich dieser nach
Sonnenuntergang bei ca. 75◦ über dem Horizont. Da sich die Objekte zu verschiedenen Beobachtungszeiten unterschiedlich hoch am Horizont befinden, ist Tabelle 4.1 eine Liste beobachtbarer
Objekte gegeben.
Die genaue Uhrzeit, wann sich das Objekt oberhalb des Horizonts befindet, ist natürlich stark
davon abhängig in welchem Zeitraum beobachtet wird. So können in den ersten Monaten schon
recht früh (gegen 19 Uhr) Messungen durchgeführt werden; im Sommer hingegen erst recht spät
nach Sonnenuntergang (ab 23 Uhr). Die Beobachtungszeiten zu den oben angegebenen Zeiträumen
liegen daher grob zwischen 19:00 Uhr und 02:00 Uhr. Weiterhin sei eine kleine Tabelle mit den
zugehörigen Standardsternen und deren Helligkeiten aufgeführt. Die Daten wurden der Datenbank
SIMBAD 3 entnommen.
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Katalogbezeichnung
Melotte 25
M34
M35
M39
M45
M44
M5
M13
Typ
offener Haufen
offener Haufen
offener Haufen
offener Haufen
offener Haufen
offener Haufen
Kugelsternhaufe
Kugelsternhaufen
mV / Mag
0.5
5.5
5.3
4.4
1.6
3.7
5.6
5.7
Beobachtungszeitraum
Februar - März
Februar - März
Februar - April
Juni - Januar
Februar - März
Februar - März
Mai - August
April - November
Tabelle 2:
Katalogbezeichnung
Melotte 25
M34
M35
M39
M45
M44
M5
M13
Standard
Hip 20873
Hip 12725
Hip 29379
Hip 106293
Hip 17664
Hip 42578
Hip 74689
Hip 81673
mB /Mag
6.227
7.008
6.946
6.804
6.85
7.040
5.796
7.560
mV /Mag
5.892
6.773
5.835
6.838
6.83
6.840
5.629
7.320
Tabelle 3: Referenzsterne zum kalibrieren der Helligkeiten.
Tabelle 4:
4.2 Messungen
4.2.1 Dark
Elektronisches Rauschen und Ausleserauschen verfälschen das Messergebins. Diese zusätzlichen
Counts werden in einem sogenannten “Dark” erfasst und von den Daten Abgezogen.
Das Dark wird bei gleicher Belichtungszeit und Betriebstemperatur wie das Rohbild, allerdings
bei geschlossenem Kameraverschluss (Shutter), aufgenommen. Es wird mittels CCDOps automatisch vom Rohbild abgezogen. Weiterhin werden im Dark sogenannte “heiße” oder “kalte” (bzw.
“tote”) Pixel erfasst, die entweder immer ein gesättigtes Signal, unabhängig vom Lichtlevel, oder
gar kein Signal liefern. Siehe Mast (2015).
4.2.2 Flatfield
Das Flatfield wird aufgenommen, während das Instrument auf eine gleichmäßig erhellte Fläche
ausgerichtet ist. Es erfasst Unregelmäßigkeiten in der Ausleuchtung des Bildes (zum Beispiel aufgrund von Staub auf der CCD-Kamera), die unterschiedliche Empfindlichkeit einzelner Pixel,
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sowie Helligkeitsgradienten, welche im Innern des Teleskops erzeugt werden. Zweck der FlatfieldAufnahme ist es also, die Messdaten von solchen Artefakten zu bereinigen. Zur Aufnahme des
Flatfields schließt man den Kuppelspalt mit Hilfe des Rads und nimmt ein Bild des weißen Inneren
des Kuppelspalts bei Kuppelbeleuchtung auf. Da die dunklen Staubschatten beim Flatfield die
selben sein sollen wie in der Bildaufnahme, ist es wichtig, dass das Teleskop bei der Flatfieldaufnahme die selbe Stellung besitzt, wie beim Rohbild. Sonst könnte sich die Größe und Position der
Staubschattierungen ändern und das Flatfield wäre damit nutzlos. Die Belichtungszeit sollte so
gewählt werden, dass die Pixel gut durchbelichtet sind. Ist das Flatfield überbelichtet - wie dies
bei einer so hellen Aufnahme im Kuppelinneren zu erwarten sein sollte - kann man durch dimmen
des Kuppellichts die Helligkeit entsprechend anpassen.
4.2.3 Standards
Um das Photonen-Count-Umsetzungsvermögen der Kamera bestimmen zu können, ist es wichtig einen Standard aufzunehmen. Darunter versteht einen Eichstern bekannter Helligkeit, welcher
sich möglichst in der Nähe des zu untersuchenden Sternhaufens befindet. Denn innerhalb dieses
sogenannten isoplanatischen Bereichs kann dann davon ausgegangen werden, dass am Eichstern
die gleichen atmosphärischen Bedingungen vorliegen wie beim eigentlichen Objekt. Die Reduktion
der Daten wird also mit Hilfe dieses Standards vorgenommen, ohne dabei allzugroße atmosphärische Fehler zu erhalten. Man sollte jedoch bei der Wahl des Eichsterns darauf achten, dass dieser
nicht allzu hell ist, um das Ergebnis des Sternhaufens nicht zu verfälschen. Ein Standardstern der
Klasse 6 (ca. 6 Mag scheinbare Helligkeit) sollte hierfür gut geeignet sein. Grundsätzlich empfiehlt es sich immer kurze Belichtungszeiten zu wählen, da sonst die Bildverschmierung aufgrund
einer zu ungenauen siderischen Nachführung zunimmt und die Sternpositionen verschmieren. Daher müssen also mehrere Bilder kurzer Belichtungszeit aufgenommen und gemittelt werden, um
sie durch Rauschminderung zu verbessern. Um ein doppelt so gutes Signal-Rausch-Verhältnis zu
bekommen, müssen allerdings vier Bilder aufgenommen werden, da das Signal-Rausch-Verhalten
mit der Quadratwurzel der aufgenommenen Bilder und nicht linear wächst! Auch das Flatfield
kann durch Mittelung mehrerer Bilder verbessert werden. Es empfiehlt sich pro Filter mindestens
100 Aufnahmen zu machen, die gemittelt werden. Die maximale Countzahl beim Flatfield sollte
ca. 2/3 der Sättigungsgrenze (65.000 Counts/Pixel) der Kamera betragen, um sicherstellen zu
können, dass die Flatfieldkorrektur Verbesserungen mit sich zieht.
4.2.4 Daten
Mit jedem Filter (Rot, Grün und Blau, Weisslicht) solten etwa fünf Minuten belichtet werden. Um
ein besseres Signal-Rausch Verhältniss zu erreichen sollten diese Aufnahmen wiederholt werden.
Mehrere Durchgänge können später gestackt werden.
Es ist wichtig, dass zwischen dem Wechsel des Filters wenig Zeit vergeht, sodass sich die Atmosphärischen Bedingunend nicht signifikant ändern (e.g. Mondaufgang, Änderung der Bewölkung,
etc.) da dies das Messergebniss verälscht.
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Abbildung 3: Der linke Teil der Abbildung zeigt den Kugelsternhaufen M13. Sterne die Als Referenz für die Absolute Helligkeit verwendet wurden sind Markiert. Das rechte Teil
zeigt die Maske die verwendet wurde um die einzelnen Sterne von einander zu
Trennen.
5 Auswertung
Das Programm star.pro wurde geschrieben um diese Auswertung durchzuführen. Es ist nachzuvollzehen und derart zu modifizieren, dass damit ein FHD der gemessenen Daten erzeugt wird.
Insbesondere müssen die Parameter beim Aufruf des Programmes Angepasst werden und es soll
ihr Einfluss auf das Endergebniss diskutiert werden.
5.1 Datenkalibration
Zunächst müessen die Daten eingelesen werden. Die einzelnen Flatfield Aufnahmen werden gemittelt und das Dark vom Flatfield abgezogen. Das Flatfield wird auf sein Maximum normiert.
Von den Daten wird ebenfalls das Dark abgezogen. Anschließend werden die Daten durch das
Faltfield geteilt.
Achtung: Je nach Einstellung bei der Aufnahme wird die Darkkorrektur bereits von der Kamera
durchgeführt. In diesem Fall muss die Subtraktion übersprungen werden.
Sind mehrere Aufnahmen des Obkekts vorhanden köennen die einzelnen Aufnahmen gestackt
werden. Gegebenenfalls müssen Verschiebungen zwischen den einzelnen Aufnahmen berechnet
werden, und die Bilder vorher verschoben Werden.
Verschiebungen köennen in IDL mit der Funktion shc berechnet werden (Gegebenenfalls Keyword interpolate setzen). Die Funktion shift verschiebt Arrays.
Die Hellligkeiten der einelnen Farbkanäle müssen jetzt noch kalibriert werden. Hierzu werden
die Standards verwendent, Aufnahmen von einem Referenzstern bekannter Magnitude. Der Referenzstern muss ausgewählt und seine Helligkeit aufintegriert werden.
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Abbildung 4: Die Oberen Bilder zeigen einen Ausschnitt des Kugelsternhaufens M13, die Unteren
bilder Zeigen exemplarisch Masken, welche um jeeinen Stern Gelegt wurden, um
dessen Helligleit aufzuintegrieren.
5.1.1 Erstellen des FHD
Zunächst sollte sichergestellt werden, dass die einzelnen Farbkanäle deckungsgleich sind. Die Funktion contour wird aud das Weisslicht Bild angewandt, um die Positionen einzelner Sterne zu bestimmen. Dannach wird jeder Stern maskiert und die Counts im Bereich der Maske aufintegriert.
Abbildung 5.1 zeigt exemplarisch mehrere Sterne und Masken.
Die Differenzen der Farbkanäle werden gebildet und die Intensität gegen diese Differenz aufgetragen. Der Abknickpunkt im FHD soll abgelesen werden und mit der Literatur verglichen werden.
Laden sie hierzu Isochronen auf http://stev.oapd.inaf.it/cgi-bin/cmd herunter.
6 Literaturverzeichniss
[Federspiel] - FEDERSPIEL, S.B: Farben-Helligkeits-Diagramm
www.sternfreunde-breisgau.de/Sternhaufen.html
[Unsöld und Baschek 1988] - UNSÖLD, A. ; BASCHEK, B.: Der neue Kosmos. 1988
[Voigt 1969] - VOIGT: Abriss der Astronomie - Band 1; Band 2. 1969
[Weigert und Wendker 1989] - WEIGERT, A. ; WENDKER, H. J.:
Astronomie und Astrophysik - ein Grundkurs. 1989
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