Nachweis Eines Interstellaren Mediums

Nachweis eines interstellaren Mediums

Philip Held, Andreas Schröter

Projektbetreuer: Dr. Arndt Latußeck Kurzfassung

Ziel dieses Projektes war der Nachweis eines interstellaren absorbierenden Mediums anhand von selbst aufgenommenen Daten und einer selbst entwickelten Methode. Als Vorbild diente die Trümpler-Methode, mit dieser wies der US-amerikanische Astronom Robert Julius Trümpler im Jahr 1930 ein interstellares Medium nach. Der Nachweis erfolgte mittels des durch die interstellare Materie abgeschwächten Lichtes von Sternen. Hierfür wurden mit einer DSLR Bilder von Offenen Sternhaufen gemacht, diese wurden auf den Durchmesser und die durchschnittliche Pixelhelligkeit der Sternhaufen hin ausgewertet. Auf Grundlage des Strahlensatzes kann aus dem Durchmesser die Entfernung gefolgert werden; ebenfalls ergibt sich aus dem Strahlensatz, dass die Flächenhelligkeit immer gleich bleiben muss. In einem Entfernung-Flächenhelligkeit-Diagramm würde sich eine Lichtabsorption durch ein interstellares Medium demnach in einen Abwärtstrend widerspiegeln. Dies gilt aber nur, wenn die Sternhaufen auch gleich groß und hell sind, da dies nicht der Fall ist, werden die Sternhafen in Klassen eingeteilt und dann wird jede Klasse für sich ausgewertet. Die Auswertung von drei Trümpler-Klassen ergab: In zwei Klassen gab es eine deutlich, in der dritten eine sehr schwach fallende Gerade. Daraus folgt, dass ein absorbierendes interstellares Medium existiert. Inhaltsverzeichnis

1. Einleitung…………………………………………………………….Seite 1 1.1 Motivation und Ziel………………………………………..…Seite 1 1.2 Grundlage…………………………………………………….Seite 1 2. Vorarbeiten………………………………………………………..….Seite 2 3. Methode…………………………………………………………..….Seite 4 4. Aufnahme der Bilder…………………………………………………Seite 5 5. Auswertung der Bilder……………………………………………….Seite 6 5.1 Einteilung der Sternhaufen in Klassen……………………….Seite 7 5.2 Ermittlung des scheinbaren Durchmessers…………..………Seite 7 5.3 Ermittlung der Helligkeit pro Fläche……………………..….Seite 8 6. Ergebnisse der Auswertung…………………………………..………Seite 8 6.1 Berechnung der relativen Entfernung……………………..….Seite 8 6.2 Graphische Darstellung der Daten und Interpretation……..…Seite 10 7. Ergebnisdiskussion……………………………………………….…..Seite 12 8. Zusammenfassung……………………………………………………Seite 13 9. Quellenverzeichnis……………………………………………………Seite 14 1. Einleitung 1.1 Motivation und Ziel Unser Interesse an der Astronomie begann, als wir in der 9. Klasse von Herrn Latußeck in die Astronomie-AG unserer Schule eingeladen wurden. Kurz darauf folgte der Eintritt in die Hildesheimer Gesellschaft für Astronomie e.V. und die Anschaffung von Teleskopen. Zu der beobachtenden Astronomie kam recht schnell auch das Interesse für die Astrophotographie hinzu. Mit dem Eintritt in die Oberstufe wurde die Astronomie-AG durch das Astrophysik- Seminarfach abgelöst. In diesem muss eine Facharbeit verfasst werden, ein passendes Thema wurde mit der Unterstützung von Herrn Latußeck gefunden. Es sollte der „Nachweis eines allgemeinen absorbierenden interstellaren Mediums nach der Trümpler-Methode“ erbracht werden. Dieses Thema passte sehr gut zu unseren Interessen, zum Einen konnte eine eigene Methode zur Auswertung entwickelt werden, zum Anderen kam die praktische Astronomie am Teleskop auch nicht zu kurz. Da uns das Erstellen der Facharbeit sehr viel Spaß gemacht hat und sie sich noch weiter entwickeln ließ, entschieden wir uns, im Rahmen einer Jugend- forscht-Arbeit an dem Thema weiterzuarbeiten.

Das Ziel dieser Jugend-forscht-Arbeit ist es, mit selbst aufgenommenen Bildern von Offenen Sternhaufen der Milchstraße eine allgemeine Abschwächung des Sternenlichts, die durch Absorption eines diffusen Mediums entsteht, nachzuweisen und somit den Beweis für ein interstellares Medium zu erbringen. Unsere selbst entwickelte Nachweismethode ist an die Trümpler-Methode, mit welcher der US-amerikanische Astronom Robert Julius Trümpler im Jahr 1930 ein interstellares Medium nachwies, angelehnt.

1.2 Grundlage Trümpler ermittelte die Entfernung von Sternhaufen auf zwei unterschiedliche Weisen: Zum Einen schloss er von dem scheinbaren Durchmesser auf die Entfernung: Sind zwei gleich große Objekte so positioniert, dass das eine doppelt so weit weg von der Position des Beobachters ist wie das andere, erscheint der Durchmesser nur halb so groß. Zum Zweiten schloss er von der Helligkeit auf die Entfernung: Sind zwei gleich helle Objekte so positioniert, dass das eine doppelt so weit weg von der Position des Betrachters ist wie das andere, erscheint es nur ein Viertel mal so hell.

1 Um zwei oder mehr Sternhaufen vergleichen zu können, müssten sie also hinsichtlich der Größe und Leuchtkraft gleich sein, da dieses nicht der Fall ist, muss man ähnliche Stern- haufen vergleichen. Aus diesem Grund unterteilte Trümpler die Sternhaufen in die sogenann- ten Trümpler-Klassen. Er sortierte die Sternhaufen nach Anzahl der Sterne des Haufens: Viele Sterne (über 100): rich (r) Mittelviele Sterne (50 bis 100): medium (m) Wenig Sterne (unter 50): poor (p) und nach der Konzentration der Sterne zum Zentrum des Haufens hin: Starke Konzentration: I Geringe Konzentration: II Keine auffallende Konzentration: III Kaum ein Unterschied zum restlichen Sternenhimmel: IV 1 Die ermittelten Entfernungen trug er in einem Diagramm mit der Helligkeitsentfernung auf der x-Achse und mit der Durchmesserentfernung auf der y-Achse auf, diese Punkte ergaben eine logarithmische Kurve2. Zu erklären ist dies damit, dass von den Sternhaufen weniger Licht bei uns ankommt, als es eigentlich müsste. Die Begründung hierfür ist das Vorhanden- sein interstellarer Materie, welche Teile des Lichts absorbiert.

2. Vorarbeit Für eine korrekte Helligkeitsauswertung der Bilder ist es erforderlich, dass die vom Chip aufgenommenen Helligkeiten linear abgebildet werden. Der CMOS-Sensor einer digitalen Spiegelreflexkamera (DSLR) gibt die einfallenden Helligkeiten linear aus3. Um die Helligkeitsempfindlichkeit des menschlichen Auges nachzuahmen, werden die linearen Helligkeitssignale des Chips nachträglich bearbeitet (logarithmiert). Deshalb galt es zu prüfen, ob die von der DSLR ausgegebenen RAWs noch linear sind oder nicht. Zu diesem Zweck wurde eine Messreihe von Flatfields erstellt. Flatfields sind Bilder von einer gleichmäßig beleuchteten Fläche, die das ganze Bildfeld ausfüllt.

1 Tr Kl (gilt für alle sieben Angaben)

2 Tr AoL, S. 218 3 ITW 2 Die Flatfields wurden mit der Canon EOS 700D aufgenommen. Hierfür wurde der minimale Zoom des Sigma Objektives (18mm) und die ISO Einstellungen 1600, sowie die minimale Blende von F3,5 verwendet. Um eine möglichst gleichmäßige Ausleuchtung des Bildfeldes zu erreichen, wurde über das Objektiv ein Rahmen, auf den ein hochwertiges, sehr gleichmäßiges Papier gespannt war, gestülpt. Die Kamera wurde mit dem Objektiv nach oben in einem senkrecht stehenden Schuhkarton positioniert (Abbildung 1a). Auf der gegenüberliegenden Seite des Kartons wurde eine von einer LED beleuchtete weiße Fläche befestigt. Die LED wurde zur Ansteuerung durch ein Kabel mit einem elektronischen Bauteil verbunden (Abbildung 1b), dieses gibt einen Wert aus, der proportional zur Helligkeit der LED ist. Abbildung 1 a und b: Versuchsaufbau zum Erstellen Da dieser Wert durch seine Proportionalität der Flatfields innen (a) und außen (b) ein Maß für die Helligkeit ist, wird er im Folgenden als LED-Helligkeit bezeichnet und verwendet. Die Kamera wird ebenfalls mit einem Kabel über EOS Utility ferngesteuert. Die Durchbohrungen für die Kabel im Schuhkarton wurden mit Isoband möglichst lichtdicht abgeklebt. Nun wird mit einer immer gleich bleibenden Kameraeinstellung photographiert. Die Helligkeit der LED wird in regelmäßigen Abständen erhöht. Die RAWs wurden mit PixInsight4 in FITS konvertiert und mit Fitswork5 auf ihre Helligkeit hin ausgewertet (wie in Abschnitt 5.3 erläutert). Aus diesen Daten wurde ein LED_Helligkeit- Helligkeit/Pixel-Diagramm erstellt. Da die Kennlinie eine Gerade ist (Abbildung 2), können wir die aufgenommenen Bil- der nach der Umwandlung in FITS direkt auswerten. Auf eine Flatfield-Korrektur zur Beseitigung von Bildfehlern (be- sonders der Vignettierung) wird ver- Abbildung 2: Kennlinie der Canon EOS 700D zichtet, da die Sternhaufen immer in der Bildmitte sind und die Einflüsse der Optik auf das Licht der Sternhaufen immer gleich ist.

4 https://pixinsight.com 5 http://www.fitswork.de/software/ 3 3. Methode

Die relative Entfernung bestimmten wir nach Trümplers Vorbild. Da unser Auswertungs- programm Fitswork keine Gesamthelligkeit, sondern nur die durchschnittliche Helligkeit pro Pixel ausgibt, bestimmten wir im Gegensatz zu Trümpler keine Helligkeitsentfernung. Um mit diesen Werten weiterarbeiten zu können, haben wir eine neue Methode entwickelt: Die „Helligkeit-pro-Fläche-Methode“. Ihr liegen Überlegungen aus dem Strahlensatz zugrunde. Für zwei Objekte gleicher Größe und gleicher absoluter Helligkeit, von denen das eine doppelt so weit vom Betrachter entfernt ist wie das andere, gilt: 1. Der Durchmesser des entfernten Objektes erscheint nur halb so groß wie der des nahen. 2. Aus 1. folgt, dass die Fläche des entfernten Objektes nur ein Viertel von der des nahen ist. 3. Da die Helligkeit mit der Entfernung im Quadrat abnimmt, ist die scheinbare Heiligkeit des fernen Objektes ebenfalls ein Viertel der des nahen. 4. Aus 2. und 3. folgt, dass die Helligkeit pro Fläche gleich bleibt.

Für die Sternhaufen einer Klasse folgt, dass in einem Entfernung-Helligkeit_pro_Pixel- Diagramm eine Parallele zur x-Achse als Graph heraus kommen sollte. Gibt es aber interstellare Materie, wird die aufgenommene Helligkeit mit zunehmender Entfernung des Haufens geringer, dementsprechend auch die Helligkeit pro Fläche. Der Graph würde nun Abbildung 3: Ein Objekt mit gleicher Größe und fallen. gleicher absoluter Helligkeit in verschiedenen

Eine Absorption ist eine prozentuale Abschwächung pro Entfernungseinheit, dies kann durch eine fallende Exponentialfunktion beschrieben werden. Die in Abbildung 3 auf Seite 4 dargestellte entfernungsabhängige Helligkeitsabnahme kann durch eine !1 -Funktion be- r2 schrieben werden. Somit ergibt sich für die aufgezeichnete Helligkeit eines Sternhaufens in Abhängigkeit der Entfernung eine Kombination aus den beiden Funktionstypen. In einer Modellrechnung wurde eine Absorption von 10% pro Entfernungseinheit (dies entspricht den 0,9 in der Funktion für die „Helligkeit mit ISM“ in Abbildung 4a) angenommen. In einem 4 Entfernung-Helligkeit_pro_Fläche-Diagramm ergab sich nun eine fallende Exponential- funktion (Abbildung 4b). Die e! −0,1054 entsprechen - abgesehen von Rundungsfehlern - den 0,9 aus der Funktion für die „Helligkeit mit ISM“, es lässt sich also mit dem Entfernung- Helligkeit_pro_Fläche-Diagramm die Stärke der Absorption in Prozent - dies ist nichts anderes als ein Helligkeitsverhältnis - bestimmen. Ein Helligkeitsverhältnis H lässt sich in eine Magnitudendifferenz ∆m mit der Formel Δm = − 2,5 ⋅ log(H )6 umrechnen.

Abbildung 4a: Abbildung 4b: Modellrechnung zur Absorption durch Entfernung-Helligkeit_pro_Fläche-Diagramm das interstellare Medium bei Vorhandensein eines interstellaren Mediums

4. Aufnahme der Bilder

Zur Auswahl der aufzunehmenden Sternhaufen wurde eine Liste7 mit Offenen Sternhaufen und ihren Himmelskoordinaten verwendet. Allerdings erwies sich diese manuelle Auswahl von Sternhaufen, die am Himmel hoch genug standen um aufgenommen zu werden, als umständlich und zeitraubend. Deshalb wurde ein Feature zum Anzeigen von Exoplaneten der Planetariumssoftware Stellarium genutzt. Um die Sternhaufen hiermit anzeigen zu können, mussten in der Stellariumsdatei die Daten der Sternhaufen in einem speziellen Format eingetragen werden. Für die Umwandlung des Wikipediaformats in das Stellariumformat und die Einspeisung der Daten wurde ein Python Skript geschrieben. Die Bilder, anhand derer ein interstellares Medium nachgewiesen werden soll, wurden mit einer Canon EOS 700D an einem Sigma 18-250 mm Objektiv bei 250 mm Brennweite und einer Blende von F6,3 aus einem Neubaugebiet in Harsum aufgenommen. Die Nachführung erfolgte piggyback auf einem 8'' Skywatcher Newton, welcher auf einer NEQ6 mit GoTo

6DrAL 7 https://en.wikipedia.org/wiki/List_of_open_clusters 5 befestigt war. Zur Fokussierung wurde das Programm Nebulosity8 verwendet. Die Fine Fokus Funktion lässt eine sehr schnelle und präzise Fokussierung zu. Die Kamera wurde von einem Laptop mit dem im Lieferumfang der Kamera enthaltenen Kamera-Steuerungsprogramm EOS Utility ferngesteuert. Dies führt zu einer Verringerung der Verwacklungsgefahr, da die Kamera zum Auslösen nicht berührt werden muss. Außerdem lassen sich so die Bilder gleich auf dem Laptop betrachten. Nach einer möglichst genauen Ausrichtung der Montierung besteht die Prozedur einer typischen Sternhaufenaufnahme aus folgenden Schritten: Zuerst wird ein offener Sternhaufen in Stellarium9 eingestellt. Danach wird dieser mit der Teleskopsteuerungs-Funktion von Stellarium angefahren und mit Nebulosity eine Probeaufnahme von 10s erstellt, bei der der Sternhaufen klar erkennbar ist. Befindet sich dieser noch nicht exakt mittig im Bildfeld, was für eine optimale Bildqualität und somit einen optimalen Vergleich der Bilder notwendig ist, wird er mit der Steuerungs- konsole der NEQ6 Montierung zentriert. Es folgt eine bei jedem Sternhaufen durchgeführte Fokussierung des Objektes mit der Fine Fokus-Funktion in Nebulosity. Man wählt einen hellen Stern in der Bildmitte aus, der daraufhin in einem kleinen Fenster vergrößert dargestellt wird. Zusätzlich erscheint eine Grafik mit Werten, die die Qualität der Fokussierung beschreiben. Nun wird fokussiert, bis der Stern möglichst klein und die Grafik und die dazugehörigen Werte am besten sind. Als nächster Schritt erfolgt die eigentliche Bildaufnahme mit EOS Utility. Es wird eine komplette Belichtungsreihe, standardmäßig mit den Belichtungszeiten 1/15s, 1/8s, 1/4s, 1/2s, 1s, 2s, 5s, 10s, 20s und 40s, durchgeführt.

5. Auswertung der Bilder

Die Auswertung der Bilder erfolgte in drei großen Schritten. Zuerst mussten die Sternhaufen in Klassen eingeteilt werden, da ein Vergleich sonst nicht möglich wäre. Dann wurde der scheinbare Durchmesser in Grad, beziehungsweise Bogenminuten mit dem Programm Aladin10 ermittelt. In einem letzten Schritt wurde die aufgezeichnete Helligkeit pro Fläche des Sternhaufens bestimmt.

8 http://www.stark-labs.com/nebulosity.html

9 http://www.stellarium.org/ 10 http://aladin.u-strasbg.fr/ 6 5.1 Einteilung der Sternhaufen in Klassen Die Sternhaufen haben wir nicht selbst den Trümpler-Klassen zugeordnet, sondern die Zuordnung aus einer Abhandlung11 zur Einteilung von Sternhaufen in Trümpler-Klassen übernommen. Diese Daten wurden dann mit anderen Quellen12 abgeglichen. Mit einer Ausnahme bestätigte die Mehrheit der Quellen die Klassifizierung der Abhandlung. Die eine Ausnahme (NGC 7160) wurde aber nach Begutachtung ebenfalls der Klasse aus der Abhandlung zugeordnet.

5.2 Ermittlung des scheinbaren Durchmessers Um die relative Entfernung zu ermitteln, wurden die Sternhaufen mit Aladin auf ihren scheinbaren Durchmesser hin vermessen. Hierzu wurde die Himmelsregion des Bildes in Stellarium betrachtet um jeweils sieben Sterne auf den Bildern zu identifizieren. In der Funktion Image → Astrometrical calibration… wurden die Bild-Koordinaten (X/Y) der sieben Sterne durch Anklicken der Sterne im Bild eingetragen, ihre Position (RA/DE) wurde aus Stellarium entnommen und ebenfalls eingetragen (Abbildung 5).

Abbildung 5: Kalibrierung in Aladin

Anhand dieser Daten er- rechnet Aladin die RA/DE jedes Punktes im Bild. Nun wurden über die Funktion dist drei Durch- messer bestimmt und diese gemittelt (Abbildung 6).

Abbildung 6: Die Durchmesserbestimmung von NGC 884 in Aladin

11 CoOSC 12 Tr Kl, TtTC, AVA NGC, AVA M 7 5.3 Ermittlung der Helligkeit pro Fläche Zur Ermittlung der Helligkeit pro Fläche (in diesem Fall: Helligkeit pro Pixel) der Stern- haufen muss zunächst eine Belichtungszeit für jede Trümpler-Klasse festgelegt werden, bei der alle Bilder dieser Klasse ausgewertet werden. Dies ist erforderlich, da nicht alle Stern- haufen mit genau den gleichen Belichtungszeiten aufgenommen wurden. Die Helligkeitsmessung erfolgte mit Fitswork, dem einzigen uns bekannten Programm, welches einen so großen Bereich auswerten kann. Dazu markiert man einen quadra- tischen Bereich, in dem der Sternhaufen bei der Durchmesserauswertung definiert wurde. Nachdem man die Auswahl getrof- fen hat, lässt man sich mit einem Rechts- klick in dem markierten Bereich die Pixel- werte anzeigen. Es öffnet sich ein kleines Fenster mit verschiedenen Helligkeits- werten für jeden Farbkanal (Abbildung 7). Abbildung 7: Die Ermittlung der Helligkeit pro Fläche Erforderlich für die Helligkeitsmessung von IC 1805 in Fitswork sind die Mittelwerte des Rot-, Grün- und Blaukanals. Von diesen wird das Mittel gebildet.

6. Ergebnisse der Auswertung

Bevor die Diagramme zur Auswertung der Daten erstellt werden können, müssen für die Sternhaufen noch Entfernungen berechnet werden.

6.1 Berechnung der relativen Entfernung

Hierbei werden keine absoluten Entfernungen verwendet, sondern relative. Da davon ausgegangen wird, dass alle Haufen einer Trümpler-Klasse gleich groß sind, liegt der Sternhaufen mit dem größten scheinbaren Durchmesser uns am nächsten. Er wird als Bezugssternhaufen für seine Klasse festgelegt. Um nun die relativen Entfernungen auszurechnen, muss man den scheinbaren Durchmesser des Bezugshaufens durch den scheinbaren Durchmesser des Haufens teilen, dessen relative Entfernung man errechnen möchte. Somit hat der Bezugssternhaufen die Entfernung 1.

8 Ein Abgleich dieser Entfernungen mit den absoluten Entfernungen13 ergab, dass die ermittelten relativen Entfernungen von Sternhaufen, die nicht im NGC-Katalog verzeichnet sind, extreme Fehler aufweisen. Deshalb wurden für die Auswertung nur im NGC-Katalog verzeichnete Sternhaufen verwendet.

Trümpler- Scheinbarer relative Durch- Helligkeit/Pixel Klasse Sternhaufen Durchmesser [‘] messerentfernung gemessen Mittel r I r II 600 1100 NGC 7654 y = -1518x + 2067 y = 2947,8x - 2639,8 (M 52) 12 173/300 1 549 r I R² = 1 R² = 1 NGC 457 11 83/300 1,12 374 450 825 NGC 188 16 269/300 1 308 r II NGC 7789 13 39/100 1,26 1080 300 550 NGC 1039 34 11/20 1 208 (M 34) Helligkeit/Pixel Helligkeit/Pixel 150 275 m II NGC 1647 31 169/300 1,09 183 NGC 1528 17 2,03 197

NGC 654 5 359/899 6,40 186 0 0 0,00 0,30 0,60 0,90 1,20 0,00 0,33 0,65 0,98 1,30 NGC 6940 32 37/100 1 239 relative Entfernung relative Entfernung m III NGC 752 16 203/300 1,94 212 NGC 663 11 17/60 2,87 211 m II m III 260 300 NGC 1545 16 11/100 1 369 y = -1,9346x + 198,59 y = -15,015x + 249,75 p II NGC 7160 7 71/562 2,26 742 R² = 0,1883 R² = 0,7801 NGC 1502 6 289/905 2,55 850 195 225

NGC 1027 15 43/100 1 1149 NGC 225 14 13/60 1,09 1029 130 150 NGC 6885 13 53/100 1,14 1126 Helligkeit/Pixel Helligkeit/Pixel p III NGC 1342 12 31/150 1,26 693 65 75 NGC 957 9 737/911 1,57 737 NGC 189 5 692/847 2,65 736 0 0 NGC 659 5 57/443 3,01 578 0,00 1,75 3,50 5,25 7,00 0,00 0,75 1,50 2,25 3,00 relative Entfernung relative Entfernung NGC 1582 30 3/100 1 530 NGC 6871 20 17/25 1,45 1198 p II p III p IV NGC 129 20 43/75 1,46 1051 p IV 900 1300 1300 NGC 7243 20 29/300 1,49 546 y = 306,07x + 60,908 y = -213,13x + 1221 y = -39,465x + 879,98 R² = 0,9984 R² = 0,567 R² = 0,1123 NGC 744 5 25/419 5,94 732 NGC 1444 4 674/967 6,39 523 675 975 975

Tabelle 1: Die Ergebnisse der Auswertung nach Trümpler-Klassen sortiert 450 650 650 Helligkeit/Pixel Helligkeit/Pixel Helligkeit/Pixel 225 325 325

13 WEBDA 0 0 0 9 0,00 0,65 1,30 1,95 2,60 0,00 1,00 2,00 3,00 4,00 0,00 1,75 3,50 5,25 7,00 relative Entfernung relative Entfernung relative Entfernung

1 6.2 Graphische Darstellung der Daten und Interpretation Die von jedem Sternhaufen in Abschnitt 6.1 ermittelten relativen Durchmesserentfernungen und die in Abschnitt 5.3 ermittelten Helligkeiten pro Pixel werden nun für jede Trümpler- Klasse in einem Durchmesserentfernung-Helligkeit_pro_Pixel-Diagramm dargestellt. Um eine exponentielle Regression durchführen zu können, müssen die ermittelten Helligkeit_pro_Pixel-Werte um die Helligkeit des Himmelshintergrundes reduziert werden. Zu diesem Zweck wurden die Bilder der Sternhaufen erneut, wie in Abschnitt 5.3 beschrieben, ausgewertet, allerdings wurde diesmal ein sternfreier Bereich des Himmels ausgewählt, um die Helligkeit des Himmelshintergrundes zu erhalten. Die Ergebnisse dieser erneuten Auswertung konnten nicht verwandt werden, da sie teilweise nicht stimmen konnten (z.B. war der Himmelshintergrund heller als der Sternhaufen). Da trotz Fehleranalyse die Ursache hierfür nicht gefunden werden konnte, wurden die Diagramme ohne Himmelshintergrundabzug betrachtet. Da hier keine exponentielle Regression durchgeführt werden konnte, wurden die Daten lediglich auf ihren Abwärtstrend hin untersucht. Hierzu wurde eine lineare Regression durchgeführt. Bei der Betrachtung der sieben Diagramme wird deutlich, dass die Streuung der Messdaten um die Gerade herum erheblich ist. Dies rührt daher, dass die Sternhaufen einer Klasse zwar ähnlich, aber nicht gleich sind. Deshalb lassen sich nur Klassen auswerten, in denen genug aufgenommene Sternhaufen vorhanden sind. In den Klassen r I und r II stehen nur von zwei Sternhaufen Daten zur Verfügung, in den Klassen m III und p II nur von dreien. Dies sind zu wenige, um eine aussagekräftige Trendlinie zu erstellen (jeweils eine der Klassen mit zwei bzw. drei Sternhaufen steigt und jeweils eine fällt (Abbildung 8a-d)).

Trümpler-Trümpler- ScheinbarerScheinbarer relativerelative Durch- Durch- Helligkeit/PixelHelligkeit/Pixel Sternhaufen KlasseKlasse Sternhaufen DurchmesserDurchmesser [‘] [‘] messerentfernungmesserentfernung gemessengemessen Mittel Mittel r rI I r IIr II NGCNGC 7654 7654 600600 11001100 12 173/300 1 549 y y= =-1518x -1518x + +2067 2067 y y= =2947,8x 2947,8x - 2639,8- 2639,8 (M(M 52) 52) 12 173/300 1 549 r rI I RR² =² =1 1 R²R =² =1 1 NGCNGC 457 457 1111 83/300 83/300 1,121,12 374374 450450 825825 NGCNGC 188 188 1616 269/300 269/300 11 308308 r rII II NGCNGC 7789 7789 1313 39/100 39/100 1,261,26 10801080 300300 550550 NGCNGC 1039 1039 34 11/20 1 208 (M 34) 34 11/20 1 208

(M 34) Helligkeit/Pixel Helligkeit/Pixel Helligkeit/Pixel Helligkeit/Pixel 150150 275275 mm II II NGCNGC 1647 1647 3131 169/300 169/300 1,091,09 183183 NGCNGC 1528 1528 1717 2,032,03 197197 5 359/899 6,40 186 NGCNGC 654 654 5 359/899 6,40 186 00 0 0 0,000,00 0,300,30 0,600,60 0,900,90 1,201,20 0,000,00 0,330,33 0,650,65 0,980,98 1,301,30 NGCNGC 6940 6940 3232 37/100 37/100 11 239239 relativerelative Entfernung Entfernung relativerelative Entfernung Entfernung mm III III NGCNGC 752 752 1616 203/300 203/300 1,941,94 212212 Abbildung 8a: Auswertung der Klasse r I Abbildung 8b: Auswertung der Klasse r II NGCNGC 663 663 1111 17/60 17/60 2,872,87 211211 mm II II mm III III 260260 300300 NGCNGC 1545 1545 1616 11/100 11/100 11 369369 y y= =-1,9346x -1,9346x + +198,59 198,59 y y= =-15,015x -15,015x + +249,75 249,75 R² = 0,1883 R² = 0,7801 pp II II NGCNGC 7160 7160 7 771/562 71/562 2,262,26 742742 R² = 0,1883 R² = 0,7801 NGCNGC 1502 1502 6 6289/905 289/905 2,552,55 850850 195195 225225

NGCNGC 1027 1027 1515 43/100 43/100 11 11491149 NGCNGC 225 225 1414 13/60 13/60 1,091,09 10291029 130130 150150 NGCNGC 6885 6885 1313 53/100 53/100 1,141,14 11261126 10 Helligkeit/Pixel Helligkeit/Pixel Helligkeit/Pixel Helligkeit/Pixel p III NGC 1342 12 31/150 1,26 693 p III NGC 1342 12 31/150 1,26 693 6565 7575 NGCNGC 957 957 9 9737/911 737/911 1,571,57 737737 NGCNGC 189 189 5 5692/847 692/847 2,652,65 736736 00 0 0 NGCNGC 659 659 5 557/443 57/443 3,013,01 578578 0,000,00 1,751,75 3,503,50 5,255,25 7,007,00 0,000,00 0,750,75 1,501,50 2,252,25 3,003,00 relativerelative Entfernung Entfernung relativerelative Entfernung Entfernung NGCNGC 1582 1582 3030 3/100 3/100 11 530530 NGCNGC 6871 6871 2020 17/25 17/25 1,451,45 11981198 pp II II p pIII III p pIV IV NGCNGC 129 129 2020 43/75 43/75 1,461,46 10511051 pp IV IV 900900 13001300 13001300 NGCNGC 7243 7243 2020 29/300 29/300 1,491,49 546546 y y= =306,07x 306,07x + +60,908 60,908 y y= =-213,13x -213,13x + +1221 1221 y =y =-39,465x -39,465x + 879,98+ 879,98 RR² =² =0,9984 0,9984 R²R =² =0,567 0,567 R²R =² =0,1123 0,1123 NGCNGC 744 744 5 525/419 25/419 5,945,94 732732 NGCNGC 1444 1444 4 4674/967 674/967 6,396,39 523523 675675 975975 975975

450450 650650 650650 Helligkeit/Pixel Helligkeit/Pixel Helligkeit/Pixel Helligkeit/Pixel Helligkeit/Pixel Helligkeit/Pixel 225225 325325 325325

00 0 0 0 0 0,000,00 0,650,65 1,301,30 1,951,95 2,602,60 0,000,00 1,001,00 2,002,00 3,003,00 4,004,00 0,000,00 1,751,75 3,503,50 5,255,25 7,007,00 relativerelative Entfernung Entfernung relativerelative Entfernung Entfernung relativerelative Entfernung Entfernung

11 Trümpler- Scheinbarer relative Durch- Helligkeit/Pixel Sternhaufen Klasse Durchmesser [‘] messerentfernung gemessen Mittel r I r II 600 1100 NGC 7654 y = -1518x + 2067 y = 2947,8x - 2639,8 (M 52) 12 173/300 1 549 r I R² = 1 R² = 1 NGC 457 11 83/300 1,12 374 450 825 NGC 188 16 269/300 1 308 r II NGC 7789 13 39/100 1,26 1080 300 550 NGC 1039 34 11/20 1 208 (M 34) Helligkeit/Pixel Helligkeit/Pixel 150 275 m II NGC 1647 31 169/300 1,09 183 NGC 1528 17 2,03 197

NGC 654 5 359/899 6,40 186 0 0 0,00 0,30 0,60 0,90 1,20 0,00 0,33 0,65 0,98 1,30 NGC 6940 32 37/100 1 239 relative Entfernung relative Entfernung m III NGC 752 16 203/300 1,94 212 Trümpler- Scheinbarer relative Durch- Helligkeit/Pixel Sternhaufen Klasse Durchmesser [‘] messerentfernung gemessen Mittel r I NGC 663 11 17/60r II 2,87 211 m II m III NGC 7654 600 1100 260 300 12 173/300 1 549 y = -1518x + 2067 y = 2947,8xNGC 1545 - 2639,8 16 11/100 1 369 y = -1,9346x + 198,59 y = -15,015x + 249,75 r I (M 52) R² = 1 R² = 1 R² = 0,1883 R² = 0,7801 NGC 457 11 83/300 1,12 374 p II NGC 7160 7 71/562 2,26 742 450 825 NGC 1502 6 289/905 2,55 850 195 225 NGC 188 16 269/300 1 308 r II NGC 7789 13 39/100 1,26 1080 NGC 1027 15 43/100 1 1149 300 550 NGC 225 14 13/60 1,09 1029 130 150 NGC 1039 34 11/20 1 208 (M 34) NGC 6885 13 53/100 1,14 1126 Helligkeit/Pixel Helligkeit/Pixel Helligkeit/Pixel Helligkeit/Pixel 150 p275 III NGC 1342 12 31/150 1,26 693 m II NGC 1647 31 169/300 1,09 183 65 75 NGC 957 9 737/911 1,57 737 NGC 1528 17 2,03 197 NGC 189 5 692/847 2,65 736 NGC 654 5 359/899 6,40 186 0 0 0 0 0,00 0,30 0,60 0,90 1,20 0,00 NGC 659 0,33 5 57/4430,65 0,983,01 1,30578 0,00 1,75 3,50 5,25 7,00 0,00 0,75 1,50 2,25 3,00 NGC 6940 32 37/100 1 239 relative Entfernung relative Entfernung relative Entfernung relative Entfernung NGC 1582 30 3/100 1 530 m III NGC 752 16 203/300 1,94 212 NGC 6871 20 17/25 1,45 1198 NGC 663 11 17/60 2,87 211 m II m III p II p III p IV NGC 129 20 43/75 1,46 1051 260 p300 IV 900 1300 1300 NGC 1545 16 11/100 1 369 y = -1,9346x + 198,59 y = -15,015xNGC 7243 + 249,75 20 29/300 1,49 546 y = 306,07x + 60,908 y = -213,13x + 1221 y = -39,465x + 879,98 R² = 0,1883 R² = 0,7801 R² = 0,9984 R² = 0,567 R² = 0,1123 p II NGC 7160 7 71/562 2,26 742 NGC 744 5 25/419 5,94 732 NGC 1502 6 289/905 2,55 850 195 225 NGC 1444 4 674/967 6,39 523 675 975 975

NGC 1027 15 43/100 1 1149 130 Trümpler-150 Scheinbarer relative Durch- Helligkeit/Pixel 450 650 650 NGC 225 14 13/60 1,09 1029 Klasse Sternhaufen Durchmesser [‘] messerentfernung gemessen Mittel r I r II NGC 6885 13 53/100 1,14 1126 Trümpler- Scheinbarer relative Durch- Helligkeit/Pixel NGC 7654 600 1100 Helligkeit/Pixel Helligkeit/Pixel Helligkeit/Pixel Helligkeit/Pixel Sternhaufen Helligkeit/Pixel 12 173/300 1 549 y = -1518x + 2067 y = 2947,8x - 2639,8 12 31/150 1,26 693 Klasse Durchmesser [‘] messerentfernung gemessen Mittel (M 52) r I r II p III NGC 1342 65 r I 75 225 R² = 1 325 R² = 1 325 NGC 7654 600NGC 457 11 83/300 1,12 374 1100 NGC 957 9 737/911 1,57 737 12 173/300 1 549 y = -1518x + 2067 y = 2947,8x - 2639,8 r I (M 52) 450 825 NGC 189 5 692/847 2,65 736 R² = 1 R² = 1 0 NGC 457 11 83/300 1,12 374 0 NGC 188 16 269/300 1 308 0 0 0 NGC 659 5 57/443 3,01 578 0,00 1,75 3,50 5,25 7,00 r II 0,00 0,75 1,50 2,25 3,00 0,00 0,65 1,30 1,95 2,60 0,00 1,00 2,00 3,00 4,00 0,00 1,75 3,50 5,25 7,00 450NGC 7789 13 39/100 1,26 1080 825 NGC 188 relative16 269/300 Entfernung 1 308 relative Entfernung 300 relative Entfernung 550 relative Entfernung relative Entfernung NGC 1582 30 3/100 1 530 r II NGC 7789 13 39/100 1,26 1080 NGC 1039 34 11/20 1 208 NGC 6871 Abbildung300(M 34) 8c: Auswertung der Klasse m III 550 Abbildung 8d: Auswertung der Klasse p II

20 17/25 1,45 1198 Helligkeit/Pixel Helligkeit/Pixel p II p III p IV NGC 1039 31 169/300 1,09 183 150 275 NGC 129 20 43/75 1,46 1051 34 11/20 1 208 m II NGC 1647 p IV 900 (M 34) 1300 1300 NGC 7243 20 29/300 1,49 546 y = 306,07x + 60,908 Helligkeit/Pixel y = NGC-213,13x 1528 + 1221 17 2,03 197 Helligkeit/Pixel y = -39,465x + 879,98 150 275 m IIR² = 0,9984NGC 1647 31 169/300 1,09 183 In der RKlasse² = 0,567 m II liegen mit vier Sternhaufen gerade Rgenug,² = 0,1123 in den Klassen p III und p IV mit NGC 744 5 25/419 5,94 732 NGC 654 5 359/899 6,40 186 0 0 NGC 1528 17 2,03 197 0,00 0,30 0,60 0,90 1,20 0,00 0,33 0,65 0,98 1,30 NGC 1444 4 674/967 6,39 523 675 975 975 NGC 654 5 359/899 6,40 186 sieben undNGC0 6940sechs Sternhaufen32 37/100 genug1 Daten239 vor, sodass0 sich aus ihnenrelative eine Entfernung Aussage ableiten relative Entfernung 0,00 0,30 0,60 0,90 1,20 0,00 0,33 0,65 0,98 1,30 m III NGC 752 16 203/300 1,94 212 NGC 6940 32 37/100 1 239 450 650 relative Entfernung 650 relative Entfernung NGC 663 11 17/60 2,87 211 m II m III m III NGC 752 16 203/300 1,94 212 lässt. 260 300 Helligkeit/Pixel NGC 663 11 17/60 2,87 211 Helligkeit/Pixel NGC 1545 16 11/100 m II 1 369 Helligkeit/Pixel y = -1,9346x + 198,59 m III y = -15,015x + 249,75 225 325 325 R² = 0,1883 R² = 0,7801 Inp mII II 260befindenNGC 7160 sich7 71/562 alle Helligkeiten2,26 in742 einem 300 Trümpler- Scheinbarer relative Durch- Helligkeit/Pixel NGC 1545 16 11/100 1 369 y = -1,9346x + 198,59 y = -15,015x + 249,75 Sternhaufen r I NGC 1502 6 289/905 r II 2,55 850 195 225 Klasse Durchmesser [‘] messerentfernung gemessen Mittel p II NGC 7160 7 71/562 2,26 742 R² = 0,1883 R² = 0,7801 0 600 Bereich0 1100 um 190, (Tabelle 1, S. 9). Auch die 0 NGC 7654 NGCy = 1502-1518x + 20676 289/905 2,55 850 195 y = 2947,8x - 2639,8 225 (M 52) 12 173/300 1 549 0,00 0,65 1,30 1,95 2,60 0,00 NGC 1027 1,00 15 43/1002,00 3,001 11494,00 0,00 1,75 3,50 5,25 7,00 r I R² = 1 R² = 1 relative Entfernung NGC 225 relative14 13/60 Entfernung 1,09 1029 130 relative Entfernung 150 NGC 457 11 83/300 1,12 374 NGC 1027 15 43/100 1 1149 Steigung der Geraden ist sehr gering 450 825NGC 6885 13 53/100 1,14 1126 NGC 225 14 13/60 1,09 1029 130 150 NGC 188 16 269/300 1 308 Helligkeit/Pixel Helligkeit/Pixel p III NGC 1342 12 31/150 1,26 693 r II NGC 6885 13 53/100 1,14 1126 65 75 NGC 7789 13 39/100 1,26 1080 (Abbildung 9). Dies spricht dafür, dass keine 300 Helligkeit/Pixel 550NGC 957 9 737/911 1,57 737 Helligkeit/Pixel p III NGC 1342 12 31/150 1,26 693 65 75 NGC 1039 NGC 189 5 692/847 2,65 736 34 11/20 1 208 NGC 957 9 737/911 1,57 737 (M 34) 0 0 Helligkeit/Pixel interstellareHelligkeit/Pixel Materie existiert, die das Licht NGC 659 5 57/443 3,01 578 0,00 1,75 3,50 5,25 7,00 0,00 0,75 1,50 2,25 3,00 150 NGC 189 5 692/847 2,65 736 275 m II NGC 1647 31 169/300 1,09 183 0 0 NGC 659 5 57/443 3,01 578 0,00 1,75 3,50 5,25 7,00 0,00 0,75 relative Entfernung1,50 2,25 3,00 relative Entfernung NGC 1528 17 2,03 197 abschwächt.NGC 1582 30 3/100 1 530 NGC 6871 relative Entfernung Abbildung 9: relativeAuswertung Entfernung der Klasse m II NGC 654 5 359/899 6,40 186 0 NGC 1582 30 3/100 1 530 0 20 17/25 1,45 1198 0,00 0,30 0,60 0,90 1,20 0,00 0,33 0,65 0,98 1,30 p II p III p IV NGC 6871 20 17/25 1,45 1198 NGC 129 20 43/75 1,46 1051 32 37/100 1 239 p IV 900 1300 1300 NGC 6940 relative Entfernung relative Entfernungp II y = 306,07x + 60,908 p III y = -213,13x + 1221 p IV y = -39,465x + 879,98 NGC 129 20 43/75 1,46 1051 NGC 7243 20 29/300 1,49 546 m III NGC 752 16 203/300 1,94 212 p IV 900 1300 R² = 0,9984 1300 R² = 0,567 R² = 0,1123 NGC 7243 20 29/300 1,49 546 Die SternhaufenNGCy 744 = 306,07x der+ 60,9085 25/419Klasse p III5,94 erzeugen732 eine y = -213,13x + 1221 y = -39,465x + 879,98 NGC 663 11 17/60 2,87 211 m II R² = 0,9984 m III R² = 0,567 R² = 0,1123 NGC 744 5 25/419 5,94 732 NGC 1444 4 674/967 6,39 523 675 975 975 260 300 NGC 1545 16 11/100 1 369 NGCy = 1444-1,9346x + 198,594 674/967 6,39 523 recht stark675 y = -15,015x fallende + 249,75 Gerade. Auch wenn die 975 975 p II NGC 7160 7 71/562 2,26 742 R² = 0,1883 R² = 0,7801 450 650 650 NGC 1502 6 289/905 2,55 850 195 225 Sternhaufen450 der mittleren Entfernung etwas zu 650 650 Helligkeit/Pixel Helligkeit/Pixel Helligkeit/Pixel NGC 1027 15 43/100 1 1149 225 325 325 NGC 225 14 13/60 1,09 1029 130 schwachHelligkeit/Pixel 150 sind (Abbildung 10), spricht die Helligkeit/Pixel Helligkeit/Pixel 225 325 325 NGC 6885 13 53/100 1,14 1126

Helligkeit/Pixel Helligkeit/Pixel 0 0 0 p III NGC 1342 12 31/150 1,26 693 65 Auswertung75 dieser Klasse für ein Vorhanden- 0,00 0,65 1,30 1,95 2,60 0,00 1,00 2,00 3,00 4,00 0,00 1,75 3,50 5,25 7,00 0 0 0 NGC 957 9 737/911 1,57 737 0,00 0,65 1,30 1,95 2,60 0,00 1,00 relative Entfernung2,00 3,00 4,00 0,00 1,75 relative3,50 Entfernung 5,25 7,00 relative Entfernung NGC 189 5 692/847 2,65 736 sein interstellarer Materie.relative Entfernung relative Entfernung relative Entfernung 0 0 NGC 659 5 57/443 3,01 578 0,00 1,75 3,50 5,25 7,00 0,00 0,75 1,50 2,25 3,00 Abbildung 10: Auswertung der Klasse p III relative Entfernung relative Entfernung NGC 1582 30 3/100 1 530 NGC 6871 20 17/25 1,45 1198 p II p III p IV NGC 129 20 43/75 1,46 1051 Die Sternhaufen der Klasse p IV erzeugen eine p IV 900 1300 1300 NGC 7243 20 29/300 1,49 546 y = 306,07x + 60,908 y = -213,13x + 1221 y = -39,465x + 879,98 R² = 0,9984 R² = 0,567 R² = 0,1123 NGC 744 5 25/419 5,94 732 deutlich schwächer fallende Gerade als die NGC 1444 4 674/967 6,39 523 675 975 975 Sternhaufen von p III, dennoch ist die Gerade 450 650 650 immer noch signifikant fallend. Unter den Helligkeit/Pixel Helligkeit/Pixel Helligkeit/Pixel 225 nahen 325 Sternhaufen liegt eine große Streuung 325

0 0 0 0,00 0,65 1,30 1,95 2,60der Helligkeiten0,00 1,00 vor (Abbildung2,00 3,00 11), da 4,00 die 0,00 1,75 3,50 5,25 7,00 relative Entfernung relative Entfernung relative Entfernung entfernten Sternhaufen lediglich schwache sind, Abbildung 11: Auswertung der Klasse p IV spricht die Auswertung dieser Klasse ebenfalls für ein Vorhandensein interstellarer Materie. 11

1 1

1 Da von den ausgewerteten Klassen zwei Drittel für das Vorhandensein und ein Drittel eher gegen das Vorhandensein eines interstellaren Mediums sprechen, lassen sich aus unseren Daten starke Indizien für das Vorhandensein eines interstellaren Mediums ableiten.

7. Ergebnisdiskussion

Der Nachweis für ein interstellares Medium konnte zwar erbracht werden, allerdings mit Unsicherheiten. Dies liegt vor allem daran, dass von den aufgenommenen Sternhaufen nur ca. 45% für den Nachweis verwendet werden konnten. Da in vielen Klassen nicht genug Stern- haufen zur Verfügung standen, konnte kein aussagekräftiges Diagramm erstellt werden. Darüber hinaus sind einige Sternhaufen durch helle Vordergrundsterne kontaminiert, sodass sie wegen ihrer fälschlichen, viel zu großen Helligkeit nicht für die Auswertung verwendet werden konnten. Trümpler verwendete bei seiner Methode die Daten von 100 Sternhaufen, welche er alle in einem Diagramm eintrug; selbst bei dieser großen Anzahl gab es eine erhebliche Streuung der Sternhaufen14. Um unser Ergebnis stichhaltiger zu machen, müssen also noch wesentlich mehr Sternhaufen aufgenommen werden. Dies hätte auch den Vorteil, dass der Fehler, dass die Sternhaufen einer Klasse nur ähnlich und nicht gleich sind, weniger ins Gewicht fiele.

Eine schwerwiegende Fehlerquelle ist auch die Bestimmung des scheinbaren Durchmessers. Oft ist das Erkennen der Sternhaufengrenzen schwer. In solchen Fällen wurde der scheinbare Durchmesser der Sternhaufen aus Stellarium entnommen und es wurde ebenfalls in Stellarium geschaut, wie weit die einzelnen Sterne in diesem Bereich von der Erde entfernt sind, um herauszufinden, welche Sterne ungefähr gleich weit weg sind, also zu dem Haufen gehören. Allerdings ist der Durchmesser aus Stellarium auch immer nur ein Richtwert, der eine ungefähre Bestimmung des scheinbaren Durchmessers erst ermöglicht.

Eine weitere Verfälschung der Messergebnisse kommt durch die viereckige Blende in Fitswork zustande. Die Sternhaufen sind zumeist rund. Bei einer runden Blende befände sich nur der Sternhaufen (höhere Flächenhelligkeit) innerhalb dieser. Bei der viereckigen Blende befindet sich zusätzlich noch „normaler Sternenhimmel“ (niedrigere Flächenhelligkeit) in den

14 Tr AoL, S. 218 12 Ecken der Blende. Dadurch wird die durchschnittliche Helligkeit des Sternhaufens zu schwach gemessen.

Eine schwer abzustellende Fehlerquelle stellen die atmosphärischen Bedingungen dar. Die unterschiedlichen Temperaturen und das unterschiedliche Seeing (Luftunruhe) in den Aufnahmenächten verfälschen schon die Rohdaten. Hinzu kommt noch die Verfälschung, die durch die unterschiedlich lange Strecke, die das Licht des Sternhaufens in der Atmosphäre zurücklegt, hervorgerufen wird. Diese Strecke ist abhängig vom Höhenwinkel des Sternhaufens zum Zeitpunkt der Aufnahme.

Um eine möglichst gute Auswertung der Bilder auf die Stärke der Absorption hin vornehmen zu können, muss eine neue Messreihe erstellt werden. Zur Verbesserung der Qualität der Daten sollen hierbei folgende Veränderungen vorgenommen werden: 1. Verwendung eines hochwertigeren Objektives (EF 70-200mm f/2.8L IS II USM) zur Minimierung der Abbildungsfehler. 2. Verwendung einer hochwertigeren Kamera (EOS 60D) und des Dunkelbildabzuges zur Minimierung von technisch bedingtem Hintergrundrauschen. 3. Alle Sternhaufen (zumindest die einer Klasse) an einem Abend mit sehr guten Himmels- bedingungen aufnehmen, damit die atmosphärischen Einflüsse auf die Bilder möglichst klein und gleich sind.

8. Zusammenfassung

Trotz der in Abschnitt 7. genannten Probleme waren die Aufnahme- und Auswertungstechnik gut genug, um unser Forschungsziel zu erreichen. Es gelang mit einer selbst entwickelten Methode und einer relativ einfachen Ausrüstung (DSLR, Teleobjektiv und Teleskop- Montierung mit motorisierter Nachführung) die Existenz eines interstellaren Mediums aufgrund der Absorption des Sternenlichts nachzuweisen. Diese neue Methode erleichtert die Auswertung erheblich, da man keine Helligkeits- entfernung über ein Farben-Helligkeits-Diagramm und das Entfernungsmodul bestimmen, sondern lediglich das Integral der Helligkeiten über den Bereich des Sternhaufens bilden und dieses auf seine Fläche beziehen muss.

13 9. Quellenverzeichnis

[AVA NGC] http://www.astronomische-vereinigung-augsburg.de/uploads/media/ NGC-Katalog.txt, 5.1.2017, Astronomische Vereinigung Augsburg, NGC- Katalog mit Klassifikation von Sternhaufen [AVA M] http://www.astronomische-vereinigung-augsburg.de/uploads/media/ Messier_Export_2.txt, 5.1.2017, Astronomische Vereinigung Augsburg, Messier-Katalog mit Klassifikation von Sternhaufen [TtTC] http://www.saguaroastro.org/content/ Touring%20The%20Trumpler%20Classes.pdf, 5.1.2017, Richard Harshaw, Touring the Trumpler Classes und Klassifikation von Sternhaufen [——] Andrea Held, Art der Unterstützung: Korrekturlesen [Tr Kl] http://www.astrophoton.com/trumpler_class.htm, 26.2.2016, Bernhard Hubl, The Trumpler Classification mit Beispielbildern [DrAL] Dr. Arndt Latußeck, Lerhrer, Gymnasium Josephienum, Art der Unterstützung: Beratung bei der Themenwahl und Projektbetreuung [ITW] http://www.itwissen.info/definition/lexikon/CMOS-Sensor-CMOS- sensor.html, 18.2.2017, Dipl.-Ing. Klaus Lipinski, CMOS-Sensor [WEBDA] http://www.univie.ac.at/webda/navigation.html, 31.2.2017, Ernst Paunzen, Christian Stütz and Jan Janik, Entfernungen von Offenen Sternhaufen [CoOSC] J. Ruprecht: „Classification of open star clusters“ in Bulletin of the Astronomical Institute of Czechoslovakia, Vol. 17, No. 1, 1966, S.33 - 44 [——] Dr. Arnold Schröter, Physiker, Art der Unterstützung: Beratung bei der Programmierung einer Stellarium-Erweiterung und Einrichtung der LED für die Flatfieldaufnahme [Tr AoL] Robert J. Trumpler: „Absorption of Light in the Galactic System“ in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, Vol. 42, No. 248, 1930, S. 214 - 227