Photometrie und DAOPHOT

Die Photometrie ist die Technik zur Bestimmung der Helligkeiten von Himmelskörpern (dies gilt für Profis und Amateure gleichermaßen). Häufig gestaltet sich die Aufgabenstellung derart, daß der Beobachter eine digitale Aufnahme mit einem oder mehreren zu vermessenden Objekten vorliegen hat, die als punktförmig angenommen werden können. Die Helligkeit eines Einzelobjektes versteht sich hierbei als die Summe aller Pixelwerte, die ihm zugeordnet werden können. Grob skizziert unterscheidet man zwei Verfahren in der Photometrie.

Aperturphotometrie

Bei der Aperturphotometrie wird ein meist kreisförmiger Bereich so über dem Objekt plaziert, daß alle Pixel, die zur Helligkeit des Objektes beitragen, durchgelassen und alle übrigen ausgeblendet werden. Die so ermittelten Pixelwerte werden als Gesamthelligkeit des Objekts angesehen. Problem hierbei ist, daß zunächst noch keine Information über das Hintergrundsignal gewonnen und verwertet wurde.

Das Hintergrundsignal kann ermittelt werden, indem um die Blende herum konzentrisch eine Kreisschale gelegt wird und die Intensitäten der Pixelwerte darin mittelt werden (die Anordnung bekommt gewisse Ähnlichkeit mit den Zielkreisen eines Telrad). Dieser Mittelwert wird zur Korrektur der Hintergrundhelligkeit von der gemessenen Objekthelligkeit subtrahiert.

Bei diesem Verfahren geht man von der Annahme aus, daß die Hintergrundintensität in der Kreisschale die gleiche ist wie in der Kreisblende. Diese Annahme ist vielfach auch gerechtfertigt. Bei der Helligkeitsbestimmung von Supernovae ist die nicht notwendigerweise der Fall, da die Heimatgalaxien eben keine gleichmäßige Helligkeitsverteilung aufweisen. Auf der anderen Seite sind Supernovae vorübergehende Erscheinungen, sodaß man die Hintergrundmessung durchaus auch zeitversetzt ausführen kann.

Selbstredend muß der Helligkeitsbestimmung eine Kalibrierung mit einem Objekt bekannter Helligkeit vorausgehen.

Aperturphotometrie liefert optimale Ergebnisse für Punktquellen. Sie stößt an ihre Grenzen, sobald Aufnahmen mit vielen Sternen (z.B. in Sternhaufen oder sternreichen Milchstraßenarealen) bearbeitet werden sollen. Hier ist die Gefahr größer, daß die Helligkeitsprofile dicht beisammen stehender Objekte das Meßergebnis verfälschen.

PSF-Photometrie

Die PSF-Photometrie (PSF: Point Spread Function, seltener auch Punktspreizfunktion genannt) umgeht das Problem, indem dort für jedes zu vermessende Objekt eine zweidimensionale Gaußverteilung an das Helligkeitsprofil angefittet wird, welches im Anschluß von der Aufnahme abgezogen wird. Unvollständig aufgelöste Helligkeitsprofile können dann nachbearbeitet werden, indem das resultierende Differenzbild erneut photometriert wird.

DAOPHOT

Es gibt einige Programmpakete für die Photometrie. Eines der gängigsten ist DAOPHOT, welches frei heruntergeladen werden kann. DAOPHOT läuft unter Linux - was im Zeitalter der Virtual Machines und von Cygwin für Windows-Benutzer sicherlich kein unüberwindbares Hindernis mehr darstellt.

DAOPHOT umfaßt sowohl die Apertur- als auch die PSF-Photometrie. Astrometrie gehört ebenfalls zum Funktionsumfang. Im Netz sind viele Infos über dieses Tool verfügbar.

Literatur: F. R. Chromey, To Measure The Sky

Blick in die Forschung

Beobachtungszeit an Fernrohren ist für Profiastronomen eine knappe Ressource. Die gilt umso mehr, wenn es sich um Weltraumteleskope handelt, deren Lebensdauer z.B. wegen des sich aufbrauchenden Kühlmittels beschränkt ist. Für das Weltraumteleskop Herschel wurde sogar eigens eine Java-Applikation geschrieben, um die Mission hinsichtlich möglichst geringer Schwenkzeiten zwischen Objekten, der Einhaltung der Zeitintervalle für die Kommunikation mit der Bodenkontrolle und natürlich auch des wissenschaftlichen Gehalts zu planen. Mehr dazu hier.

Eine Forschergruppe hat in einer aufwendigen Computersimulation herausgefunden, daß in der Frühphase des Planetensystems ein Wechsel von Objekten aus der Population der Trojaner in die der Quasimonde nichts ungewöhnliches war. Das erstaunt insofern, da Trojaner naturgemäß wie praktisch alle Objekte, die in Resonanz stehen, keine nahen Begegnungen mit einem der beiden übrigen Körpern erfahren, während Quasimonde räumlich deutlich näher zu den Planeten stehen - zwei gegensätzliche Eigenschaften also. In der Frühphase des Sonnensystems lagen die Dinge anders: die Planeten wanderten vom Sonnenabstand ihrer Entstehung zu demjenigen Sonnenabstand, in dem wir sie heute beobachten. Während dieser Migration war eine Wechsel eines Trojaners zu einem Quasimond und umgekehrt durchaus möglich. Mehr dazu hier.

Am Very Large Telescope (VLT) der ESO fallen regelmäßig riesige Datenmengen an, die ohne Datenreduktion nicht zu bewältigen sind. Bei der ESO wurde mit Reflex eine Toolpipeline entwickelt, die es dem Astronomen ermöglicht, die Auswahl und Abfolge von Tools in der Pipeline zur Aufbereitung von Meßdaten den eigenen Anforderungen entsprechend frei zu konfigurieren. Der volle Text der Arbeit findet sich hier.