Wie wir bereits in der letzten Ausgabe der Spica berichteten, liegt ein Schwerpunkt der astronomischen Arbeiten am Turtle Star Observatory auf dem Gebiet der
Positionsbestimmung an Planetoiden und Kometen. Im Verlauf dieses Artikels will ich mich näher mit den verschiedenen Arbeitsschritten auf dem Weg von der Belichtung des Bildes, über die gemessene Position, bis hin zur Berechnung der Bahnelemente eines Himmelskörpers beschäftigen.
Wie der aufmerksame Leser der Spica weiß, besitzt das TSO eine CCD-Kamera vom Typ Starlight Xpress. Zusammen mit unserem Celestron C-8 sind wir hiermit in der Lage, bei einer Belichtungszeit von maximal 22 Minuten, punktförmige Lichtquellen, wie Sterne und Kleinplaneten, bis hinunter zur ca. 20sten Größenklasse abzubilden. Da diese extrem lichtschwachen Objekte sich jedoch nur unwesentlich vom Hintergrundrauschen des Bildes abheben, liegt die minimal auswertbare Objekthelligkeit etwa bei 18mag.
Der erste Schritt auf dem Weg zu einer vermeßbaren Kleinplanetenaufnahme ist die Erstellung einer Aufsuchkarte des Objekts. Hierbei kann man auch eine erste Abschätzung vornehmen, ob eine ausreichend genaue Vermessung des Objektes überhaupt möglich ist. Aufgrund der von uns verwendeten Brennweite von 2000mm ist es in einigen Himmelsgegenden durchaus möglich, daß sich nicht genügend Vergleichssterne auf dem Bild befinden. Eine ausreichend genaue Positionsbestimmung ist nämlich nur dann durchführbar, wenn sich mindestens drei oder besser noch mehr Sterne auf der Aufnahme befinden, deren Position genau bekannt ist. Da wir als Vergleichskatalog für unsere Messungen jedoch den GSC (Hubble Guide-Star-Catalogue) mit seinen mehr als 16 Millionen Objekten benutzen, ist diese Situation bisher allerdings nur einmal vorgekommen.
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Ausschnitt aus einer Aufsuchkarte für den Kleinplaneten 346 Hermentaria. Eingezeichnet sind die Positionen des Planetoiden für die Nacht vom 5. auf den 6. März 1997 zwischen 22:00 und 6:00 MEZ im Abstand von jeweils 2 Stunden. Die Grenzhelligkeit der Sterne beträgt 15mag, dies entspricht etwa den Sternen, die bereits bei einer Belichtungszeit von 10 Sekunden mit einem 20cm-Teleskop auf unserem CCD-Chip abgebildet werden. |
Die Aufsuchkarte selbst erstellen wir mit Hilfe des Programms MEGASTAR. Im Gegensatz zu anderen, ebenfalls auf dem GSC basierenden Programmen wie z.B. THE_SKY oder GUIDE bietet dieses Programm das unserer Meinung nach übersichtlichste Kartenbild. Zudem ist es via Internet möglich, immer die aktuellsten Bahndaten von Kleinplaneten und Kometen als Update direkt vom Programmhersteller zu Erhalten - ein Service der bei THE_SKY z.B. nicht geboten wird. Software Bisque hält auf seiner Web-Seite nur ein inzwischen 1½-Jahre altes File zum Download bereit. Hierbei können die berechneten Positionen - nach eigenen Aussagen - "ein wenig von den tatsächlich beobachteten abweichen". Eine Tatsache, die vor allem bei einigen weniger gut vermessenen und meist leider auch sehr schwachen Kleinplaneten eine schnelle Identifizierung auf der Roh-Aufnahme noch am Teleskop oftmals unmöglich machen würde.
Nach diesen theoretischen Vorarbeiten beginnt nun die praktische Arbeit am Teleskop. Hierzu muß erst einmal das Zielobjekt gefunden werden. Bei uns erfolgt dies noch immer manuell mit Hilfe der Teilkreise, bzw. mittels Star-Hopping. Da wir aber inzwischen fast alle über eine gewisse Beobachtungserfahrung verfügen, gelingt es uns meist bereits nach wenigen Minuten, die entsprechende Himmelsgegend auf dem CCD-Chip einzustellen.
Da die Starlight Xpress leider nicht über den Luxus eines separaten Nachführchips (wie z.B. die ST-7- oder ST-8- Kameras der Firma SBIG) verfügt - und wir auch keine eigenständige Nachführkamera besitzen - werden bei uns alle Aufnahmen noch manuell - mittels eines Off-Axis-Guiders - nachgeführt. Je nach Sterndichte des aufzunehmenden Himmelsgebietes gestaltet sich die Suche nach einem ausreichend hellen Leitstern hierbei leider oft mehr oder weniger schwierig. Bis jetzt ist es jedoch noch nie vorgekommen, daß wir keinen finden konnten. Zumindest ein indirekt sichtbares Lichtpünktchen war immer zur Nachführung vorhanden...
Die Belichtung einer später zu vermessenden Himmelsaufnahme läuft prinzipiell genauso ab, wie die jeder anderen CCD-Aufnahme. Neben der eigentlichen Objektaufnahme benötigt man noch eine gleichlange Dunkelbelichtung um das thermische Rauschen des Chips zu korrigieren und eine sog. Flatfield-Belichtung um etwaige Empfindlichkeitsvariationen des Chips oder Abschattungen im Teleskop herauszurechnen. (Die Theorie hierzu ist in zahlreichen Büchern nachzulesen, so daß ich hier nicht weiter darauf eingehen möchte - eine kleine Auswahl befindet sich im Anschluß an diesen Text)
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Ausschnitt aus einer Aufnahme zur Vermessung des Kleinplaneten DEBEHOGNE 2359 (vergleiche auch Spica Heft 6). Markiert sind die drei Beispielsterne, die für die Erklärung der verschiedenen Belichtungsstadien eines Sterns auf der nächsten Abbildung benutzt werden. |
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Die unterschiedlichen Sternhelligkeiten können auf einer CCD-Aufnahme zu verschiedenen Sättigungsgraden des CCD-Chips führen. Im Fall A ist der Stern überbelichtet und kann nicht mehr zu einer Positions- oder Helligkeitsmessung herangezogen werden. Auch wenn das Signal eines Stern nur schwach über dem Hintergrundrauschen der Kamera liegt (Fall C), ist eine genaue Auswertung nicht möglich. Fall B zeigt einen "richtig" belichteten Stern. |
Bei der Fotografie eines Kleinplaneten gibt es jedoch einige weitere Punkte, die bereits bei der Belichtung beachtet werden müssen:
Da ist zunächst einmal die Bewegung des Kleinplaneten unter den Sternen. Nicht selten ist diese so groß, das sich der Planetoid bereits nach wenigen Minuten merklich weiterbewegt hat, und so nicht mehr punktförmig, sondern
als ein mehr oder weniger langer Strich auf dem Bild erscheint (siehe Abbildung). Ist
der Kleinplanet nicht zu sehr in die Länge gezogen, kann eine Aufnahme immer noch zur Vermessung herangezogen werden. Beträgt die Strichspurlänge jedoch mehr als das 2-fache ihres Durchmessers, ist die erforderliche Genauigkeit bei der Vermessung nicht mehr gegeben. In einem solchen Fall bleibt nur die Möglichkeit, die Belichtungszeit der Aufnahme so weit herabzusetzen, daß die Strichspur die oben genannte Bedingung erfüllt. Hierdurch ist es natürlich nicht mehr möglich, die maximal mit einem bestimmten Teleskop erreichbare Grenzhelligkeit auszunutzen, so daß wir bei schnellbewegten Kleinplaneten nur Objekte aufnehmen,
die heller als ca. 16mag sind.
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Der Kleinplanet LOVIISA 2750 zeigt bereits bei dieser 21-minütigen Belichtung eine deutliche Eigenbewegung. Ist die entstehende Strichspur zu lang, ist eine genaue Positionsbestimmung nicht mehr möglich. In einem solchen Fall muß dann die Belichtungszeit reduziert werden. |
Aus dem ersten Punkt ergibt sich in einigen Fällen ein neues Problem, das bei der Fotografie von lichtschwachen bewegten Himmelsobjekten auftreten kann ... die zu knappe Belichtung. Ist eine genügend lange Belichtungszeit nämlich nicht möglich, weil der Kleinplanet sich sonst zu stark unter den Sternen weiterbewegen würde, kann es sein, daß sich sein Signal nur sehr schlecht von dem immer vorhandenen Hintergrundrauschen einer CCD-Aufnahme abhebt (siehe Bild C). In einem solchen Fall kann zwar eine Positionsbestimmung durchgeführt werden, ihre Genauigkeit ist jedoch sehr stark herabgesetzt.
Weder der Kleinplanet selber, noch irgend einer der zur Vermessung herangezogenen Vergleichssterne darf jedoch auch nicht "ausgebrannt", also überbelichtet, sein. In diesem Fall ist es nämlich ebenfalls nicht mehr möglich, die genaue Helligkeitsverteilung und somit die genaue Position des Objektbildes auf dem CCD-Chip zu bestimmen.
Was damit gemeint ist wird aus den beiden Abbildungen deutlich. Gezeigt wird das dreidimensionale Helligkeitsprofil eines normalen (Bild B) und eines überbelichteten (Bild A) Sternscheibchens. Bei dem linken Bild ist eine genaue Bestimmung der maximalen Helligkeit problemlos möglich, mit entsprechenden Rechenverfahren sogar subpixelgenau. Die tafelbergartige Abbildung des rechten Sterns verhindert dagegen eine exakte Ortsbestimmung des Helligkeitsmaximums.
Ein Problem stellt die Überbelichtung nur in den seltensten Fällen dar, z.B. dann, wenn der aufzunehmende Kleinplanet sehr lichtschwach ist und in einem Gebiet mit sehr vielen hellen Sternen steht. In solch einem Fall muß man sich dann auf weniger helle Vergleichssterne beschränken, von denen im Normalfall allerdings immer noch eine genügende Anzahl vorhanden ist.
Daß das Objekt selbst überbelichtet ist, wird bei den von uns beobachteten, meist lichtschwachen Kleinplaneten wohl so gut wie nie vorkommen. Wenn man jedoch versucht die Position von Kleinplaneten heller als 9mag oder gar von solch hellen Jahrhundertkometen wie Hyakutake oder Hale-Bopp zu bestimmen, kann es zu Problemen kommen.
Die bisher aufgeführten Punkte betrafen den technischen Teil der Aufnahme, zur späteren Vermessung einer Objektposition ist neben den beiden Himmelskoordinaten und der scheinbaren Helligkeit auch noch eine vierte Variable wichtig - die Uhrzeit. Da ein Astrofoto fast immer über einige Sekunden, ja oft sogar über mehrere Minuten, belichtet wird, hat man sich international darauf geeinigt, den Mittelpunkt der Belichtungszeit als Bezug anzugeben. Dieser Zeitpunkt sollte dabei wenigstens auf die Sekunde genau bestimmt sein. Wir am TSO gehen hierzu wie folgt vor:
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Der Beginn einer Belichtung wird mittels einer Funkuhr (für ca. 15,- in jedem Supermarkt erhältlich) bestimmt. Der Einfachheit halber starten wir unsere Aufnahmen dabei jeweils zu einer vollen Minute. Zusammen mit der verwendeten Belichtungszeit läßt sich so der Mittelpunkt der Aufnahme ausreichend genau bestimmen. |
Besonders wichtig ist noch die Tatsache, daß, will man die Aufnahmen später professionell auswerten, man jeweils mindestens zwei Aufnahmen des selben Himmelsobjekts macht. Diese sollten dabei zeitlich mindestens eine Stunde auseinander liegen.
Wie man jetzt die bisher erhalten Rohbilder weiterbearbeitet, wie man die Position eines aufgenommenen Himmelsobjekts bestimmt und was man alles mit den so erhaltenen Daten anfangen kann, erfahren Sie im zweiten Teil meines Artikels. Er erscheint in der nächsten Ausgabe der Spica.
Zum Thema CCD-Astronomie sind einige einführende
Bücher erschienen (Auswahl):
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