30.8.2014 T.Zwach Photometrie mit der digitalen Spiegelreflexkamera.

30.8.2014 T.Zwach

Photometrie mit der digitalen Spiegelreflexkamera

Grundlagen

• Was ist Photometrie– Misst die Stärke der Strahlung

(Strahlungsstrom s)

– s = beim Beobachter ankommender Strahlungsstrom

= pro Flächen- und Zeiteinheit aufgefangene Lichtmenge

= Beleuchtungsstärke

2Photometrie mit der digitalen Spiegelreflexkamera, T. Zwach

Warum


Quelle: Sterne in Symbiose, Doppelsternsystem: http://www.wissenschaft-online.de/artikel/972733&_wis=1

http://www.wissenschaft-online.de/artikel/972733&_wis=1

Grundlagen

• die Empfindungsstärke des menschlichen Auges nicht linear, sondern logarithmisch verteilt

• Hipparch legte willkürlich fest, dass die am hellsten erscheinenden Sterne die Größenklasse 1 bekommen, und jene Sterne, die gerade noch mit bloßem Auge erkennbar sind, die Größenklasse 6.


Grundlagen

– Größenklassensystem nach

Pogson (1829-1891)


Quelle: http://www.greier-greiner.at/hc/helligkeit.htm

Grundlagen


Quelle: http://www.greier-greiner.at/hc/helligkeit.htm

Grundlagen, Photometrische Systeme

z.B.: UBV: Ultraviolet, Blue, Visual

1950er Jahren durch die Astronomen Harold Lester Johnson und William Wilson Morgan eingeführt.

– Die Magnitudendifferenzen der einzelnen Filtermessungen werden als Farbeindex bezeichnet, z. B. B-V Farbindex).

–0,23 Spica blau

0,00 Rigel bläulichweiß

+0,09 Deneb weiß

+0,65 Sonne gelblich

+2,06 119 Tauri tiefrot


http://de.wikipedia.org/wiki/Harold_Lester_Johnson

http://de.wikipedia.org/wiki/William_Wilson_Morgan

http://de.wikipedia.org/wiki/Spica

http://de.wikipedia.org/wiki/Rigel

http://de.wikipedia.org/wiki/Deneb

http://de.wikipedia.org/wiki/Sonne

http://de.wikipedia.org/wiki/119_Tauri

Grundlagen, UBV - System


Quelle: www.astro.uni-jena.de/Teaching/Praktikum/astropra_jw.pdf

http://www.astro.uni-jena.de/Teaching/Praktikum/astropra_jw.pdf



Praxis, Techniken


Differenzielle Photometrie

Vergleich von Standardstern(en) gegen das Zielobjekt am gleichen Bild. Meist wird mit dem Luminanzbild gearbeitet

Keine extra Berücksichtigung der atmosphärischen Extinktion, Vergleichssterne sollten ähnlichen Farbindex besitzen

Best I can

Vergleich von Standardsternen gegen das Zielobjekt am gleichen Bild, UBV-System kann den RGB Kanälen gleichgesetzt werden.

Berücksichtigung der atmosphärischen Extinktion

All-Sky Photometrie

Messung absoluter Helligkeiten von Einzelsternen über den gesamten Himmel, etwas für Profis

Praxis, Differenzielle Photometrie


Höhere Genauigkeiten werden mit mehrern Standardsternen erreicht deren Helligkeit knapp über und unter der des Zielobjekts liegt, mindestens 2

Einschränkungen:

Zielobjekt darf nicht weiter als 1-2° vom Standardstern entfernt sein und es darf nicht in Horizontnähe gearbeitet werden. Am besten über 40° Höhe, nicht unter 20°

Vorteile:

Geringer Aufwand, schnelle Ergebnisse mit deutlich höherer Präzission als visuell, ca. 0,08m anstatt ca. 0,1 - 0,2m , unabhängig vom Beobachter

Praxis, Best I can


Zusätzlich zur Differenzielle Photometrie wird die atmosphärischen Extinktion Berücksichtigung und mit den einzelnen Farbbildern (RGB) gearbeitet,

V Helligkeit des Vergleichssterns wird für G-Bild verwendet

B Helligkeit des Vergleichssterns wird für B-Bild verwendet

Einschränkungen:

Praktisch keine, außer Zielobjekt und Standardsterne sind extrem weit von einander Entfernt über 15°, dann wird es ungenauer.

Vorteile:

Durch das große Gesichtsfeld der DLSR mit kurzen Brennweiten können auch helle Sterne photometriert werden wo die Vergleichsterne weiter entfernt liegen.

Atmosphärische Extinktion


Table Ia. "Average" Atmospheric Extinction in Magnitudes for

Various Elevations Above Sea Level (h, in km)

z = 90 - Altitude z h = 0 h = 0.5 h = 1 h = 2 h = 3

1 0.28 0.24 0.21 0.16 0.13

10 0.29 0.24 0.21 0.16 0.13

20 0.30 0.25 0.22 0.17 0.14

30 0.32 0.28 0.24 0.19 0.15

40 0.37 0.31 0.27 0.21 0.17

45 0.40 0.34 0.29 0.23 0.19

50 0.44 0.37 0.32 0.25 0.21

55 0.49 0.42 0.36 0.28 0.23

60 0.56 0.48 0.41 0.32 0.26

62 0.60 0.51 0.44 0.34 0.28

64 0.64 0.54 0.47 0.37 0.30

66 0.69 0.59 0.51 0.39 0.32

68 0.75 0.64 0.55 0.43 0.35

70 0.82 0.70 0.60 0.47 0.39

71 0.86 0.73 0.63 0.49 0.40

72 0.91 0.77 0.66 0.52 0.43

73 0.96 0.81 0.70 0.55 0.45

74 1.02 0.86 0.74 0.58 0.48

75 1.08 0.92 0.79 0.62 0.51

76 1.15 0.98 0.84 0.66 0.54

77 1.24 1.05 0.91 0.71 0.58

78 1.34 1.13 0.98 0.76 0.63

79 1.45 1.23 1.06 0.83 0.68

80 1.59 1.34 1.16 0.91 0.74

81 1.75 1.48 1.28 1.00 0.82

82 1.94 1.65 1.42 1.11 0.91

83 2.19 1.86 1.60 1.25 1.03

84 2.50 2.12 1.83 1.43 1.17

85 2.91 2.46 2.13 1.66 1.36

86 3.45 2.93 2.53 1.97 1.62

87 4.23 3.59 3.10 2.42 1.99

88 5.41 4.59 3.96 3.09 2.54

89 7.38 6.26 5.40 4.22 3.46

90 11.24 9.53 8.23 6.42 5.28

Quelle: http://www.cfa.harvard.edu/icq/ICQExtinct.html

Quelle: http://www.asterism.org/tutorials/tut28-1.htmQuelle: http://spiff.rit.edu/classes/phys445/lectures/atmos/atmos.html

http://www.cfa.harvard.edu/icq/ICQExtinct.html

http://www.asterism.org/tutorials/tut28-1.htm



http://spiff.rit.edu/classes/phys445/lectures/atmos/atmos.html

Praxis


3,0 – 3,8m

4,71m

2,62m

Praxis, Epsilon Auriga


One of the possible models for epsilon Aurigae. In this model, a large, opaque disk seen nearly edge-on eclipses the primary star — an F0Ia supergiant. The center of the disk is partly transparent, due to the presence of one or more massive main-sequence stars. Because the disk is seen nearly edge-on to our line of sight, the F0I supergiant isn't completely obscured even at the eclipse minimum. Observations made during the upcoming eclipse may prove and fine-tune this model, or provide evidence for a completely different one. (Background image: a subsection of M38, copyright NOAO, AURA, & NSF.)Quelle: AAVSO

http://apod.nasa.gov/apod/ap030107.html

Praxis, Epsilon Auriga historische Lichtkurve


Quelle: AAVSO

leuchtet alle 27 Jahre für etwa zwei Jahre nur halb so hell, im August 2009 war es wieder so weit

Auffinden AAVSO Suche


http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=search.top



Auffinden AAVSO Validation File


Praxis


Praxis


BAV…Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne

Praxis, Epsilon Auriga


3,0 – 3,8m

4,71m

2,62m

Winkelabstand 13°

Ausrüstung


Canon 300d

Objektiv Canon 75-300

ISO400, RAW Format 12bit

Brennweite 75mm

Belichtungszeit 3.2s

Blende 4.0

6 Dark, 6 Bias, 6 Flats

Unscharf fokusieren, Stern soll auf ca. 60 Pixel abgebildet sein keine Sättigung der Pixel, keine Nachführung notwendig

Grenzegröße ca. 9m

siehe: http://www.waa.at/bericht/2007/05/20070518tzw00.html

http://www.waa.at/bericht/2007/05/20070518tzw00.html

Praxis, Einzelbild


Kalibrieren z.B. AIP4WIN od. MaxIm DL


Kombinieren mit AIP4WIN od. MaxIm_DL


Praxis, Farbbild als FITS


Praxis


Praxis, AIP4WIN


Volumen wird berechnet

Praxis


DataLog AIP4WIN


DataLog in Excel exportieren


Auswertung in Excel


Praxis Präzission visuell


Eigene Messung

Eigene Messung korr. Atm. Extinktion

2,985 2,9702,959 2,9362,967 2,9512,999 2,9712,954 2,9452,933 2,925

MW 2,966 2,950SD 0,023 0,018SD in% MW 0,788 0,623

Absolut max-min 0,066 0,046

Praxis Richtigkeit visuell


AAVSOEigene

Messung

Eigene Messung korr. Atm

Ext.2,982 2,985 2,972,975 2,959 2,9362,968 2,967 2,9512,985 2,999 2,971

2,954 2,9452,933 2,925

MW 2,9775 2,966 2,950DIFF 0,011 0,028DIFF in % 0,380633 0,934789

Ergebnisse Chi Cyg


Von Kirch im Jahre 1686 als dritten Veränderlichen überhaupt nach Mira und Algol entdeckt



Ergebnisse Chi Cyg


Messung des Maximums siehe Folie 45

Was ist aus Epsilon Auriga geworden?


Mein Beitrag ist gefragt!

Beobachtungsaufrufe: http://bav-astro.de/


Homepage Wolfgang Vollmannhttp://members.aon.at/wolfgang.vollmann/var_digital/var_digital.htm

Kann Kontakt zur BAV herstellen

http://bav-astro.de/

Praxis


Quellen

Quellen


Websites, Quellen


American Association of Variable Star Observer, http://www.aavso.org/

Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne e.V. (BAV),

http://www.bav-astro.de, Fotometrie mit Digicam:

Sterne in Symbiose, Doppelsternsystem

http://www.wissenschaft-online.de/artikel/972733&_wis=1

Mira Sterne: http://www.bav-astro.de/mira/index.inc.php

Typen von Veränderlicher Sterne: http://www.thola.de/typ/index.html

Atmosphärische Extintion, Näherungsrechnung:

http://www.icq.eps.harvard.edu/ICQExtinct.html

Websites, Quellen


Farbindex: http://docs.kde.org/development/de/kdeedu/kstars/ai-colorandtemp.html

Nachweis von Exoplaneten mit IRIS und DLSR: http://www.astrosurf.org/buil/exoplanet/phot.htm


Diese Animation über die Bewegung in einem kataklysmischen System stellt den Stern V348 Pup dar. Der Film stammt von der Seite http://physics.open.ac.uk/research/astro/, ist dort aber nicht mehr auffindbar.

Danke für Eure Aufmerksamkeit

30.8.2014 T.Zwach Photometrie mit der digitalen Spiegelreflexkamera.

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