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Am Ziel angekommen: Nachdem die Kamera läuft und täglich gemeinsam mit den anderen weltweit installierten Kameras Daten ins Internet hochlädt, kann die wissenschaftliche Arbeit zur Untersuchung von Meteoren beginnen.

Beitrag von Yannik, Peter, Elina, Lasse und Nils

Die verwendeten Bilder in diesem Wiki-Eintrag sind eigens erstellte Aufnahmen aus verschiedenen Nächten. Es handelt sich also um Beispiele die nicht miteinander verglichen werden sollten.

Es handelt sich um eine Serie von Bildern, in denen Ereignisse als Meteore erkannt wurden. Die „Erkannten“ Bilder zeigen Unterschiede zwischen dem hellsten und dem durchschnittlichen Bild, was hilft, störende Wolken und Rauschen zu entfernen. Es können jedoch auch andere fliegende Objekte wie Vögel, Insekten oder Flugzeuge erfasst werden. Die Anzahl der „Erkannten Meteore“ entspricht nicht immer genau der Anzahl tatsächlicher Meteore, sondern umfasst auch andere erkannte Ereignisse.

Im Gegensatz zum „Erkannten Stapel“ enthält dieser Stapel Bilder aus der gesamten Nacht, von denen einige auch im „Erkannten Stapel“ enthalten sind.

Ähnlich wie bei dem „Aufgenommenen“ Stack zeigt dieses Bild eine Matrix von MaxPixel-Bildern, die nur Erkennungen enthalten. Die Zeitstempel auf diesen Bildern dienen als Ausgangspunkt, um nach interessanten Ereignissen zu suchen. Im Gegensatz zu den Bildern im „Aufgenommenen“ Stapel sind diese nicht gestapelt, daher repräsentiert jedes Bild eine FITS-Datei.

Dieses Bild besteht aus einer Sammlung von MaxPixel-Bildern, die die gesamte Nacht abdecken. Die Zeitstempel in der oberen linken Ecke zeigen den Zeitverlauf an. Jedes Bild ist ein Stapel von MaxPixel-Bildern, die sich aus der Kombination von 5 FF*.fits-files ergeben. Der Zeitunterschied zwischen zwei benachbarten Zeitstempeln beträgt 51,2 Sekunden. Ein größerer Unterschied deutet darauf hin, dass Frames verloren gegangen sind. Manchmal sind die Bilder gesättigt, was durch Mondlicht, hohe Luftfeuchtigkeit oder Blitze verursacht wird, die den Himmel aufhellen.

Das ist eine Grafik von Meteoriten und den Positionen aktiver Strahlen, von denen sie zu kommen scheinen. Die Größe der Kreise um die Strahlen hängt davon ab, wie viele Meteoriten von diesem Schauer stammen. Es wird auch angezeigt, wie viele Meteoriten mit einem bestimmten Schauer in Verbindung gebracht werden. Die Zuordnung der Strahlen zu den Meteoritenschauern basiert auf Beobachtungen von einzelnen Beobachtungsstationen, was manchmal nicht ganz korrekt sein kann, wenn man die Daten von verschiedenen Stationen kombiniert. Aber für große Ereignisse oder starke Schauer ist die Anzahl der Meteoriten ziemlich genau. Unten auf der Grafik zeigt eine gestrichelte rote Linie die aktuelle Position der Erde in Bezug auf die Sonne und die aktiven Strahlen zum Zeitpunkt der Beobachtung.

Das Diagramm zeigt die Variationen zwischen allen Summen der Pixelwerte aus jeder FF-Datei im Verlauf der Nacht. Da es sich nicht um den Durchschnitt der Werte handelt, sollte bei einem signifikanten Ereignis ein Spitzenwert im Diagramm offensichtlich sein.

Das Diagramm zeigt die Summe der Intensitätswerte aller Pixel in jedem Bildrahmen aus jeder FF-Datei im Verlauf der Nacht. Die durchschnittlichen Werte dieser Summen werden in Schwarz dargestellt, die Spitzenwerte in Rot. Dadurch werden signifikante Ereignisse im Sichtfeld der Kamera als Spitzen erkennbar.

Das Diagramm zeigt die Ergebnisse der Neukalibrierung für ein Bild während der Nacht, wobei die Abweichungen von der ursprünglichen Kalibrierung als gelbe Linien dargestellt werden. Die Länge jeder Linie entspricht dem 100-fachen der Entfernung von der idealen Kalibrierung, wobei die Ausrichtung der Linie die Richtung der Abweichung anzeigt. Im Falle eines systematischen Fehlers wären die Linien entweder konzentrisch orientiert oder alle in eine einzige Richtung abweichend. In einfachen Worten bedeutet dies, dass man eine Ansammlung kurzer Linien sehen möchte, die in verschiedene Richtungen orientiert sind.

Das Diagramm zeigt, dass Kameras sich während der Nacht bewegen, was ihre Ausrichtung verändert. Die Astrometrie muss für jede Datei überprüft werden, um dies auszugleichen. Die Ergebnisse zeigen die Differenz zur Ausgangsposition in Bogenminuten auf der x-Achse und die Rotation zwischen neuer und Ausgangsposition, farbcodiert nach der Zeit. Durch das Diagramm können Probleme mit der Kameramontage identifiziert und behoben werden. Kameras bewegen sich im Durchschnitt etwa 5-6 Bogenminuten, aber es gibt kleinere (bis zu 2') und größere Bewegungen (bis zu 15' oder mehr).

Das Diagramm zeigt die Photometrieanpassung für Sterne, die aus einer FF-Datei von Beobachtungen extrahiert wurden. Zwei Linien repräsentieren die Anpassung für die aktuelle Nacht (blau) und die Referenzkalibrierung (grau). Im Allgemeinen kann man die Grenzgröße einer Kamera berechnen, indem man ungefähr 4 Größenordnungen von der Photometrieanpassung abzieht. Für die meisten 3,6-mm-Kameras beträgt diese Zahl etwa 10 oder etwas mehr, was bedeutet, dass die Grenzgröße dieser Kameras etwa 6 beträgt.

Hierbei handelt es sich um einen ausgewählten Bildausschnitt, bei dem statische Objekte ausgeschnitten wurden, um den zu beobachtenden Bereich festzulegen. In unserem Beispiel werden sichtbare Ecken des Kameragehäuses und der Baum in der unteren rechten Ecke ausgeschnitten.

Plate Solving ist ein Verfahren in der Astronomie, bei dem ein Computerbildanalysealgorithmus verwendet wird, um den Himmelsausschnitt auf einem astronomischen Bild zu identifizieren und zu bestimmen. Dabei wird ein Bild von einem Teleskop oder einer Kamera aufgenommen und dann analysiert, um die genaue Position der Sterne und anderer Himmelsobjekte im Bild zu bestimmen. Dies ist besonders nützlich für die Bestimmung der genauen Position von Himmelsobjekten und die Erstellung von Mosaikbildern aus mehreren Einzelbildern.