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Photometrie

Der folgende Text basiert auf dem entsprechenden Kapitel des von den TSO-Mitgliedern Karolin Kleemann-Böker und Axel Martin geschriebenen Buches "CCD-Astronomie in 5 Schritten" (ISBN 3-9807540-3-0). Das zwischenzeitlich vergriffene Buch ist 2004 im Oculum Verlag erschienen. Eine Neuauflage ist nicht geplant, da die Grundlagen der CCD-Technik in dem im Februar 2009 ebenfalls im Oculum Verlag erscheinenden Buch "Digitale Astrofotografie" (ISBN 978-3-938469-27-9) von Axel Martin und Bernd Koch behandelt werden.

Die Photometrie beschäftigt sich mit der Helligkeitsbestimmung eines Himmelsobjektes. In den meisten Fällen wird hierbei die Helligkeit des unbekannten Objektes mit der bekannten Helligkeit eines oder mehrerer anderer Objekte vergleichen. Aufgrund ihres fast über den gesamten Sättigungsbereich der Pixel linearen Verhaltens, eignet sich eine CCD-Kamera ideal für diesen Teilbereich der Astronomie.
Gegenüber den früher in Amateurkreisen weit verbreiteten visuellen Messungen besitzt die CCD-Kamera eine wesentlich höhere Messgenauigkeit. Während der visuelle Beobachter erst nach jahrelangem Training Helligkeitsdifferenzen im Bereich von 0m,1 halbwegs sicher erkennen konnte, erreichen selbst ungeübte CCD-Beobachter auf Anhieb Genauigkeiten von besser als 0m,05.
Ein weiterer Punkt, der für die CCD-Kamera als idealen photometrischen Detektor spricht, ist der zweidimensionale Aufbau eines CCD-Chips. Bei Einsatz eines herkömmlichen Photometers werden für jeden zu ermittelnden Helligkeitswert mindestens drei Einzelmessungen (Objekt, Vergleichsstern und Himmelshintergrund) benötigt, wobei das komplette Teleskop für jede dieser Einzelmessungen neu positioniert werden muss. Durch die Verwendung einer CCD-Kamera erhält man alle diese Daten auf einmal. Weil auf dem CCD-Bild zudem neben dem Zielobjekt und dem ausgewählten Vergleichstern noch zahlreiche weitere Sterne abgebildet sind, kann eine Messung im Nachhinein sehr leicht mit einem anderen Vergleichsstern nachgeprüft werden. Fehler, die z.B. dadurch entstehen, dass der ursprünglich verwendete Vergleichsstern selbst keine konstante Helligkeit besitzt, können auf diese Weise problemlos korrigiert werden.

Generell unterscheidet man zwischen der differentiellen und der absoluten Photometrie. Die Helligkeitsbestimmung bei der differentiellen Photometrie erfolgt lediglich durch den relativen Vergleich der Intensität des Objektes mit den Intensitäten von anderen Sternen im selben Bildfeld. Bei der absoluten Photometrie versucht man den gemessenen Intensitäten zusätzlich noch einen exakten Größenklassenwert zuzuordnen.
Da die meisten heute in Amateurkreisen verbreiteten Sternkataloge auf der Auswertung von fotografischen Platten basieren, ist die Bestimmung der Größenklasse nicht ohne weiteres möglich. Die spektrale Empfindlichkeit dieser Fotoplatten unterscheidet sich deutlich von der eines CCD-Chips, wobei zudem noch die spektrale Empfindlichkeit der verschiedenen CCD-Chips untereinander ebenfalls stark variieren kann. Die Folge ist, dass Objekte unterschiedlicher Farbe auf den verschiedenen Aufnahmegeräten unterschiedlich starke Signale hervorrufen. Sterne, die auf der fotografischen Platte als gleich hell erscheinen, im Katalog also auch mit gleicher Helligkeit verzeichnet sind, werden so auf einer CCD-Aufnahme mit großer Wahrscheinlichkeit zwei in ihrer Intensität deutlich von einander abweichende Signale erzeugen. Eine Reduzierung dieses Fehlers ist nur dadurch möglich, dass die Helligkeit des unbekannten Objektes mit Hilfe möglichst vieler Vergleichssterne bestimmt wird, so dass sich die Unterschiede statistisch wieder herausmitteln sollten.
Wesentlich genauere Ergebnisse erhält man nur dann, wenn man die Vergleichssterne einem speziellen photometrischen Sternkatalog entnimmt. Die in einem solchen Katalog enthaltenen Sternhelligkeiten wurden nicht einfach im integralen Licht, sondern in mehreren fest definierten Spektralbereichen bestimmt. International hat sich hierfür bereits seit langem das in seinen Grundlagen von H.L. Johnson vorgeschlagene UBVRI-System durchgesetzt. Die Abkürzung UBVRI steht dabei für die jeweiligen Farbbereiche ultraviolett (U), blau (B), visuell (V), rot (R) und infrarot (I), in denen die Helligkeit der Objekte gemessen werden kann.


Durchlasskurven der UBVRI-Filter
Die spektralen Durchlassbereiche der UBVRI-Filter

Damit die von verschiedenen Beobachtern ermittelten Helligkeiten miteinander verglichen werden können, wurde das UBVRI-System eingeführt. Die hierfür benötigten Filter mit den fest definierten spektralen Durchlassbereichen sind z.B. von der Firma Edmund Industrie Optic GmbH erhältlich.

Damit die mit der CCD-Kamera gemessene Objekthelligkeit auch mit den Kataloghelligkeiten verglichen werden kann, ist es zwingend erforderlich, dass auch der CCD-Chip nur Licht eines dieser Wellenlängenbereiche empfängt. Hierzu wird zwischen Teleskop und Kamera eine auf die spektrale Empfindlichkeit der Kamera angepasste Filterkombination wie z.B. der Photometrie-Filtersatz der Firma IDAS platziert. Weil die einzelnen Farbbereiche jedoch per Definition jeweils nur ca. 100nm breit sind, wird auf diese Weise ein Großteil des ankommenden Lichtes herausgefiltert. Dies hat zur Folge, dass sich die notwendigen Belichtungszeiten deutlich erhöhen. Sollen oder können die Belichtungszeiten nicht entsprechend verlängert werden, beschränkt sich die so mögliche Photometrie auf recht wenige, helle Objekte.
Photometrische Sternkataloge enthalten nur relativ wenige Sterne, die nicht gleichmäßig über den Himmel verteilt, sondern auf einige ausgewählte Felder konzentriert sind.
Zum Vergleich: Bei Verwendung des mit 15 Mio. Eintragungen bis knapp an die 15. Größenklasse heranreichenden Hubble Guidestar Catalogues werden in einem durchschnittlich dicht besetzten Sternfeld auf fast allen Amateurbildern mindestens drei, meist jedoch etwa 20 Katalogsterne enthalten sein. Verwendet man einen der beiden mit 488 Mio. Einträgen bis jenseits der 19. Größenklasse hinabreichenden USNO-A-Kataloge, steigt die Zahl der möglichen Vergleichssterne schnell auf weit über 300 Stück an. Die Sterndichte der photometrischen Kataloge ist dagegen so gering, dass es eher unwahrscheinlich ist, dass sich überhaupt einer der dort verzeichneten Sterne direkt im gleichen Bildfeld mit dem zu vermessenden Objekt befindet. In einem solchen Fall müssten also zunächst die Helligkeiten der beabsichtigten Vergleichssterne an die Helligkeiten von in benachbarten Bildfeldern liegenden Katalogsternen "angeschlossen" werden.

Die Bildbearbeitung bei einer photometrischen Messung beschränkt sich lediglich auf die Dunkelbild- und Flatfieldkorrektur. In dem so korrigierten Bild können die Intensitäten der verschiedenen Himmelsobjekte bestimmt werden. Die hierfür benötigten Auswertefunktionen besitzen heute nicht nur die vielen separat angebotenen Bildverarbeitungsprogramme, sie sind auch bereits in vielen, direkt mit der CCD-Kamera ausgelieferten Bildaufnahmeprogrammen enthalten. Die Meßmethoden aller Programme basieren hierbei auf zwei grundsätzlichen Arten der Helligkeitsbestimmung.
Zum Verständnis dieser beiden Messarten bedarf es ein wenig Theorie: Die während der Belichtungszeit herrschende Luftunruhe sorgt dafür, dass die Helligkeitsverteilung jedes Sterns auf einem Bild einer Gaußverteilung entspricht. Zusätzlich zum Sternlicht ist während der Belichtung aber auch noch das Licht der immer vorhandenen Himmelsaufhellung auf den Chip gelangt und hat sich so dem eigentlichen Sternsignal überlagert. Um die Intensität eines Sterns bestimmen zu können, muss die Himmelshelligkeit von der Aufnahme subtrahiert werden.
Bei der in den meisten Programmen verwendeten so genannten Apertur- oder auch Blenden-Photometrie geschieht dies, indem nacheinander die Gesamtintensitäten zweier identisch großer Messfelder ermittelt wird. Das erste Messfeld wird so dimensioniert und im Bild positioniert, dass es den zu vermessenden Stern samt Hintergrund umfasst. Anschließend wird das Messfeld so verschoben, dass nur noch der Himmelshintergrund in unmittelbarer Nähe des Sterns erfasst wird. Durch Differenzbildung der beiden gemessenen Intensitäten erhält man direkt die Intensität des Sterns. Viele Programme reduzieren die Zahl der notwendigen Einzelmessungen dadurch, dass sie die Himmelshelligkeit aus einer das eigentliche Messfeld umschließenden ringförmigen Zone gleichen Flächeninhaltes bestimmen.
Im Amateurbereich weniger verbreitet ist die so genannte PSF-Photometrie. Die Software versucht hierbei anhand der aus allen Sternen des Bildfeldes bestimmten Helligkeitsverteilungsfunktion, der so genannten "Point Spread Function" (PSF), einen künstlichen Stern zu modellieren. Diese Funktion wird dann für jeden Stern so angepasst, dass seine Helligkeitsverteilung möglichst optimal wiedergegeben wird. Diese Art der Photometrie ist vor allem dann von Vorteil, wenn das zu vermessende Sternfeld so dicht ist, dass es in ihm kaum Stellen gibt, an denen die Helligkeit des Himmelshintergrundes bestimmt werden kann.

Alle so bestimmten Helligkeitswerte, ob nun absolut oder relativ gemessen, werden normalerweise in Diagrammform in Abhängigkeit von der Zeit aufgetragen. Anhand dieser so genannten Lichtkurve können dann weitergehende Aussagen über das vermessene Objekt gemacht werden.

Software
  • Photometrie-Software

    Fast jede Bildbearbeitungssoftware verfügt über eine Photometriefunktion; dennoch gestaltet sich die Auswertung sehr vieler Bilder, wie sie vor allem bei der Überwachung von kurzperiodischen Veränderlichen vorkommt, meist umständlich. Fast alle Programme ermöglichen nur die Bearbeitung eines Einzelbildes, so dass Objekt und Vergleichsstern(e) in jedem Bild aufs Neue mit der Maus angewählt werden müssen. Die erhaltenen Helligkeiten müssen dann mit Zeit und Datum noch manuell für die weitere Auswertung in einer Tabelle zusammengestellt werden.
    Nur wenige Programme gestatten die Bearbeitung einer ganzen Bildreihe im so genannten Batch-Betrieb. Voraussetzung ist hierbei allerdings, dass sich die zu vermessenden Objekte auf allen Aufnahmen, zumindest auf einige wenige Pixel genau, immer an der gleichen Stelle im Bildfeld befinden. Die Ausgabe der Messwerte erfolgt bei diesen Programmen normalerweise in Form einer ASCII-Datei.
    Die automatisierte Beobachtung der Lichtwechsel von bewegten Objekten, wie z.B. Kleinplaneten, war 2011 nur mit einem der drei am Turtle Star Observatory hierfür getesteten Photometrie-Programme zufriedenstellend möglich. Die folgende Tabelle zeigt die in unseren Augen bestehenden Vor- oder Nachteile:

    Programm Bemerkungen
    MuniWin
    (V2.1.24)

    Freeware

    Das speziell für die Helligkeitsbestimmung geschriebene Freeware-Programm photometriert in seiner aktuellsten Version sowohl bewegte, als auch unbewegte Objekte automatisch relativ zu beliebig vielen Referenzsternen. Die ermittelten Messwerte werden incl. Messfehler auf fünf Nachkommastellen in einem TXT-File ausgegeben.

    Astrometrica
    (V4.12.0.488)

    Shareware: 25,- €

    Die aktuelle (Beta-) Version der Software kann Bewegte Objekte verfolgen und neben der Astrometrie auch automatisch auf 0,01mag photometrieren.

    Gerade für die Photometrie weist die Software jedoch einige Nachteile auf:

    • Das Ergebnis der Photometrie wird in Form einer TXT-Datei ausgegeben - allerdings ohne Angabe eines Messfehlers. Dieser muss dann manuell mit einem (Spalten-)Editor wie z.B. UltraEdit aus der parallel erzeugten ADES-Positionsdatei eingefügt werden.

    • Es können nur maximal 25 Bilder gleichzeitig vermessen werden. Umfangreichere Bildserien, wie sie bei der Photometrie durchaus üblich sind, müssen in entsprechend kleinen Paketen nach und nach ausgewertet werden.

    • Astrometrica verwendet alle Sterne, deren gemessene Helligkeit auf jedem Einzelbild um weniger als ein vom Benutzer gesetztes Limit vom Katalogwert abweicht, für die Photometrie. Bedingt durch das Bildrauschen arbeitet man daher selbst bei unverändert bleibendem Bildfeld auf jeder Einzelaufnahme fast immer mit anderen Referenzsternen. Das Ergebnis der Photometrie ist dadurch leider etwa um den Faktor 10 (!) schlechter, als mit einem klassischen Photometrieprogramm, welches nur mit zwei, dafür aber dann möglicht hellen Referenzsternen arbeitet!

    • Obwohl Astrometrica hellere bewegte Objekte auf einer Bildserie automatisch erkennen kann, funktioniert dies bei umfangreicheren Bildserien nicht gut. Die Software nämlich versucht alle auf allen Bildern nicht als Katalogsterne identifizierten Signale miteinander in Verbindung zu bringen, um so gleichhelle und sich linear bewegende Objekte zu finden. Was bei Serien mit 3 bis 5 Bildern noch weniger als ein Minute benötigt, versagt bei umfangreicheren Bildserien. Unser Test mit 25 Aufnahmen benötigt auf einem aktuellen, schnellen PC-System (i5-8600 Prozessor, 32 GB RAM) so lange, so dass wir nach fast 20 Minuten einen Abbruch erzwingen mussten. In der Praxis ist es daher sinnvoll, die Position des zu photometrierenden Objekts per Hand anzuwählen. Bei sehr umfangreichen Bildserien dauert die Auswertung daher dann auch entsprechend lange.

    AIP4Win
    (V2.4.00)

    109,- €

    Das einfach zu bedienende Programm photometriert bewegte Objekte automatisch relativ zu zwei Referenzsternen. Ab der aktuell ausgelieferten Version V2.x werden auch die Fehler jeder Einzelmessung mit ausgegeben. Die ermittelten Messwerte werden auf drei Nachkommastellen angegeben.

    Achtung: Leider ist diese Software nicht mehr direkt unter Windows 10 lauffähig. Sie funktioniert aber problemlos mit einem virtualisierten Windows 7, z.B. mittels VM VirtualBox von Oracle.


  • Auswerte-Software

    Während die Visualisierung der Beobachtungsdaten einer Nacht sehr leicht mit jeder gängigen Tabellenkalkulation wie z.B. Excel erfolgen kann, gestaltet sich die Erstellung einer kompletten Lichtkurve aus den Daten verschiedener, auch weit auseinander liegender Nächte deutlich schwieriger. Doch auch hier können erste Versuche mit einem Tabellenkalkulationsprogramm nach "Try and Error"-Prinzip erfolgen. Sind irgendwo bereits Daten publiziert, können diese dabei als Ausgangswerte verwendet werden. Hat man keine Literaturdaten, kann die Periode in erster Nährung aber aus den beobachteten Maxima/Minima abgeschätzt werden. Ansonsten gilt: Raten und ausprobieren, bis sich eine möglichst gute und flüssige Kurve ergibt...

    Beispiel:

    An Tag 1 und Tag 2 wurde ein Maxima beobachtet. Ihr zeitlicher Abstand betrug ca. 25 Stunden. An einem Tag lagen Maximum und nachfolgendes Minimum ca. 3 Stunden auseinander. Dann wären ca. 6 Stunden ein guter Anhaltswert für eine erste Periodenschätzung. Der Rest ist dann einfaches ausprobieren: Was passt besser? 5,9 oder 6,1 Stunden usw. ... immer einen Schritt mehr ... bis zur 5. oder 6. Nachkommastelle. Bei Bedeckungsveränderlichen bzw. halbwegs symmetrischen Kleinplaneten kann natürlich auch das Doppelte der so gefundenen Periode die wahre Rotationsperiode sein! Zumindest im Fall des Kleinplaneten sieht man dies aber recht einfach beim variieren der Periodendauer - 100%ig passen die Lichtkurven von "Vorder-" und "Rückseite" nie aufeinander.

    Deutlich einfacher ist hier die Verwendung eines Speziellen Perioden-Suchprogramms. Am Turtle Star Observatoy wird hierzu das Programm PerAnSo (Shareware: 30,- €) verwendet, welches versucht mögliche Perioden anhand der Messdaten mittels Fourier-Analyse zu berechnen.

Beobachtungspraxis und eigene Beobachtungen

In den folgenden Abschnitten sollen die für die Amateurphotometrie interessanten Aufgabengebiete kurz vorgestellt werden:

  • Veränderliche Sterne

    Vor allem die sehr präzisen Photometriedaten des Astrometriesatelliten Hipparcos haben dazu beigetragen, dass inzwischen mehr als 40000 Veränderliche Sterne bekannt sind. Von vielen dieser Sterne weiß man heute zwar, dass sie eine variable Helligkeit besitzen, genauere Untersuchungen haben aber bei den meisten von ihnen bisher nicht stattgefunden.
    Dank der hohen Lichtempfindlichkeit der modernen CCD-Kameras ist auch der Amateurastronom in der Lage, viele dieser Sterne zu überwachen und so wertvolle Informationen über die Natur dieser Objekte zu sammeln. Im Gegensatz zu den professionellen Astronomen haben Amateure den Vorteil, dass sie ihre Beobachtungszeit frei einteilen können. Auf diese Weise sind sie in der Lage, einzelne Objekte über sehr lange Zeiträume hinweg zu überwachen.
    Das Gebiet der Veränderlichen Sterne bietet für jeden Beobachter etwas. Für einen Einstieg in die Veränderlichenbeobachtung eignen sich beispielsweise Sterne, die über eine kurze Lichtwechselperiode verbunden mit einer großen Amplitude verfügen. In diesem Bereich finden sich sowohl Bedeckungsveränderliche als auch kurzperiodisch pulsierende Sterne. Von vielen dieser Sterne liegen bereits zahlreiche Beobachtungsdaten vor, doch reichen diese größtenteils nicht aus, um eine endgültige Aussage über den Verlauf der Lichtkurve zu machen bzw. eine genaue Periode berechnen zu können. Doch selbst Objekte deren Daten vermeintlich bekannt sind, erfordern eine weitergehende Überwachung, denn nicht selten kommt es vor, dass sich im Laufe der fortschreitenden Sternentwicklung die Pulsationsdauer eines Sterns nachweisbar bereits über einen Zeitraum von einigen Jahren verändert.
    Während man den Lichtwechsel der kurzperiodischen Veränderlichen teilweise innerhalb einer Nacht, zumindest aber in wenigen aufeinander folgenden Nächten verfolgen kann, erfordert die Überwachung langperiodischer Veränderlicher wesentlich mehr Geduld. Die Periodendauern dieser Objekte variieren zwischen einigen Wochen bis hin zu teilweise mehreren Jahren. Bei den meisten langperiodischen Veränderlichen ist es ausreichend, nur eine Messung an jedem klaren Abend vorzunehmen.
    Lohnenswerte langperiodische Veränderliche sind die Mirasterne, die eine Amplitude von vier Größenklassen oder mehr aufweisen können. Interessant ist, dass sie neben einer nicht konstanten Periode auch eine unterschiedlich starke Ausprägung der Maxima besitzen. Nicht selten variiert die Maximalhelligkeit eines Mirasterns in einer Größenordnung von 30% der Amplitude!
    Ein ebenfalls sehr interessantes, wenn auch schwieriges Beobachtungsgebiet für Amateure ist die Überwachung von Zwergnovae und anderen kataklysmischen Veränderlichen. Diese Objekte besitzen normalerweise keine feste Lichtwechselperiode, so dass man sie möglichst in jeder klaren Nacht überwachen sollte. Der Lichtwechsel dieser Sterne läuft im Allgemeinen so ab, dass die meiste Zeit über die Minimalhelligkeit gehalten wird. Innerhalb von einigen Stunden bis hin zu wenigen Tagen kann die Helligkeit jedoch plötzlich um mehrere Größenklassen ansteigen, um dann innerhalb von einigen Tagen oder Wochen wieder auf die alte Minimalhelligkeit abzusinken. Der Abstand der einzelnen Helligkeitsausbrüche variiert bei diesen Sternen von einigen Tagen bis hin zu deutlich über einem Jahr.
    Besondere Aufmerksamkeit verlangen auch die halb- bzw. unregelmäßig Veränderlichen Sterne. Bei ihnen handelt es sich meist um Pulsationsveränderliche mit eher langen Lichtwechselperioden. Während sich bei den halbregelmäßig Veränderlichen zumindest noch ansatzweise eine Lichtwechseldauer bestimmen lässt, verläuft diese bei den unregelmäßig Veränderlichen völlig chaotisch. Da diese Sterne für die mit der Sternentwicklung befassten Fachastronomen besonders interessant sind, ist ihre ständige Überwachung durch Amateure äußerst wünschenswert.
    Die von Amateuren gewonnenen Lichtkurven sind natürlich nur dann effizient verwertbar, wenn sie gezielt abrufbar sind. Deshalb werden alle weltweit anfallenden Daten gesammelt und für Interessenten zur Verfügung gestellt. In Europa geschieht dies jeweils landesweit, wobei in Deutschland hierfür die Bundesdeutsche Arbeitgemeinschaft für Veränderliche Sterne (BAV) zuständig ist. Über die BAV erhält man auch Vorschläge für die eigene Beobachtungsplanung: Neben den aktuell vorhergesagten Lichtkurvendaten zahlreicher Sterne, erhält man dort auch Aufsuchkarten (mit Vergleichssternhelligkeiten) für viele Veränderliche.

  • Kleinplaneten

    In den letzten Jahren haben sowohl erdgebundene Radarmessungen als auch die Vorbeiflüge von Raumsonden an mehreren Kleinplaneten bestätigt, dass die meisten dieser Himmelskörper eine stark von der Kugelform abweichende Gestalt besitzen. Die bei vielen Kleinplaneten beobachtbaren kurzperiodischen Helligkeitsveränderungen sind also darauf zurück zu führen, dass der Asteroid dem Beobachter zu verschiedenen Zeiten ein unterschiedliches Profil zuwendet. Im Laufe einer Rotationsperiode entsteht so eine Lichtkurve, die in der Regel zwei Minima und zwei Maxima aufweist. In Abhängigkeit von der jeweiligen Gestalt sowie der Oberflächenbeschaffenheit (unterschiedliches Reflexionsvermögen) des Kleinplaneten können sich die beiden Minima bzw. Maxima einer Rotationsperiode zudem deutlich in ihrer Intensität unterscheiden.
    Anders als die großen Planeten rotieren Kleinplaneten nicht unbedingt nur um eine Achse. Es sind inzwischen zahlreiche Objekte bekannt, die um zwei oder teilweise auch um drei Raumachsen rotieren und somit buchstäblich durch das All "taumeln". Die Lichtkurven solcher Objekte sehen völlig anders als oben beschrieben aus.
    Aufgrund der Bahnbewegungen von Erde und Kleinplanet betrachtet der Beobachter den Kleinplaneten zu verschiedenen Zeiten aus einem völlig anderen Blickwinkel. Die ermittelte Lichtkurve ein- und desselben Objektes kann daher bereits nach wenigen Monaten nicht nur völlig anders aussehen, auch der Betrag der maximalen Amplitude des Lichtwechsels kann sich signifikant verändern.

    Obwohl zur Zeit (Stand: Oktober 2003) die Bahnen von mehr als 195000 Kleinplaneten bekannt sind, liegen nur von knapp 7000 mehr oder weniger gesicherte Lichtkurven vor. Viele Kleinplaneten werden jedoch nicht nur um ihren Oppositionszeitpunkt herum hell genug, um auch auf Amateuraufnahmen ein genügend starkes Signal zu erzeugen. Daher bietet sich hier ein reichhaltiges Betätigungsfeld. Anders als bei der Photometrie eines Veränderlichen Sterns hat man es bei der Ermittlung des Rotationslichtwechsels eines Kleinplaneten mit einem sich bewegenden Objekt zu tun. Dies hat zur Folge, dass bereits bei der Planung der Beobachtung verschiedene Dinge bedacht werden müssen:
    Es sollte zur Bestimmung einer Lichtkurve nach Möglichkeit immer mit denselben Vergleichssternen gemessen werden. Vor allem dann, wenn erdnahe Asteroiden mit großer Eigenbewegung verfolgt werden, ist es möglich, dass das verwendete Bildfeld der CCD-Kamera für eine durchgehende Überwachung zu klein ist. In einem solchen Fall muss das Teleskop dann im Laufe der Beobachtungsreihe neu positioniert werden. Hierbei ist darauf zu achten, dass sich die Bildfelder zumindest in einem kleinen Bereich überlappen und der oder die Vergleichsterne dann aus diesem Himmelsgebiet ausgewählt werden. Die in beiden Bildern gemessenen Helligkeiten sind auf diese Weise noch direkt mit einander vergleichbar. Ist die Eigenbewegung des Kleinplaneten so groß, dass er sich innerhalb der Beobachtungszeit um mehr als zwei Gesichtsfelder weiter bewegt, können die auf den unterschiedlichen Bildern gemessenen Helligkeiten nur dann zu einer gemeinsamen Lichtkurve kombiniert werden, wenn zuvor auch die relativen Helligkeiten der verwendeten Vergleichsterne untereinander bestimmt wurden.
    Ähnliche Probleme ergeben sich auch dann, wenn Beobachtungen aus verschiedenen Nächten mit einander kombiniert werden sollen. Auch in einem solchen Fall hat sich der Kleinplanet normalerweise so stark weiterbewegt, dass nicht mehr dieselben Vergleichsterne verwendet werden können. Von der Verfolgung eines Kleinplaneten über einen längeren Zeitraum als einige Wochen ist abzusehen, da sich die Form seiner Lichtkurve aufgrund der relativen Lageverschiebung der Rotationsachse(n) zur Erde deutlich verändern kann.
    Die maximale Belichtungszeit einer Einzelaufnahme richtet sich analog zur Astrometrie auch bei der Photometrie eines Kleinplaneten nach dessen Eigenbewegung. Weil sich die Genauigkeit einer Einzelmessung mit steigendem Signal/Rausch-Verhältnis verbessert, sollte bei einem Kleinplaneten, dessen Rotationsdauer bisher völlig unbekannt ist, zunächst versucht werden so lange wie möglich zu belichten. Liegen dagegen für einen Asteroiden bereits Angaben zur Rotationsdauer vor, sollte die Belichtungszeit der Einzelbilder so angepasst werden, dass ein möglichst optimaler Kompromiss zwischen Signal/Rausch-Verhältnis und zeitlicher Auflösung der Lichtkurve entsteht.

    Gemessene Lichtkurven werden heute weltweit von dem amerikanischen Astronomen Brian D. Warner bzw. dem schweizer Astronomen Raoul Behrend gesammelt.

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