Asking amateur astronomers about the stellar magnitudes of the faintest objects seen in their photographs, I always get the answer: I don't know, and I don't know how to do this.
Determination of the limiting instrumental magnitude of the objects found in an astronomical artwork is not a difficult task. The famous galaxy Messier 51 is one of the galaxies, that have been examined well. From using space telescopes high-resolution images are available to determine instrumental magnitudes of the brightest objects in this galaxy. This article shows how to do that.
Photometric base data
In most cases, I use Simbad from the Centre de Données astronomiques de Strasbourg (CDS). Another powerful tool is Aladin, which can also downloaded via CDS portal website. It is written in Java programming language and comes with no cost. If you don't want to download this tool, you can run a query from Simbad or CDS portal to browse online. Here I will describe the use of the Aladin programme, which can be interactively used to browse the sky on your laptop or computer.
Link to Simbad website and Aladin download: Centre de Données astronomiques de Strasbourg (CDS).
Let's assume, we want to explore the surroundings of the galaxy pair Messier 51. Enter the name "M51" to look for Messier 51 and hit enter key. This will yield a basic image of the galaxy pair with additional data presented in a table below. The default visible angle is about one arc minute (1'), which also matches well a wide field eye piece of a medium size amateur telescope.
From the File menu select Data bases (Simbad, NED, ...) and select Simbad Astronomical Database catalog. This will add a new plane on the left side and a new layer on top of the image. Known objects from Simbad database will appear on top of the finding chart. Try to zoom in and out to get to the details of photometric information of the many star-like objects or knots of the spiral arms. Many photometric magnitudes are provided from publications done with the Hubble space telescope.
Photometric comparison to own imagery
The many objects displayed on top of the finding chart can be clicked and selected with your mouse cursor to get available data. The data of the selected object and a list of nearby objects is shown in the data table that pops up below the finding chart. Close to the identifier or name of the object you will find the main type of any star-like object. Many of the knots are dense star clusters or H-II gas nebula, that might also appear in your own image. Scroll a bit more to the right to see the different recorded data about brightness, that are the stellar magnitudes in blue (B), visual (V) or red (R) color. Uppercase letters J, H or K stand for infrared color bands observed with different filters outside the visible B, V and R bands. lower case letters u, g, r, i and z are recorded by the Sloan Digital Sky Survey (SDSS) and may also.
Das Abfrageergebnis beim CDS präsentiert eine Übersichtsseite mit den wesentlichen Angaben zu Himmelskoordinaten, Helligkeit und einer Möglichkeit die bestehende Literatur zu sichten. Ebenfalls ist auf dieser Seite etwas weiter unten eine Schaltfläche (Button) mit der Beschriftung "Aladin Applet" enthalten, über die man im Webbrowser zu einer Aufsuchkarte in der Software Aladin gelangt. Für das Starten des Applets ist Java erforderlich, was man wohl bei jedem Desktop PC voraussetzen darf. Mancher Websurfer wird dieses Feature aufgrund verschiedentlich gelesener unseriöser Presseberichte eventuell nervös abgestellt haben. Man muss sodann die Sprache Java (nicht JavaScript) in den Einstellungen des Browsers erneut aktivieren. Java ist kein schädlicher Virus und auch keine unbenutzte Sprache, wie mancher Journalist in Ermangelung besseren Wissens suggeriert. Java ist ein Entwicklungssystem auf sehr professionellem Niveau, das solche Software überhaupt erst ermöglicht und sich darüber hinaus als Industriestandard auch in der Astronomie etabliert hat. Dargestellt wird auf der Folgeseite im Browser die Software Aladin und hier ein Ausschnitt der Palomar Durchmusterung mit eingeblendeten Markierungen von den für uns interessanten Sternen und Sternhaufen die aus verschiedenen Literaturangaben zusammengetragen wurden. In diesem Fall können Helligkeiten der Feldsterne sowie vieler prominenter Sternhaufen in Messier 51 interaktiv mit einem Mausklick abgefragt werden. So kann man in eigenen Aufnahmen auf einfache Weise die gefundene Grenzhelligkeit des Fotos im Vergleich abschätzen.
Man benötigt zur weiteren Auswertung seiner eigenen Bilder kein Messwerkzeug oder gar eine Photometrie-Software. Für die Auswertung sollte man lediglich ein entsprechend kontrastiertes Zwischenergebnis seiner eigenen Fotografie vorliegen haben oder nun erstellen, das die subtilen Details im an sich schwarzen Untergrund des Himmels neben dem Rauschen erkennen läßt. Dies kann sowohl eine Schwarzweißkopie oder Negativkopie mit hartem Kontrast oder eine entsprechend kontrastierte Farbaufnahme sein. Man achte hierbei auf alle sternähnlichen Gebilde im Rauschen, die einem vorher möglicherweise gar nicht aufgefallen sind. Der Monitor sollte eine gute Farb- und Kontrastwiedergabe besitzen, ein moderner Flachbildschirm leistet hier hervorragende Dienste. Die Auswertung sollte nicht gerade im grellen Sonnenlicht erfolgen, ein abgedunkeltes Zimmer ist bei Tage eventuell empfehlenswert. Dies sollte genügen, um die schwächelnden Sternhäufchen und H-II Regionen in Messier 51 überhaupt am Bildschirm wahrnehmen zu können. Profis kalibrieren ihre Monitore vorher sogar.
Die Zahlen der Helligkeitsangaben werden in der logarithmischen Angabe als Magnitude in B, V oder R hin zu schwächeren Sternen immer größer werden. So werden die schwächsten Sterne und Sternhaufen im Bild die größten positiven Zahlenwerte für die Helligkeit aufweisen. Ein Wert von 19.74 beispielsweise beziffert einen schwächeren Haufen, als ein solcher für den die Helligkeit 18.5 angegeben ist. Es genügt daher der einfache Vergleich, ob ein markierter Sternhaufen, der möglicherweise noch auf der POSS Platte zu finden ist, in der eigenen Aufnahme ebenfalls gefunden werden kann. Falls man dies bejahen kann, fragt man nun dessen Helligkeit mit einem Mausklick ab. Diese notiert man nun auf einem Zettel. Es kann hierbei durchaus hilfreich sein einen Ausdruck seiner Aufnahme parat zu haben, um die gefunden Haufen zu markieren und in der eigenen Liste zu benennen. Denn es sind wahrlich viele derartiger Haufen zu finden, über deren Position im Bild man rasch den Überblick verliert. Zum Schluß ermittelt man nun den Zahlenwert des Sternhaufens mit der größten Zahl und überprüft dessen Bild und Übereinstimmung mit der eigenen Aufnahme zur Sicherheit noch ein oder zweimal. Diese Zahl gibt nun eine geschätzte Grenzgröße für die eigene Aufnahme an. Vorzugsweise wird man die Auswertung nicht in den hellen Spiralarmen machen, sondern an den Rändern der Galaxie, wo man einzelne Haufen frei stehend vorfindet. Der Grund ist, dass durch Blendeffekte Haufen in den Spiralarmen heller erscheinen oftmals mit anderen Haufen verklumpt sind und keine guten Helligkeitswerte ergeben. Zu beachten wäre, dass man für manche Haufen in Aladin keine Helligkeiten verzeichnet finden wird. So muss man sich also ein anderes Vergleichsobjekt im Bild suchen. Bei sehr langen Belichtungszeiten kann es durchaus vorkommen, dass man lichtschwache Objekte finden wird, die in den Katalogen gar nicht mehr enthalten sind. Wer solche Ergebnisse nach mehrstündiger Aufnahme bekommt, darf sich glücklich schätzen. Die Angaben aus Aladin reichen bis zur 22. Magnitude herab. In der Literatur findet man für manche Galaxien noch Helligkeiten verzeichnet, die weit darüber hinaus bis zur 25. Magnitude und tiefer reichen.
Doch ist bei der Auswertung auch Vorsicht geboten, denn etliche der Angaben wurden teilweise mit dem Weltraumteleskop Hubble gewonnen. Inwieweit diese mit Aufnahmen vom Boden aus vergleichbar sind, ist in der Literatur beschrieben, die zu jedem der Objekte angegeben ist. Auch die Literaturangaben können aus Aladin heraus gesammelt werden. Wer allerdings deutsche Texte erwartet wird enttäuscht. Man muss des Englischen mächtig sein, um die Literatur zu lesen. Oft stehen die Sternhaufen in Messier 51 jedoch dicht an dicht und man muss die gefundenen Helligkeiten gelegentlich weniger optimistisch annehmen, da sie in eigenen Aufnahmen vom Boden eher als ein Summenklecks mehrer einzeln stehender Sternhaufen erscheinen. Im Zweifel sollte man immer die hellere Angabe eines der nicht einzeln aufgelösten Haufens akzeptieren anstatt in eine optimistische Schätzung zu verfallen. Dies gilt umso mehr, wenn man diese Angaben zur Kalibration benutzen wollte.
Klickt man mit der Maus auf die dargestellten Markierungen, so erhält man die Helligkeitsangaben unter der POSS Darstellung in tabellarischer Form. Für viele Haufen sind die Helligkeiten in mehreren Farben für B, V und R angegeben. Eventuell muss man die kleine Tabelle nach links scrollen, um die Helligkeitsangaben zu finden. Sie sind einfach mit Buchstaben B, V, R, J, H usw. betitelt. Diese entsprechen den Plattenaufnahmen, die blauempfindlich (B) oder rotempfindlich (R) sind, bzw. einer "visuellen" (V) Wiedergabe entsprechen. Die übrigen Buchstaben stehen meist für verschiedene "Farben" im Infraroten Spektralbereich oder beziehen sich auf andere Filtersysteme. Die Werte sind an die fotografischen Filter angepasst, denn in der Astronomie bedeutet "visuell" lediglich eine entsprechend gefilterte Aufnahme, die einem Filter nutzt, dessen Durchlass etwa im grünen bis gelbgrünen Farbbereich zu suchen ist. Das ist nicht exakt dieselbe visuelle Helligkeit, die für das menschliche Auge anzuwenden wäre. Es ist nicht weiter verwunderlich, dass viele Angaben sich auf B und V beschränken. Aus diesen beiden Größen lassen sich in der Astronomie wesentliche Daten der Stellarstatistik gewinnen, etwa das Farben-Helligkeitsdiagramm. B entspricht in unserem Fall und mit einer RGB Farbkamera weitgehend dem blauen, V dem grünen und R dem roten Farbkanal. Ähnliches gilt für entsprechend mit Bessel- oder Johnson-Filtern gefiltere CCD Aufnahmen. Interessant dürfte für die Anwender von CCDs oder umgebauten IR empfindlichen Farbkameras vielleicht noch sein, dass man gelegentlich auch Helligkeiten für U (UV) oder I (Infrarot) findet, welche mit dem erweiterten Empfindlichkeitsbereich eines CCDs oder einer umgebauten DSLR mit speziellen Filtern ebenfalls fotografiert werden könnten.
Für ungefilterte CCD Aufnahmen lassen sich übrigens nur schwer Vergleiche der Grenzhelligkeit anstellen, denn ein CCD oder eine Farbkamera, deren UV/IR Blockfilter entnommen wurde (=astromodifiziert mit IR Empfindlichkeit) zeichnet fast doppelt soviel Licht auf, wenn man den Detektor ohne Filter auch infrarotes Licht aufzeichnen läßt. Dies hängt jedoch auch von der Farbe des Sterns ab. So erscheinen kühlere, rote Sterne ungefiltert heller, als blaue. Somit lassen sich aus ungefilterten CCD Aufnahmen, wie sie mit L-Filtern als Luminanzaufnahmen für bessere Farbbilder gewonnen werden, kaum noch vernünftige Aussagen über eine Grenzhelligkeit gewinnen. Das gilt ebenfalls für LRGB Aufnahmen, deren Farbgewichtung durch die Hinzunahme eines L-Bildes neu gewichtet und durch die weitere Verarbeitung umgewichtet wird. Jedoch lassen sich hier sicherlich interessante Versuche anstellen, was die LRGB Technik gegenüber einer einfach gefilterten Aufnahme verändert, wie sie Helligkeiten verschiebt und manches verschlimmbessert.
Schlußbemerkung
Die beschriebene Methode die Grenzgröße in Fotos zu bestimmen ist sicherlich die einfachste und naheliegende Methode. Sie liefert recht brauchbare Schätzungen für die Helligkeiten der schwachen abgebildeten Objekte im Bild. Zu den Grenzen dieser Technik sei angemerkt, dass einem früher oder später auffallen wird, dass die Helligkeiten eventuell widersprüchlich erscheinen mögen. So hat man gelegentlich den Eindruck, dass schwächere Haufen heller erscheinen und andere wiederum zu dunkel für die angegebene Helligkeit und im Vergleich mit anderen. Diese Variationen sind durchaus normal und insbesondere bei Farbaufnahmen typisch. So können die verschiedenen Helligkeiten in den Farben B, V und R bereits um eine Größenklasse voneinander abweichen. Die Differenzen bezeichnen den Farbindex und hängen vom beobachteten Objekt ab. Blaue Sternhaufen liefern im V geringere Werte als im B. H-II Regionen leuchten ungewohnter Weise rosa und erscheinen verglichen mit den Sternhaufen irgendwie besonders hell. Andererseits sind diese hellen Nebel auch auf eine geringe Fläche geschrumpft, so dass wir das gesamte Licht des Nebels praktisch in wenigen Pixeln aufnehmen, egal wie ausgedehnt er sein mag. Hinzu kommt, dass die Fotokamera auch noch unterschiedliche Empfindlichkeiten für die einzelnen Farben besitzt. Oft erhält man für Haufen gerade im B erstaunlich niedrige Grenzhelligkeiten obwohl sie doch so hell erscheinen. Gründe hierfür liegen in den astronomischen Farbsystemen begründet, die ursprünglich an die chemische Fotoplatte angelehnt wurden, obendrein von Observatorium zu Observatorium abweichen. Weitere Gründe liegen in einer reduzierten Blau-Empfindlichkeit mancher CCD-Detektoren, wie sie in der Astronomie üblich sind, oder auch gegenüber der Farbempfindlichkeit einer digitalen RGB Kamera. So verbleiben auch bei den Katalogangaben mitunter erhebliche Fehler, da manche Objekte unter ähnlichen Bedingungen knapp über dem Rauschen detektiert eventuell auch falsche Helligkeiten wieder spiegeln früher sogar aus Photoplatten geschätzt wurden.
Gelegentlich ist auch die Software Aladin Änderungen unterworfen, die man nicht so komfortabel empfindet. So wurden kürzlich die Spalten in der tabellarischen Ansicht in Aladin 7 gegenüber Version 6 sehr unvorteilhaft getauscht. Konnte man hier früher noch direkt aus der zweiten Spalte zu der hier abgekürzten Literaturangabe springen, ist es im Moment nicht ganz so komfortabel. Der Sprung in die Literatur wurde ans rechte Ende der Zeile in der Tabelle verlegt , man ist neuerdings gezwungen zu scrollen und landet nun wieder bei Simbad und muss ich von dort aus umständlich zum ADS Abstract Service hangeln, um zu sehen, ob man die Arbeit als PDF herunterladen kann. Zudem hängt die Wiedergabe der Tabellenspalten gelegentlich auch von der Quelle ab. Eventuell empfiehlt es sich Aladin als Anwendung auf den Rechner herunter zu laden, um die verschiedenen Versionen auszuprobieren, wenn auch die Benutzung aus dem Webbrowser komfortabler erscheint. Neben den Angaben aus Simbad, die nicht immer korrekt sein müssen(!), bietet Aladin auch die Auswahl anderer Kataloge. Im Zweifel ist immer die angegebene Literatur zu Rate zu ziehen. So habe ich schon Zahlendreher in den Datenbeständen von Aladin gefunden. Was allerdings bei der riesigen Flut von Daten, die hier manuell zu erfassen sind nicht weiter verwunderlich ist.
Java ist mittlerweile beim Datenbankhersteller Oracle zu finden und kann jederzeit auch für Desktop Anwendungen heruntergeladen werden. Doch die meisten PCs sind wohl ohnehin damit ausgeliefert. Und das wird wohl auch so bleiben.
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