

\documentclass[twoside]{article}[12pt]

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\lstset{style=daiquiri, language=SQL}


\title {Erforsche den Sternhaufen M67 mit TOPCAT}
\author {Hendrik Heinl und Stefan Jordan}

%\titlepicture{TBD}

\begin {document}


\maketitle

\begin {abstract}

Sterne entstehen aus Molekülwolken, die sich so weit verdichten, dass
die Gravitation ihrer Massen lokal den thermischen Druck übersteigt. In
der Milchstraße finden sich solche Molekülwolen vor allem in den
Spiralarmen. 
Da diese Wolken aber sehr groß und reich an Masse sind, werden Sterne
nicht alleine, sondern im Verbund mit anderen "geboren", sie haben
gewissermaßen Geschwister, die aus der gleichen Molekülwolke entstanden.
Der Verbund solcher Sterne wird als Offener Sternhaufen bezeichnet. Mitglieder
des selben Offenen Sternhaufens teilen viele Eigenschaften miteinander.
Dies sind neben der chemischen Elementverteilung der
Ursprungswolke unter anderem kinematische Eigenschaften wie
Bewegungsrichtung und Geschwindigkeit. Vor allem letztere eignen sich
gut, um die Mitglieder OFfener Sternhaufen von den sie umgebenen Sternen oder
Objekten im Hintergrund zu unterscheiden. 
In diesem Tutorial werden wir Mitglieder des Offenen Sternhaufens M67 anhand
ihrer Eigenbewegungen identifizieren und mit Hilfe eines
Farben-Helligkeits-Diagramms überprüfen, inwieweit diese Identfikation
schlüssig ist.
Zum Einsatz kommen TOPCAT einige VO-Services. 
\end{abstract}

\usedsoftware {\Topcat\  Version 4.5}

\section{Vor dem Start}

Dieses Tutorial benötigt TOPCAT und JAVA. 

TOPCAT: \url{\linkTopcat}

\section{Zugriff auf Katalogdaten und Plotten}
\tutstep[Identifikation der Mitglieder mit Hilfe des HSOY] 
Zur Idenfikation der Mitglieder eines Sternhaufens brauchen wir einen
Katalog, der die Eigenbewegunden der Sterne beinhaltet und nach
Möglichkeit auch Messungen in unterschiedlichen Farbbändern, die später für
das Farben-Helligkeits-Diagramm benötigt werden. Der Katalog unserer
Wahl ist der HSOY, von dem wir eine Teilmenge in einem Gebiet rund um
den Sternhaufen M67 herunterladen werden. 

Allgemeine Suchen der Art ''Objekte innerhalb von $X$ Grad um eine
Himmelsposition'' werden im VO vom Cone-Search-Protokoll abgedeckt. In
TOPCAT findet sich diese unter \menu{VO}\goto \menu{Cone Search}. 
In dem neuen Fenster tragen wir als \key{Keyword} \entry{HSOY} ein und
klicken auf \menu{Find Services}. Damit suchen wir in der VO-Registry nach
allen Cone-Search-Diensten, die HSOY-Katalogdaten bereitstellen. Die
VO-Registry ist für das VO das, was Google für das WWW ist. Diese Suche
kann entsprechend auch dazu genutzt werden, nach Schlüsselbegriffen (auf
Englisch) zu suchen. Allerdings kann man in den Ergebnislisten schnell
verloren gehen -- wie bei Google ist für die Datenrecherche
ein profundes Vorwissen hilfreich. 

Nach wenigen Sekunden sollten im Feld unter der Registry-Suche die
Ergebnisse angezeig werden. Daraus wählen wir \entry{HSOY SCS}. Die
  anderen Dienste würden aber prinzipiell die gleichen Daten bereitstellen.

Um nun eine Auswahl der Katalogdaten vorzunehmen, tragen wir in das Feld
\key{Object Name} die Bezeichnung des gesuchten Sternhaufens \entry{M67}
ein, und klicken rechts davon auf \menu{Resolve}. Hier nutzen wir einen
Service des CDS (Centre des Donnés astronomique de Strasbourg), der den
Namen eines Objektes nach seiner Position auflöst. Als \key{Radius} wählen wir
\entry{1.0} Grad aus, was angesichts der Entfernung M67s durchaus
großzügig ist. Mit dem Klick auf \menu{OK} schicken wir die Anfrage an
den Cone Search Service ab. Das Ergebnis sollte nach wenigen Sekunden in
TOPCAT geladen werden. 

\tutstep[Plot der Eigenbewegungen] Der im letzten Schritt geladene
Datensatz wird nicht nur Sterne enthalten, die Mitglieder des Sternhaufens
M67 sind, sondern eine Menge Sterne in Vorder- und Hintergrund. Von
diesen wollen wir nun die Untermenge guter Kandidaten als Mitglieder von M67
unterscheiden. Wir machen uns dabei zunutze, dass die Sterne in
Sternhaufen die gleichen Eigenbewegungen aufweisen (mit relativ geringen
Abweichungen). In einem Plot der Eigenbewegungen sollten diese Sterne
entsprechend eine Überdichte aufweisen. 
Unter \menu{Graphics}\goto \menu{Plane Plot} öffnen wir eine
Plotoberfläche. Die Steuerungselemente für den Plot finden sich im
unteren Bereich des Fensters. Dort tragen wir als \key{X axis}
\entry{pmRA} aus, und als \key{Y axis} \entry{pmDE}. Im Plot sehen wie
sofort eine große Dichte rund um den Ursprung -- das ist nicht weiter
verwunderlich, da wir mit der Cone-Search einen zylindrische Auswahl in
eine Blickrichtung getroffen haben, das bedeutet, dass wir mit
zunehmender Entfernung mehr Objekte in unserer Auswahl finden. Da aber
mit der Entfernung die Eigenbewegungen geringer werden, ist diese
Ansammlung nicht verwunderlich. Mit ein bisschen zoomen (mit dem
Mausrad) entdecken wir schnell eine Überdichte bei etwa \key{(-3 e-6,
-1e-6)} $\deg/{\rm
yr}$.

\tutstep[Auswahl der Kandidaten] Die Objekte in diesem Bereich sind gute
Kandidaten für eine Mitgliedschaft in M67. Mit Hilfe der Funktion
\emph{Subset} in TOPCAT wählen wir nun die Objekte in diesem Bereich
aus, indem wir sie freihand markieren. Diese Funktion wird unter
\menu{Subsets}\goto \menu{Draw Subset region} aktiviert. Jetzt können
wir die Region der Überdichte markieren, indem wir die linke Maustaste
halten und den gewünschten Bereichen einkreisen. Mehrfache Ansätze sind
möglich. Sobald der gewünscht Bereich ausgewählt ist, beenden wir die
Auswahl mit  \menu{Subsets}\goto \menu{Finish
Drawing region}. In dem neu öffnenden Fenster müssen wir unserer
Teilmenge im Feld \key{New Subset Name} einen Namen geben und dann auf
\menu{Add Subset} klicken. Die Objekte dieser Teilmenge werden im Plot
nun in einer neuen Farbe angezeigt.  
Solcherart ausgewählte Teilmengen lassen sich in den Plotfenstern im
Reiter \menu{Subsets} ein- und ausschalten. An dieser Stelle ist das
noch nicht besonders sinnvoll, aber schon im nächsten Schritt werden wir
diese Funktion nutzen. 

\tutstep[Farben-Helligkeit-Diagramm] Da die Mitglieder eines
Sternhaufens gleich alt sind, ist zu erwarten, dass sie sich in einem
Farben-Helligkeit-Diagramm vor allem entlang der Hauptreihe finden und
abhängig von ihrem Alter entweder noch (junge) Blaue Riesen oder (alte)
Rote Riesen erkennbar sind. 
Um ein solches Diagramm zu erstellen benötigen wir Beobachtungen in
verschiedenen Farbbändern. Glücklicherweise stellt uns der HSOY-Katalog
auch diese Daten zur Verfügung, die ursprünglich dem 2MASS-Survey
entnommen sind. Um die richtigen Spalten unserer Tabelle für diesen Plot
auszuwählen, werfen wir einen kurzen Blick in die Metadaten der Tabelle
unter \menu{Views}\goto \menu{Columns Info}. Hier finden wir die
Beschreibung der Spalten unseres Katalogs und unter \emph{Description}
sehen wir, in welchen Spalten die Beobachtungen der unterschiedlichen
Farbbänder zu finden sind. Interessant sind für uns die Spalten
\emph{phot\_g\_mean\_mag} und \emph{jmag}. 
Um das Farben-Helligkeits-Diagramm zu erstellen, öffnen wir ein neues
Plot Fenster unter \menu{Graphics}\goto \menu{Plane Plot} und tragen nun
für die \key{X:}-Achse ein: \entry{phot\_g\_\_mean\_mag-jmag} ein, damit
blauere Objekte im linken Bereich des Plots dargestellt werden, und rote
im rechten Bereich. Als \key{Y:}-Achse tragen wir
\entry{phot\_g\_\_mean\_mag} ein. Da die traditionell die Helligkeit der
Sterne von oben nach unten sortiert werden soll, müssen wir allerdings
die Y-Achse spiegeln, indem wir links auf \key{Axis} klicken und dann
bei \key{Y Flip} das Häkchen setzen. 

Ersteinmal ist von der Hauptreihe nichts zu erkennen, wenn wir jedoch
unter \key{Subsets} die Untermenge unserer ausgewählten Kandidaten
einblenden, werden die Hauptreihe und die Zweige der Roten Riesen
deutlich. 

\tutstep[Sky-Plot]
Eine weitere Möglichkeit des Plottings findet sich unter
\menu{Graphics}\goto \menu{Sky Plot}. Gleich nach Auswahl werden die
Positionen der einzelnen Datensätze unserer Tabelle gemäß ihrer
Positionen geplottet. Dank der Metadaten (das Schlagwort hier ist
Unified Content Descriptor, für alle, die etwas tiefer in
VO-Standards einsteigen wollen) ''weiß'' TOPCAT, in welchen Spalten sich
die Koordinaten befinden. Hier im Skyplot wollen wir nun die Größe der
Punkte nach der Helligkeit der Objekte gewichten. Zunächst einmal
markieren wir unter \key{Subsets} unsere Teilmenge der Kandidaten.
Zunächst ändern wir unter \key{Form} einige Einstellungen. Dort klicken
links auf \menu{Forms}(mit dem grünen Kreuz)\goto \menu{Add Size}. Das
\key{Shading} sollte \entry{Auto} sein, \key{Coordinates} stellen wir
auf \entry{15-phot\_g\_mean\_mag} und unter \key{Global Style} setzen wir auf
\key{Size} auf 0. Das \key{Autoscale} soll deaktiviert sein. Jetzt
können wir bei \key{Scale} den Balken so verschieben, dass der Plot gut
aussieht (etwa ein drittel Länge von links ist empfehlenswert). 

\section{Weiterführend}
M67 ist einer der älteren bekannten Offenen Sternhaufen. Ein sehr junger
Sternhaufen dagegen sind die Pleiaden. Wir können alle obigen Schritte
wiederholen, wenn wir im ersten Tutorialschritt statt \entry{M67} bei
der Namensauflösung \entry{Pleiades} eingeben. 
In den Plots gibt es auffällige Gemeinsamkeiten, aber auch deutliche
Unterschiede. Diese Bedingen sich einerseits durch die kürzere Distanz
zu den Pleiaden (der Offset der Hauptreihen), anderseits aber auch durch
ihr Alter (die Pleiaden haben noch keine Roten Riesen, dafür aber noch
Blaue Riesen). 

\section {Referenzen}

\begin{description}

\item[]Taylor, M. \url{http://www.star.bris.ac.uk/~mbt/topcat/#docs}

\end{description}


\end {document}
