Datenmittelung und Auswertung

Für ein signifikantes Ergebnis muss man viele Messwerte mitteln. Das ist zumindest deswegen erforderlich, weil das Seeing statistische Schwankungen beim Positionswinkel, beim Helligkeitsverhältnis und auch beim Abstand verursacht.

Ein Beispiel ist der Doppelstern Gamma Centauri mit einer Entfernung von nur 0.6" zwischen den beiden Komponenten. Hier sehen wir das beste Bild eines 300 Bilder langen Videostroms (Hakos, C14). Da Positionswinkel und Abstand seeingabhängig sind, taugt ein solches Einzelbild nur zur Demonstration. Bei den schlechtesten Bildern der Video-Aufzeichnung war der Stern gar nicht zu sehen.

Abb. 6: 0.6’’-Doppelstern, Einzelbild

Im Falle sehr guten Seeings sucht man sich für die erforderliche Mittelung die besten Bilder des Videostroms heraus (happy imaging), am besten von Hand. Das Mitteln kann man dann einem Programm, z.B. Giotto, überlassen. Als letzter Arbeitsschritt werden aus dem gemittelten Bild der Positionswinkel und der Abstand der Doppelsternkomponenten bestimmt. Zwei Möglichkeiten dazu:

1. Man geht in ein Bildbearbeitungsprogramm, bei dem man die nicht interpolierten Pixel sehen kann und ermittelt durch Auszählen Positionswinkel und Abstand.
2. Das Programm AIP hat freundlicherweise eine Fangfunktion, mit der ein kleiner Kreis per Mausklick automatisch auf den angeklickten Stern zentriert wird. Hat man beide Sterne erfasst, werden Positionswinkel und Abstand vom Programm berechnet und ausgegeben, der Abstand auf 0.1 Pixel genau.

Im Falle weniger guten Seeings mit seinen Specklewolken kann man den Doppelstern beugungsoptisch oder eben mit Hilfe der Fourier-Transformierten FFT rekonstruieren. Dazu sondert man erst einmal die unbrauchbaren Bilder aus und erzeugt mit einem geeigneten Programm (hier Iris) die 1. Fourier-Transformierten (FFT1) der verbliebenen Bilderserie, mittelt die FFT1 und erzeugt aus dem Mittel die 2. Fourier-Transformierte FFT 2. Aus dem Ergebnis werden dann wie im vorigen Abschnitt z.B. mit AIP der Positionswinkel und der Abstand bestimmt. – Zu beachten ist, dass die Fourier-Transformierten FFT1 gemittelt wurden und nicht etwa die ursprünglichen Specklewolken.

Beispiel einer Doppelstern-Rekonstruktion

Die folgenden Aufnahmen wurden im Juni und September 2006 auf der IAS-Sternwarte Hakos mit dem C14 von W.-P. Hartmann gewonnen. Am Teleskopausgang war eine Video-Kamera mit Barlowlinse angebracht. Die Verwendung einer Webcam statt der Videokamera führt ebenso zum Ziel. Um den Stern auf den kleinen Chip zu bekommen wurde ein zusätzlicher Sucher verwendet, der über eine rechtwinklige Justiervorrichtung, eine hohe Vergrößerung und ein beleuchtetes Fadenkreuzokular verfügte.

Man beachte auch die engen Streifen in der FFT1. Aus dem jeweils letzten Bild (FFT2) lassen sich bei jedem der beiden Doppelsterne mit Iris oder AIP der Positionswinkel und der Abstand bestimmen.

Die vorgestellten Untersuchungen sind eine Gemeinschaftsarbeit von Charles Gruhn und mir. Eine erschöpfende Behandlung des Themas ist in einem solchen Artikel natürlich nicht möglich. Zum Beispiel verwendet die professionelle Astronomie ein wesentlich erweitertes Verfahren, mit dem sogar flächenhafte Objekte rekonstruiert werden können. Im vorliegenden Artikel ging es darum, zu zeigen, dass die Speckle-Interferometrie in ihrer einfachen Form auch uns Amateuren zugänglich ist, und andere zu ermuntern, eigene Versuche zu unternehmen.