Wolfgang Quester
CCD-Kameras haben fotometrischen Messungen an Veränderlichen und Kleinplaneten unter Amateuren populär gemacht. Zwei Vorteile gegenüber den früher dafür verwendeten Multipliern haben das bewirkt:
1) Hochspannungsversorgung ist unnötig. Die Handhabung ist wesentlich vereinfacht.
2) Zu messendes Objekt und Vergleichssterne werden gleichzeitig abgebildet.
Als dritten Vorteil kann man die Automatisierung der Bildauswertung anführen. Alle notwendigen Daten lassen sich aus den Bildern extrahieren und zur Weiterverarbeitung z. B. in einem Rechenblatt aufbereiten.
CCD-Kameras an einem Fernrohr bilden ein relativ kleines Himmelsfeld ab; 0,5° x 0,5°, also etwa Vollmondgröße, werden kaum überschritten. Dies und die gleichzeitige Abbildung aller Objekte ermöglichen es, auch bei Durchzug von Wolken Fotometrie mit hoher Genauigkeit zu betreiben. Besonders Schleierwolken, von Meteorologen Cirrus genannt, sind ein Ärgernis in klaren Nächten. Sie gehen sehr häufig aus Kondensstreifen von Flugzeugen hervor und entstehen deshalb in der Nacht immer wieder neu .
Glücklicherweise sind es hohe, lockere Wolken; genügend Licht findet noch den Weg ins Fernrohr. Sie treten in Höhen von ungefähr 10 km auf. Einem Bildfeld mit 0,5° Seitenlänge entspricht in dieser Höhe ein Areal von 90 x 90 m2 Fläche, also der Größe eines Fußballfeldes. Damit eine ziehende Wolke alle Elemente dieser Fläche gleich beeinflusst, muss sie während der Belichtung das Feld mindestens ganz durchqueren. Bei Belichtung t = 30 sec muss ihre Geschwindigkeit etwa 3 m/sec = 10 km/h betragen. Das ist nicht viel, es entspricht Windstärke 2. Längere Belichtungszeiten sind unkritischer.
Entwickeln sich die Zirren zu einer einheitlichen Schicht (Cirrostratus) ist allerdings Vorsicht geboten. Auch bei dichteren Wolken sind genaue Messungen möglich. Es ist aber darauf zu achten, dass das gewünschte Signal-Rausch-Verhältnis nicht unterschritten wird. Die Aufnahmen müssen laufend kontrolliert werden ob die Lichtschwächung nicht zu groß wird. Gleiches gilt für die Beobachtung in Lücken tieferer Wolken z. B. Cumuli. Zwischen den Wolken mag es sehr klar sein, aber die klaren Momente dauern meist kürzer als man vermutet. In Serienaufnahmen können große Lücken entstehen, die den Wert stark einschränken.
Ein Beispiel aus der eigenen Beobachtungspraxis soll das Gesagte erläutern. Zur Fotometrie von Veränderlichen benutze ich ein Vixen VC200L mit 200 mm Öffnung. Eine Shapley-Linse verkürzt die ursprüngliche Brennweite von 1800 mm auf 1280 mm (f/6,4). CCD-Kamera ist eine SBIG ST-7E im 2 x 2 Binning. Zumeist wird ein V-Filter vorgesetzt. Meine Belichtungszeiten liegen je nach Helligkeit der zu messenden Sterne zwischen 20 und 180 Sekunden. Das nutzbare Bildfeld ist 10’ x 15’ groß. Seine geringe Größe kommt der Messung bei Wolken entgegen.
Abb. 1 zeigt über der Luftmasse aufgetragen die Rohhelligkeiten von Vergleichs- und Kontrollstern (Ref bzw. K) sowie ihre Differenz. Die Belichtung der einzelnen Bilder betrug 60 Sekunden. Die Rohhelligkeit RM eines Sterns S wird berechnet mit
RM (S) = -2,5 * log [ADU(S)] + C
Hier bedeutet ADU(S) die Zahl der von der Fotometriesoftware gemessenen Analog/Digital-Einheiten des Sterns nach Abzug des Himmelshintergrunds und C eine Konstante für alle Sterne.
Die Luftmasse X berechnet sich aus der Zenitdistanz z des Bildfelds mit X = sec z = 1/cos z.
Der zackige Verlauf der Rohhelligkeiten zeigt, dass während der drei Stunden dauernden Beobachtung Wolken über den Himmel zogen. Gegen Ende der Beobachtung, bei X = 1,25, erreichte die Absorption mit 0,8 mag ihren Höchstwert. Das ist eine Lichtschwächung auf die Hälfte. Die Differenz zwischen den Vergleichssternen hat trotzdem nur eine Standardabweichung von ±0,01 mag. Abb. 1b zeigt die Lichtkurve des Minimums von AB Cas und die Differenz Ref - K1 plus einer Konstanten.
Abb. 1:
Durch Wolken beeinflusste Rohhelligkeiten von Sternen
Abb. 2:
Die Lichtkurve des Minimums von AB Cas zeigt keinen Einfluss der Wolken. Er wird durch Differenzmessung des Veränderlichen gegen den Vergleichsstern eliminiert, weil sich die Wolken auf alle Sterne des Bildfelds gleich auswirken. Weitere Erklärungen im Text.