Unterschiede

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--- de:praktikum:photometrie [2020/12/22 07:38] – [Vorläufiges Farben-Helligkeits-Diagramm] rhainich
+++ de:praktikum:photometrie [2023/09/19 06:51] (aktuell) – rhainich
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-====== N2 - Photometrie eines offenen Sternhaufens ======
+====== N2 - Photometrie eines offenen Sternhaufens (GDL) ======
 /*
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 Die Ergebnisse liegen in einem neuen Unterverzeichnis namens ''output''.
+/*
 ===== Vorbereitung der Datenauswertung =====
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 In jedem Fall sollte darauf geachtet werden, ob es sich bei den Magnituden für die Eichsterne um scheinbare oder absolute Helligkeiten handelt. Ist ersteres der Fall, ist noch die Entfernung des Haufens zur Erde bzw. einem dieser entsprechendes Distanzmodul in Erfahrung zu bringen.
+*/
+===== Datenauswertung mit GDL =====
-===== GDL Datenauswertung =====
 Es empfiehlt sich, alle folgende Schritte nicht auf der Kommandozeile von //GDL// auszuführen, sondern ein
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 Nun kann das FHD (englisch: color magnitude diagram, CMD) geplottet werden, also die visuelle Magnitude über der Differenz aus blauer und visueller Magnitude.
-Das FHD an sich wird mit einem //gnuplot//-Skript geplottet, für das man die Ergebisse von //GDL// in eine Datei ''cmd.dat'' ausgeben lässt:
+Das FHD an sich wird mit einem //Python//-Skript geplottet, für das man die Ergebisse von //GDL// in eine Datei ''cmd.dat'' ausgeben lässt:
   openw, 1, 'cmd.dat'
   for i=0,225 do printf,1,i,(bmag[i]-vmag[i]),vmag[i]
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 Nach dem Speichern dieser Datei, kann sie von der Konsole aus mit dem Befehl
-  ./plot_cmd.py
+  python plot_cmd.py
 ausführen. Dabei sollte man sich auf der Konsole im gleichen Ordner befinden wie die Datei. Bei Erfolg sollte das vorläufige FHD dann in diesem Ordner als Grafik zu finden sein. Über die Variable ''filetype'' kann auch das zu erstellenden Dateiformat gewählt werden.
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 Mit ''yrange'' bzw. ''xrange'' kann ein Plotausschnitt gewählt werden. Dies ist nötig, um die y-Achse umzudrehen (größere Magnitude bedeutet kleinere Helligkeit!). Mit ''psym'' kann das Symbol der Datenpunkte bestimmt werden.
 ===== Kalibration =====
-Die Helligkeiten (Magnituden) sind bislang nur bis auf eine Verschiebung (additive Konstante) bestimmt. Die Eichung (Kalibration) stellt ein erhebliches Problem dar. Es bieten sich im Prinzip zwei Möglichkeiten an:
+Die Helligkeiten (Magnituden) sind bislang nur bis auf eine Verschiebung (additive Konstante, den sogenannten Zeropoint) bestimmt. Die Eichung (Kalibration) stellt ein erhebliches Problem dar. Es bieten sich im Prinzip zwei Möglichkeiten an:
 ==== 1. Alternative ====
-Man findet auf der Aufnahme einen Stern, dessen B- und V-Magnituden bekannt sind. Dann muss man diesen Stern in den Tabellen identifizieren und die Werte der gesamten Tabelle so verschieben, dass der identifizierte Stern die Sollwerte erhält.
+Man findet auf der Aufnahme Sterne, dessen B- und V-Magnituden bekannt sind. Dann muss man diese Sterne in der Tabelle identifizieren und die Werte der gesamten Tabelle so verschieben, dass die identifizierten Sterne die Sollwerte erhalten.
 === Sternfeld finden ===
 Zur Eichsternidentifikation gibt es mehrere Möglichkeiten:
-Am besten (und daher empfohlene Variante) geht das mit der [[http://simbad.u-strasbg.fr/Simbad|Simbad-Datenbank]]. Man gibt unter ''basic search'' den Objekt-Namen (also den des Sternhaufens) ein und wählt unter ''Plots and Images'' dann den ''Aladin Previewer''. Dann muss man das aufgenommene Feld wiedererkennen. Zum Vergleich betrachtet man dazu eine unserer Aufnahmen mit //ds9//
+Am besten (und daher empfohlene Variante) geht das mit der [[http://simbad.u-strasbg.fr/Simbad|Simbad-Datenbank]]. Hierfür gibt man unter ''basic search'' den Objekt-Namen (also den des Sternhaufens) ein, sucht nach dem Sternhaufen und klickt in der sich öffnenden  Übersicht rechts auf ''AladinLite''. Dann muss man das aufgenommene Feld wiedererkennen. Zum Vergleich betrachtet man dazu eine unserer Aufnahmen mit //ds9//
   ds9 filename.fit
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 === Mögliche Eichsterne identifizieren ===
-Hat man das Feld identifiziert, suche man sich möglichst 3-4 Vergleichssterne in der Mitte des Feldes, für die B- und V-Helligkeit bekannt sind und notiere deren Helligkeiten für später.
+Hat man das Feld identifiziert, suche man sich möglichst 5-6 Vergleichssterne in der Mitte des Feldes, für die B- und V-Helligkeit bekannt sind und notiere deren Helligkeiten für später. Die Magnituden lassen sich auf unterschiedlichen Wegen ermittel:
+  - Am einfachsten geht es in dem man in der //Aladin-Lite//-Ansicht rechts unter ''Catalogues'' die Option ''SIMBAD'' auswählt. Hierdurch wird ein Overlay aktiviert, welches alle in //Simbad// aufgeführten Objekte zeigt. Klickt man auf eins der Objekte werden links in einer Tabelle alle //Simbad// bekannten Parameter aufgeführt. Scrollt ran runter findet man dort auch die Magnituden. Nicht für alle Objekte sind auch Magnituden verfügbar.
+  - Hat man //JAVA// installiert kann man auch das ''Aladin Java Applet'' verwenden, welches ähnliche Funktionen bereit hält wie //Aladin-Lite//. In dem Applet können die hervorgehobenen Objekte angeklickt werden und so zusätzliche Information über diese Objekte, unter anderem bekannte Magnituden, abgerufen werden.
+  - Alternativ kann man z.B. in der Simbad-Übersicht zu dem Sternhaufen durch einen Klick auf die Option ''query around'' (with radius...) eine Übersicht aller Objekte im Sternfeld bekommen. Wählt man weiterhin die Option ''plot this list of objects'',  erscheint eine schematische Karte in der die dort markierten Sterne anklickbar sind. Wenn bekannt, bekommt man dann deren Namen und B- und V -Werte angegeben.
+  - Man kann aber auch die am besten belichtete visuelle Aufnahme mit dem [[http://skyview.gsfc.nasa.gov|Digitized Sky Survey]] der betreffenden Gegend vergleichen und den Bildausschnitt identifizieren. Sodann lässt man sich als Overlay Katalogsterne der wichtigsten Kataloge (Bonner Durchmusterung und Henry Draper (HD) Catalogue) anzeigen (man beachte die Scrollbalken in den entsprechenden Menufenstern!). Hat man glücklicherweise Katalogsterne in dem aufgenommenen Feld, kann man mit Hilfe der [[http://simbad.u-strasbg.fr/Simbad|Simbad-Datenbank]] vielleicht deren B- und V-Magnituden in Erfahrung bringen, die dann zur Eichung verwendet werden können.
-  * Dafür kann man z.B. in Simbad nach der ''basic search'' unter der Option ''query around'' (with radius...) eine Übersicht aller Objekte im Sternfeld bekommen. Wählt man weiterhin die Option ''plot this list of objects'',  erscheint eine schematische Karte in der die dort markierten Sterne anklickbar sind. Wenn bekannt, bekommt man dann deren Namen und B- und V -Werte angegeben.
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-  * Einfacher geht das gleiche mit dem ''Aladin Java Applet'', welches jedoch eine //JAVA//-Installation voraussetzt. In dem Applet können die hervorgehobenen Objekte angeklickt werden und so zusäliche Information über diese Objekte, unter anderem bekannte Magnituden, abgerufen werden. Wer von einem Rechner aus dem Pool oder von zu Hause arbeitet, sollte diese Variante zunächst ausprobieren.
-  * Alternativ (ohne Simbad) vergleiche man die am besten belichtete visuelle Aufnahme mit dem [[http://skyview.gsfc.nasa.gov|Digitized Sky Survey]] der betreffenden Gegend und identifiziere den Bildausschnitt. Sodann lässt man sich als Overlay Katalogsterne der wichtigsten Kataloge (Bonner Durchmusterung und Henry Draper (HD) Catalogue) identifizieren (man beachte die Scrollbalken in den entsprechenden Menufenstern!). Hat man glücklicherweise Katalogsterne in dem aufgenommenen Feld, kann man mit Hilfe der [[http://simbad.u-strasbg.fr/Simbad|Simbad-Datenbank]] vielleicht deren B- und V-Magnituden in Erfahrung bringen, die dann zur Eichung verwendet werden können.
 In jedem Fall sollte darauf geachtet werden, ob es sich bei den Magnituden für die Eichsterne um scheinbare oder absolute Helligkeiten handelt. Ist ersteres der Fall, ist noch die Entfernung des Haufens zur Erde bzw. einem dieser entsprechendes Distanzmodul in Erfahrung zu bringen.
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+Nun gilt es die soeben identifizierten Vergleichssterne unseren eigenen Ergebnissen zuzuordnen. Zum darstellen der Sterne, die mit dem unserem //GDL//-Programm identifizierte wurden, steht ein //Python//-Skript (''plot_stars.py'') im Verzeichnis ''~/scripts/n2/'' zur Verfügung. Dieses sollte für die Nutzung in den Ordner kopiert werden, in dem auch das //GDL//-Programm zur Auswertung des jeweiligen Sternhaufens liegt. Danach kann man es zum Beispiel mit dem Text-Editor //kate// öffnen und im oberen Bereich
-Für diesen Schritt steht ein //Python//-Skript (''plot_stars.py'') im Verzeichnis ''~/scripts/n2/'' zur Verfügung. Dieses sollte für die Nutzung in den Ordner kopiert werden, in dem auch das //GDL//-Programm zur Auswertung des jeweiligen Sternhaufens liegt. Danach kann man es zum Beispiel mit dem Text-Editor //kate// öffnen und im oberen Bereich
    # enter full path to your reduced fits-file
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 Nach dem Speichern des //Python//-Skriptes, kann man dieses mit folgendem Befehlt von der Konsole aus ausführen:
-  ./plot_stars.py
+  python plot_stars.py
 Dabei sollte man sich in der Konsole im gleichen Ordner befinden, in den man das Skript kopiert hat. In diesem Ordner findet sich nun eine Grafik mit dem Namen ''starmap.png''. **Diese Abbildung bitte auch an das Protokoll anhängen.** In dieser Grafik sind das Sternfeld des aufaddierten Bildes im Negativ, sowie alle identifizierten Sterne als Markierung zu erkennen. Dieses Bild kann man nun mit den anfangs erwähnten Eichsternen vergleichen. Hat man im Bild einen Stern identifiziert, zu dem man in //Simbad// die Helligkeiten im V- und B-Band feststellen konnte, so kann man die Nummer der Markierung im Bild ''starmap.png'' notieren und in der Datei ''stars.dat'' die entsprechenden Helligkeiten des Sterns in den eigenen Aufnahmen unter dieser Nummer finden. Die Sterne in der Datei ''stars.dat'' sind auch nach aufsteigenden Y Werten sortiert, sodass man sich auch die Position des Sterns im Bild heraussuchen kann, welches als Hintergrund für die star map verwendet wurde. Diese Methode ist vielleicht besser geeignet, wenn man sehr viele Sterne in seinem Bild identifiziert hat und es somit sehr unübersichtlich ist.
-Aus der Differenz dieser Werte eines Sterns mit den //Simbad//-Daten ergibt sich die Eichkonstante. Dieser Vorgang wird für 3-4 Sterne wiederholt und anschließend wird der Mittelwert der Eichkonstanten gebildet, wobei die Streuung 0.1 mag nicht übersteigen sollte.
+Aus der Differenz dieser Werte eines Sterns mit den //Simbad//-Daten ergibt sich die Eichkonstante. Dieser Vorgang wird für 5-6 Sterne wiederholt und anschließend wird der Mittelwert der Eichkonstanten gebildet, wobei die Streuung 0.1 mag nicht übersteigen sollte.
 ==== 2. Alternative ====
-Man hat auf separaten Aufnahmen, jedoch in möglichst guter zeitlicher und räumlicher Nähe einen Vergleichsstern aufgenommen, dessen Magnituden bekannt sind. Dann müssen diese Aufnahmen in genau der gleichen Weise ausgewertet werden wie die Sternfeldaufnahmen. Zusätzlich ist in diesem Fall zu beachten, dass die Magnituden auf eine einheitliche Belichtungszeit
+Man hat auf separaten Aufnahmen, jedoch in möglichst guter zeitlicher und räumlicher Nähe einen Vergleichsstern aufgenommen, dessen Magnituden bekannt sind. Dann müssen diese Aufnahmen in genau der gleichen Weise ausgewertet werden wie die Sternfeldaufnahmen. Zusätzlich ist in diesem Fall zu beachten, dass die Magnituden auf eine einheitliche Belichtungszeit bezogen werden. Hat man also die aufaddierten visuellen Bilder insgesamt 440 Sekunden belichtet, dividiert man ''fluxv'' durch 440 (vor der Umrechnung in Magnituden) und bezieht so den Fluss auf 1 Sekunde (''fluxb = fluxb / 440''). Das gleiche geschieht mit den Belichtungen des Vergleichssterns. Am Ende wird wieder die Tabelle der Magnituden so um additive Konstanten verändert, dass sich für den Vergleichsstern die Sollwerte für ''bmag'' und ''vmag'' ergeben.
-bezogen werden. Hat man also die aufaddierten visuellen Bilder insgesamt 440 Sekunden belichtet, dividiert man ''fluxv'' durch 440 (vor der Umrechnung in Magnituden) und bezieht so den Fluss auf 1 Sekunde (''fluxb = fluxb / 440''). Das gleiche geschieht mit den Belichtungen des Vergleichssterns. Am Ende wird wieder die Tabelle der Magnituden so um additive Konstanten verändert, dass sich für den Vergleichsstern die Sollwerte für ''bmag'' und ''vmag'' ergeben.
+\\
+\\
+\\
 Nachdem nun die Eichwerte für das FHD bestimmt wurden, kann man diese im //GDL//-Programm von den berechneten
 vorläufigen Magnituden abziehen:
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   magvkal = magv - veich
-Mit diesen Werten könnt ihr bereits ein FHD plotten. Auf der Abszisse steht dort allerdings die Differenz der Magnituden, also
+Mit diesen Werten könnt ihr nun ein kalibriertes FHD mit euren scheinbaren Magnituden plotten. Hierfür brauchen wir noch die Farbe, daher ergänzen wir noch die Zeile:
-ergänzen wir noch die Zeile:
   magbminusv = magbkal - magvkal
-Beim Vergleich mit der Literatur wird euch allerdings auffallen, dass die Hauptreihe verschoben scheint. Dieser entsteht durch die interstellare Materie, die sich auch zwischen den Sternen unserer Milchstrasse befindet. Wie alle andere Materie auch, kann sie durch Licht angeregt werden. Diese Energie gibt sie später wieder ab, allerdings nicht auf derselben Wellenlänge, sondern niederenergetischer, also auf der roten Seite des Spektrum. Man spricht daher bei diesem Effekt auch von Rötung, nicht zu verwechseln mit der Rotverschiebung:
+==== Rötung & absolute Magnituden ====
+Beim Vergleich eures scheinbaren FHDs mit der Literatur wird euch allerdings auffallen, dass die Hauptreihe verschoben scheint. Dieser entsteht durch die interstellare Materie, die sich auch zwischen den Sternen unserer Milchstrasse befindet. Wie alle andere Materie auch, kann sie durch Licht angeregt werden. Diese Energie gibt sie später wieder ab, allerdings nicht auf derselben Wellenlänge, sondern niederenergetischer, also auf der roten Seite des Spektrum. Man spricht daher bei diesem Effekt auch von Rötung, nicht zu verwechseln mit der Rotverschiebung:
 $(B-V)_{0} = (B-V) - E_{(B-V)}$
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 In der Sonnenumgebung wird $R_V$ oft auf 3.1 gesetzt (Seaton 1979). Damit muss also nur noch der Wert für $E_{(B-V)}$ bekannt sein, um die nötigen Korrekturen komplett durchzuführen, indem man die obigen Formeln in //GDL//-Code übersetzt. Entsprechende Werte findet ihr via //Simbad// über die mit einem Objekt assoziierten Paper (Veröffentlichungen) oder direkt über Datenbanksuche bei //[[http://viz-old.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-2|VizieR]]//. Vergesst in jedem Fall nicht, den benutzten Wert und die genaue Quelle (d.h. in der Regel das direkt benutzte oder zu einem //VizieR//-Eintrag gehörende Paper) in eurem Protokoll anzugeben.
-Um nun das endgültige FHD mit dem //gnuplot//-Skript zu plotten, ist es erneut nötig, die Daten in eine Datei zu schreiben. Dazu kann die bereits verwendete "cmd.dat" überschrieben werden:
+Abschließend sollten noch die scheinbaren Magnituden in absolute Magnituden konvertiert werden, damit später ein Vergleich mit Isochronen möglich ist. Hierfür muss das entsprechend Distanzmodul oder die Entfernung des Sternhaufens aus Papern (Veröffentlichungen) herausgesucht werden und die entsprechende Korrektur vorgenommen werden.
+Um nun das endgültige FHD mit dem //Python//-Skript zu plotten, ist es erneut nötig, die Daten in eine Datei zu schreiben. Dazu kann die bereits verwendete "cmd.dat" überschrieben werden:
   openw, 3, 'cmd.dat'
@@ Zeile 462: / Zeile 465: @@
 === Ausgabe mit Python inklusive Isochronen ===
+{{section>deng:praktikum:a12:python#Deutsch&noheader}}
 Wie oben bereits beschrieben, kann die geänderte Datei "cmd.dat" mit dem Skript ''plot_cmd.py'' wie folgt geplottet werden:
   python plot_cmd.py