Ich habe viele Daten in R-, B-, V-, Luminanz- und Halpha-Banden aufgenommen, die ich photometrisch analysieren möchte (ein Ziel im Rahmen).
Die Frames sind bereits reduziert (mit Flats, Darks etc.) und haben einen korrekten wcs-Header. Ich habe auch bereits die instrumentelle Helligkeit meines Ziels und anderer Sterne im Rahmen (mit APT).
Meine Frage ist nun, wie berechne ich die tatsächliche Größe meiner Ziele?
Der einfachste Weg wäre, die instrumentelle Größe und die tatsächliche Größe der anderen Sterne zu vergleichen und dann die (logarithmische / lineare?) Transformation auf die instrumentelle Größe meines Ziels anzuwenden. Aber ich weiß nicht, wie genau das wäre und wie ich den Fehler der photometrischen Lösung berechnen könnte (indem ich dieselbe Transformation auf den Fehler der instrumentellen Größe anwende, die APT mir gegeben hat?).
Für eine genauere Photometrie habe ich nicht genügend Daten, alias Luftmassen- oder Kalibrierungsfelder.
Haben Sie Ideen oder Lösungen?
Die einfachste Methode der Photometrie besteht darin, die gemessene Instrumentenintensität des unbekannten Ziels mit einem oder mehreren anderen bekannten Zielen im selben Feld zu vergleichen und die Differenz dann in Größen umzuwandeln. Dies wird als Differentialphotometrie bezeichnet und ist einfacher, da Sie sich nicht um Dinge wie atmosphärische Extinktion kümmern müssen. Je mehr Vergleichssterne Sie verwenden, desto besser ist Ihr Ergebnis. Es gibt Tools, die diese Analyse automatisch durchführen und Ihre Fehlerbalken berechnen. Ich verwende MaximDL.
Besuchen Sie http://www.aavso.org und verwenden Sie das Tool „Variable Star Plotter“ (VSP), um ein Diagramm für Ihren gewünschten Stern zu erstellen. Dies gibt bekannte Größen von Vergleichssternen im selben Feld. Sie können diese verwenden, um die Größe Ihres Ziels zu bestimmen. Während Sie dort sind, sehen Sie sich einige der häufig gestellten Fragen und Dokumentationen zur Beobachtung von veränderlichen Sternen an und übermitteln Sie Ihre Ergebnisse an die Online-Datenbank.
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