de:praktikum:photometrie

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de:praktikum:photometrie [2021/04/06 16:28] – [1. Alternative] rhainichde: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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 Nun kann das FHD (englisch: color magnitude diagram, CMD) geplottet werden, also die visuelle Magnitude über der Differenz aus blauer und visueller Magnitude. 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'   openw, 1, 'cmd.dat'
   for i=0,225 do printf,1,i,(bmag[i]-vmag[i]),vmag[i]   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 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.  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. 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 ===== ===== 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 ==== ==== 1. Alternative ====
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 Nach dem Speichern des //Python//-Skriptes, kann man dieses mit folgendem Befehlt von der Konsole aus ausführen: 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. 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.
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 ==== 2. Alternative ==== ==== 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 Nachdem nun die Eichwerte für das FHD bestimmt wurden, kann man diese im //GDL//-Programm von den berechneten
 vorläufigen Magnituden abziehen: vorläufigen Magnituden abziehen:
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   magvkal = magv - veich   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   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:
  
 $(B-V)_{0} = (B-V) - E_{(B-V)}$ $(B-V)_{0} = (B-V) - E_{(B-V)}$
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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. 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'   openw, 3, 'cmd.dat'
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 Wie oben bereits beschrieben, kann die geänderte Datei "cmd.dat" mit dem Skript ''plot_cmd.py'' wie folgt geplottet werden: Wie oben bereits beschrieben, kann die geänderte Datei "cmd.dat" mit dem Skript ''plot_cmd.py'' wie folgt geplottet werden:
  
-  ./plot_cmd.py+  python plot_cmd.py
  
 Das Skript ''plot_cmd.py'' bietet auch die Möglichkeit an Isochronen zu plotten. Diese müssen zunähst im Internet recherchiert werden, was jedoch kein großes Problem darstellen sollte, da viele Webseiten die sich Sternentwicklung beschäftigen diesen Service anbieten. Die Variablen des Skripts müssen entsprechend der Struktur der Isochrondateien angepasst werden. Das Skript erwartet darüberhinaus, dass die einzelnen Isochronen jeweils in eigenen Dateien in einem gemeinsamen Ordner abgelegt wurden.   Das Skript ''plot_cmd.py'' bietet auch die Möglichkeit an Isochronen zu plotten. Diese müssen zunähst im Internet recherchiert werden, was jedoch kein großes Problem darstellen sollte, da viele Webseiten die sich Sternentwicklung beschäftigen diesen Service anbieten. Die Variablen des Skripts müssen entsprechend der Struktur der Isochrondateien angepasst werden. Das Skript erwartet darüberhinaus, dass die einzelnen Isochronen jeweils in eigenen Dateien in einem gemeinsamen Ordner abgelegt wurden.  
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  • von rhainich