Studienarbeit - Komet 17P/Holmes
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Studienarbeit
- Komet 17P/Holmes -
Natalie Lewandowski1 Inga Nielsen2
31. Oktober 2008
Diese Studienarbeit wurde 2008 an der Hamburger Sternwarte durchgeführt und
befasst sich mit der zeitlichen Entwicklung des Kometen 17/P Holmes.
1 natalie.lewandowski@hs.uni-hamburg.de
2 inga.nielsen@hs.uni-hamburg.de
1
Inhaltsverzeichnis
1 Motivation und Ziel der Studienarbeit 3
2 Theoretischer Hintergrund 3
2.1 Kometen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3
2.1.1 Kometenbahnen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3
2.1.2 Bezeichnungen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5
2.1.3 Aufbau . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5
2.1.4 Koma . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
2.1.5 Schweif . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
2.1.6 Entstehung . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
2.2 17/P Holmes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
2.2.1 Grundlagen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
2.2.2 Entdeckung von 17/P Holmes . . . . . . . . . . . . . . . 8
2.2.3 Helligkeitsausbruch 2007 . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
2.3 Charge-Coupled Device (CCD) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
2.3.1 Funktionsweise und Aufbau von CCD-Bildsensoren . . . 10
2.3.2 Spektrale Empfindlichkeit . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
2.4 CCD-Fehler . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
2.4.1 Punktfehler . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
2.4.2 Clusterfehler . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
2.5 Spaltenfehler . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
2.6 CCD-Sensortypen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
2.6.1 Full-Frame-CCD . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
2.6.2 Frame-Transfer-CCD . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
2.6.3 Interline-Transfer-CCD . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
2.6.4 Frame Interline Transfer-CCD . . . . . . . . . . . . . . . 15
2.6.5 Bauformen von CCD-Sensoren . . . . . . . . . . . . . . 16
2.6.6 Anwendungsbereiche von CCD-Sensoren . . . . . . . . . 16
2.7 Das OLT . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
2.8 Die Bilddateien . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
3 Die Messungen 22
3.1 Der Himmelsmonitor . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
3.2 Die Beobachtungen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
4 Auswertung 23
4.1 Datenreduktion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
4.1.1 Darkframe-Subtraction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
4.1.2 Flatfield-Reduktion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24
4.2 Reduzierung des Bildrauschens . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
4.3 Bildbearbeitung . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27
4.3.1 Digitale Filter in der Astronomie . . . . . . . . . . . . . . 27
2
4.3.2 Unscharfe Maskierung . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
4.3.3 DDP-Filter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
4.3.4 Larson-Sekanina Filter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
4.4 Arbeiten mit FitsWork . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
4.4.1 Arbeiten mit Photoshop und fits-Liberator . . . . . . . . . 33
5 Eigenbewegung des Kometen 41
5.1 False Nucleus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49
5.2 Symmetrie der Kernregion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
6 Schlussbemerkung 58
3
1 Motivation und Ziel der Studienarbeit
Der Komet 17P/Holmes hat im Jahre 2007 ein beeindruckendes Naturschauspiel
am Himmel präsentiert. Innerhalb kürzester Zeit steigerte er seine Helligkeit um
das 500 000 fache des gewöhnlichen Wertes und konnte sogar mit bloßem Auge
am Himmel beobachtet werden. Die Gründe für diesen Helligkeitsausbruch sind
nicht eindeutig geklärt.
Das Ziel dieser Studienarbeit ist die Analyse der morphologischen Eigenschaften
von 17P/Holmes. Darunter fällt die Untersuchung der Strukturen in der Koma des
Kometen. Es wird die Entwicklung der Koma nach dem Helligkeitsausbruch be-
trachtet und nach radialen und azimutalen Inhomogenitäten in der Komaverteilung
gesucht. Zudem wird eine Analyse von möglichen Strukturen im Kometennukleus
durchgeführt.
2 Theoretischer Hintergrund
2.1 Kometen
2.1.1 Kometenbahnen
Die meisten Kometen haben eine stark elliptische Bahn. Sie gelangen von fernen
Außenbereichen des Sonnensystems bis in nächste Sonnennähe. Die Dauer der
Umlaufbahnen definiert 4 Kategorien:
Kurzperiodische Kometen
Kurzperiodische Kometen haben Umlaufdauern von weniger als 200 Jahren. Sie
bewegen sich häufig in der Ebene des Sonnensystems und in Umlaufrichtung der
Planeten. Sie gelangen dabei in ihrem sonnenfernsten Punkt zu den äußeren Pla-
neten. Der Halley’sche Komet zum Beispiel hat sein Aphel etwas außerhalb der
Neptun-Bahn, wobei es auch kurzperiodische Kometen gibt, die nicht über die
Jupiter-Bahn hinaus kommen. Es wird weiterhin unterschieden zwischen Kome-
ten der Jupiter-Familie (Umlaufdauern von weniger als 20 Jahren) und Kometen
der Halley Familie(zwischen 20 und 200 Jahren).
Langperiodische Kometen
Langperiodische Kometen haben eine starke Exzentrizität und Umlaufzeiten von
200 bis hin zu millionen von Jahren. Sie bewegen sich nicht notwendigerweise in-
nerhalb der Ebene des Sonnensystems.
Es kommt vor, dass diese Kometen von großen Kometen abgelenkt werden und
dauerhaft aus dem Sonnensystem befördert werden. Diese Kometen gelten nicht
mehr als langperiodische Kometen.
Aperiodische Kometen
Aperiodische Kometen haben hyperbolischen oder parabolischen Bahnen, die auf-
4
grund der Bahngeometrie der Sonne nur einmal nahe kommen.
Periodische Kometen
Diese Kategorie schließt alle Kometen ein, die eine periodische Umlaufbahn um
die Sonne haben, was alle langperiodischen und alle kurzperiodischen Kometen
betrifft.
Während man davon ausgeht, dass kurzperiodische Kometen ihren Ursprung
im Kuiper-Gürtel finden, wird der Herkunftsort der langperiodischen Kometen in
der Oort’schen Wolke vermutet.
Der Kuiper-Gürtel ist eine Scheibe kleinerer Objekte jenseits der Neptun-Bahn.
Die Oort’sche Wolke befindet sich weiter draußen und stellt eine sphärische Hülle
um das Sonnensystem dar. Sie ist im Vergleich zu den Ausmaßen des übrigen Son-
nensystems sehr groß und reicht bis zu 100.000 AU hinaus, was 1,6 Lichtjahren
entspricht(Zum Vergleich: der nächste Stern, Alpha Centauri ist etwa 4,3 Lichtjah-
re entfernt).
Abbildung 1: Darstellung des Kuiper-Gürtels und der Oort’sche Wolke. Beide deh-
nen sich weit in den interstellaren Raum aus.
5
2.1.2 Bezeichnungen
Bei der seit 1995 gängige Bezeichnungsweise für Kometen wird bei der Entdeckung
dem Jahr ein Buchstabe für das Halbmonatliche Intervall und eine Nummer für die
Reihenfolge der Entdeckung(innerhalb dieses Zeittraums) hinzugefügt. Weiterhin
kann der Name des Entdeckers beigefügt und eine Zahl, falls es mehrere Kometen
von diesem Entdecker gibt. Die Art des Kometen wird durch einen Präfix darge-
stellt. Mit P werden kurzperiodische Kometen bezeichnet, mit C langperiodische,
mit D nicht mehr existierende Kometen und mit A Asteroiden. Zum Beispiel er-
hält der Komet Holmes die Bezeichnung 17/P Holmes(17 ist seine Nummer), aber
auch alternativ 1892V1 und einige mehr. Dabei ist 1892 das Entdeckungsjahr und
V bezeichnet die erste Monatshälfte des November. 1 Steht hier für die Nummer
der in diesem Zeittraum entdeckten Kometen, wobei dieser der erste ist.
2.1.3 Aufbau
Der Kern
Der Kometenkern besteht aus Wassereis, Trockeneis, CO-Eis, Methan und Ammo-
niak mit Beimengungen aus meteoritenähnlichen kleinen Staub- und Mineralien-
teilchen (zum Beispiel Silikate, Nickeleisen)und aus organischen Molekülen.
Geringe Schwerkraft und niedrige Temperaturen konservieren die Moleküle so,
wie sie bei der Entstehung unseres Sonnensystems vorlagen.
Sind Kometen weit von der Sonne entfernt, bestehen sie nur aus dem Kern. Man
bezeichnet sie aufgrund ihrer Zusammensetzung auch teils als Schmutzige Schnee-
bälle.
Die Beobachtungen der Deep Impact Mission haben gezeigt, dass (zumindest in
den Außenbereichen des Kerns des untersuchten Kometen Tempel 1) die festen
Bestandteile gegenüber den flüchtigen Elementen überwiegen, so dass die Be-
zeichnung snowy dirtball zutreffend erscheint. Aus Beobachtungen der Raumson-
de Giotto am Kometen Halley weiß man, dass der Komet von einer schwarzen
Kruste umgeben ist, die nur zirka 4 Prozent des Lichts reflektiert.
Gas entweicht nur an kleinen Regionen des Kernes, wodurch man davon ausgeht,
dass die Oberfläche von einer Art Gesteinsschutt gebildet wird, der aus Gesteins-
brocken besteht, die zu schwer sind, um die gravitative Anziehung des Kerns zu
überwinden.
Dies gilt für kurzperiodische Kometen und da 17P/Holmes ein solcher ist, ist an-
zunehmen, dass er ebenfalls eine solche Kruste besitzt.
Giotto entdeckte auch winzige Partikel, die reich an den Elementen Kohlenstoff,
Wasserstoff, Sauerstoff und Stickstoff sind und deswegen auch CHON-Partikel ge-
nannt werden. Diese könnten aus einer dünnen Kruste stammen, die die Oberfläche
des Kerns überzieht und damit die niedrige Albedo erklären würde.
6
2.1.4 Koma
Sobald ein Komet bei der Annäherung an die Sonne in einen Abstand von etwa 5
AU von der Sonne kommt, bildet sich die schalenförmige Koma, die in Kernnähe
auch strahlenartige Strukturen zeigt.
Sie entsteht durch Sublimation leicht flüchtiger Substanzen auf der sonnenzuge-
wandten Seite, die ins Eis eingebettete Staubteilchen mitreißen. Nach den Beob-
achtungen der Sonde Giotto findet diese Sublimation nur an etwa 10 bis 15 Prozent
der Kometenoberfläche statt, die flüchtigen Substanzen entweichen offenbar nur an
brüchigen Stellen der schwarzen Kruste. Die an diesen Orten entweichenden Mo-
leküle bilden die innere Koma.
Durch weitere Aufheizung, Ionisation und Zerfall von Molekülen vergrößert sich
die Koma weiter und bildet die schließlich sichtbare Hülle aus Ionen und Radi-
kalen. Diese wird noch von einem im Ultravioletten strahlenden atomaren Was-
serstoffhalo umgeben, der auch UV-Koma genannt wird und beim Kometen Hale-
Bopp 1997 einen Durchmesser von 150 Millionen Kilometern erreichte. Da die
atmosphärische Ozonschicht für die UV-Strahlung undurchlässig ist, kann die UV-
Koma nur mit Satelliten untersucht werden.
2.1.5 Schweif
Die gelösten Bestandteile des Kometen, die sich in der Koma befinden, werden
durch Strahlungsdruck und Sonnenwind ’weggeblasen’, so dass sich etwa ab inner-
halb der Marsbahn ein Schweif ausbildet, genaugenommen sogar zwei Schweife:
Typ I Schweif:
Ein schmaler, lang gestreckter Schweif, der im Wesentlichen aus ionisierten Mole-
külen besteht und auch Plasmaschweif genannt wird. Für diese Teilchen reicht der
Strahlungsdruck als Erklärung nicht aus, hier wirkt der Sonnenwind mit.
Typ II Schweif:
Ein diffuser, gekrümmter Schweif, der auch Staubschweif genannt wird. Die klei-
nen Staubteilchen, die diesen Schweif bilden, werden durch den Strahlungsdruck
der Sonne beeinflusst, dessen Wirkung durch eine Aufspaltung in zwei Komponen-
ten erklärt werden kann.
Eine radiale Komponente, die der Gravitationskraft entgegengerichtet ist und wie
diese quadratisch mit der Entfernung zur Sonne abnimmt. Die Staubteilchen bewe-
gen sich deshalb auf ’Pseudo-Keplerbahnen’, die sich für Staubteilchen verschie-
dener Größe unterscheiden, da der Strahlungsdruck von der Querschnittsfläche der
Teilchen abhängig ist. Dies führt zu einer relativ starken Auffächerung des Staub-
schweifs im Vergleich zum Plasmaschweif.
Die andere wirkende Komponente des Strahlungsdruckes ist der Bewegungsrich-
tung der Staubteilchen entgegengerichtet und führt zu einer Abbremsung der Teil-
7
chen, die größer als die Wellenlänge des Lichtes sind, das heißt, größer als etwa
0,5 µm.
Diese Teilchen bewegen sich langfristig genauso wie der sonstige interplanetare
Staub auf Spiralbahnen Richtung Sonne (Poynting-Robertson-Effekt).
Typ III Schweif:
Sehr selten, bei besonderen Bahnkonstellationen, ist ein Gegenschweif sichtbar.
Hierbei handelt es sich jedoch nicht um einen eigenständigen Schweif, sondern
nur um einen geometrischen Projektionseffekt: Wenn sich die Erde zwischen Son-
ne und Komet hindurchbewegt, ragt ein Teil des Staubschweifs, bedingt durch sei-
ne Krümmung, scheinbar über den Kometenkopf hinaus.
Der Materialverlust eines Kometen wurde bei ’neuen’ Kometen, die das erste
Mal in Sonnennähe kommen, auf etwa 10 bis 50 Tonnen pro Sekunde geschätzt,
nach mehrfacher Sonnenannäherung sinkt der Masseverlust auf weniger als 0,1
t/s. Diese geringen Materiemengen von maximal 0,03 bis 0,2 Prozent der Kome-
tenmasse pro Sonnendurchgang bedeuten, dass die Schweife nur eine sehr gerin-
ge Dichte aufweisen. Die enorme Helligkeit der Schweife erklärt sich im Falle
des Staubschweifs durch die große Gesamtoberfläche der mikroskopisch kleinen
Staubteilchen, im Plasmaschweif trägt sogar jedes Atom bzw. Molekül zur Leucht-
kraft bei. Dies führt im Vergleich zur Größe des Kometenkerns zu einer Erhöhung
der Leuchtkraft um viele Größenordnungen.
2.1.6 Entstehung
Der hohe Anteil an leicht flüchtigen Substanzen wie zum Beispiel Wasser und Koh-
lenmonoxid bedeutet, dass die Kometenkerne im äußeren Bereich des Sonnensy-
stems entstanden sein müssen.
Die Planetesimale aus dem Bereich der äußeren Planeten, die nicht durch die Gas-
riesen aufgesammelt wurden, wurden dabei zu einem großen Teil so stark gestreut,
dass sie das Sonnensystem verließen. Nur etwa 10 Prozent dieser gestreuten Kör-
per bilden die Oort’sche Wolke. Die Objekte jenseits der Neptunbahn unterlagen
diesem Streuprozess nicht und bilden den Kuipergürtel(vergl. Abb. 1).
Die Kometen verlieren mit jedem Umlauf um die Sonne einen kleinen Teil ihrer
Masse. Bei diesen Masseverlusten handelt es sich vor allem um die flüchtigen Be-
standteile der äußeren Schicht, sodass sie nach einigen hundert Sonnenumläufen
kaum noch als Kometen zu erkennen sind. Diese Zeitspanne ist deutlich kürzer
als das Alter des Sonnensystems. Die langperiodischen Kometen werden zudem
bei ihrer Durchquerung des inneren Bereichs des Sonnensystems von den großen
Planeten, vor allem durch Jupiter, so stark gestreut, dass sie nur für wenige Durch-
gänge als ehemalige Mitglieder der Oortschen Wolke identifiziert werden können.
Es ist also ein Mechanismus notwendig, der die heute noch sichtbaren Kometen
aus ihren sonnenfernen Bahnen in Sonnennähe bringt. Für die kurzperiodischen
8
Kometen aus dem Kuipergürtel vermutet man hierfür Kollisionen von Kuipergür-
telobjekten, wodurch Bruchstücke ins Innere des Sonnensystems gelangen. Der
Streuprozess langperiodischer Kometen ist noch nicht bekannt.
Quellen:
1. Wikipedia
2. Unsöld, Baschek - Der Neue Kosmos
2.2 17/P Holmes
2.2.1 Grundlagen
Der Komet 17/P Holmes ist ein kurzperiodischer Komet. Er durchquert mit einer
Periode von 6,9 Jahre unser Sonnensystem. Dabei kommt er auf seiner ellipsenför-
migen Bahn der Sonne nie näher als der Mars. Seine Bahn verläuft zwischen dem
Mars und dem Jupiter. Er gehört damit zur Jupiter-Familie, d.h. zur Gruppe von
ca. 70 kurzperiodischen Kometen, die ihr Aphel in der Nähe der Bahn des Jupiter
erreichen und durch Bahnstörungen durch die Gravitation des Jupiter enstanden
sind.
2.2.2 Entdeckung von 17/P Holmes
Holmes wurde am 6. November des Jahres 1892 von Edwin Holmes, einem briti-
schen Amateurastronomen, entdeckt. Zur damaligen Zeit befand er sich im Stern-
bild Andromeda und konnte während des gesamten Monats beobachtet werden. Ab
Mitte Januar des Jahres 1893 war er nur noch ein Objekt 10.Größenklasse. Auf-
grund seiner Bahn ist seine Entdeckung einem Helligkeitsausbruch zu verdanken.
In der Zeit von 1899 und 1906 blieb er ein lichtschwaches Objekt, das nur schwer
aufgefunden werden konnte. Ab 1906 konnte er nicht mehr aufgefunden werden
und galt als verschollen bis seine Bahn 1963 neu berechnet und er im Jahre 1964
aufgrunddessen wiedergefunden wurde. Seitdem wurde er regelmäßig beobachtet.
2.2.3 Helligkeitsausbruch 2007
Im Oktober des Jahres 2007 konnte ein ungewöhnlicher Helligkeitsausbruch von
17/P Holmes beobachtet werden. Zunächst erreichte er am 4.Mai 2007 sein Aphel
und seine Helligkeit fielen danach auf unter 16 mag ab. Am Morgen des 24.Okto-
ber 2007 wurde bemerkt, dass Holmes viel heller war als erwartet. Es wurde eine
Helligkeit von 7,1 mag geschätzt.
Nach einigen Stunden hatte das Objekt die 4.Größenklasse erreicht und konnte be-
reits mit bloßen Auge beobachtet werden. Nach weiteren 6 Stunden wurde bereits
eine Helligkeit von 2,8 mag angegeben und in der Nacht vom 24. zum 25. Oktober
2007 wurden 2,6 mag gemeldet.
Seit dem Helligkeitsausbruch war die Helligkeit von Holmes um das 500 000fache
gestiegen und der Durchmesser seiner Koma hatte mit einer Geschwindigkeit von
9
97000 km/Tag zugenommen was einer Änderung des Radius um 0,56 km/s ent-
sprach ( Stand 7. November 2007 ).
Zur Zeit des 9. November 2007 stellte Holmes bereits das hellste Objekt im Son-
nensystem nach der Sonne dar. Die Ursachen des Ausbruchs sind noch ungeklärt.
Es wird vermutet, dass er durch einen Zusammenstoß mit einem größeren Fels-
brocken verursacht worden sein könnte.
Außerdem wird ein aufbrechen der Oberfläche, oder gar des Kometenkerns als
möglicher Auslöser in Betracht gezogen. Da bei so einem Ereignis viel Staub frei-
gesetzt wird, könnte eine Bestätigung des letzteren in spektroskopischen Analysen
liegen, die zeigen, dass das Sonnenlicht vom Staub reflektiert wird.
Ein konkreter Auslöser für den freigesetzten Staub konnte jedoch bis jetzt noch
nicht ausfindig gemacht werden.
Abbildung 2: Umlaufbahn des Kometen 17/P Holmes. Quelle: nasa.gov
Quellen:
1. Wikipedia
2. Sterne und Weltraum(Ausgabe 3, 2008)
3. NASA-Horizons
2.3 Charge-Coupled Device (CCD)
Der Begriff bedeutet übersetzt ‘ladungsgekoppeltes Bauteil’. Es handelt sich dabei
um ein integriertes elektronisches Bauteil zur Datenspeicherung, das von Willard
Boyle und George Smith in den Bell Laboratories im Jahre 1969 entwickelt wurde.
Als erkannt wurde, dass es sich um ein sehr lichtempfindliches Bauteil handelt
(eingestrahlte Lichtmenge proportional zum Signal), wurde es ab 1970 verstärkt in
Form von Sensoren gebaut.
10Ab 1975 wurden die ersten CCD-Sensoren für Fernsehkameras hergestellt und ab
1983 auch in der Astronomie verwendet.
2.3.1 Funktionsweise und Aufbau von CCD-Bildsensoren
Ein Sensor dieser Art besteht aus einer Matrix lichtempfindlicher Zellen, sogenann-
ter Pixel (’picture elements’). Diese Pixel können quadratisch, oder rechteckig sein
und haben meistens eine Kantenlänge von 5 bis 20µ.
Die Lichtempfindlichkeit eines CCD-Sensors ist höher, je größer seine Fläche ist.
Ein kleiner Chip führt wiederum aber zu einer niedrigeren Bildauflösung.
CCD-Bildsensoren bestehen meistens aus einem dotierten Halbleiter (z.B. Si-
lizium) mit einer optisch transparenten isolierenden Schicht darüber.
Auf dieser Schicht sind Elektroden aus einem leitfähigen, aber optisch transparen-
ten Material angebracht.
Bei Anlegen von z.B. einer positiven Spannung an einen p-dotierten Halbleiter, ent-
steht ein Gebiet niedriger Ladungsträgerkonzentration unterhalb der Isolierschicht.
Wenn jetzt Photonen auf die Bandlücke des Halbleiters treffen, können sie, wenn
ihre Energie größer als die der Bandlücke des Halbleiters ist, Elektronen vom Va-
lenz - ins Leitungsband anheben, wodurch Löcher im Valenzband entstehen (inne-
rer photoelektrischer Effekt).
Die Minoritätsladungsträger (Elektronen beim p-dotierten Halbleiter) sammeln sich
dann in einer Speicherzelle, dem Potentialtopf, während die dazugehörigen Majo-
ritätsladungsträger (Löcher) ins Innere des Halbleiters abfliessen. Die Menge der
erzeugten Ladungen ist dabei proportional zur eingestrahlten Lichtmenge.
11Abbildung 3: Halbleiter Bändermodell.
Nach der Belichtung werden die gespeicherten Ladungen nach dem ’Eimerket-
tenprinzip’ schrittweise in Form von Ladungspaketen von einem Sensor zum näch-
sten weitergegeben. Sie erreichen danach den Ausleseverstärker, der eine von der
Ladung und dadurch auch Lichtmenge abhängige elektrische Spannung ausgibt.
Das Ausgangssignal des CCD-Sensors entspringt somit einer Serienschaltung und
die Ladungen der einzelnen Pixel weden nacheinander ausgegeben (siehe ’Spek-
trale Empfindlichkeit’).
Damit es während des Schiebevorgangs nicht zu Bildverfälschungen durch
Aufnahme von Ladungen aufgrund von (ungewollter) Belichtung kommt, wurden
im Laufe der Zeit verschiedene Anordnungen entwickelt (siehe ’CCD-Sensortypen’).
Inzwischen ist der Aufbau des CCD-Sensors verbessert worden, so dass im
Halbleiter unter dem Isolator eine Schicht mit entgegengesetzter Dotierung ange-
bracht worden ist und sich die erzeugten Minoritätsladungsträger im Innern des
Halbleiters ansammeln und nicht mehr direkt an der Grenzfläche zwischen Isolator
und Halbleiter (’buried channel’). Somit können keine Ladungen an dieser Grenze
eingefangen werden.
Der Vorteil von Buried Channel CCD´s liegt vor allem im geringeren Rausch-
verhalten und einem besseren Ladungstransfer. Der Nachteil spiegelt sich in der
12geringeren Anzahl gespeicherter Ladungsträger pro Pixel (geringere Quanteneffi-
zienz) wieder.
2.3.2 Spektrale Empfindlichkeit
Die spektrale Empfindlichkeit (Quanteneffizienz: Anzahl produzierter Elektronen
pro einfallendem Photon in Abhängigkeit von der Wellenlänge) ist bei einigen
CCD-Chips im infraroten Bereich größer als die des menschlichen Auges, bzw.
einer Fotoemulsion. Sie ist maximal im Bereich der Hα-Linie bei λ = 635 nm.
Abbildung 4: Quanteneffizienz eines CCD
Die Empfindlichkeit bei höheren Frequenzen kann je nach Bedarf auf verschie-
dene Arten und Weisen gesteigert werden. Eine Möglichkeit ist den CCD-Chip mit
einer feinen, fluoreszenten Farbschicht zu beschichten, so dass bei Anregung im
ultravioletten Bereich ein grüner Wiederschein des Chips entsteht. Da der Chip
in diesem Spektralbereich bereits wieder empfindlich ist, wird damit das Problem
umgangen (weitere Möglichkeiten siehe Quellenangaben).
Der Vorteil der größeren spektralen Empfindlichkeit eines CCD-Chips (v.a. im
NIR) liegt u.a. in der Möglichkeit Objekte bis zur ungefähr 17.Größenklasse auch
mit kleinen Amateurteleskopen aufzunehmen.
13Abbildung 5: Zunahme der Empfindlichkeit eines CCD
Quellen:
1.’A Pracitcal Guide to CCD Astronomy’, Patrik Martinez Alain Klotz (1998)
2.’The Art and Science of CCD Astronomy’, David Ratledge (1997)
3. http://www.sternwarte-drebach.de/spektren.html
4. http://www.wfs.be.schule.de/pages/AGAstrofoto/ccd/ccd.html
2.4 CCD-Fehler
Unter CCD-Fehlern versteht man Pixelfehler des CCD-Chips. D.h. Pixel die anders
auf auftreffendes Licht reagieren als die restlichen. Wie groß die Abweichungen
sein müssen, damit ein Pixel als defekt gilt, hängt von der Bauart des jeweiligen
CCD-Chips ab ( siehe weiter unten ). Im Wesentlichen unterscheidet man drei Ar-
ten von Pixelfehlern:
2.4.1 Punktfehler
Darunter versteht man Pixel, die entweder dunkler sind (’dark pixels’), oder hel-
ler als die restlichen (’bright pixels’). Bei dunklen Pixeln muss der aufgezeichnete
14Dunkelstromfluss größer sein als 6 Prozent des eigentlichen Stromflusses. Dadurch
erscheint der Pixel dunkler als der Rest.
Die hellen Pixel haben einen spezifischen Dunkelstromwert. Je nach Art des CCD-
Chips liegt er in einem Bereich von 3 bis 5 Prozent des Dunkelstromes.
2.4.2 Clusterfehler
Dabei handelt es sich um eine Ansammlung von maximal 5 aufeinanderfolgenden
Punktfehlern.
2.5 Spaltenfehler
Als Spaltenfehler wird im Allgemeinen eine Ansammlung von mehr als 5 aufein-
anderfolgenden Punktfehlern innerhalb einer Spalte des CCD-Chips bezeichnet. Es
kann sich dabei aber auch um eine Spalte mit einem einzigen dark pixel handeln.
2.6 CCD-Sensortypen
2.6.1 Full-Frame-CCD
Darunter versteht man CCD-Sensoren , die einen mechanischen Verschluss haben,
so dass während der Auslese nicht zusätzliches Licht auf sie fällt. Da dabei die
ganze Fläche abgedeckt wird, erhalten sie die Bezeichnung ’full-frame’.
Diese Art von Sensoren werden im wissenschaftlichen (vor allem astronomischen)
Bereich verwendet.
Ein Nachteil liegt in der hohen Störanfälligkeit des mechanischen Verschlusses.
2.6.2 Frame-Transfer-CCD
Das Spezifische an diesen Sensoren liegt darin, dass die Ladungen nach der Belich-
tung schnell in einen abgedunkelten Bereich des Sensors verschoben werden. Da-
durch kann das gespeicherte Bild in Form von Ladungspaketen nacheinander aus-
gelesen werden. Die Dauer des Verschiebens ist daher sehr viel kürzer als die Be-
lichtungszeit, weil im Bild sonst senkrechte weisse Streifen, sogenannte ’Smears’,
auftreten können. Sie entstehen beim Transport der Ladungen in den abgedunkel-
ten Bereich wenn sie an einer intensiven Lichtquelle vorbeikommen und dadurch
mit belichtet werden.
Aufgrund des abgedunkelten Bereiches haben diese Art von CCD-Sensoren dop-
pelt soviel Zellen wie Bildpunkte und sie müssen auch doppelt so groß wie die
zugehörige Bildgröße sein.
152.6.3 Interline-Transfer-CCD
Bei dieser Art von CCD-Sensor wird die Ladung eines jeden Pixels in eine seitliche
Zwischenspeicherzelle abgelagert. Das geschieht instantan für alle Pixel. Danach
werden alle Ladungen in einen abgedunkelten Streifen, das Transferregister, ver-
schoben und weiter zum Auleseverstärker geleitet. Dadurch kann die Belichtungs-
zeit elektronisch gesteuert werden, indem die Pixel geleert und in das Transferregi-
ster geschoben werden. Daher sind auch sind bei diesen CCD-Sensoren sehr kurze
Belichtungszeiten möglich.
Einen Nachteil dieses Sensortyps stellt die lange Verweildauer der Ladungen in den
Speicherzellen dar, denn diese sind trotz der darin vorhandenen Ladungen dennoch
lichtempfindlich. Dadurch kann es zu Smears kommen wenn durch Beugung von
Lichtwellen zusätzliche Photonen die Speicherzellen erreichen und weitere (Stör-
)Ladungen erzeugen.
2.6.4 Frame Interline Transfer-CCD
CCD-Sensoren dieser Art stellen eine Möglichkeit dar den Smear-Effekt zu umge-
hen, indem die in den Speicherzellen zwischengespeicherten Ladungen schnell in
den abgedunkelten Bereich verschoben werden. Dadurch werden die Pixel nur so-
lange wie nötig dem Licht ausgesetzt (Belichtungszeit elektronisch gesteuert) und
schnell aus dem ’offenen’ Bereich des Sensors ausgelesen.
Ein Nachteil dieser CCD-Sensoren ist, dass pro effektivem Pixel drei Speicherzel-
len notwendig sind. Dadurch sind Sensoren dieser Art teuer im Vegleich zu den
vorherigen.
16Abbildung 6: CCD Schema
2.6.5 Bauformen von CCD-Sensoren
CCD-Chips einerseits sind Bildsensoren mit einer zweidimensionalen Anordnung
von Bildpunkten, bei CCD-Linien andererseits handelt es sich um Zeilensensoren,
die keine Bilder liefern, sondern z.B. in Spektrometern, oder bei Scannern in Su-
permärkten verwendet werden.
2.6.6 Anwendungsbereiche von CCD-Sensoren
Die Anwendungsbereiche von CCD-Sensoren sind sehr vielfältig.
Sie werden vor allem in der Technik und auch im naturwissenschaftlichen Be-
17reich verwendet. Die Produktion von CCD-Sensoren bezieht sich auf den sichtba-
ren Wellenlängenbereich, Nah-Infrarotbereich, UV- und auch für den Röntgenbe-
reich.
Insbesondere in der Astronomie haben sie die Photoplatten ersetzt und ermögli-
chen die Beobachtung sehr lichtschwacher Objekte.
In der Astrofotographie sind sie u.a. in Form von Digitalkameras vertreten. Die
erhöhte Pixelanzahl ermöglicht einen sehr viel brieteren Anwendungsbereich im
Vergleich zu analogen Photoapparaten.
In der Messtechnik werden sie z.B. in Spektroskopen und Bildscannern eingesetzt.
Ein großer Vorteil von CCD-Kameras liegt u.a. in der automatischen Abspeiche-
rung von Datenmaterial und einer möglichen sofortigen Bearbeitung der Bilder
was sowohl in der Forschung als auch in der Industrie eine größere Flexibilität
bzgl. des Arbeitsverlaufes bietet.
2.7 Das OLT
Das Oskar-Lühning-Teleskop (seit 1975, Kuppel+ Montierung 1954) ist eines der
großen Teleskope in Deutschland. Es ist ein Ritchey-Chretien-System, das mit
1.20m Öffnung und 15.60m Brennweite im Cassegrain-Fokus ausgestattet ist.
Ritchey-Chrétien-Cassegrain-Teleskop(Strahlengang siehe Abb. 8) ist ein Spie-
gelteleskop dessen Bauform der des Cassegrain-Teleskops ähnelt.
Bei vielen Spiegelteleskopen(Siehe Abb. 7) kann man zunächst im Primärfokus
oder - durch einen Planspiegel aus dem Rohr herausgelenkt - im Newton-Fokus be-
obachten. Bringt man vor dem Primärfokus einen Konvexspiegel an, erzeugt man
das Bild im Cassegrain-Fokus(Öffnungsverhältnis 1:2 bis 1:1. Öffnungsverhältnis:
Verhältnis von Spiegeldurchmesser und Brennweite) hinter einer Durchbohrung
des Hauptspiegels. Dies ist auch beim OLT der Fall.
18Abbildung 7: Fokusanordnung nach (a) Priämr (P) - und Newton(N)-
Fokus(Öffnungsverhältnis 1:5), (b)Cassegrain-Fokus, (c) Cloudé-Fokus. Quelle:
Baschek
Ritchey-Chrétien-Cassegrains sind Spiegelteleskope bei denen ein Öffnungs-
verhältnis von 1:1 bis 1:7 verwendet und beide Spiegel des Cassegrain-Systems
durch Spiegel mit hyperbolidähnlicher Form ersetzt sind, um ein größeres Ge-
sichtsfeld und eine komafreie Abbildung zu erreichen(Strahlengang siehe Abb. 8).
Komafrei bedeutet dabei frei von Bildfehlern bei denen gegen die optische Achse
geneigte Strahlen nicht in demselben Punkt vereinigt werden, sodass das Bild einer
Punktquelle zu einem ’Kometenschweif’ auseinandergezogen wird.
Ein bekanntes Ritchey-Chrétien-Cassegrain-Teleskop ist beispielsweise das Hub-
ble Space Teleskop.
Abbildung 8: Strahlengang in einem Ritchey-Chrétien-Cassegrain-Teleskop. Quel-
le: Wikipedia
Im Jahr 2000 wurde das Oskar-Lühning-Teleskop vollständig überholt. Es er-
hielt eine moderne CCD-Kamera. Der Chip dieser Kamera ist ein SITe CCD-Chip
19mit 1024x1024 Pixel Auflösung, wobei die Pixel eine Grösse von 24 Mikrometern
haben.
Der auf dem Chip abgebildete Bereich ist 5.4’x5.4’ groß, woraus eine Auflösung
von 0.32”/Pixel resultiert.
Mit dem OLT ist Photometrie in verschiedenen Wellenlängenbereichen möglich.
Es existieren ein Breitband-Johnson-Filter in B, V und R, sowie ein Schmalband-
filter bei 6565 Angstroem (H-α).
Diese Filtersysteme grenzen den betrachteten Wellenlängenbereich ein.
Es ist technisch kaum möglich eine Gesamt-Helligkeit über alle Wellenlängen zu
messen. Teilweise, weil die Erdatmosphäre Teile der Strahlung absorbiert, aber
auch weil die Detektoren über die Wellenlängen nicht gleich empfindlich sind.
Folglich detektiert jede Messung nur einen Bruchteil des Gesamtflusses. Um einen
Wellenlängenbereich isoliert zu betrachten, nutzt man in der Praxis solche Fil-
tersysteme. Die sogenannten Schmalband-Filter haben typische Breiten von 50
Angstroem, während Breitbandfilter eine Breite von ca. 1000 Angstroem haben.
Das verbreitetste System der Breitbandfilter ist das Johnson-System(vergl. Abb.9).
Abbildung 9: Transmissionskurven eines Johnson-Filtersystems. V steht dabei
für ’visual’, B für blau und U für den ultravioletten Anteil des Lichtes. Quelle:
http://www.astro.ljmu.ac.uk/courses/phys134/magcol.html
Der Betrieb des Teleskops wurde durch ein neues Steuerprogramm modernen
Anforderungen angepasst. Über ein Steuerprogramm lässt sich das Teleskop von
den Rechnern an der Sternwarte aus bedienen, aber auch von jedem anderen Ort
20auf der Erde.
Abbildung 10: Das Hauptfenster des Programmes OLT-control, welches das Te-
leskop steuert. Im äußersten rechten Feld ist die betrachtete Sternumgebung zu
sehen. Im rechten der beiden großen Fenster befindet sich das Bild der guide ca-
mera, welche die Mitführung des Teleskops auf einen bestimmten Stern steuert und
zeigt. Im linken Fenster befindet sich das betrachtete Objekt.
21Abbildung 11: das Oskar-Lühning-Teleskop
Quellen:
1. OLT-Manual
2. Unsöld Baschek - Der Neue Kosmos
3. Wikipedia
4. http://www.astro.ljmu.ac.uk/courses/phys134/magcol.html
2.8 Die Bilddateien
Die Bilddateien die das Steuerprogramm erstellt, sind im fits-Format. Flexible
Image Transport System ist ein Format, das nicht nur Bilddateien, sondern auch
andere wissenschaftliche Daten speichert. Es wurde speziell für wissenschaftliche
22Zwecke entwickelt und kann photometrische Daten beschreiben, wie Spektren oder
Bilder, aber auch Tabellen von Messreihen zusammen mit ihren Headern (zusätzli-
che Informationen wie Belichtungsdauer, Aufnahmedatum, verwendete Filter, oder
andere Teleskopeinstellungen). Dies könenn mehrdimensionale Arrays (1-D Spek-
tren, 2-D Bilder or 3-D Datenblöcke) und auch 2-dimensionale Tabellen sein die
Zeilen und Spalten mit Daten enthalten.
3 Die Messungen
3.1 Der Himmelsmonitor
Neben der Wettervorhersage, den aktuellen Sattelitenbildern und dem Regenradar,
steht zwecks Beurteilung der Wetterlage über dem Teleskop ein Himmelmonitor
online zur Verfügung (http://www.hs.uni-hamburg.de/DE/Ins/Sky/index.php). Ein
Zahlensystem gibt zusätzlich Auskunft über die Qualität der Nacht in Bezug auf
die Lichtverschmutzung. 1 bedeutet dabei eine sehr schlechte Sicht, 10 eine sehr
gute, wobei 10 In Hamburg nicht erreicht wird.
Abbildung 12: Der Himmelsmonitor der Sternwarte Hamburg. 1 bedeutet schlechte
Sicht, 10 optimale Sicht.
3.2 Die Beobachtungen
Zwischen dem 27.10.2007 und dem 26.11.2007 stehen uns 6 Beobachtungen zur
Auswertung zu Verfügung. Aufgrund der wechselnden Wetterbedingungen haben
23wir in zweien der Beobachtungsnächte eigene Daten aufgenommen
Für unsere Beobachtungen haben wir keine der möglichen oben beschrieben Fil-
ter verwendet. Die Belichtungszeiten des Kometen und beliefen sich auf 30 bis
300 Sekunden. Dabei ist die Schwierigkeit zu beachten, dass der Komet eine nicht
unerhebliche Eigenbewegung hat und zu lange Belichtungszeiten (dabei ist 300
Sekunden bereits zu viel) eine ’Verschmierung’ der Aufnahme bedeuten.
Um eine möglichst hohe und störungsfreie Bilddarstellung zu erhalten(vergl.’Datenreduktion’)
wird jede Aufnahme 5 Mal gemacht. Darüber hinaus gehört zu jeder Belichtungs-
zeit ein Darkframe und ein Flatfield (auch jeweils 5).
4 Auswertung
4.1 Datenreduktion
Im ersten Schritt der Auswertung müssen die vorhandenen Rohdaten von allen
instrumentellen Effekten befreit werden. Aufgrund der Eigenschaften eines CCD-
Chips wurde die Datenreduktion in folgender Reihenfolge durchgeführt:
1.Reduzierung des Temperaturrauschens (’Darkframe-Subtraction’)
2.Vereinheitlichung der Empfindlichkeit aller Pixel (’Flatfield-Reduction’)
Dazu wurde von uns das Softwarepaket ’MIDAS’ (’Munich Imaging and Data
Analysis Software’) verwendet.
4.1.1 Darkframe-Subtraction
Das Temperaturrauschen entsteht durch die Eigenbewegung der Elektronen bei ei-
ner bestimmten Temperatur T. Um diese Bewegung soweit wie möglich einzudäm-
men, wurden während der Durchführung zu jedem Bild zusätzlich Aufnahmen bei
abgeschlossenem Shutter der CCD Kamera bei gleicher Temperatur und zum je-
weiligen Bild zugehöriger Belichtungszeit gemacht. Das enstandene Bild bezeich-
net man als ’Darkframe’, oder ’Dark’.
Das Dark ist somit ein Bild, das das Temperatur- und Ausleserauschen des Verstär-
kers wiedergibt. D.h. wenn man es vom Rohbild abzieht, ist das resultierende Bild
bzgl. Temperatur- und Ausleserauschen korrigiert.
Bei dem Ausleserauschen des Verstärkers handelt es sich um einen Effekt des
CCD-Chips. Er entsteht dadurch, dass beim Auslesevorgang eines Bildes zusätz-
lich von jedem Pixel eine elektrische Ladung transportiert wird. D.h. der Vorgang
erzeugt zusätzlich eine Zählrate was zu einer Verfälschung der Zählrate des Bildes
führt, so dass selbst eine Aufnahme mit 0 sec Belichtungszeit (ein ’Dark0’) eine
Zählrate aufweist, die von Null verschieden ist. Sie ist über die gesamte Aufnahme
24konstant und kann durch eine Mittelwertbildung über viele Pixel bei sehr kurz-
en Belichtungszeit bestimmt werden. Die daraus resultierende Zählratenkonstante
bezeichnet man als ’Bias’. Sie wird von jedem Rohbild mittels der Darkframe-
Subtraction abgezogen.
Danach wurden sie mit dem Kommandozeilentool MIDAS zu einem ’Superdark’
aufaddiert und gemittelt mithilfe der Skripte:
make_superdark
Danach wurde mittels des Befehls
dark_reduction
das entstandene Superdark von jedem einzelnen Bild abgezogen.
Da die Amplitude des Rauschens der Darkframes von der Temperatur abhängig
sind, wurden von uns auch einige Darks aus der ’Dark-Bibliothek’ der Sternwar-
te verwendet. Das war legitim, da die Kamera vor Begin der Aufnahmen auf eine
Temperatur von ca. -40◦ C gekühlt wurde, so dass zusätzliche durch die Außentem-
peratur hervorgerufene Effekte der Darkframes sehr klein wurden.
Durch die Verwendung der Bibliothek konnte die Dauer unserer Beobachtungen
erheblich reduziert werden, so dass nicht die Hälfte der Zeit allein für die zugehö-
rigen Darks verwendet werden musste.
4.1.2 Flatfield-Reduktion
Als letztes wurden die Pixelfehler mit sogenannten ’Flats’ aus den einzelnen Bil-
dern rausdividiert. Diese Korrektur ist notwendig, da man nicht davon ausgehen
kann, dass alle Pixel bzgl. der Empfindlichkeit gleich sind. D.h. man muss auch
mit Pixeln rechnen, die gesättigt sind (’heiße Pixel’), oder die keine Elektronen
aufnehmen (’tote Pixel’).
Um diese Fehler aus einem Bild rauszukorrigieren, wird eine homogene, weisse
Fläche von dem Teleskop fotografiert. In unserem Fall wurde dabei die Kuppel des
OLT´s geschlossen, jedoch die Innenbeleuchtung angelassen. Das dabei enstande-
ne Bild wird als Flat bezeichnet (’Weissbild’).
Das Ziel liegt darin das jeweilige Bild, das von dem Teleskop in Kombination mit
der Kamera nicht gleichmäßig ausgeleuchtet wurde, zu ’ebnen’, da sonst Abschal-
tungen an den Rändern der Bilder zu sehen sind.
Außerdem muss man auch Staubkörner auf der Spiegeloberfläche des OLTs be-
rücksichtigen, die während der Aufnahmen auch öfters sichtbar waren.
Zu jeder Beobachtungsnacht wurden daher zusätzlich die zugehörigen Flats mittels
der folgenden Skripte erstellt:
25make_superflat
Danach wurde das Superflat von jedem der einzelnen Bilder abgezogen mittels
des Skriptes:
flat_reduction
Die resultierenden Bilder wurden über ein zusätzliches Programm im fits-Format(
Flexible Image Transport System ) abgespeichert:
copy_results.prg
Damit war die Reduktion der Bilddaten abgeschlossen.
Quellen:
1)’Betrieb einer CCD-Kamera’; Praktikumsprotokoll(Carolin Liefke und Mathias
Butenschön)
2) www.lexikon.astronomie.info/foto/ccd-technik/ccd-technik2.html
3) OLT-Manual
4.2 Reduzierung des Bildrauschens
Die aus der Datenreduktion gewonnenen Bilder wurden im nächsten Schritt mittels
des Bildverarbeitungsprogrammes ’Fitswork’ nach dem folgenden Schema bear-
beitet:
1.Beschneidung von Störrändern an oberer und unterer Grenze jeden Bildes
2.Entfernung von der Datenreduktion nicht vollständig eliminierter Störpixel
3.Addition aller Bilder eines Datensatzes einer Beobachtungsnacht(Reduktion
des Bildrauschens)
Konkret wurde diese Punkte mittels der Batch-Bearbeitung für jeden Datensatz
durchgeführt:
Datei/Batch Bearbeitung
Im nächsten Schritt wurde mittels Fitswork jeder Datensatz individuell mit den
folgenden Filtern bearbeitet:
Bearbeitung/Spezielle Filter/Unscharfe Maskierung
Bearbeitung/Spezielle Filter/DDP
26Bearbeitung/Spezielle Filter/Larson-Sekanina Filter
In den so bearbeiteten Bildern konnten nun Strukturen um den Kometenkern
sichtbar gemacht werden. Diese Strukturen sind Gas - und Partikelausströmungen
zuzuordnen.
Abbildung 13: Objekt vor der Datenreduktion.
27Abbildung 14: Objekt nach der Datenreduktion.
4.3 Bildbearbeitung
Um Strukturen in der Koma des Kometen sichtbar zu machen, haben wir zwei Pro-
gramme verwendet und verschiedene Filter benutzt.
4.3.1 Digitale Filter in der Astronomie
Es gibt in der Astronomie mittlerweile eine große Anzahl benutzter Filter, die je
nach gewünschtem Effekt miteinander kombiniert werden. Die Filter mit denen
wir uns im Rahmen dieser Studienarbeit aueinandergesetzt haben, beziehen sich
auf die Bildverarbeitung der bereits vorhandenen Daten. Es wurden bei der Aus-
wertung drei Filter verwendet, die im folgenden dargestellt werden.
28Helligkeitskurven beim ideal scharfen Kontrast und unscharfem Kontrast:
Helligkeitskurven nach der Unscharfen Maskierung:
Abbildung 15: Helligkeitskurven: Unscharfe Maskierung
4.3.2 Unscharfe Maskierung
Mittels dieses Filters erhöht man die Bildschärfe, indem man eine Kontrastverstär-
kung an den Kanten und Linien im Bild erzeugt.
Konkret wird dabei vom Originalbild eine negative unscharfe Maske angefertigt
und auf das Originalbild gelegt. Prinzipiell funktioniert die unscharfe Maskierung
folgendermaßen:
Man hat ein Bild, das an einer bestimmten Stelle einen starken Kontrast zeigt. Die
zugehörige Helligkeitskurve der Pixel auf einer imaginären Linie durch diese Stel-
le zeigt einen steilen Anstieg. Dabei stellt die schwarze, stufenförmige Kurve, die
Helligkeit bei einem ideal scharfen Kontrast dar, während die S-förmige für einen
unscharfen Kontrast steht.
Wenn man jetzt ein beliebiges, unscharfes Bild hat, das geschärft werden soll, wird
es zunächst ’weichgezeichnet’. Dabei entsteht eine Maske, d.h. eine Version des
Originalbildes mit einer S-förmigen Helligkeitskurve. Danach wird die Intensität
dieser Maske von der des Originalbildes subtrahiert wodurch die rote Helligkeits-
kurve entsteht. Dadurch erhält man ein resultierendes Bild mit einer Erhöhung in
Kontrast und Schärfe an der jeweiligen Stelle.
Quelle: www.docs.gimp.org/plug-in-unsharp-mask.html
294.3.3 DDP-Filter
Mittels dieses Filters kann der Kontrast eines Bildes verbessert werden. Im Vorder-
grund steht dabei die Sichtbarmachung aller Details eines Bildes ( z.B. Galaxien
und Deep Sky Objekte im Allgemeinen ). Dabei handelt es sich um detailreiche
Bilder mit einer Auflösung ab 16 bit aufwärts.
Bei der Bearbeitung wird die Methode des adaptiven Kontrastes verwendet, d.h.
die Helligkeitsverteilung wird abgeflacht ohne das man an Kontrast in den hellen
Bildteilen verliert.
Beispiel: Sichtbarmachung interner Strukturen in der Kernregion der Galaxie M77
Quelle: www.astrofotografie.hohmann-edv.de/fitswork/filtern.ddp.phpa1
4.3.4 Larson-Sekanina Filter
Dieser Filter stellt einen Rotationsfilter dar. Er wurde zum ersten Mal im Jahre
1984 von Z.Sekanina und S.M.Larson in einem Artikel des Astronomical Journal
dargestellt1 .
Der Unterschied zu den zuvor verwendeten Gradienten-Filtern, besteht in der Ver-
wendung von Ableitungen (einer mathematischen Funktion) in jeder Richtung mit-
tels einer Koordinatentransformation. Ein digitales Bild wird im kartesischen Ko-
ordinatensystem durch eine zweidimensionale Funktion f(x,y), bzw. B(r,θ) in Po-
larkoordinaten dargestellt.
Der Logarithmus, nach dem eine Koordinatentransformation mittels dieses Filters
gemacht wird, lautet:
B´(r,α; δr, δα) = 2 ∗ B(r, α) − B(r − δr, α + δα) − B(r − δr, α − δα)
Dabei werden vom Originalbild B(r,θ) zwei Bilder abgezogen, wobei bei einem
eine radiale Verschiebung um -r und beim anderen eine Rotationsverschiebung um
+θ und -θ gemacht wurde. Das daraus resultierende Bild lässt, trotz des photo-
metrischen Verlustes, Variationen der Helligkeit z.B. im Innern der Koma eines
Kometen erkennen.
Der Zweck dieses Filters liegt darin zu jedem Pixel die Entfernung zum Nachbar-
pixel zu berechnen und anzuzeigen. Dadurch können Kanten hell dargestellt wer-
den und gleichmäßige Flächen schwarz. Man kann damit Strukturen des Bildes
hervorheben, die sonst nicht deutlich hervorstehen, indem man Bereiche mit dem
größten Helligkeitsgefälle hervorhebt. Zusätzlich rotiert das gesamte Bild um den
jeweiligen Referenzpunkt, den man vor jeder Anwendung dieses Filters wählen
1
’I.Coma Morphology and Dust-Emission Pattern of Periodic Comet Halley II.Nucleus Spin Vec-
tor and Modeling of Major Dust Features i 1910’; Z.Sekanina, S.M.Larson 1984 Astronomical Jour-
nal
30muss. Dadurch kann man Rückschlüsse auf die Form und auch Art hervorstehen-
der Strukturen um den gewählten Referenzpunkt ziehen.
Quelle: www.users.libero.it/mnico/comets/ls.htm
4.4 Arbeiten mit FitsWork
Die weitere Bildbearbeitung wurde mittels des Programms Fitswork durchgeführt.
Dabei wurden zunächst die aus der Bearbeitung von Midas resultierenden Bilder
aus jeder Beobachtungsnacht nach dem folgenden Schema bearbeitet:
1. Durch die CCD entstandene Störränder wurden abgeschnitten, was die obere
und die untere Grenze eines jeden Bildes betrifft.
2. Auch der CCD zuzuordnende Störpixel wurden entfernt
3. Alle Bilder eines Datensatzes wurden addiert und die Bildinformationen da-
mit erhöht.
Daraus folgten u.a. die Ergebnisse die in den Bildern aus Abbildung 17 und
Abbildung 18 zu sehen sind.
31M77 im Original:
M77 nach der Bearbeitung mit einem DDP-Filter:
Abbildung
32 16: M77Abbildung 17: Bild vom 27.10.07.
33Abbildung 18: Bild vom 26.11.07.
Danach wurde jeder Datensatz individuell mittles der folgenden Filter bearbei-
tet:
-Unscharfe Maskierung
-DDP
-Larson-Sekanina
In den so bearbeiteten Bildern werden Strukturen um den Kometenkern sicht-
bar. Diese Strukturen sind Gas - und Partikelausströmungen zuzuordnen.
4.4.1 Arbeiten mit Photoshop und fits-Liberator
Eine weitere Möglichkeit, fits-Dateien zu bearbeiten, bietet die ESO/ESA/NASA
mit einem Plug-in für das Programm Photoshop CS3, dem fits-Liberator. Damit
können die Dateien eingelesen werden und alle in Photoshop vorhandenen Filter
34lassen sich auf sie anwenden(http://www.spacetelescope.org/projects/fits_ libera-
tor/).
Die verwendeten Photoshop-Filter:
Levels: Der Levels-Filter streckt und verschiebt die Helligkeitsbereiche in ei-
nem Helligkeits-Histogramm.
Image/Adjustments/Levels
Emboss: Der Emboss-Filter bringt eine Art Relief in das Bild und stellt helle
Stellen höher dar. Durch Schatten werden die Strukturen noch deutlicher.
Filter/Stylize/Emboss
Dabei stellt man die Höhe eines Reliefs von einigen Pixeln ein(Height=ca 15
Pixel). Der Lichteinfall, welcher den Schattenwurf verursacht sollte so gewählt
werden, dass die Strukturen die untersucht werden sollen, gut Schatten werfen kön-
nen. Hier entspricht das einem Winkel von ca 50 Grad.
Weiter kann man die Stärke des Effektes anpassen. Der Amount wurde bei unseren
Bildern auf 500 gesetzt(Maximum).
Rotations-Gradient: Photoshop besitzt keinen Larson-Sekanina Filter, daher
wurde hier versucht, den Filter manuell herzustellen. Ein negativ - Bild des ei-
gentlichen Bildes wurde mit selbigem multipliziert und dann so weit gedreht, bis
Strukturen in der Koma erkennbar oder deutlicher wurden.
Anhand eines Bildes aus der Beobachtungsnacht am 13.11.07 wird dies nun an
einem Beispiel verdeutlicht.
35Abbildung 19: Dies ist das Ausgangsbild vom 13.11.07 vor der Bearbeitung.
Dazu wurde zunächst Die Bildebene mit dem Kometen-Bild kopiert. Man er-
hält dadurch eine Bilddatei mit zwei identischen Ebenen.
Layer/New/Layer via copy
Die neue Ebene wird nun invertiert.
Image/Adjustments/invert
36Abbildung 20: Die neue Ebene wird invertiert. Da die Überlagerung 100 Prozent
beträgt, ist nur das invertierte Bild sichtbar.
Daraufhin reduziert man die Stärke der Überlagerung in den Layeroptionen um
etwa 60 Prozent, damit nun die unterste Ebene hindurchscheint.
Abbildung 21: Die Überlagerung wird auf 60 Prozent reduziert und die untere Ebe-
ne scheint durch.
37Die invertierte Ebene wird hier um 7 Grad gedreht mit dem Rotationszentrum
auf dem Kometenkern.
Abbildung 22: Die Überlagterte Ebene um 7 Grad gedreht.
Daraufhin kopiert man diese invertierte Ebene und dreht die neue dann um -14
Grad also um 7 Grad in die entgegengesetzte Richtung.
38Abbildung 23: Die gegeneinander gedrehten Ebenen überlagern sich und zeigen
denselben ’Schattenwurf’ wie der in FitsWork verwendete Larson-Sekanina-Filter.
Strukturen werden allerdings erst deutlich, wenn man die Optionen die Photo-
shop für die Überlagerung von Ebene hat, ausnutzt. Dabei werden für beide Ebenen
unterschiedliche Überlagerungen gewählt. Die untere wird mit ’Color Burn’ über-
lagert und die obere mit ’Color Dodge’.
39Abbildung 24: Nach der Änderung der Überlagerungsoptionen für beide Ebenen
werden die Strukturen im Kometenschweif deutlicher.
Nun lässt sich auch gut die Auswirkung des Emboss-Filters demonstrieren.
Abbildung 25: Nun noch Anwendung des Emboss-Filters. Hier Amount=500 und
Height=12.
Wir haben 3 Bilder mit diesen Photoshop-Filtern bearbeitet.
40In den Abbildungen 26, 27 und 28 sind die Ergebnisse der Bildbearbeitung in Pho-
toshop zu sehen, sowie die verwendeten Filter angegeben.
Abbildung 26: Bild vom 13.11.07 in verschiedenen Photoshop-Filtern bearbeitet.
Bei jedem der Arbeitsschritte wurde das vorherige Resultat weiter bearbeitet.
Abbildung 27: Ein zweites Bild vom 13.11.07 in anderen Photoshop-Filtern bear-
beitet.
41Abbildung 28: Bild vom 27.11.07 in verschiedenen Photoshop-Filtern bearbeitet.
Ausgehend von Abbildung 26 werden die Effekte der Bearbeitung (von links
nach rechts) deutlich. Sowohl in der mittleren wie auch in der rechten Abbildung
lassen sich vom Kern wegführende, lineare ’Schatten’ in der Schweifregion erken-
nen. Bei Anwendung der Unscharfen Maskierung konnten sie stärker gegen den
Hintergrund abgezeichnet werden.
In der invertierten Aufnahme in Abbildung 27 (rechts) sind diese Schatten als deut-
lich von der Kernregion wegführende Strukturen erkennbar. Es handelt sich dabei
um ein deutliches Indiz für die Ausbildung eines möglichen Staubschweifes.
Bereits in der mittleren Abbildung 27 sind diese Strukturen in Form von Schatten
sichtbar. Durch die Anwendung des Emboss-Filters werden sie jedoch besser her-
vorgehoben.
5 Eigenbewegung des Kometen
Mit Hilfe der an den Beobachtungsabenden erstellten Serien von Aufnahmen lässt
sich die Winkelgeschwindigkeit des Kometen berechnen. Die Positionsdifferenz
des Kometen von Aufnahme zu Aufnahme sind deutlich sichtbar.
Hierzu wird in dem Programm Fitswork ein aufsummiertes Bild erstellt, wo-
bei der Kometenkern als unbeweglich angenommen wird. Auf ihn wird fixiert. Die
42Relativbewegung der Sterne wird dabei sichtbar. Die Sterne auf der Aufnahme zei-
gen dabei Spuren und Sprünge, je nach Zeitdifferenz der Aufnahme. Mit Hilfe der
Länge der Sternen-Spuren und der Ausdehnung des Chips der CCD, sowie der
Zeitddiferenz mit der die Aufnahmen entstanden sind, lässt sich nun graphisch die
Winkelgeschwindigkeit berechnen. Hierzu wurden jeweils das erste und das letzte
Bild der entsprechenden Beobachtungsnacht überlagert.
Die CCD des OLT hat eine Ausdehnung von 5,4’x5,4’. Dies sind 324“x324“.
Die Bilder wurden auf 540x540Pixel normiert. Nun haben wir auf der Länge wie
auf der Breite unserer normierten Bilder 324“/540pixel = 0,6“/pixel. Anhand der
Anzahl der Pixel zwischen zwei Vergleichspunkten bekommt man direkt die Win-
kelgeschwindigkeit. Kennt man den Abstand des Kometen zur Erde zum entspre-
chenden Datum, lässt sich diese in eine wahre Geschwindigkeit umrechnen. Die
Abstände für die jeweiligen Beobachtungsnächte wurden dem web-Interface Hori-
zons der NASA entnommen(ssd.jpl.nasa.gov/horizons.cgi).
Vwahr = ω ∗ r
Im folgenden wird die Abstandsbestimmung für die 6 Beobachtungsnächte
vorgeführt. In den Abbildungen 29 bis 34 ist eine Abstandsbestimmung in Pixel
vorgenommen worden.
43Abbildung 29: Die Abstände der Sterne zeigen die Wanderung des Kometen wäh-
rend der Beobachtung. Hierdurch lässt sich die Winkelgeschwindigkeit des Kome-
ten berechnen. Dies sind zwei überlagerte Aufnahmen aus der Beobachtungsnacht
des 27. Oktober 2007. Die Zeitdifferenz der beiden Aufnahmen beträgt 5426 Se-
kunden.
44Abbildung 30: Dies sind zwei überlagerte Aufnahmen aus der Beobachtungsnacht
des 02. November 2007. Die Zeitdifferenz der beiden Aufnahmen beträgt hier 713
Sekunden.
45Abbildung 31: Dies sind zwei überlagerte Aufnahmen aus der Beobachtungsnacht
des 04. November 2007. Die Zeitdifferenz der beiden Aufnahmen beträgt 5402
Sekunden.
46Abbildung 32: Dies sind zwei überlagerte Aufnahmen aus der Beobachtungsnacht
des 13. November 2007, morgens. Die Zeitdifferenz der beiden Aufnahmen beträgt
730 Sekunden.
47Abbildung 33: Dies sind zwei überlagerte Aufnahmen aus der Beobachtungsnacht
des 13. November 2007, abends. Die Zeitdifferenz der beiden Aufnahmen beträgt
3911 Sekunden.
48Abbildung 34: Dies sind zwei überlagerte Aufnahmen aus der Beobachtungsnacht
des 26. November 2007. Die Zeitdifferenz der beiden Aufnahmen beträgt hier 6490
Sekunden.
Beobachtungsnacht Zeitdiffernz Sternabstand Winkeldiff. Winkelgeschwin.
[sec] [Pixel] [arcseconds] [rad/sec]
27.10.2007 5426 54 32,4 2, 89494 ∗ 10−8
02.11.2007 713 10 6 4, 07978 ∗ 10−8
04.11.2007 5402 70 42 3, 76938 ∗ 10−8
13.11.2007 (1) 730 11 6,6 4, 55159 ∗ 10−8
13.11.2007 (2) 3911 59 35,4 4, 38824 ∗ 10−8
26.11.2007 6490 95 57 4, 25799 ∗ 10−8
4, 0 ∗ 10−8 ± 6, 0 ∗ 10−9
Tabelle 1: Berechnung der Winkelgeschwindigkeit des Kometen
49Beobachtungsnacht Distanz wahre Geschwindigkeit
[m] [m/s]
27.10.2007 243 994 338 000 7063,5
02.11.2007 242 647 956 000 9899,5
04.11.2007 242 498 358 000 9140,7
13.11.2007 (1) 243 246 348 000 11071,6
13.11.2007 (2) 243 246 348 000 10674,2
26.11.2007 249 080 670 000 10605,8
9742,5 m/sec ± 1479,4 m/sec
Tabelle 2: Berechnung der tatsächlichen Geschwindigkeiten des Kometen
In unseren Berechnungen kommen wir auf eine Winkelgeschwindigkeit von
4, 0 ∗ 10−8 ± 6, 0 ∗ 10−9 und eine wahre Geschwindigkeit von 9742,5 m/sec ±
1479,4 m/sec. Diese Geschwindigkeiten sind projizierte Relativgeschwindigkeiten
von Erde und 17/P Holmes und keine Absolutgeschwindigkeiten des Kometen.
Wie anhand der Distanzen zu sehen ist, kommt 17/P Holmes zu Beginn der Beob-
achtungen auf uns zu und entfernt sich ab dem 13.11.07 wieder von der Erde. Der
Genaue Umkehrpunkt ist laut nasa.gov der 06.11.07.
Die Bahn des Kometen während der gesamten Beobachtungszeit ist in Abbildung
35 zu sehen.
Abbildung 35: Der Orbit des Kometen 17/P Holmes im Vergleich zum Orbit der
Erde im Beobachtungszeitraum vom 27.10.2007 bis zum 26.11.2007.
5.1 False Nucleus
Im nächsten Arbeitsschritt wurde die scheinbare Ausdehung des ’False Nucleus’
(hell leuchtende, innere Koma) bestimmt. Hierzu wird die Halbwertsbreite der
50Sie können auch lesen
