Eigene Beobachtungen vom Kometen 153P/Ikeya-Zhang und ...
Eigene Beobachtungen vom Kometen 153P/Ikeya-Zhang und ... Eigene Beobachtungen vom Kometen 153P/Ikeya-Zhang und ...
D.1.2 Durchführung Ich beobachtete den Komet an folgenden Tagen: Tabelle 1: Beobachtungsdaten mit Bemerkungen und Anzahl Bilder Monat Datum Bemerkungen Anzahl Bilder März 11.03.02 15 13.03.02 (14.03. war Neumond) 30 18.03.02 26 25.03.02 1.Teil ohne Reduktor, 2.Teil mit Reduktor 32 27.03.02 Reduktor verwendet 24 28.03.02 Vollmond 32 April 15.04.02 Unglücklich platziert (Teil der Öffnung verdeckt) 27 30.04.02 (27.4. war Vollmond) 29 Mai 06.05.02 13 07.05.02 10 10.05.02 (12.05. war Neumond) 25 13.05.02 14 31.05.02 19 Juni 17.06.02 Reduktor verwendet, Langzeitbelichtungen 29 325 D.1.2.1 Parallele Beobachtung eines Röntgenteleskops am 15.04.02 We il ich die Internetseit e www.fg-kometen.de ständig aufsuchte, um zu sehen, ob neue Kometen entdeckt wurden oder neue Informationen über Kometen bekannt waren, entdeckte ich rechtzeitig, dass Herr Konrad Dennerl vom Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik am 15.04.02 den Kometen mit dem Röntgenteleskop Chandra beobachtete. Spontan entschieden wir uns, an diesem Tag eine Beobachtung durchzuführen, doch die Verhältnisse waren nicht optimal, da der Komet sehr tief stand und die Hälfte der Teleskopöffnung durch das Dach verdeckt wurde. Obwohl Herr Dennerl nicht genau am gleichen Zeitpunkt die Beobachtung durchführte, war er an meinen Bildern interessiert und ich erhielt im Austausch meiner Bilder eine Röntgenaufnahme. (siehe B.5.1) D.1.2.2 Zweiter Chip Am 17.06.02 war der Komet schon wieder ziemlich dunkel geworden, so dass wir uns für Langzeitbelichtungen, der Verwendung des Zweiten Chips und einem Reduktor entschieden. Nach einigen Anfangsschwierigkeiten gelangen dann noch einige interessante Aufnahmen. Das Problem, dass sich die Sterne bei ausgeschaltetem Rotator um den Zweiten Chip bewegten, trat auf. Nach dem Einschalten verschwand dann dieser Effekt und ich konnte Belichtungszeiten von bis zu 10min starten. Dies war der letzte Tag an dem ich den Kometen gesehen habe, da er später zu dunkel wurde und ich ihn nicht mehr auffinden konnte. D.1.2.3 Ausrechnung der Bildgrösse Damit ich mit den Aufnahmen des Kometen arbeiten konnte, musste ich zuerst ausrechen, was für ein Himmelsausschnitt auf den Bildern zu sehen ist. Mit Hilfe der Skizze führte ich folgende Rechnung durch: Benötigte Daten: - Der CCD-Chip hat eine Grösse von 10mm14.9mm - Die meisten Bilder habe ich im Binning- Mode 33 aufgenommen (490728 Pixel) - Die Brennweite des Teleskops beträgt 4m Seite 11 Abbildung 6: Hilfszeichnung zur Berechnung der Bildgrösse (Vereinfachte Darstellung, die aber nicht der Wirklichkeit entspricht, da das Mead LX-200 ein Spiegelteleskop ist)
tan(ϕ/2) = d/f ϕ=arctan(δ/f)*2 Wenn man nun die Daten in die Formel eingibt, erhält man eine Chipgrösse von: Höhe = 0° 08’ 35.662’’ Breite = 0° 12’ 48.336’’ Somit hat 1 Pixel etwa die Grösse von 1 Bogensekunde (1’’). 22 D.1.2.4 Ephemeriden Die Zentralstelle der Internationalen Astronomischen Union (IAU) berechnet nach der Entdeckung eines Kometen aus den eintreffenden Positionsbeobachtungen eine erste Bahn. Diese wird dann per IAU-Zirkular verbreitet. Aus diesen Daten kann allerdings noch nicht direkt auf die Position am Himmel geschlossen werden, dazu ist eine sehr komplexe Ephemeridenberechnung nötig. Zur Berechnung der Deklination und Rektaszension (Position des Kometen am Himmel) werden verschiedene Eingabeparameter benötigt. Tabelle 2: Bahnelemente allgemein und des Kometen Ikeya-Zhang Erklärung Komet Ikeya-Zhang 23 Periheldistanz q Die Entfernung Sonne-Komet im sonnennächsten Punkt seiner Bahn (Perihel) 0.507067 AE Periheldatum T Zeitpunkt des Durchgangs des Kometen durch sein Perihel 2002-3-18.9796 Exzentrizität e Beschreibung der „Elliptizität“ der Bahnkurve (siehe B.3.1) 0.990043 Perihelargument w Abstand des Perihels vom aufsteigenden Knoten W 34.6671 Länge des auf- Abstand vom Frühlingspunkt steigenden Knotens W 93.3698 Bahnneigung i Bahnneigung gegenüber der Ekliptik 28.1207 Äquinoktium Bestimmter Zeitpunkt, auf den sich die Bahnlageelemente beziehen 1950.0 Verschiedenste Intern etseiten stellen Ephemeriden der einzelnen Kometen zur Verfügung, die bei der Beobachtung benötigt werden. Meistens benutze ich die Werte der VdS-Fachgruppe für Kometen (http://www.fg-kometen.de), aber auch die Homepage der „CfA Planetary Sciences Division“ (http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets) war sehr nützlich. Weil die Ephemeriden meistens nur im Abstand von einem Tag angegeben werden und ich an manchen Tagen die Daten genauer brauchte, weil der Komet sonst nicht aufzufinden war, entwickelte ich ein Programm, welches mir für auswählbare Zeiten am Tag die Ephemeriden umrechnet. Es wird dabei angenommen, dass sich der Komet während dieser Zeit linear fortbewegt und sich die Geschwindigkeit nicht verändert. Der Quelltext meines Programms zur Interpolierung ist im Anhang I.4 angegeben. D.1.2.5 Reduktion der Aufnahmen h die passenden Korrekturen durchführen. Nur ine Signale stark angehoben werden, werden auch die Störsignale verstärkt und manchmal Strukturen erzeugt, die Details nicht mehr unterscheiden. Deshalb sollte man sich 24 Bevor ich die Bilder bei verschiedenen Verarbeitungsfunktionen wie „schärfen“ oder „unscharf maskieren“ gebrauchen konnte, musste ic einwandfrei reduzierte Aufnahmen eignen sich, und da bei der Bildverarbeitung kle sich von den wirklich vorhandenen immer auch auf das Originalbild beziehen, ob sich die Strukturen auch dort ansatzweise befinden. D.1.2.5.1 Dunkelaufnahme Damit die HOT-Pixel (glühende Pixel) in den Aufnahmen verschwinden, muss man eine entsprechende Dunkelaufnahme vom Originalbild abziehen. 22 [3] Seiten 235-238 , [2] Seite 17 , 7) , 8) 23 [7] am 13.09.02 24 [2] Seiten 21,29,30 [3] Seiten 168-170 Seite 12
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tan(ϕ/2) = d/f<br />
ϕ=arctan(δ/f)*2<br />
Wenn man nun die Daten<br />
in die Formel eingibt, erhält<br />
man eine Chipgrösse von:<br />
Höhe = 0° 08’ 35.662’’ Breite = 0° 12’ 48.336’’<br />
Somit hat 1 Pixel etwa die Grösse von 1 Bogensek<strong>und</strong>e (1’’).<br />
22<br />
D.1.2.4 Ephemeriden<br />
Die Zentralstelle der Internationalen Astronomischen Union (IAU) berechnet nach<br />
der Entdeckung<br />
eines<br />
<strong>Kometen</strong> aus den eintreffenden Positionsbeobachtungen eine erste Bahn. Diese wird dann per<br />
IAU-Zirkular verbreitet. Aus diesen Daten kann allerdings noch<br />
nicht direkt auf die Position am<br />
Himmel geschlossen werden, dazu ist eine sehr komplexe Ephemeridenberechnung nötig. Zur<br />
Berechnung der Deklination<br />
<strong>und</strong> Rektaszension (Position des <strong>Kometen</strong> am Himmel) werden<br />
verschiedene Eingabeparameter benötigt.<br />
Tabelle 2: Bahnelemente allgemein <strong>und</strong> des <strong>Kometen</strong> <strong>Ikeya</strong>-<strong>Zhang</strong><br />
Erklärung Komet <strong>Ikeya</strong>-<strong>Zhang</strong> 23<br />
Periheldistanz q<br />
Die Entfernung Sonne-Komet im sonnennächsten Punkt<br />
seiner Bahn (Perihel)<br />
0.507067 AE<br />
Periheldatum T Zeitpunkt des Durchgangs des <strong>Kometen</strong> durch sein Perihel 2002-3-18.9796<br />
Exzentrizität e Beschreibung der „Elliptizität“ der Bahnkurve (siehe B.3.1) 0.990043<br />
Perihelargument w Abstand des Perihels <strong>vom</strong> aufsteigenden Knoten W<br />
34.6671<br />
Länge des auf-<br />
Abstand <strong>vom</strong> Frühlingspunkt<br />
steigenden Knotens W<br />
93.3698<br />
Bahnneigung i Bahnneigung gegenüber der Ekliptik 28.1207<br />
Äquinoktium<br />
Bestimmter Zeitpunkt, auf den sich die Bahnlageelemente<br />
beziehen<br />
1950.0<br />
Verschiedenste<br />
Intern etseiten stellen Ephemeriden der einzelnen <strong>Kometen</strong> zur Verfügung, die bei<br />
der Beobachtung benötigt<br />
werden. Meistens benutze ich die Werte der VdS-Fachgruppe für<br />
<strong>Kometen</strong> (http://www.fg-kometen.de), aber auch die Homepage<br />
der „CfA Planetary Sciences<br />
Division“ (http://cfa-www.harvard.edu/iau/Ephemerides/Comets)<br />
war sehr nützlich.<br />
Weil die Ephemeriden meistens nur im Abstand von einem Tag angegeben werden <strong>und</strong> ich an<br />
manchen Tagen die Daten genauer brauchte, weil der Komet sonst nicht aufzufinden war,<br />
entwickelte ich ein Programm, welches mir für auswählbare Zeiten am Tag die Ephemeriden<br />
umrechnet. Es wird dabei angenommen, dass sich der Komet während dieser Zeit linear<br />
fortbewegt<br />
<strong>und</strong><br />
sich die Geschwindigkeit nicht verändert.<br />
Der Quelltext meines Programms zur Interpolierung ist im Anhang I.4 angegeben.<br />
D.1.2.5 Reduktion der Aufnahmen<br />
h die passenden Korrekturen durchführen. Nur<br />
ine Signale stark<br />
angehoben werden, werden auch die Störsignale verstärkt <strong>und</strong> manchmal Strukturen erzeugt, die<br />
Details nicht mehr unterscheiden. Deshalb sollte man sich<br />
24<br />
Bevor ich die Bilder bei verschiedenen Verarbeitungsfunktionen wie „schärfen“ oder „unscharf<br />
maskieren“ gebrauchen konnte, musste ic<br />
einwandfrei reduzierte Aufnahmen eignen sich, <strong>und</strong> da bei der Bildverarbeitung kle<br />
sich von den wirklich vorhandenen<br />
immer auch auf das Originalbild beziehen, ob sich die Strukturen auch dort ansatzweise befinden.<br />
D.1.2.5.1 Dunkelaufnahme<br />
Damit die HOT-Pixel (glühende Pixel) in den Aufnahmen verschwinden, muss man eine<br />
entsprechende Dunkelaufnahme <strong>vom</strong> Originalbild abziehen.<br />
22<br />
[3] Seiten 235-238 , [2] Seite 17 , 7) , 8)<br />
23<br />
[7] am 13.09.02<br />
24<br />
[2] Seiten 21,29,30 [3] Seiten 168-170<br />
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