Photometrie
Stand: 04.03.2011

Inhalt

Direktlinks zu den einzelnen am TSO gemachten Messungen:

Einleitung:

Der folgende Text basiert auf dem entsprechenden Kapitel des von den TSO-Mitgliedern Karolin Kleemann-Böker und Axel Martin geschriebenen Buches "CCD-Astronomie in 5 Schritten" (ISBN 3-9807540-3-0). Das zwischenzeitlich vergriffene Buch ist 2004 im Oculum Verlag erschienen. Eine Neuauflage ist nicht geplant, da die Grundlagen der CCD-Technik in dem im Februar 2009 ebenfalls im Oculum Verlag erscheinenden Buch "Digitale Astrofotografie" (ISBN 978-3-938469-27-9) von Axel Martin und Bernd Koch behandelt werden.

Die Photometrie beschäftigt sich mit der Helligkeitsbestimmung eines Himmelsobjektes. In den meisten Fällen wird hierbei die Helligkeit des unbekannten Objektes mit der bekannten Helligkeit eines oder mehrerer anderer Objekte vergleichen. Aufgrund ihres fast über den gesamten Sättigungsbereich der Pixel linearen Verhaltens, eignet sich eine CCD-Kamera ideal für diesen Teilbereich der Astronomie.
Gegenüber den früher in Amateurkreisen weit verbreiteten visuellen Messungen besitzt die CCD-Kamera eine wesentlich höhere Messgenauigkeit. Während der visuelle Beobachter erst nach jahrelangem Training Helligkeitsdifferenzen im Bereich von 0m,1 halbwegs sicher erkennen konnte, erreichen selbst ungeübte CCD-Beobachter auf Anhieb Genauigkeiten von besser als 0m,05.
Ein weiterer Punkt, der für die CCD-Kamera als idealen photometrischen Detektor spricht, ist der zweidimensionale Aufbau eines CCD-Chips. Bei Einsatz eines herkömmlichen Photometers werden für jeden zu ermittelnden Helligkeitswert mindestens drei Einzelmessungen (Objekt, Vergleichsstern und Himmelshintergrund) benötigt, wobei das komplette Teleskop für jede dieser Einzelmessungen neu positioniert werden muss. Durch die Verwendung einer CCD-Kamera erhält man alle diese Daten auf einmal. Weil auf dem CCD-Bild zudem neben dem Zielobjekt und dem ausgewählten Vergleichstern noch zahlreiche weitere Sterne abgebildet sind, kann eine Messung im Nachhinein sehr leicht mit einem anderen Vergleichsstern nachgeprüft werden. Fehler, die z.B. dadurch entstehen, dass der ursprünglich verwendete Vergleichsstern selbst keine konstante Helligkeit besitzt, können auf diese Weise problemlos korrigiert werden.

Generell unterscheidet man zwischen der differentiellen und der absoluten Photometrie. Die Helligkeitsbestimmung bei der differentiellen Photometrie erfolgt lediglich durch den relativen Vergleich der Intensität des Objektes mit den Intensitäten von anderen Sternen im selben Bildfeld. Bei der absoluten Photometrie versucht man den gemessenen Intensitäten zusätzlich noch einen exakten Größenklassenwert zuzuordnen.
Da die meisten heute in Amateurkreisen verbreiteten Sternkataloge auf der Auswertung von fotografischen Platten basieren, ist die Bestimmung der Größenklasse nicht ohne weiteres möglich. Die spektrale Empfindlichkeit dieser Fotoplatten unterscheidet sich deutlich von der eines CCD-Chips, wobei zudem noch die spektrale Empfindlichkeit der verschiedenen CCD-Chips untereinander ebenfalls stark variieren kann. Die Folge ist, dass Objekte unterschiedlicher Farbe auf den verschiedenen Aufnahmegeräten unterschiedlich starke Signale hervorrufen. Sterne, die auf der fotografischen Platte als gleich hell erscheinen, im Katalog also auch mit gleicher Helligkeit verzeichnet sind, werden so auf einer CCD-Aufnahme mit großer Wahrscheinlichkeit zwei in ihrer Intensität deutlich von einander abweichende Signale erzeugen. Eine Reduzierung dieses Fehlers ist nur dadurch möglich, dass die Helligkeit des unbekannten Objektes mit Hilfe möglichst vieler Vergleichssterne bestimmt wird, so dass sich die Unterschiede statistisch wieder herausmitteln sollten.
Wesentlich genauere Ergebnisse erhält man nur dann, wenn man die Vergleichssterne einem speziellen photometrischen Sternkatalog entnimmt. Die in einem solchen Katalog enthaltenen Sternhelligkeiten wurden nicht einfach im integralen Licht, sondern in mehreren fest definierten Spektralbereichen bestimmt. International hat sich hierfür bereits seit langem das in seinen Grundlagen von H.L. Johnson vorgeschlagene UBVRI-System durchgesetzt. Die Abkürzung UBVRI steht dabei für die jeweiligen Farbbereiche ultraviolett (U), blau (B), visuell (V), rot (R) und infrarot (I), in denen die Helligkeit der Objekte gemessen werden kann.


Durchlasskurven der UBVRI-Filter

Damit die von verschiedenen Beobachtern ermittelten Helligkeiten miteinander verglichen werden können, wurde das UBVRI-System eingeführt. Die hierfür benötigten Filter mit den fest definierten spektralen Durchlassbereichen sind z.B. von der Firma Edmund Industrie Optic GmbH erhältlich.

Damit die mit der CCD-Kamera gemessene Objekthelligkeit auch mit den Kataloghelligkeiten verglichen werden kann, ist es zwingend erforderlich, dass auch der CCD-Chip nur Licht eines dieser Wellenlängenbereiche empfängt. Hierzu wird zwischen Teleskop und Kamera eine auf die spektrale Empfindlichkeit der Kamera angepasste Filterkombination wie z.B. der Photometrie-Filtersatz der Firma IDAS platziert. Weil die einzelnen Farbbereiche jedoch per Definition jeweils nur ca. 100nm breit sind, wird auf diese Weise ein Großteil des ankommenden Lichtes herausgefiltert. Dies hat zur Folge, dass sich die notwendigen Belichtungszeiten deutlich erhöhen. Sollen oder können die Belichtungszeiten nicht entsprechend verlängert werden, beschränkt sich die so mögliche Photometrie auf recht wenige, helle Objekte.
Photometrische Sternkataloge enthalten nur relativ wenige Sterne, die nicht gleichmäßig über den Himmel verteilt, sondern auf einige ausgewählte Felder konzentriert sind.
Zum Vergleich: Bei Verwendung des mit 15 Mio. Eintragungen bis knapp an die 15. Größenklasse heranreichenden Hubble Guidestar Catalogues werden in einem durchschnittlich dicht besetzten Sternfeld auf fast allen Amateurbildern mindestens drei, meist jedoch etwa 20 Katalogsterne enthalten sein. Verwendet man einen der beiden mit 488 Mio. Einträgen bis jenseits der 19. Größenklasse hinabreichenden USNO-A-Kataloge, steigt die Zahl der möglichen Vergleichssterne schnell auf weit über 300 Stück an. Die Sterndichte der photometrischen Kataloge ist dagegen so gering, dass es eher unwahrscheinlich ist, dass sich überhaupt einer der dort verzeichneten Sterne direkt im gleichen Bildfeld mit dem zu vermessenden Objekt befindet. In einem solchen Fall müssten also zunächst die Helligkeiten der beabsichtigten Vergleichssterne an die Helligkeiten von in benachbarten Bildfeldern liegenden Katalogsternen "angeschlossen" werden.

Die Bildbearbeitung bei einer photometrischen Messung beschränkt sich lediglich auf die Dunkelbild- und Flatfieldkorrektur. In dem so korrigierten Bild können die Intensitäten der verschiedenen Himmelsobjekte bestimmt werden. Die hierfür benötigten Auswertefunktionen besitzen heute nicht nur die vielen separat angebotenen Bildverarbeitungsprogramme, sie sind auch bereits in vielen, direkt mit der CCD-Kamera ausgelieferten Bildaufnahmeprogrammen enthalten. Die Meßmethoden aller Programme basieren hierbei auf zwei grundsätzlichen Arten der Helligkeitsbestimmung.
Zum Verständnis dieser beiden Messarten bedarf es ein wenig Theorie: Die während der Belichtungszeit herrschende Luftunruhe sorgt dafür, dass die Helligkeitsverteilung jedes Sterns auf einem Bild einer Gaußverteilung entspricht. Zusätzlich zum Sternlicht ist während der Belichtung aber auch noch das Licht der immer vorhandenen Himmelsaufhellung auf den Chip gelangt und hat sich so dem eigentlichen Sternsignal überlagert. Um die Intensität eines Sterns bestimmen zu können, muss die Himmelshelligkeit von der Aufnahme subtrahiert werden.
Bei der in den meisten Programmen verwendeten so genannten Apertur- oder auch Blenden-Photometrie geschieht dies, indem nacheinander die Gesamtintensitäten zweier identisch großer Messfelder ermittelt wird. Das erste Messfeld wird so dimensioniert und im Bild positioniert, dass es den zu vermessenden Stern samt Hintergrund umfasst. Anschließend wird das Messfeld so verschoben, dass nur noch der Himmelshintergrund in unmittelbarer Nähe des Sterns erfasst wird. Durch Differenzbildung der beiden gemessenen Intensitäten erhält man direkt die Intensität des Sterns. Viele Programme reduzieren die Zahl der notwendigen Einzelmessungen dadurch, dass sie die Himmelshelligkeit aus einer das eigentliche Messfeld umschließenden ringförmigen Zone gleichen Flächeninhaltes bestimmen.
Im Amateurbereich weniger verbreitet ist die so genannte PSF-Photometrie. Die Software versucht hierbei anhand der aus allen Sternen des Bildfeldes bestimmten Helligkeitsverteilungsfunktion, der so genannten "Point Spread Function" (PSF), einen künstlichen Stern zu modellieren. Diese Funktion wird dann für jeden Stern so angepasst, dass seine Helligkeitsverteilung möglichst optimal wiedergegeben wird. Diese Art der Photometrie ist vor allem dann von Vorteil, wenn das zu vermessende Sternfeld so dicht ist, dass es in ihm kaum Stellen gibt, an denen die Helligkeit des Himmelshintergrundes bestimmt werden kann.

Alle so bestimmten Helligkeitswerte, ob nun absolut oder relativ gemessen, werden normalerweise in Diagrammform in Abhängigkeit von der Zeit aufgetragen. Anhand dieser so genannten Lichtkurve können dann weitergehende Aussagen über das vermessene Objekt gemacht werden.

Software

Beobachtungspraxis und eigene Beobachtungen

In den folgenden Abschnitten sollen die für die Amateurphotometrie interessanten Aufgabengebiete, sowie die sich aus den Beobachtungen ableitbaren Ergebnisse kurz vorgestellt werden:

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