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Gamma Virginis – oder der Sieg über das Seeing

J. S. Schlimmer

(aus Interstellarum 27, April 2003)

Neben der Deep Sky Fotografie haben mich schon immer Doppelsterne interessiert. Zeigt sich doch gerade bei diesen was ein Teleskop zu leisten vermag. Sicherlich ist der Vixen Newton R200SS kein Teleskop, das für die Beobachtung enger Doppelsterne konzipiert wurde. Sobald jedoch der Mond oder leichter Dunst den Himmel dominiert und die Beobachtung oder gar die Fotografie von Deep Sky Objekten kaum mehr möglich ist, mache ich jagt auf Doppelsterne. So weckte ein Artikel über Gamma Virginis [1] mein Interesse mich in den kommenden Jahren näher mit Gamma Virginis zu befassen.

Das theoretische Auflösungsvermögen

Was kann man nun von einem Teleskop mit 8-Zoll Öffnung erwarten ? Die maximale Empfindlichkeit des dunkel adaptierten Auges liegt bei einer Wellenlänge von 500 nm. Geht man von dieser Wellenlänge aus, so ergibt sich für das R200SS nach dem Rayleigh-Kriterium eine maximale Auflösung von 0,63 Bogensekunden. Bei dem Rayleigh-Kiterium geht man davon aus, dass sich zwei Beugungsscheibchen gleicher Helligkeit noch trennen lassen, wenn das Minimum des ersten mit dem Maximum des zweiten zusammenfällt. Das bedeutet wiederum, das Auflösungsvermögen entspricht dem Radius des zentralen Beugungsscheibchens ! Zwischen den beiden sich überlappenden Beugungsscheibchen fällt die Helligkeit auf 75 % des Maximalwertes ab. Die Luftunruhe, die nachfolgend allgemein als Seeing bezeichnet wird, ist hierbei noch nicht berücksichtigt. Bei Teleskopen mit einer Öffnung größer 4 Zoll wird das Auflösungsvermögen in der Regel durch das Seeing limitiert, so daß die Praxis in bezug auf die Auflösung von Doppelsternen ganz anders aussieht.

Der Einfluß des Seeings in der visuellen Astronomie

Unter dem Begriff Seeing versteht man allgemein das Flimmern und Funkeln der Sterne. In der Literatur wird oft zwischen einem Seeing- und einem Szintillationsanteil unterschieden. Hier möchte ich mich aber auf den Seeinganteil beschränken. Dieser beschreibt die Ortsschwankungen eines Sterns um seine mittlere Position. Bei Teleskopen mit Öffnungen bis 4 Zoll hat das Seeing meist keine große Auswirkungen auf die Abbildungsqualität. Es kommt lediglich zu einem Zittern des Bildes. Bei größeren Teleskopen kommt es hingegen zur starken Abnahme von Kontrast und Schärfe. Auch bei dem R200SS wirkt sich die Luftunruhe primär auf die Schärfe und den Kontrast der Abbildung aus. Das engste Sternpaar das ich visuell aufzulösen vermochte war 21 Draconis, ein Doppelstern mit einem Abstand von 1,9 Bogensekunden. Im Juni steht er hoch im Zenit, wo sich das Seeing am geringsten auswirkt. Es stellt sich daher die Frage wie gut das Seeing sein muß, damit ein enges Paar noch getrennt werden kann ? Lange Zeit schien mir diese Frage von grundlegender Bedeutung !
Ein Seeing von etwa 2 Bogensekunden im Zenit ist nach eigenen Messungen ein typischer Wert für eine Freifläche im Mittelgebirge (500 m ü. N. N). Bei überdurchschnittlich guten Bedingungen kann man von einem Seeing von 1 Bogensekunde ausgehen. Zum Vergleich : das durchschnittliche Seeing des Calor Alto Observatoriums der Max Planck Gesellschaft in Spanien (2168 m ü. N. N.) liegt bei 1,67 Bogensekunden für das 1,23 m Teleskop und bei 1,49 Bogensekunden für das 3,5 m Teleskop [2]. 
Gehen wir nun einfach einmal von sehr guten Bedingungen aus und nehmen ein Seeing von 1,0 Bogensekunden im Zenit an. Ist das Seeing für eine Höhe über dem Horizont bekannt, so läßt es sich für alle anderen Horizonthöhen berechnen [3,4]. Abbildung 1 zeigt das Seeing in Abhängigkeit von der Zenitdistanz.


Abbildung 1 : Das Seeing in Abhängigkeit von der Zenitdistanz, bei einem angenommenen Seeing von 1" im Zenit

Gamma Virginis kulminiert in Deutschland bei einer Zenitdistanz von 55°. Bei einem Seeing von 1,0 Bogensekunden im Zenit ergibt sich für Gamma Virginis ein Seeing von 1,4 Bogensekunden. Das ist immer noch ein sehr gutes Seeing ! Nehmen wir als nächstes für den Zenit ein Seeing von 2,0 Bogensekunden an. Für Gamma Virginis verschlechtert sich dann das Seeing auf 2,8 Bogensekunden.

Der Einfluß des Seeings in der Videoastronomie

An eine visuelle Trennung von Gamma Virginis war nach meinen bisherigen Erfahrungen mit dem R200SS nicht zu denken. Neue Techniken mußten zum Einsatz kommen. Hier schien die Videoastronomie am aussichtsreichsten zu sein. Mit einer Webcam kann man preisgünstig helle Objekte mit hoher Auflösung als Video aufzeichnen. Der bedeutende Unterschied zum visuellen Beobachten besteht nun aber darin, daß die Belichtungszeiten der einzelnen Videobilder weit unter 1/20 Sekunde liegen. Bei mehr als 20 Bildern pro Sekunde kann das Auge diese nicht mehr als Einzelbilder erkennen. Die Frage in der Videoastronomie heißt also nicht wie gut muß das Seeing sein um einen Doppelstern als solchen noch trennen zu können, sondern wie kurz müssen die Belichtungszeiten sein damit das Seeing eingefroren wird ? Allerdings zeigt die Praxis, das sich die Ausbeute der verwertbaren Einzelbilder mit schlechter werdenden Seeing erheblich verringert !

Der Doppelstern Gamma Virginis

Wohl kaum ein anderer Doppelstern ist für den Amateurastronomen derzeit so interessant und gleichsam eine solche Herausforderung wie Gamma Virginis. Es handelt sich hier um den bekanntesten Doppelstern im Sternbild Jungfrau. Beide Komponenten sind mit 3,48 mag und 3,50 mag nahezu gleich hell. Ihr Abstand variiert von 0,3" bis 6,2". Von April 2001 bis April 2002 hat sich der Abstand von 1,22" auf 1,01" verringert. Der Positionswinkel veränderte sich in dieser Zeit von 251,2° um 9,4° auf 241,8°. Im April 2003 wird sich der Abstand auf 0,78" weiter verringert haben. Die größte Annäherung wird für das Frühjahr 2005 erwartet. Hier sollen sich beide Komponenten bis auf 0,36" annähern. Für die Umlaufzeit ging man lange Zeit von 171,4 Jahren aus, doch wurde die Bewegung zunehmend schneller. Inzwischen nimmt man eine Periode von 168,7 Jahren an [1].

Abbildung 2 : Die Umlaufbahn von Gamma Virginis [5]

Abbildung 2 zeigt die gesamte Umlaufbahn für Gamma Virginis [5]. Die Darstellung entspricht dem Blick durchs Okular, Norden ist unten, der Süden ist oben. Die Gradeinteilung ist entgegen gesetzt dem Uhrzeigersinn. Eine detailliertere Darstellung der Umlaufbahn für den Zeitraum von 1995 bis 2015 inklusive Positionswinkel und Abstände findet man ebenfalls unter [1].

Gamma Virginis mit dem R200SS und der Philips ToU Cam 740k Pro

Zur Trennung von Gamma Virginis wurden in mehreren Nächten im Mai insgesamt 10 Videos von je 10 Sekunden Dauer aufgenommen. Die effektive Brennweite betrug 3000 mm, woraus sich ein Himmelsausschnitt von 4,0´x 3,0´ ergab. Mit einer Auflösung von 640 x 480 Pixel entspricht ein Pixel einem Winkel von 0,375 Bogensekunden. Diese Auflösung reicht aus, um das theoretische Auflösungsvermögen eines 8 Zöllers darzustellen. Zur Unterdrückung des Tubusseeing diente ein Ventilator hinter dem Hauptspiegel, der die Luft im Tubus absaugte [6]. Mit dieser Hilfe konnte inzwischen auch in der hochauflösenden Videoastronomie enorme Verbesserungen in der Abbildungsqualität erzielt werden.
Bereits auf dem Monitor konnte man oft beide Komponenten von Gamma Virginis deutlich erkennen. Der Positionswinkel unterlag nur geringen Schwankungen, der Abstand der beiden Komponenten hingegen variierte deutlich in Abhängigkeit von momentanen Fluktuationen der Luft.

Bildanalyse und Auswertung

Zur Auswertung wurden die Videos zunächst in Einzelbilder zerlegt [7]. Die Bilder auf denen beide Komponenten mit etwa gleicher Helligkeit zu sehen sind, wurden zur Auswertung herangezogen. Der Abstand der beiden Komponenten spielte hierbei keine Rolle, ebenso wenig der Positionswinkel. Danach wurden die jeweiligen Einzelbilder eines Videos addiert [8]. Das beste Ergebnis wurde bei Anpassung des Helligkeitsschwerpunktes erreicht. Hierbei werden die Bilder vor der Überlagerung objektbezogen zentriert. Werden die Bilder einfach nur addiert, verliert sich der Vorteil des eingefrorenen Seeings und das Ergebnis ist ein längliches, seeingverschmiertes Beugungsscheibchen, bei dem keine unterschiedlichen Komponenten mehr zu erkennen sind.
Für eine genaue Auswertung des Abstandes der Komponenten von g Virginis reichte die vorliegende Information jedoch nicht aus. Beide Komponenten liegen so dicht beieinander, das der Quantisierungsfehler durch den CCD Chip bei etwa 30 % des Ergebnisses liegen würde.


Abbildung 3 : a) Addition von 14 Bildern unter Berücksichtigung des Helligkeitsschwerpunktes, b) Nach der Bildbearbeitung : die Komponenten von Gamma Virginis

Daher wurde das Bild mit Hilfe der bikubischen Interpolationmethode auf das 100-fache vergrößert. Bei dieser Vergrößerungsmethode werden die neuen Pixel unter Berücksichtigung der benachbarten Werte berechnet. Es werden dabei fließende Farbübergänge erzeugt. Abbildung 3 zeigt das Ergebnis bei 10-facher Vergrößerung.
Nun mußten nur noch die Lage der Helligkeitsmaxima herausgefunden werden. Diese bestimmen Abstand und Positionswinkel beider Komponenten (Abbildung 3b). Von den 10 Aufnahmen konnten 4 wegen zu schlechten Seeings nicht ausgewertet werden. Zwei weitere Aufnahmen wurden nachträglich verworfen, da sie mit Hilfe eines Rot bzw. eines Blau Filters angefertigt wurden. Durch die Filter ändert sich das Auflösungsvermögen der Webcam, da die einzelnen Pixel des CCD Chips zur Farbgewinnung selbst kodiert sind. Dabei sind die rot, grün und blauempfindlichen Pixel wechselseitig angeordnet. In Tabelle 4 sind die Ergebnisse der einzelnen Messungen dargestellt.

 
Datum Anz. Bilder PW s
15.05.02 20 n.b. 1,00"
29.05.02 14 232,7° 0,92"
31.05.02 16 241,8° 1,01"
31.05.02 29 246,2° 0,97"
Durchschnitt   240,2° 0,975"

Tabelle 4 : Ergebnisse der Auswertungen

Für Ende Mai 2002 konnte ein Abstand von 0,975 Bogensekunden bestimmt werden. Der Positionswinkel betrug zu dieser Zeit 240,2°. Diese Werte stimmen hervorragend mit den vorhergesagten Werten aus [1] überein.

Zusammenfassung und Ausblick

Mit Hilfe der Videotechnik ist es dank der kurzen Belichtungszeiten möglich, das Seeing einzufrieren. Anschließend können die besten Einzelbilder zur weiteren Verarbeitung selektiert werden. Zudem lassen sich leicht Abbildungsmaßstäbe erzielen, die dem theoretischem Auflösungsvermögen des Teleskops entsprechen. Das Zusammenspiel dieser beiden Möglichkeiten erlaubt auch die videotechnische Auflösung enger Doppelsterne, die rein visuell nicht möglich sind. Für Gamma Virginis konnte ein Abstand von 0,975 Bogensekunden bei einem Positionswinkel von 240,2° ermittelt werden.
Im Frühjahr 2003 wird sich der Abstand von Gamma Virginis bereits auf 0,78 Bogensekunden verringert haben. Bei sehr guten Seeingbedingungen wäre die Auflösung der beiden Komponenten vielleicht noch möglich, aber spätestens danach lässt sich Gamma Virginis auf diese Weise nicht mehr mit einem 8-Zoll-Teleskop auflösen.
Ein geeignetes Verfahren hierzu bietet die Interferometrie, doch konnte ich mit meinem Teleskop bislang noch keine auswertbaren Ergebnisse erzielen (Anmerkung : seit 2004 werden auch interferometrische Messungen vom Autor an Gamma Virginis durchgeführt. Die Ergebnisse sind im Aktuellem Projekt : Gamma Virginis dargestellt). Der interessierte Leser findet zu diesem Thema in einem Artikel von Franz Kerschbaum [9] ausführliche Informationen und Anregungen.

Danksagung

Mein Dank gilt allen Softwareentwicklern, die so freundlich waren Ihre Programme kostenlos im Internet zur Verfügung zu stellen. Ohne diese Programme wäre der sinnvolle Einsatz der Videoastronomie nicht möglich.


Quellennachweis

[1] Andreas Alzner, Objekte der Saison, g Vir, Interstellarum Ausgabe 17, April 2001
[2] Seeing Statistics for Calar Alto Observatory, http://www.mpia-hd.mpg/
[3] kein Autor genannt, The Intrinsic Seeing Quality at the WHT Site, http://www.ing.iac.es/Astronomy/development/hap/dimm.htm
[4] Paul Titze, A Seeing Analysis for SUSI, http://www.physics.usyd.edu.au/~ptitze/work/seeing.htm
[5] Richard Dibon-Smith, http://www.dibonsmith.com/vir_g.htm
[6] J.S. Schlimmer, Ein Lüfter an einem 8-Zoll-Newton-Teleskop, SuW 6/2002
[7] kein Autor genannt, http://avi2bmp.free.fr/
[8] Georg Dittie´,http://www.videoastronomy.org/giotto.htm
[9] Franz Kerschbaum, Ein visuelles Stern-Interferometer im Eigenbau, SuW 4/99, http://www.astro.univie.ac.at/~fzi/C11/interferometrie.html

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