CCD und Filterbereiche
 
Wolfgang Quester

Eine Zusammenfassung von Beiträgen aus der AAVSO-Diskussionsrunde im Dezember 2002 mit Schwergewicht auf dem UBVRI-System. Teilnehmer der Diskussion waren Arne Henden, Taichi Kato, Brian Skiff:


Es gibt vier Arten von "gefilterter" Fotometrie:

Schmalband, z. B. Hα, wo alles miteinander übereinstimmt, weil das spektrale Band durch den Filter bestimmt wird; Mittelband z. B. das Strömgren uvby System, wiederum weitgehend durch die Filter bestimmt; Breitband z. B. Johnson oder Sloan Digital Sky Survey (SDSS), wo man sorgfältig darauf achten muss, wie die Filter/CCD spezifiziert sind, um auch nur angenäherte Anpassung zu erzielen. Transformation ist dafür oft notwendig. Schließlich ungefiltert, wo das Ergebnis völlig vom CCD und der Atmosphäre abhängt und die Anpassung an irgend etwas anderes wirklich ein Problem ist.

Die verwertbare Lichtmenge nimmt mit wachsender Bandbreite zu, deshalb muss immer ein Kompromiss für die Fotometrie gefunden werden. Für die meisten Amateure ist Johnson/Cousins die beste Wahl. (A. HENDEN)

Verwirrend ist die Bezeichnung R sowohl für den Johnson-R-Bereich als auch für den Cousins-R-Bereich, und Gleiches gilt für die I-Bereiche. Bezüglich der Nomenklatur hier die Favoriten von A. HENDEN: R, I vor ~1990: Annahme, dass es Johnson-Helligkeiten sind. Nach 1990 Annahme, es ist Cousins. Um Konfusion zu vermeiden, sollte man schreiben:

    • Rc, Ic für Cousins (oder Kron-Cousins)
    • Rj, Ij für Johnson.
    • Cr, Ci ungefilterte (oder mit Klarglas) gemessene Helligkeiten, die an Rc, Ic angepasst worden sind. [Annahme ist hierbei, dass an das Band angepasst wurde, das der Empfindlichkeit des eigenen ungefilterten CCD am ehesten entspricht. (Anmerkung QU: Siehe das M67 Experiment von A. Henden: ftp://ftp.nofs.navy.mil/pub/outgoing/aah , dort weiterblättern)]

Wer Standardsterne für das Johnson Rj, Ij sucht wird auf folgende Arbeit verwiesen:

    • 1964BOTT....3..305J  
    • JOHNSON H.L.  
    • Bol. Obs. Tonantz. Tacub., 3, 305-324 (1964) The colors, bolometric corrections and effective temperature of the bright stars.     

Jean-Claude Mermilliod hat eine Datei mit dem UBVRI-Teil der Daten hier: http://obswww.unige.ch/gcpd/cgi-bin/getStars.cgi?Ref=3D3&Photo=3D08.

Im Abstract der Arbeit schreibt Johnson u. a.: "Daten für insgesamt 256 Sterne werden aufgeführt. Für 241 Sterne= gibt es vollständige Beobachtungen in U,B,V,R,I,J und K... Für R,I,J,K,L,M und N können die Werte als Standard für künftige fotometrische Arbeiten angesehen werden."  

Man sollte allerdings bedenken, dass es systematische Abweichungen bei V-R und R-I abhängig von der Rektaszension und der Sternfarbe sowie mit der Rötung bei heißen Sternen gibt. Dies und die großen zufälligen Fehler (~0,03 bis 0,04 pro Stern) machen es zu einem ziemlich schlecht definierten System.

Siehe Barry et al 1977 (1977ApJ...212..462B) zur Diskussion der großen internen Fehler, ebenso Kunkel & Rydgren (1979AJ.....84..633K). Das Problem der RA-Abhängigkeit wurde von Cousins entdeckt (1981MNSSA..40...37C). Eine ausführlichere Analyse der Fehler findet sich bei Taylor  (1986ApJS...60..577T). (B. SKIFF) (Anmerkung QU: Die großen systematischen und zufälligen Fehler des Johnson R,I haben Kron und Cousins zur Definition des Rc, Ic geführt. Es ist das System mit wesentlich geringeren Fehlern.)

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