Wie wir in der Spica schon oft berichtet haben, beschäftigen wir uns am TSO hauptsächlich mit der Astrometrie von Kleinplaneten. Von unserem Standort am Westrand des Ruhrgebietes und der uns zur Zeit noch zur Verfügung stehenden Ausrüstung (C-8 auf G-11, Starlight Xpress CCD-Kamera) sind wir, je nach Mondstellung und Lichtverschmutzungsgrad, auf Kleinplaneten bis ca. 16,5mag beschränkt.
Nachdem die Rohbilder eine Dark- und Flatfield-Korrektur durchlaufen haben, müssen diese, je nach Kamerasoftware, noch in das FITS-Format (Flexible Image Transport Format) umgewandelt werden. Das Bildformat der 12bit Starlight-Kamera wird hierbei automatisch gleichmäßig auf 16bit gestreckt. Eine wichtige Voraussetzung ist die Dokumentation aller relevante Bilddaten. Hierzu gehören auf jeden Fall die Belichtungszeit und der Beginn der Belichtung. Wir haben uns am TSO auf die Startzeit der Aufnahme als File-Name geeinigt. Um grundsätzlich keinerlei Verwechslungen zu unterliegen, wird der Name immer in MEZ abgespeichert. Neben dem File-Namen wird auch die Belichtungszeit in Sekunden auf der Aufsuchkarte des Kleinplaneten vermerkt. Somit stehen für die Auswertung folgende Daten zur Verfügung:
Da die gängigen Programme für die Erstellung von Aufsuchkarten häufig "nur" den GSC mit seinen 15 Mio. Objekten nutzen, desweiteren die Bahn der Kleinplaneten teilweise "nur" auf einige Bogensekunden genau bekannt ist, nehmen wir den Kleinplaneten im Abstand von 20 Minuten auf. Dies ist notwendig, um festzustellen ob der Kleinplanet überhaupt auf der Aufnahme vorhanden ist (Blinken der Bilder) und um festzustellen, ob dieser nah an einem Stern vorüberzieht. Bilder mit eventuellen nahen Begegnungen sind astrometrisch nicht auswertbar.
Kommen wir nun zur Auswertesoftware Astrometrica von Herbert Raab. Das Programm läuft unter DOS. Das ist nicht unbedingt ein Nachteil, da es unter Windows95 in der DOS-Box läuft. Auch die Maus kann weiterhin benutzt werden, da ein vorhandener DOS-Maustreiber automatisch eingebunden wird. Ohne Mausunterstützung gestaltet sich die Auswahl der Referenzsterne als wahres Geduldspiel.
In Astrometrica können über den Menüpunkt Options <Starcatalogue> verschiedene Vergleichsstern-Kataloge eingebunden werden. Neben dem GSC (2 CDs in unkomprimierter Form) kann auch der USNO-A1.0 (10 CDs) und der überarbeitete USNO-A2.0 (11 CDs) eingebunden werden. Die Vorteile der USNO-Kataloge liegen in der Darstellung von Objekten bis hinab zu mindestens 19,5 mag und einer wesentlich verbesserten Genauigkeit gegenüber dem GSC. Desweiteren sind in dem USNO-A2.0 die Ergebnisse der Hipparcos- und Tycho-Missionen eingeflossen. Wir setzen den USNO-A2.0 Katalog ein, da selbst unsere Aufnahmen die Grenzgröße des GSC überschreiten und in manchen Himmelsregionen nicht genügend GSC-Sterne auf dem kleinem CCD-Feld vorhanden sind.
Die auszuwertenden Bilder werden in das dafür vorhandene FITS-Verzeichnis kopiert. Von dort aus können diese über den Menüpunkt <FILE> <LOAD IMAGE> eingeladen werden.
Nach erfolgreichem Einladen erscheint ein neues Eingabefeld, in das man das Datum der Aufnahme, die Mitte der Belichtungszeit in UT, sowie den Beobachter- und Objektnamen eintragen muß.
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Die Auswahl der Referenzsterne anhand zweier Aufnahmen des Kleinplaneten 1988 tw2 vom 1. August 1999. Auf den beiden CCD-Bildern erkennt man eindeutig die Bewegung des Kleinplaneten innerhalb eines Zeitraumes von 83 Minuten. Die unten stehende Abbildung zeigt den mit Hilfe des USNO-A2.0 von Astrometrica erzeugten Kartenausschnitt bis zur 17. Größenklasse. Eingezeichnet sind sowohl das Bildfeld der CCD-Aufnahmen, als auch die zur Auswertung ausgewählten Referenzsterne. |
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Astrometrica skaliert die eingeladenen Aufnahmen unserer Meinung nach viel zu hart. Über den Menüpunkt <UTILITY> <BACKGROUND & RANGE> skalieren wir das Bild wesentlich weicher. Von dem von Astrometrica vorgeschlagenen Wert für die Hintergrundhelligkeit ziehen wir ca. 700 Digits ab. Für die Anzahl der darzustellenden Helligkeitsstufen haben wir mit dem Wert 2500 gute Erfahrungen gemacht. Dies hat den Vorteil, daß auch schwächere Objekte über dem Hintergrund zu erkennen sind und auch noch auswertbar sind. Der Hintergrund wird hierbei leicht grau und nicht schwarz. Alle anderen Punkte aus dem Menü <UTILITY> (Filterfunktionen etc.) setzen wir nicht ein. Einzig das <BLINK IMAGE> wird nur bei einer unsicheren Identifizierung eingesetzt. Zur Kontrolle des Gesamtbildes kann es über den Menüpunkt <DISPLAY> <IMAGE> noch einmal dargestellt werden.
Nun beginnen wir mit der eigentlichen Auswertung der Aufnahmen. Dazu benötigen wir natürlich das zuvor bearbeitete Bild, sowie die Aufsuchkarte des entsprechenden Objektes mit den bereits oben beschriebenen Informationen. Hierzu begeben wir uns in das Menü <MEASURE> mit dem Unterpunkt <SELECT REFERENCE STARS>. Nach der Anwahl dieses Punktes erscheint ein Eingabefeld. Folgende Eingaben müssen dort gemacht werden:
Durch die Eingabe von Rektaszension und Deklination erkennt Astrometrica, welche CD des ausgewählten Sternkataloges benötigt wird. Nach der Betätigung des <OK>-Buttons erscheint auf der rechten Seite des Bildschirmes ein verkleinert dargestelltes Aufnahmebild sowie links ein Fenster, in dem die Referenzsterne eingetragen werden. Zuvor aber muß die CD eingelegt werden, die von Astrometrica im linken Fenster angefordert wird. Meistens reicht es, wenn man eine CD einlegt. Sollte sich aber das Aufnahmeobjekt gerade im Randbereich der gescannten P.O.S.S.-Platten befinden, müssen teilweise zwei CD's nacheinander eingelegt werden, damit die Darstellung aller Referenzsterne im Feld klappt.
Nun beginnt der schwierigste Teil der Vermessung, nämlich die Wahl der richtigen Referenzsterne. Astrometrica erlaubt die Auswahl von maximal 12 Sternen. Man sollte zunächst immer diese maximal zulässige Anzahl auswählen. Wir haben uns für die Auswahl der Referenzsterne eigene Kriterien geschaffen:
Um die spätere Identifizierung auf der Auswerteaufnahme zu erleichtern, haben wir diese über ein Bildbearbeitungsprogramm im Vorfeld als Negativdarstellung ausdrucken lassen. Nun markieren wir mit der linken Maustaste einen von uns gewählten Referenzstern, es erscheint eine Infobox auf dem Monitor, in der alle relevanten Daten über diesen Stern angezeigt werden. Desweiteren muß man über diese Box den Stern mittels des <SELECT>-Buttons als Referenzstern auswählen. Sollte man mit den angezeigten Daten nicht zufrieden sein, verläßt man diese Box über den <CLOSE>-Button. Den so ausgewählten Stern markieren wir uns auf dem Ausdruck der Vermessungsaufnahme, um ihn dann später auf dem Bildschirm wiederzufinden. Nun wählen wir nach dem gleichen Schema alle anderen Sterne aus und achten dabei auf eine gleichmäßige Verteilung um unseren Kleinplaneten herum. Zur Beurteilung der ausgewählten Sterne stehen uns in der Infobox folgende Daten zur Verfügung:
Bei diesen Daten wird leider nicht der mittlere Fehler der Sterne in ihrer Position angezeigt, was die Auswahl der in Betracht gezogenen Referenzsterne wesentlich erleichtern würde.
Nachdem wir nun so alle 12 Sterne markiert haben, erfolgt die Durchführung der eigentlichen Messung. Dazu wählen wir im Menü <MEASURE> den Unterpunkt <MEASURE POSITION & MAG> aus. Es steht auch noch der Unterpunkt <MEASURE POSITION> zur Verfügung, doch wird hierbei keine Photometrie (Helligkeitsmessung) mit durchgeführt. Bei der anderen Meßmethode erfolgt die Photometrie automatisch mit. Nach dem Anklicken erscheint das zu vermessende Bild auf dem Monitor. In dem Bild wird ein Rahmen eingeblendet, der zur Vermessung des Objektes dient. Dieser Rahmen kann entweder mit den 
-Tasten der Tastatur oder mit der Maus bewegt werden. Die Größe diese Rahmen kann mit den Tasten 
bis 
geändert werden.
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Die eigentliche Messung erfolgt wie im Text beschrieben über eine Meßbox mit der man das zu vermessende Objekt umschließt. Astrometrica informiert den Anwender dabei über Lage und Größe der Meßbox, die sich hieraus ergebende Helligkeitsverteilung, sowie über die Belegung der Funktionstasten mit denen der Anwender die Meßparameter verändern kann. |
Als erstes ist eine allgemeine Messung des Himmelshintergrundes durchzuführen. Dazu wird eine sternfreie Gegend auf dem Bild ausgewählt und der Meßrahmen mittels der Maus dorthin gelegt. Nun vergrößern wir den Meßrahmen auf eine maximale Größe, ohne daß ein Objekt mit erfaßt wird. Eine Rahmengröße von 19 mal 19 Bildpunkten hat sich bei uns als ideal erwiesen. Durch betätigen mit 
speichert Astrometrica nun diesen Wert ab.
Als nächstes fordert Astrometrica uns auf, daß zu vermessende Objekt für die Positionsbestimmung einzurahmen. Auch hier markieren wir das Objekt mit der Maus und der Meßrahmen springt an diese Stelle. Mit 
zoomen wir uns in das Bild und verkleinern den Rahmen auf ein 7 mal 7 großes Feld. Im Meßrahmen erscheint jetzt noch zusätzlich ein Kreuz, welches den Helligkeitsschwerpunkt markiert. Im unteren Bildschirmteil wird jetzt auch noch die Intensität des mit dem Kreuz markierten Pixels dargestellt und die Anzahl der Pixel, die Astrometrica in diesem Feld zur Bestimmung des Helligkeitsschwerpunktes benutzt hat. Die Meßrahmengröße sollte nicht zu klein gewählt werden, damit auch alle vom Kleinplaneten anbelichteten Pixel mit in die Bestimmung des Helligkeitsschwerpunktes mit einbezogen werden können.
Bei uns am TSO hat sich eine Rahmengröße von 7 mal 7 bis 12 mal 12 Bildpunkte als für die meisten Fälle optimal erwiesen. Auch hier bestätigen wir nach korrekter Positionierung des Rahmens mit . Als zweiter Schritt ist das gleiche auch für die Helligkeitsbestimmung des Objektes durchzuführen. Da Astrometrica zwischen zwei Meßpunkten die Position des Meßrahmens in der Aufnahme nicht verändert, reicht es bei der Vermessung von Kleinplaneten aus, direkt noch einmal mit zu bestätigen, da sich das Meßfeld immer noch über dem Kleinplaneten befindet. Bei der Vermessung von Kometen ist dies nicht so ohne weiteres möglich, da bei der Helligkeitsmessung auch der Schweif mit einfließen sollte. Hier muß eine gesonderte Anpassung des Meßrahmens erfolgen.
Nach erfolgreicher Objektvermessung müssen nun alle 12 Referenzsterne in ihrer Position vermessen werden. Hier ist das eigentliche Meßverfahren genauso wie bei der Positionsbestimmung des Kleinplaneten. Mit der Maus den Referenzstern anklicken, mit einzoomen, das Meßfeld in der Größe anpassen und mit bestätigen. Die Positions- und Helligkeitsbestimmung erfolgt bei den Referenzsternen in einem Durchgang. Alle ausgewählten Referenzsterne werden so abgearbeitet. Wenn die Bestätigung für den letzten Referenzstern erfolgte, berechnet Astrometrica die Position und Helligkeit des Kleinplaneten.
Zu diesem Zeitpunkt der Messung weist Astrometrica auf mögliche Fehlerquellen, die zu Ungenauigkeiten der Messung geführt haben können, hin.
Hierbei wird im besonderen darauf hingewiesen, wenn der Kleinplanet aufgrund seines schlechten Signal-Rauschverhältnisses nur mit einem Helligkeitsschwerpunkt über weniger als vier Pixel vermessen werden konnte. Auch Fehler bei den Referenzsternen werden angezeigt. Nämlich immer dann, wenn mehr als drei Referenzsterne einen mittleren Fehler von mehr als einer Bogensekunde haben. Dieser Fehler tritt z.B. auf, wenn man einen oder mehrere Referenzsterne verwechselt hat oder es sich bei einem der Referenzsterne um einen Stern mit großer Eigenbewegung handelt.
Trotz eventuell erfolgter Fehlermeldung erscheint die Auswertetabelle. In dieser Tabelle sind die Sterne von 1 bis 12 durchnumeriert, sowie Katalognummern, Positionen und Helligkeiten mit ihrer mittlerer Abweichung zu den Katalogwerten dargestellt. Im unteren Teil der Tabelle ist die Position und Helligkeit des zu vermessenden Objektes ebenfalls mit dem mittleren Fehler (Streuung um die Position und Helligkeit) ausgewiesen. Bei Abweichungen über einer bestimmten Toleranzgrenze setzt Astrometrica diese Werte in Klammern und berücksichtigt diese nicht bei der Berechnung. Selbst wenn keine Fehlermeldung erschienen ist, wird diese Messung noch nicht optimal sein, sondern kann immer noch verbessert werden.
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Die Tabelle zeigt das Endergebnis mehrerer Meßdurchgänge. Durch schrittweises Ausschließen von Referenzsternen mit schlechten Positionsgenauigkeiten konnte die relative Genauigkeit der Kleinplanetenposition auf 0,04 Bogensekunden (!) optimiert werden. Lediglich der Fehler in der Helligkeitsmessung ist mit 0,14mag vergleichsweise groß. |
Diese Auswertetabelle ist ein ideales Hilfsmittel, um die Genauigkeit der Messung zu verbessern. Zuerst wird geprüft, welche Sterne die höchste mittlere Abweichungen in Rektaszension und Deklination haben, wobei im ersten Meßdurchgang eine mittlere Abweichung von ±0,6 Bogensekunden als schlecht betrachtet wird. Man entfernt nun maximal zwei Sterne, da sich einzelne große Abweichungen auch auf alle anderen Positionsgenauigkeiten auswirken können. Diese entfernten Sterne werden auch in unserem Bildausdruck entsprechend markiert, um eine spätere Verwendung zu vermeiden. Am Ende der Tabelle besteht die Möglichkeit, über den <ACCEPT>-Button die Messung anzuerkennen oder über den <DISCARD>-Button zu verwerfen. Will man ein besseres Meßergebnis erzielen, darf die Messung nicht anerkannt werden und muß mit <DISCARD> gelöscht werden.
Zurück im Hautmenü rufen wir nun über den Punkt <MEASURE> den Unterpunkt <RECALL REFERENC STARS> auf. Es erscheint eine Sternkarte auf der die ausgewählten Referenzsterne von 1 bis 12 durchnumeriert sind. Über Anklicken mit der Maus erhalten wir nun wieder eine Infobox, in der neben den bereits bekannten Daten auch die Möglichkeit gegeben wird, den markierten Stern über den <UNSELECT>-Button aus der Meßreihe zu entfernen. Mit diesem Verfahren entfernen wir alle von uns als "schlecht" festgestellten Sterne aus der Auswahl der Referenzsterne. Über den <EXIT>-Button verlassen wir nun dieses Unterprogramm und führen die Messung mit <MEASURE POSITION & MAG> erneut durch.
Nachdem die Hintergrundhelligkeit, die Objektposition und -helligkeit ermittelt wurde, zeigt sich eine schöne Programmeigenschaft von Astrometrica. Es speichert die Position der Referenzstern zwischen, so daß das Meßfeld automatisch auf den ersten Stern springt und wir nur noch das "feintuning" mit und der Rahmengröße vornehmen müssen. Nach Beendigung der Messung erscheint wieder die Auswertetabelle, diesmal aber nur noch mit der reduzierten Zahl der Sterne.
In den meisten Fällen konnte über diesen ersten Schritt schon eine wesentliche Verbesserung der Objektposition erreicht werden. Unsere Erfahrung hat aber gezeigt, das eine weitere Verbesserung möglich ist. In weiteren Schritten schließen wir zuerst alle Sterne mit einer mittleren Abweichung von größer 0,4 Bogensekunden, dann größer 0,3 Bogensekunden usw. aus der Messung aus. Erst wenn die Abweichung des zu vermessenden Objektes kleiner als 0,2 Bogensekunden (besser kleiner 0,1 Bogensekunden) ist, betrachten wir die Messung als genau genug, um sie an das MPC zu übermitteln. Es ist aber wichtig darauf zu achten, das mindestens 7 Referenzsterne für die Messung herangezogen worden sind. Sollte die Zahl unterschritten werden, müssen neue Referenzsterne ausgewählt werden.
In gleicher Weise verfährt man nun für alle anderen Aufnahmen des gleichen Objektes, die in der gleichen Nacht entstanden sind. Die Referenzsterne brauchen hierbei nur einmal bei der ersten Messung festgelegt werden, solange sich das zu vermessende Objekt noch im gleichen CCD-Gesichtsfeld befindet. Bei sich schnell bewegenden Kleinplaneten kann es teilweise passieren, daß der Planet schon nach kurzer Zeit das Bildfeld durchquert hat, so daß neue Sterne ausgewählt werden müssen und die Auswerteprozedur wieder komplett von vorne beginnen muß.
Alle Messungen werden vom Programm automatisch in der Datei creport.txt abgespeichert und können in diesem Format direkt via email an das Minor Planet Center (MPC) versandt werden. Im "CREPORT"-File werden nur die gemessenen Objektpositionen hinterlegt. Die Auswertetabelle wird von Astrometrica in der Datei astromet.log abgelegt. Wir am TSO speichern neben diesen beiden Dateien auch alle Bilder mit Objektname und Aufnahmezeit auf einen gesonderten Datenträger ab, so daß die Messungen auch zu einem späteren Zeitpunkt wiederholt, bzw. überprüft werden können.
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