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Ich habe einen Wert für den relativen Fluss $F_2/F_1$. Mit einem gewissen Unsicherheitswert $a$.
Wenn ich die Gleichung verwende, um die relative Größe zu erhalten: $m_1 - m_2 = 2,5 log_{10}(F_2/F_1)$
Wie berechnet man nun den Unsicherheitswert $a$ für diese Gleichung? Führen Sie einfach die gleiche Gleichung durch, aber wenden Sie sie auf den Unsicherheitswert an, oder müssen Sie die Unsicherheitswerte anderweitig ändern?
Sie müssen die sogenannte „Propagation von Unsicherheiten“ durchführen. Sie können suchen, um weitere Informationen dazu zu erhalten, aber kurz, wenn Sie eine Funktion haben $f(x)$ das hängt von der variablen ab $x$, dann die Ungewissheit $sigma_x$ auf die Menge $x$ hängt mit der Unsicherheit auf . zusammen $f$ durch
$$ sigma_f = sqrt{left(frac{partial f}{partial x} ight)^2 sigma_x^2} $$
Hier $f$ ist deine relative Größe $m_1 - m_2$, und $x$ ist Ihr Flussverhältnis. Wenn Sie also diese partielle Ableitung nehmen, erhalten Sie den Faktor, der die beiden Unsicherheiten in Beziehung setzt.
Die Größenskala
Wie definieren wir die scheinbare Helligkeit von Sternen am Nachthimmel? Der griechische Astronom Hipparchos katalogisierte die Sterne am Nachthimmel und definierte ihre Helligkeit in Bezug auf Größen (m) , wo die hellsten Sterne der ersten Größe (m=1) und die schwächsten mit bloßem Auge sichtbaren Sterne der sechsten Größe (m=6) waren.
Werfen wir also dieses verwirrende, archaische Maß für Helligkeit weg?? Absolut nicht!
Wir verfeinern es und definieren den Maßstab so genau, dass ein Unterschied von 5 Magnituden entspricht einem Faktor von 100 in der Helligkeit.
Was ist also das Helligkeitsverhältnis, das einer Größendifferenz entspricht? Ein Stern erster Größe ist also 2,512 mal heller als ein Stern zweiter Größe und 2,512 2 = 6,31 mal heller als ein Stern dritter Größe und 2,512 3 = 15,9 mal heller als ein Stern vierter Größe, 2,512 4 = 39,8 mal heller als ein 5. Stern und 2,512 5 = 100 mal heller als ein Stern der 6. Größe.
Was misst die Größenskala wirklich? Strahlungsenergiefluss (f) (dh ergs/s/cm 2 ), die vom Stern kommen und Ihren Detektor treffen.
Definieren wir die Dinge noch mathematischer für die Beziehung zwischen Magnitude und Fluss von zwei Objekten (1 und 2):
Das Universum abbilden
Maxim kann Ihnen die Helligkeiten verschiedener Sterne in einem Bild sagen, indem Sie die Intensität aller Pixel in einem Stern addieren, aber zuerst müssen Sie dem Programm die Helligkeit eines der Sterne in Ihrem Bild mitteilen, um es mit etwas vergleichen zu können . Warum entspricht die Gesamtintensität eines Sterns in einem Bild nicht immer der gleichen Größe?
• Wählen Ansicht -> Informationen Fenster aus dem Menü. Das Informationsfenster erscheint und der Cursor ändert sich in drei grüne Kreise, wie unten gezeigt.
• Maxim addiert die Intensität aller Pixel innerhalb des kleinsten Kreises, also sollte Ihr Stern darin passen. Da der leere Himmel im Bild nicht perfekt schwarz ist, muss der Hintergrundpegel von dieser Intensität abgezogen werden. Maxim misst dies im Bereich zwischen den beiden größeren Kreisen. Sie möchten also sicherstellen, dass bei der Helligkeitsmessung keine anderen Sterne in diesen Ring fallen. Wenn Sie mit der rechten Maustaste auf den Bildschirm klicken, können Sie die Größe aller drei Kreise ändern.
• Klicken Sie auf die Schaltfläche Kalibrieren , um das Kalibrierungsfenster anzuzeigen, falls es nicht bereits sichtbar ist. Klicken Sie auf Set from FITS um die korrekte Belichtungszeit einzustellen.
• Klicken Aus Bild extrahieren und dann auf den Stern im Bild unten klicken. Beachten Sie, dass im Eingabefeld „Intensität“ ein neuer Intensitätswert erscheint.
• Geben Sie die Referenzgröße 10,16 in das Eingabefeld Magnitude ein und klicken Sie auf Übernehmen. Jetzt können Sie die Helligkeiten anderer Sterne messen, indem Sie einfach den Mauszeiger über den halten und sich die Anzeige oben rechts im Informationsfenster ansehen.
Aber wie groß ist Tempel 1?
Wenn sich der Komet der Sonne nähert, wird seine Koma größer, da Gas und Staub aus dem Kometen entweichen und er mehr Licht reflektiert, sodass der Komet heller wird. Gleichzeitig nimmt der Abstand zwischen Komet und Erde ab, wodurch der Komet auch heller erscheint. Der Komet ist am nächsten (
0,71 AU oder 106 Millionen km)) zur Erde, wenn sie sich in Opposition befindet, was Anfang Mai 2005 sein wird. Danach bewegt sich die Erde vor und von dem Kometen weg, so dass der Komet bei der Begegnung im Juli etwa 0,89 beträgt AUs weg. Aus dem vergangenen Verhalten von Tempel 1 und unter Berücksichtigung der Abstände zwischen Komet, Sonne und Erde lässt sich eine Formel ableiten, die die Helligkeit „vorhersagt“.
Abb. 1: Grafik von Seiichi Yoshida
Tempel 1 erreicht normalerweise nur bei günstigsten Erscheinungen wie der im Jahr 2005 die Magnitude 10 oder 9. Das Deep Impact-Team erwartet, dass sich der Komet auf die 6. oder sogar 5. Magnitude aufhellt, wenn er am 4. Juli 2005, einen Tag vor seinem Perihel, auf den Kometen trifft. Die rote Linie ist die vorhergesagte Lichtkurve, die violette vertikale Linie ist das Periheldatum des Kometen und die schwarzen Punkte sind Beobachtungen, die dem MPC gemeldet wurden.
Die obige Grafik basiert auf der Formel 'm1 = 5,5 + 5 log Delta + 25 log r' (wobei m1 = visuelle Gesamtgröße, Delta = Erde-Komet-Abstand und r = Sonne-Komet-Abstand), die vom Minor Planet Center (MPC) verwendet wird, um die Helligkeit eines Kometen zu berechnen. Diese Formel beschreibt ein schnelles Aufhellen und Verblassen um die Perihelpassage und funktioniert am besten in der Nähe des Perihels. Um die Helligkeit zu beschreiben, wenn Tempel 1 viel weiter entfernt ist, betrachtete Herr Yoshida frühere Beobachtungen und änderte die Formel, um den linken Teil der Kurve besser zu beschreiben. Die Punkte entlang der Grafik stellen einige der Beobachtungen von Tempel 1 dar, die dem MPC gemeldet und in einem MPEC veröffentlicht wurden. Einige der frühen Beobachtungen sind unten aufgeführt:
Beachten Sie, wie sich die Punkte sehr nahe der Linie befinden. Es wird interessant sein, in den kommenden Monaten zu beobachten, wie weitere Datenpunkte hinzugefügt werden, um zu sehen, wie die Vorhersage mit dem Beobachteten übereinstimmt. Was wirklich cool sein wird, ist die Abweichung von der Vorhersage zu sehen, nachdem der Impaktor den Kometen getroffen hat!
Aktivität
Sie können Ihr eigenes Diagramm erstellen, indem Sie
+ Generieren einer Ephemeride, die die Größe enthält und Kopieren der Daten in ein Tabellenkalkulationsprogramm (wie Excel)
+ oder verwende die Formel 'm1 = 5,5 + 5 log Delta + 25 log r', um die vorhergesagte Lichtkurve zu erzeugen.
Sehen Sie sich dann alle paar Tage die neuesten MPECs an, um Berichte über die Beobachtungen von Tempel 1 (er wird als 9P aufgeführt) und die gemeldeten Magnituden zu erhalten, und tragen Sie sie in Ihr Diagramm ein.
Schwieriger ist es, Tempel 1 selbst regelmäßig zu beobachten und seine Größe aus Ihren Beobachtungen abzuschätzen.
Perihel tritt am 5. Juli auf (die vertikale rosa Linie), aber Deep Impact trifft am 4. Juli auf den Kometen.
Größe
Magnitude ist eine Zahl, die die Helligkeit eines Sterns oder einer Galaxie misst. Höhere Zahlen entsprechen lichtschwächeren Objekten, niedrigere Zahlen helleren Objekten die hellsten Objekte haben negative Helligkeiten.
Eine Vergrößerung um eine Zahl entspricht einer Abnahme der Helligkeit um einen Faktor von etwa 2,51 – ein Objekt der Größenordnung fünf ist 2,51 mal lichtschwächer als ein Objekt der Größenordnung vier. Die Sonne hat Größe
-26. Der hellste Stern am Nordhimmel, Sirius, hat eine Größe
-1,5. Das schwächste Objekt, das Sie mit Ihren Augen sehen können, hat eine Helligkeit von etwa 6. Das schwächste Objekt, das das SDSS-Teleskop sehen kann, hat eine Helligkeit von etwa 23. Wenn Sie neugierig auf die Helligkeiten anderer berühmter Sterne sind, sehen Sie sich diese Tabelle an die 314 hellsten Sterne.
Wenn Sie sagen, dass ein Stern eine bestimmte Größe hat, müssen Sie die Farbe angeben, auf die sich die Größe bezieht. Die oben angegebenen Größen sind Größen für gelbes Licht.
SDSS misst Größen in fünf verschiedenen Farben, indem es Bilder durch fünf Farbfilter aufnimmt. Ein Filter ist eine Art Schirm, der alles Licht außer Licht mit einer bestimmten Farbe blockiert. Die Filter des SDSS-Teleskops sind grün (g), rot (r) und drei Farben, die dem für das menschliche Auge nicht sichtbaren Licht entsprechen: ultraviolett (u) und zwei infrarote Wellenlängen (i und z). Auf SkyServer werden die fünf Größen (durch die fünf Filter) eines Sterns durch u, g, r, i und z symbolisiert. Die Astronomen, die das SDSS planten, wählten diese Filter, um eine breite Palette von Farben anzuzeigen, während sie sich auf die Farben interessanter Himmelsobjekte konzentrierten.
Farbe wird durch Subtrahieren der Größen symbolisiert: u-g, g-r, r-i und so weiter. Denken Sie daran, dass alle diese Größen eine Größe beinhalten, also sie verringern mit steigender Lichtleistung. Ein Stern mit einer hohen g-r-Farbe ist röter als ein Stern mit einer niedrigen g-r-Farbe.
Hotpixel
- Mehrere Frames können mit einer Non-Tracking-Halterung gestapelt werden. Auf diese Weise erscheint das echte Sternenfeld in einem anderen Teil des Rahmens und beim Stapeln werden die echten Sterne hinzugefügt und die falschen gemittelt. Eventuell sind einige Anpassungen der Rahmenintegration erforderlich, um Sternspuren zu vermeiden.
- Bei Satelliten, NEO, entfernt die Subtraktion des Astroiden-Betrachtungsrahmens echte und gefälschte Sterne, die im Rahmen einer Tracking-Montierung befestigt sind.
- CPU-Lüfter-Modifikation - Verwenden Sie einen CPU-Lüfter, der mit Klettverschluss an der Kamera befestigt ist (erfordert das Anbringen eines großen Einlasslochs und das Bohren einer Reihe von Auslasslöchern in die Kameraabdeckung und scheint die falschen Sterne zu reduzieren. Basierend auf dem Sky & Telescope vom Oktober 2002.
Möglicherweise möchten Sie den Lüfter vorübergehend mit Klebeband am Kameragehäuse befestigen, während die Kamera am Zielfernrohr montiert ist, um den Abstand zu überprüfen, da das Zielfernrohr in verschiedene Richtungen zeigt, um Störungen zu vermeiden.
Feb 2008 - Ich habe gelesen, dass das meiste Rauschen durch den Imaging-Chip verursacht wird und die Kühlung es nicht reduziert.
Kontrastindex verstehen
Dies mag eine dumme Frage sein, aber mir ist aufgefallen, dass in Stellarium, wenn ein DSO ausgewählt wird, eine der Informationen, die es liefert, sein Kontrastindex ist. Ich verstehe, dass die Idee darin besteht, das Konzept des Kontrasts zu quantifizieren, indem das Objekt mit dem Hintergrundhimmel verglichen wird, aber was ich bei der Recherche habe, ist, wie man die Skala liest. In visueller Größe ist beispielsweise eine -3 mag heller als eine +3 mag. Gilt das gleiche für den Kontrastindex, bei dem ein CI von -1,5 besser ist als ein CI von +1,5? Vielen Dank im Voraus und nochmals Entschuldigung, falls dies eine lächerliche Frage ist!
#2 Erikthemitis
Habe diesen Rechner gefunden - http://unihedron.com. NELM2BCalc.html. Basierend auf dem Einstecken einiger Zufallszahlen für die Objekthelligkeit, deine Vermutung scheint richtig zu sein. Je heller das Objekt im Vergleich zum Hintergrundhimmel ist, desto niedriger ist der CI. EDIT: Ich war zu voreilig in meinem Post. Es scheint, je niedriger der CI ist, desto schwieriger ist es zu sehen. -1,5 CI ist also schwerer zu erkennen als +1,5 (dh geringerer Kontrast). Noch nie etwas vom Kontrastindex gehört.
Bearbeitet von ericthemantis, 13. November 2017 - 00:01.
#3 GlennLeDrew
Diese Zahlen scheinen im System zu sein, wie es von Roger Clark in seinem Buch "Visual Astronomy of the Deep Sky" und seiner Website veröffentlicht wurde. Die Skala ist logarithmisch. Um in lineare Einheiten umzurechnen, sind einige wichtige Äquivalente:
-2 = 0,01, oder 1/100 Objekt entspricht 1% der Himmelshelligkeit – für das Auge unsichtbar.
-1 = 0,1 oder 1/10 Objekt entspricht 10 % der Himmelshelligkeit - mit etwas Schwierigkeiten sichtbar.
0 = 1 Objekt ist so hell wie der Himmel – selbst von einem unerfahrenen Beobachter gesehen.
1 = 10 Objekt ist 10-mal oder 2,5 Größenordnungen heller als der Himmel.
2 = 100 Objekt ist 100-mal oder 5 Größenordnungen heller als der Himmel.
Der Kontrastindex stellt das Verhältnis Objekt : Himmelsflächenhelligkeit dar. Genauer gesagt sollte es (wenn nicht als solches angegeben) das Verhältnis [Objekt + Himmel] : Himmelsoberflächenhelligkeit sein. Der tatsächliche Himmel SB ist variabel, abhängig von natürlichem Luftglühen, künstlicher Beleuchtung und Objekthöhe über dem Horizont. Ein hellerer Himmel reduziert den Kontrast und senkt somit den C.I.
Ich empfehle den Besuch der Website von Clark zur weiteren Klärung.
#4 Redbetter
Viele der Werte in Clarks Tabelle sind verdächtig. Ich habe einige davon durchgearbeitet und die niedrigsten Oberflächenhelligkeitswerte sind in der Regel viel zu hoch. Ich habe alle Galaxien mit der niedrigsten Oberflächenhelligkeit in dieser Tabelle beobachtet. Ich glaube nicht unbedingt, dass die ungeraden Werte die Schuld des Autors sind, einige der Daten scheinen älter zu sein, und die Art und Weise, wie die Werte heute in den Quellen angegeben werden, ist meistens fotografisch für Galaxien, aber nicht als solche vermerkt, bis man gräbt, um sie zu finden die eigentliche Quelle. Einige der Größen sind auch wirklich wackelig, was die Berechnungen der Oberflächenhelligkeit verwirft.
Stellarium hat im Durchschnitt bessere Werte als die ältere Clark-Tabelle, wenn ich vergleiche, obwohl sie manchmal einen seltsamen Wert von irgendwoher gezogen zu haben scheinen.
Hm. Ich frage mich, ob die Fehler, die ich in den Tabellen für Oberflächenhelligkeit/Mags/Größe gefunden habe, für die Wahl von "24,25 MPSAS" für die 0-Basis im Kontrastindex verantwortlich sind? Denn 24,25 entspricht nicht dem Durchschnittswert eines unberührten dunklen Himmels. Oder ist es vielleicht der Wert leerer Nicht-Milchstraßen-Teile des Himmels, wenn alle Sterne, die heller als die Größe X sind, abgezogen werden? Dies würde eher auf das tatsächliche Hintergrundglühen des Himmels hinweisen, wenn ein Objekt darauf eingefügt wird. Natürlich trifft es nicht gut auf Dinge vor oder hinter den Sternenwolken der Milchstraße zu.
Bekommen konsistent Wertesätze, um jede Art von Oberflächenhelligkeits- oder Kontrastindex zu erzeugen, ist die wahre Herausforderung.
#5 GlennLeDrew
In der Tat ist 24,25 eine seltsame Ausgangsbasis, die ich nicht begründen kann. Auf den ersten Blick könnte man meinen, dass 22 MPSAS relevanter sein sollten, wenn nur ein Wert verwendet werden soll. Aber wie ich angemerkt habe, muss der tatsächliche Himmels-SB einbezogen werden, um C.I. zu bestimmen. unter den Bedingungen der Beobachtung. Und der SB von Objekt und Himmel zusammen muss berechnet werden, das Verhältnis von diesem zu Himmels-SB ergibt dann den C.I.
Zumindest würde ich das Thema so angehen. Was natürlich nie zu Werten kleiner als Null führen würde.
Beispielsweise. Angenommen, Himmel und Objekt haben denselben SB von 21 MPSAS. Objekt und Himmel zusammen sind 2x oder 0,75 m heller als beides allein. Die C. I. ist daher Log(2) = 0,301.
Nehmen wir nun an, dasselbe 21 MPSAS-Objekt wird durch einen helleren Himmel von 18 MPSAS betrachtet. Das Objekt ist jetzt 3 Magnituden oder 15,8 Mal lichtschwächer als der Himmel. 1/15,8 = 0,063, was bedeutet, dass das Objekt 6,3% so hell ist wie der Himmel. Himmel und Objekt zusammengenommen sind 1.063, und der C.I. = Log(1,063) = 0,0265.
#6 Redbetter
Ich kann nicht einmal sagen, warum die C.I. kalk erstellt wurde. Für mich ist es viel einfacher, einfach die Helligkeit der Objektoberfläche mit der Helligkeit des Himmels zu vergleichen, indem man Werte subtrahiert. Wenn die Größe des SB des Objekts größer ist als die des Himmels, wird es schwieriger. Ein Delta von +1 mags ist kein Problem, 2 mags sind schwach, 3 mags sind sehr schwach und schwer zu erkennen, 4 mags (tatsächlich, basierend auf guten Werten für beide statt der Tabelle) sind zu viel.
Ich kann auf gut platzierten Zielen in guter Transparenz etwa +3,5 erreichen, 4% heller als der Hintergrund, aber dies ist so ätherisch, dass es einige Zeit dauert, um sicher zu sein, und die Wahrscheinlichkeit erhöht, sich etwas vorzustellen, das nicht da ist. Ich bin mir nicht sicher, wie sich dies auf einen hellen Himmel auswirkt, jedoch mit entsprechend helleren Zielen. Ein Vorteil von dunklem Himmel ist, dass typische Vergrößerungen und Austrittspupillen den Hintergrund so weit abdunkeln, dass die Überaufhellung deutlicher erscheint.
Auf der anderen Seite haben die meisten Objekte mit höherer Oberflächenhelligkeit, die bei hellem Himmel sichtbar sind, auch eine wesentlich hellere zentrale Oberflächenhelligkeit, die selbst dann erkennbar ist, wenn der überwiegende Teil des Objekts verloren geht. Das Objekt ist also möglicherweise nachweisbar, aber nicht erkennbar, da es nur einen kleinen Bruchteil seines normalen Aussehens darstellt.
#7 GlennLeDrew
Auch ich finde bei größeren Austrittspupilles eine Nachweisgrenze von ca. 3,5 Magnituden Unterschied zwischen Objekt und Himmel. Wir sollten erwarten, dass bei einem hellen Himmel ein etwas größeres Magnituden-Delta erreichbar ist und bei einem dunklen Himmel ein etwas kleineres Magnituden-Delta, da unser eigenes visuelles Systemrauschen von der Szenenhelligkeit abhängt. In einer helleren Einstellung erlaubt das relativ geringere visuelle Rauschen, etwas subtilere Kontraste zu unterscheiden. Und beachten Sie, dass die "künstliche" Verdunkelung der Szene durch die Verwendung einer kleinen Austrittspupille dieses Kontinuum um die Kombination eines dunklen Himmels erweitert und eine 1-mm-Austrittspupille ein Mag-Delta von nur einer Größenordnung zulassen könnte.
Aber natürlich ist diese Variation im Magnituden-Delta *sehr* viel kleiner als der Gesamtbereich der Himmelshelligkeit. Zum Beispiel (und mit erfundenen Zahlen zur Veranschaulichung): Wenn wir unter einem 22 MPSAS-Himmel Objekte sehen können, die 3,3 m lichtschwächer sind als der Himmel, und unter einem 17 MPSAS-Himmel Objekte, die 3,8 m lichtschwächer sind, über einem Himmels-SB-Bereich von 5 m die Magnitude Delta würde sich nur um 0,5 m unterscheiden.
Die Verlockung veränderlicher Sterne
Von: Alan MacRobert 29. Juli 2006 
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Im Sternbild Löwe, dem Löwen, liegt die leuchtende Mira-Typ-Variable R Leonis, eine ideale Variable für Anfänger. Die Lage von R Leonis ist in einer Tabelle auf der nächsten Seite angegeben.
Die American Association of Variable Star Observers (AAVSO) könnte die Rolle des Weltarchivs und Datenmanagers für die Flutwellen nächtlicher (oder sogar stündlicher) automatischer Vermessungsdaten übernehmen, die in Zukunft über Astronomen stürzen werden.
Diese Zeit kann noch Jahre dauern. Und selbst wenn es ankommt, werden visuelle Beobachter immer nützliche Rollen bleiben – zumindest für helle Sterne, die seit Jahrzehnten beobachtet werden – mit einfachen Hinterhofteleskopen, wie sie es seit Generationen tun.
Die meisten Amateure beginnen die Astronomie nur als Touristen und erreichen schließlich ein Plateau. Nach ein paar Monaten oder Jahren, in denen sie die himmlische Landschaft angenehm bereist haben, haben sie möglicherweise das Bedürfnis nach einer sinnvolleren Beteiligung. Schließlich kann man nicht erwarten, dass ein Tourist den Grand Canyon ewig anstarrt. Anhaltender Enthusiasmus, in der Astronomie wie in allem anderen, entsteht durch zielgerichtete Aktivität. Für Tausende von Menschen während des letzten Jahrhunderts oder länger haben veränderliche Sterne diese Möglichkeit geschaffen.
Wenn Sie sich noch nie mit veränderlichen Sternen beschäftigt haben, führen Sie heute Abend ein einfaches Projekt durch (vorausgesetzt, es ist vor Sonnenaufgang im September oder Oktober 2003). Wenn Sie die Sichel des Löwen finden, finden Sie R Leonis, eine der hellsten roten Langzeitvariablen. Es hellt sich auf und verblasst zwischen den Größenklassen 5 und 10 über einen Zyklus von durchschnittlich 312 Tagen — etwa 10 Monate. Ein kleines Teleskop oder sogar ein Fernglas sind die notwendige Ausrüstung. (Eine Auswahl an hellen Zielen, die zu verschiedenen Jahreszeiten verfügbar sind, finden Sie unter „Die Top 12 der variablen Sterne mit bloßem Auge“.)
Während Leo im Spätwinter und Frühjahr den östlichen Abendhimmel erklimmt, schauen unzählige Himmelsbeobachter nach dem veränderlichen Stern vom Typ Mira, R Leonis. Seine Helligkeit und Lage in der Nähe von Regulus machen es zu einer idealen Startvariable für Anfänger. R bildet das südliche Ende einer kleinen Kette von drei Sternen 50 westlich von Regulus. Diese Karte von AAVSO-Vergleichssternen reicht bis zur Stärke 7,3. Ihre Größen werden auf das nächste Zehntel ohne Dezimalstellen angegeben. Das schwarze Rechteck zeigt den Bereich, der im Diagramm unten enthalten ist.
Himmel & Teleskop-Abbildung.
Dies ist eine Nahaufnahme der unmittelbaren Nachbarschaft von R Leonis mit Vergleichen zur Stärke 10,4. Norden ist oben und Osten ist links.
Himmel & Teleskop-Abbildung.
Wiederholte Schätzungen über viele Tage oder Wochen hinweg wecken den Wunsch nach größerer Genauigkeit. Wenn Ihre Beobachtungen eine Streuung von 0,5 Magnituden zeigen, werden Sie bald vor Neugier brennen, ob sich der Stern wirklich so stark verändert oder ob alles in Ihrem Auge liegt. Wie überall in der Wissenschaft tauchen die interessantesten Daten normalerweise genau dort auf, wo die Messfehler beginnen, alles zu verbergen. Hier sind einige Methoden, die Ihnen helfen, Ihren durchschnittlichen Fehler auf eine Größenordnung von 0,1 oder sogar etwas besser zu reduzieren, wenn gute Vergleichssterne verfügbar sind. Machen Sie sie gut, bekommen Sie ein Gespür für Fragen der Messgenauigkeit und Fehleranalyse, die für alle Wissenschaftszweige von zentraler Bedeutung sind.
Stellen Sie sich dem Star ohne Vorurteile. Wischen Sie Ihren Verstand von dem ab, was die Variable tun "sollte", zeichnen Sie genau auf, was das Auge sieht. Wenn Sie darüber nachdenken, dass der Stern seit letzter Nacht unmöglich eine Größe von 0,5 erreicht haben kann, können Sie versuchen, Ihren Eindruck davon zu "korrigieren". Dies ist das Schlimmste, was Sie Ihrer Genauigkeit antun können, und es lohnt sich zu verstehen, warum.
Fehler bei der wissenschaftlichen Messung lassen sich in zwei Kategorien einteilen, zufällig und systematisch. Zufällige Fehler neigen dazu, sich nach einer Weile auf vorhersehbare Weise aufzuheben, genau wie eine Münze immer näher an 50 Prozent Kopf kommt, je öfter sie geworfen wird. Systematische Fehler sind solche, die sich nie aufheben —, wenn beispielsweise eine Seite der Medaille gewichtet wird — und daher heimtückischer sind. Bei der Beobachtung mit veränderlichen Sternen entspricht der systematische Fehler einem Bias im Auge und Gehirn des Beobachters. Also wenn du aufnimmst genau das was du siehst ohne Voreingenommenheit sind Ihre Fehler eher zufällig, und Sie können darauf vertrauen, dass sie tatsächlich näher an der Wahrheit liegen als jede "Verbesserung", die Sie fälschen.
Verwerfen Sie natürlich schnell alle Schätzungen, von denen Sie glauben, dass sie aus einem tatsächlichen Fehler oder einer Unachtsamkeit resultieren.
Zentrieren Sie die Sterne im Sichtfeld. Platzieren Sie die beiden, die Sie vergleichen, in gleichem Abstand von der Mitte des Feldes, oder wenn sie dadurch in die Nähe der Ränder kommen, bewegen Sie jeden in die Mitte und untersuchen Sie ihn nacheinander. Dies ist erforderlich, da einige Instrumente die Ränder des Felds nicht vollständig ausleuchten – ein Effekt, der als Vignettierung bekannt ist –, sodass Sterne in der Nähe des Rands leicht abgedunkelt werden. Die Vignettierung tritt am wahrscheinlichsten bei der geringen Leistung eines Teleskops auf, wo normalerweise die Arbeit mit veränderlichen Sternen verrichtet wird. Ein weiterer Grund dafür ist, dass derselbe Stern leicht anders aussehen kann, wenn er sich nahe oder weit von der schwarzen Kante des Okulartubus entfernt befindet.
Halten Sie Ihre Augen in Bewegung. Scannen Sie zwischen den zu beurteilenden Sternen hin und her und überprüfen und überarbeiten Sie ständig Ihre Eindrücke. Wenn die Variable ein Drittel der Helligkeit von Stern A nach B zu sein scheint, versuchen Sie sich davon zu überzeugen, dass es ein Viertel des Weges ist, dann die Hälfte. Ist es gleich leicht, sich jede Meinung einzureden? Dann liegt wahrscheinlich die Wahrheit zwischen ihnen. Wenn eine plausibler erscheint als die andere, verschieben Sie die Annahme, mit der Sie begonnen haben, und testen Sie erneut auf beiden Seiten. Dieses Testen der Unsicherheitsgrenzen wird als Einklammern einer Beobachtung bezeichnet, und Sie sollten versuchen, es zur Gewohnheit zu machen.
Verwenden Sie die Unschärfe-Methode. Es ist einfacher, die Helligkeiten von Festplatten zu vergleichen als genaue Punkte, also drehen Sie den Fokusknopf. Je heller die Sterne, desto weiter aus dem Fokus können Sie sie nehmen.
Wählen Sie Variablen mit optimaler Helligkeit für Ihr Instrument. Sterne innerhalb einer Größenordnung von der Grenze eines Zielfernrohrs neigen dazu, alle gleich auszusehen. Umgekehrt haben sehr helle Sterne in der Nähe keine guten Vergleiche. In diesem Fall müssen Sie zu einem kleineren Instrument mit einem größeren Feld gehen. Das bloße Auge ist das beste Beobachtungssystem bis etwa Magnitude 4, ein Fernglas oder ein gutes Sucherfernrohr bis etwa 7 oder 8.
Macken des menschlichen Auges. Achten Sie auf drei mögliche Fehlerquellen. (1) Die Purkinje-Effekt in der Netzhaut lässt rote Sterne heller werden (im Vergleich zu weißen), je länger Sie sie anstarren, ein weiterer Grund, Ihre Augen in Bewegung zu halten. (2) Mondlicht und Lichtverschmutzung auch rote Sterne vor grauem Hintergrund zu hell erscheinen lassen, heben sie sich stärker ab als weiße Sterne. Seien Sie bei hellem Himmel besonders vorsichtig und erwähnen Sie die Beobachtungsbedingungen in Ihren Notizen. (3) Blickwinkel. Ein Stern sieht im unteren Teil Ihres Blickfelds heller aus als im oberen. Neigen Sie Ihren Kopf so, dass die Linie, die Ihre Augen verbindet, parallel zu der Linie ist, die die beiden Sterne verbindet, die Sie vergleichen.
All dies mag wie eine Menge erscheinen, die man im Hinterkopf behalten sollte. Aber mit der Zeit wird es automatisch. Begeisterte Beobachter veränderlicher Sterne sind mit ihren Verfahren so vertraut, dass sie jede Nacht Dutzende von Sternen abdecken, von einem zum nächsten schwingen, ohne auf ihre Karten zu schauen.
Es gibt ein Problem, gegen das Sie nichts tun können: Ihr Alter. Die Linse des menschlichen Auges vergilbt im Laufe der Jahre, wodurch rote Sterne im Vergleich zu weißen immer heller erscheinen. Dieser Effekt kann für einen Großteil der Streuung verantwortlich sein, die in AAVSO-Lichtkurven auftritt, die Schätzungen vieler Beobachter kombinieren. Die Schätzungen jeder Person werden jedoch über viele Jahre hinweg in sich konsistent sein, und es besteht die Möglichkeit, die Auswirkungen der wechselnden Augen verschiedener Beobachter (bei genügend archivierten Beobachtungen) auszusortieren und die Datenbasis entsprechend zu korrigieren. Wie so oft in der Wissenschaft können gute Daten, die jetzt gesammelt werden, weit in der Zukunft auf eine Weise verwendet werden, die sich noch niemand vorstellen kann.
Eine 2000 Jahre alte Definition …
Der alte Grieche tat wahrscheinlich dasselbe. Und da Sternbilder für die Landwirtschaft, die Schifffahrt oder sogar die Astrologie wichtig waren, begannen sie auch, die Helligkeit der Sterne zu klassifizieren. Die Idee: Die hellsten Sterne sind Magnitude 1-Sterne und die schwächsten, die mit bloßem Auge kaum sichtbar sind, gehören zu Magnitude 6. Außerdem ein Unterschied von 1 Magnitude (kurz: mag oder ᵐ) entspricht einem Faktor 2 für den Helligkeitsunterschied.
Kann Rauschen ein Astrofoto verbessern?
Es mag Sie überraschen, dass Rauschen manchmal auch eine nützliche Funktion hat. Fast alle Planetenaufnahmen werden mit 8-Bit-Kameras mit 256 Graustufen durchgeführt.
Für eine zufriedenstellende Wavelet-Verarbeitung muss das Bild jedoch eine viel feinere Graustufenauflösung aufweisen: Die Wavelet-Verarbeitung funktioniert am besten bei einem 16-Bit-Bild mit 65.535 Graustufen. Zum Glück müssen Sie jedoch nicht auf eine langsamere 16-Bit-Kamera zurückgreifen.
Stapelprogramme wie RegiStax und Autostakkert! nimmt viele 8-Bit-Bilder auf und erstellt ein gestapeltes 16-Bit-Bild, das weiter verarbeitet werden kann.
Dies ist jedoch nur möglich, wenn das Signal ausreichend zufälliges Rauschen enthält, um die Zwischengraustufen durch einen Mittelungsprozess effektiv berechnen zu können. Hier hilft e Shot Noise.
Wenn Sie die Verstärkung verringern und die Belichtungszeit erhöhen, wäre das Signal so hoch, dass es nur wenig Rauschen gibt, was Ihre Fähigkeit zur optimalen Konvertierung des Bildes beeinträchtigt.
Martin Lewis ist ein begeisterter Astronom mit fundiertem Wissen darüber, wie man das Beste aus kniffligen Bildzielen herausholt.
