Zur Auswertung astronomischer Aufnahmen mit dem automatischen Flächenphotometer

Bei der Abtastung von astronomischen Aufnahmen mit einem automatischen Mikrodensitometer fällt die Information in sehr stark redundanter From an und ist durch die Körnigkeit der Platte erheblich verrauscht. Um zu astronomisch relevanten Parametern zu gelangen, muß das Signal vom Rauschen getrennt und die Redundanz vermindert werden. Für diesen Zweck wird eine Kette von Verarbeitungsschritten beschrieben und systemtheoretisch analysiert, deren Kernstück ein variables zweidimensionales Filter ist, das seine Bandbreite selbständig an die Eigenschaften des einlaufenden Signals anpaßt und die anfallende Datenmenge erheblich (bis zu Faktoren um 100) reduziert. Es basiert auf einer modifizierten H AAR ‐Transformation und läßt sich leicht auf einem relativ kleinen Prozeßrechner im on‐line‐Betrieb mit der Abtastung realisieren. Die optimale Abtrennung des Rauschens wird durch ein weiteres variables Digitalfilter (zweidimensionales K ALMAN ‐Filter auf einem Universalrechner) erreicht, dessen Bandbreite ebenfalls durch das H AAR ‐Filter gesteuert wird. Das Aufsuchen von Sternen und Galaxien innerhalb großer abgetasteter Flächen erfolgt im Bildraum der H AAR ‐Transformation. Zum Schluß werden die astronomisch relevanten Parameter (Koordinaten und Helligkeiten von Sternen, ferner Durchmesser, Achsenverhältnis, Positionswinkel, Störungsgrad, heller Kern usw. von Galaxien) durch Entwicklung der Intensitätsverteilung nach Potenzmomenten abgeleitet. Einsetzbar ist die beschriebene Methode u. a. für die Ermittlung der Helligkeits‐ und Farbverteilung innerhalb größerer Galaxien oder für die Photometrie aller Sterne und Galaxien in einem größeren Ausschnitt der Platte. Wenn für die Platte die Schwärzungskurve (z. B. über einen aufkopierten Graukeil) bekannt ist, lassen sich bei der Photometrie von Sternen deren Helligkeit durch Aufsummieren der Intensitätsverteilung bestimmen. Man benötigt dann keine lichtelektrische Standardsequenz über die gesamte zu bearbeitende Helligkeitsskala mehr, sondern nur noch wenige Objekte zur Festlegung des Skalennullpunkts.