

                            ASTROMETRICA SHAREWARE
                           


 Dies ist  unlizensierte Veriosn von "Astrometrica".  Wie blich  knnen Sie
 diese Shareware zwei Wochen kostenlos testen. Nach dieser Testphase lschen
 sie entweder  smtliche  Kopien  dieser Software,  oder Sie lassen sich als
 Anwender registrieren. Dazu senden Sie einen Betrag von mindestens US$ 25.-
 (oder den entsprechenden Gegenwert in S, DM oder SFr)  an  den  Autor  von
 "Astrometrica", und  sie  erhalten  eine lizensierte Kopie der Shareware in
 der neuesten verfgbaren Version.  Senden Sie die Sharewaregebhr bitte als
 Postanweisung oder in Bar.  Cheques knnen wegen der hohen Bankspesen nicht
 angenommen werden.

 Als Shareware-Autor knnen Sie dieses Programm kostenfrei benutzen, sollten
 aber  dennoch  mit dem Autor  von "Astrometrica"  Kontakt  aufnehmen:  Nach
 Zusendung  einer Beschreibung Ihrer  Sahreware-Programme  erhalten auch Sie
 eine lizensierte Version von "Astrometrica".

 Die Verbreitung von Kopien dieser  Demo-Disk  auf Diskette,  ber  Bulletin
 Boards oder Computernetzwerke ist ausdrcklich erwnscht!

 Die lizensierte Version  von  "Astrometrica"  bietet  folgende  zustzliche
 Funktionen an:

 * Bis zu zwlf Referenzsterne knnen ausgewhlt werden, whrend eine un-
   lizensierte Kopie nur die Wahl von drei oder vier Referenzsternen er-
   laubt.

 * Bestimmung der Helligkeit des zu vermessenden Objektes mit Hilfe des
   'Measure Position & Mag'-Kommandos.

 * Vergleich von CCD-Aufnahmen mittels elektronischem Blinkkomperator.

 * Berechnung von Ephemeriden zum Ende der astronomischen Abenddmmerung
   und Beginn der astronomischen Morgendmmerung sowie der Position aller
   Objekte zu einem vorgegebenen Zeitpunkt.

 * Lizensierte Benutzer erhalten kostenlose Informationen ber neue Ver-
   sionen der Software, und knnen Updates zum Selbstkostenpreis beziehen.

 Die Adresse des Autors, von wo lizensierte Versionen von "Astrometrica" be-
 zogen werden knnen, lautet:

                               Herbert Raab
                              Schrammlstr. 8
                               A-4050 Traun
                                sterreich

                                  e-mail:
                         Herbert.Raab@jk.uni-linz.ac.at


 Zur Zeit wird eine neue Version entwickelt,  die Bilder mit einer Gre von
 bis zu 2048 x 1024  Pixel lesen wird knnen.  Diese  Version  wird  voraus-
 sichtlich im Frhling 1995 verfgbar sein.

 Die folgende Programm-Dokumentation bezieht sich stets auf eine lizensierte
 Vollversion von "Astrometrica".  Einige der beschriebenen Funktionen stehen
 bei Verwendung einer unlizensierten Kopie daher nicht zur Verfgung.




                               ASTROMETRICA 3.0
                              


  BER ASTROMETRICA
  

  "Astrometrica" 1.0  wurde zwischen Februar und Juni 1993 implementiert, um
  die  Mglichkeiten,  die  CCD-Kameras  auf dem  Gebiet der  Astrometrie an
  Kleinplaneten und Kometen bieten, kennenzulernen.

  Schon whrend der Entwicklung von "Astrometrica" konnten im oben genannten
  Zeitraum rund 150  CCD-Bilder von Kometen erfolgreich vermessen werden und
  das Programm so an die  Bedrfnisse des praktisch arbeitenden Amateurs an-
  gepat werden.

  Die im September 1993  entstandene Version 1.1  ermglichte auch das Laden
  von  komprimierten  ST-6  Dateien  und  erstellte eine Datei mit dem Namen
  CREPORT.TXT,  die zum IAU Standard-Format fr astrometrische Beobachtungen
  kompatibel ist.

  Die Version 1.2,  die im Oktober 1993 freigegeben wurde, erlaubte den Ver-
  gleich zweier CCD-Aufnahmen mit Hilfe des elektronischen Blinkkomperators.

  Version 2.0,  welche im April 1994 fertiggestellt wurde,  konnte  ST-4 und
  TIFF-Dateien lesen.  Weiters  wurden  die Methoden zur astrometrischen und
  photometrischen Datenreduktion verbessert.

  Version 2.1,  die im Oktober 1994 fertiggestellt wurde,  verfgte ber ein
  erweitertes Datei-Interface, welches auch FITS-Dateien lesen konnte. Unter
  den Neuerungen war auch ein erweiterter Blinkkomperator sowie ein ver-
  besserter Algorithmus zur Berechnung des Lichtschwerpunktes.

  Version 3.0 wurde im April 1995  fertiggestellt.  Sie ermglicht das Lesen
  groer CCD Bilder bis zu Ausmaen von  2056 x 1032 Pixel.  Unter den zahl-
  reichen Neuerungen findet sich ein Werkzeug zur Berechnung des Zeitpunktes
  der Belichtungsmitte fr Komposit-Aufnahmen, eine Schnittstelle zu anderen
  Sternkatalogen,  sowie die Untersttzung der neuen IAU Kometen-Bezeichnun-
  gen.
  Weitere Details entnehmen Sie bitte der Datei NEU.TXT!



  VORAUSSETZUNGEN
  

  * PC-compatibler Computer mit 80286 (oder hherer) CPU und mindestens 1 MB
    XMS Speicher (mehr fr groe Bilder), Standard-VGA-Karte, und Microsoft-
    compatibler Maus (original Microsoft Maustreiber empfohlen).

  * MS-DOS 5.0 (oder sptere Version).

  * Der "Hubble Space Telescope Guide Star Catalog" (GSC),  Version 1.0 oder
    1.1, auf CD-ROM oder auf die Festplatte des Computers kopiert  (mit dem-
    selben Verzeichnis-Baum wie auf den CD-ROMs). "Astrometrica"  liest  die
    Originalversion (Daten im FITS-Format auf zwei CD-ROMs),  nicht aber die
    gekrzten  oder  komprimierten  Versionen  des  GSC, wie sie mit anderen
    Programmpaketen geliefert werden.
    Die zwei CD-ROM's mit den  bentigten  GSC-Daten  knnen  von  folgender
    Adresse fr rund US $ 70.- + Porto bezogen werden:

            Astronomical Society of the Pacific
            390 Ashton Ave.
            Dept. AD
            San Francisco, CA 94112      U.S. Telefon: (415) 337 2624
            U.S.A.                       U.S. Fax:     (415) 337 5205


  INHALT DER DISKETTE
  

  Die Diskette enthlt folgende Dateien:

  * ASTROMET.EXE: Das ausfhrbare Programm ("Astrometrica").

  * DPMI16BI.OVL, RTM.EXE:  Diese  Dateien  reprsentieren das DOS Protected
    Mode Interface und den Run Time Manager fr Protected Mode Applications.
    Beide mssen sich im selben Verzeichnis wie ASTROMET.EXE befinden.

  * REGIONS.DAT: Eine Datei, die Angaben zur Position der  GSC-Regionen ent-
    hlt.

  * DEMO.CAT: Eine Datei mit Referenzstern-Daten zu den Demo-Bildern. Im
    Abschnitt 'Die Verwendung alternativer Sternkataloge' finden Sie die
    Information, wie Sie diese Daten nutzen knnen.

  * README.BAT und README.TXT: Die englische Version dieses Textes, und eine
    Batch-Datei zur Anzeige desselben.

  * LIESMICH.BAT und LIESMICH.TXT: Der Text, den Sie soeben lesen,  und eine
    Batch-Datei zur Anzeige desselben.

  * NEW.TXT, NEU.TXT:  Eine  kurze  Beschreibung  der  neuen  Funktionen der
    Version 3.0 in Englisch und Deutsch.

  * ASTROMET.PIF, ASTROMT1.ICO, ASTROMT2.ICO: Ein "Program Information File"
    und zwei nette Icons fr jene,  die "Astrometrica"  aus  Windows  heraus
    starten wollen.  (Wie Sie DOS-Applikationen von Windows aus starten ent-
    nehmen Sie bitte Ihrem Windows-Handbuch.)

  * /CCD: Ein Unterverzeichnis mit  einigen  Bildbeispielen  und einer Text-
    Datei (LIESMICH.TXT), die Erluterungen zu diesen Bildern enthlt.

  * /ELM: Ein Unterverzeichnis mit den Bahnelementen  der  Objekte,  die auf
    den Bildbeispielen zu sehen sind.
    In diesem Verzeichnis befindet sich auch das Programm  ELEMCOV.EXE,  das
    Bahnelemente . Rufen
    Sie dieses Programm mit dem Parameter /? auf, um weitere Informationen


  INSTALLATION VON ASTROMETRICA
  

  Die Installation von  "Astrometrica"  auf der Festplatte des Computers ist
  sehr einfach: Erstellen Sie zunchst unter Verwendung des MS-DOS Kommandos
  MD (was fr Make Directory steht) das Verzeichnis, wo Sie das Programm ab-
  legen mchten, und kopieren Sie dann die Dateien von Ihrer "Astrometrica"-
  Diskette in dieses Verzeichnis.  Sie knnen auch die Bildbeispiele und die
  dazugehrigen Bahnelemente  in jene Unterverzeichnisse kopieren,  in denen
  Sie Ihre CCD Bilder und Bahnelemente ablegen mchten.

  Wenn Sie "Astrometrica" erstmals starten, wird eine Meldung erscheinen und
  Sie darauf hinweisen, da keine Datei zur  Initialisierung des  Programmes
  gefunden werden konnte.  Sie sollten dann das  'Options'-Menue  durchgehen
  und das Programm, wie spter beschrieben, konfigurieren.


  KOMMANDOS
  

  ͻ
   Menue    Kommando          Beschreibung                              
  ͹
   File     Load Image        Ldt, je nach Konfiguration, SBIG, TIFF   
                              oder FITS-Dateien von der Festplatte in   
                              den Speicher                              
           Ķ
            View Text-File    Ldt eine Text-Datei und zeigt diese an   
           Ķ
            Save Text-File    Speichert den Inhalt des aktiven Fensters 
                              in eine Text-Datei                        
           Ķ
            Print Text-File   Druckt den Inhalt des aktiven Fensters    
           Ķ
            Change Dir        Wechselt das aktuelle Verzeichnis         
           Ķ
            Delete File       Lscht eine vom Benutzer gewhlte Datei   
           Ķ
            DOS Shell         Kehrt temporrer auf die DOS-Ebene zurck 
           Ķ
            Exit              Beendet die Ausfhrung von "Astrometrica" 
  Ķ
   Display  Chart             Zeigt eine Karte eines Himmelsausschnittes
                              an                                        
           Ķ
            Image             Zeigt das aktuelle CCD-Bildes, und erlaubt
                              die Untersuchung dessen Pixel mit einem   
                              fadenkreuz                                
           Ķ
            Parameters        Zeigt Information zum aktuellen CCD-Bild  
           Ķ
            Negative          Schaltet Negativdarstellung des CCD-Bildes
                              ein bzw. aus                              
           Ķ
            Load User         Ldt und aktiviert eine alternative Farb- 
            Color Table       tabelle (ST-6 Dateiformat)                
           Ķ
            Set Standard      Setzt die Standard-Farbtabelle            
            Color Table       (Graustufen)                              
  Ķ
   Measure  Select Reference  Zeigt eine Karte jenes Teils des Himmels, 
            Stars             der am CCD-Bild abgebildet ist, um die    
                              Auswahl der Referenzsterne zu ermglichen,
                              welche spter zur Berechnung von Position 
                              bzw. Helligkeit des Objektes bentigt     
                              werden                                    
           Ķ
            Measure Position  Zeigt das aktuellen CCD-Bild, um die      
                              Messung der Positionen der Referenzsterne 
                              und des Objektes zu ermglichen           
           Ķ
            Measure           Zeigt das aktuellen CCD-Bild, um die      
            Position & Mag    Messung der Positionen und Helligkeiten   
                              der Referenzsterne und des Objektes zu    
                              ermglichen                               
           Ķ
            Remeasure Object  Vermisst das Objekt nochmals, ohne auch   
                              die Referenzsterne zu vermessen.          
           Ķ
            Information       Zeigt Informationen zur letzten Messung,  
                              wie Plattenkonstanten, Lichtschwerpunkt,  
                              Kontrastindex und Brennweite              
  Ķ
   Utility  Background        Verndert die Werte fr "Background" und  
            & Range           "Range", welche den Bildkontrast steuern  
           Ķ
            Scale             Setzt die Bildparameter so, da eine ge-  
                              gebene Prozentzahl von Pixeln im Bild     
                              schwarz (Low Limit) bzw. wei (High       
                              Limit) erscheint.                         
           Ķ
            Smooth            Wendet einen Mittelwert-Filters auf das   
                              aktuelle CCD-Bild an                      
           Ķ
            Median Filter     Wendet einen Median-Filters auf das       
                              aktuelle CCD-Bild an                      
           Ķ
            Blink Images      Vergleicht zwei CCD-Bilder durch Blinken  
           Ķ
            Edit Parameters   Verndert Informationen zum Bild, die fr 
                              astrometrische Arbeit von Bedeutung sind. 
                              Diese Funktion wird auch nach dem Laden   
                              eines CCD-Bildes aufgerufen               
           Ķ
            Change Star       Whlt einen anderen Sternkatalog (Datei-  
                              formates unten beschrieben) als den GSC   
           Ķ
            Default Catalogue Benutzt den Standard-Kataloges (GSC)      
  Ķ
   Ephem    Load Elements     Ldt Bahnelemente von der Festplatte in   
                              den Hauptspeicher                         
           Ķ
            Save Elements     Speichert die aktuellen Bahnelemente      
           Ķ
            Discard Elements  Entfernt die aktuelle Bahnelemente aus    
                              dem Speicher                              
           Ķ
            Calculate         Berechnet eine Ephemeride aus den ge-     
                              ladenen Bahnelementen fr eine vorge-     
                              gebene Zeit, zum Ende der Abenddmmerung  
                              oder zum Beginn der Morgendmmerung       
           Ķ
            Scan Elements     Durchsucht die Bahnelemente auf Disk und  
                              stellt eine Liste der beobachtbaren       
                              Objekte zusammen                          
           Ķ
            Display Elements  Zeigt die aktuelle Bahnelemente an        
           Ķ
            Edit Elements     Erlaubt die Eingabe neuer Bahnelemente    
                              and die Vernderung bestehender Elemente  
  Ķ
   Options  Directories       Setzt die Pfade zu den CCD-Bildern, zu den
                              GSC-Daten und den Dateien mit den Bahn-   
                              elementen                                 
           Ķ
            Observatory       Setzt die Standardwerte fr Ort und Aus-  
                              rstung der Sternwarte                    
           Ķ
            CCD               Setzt Standardwerte fr Ihre CCD-Kamera   
           Ķ
            Settings          Setzt Standardwerte fr die Datenreduktion
                              und Ephemeridenrechnung                   
           Ķ
            User              Setzt Standardinformation ber den        
                              Benutzer                                  
  Ķ
   Windows  Resize/Move       Verndert die Position und Gre des      
                              aktuellen Fensters                        
           Ķ
            Zoom              Vergrert das aktive Fenster, oder stellt
                              dessen ursprngliche Gre wieder her     
           Ķ
            Next              Aktiviert das nchste Fenster             
           Ķ
            Close             Schliet das aktives Fenster              
           Ķ
            Tile              Teilt die offenen Fenster am Bildschirm   
                              auf                                       
           Ķ
            Cascade           Zeigt die offenen Fenster berlappend an  
  Ķ
   About    About             Zeigt Informationen zu "Astrometrica"     
            Astrometrica                                                
           Ķ
            License Info      Zeigt Lizenz-Information an               
  ͼ


  DIE VERWENDUNG VON "ASTROMETRICA"
  

  "Astrometrica" verfgt ber eine dialogbasierte Benutzerschnittstelle, das
  von viele Benutzer intuitiv benutzt werden kann.  Wie  bei  vielen anderen
  Programmen mit einer hnlichen Benutzerschnittstelle kann ein  Men  durch
  das Drcken der <Alt>-Taste und des im Namen des Kommandos hervorgehobenen
  Buchstaben aktiviert werden.  Um  ein  Kommando  aus dem Men auszuwhlen,
  drcken Sie einfach den im Kommandonamen hervorgehobenen Buchstaben. Frei-
  lich knnen Sie aber auch einfach mit der Maus den  Namen  des  jeweiligen
  Mens oder Kommando anclicken.

  In einem Dialogfenster knnen Sie ein Eingabefeld durch einen  Doppelclick
  in das Feld,  oder  durch  einen  einfachen Click auf dessen Beschriftung,
  aktivieren. Sie knnen aber auch die Taste <Alt> und  den  hervorgehobenen
  Buchstaben  des  Beschriftung  drcken,  um  ein  Eingabefeld  oder  einen
  Schalter zu whlen.  Schlielich knnen Sie noch die  Tabulator-Taste  be-
  nutzen, um das jeweils nchste Dialogelement zu whlen (oder, wenn Sie zu-
  stzlich die <Shift>-Taste drcken, das jeweils vorige Element).

  Einige Benutzer bemerkten,  da der Mauscursor manchmal verschwindet.  Das
  Problem scheint aber von der Hard- und Softwarekonfiguration (von der ver-
  wendeten Graphikkarte und dem Maustreiber) abhngig zu sein.  Wenn Sie mit
  dem Problem konfrontiert sind,  drcken Sie <Alt>+<Q>,  und der Mauscursor
  wird wieder sichtbar -  oder auch nicht...  Um derartige Probleme  zu ver-
  meiden, wird die Verwendung des Microsoft Maustreibers empfohlen.


  Setup - das Menue 'Options'
  

  Wenn  Sie  "Astrometrica"  erstmals  verwenden,  sollten  Sie  zuerst  das
  Menue  'Options' durchgehen.  Folgende Punkte sind unter diesem Menue ver-
  fgbar:

  * 'Directory': Hier knnen Sie angeben, unter welchem Pfad Ihre CCD-Bilder
  abgelegt sind,  welches Laufwerk die CD-ROM mit dem GSC enthlt  (oder das
  Verzeichnis auf der Harddisk,  mit dem selben Unterverzeichnisbaum wie auf
  der CD-ROM), und welcher Pfad zu den Dateien mit den Bahnelementen fhrt.

  * 'Observatory':  Hier  werden  die Standardwerte ber den Beobachtungsort
  und die Ausrstung gesetzt.  Diese  Informationen  werden  whrend der Be-
  rechnung von Ephemeriden und der Erstellung der  REPORT-Dateien verwendet.
  Der im  Feld  'Time Zone'  angegebene Wert wird von der Software zu den in
  den Bilddatienen angegebenen Zeiten addiert,  um Ihre Ortszeit in Weltzeit
  (U.T.) umzuwandeln.  Geben Sie Null ein,  wenn die Uhr des Computers,  der
  zur Gewinnung der Aufnahmen verwendet wurde,  Weltzeit angibt.   Ansonsten
  beachten sie,  das dieser Wert in der stlichen Hemisphre negativ, in der
  westlichen positiv ist.

  * 'CCD': Mit diesem Menuepunkt knnen Sie festlegen, ob Sie mit ST-4, SBIG
  Type 3, FITS oder TIFF-Dateien arbeiten mchten.  Auch das spektrale Band,
  in dem Ihre CCD-Kamera arbeitet, wird hier angegeben.  Whrend die meisten
  CCDs im roten Bereich am empfindlichsten sind, wenn keine Filter verwendet
  werden, wre einer Empfindlichkeit im  visuellen  Bereich  der  Vorzug  zu
  geben,  da sich die im GSC verzeichneten Helligkeiten auf das  V-Band  be-
  ziehen.  Erscheinen Ihre Bilder nach dem Laden von  FITS-Dateien  "auf dem
  Kopf stehend",  setzen  bzw.  lschen  Sie die Markierung der Schaltflche
  'Upside Down'.

  * 'Settings': Dieser Dialog erlaubt Ihnen die Angabe einer Grenze fr  die
  Residuen von Referenzsternen, die zur astrometrischen oder photometrischen
  Datenreduktion herangezogen werden,  die Eingabe des Wertes T = TDT - UT,
  der  in  der Ephemeridenrechnung verwendet wird,  die  Auswahl  des  Zoom-
  Faktors, sowie das Ein- oder Ausschalten des Piepstones bei der Vermessung
  und Selektion der Referenzpunkte im Blinkkomperator.

  * 'User':  Hier wird die Eingabe Ihres Names und Ihrer Adresse,  die  dann
  in den Dateien REPORT.TXT und AREPORT.TXT aufscheint, erwartet.  Der Name,
  den Sie hier  angeben  (zumindest aber der Familienname)  sollte  dem  des
  Lizenznehmers  entsprechen.  Ansonsten  erscheint,  jedes mal wenn Sie das
  Programm starten,  ein Meldungsfenster mit dem Hinweis,  da  diese  Kopie
  nicht fr den angegebenen Benutzer lizensiert ist.


  Das Status-Fenster
  

  Das Status-Fenster erscheint am unteren Bildrand,  wenn Sie "Astrometrica"
  starten.  Es kann,  wie andere Fenster,  verschoben,  allerdings nicht ge-
  schlossen werden. Es zeigt den Dateinamen des geladenen CCD-Bildes und der
  geladenen  Farbtabelle,   den  auf  das  Bild  angewandte  Verkleinerungs-
  (Binning)  Faktor,  den Dateinamen der geladenen Bahnelemente und des ver-
  wendeten  Sternkataloges,  sowie die Zahl der ausgewhlten Referenzsterne,
  deren Daten  zur Zeit im Speicher abgelegt sind, an.  Manchmal  erscheinen
  auch kurze Meldungen innerhalb des Status-Fensters.


  Dateien und Sternkarten drucken
  

  Mit Hilfe des Befehls 'File - Print'  kann der Inhalt des momentan aktiven
  Fensters ausgedruckt werden.  Dieses Kommando sendet allerdings  keinerlei
  Steuerzeichen an den Drucker,  soda  der Benutzer  die Verwendung der ge-
  wnschten Schrift sicherstellen mu.  Verwenden Sie vor allem beim Drucken
  der mit "Astrometrica" hergestellten Ephemeriden schmale Schriften  ("con-
  densed fonts").

  Das Ausdrucken von Graphiken ist mit diesem Kommando nicht mglich. Wollen
  Sie aber etwa die von  "Astrometrica" erstellten GSC-Karten ausdrucken, so
  brauchen Sie nur vor dem Starten des Programmes das speicherresidente DOS-
  Programm "GRAPHICS" zu laden. Sie knnen die Karten dann durch einen ein-
  fachen Druck auf die <Print Screen>-Taste ausdrucken.
  Details bezglich der Anpassung des "GRAPHICS"-Tools an Ihren Drucker ent-
  nehmen Sie bitte Ihrem DOS-Handbuch.


  Bilder laden
  

  Mittels des  'Load Image'-Kommandos  aus dem  'File'-Menue knnen die CCD-
  Bilder, die vermessen werden sollen,  geladen werden.  "Astrometrica"  3.0
  kann ST-4, ST-4X, ST-6, ST-7, ST-8 und andere  SBIG  Type 3 Dateien, sowie
  FITS (8, 16 und 32 Bit Integer Files)  und unkomprimierte 8 Bit und 16 Bit
  Gray Scale TIFF-Bilder lesen. Nachdem das Bild geladen wurde,  werden  die
  wichtigsten Bildparameter (Datum, Weltzeit der Aufnahmemitte, Name des Be-
  obachters,  sowie die Bezeichnung des Objektes,  letztere laut Eintrag  in
  den Bahnelementen, falls welche geladen sind)  angezeigt,  die  bei Bedarf
  auch verndert werden knnen.  Drcken des  'Mid-Ex'-Buttons starten einen
  Dialog  zur  Bestimmung des Zeitpunktes der Aufnahmemitte fr Kompositauf-
  nahmen,  oder fr Aufnahmen,  die im SBIG 'Track and Accumulate'-Modus ge-
  wonnen wurden.

  Wenn gengend Speicher vorhanden ist, knnen Bilder bis zu einer Gre von
  2056 x 1032 Pixel geladen werden.

  * SBIG ST-4 Bilder:
  Im Gegensatz zu anderen Bildern von SBIG Kameras,  die  Zeit und Datum des
  Beginns  der  Belichtung  in  dafr  vorgesehenen Bereichen des Kopfes der
  Bilddatei festhalten, ist diese Information hier im Kommentar-String abge-
  legt.  Weiters soll darauf hingewiesen werden,  da  der dort verzeichnete
  Zeitpunkt jenem entspricht,  zu  dem  der Datentransfer zum Computer abge-
  schlossen  wurde.  Dieser kann einige Sekunden vom Ende der Belichtung ab-
  weichen.  "Astrometrica" versucht, den Zeitpunkt der Aufnahme-Mitte (durch
  abziehen der halben Belichtungszeit)  zu  berechnen,  doch wird meist eine
  manuelle Korrektur ntig sein.

  * SBIG Type 3 Bilder:
  Im Kopf der SBIG Dateien  finden sich Anagaben  zum Zeitpunkt des  Beginns
  und der Dauer der Belichtung des vorliegenden Bildes. "Astrometrica"  kann
  daher den Zeitpunkt  der Aufnahmemitte errechnen,  indem zum Zeitpunkt des
  Aufnahmebeginns die halbe Integrationszeit addiert wird.
  Wenn aber ein Bild geladen wird, das im 'Track and Accumulate' - Modus von
  SBIG gewonnen wurde,  arbeitet diese Methode nicht richtig:  Der Zeitpunkt
  der Aufnahmemitte wird  falsch  berechnet!!  Sie knnen in diesem Fall den
  Zeitpunkt der Aufnahmemitte mit dem Dialog berechnen, der nach Drcken des
  'Mid-Ex'-Buttons im Fenster 'Edit Parameters' gestartet wird.

  * FITS Bilder:
  Wird das Schlsselwort 'TIME-OBS' oder 'UT' angetroffen, bernimmt "Astro-
  metrica" die dort angegebene Zeit als Zeitpunkt der Aufnahmemitte. Whrend
  im  ersten  Fall die Zeitzonenkorrektur angewandt wird,  entfllt  sie  im
  zweiten Fall freilich.

  * TIFF Bilder:
  Das TIFF-Format wurde ursprnglich  nicht  fr  astronomische  Anwendungen
  entwickelt,  es gibt daher auch keinerlei Informationen zum Zeitpunkt,  zu
  dem die Aufnahme gewonnen wurde.  Der Benutzer mu Datum  und  Zeit  daher
  manuell eingeben.

  * MEADE Pictor Bilder:
  Als die Version  3.0  von  "Astrometrica"  erstellt  wurde,  war die MEADE
  Pictor Serie noch in der Beta-Testphase.  MEADE's  Software speicherte die
  Bilder damals wahlweise im TIFF oder FITS Format. Beide Formate werden von
  der vorliegenden Version von "Astrometrica" untersttzt.

  Knnen Sie zwischen verschiedenen Dateiformaten whlen,  benutzen  Sie das
  firmenspezifische  Dateiformat Ihrer Kamera,  falls es von dieser Software
  untersttzt wird.  Haben  Sie die Wahl zwischen FITS und TIFF Format, wird
  die Verwendung des FITS-Formates empfohlen.

  ACHTUNG!!
  Prfen Sie Datum und Zeit  (Weltzeit, UT)  der Aufnahmemitte IMMER, welche
  Kamera Sie auch immer verwenden, gewissenhaft!  Diese Zeit sollte auf eine
  Sekunde genau bekannt sein! Bei einigen Computermodellen weicht die Uhr im
  Laufe  einer lngeren Beobachtungszeit bereits um mehrere Sekunden ab.  Es
  knnte daher ratsam sein,  die Zeitangaben whrend einer Nacht mehrmals zu
  kontrollieren.  Eine  Zeiterfassung  auf  eine  Sekunde  ist vor allem bei
  schnell bewegten Objekten von besonderer Wichtigkeit!


  Bilder anzeigen
  

  Die Funktion 'Display - Image' erlaubt eine Darstellung des aktuellen CCD-
  Bildes.  Ein Fadenkreuz ermglicht es weiters, die Daten der Pixel im Bild
  zu ermitteln:  Unterhalb des Bildes erscheinen die Koordinaten des Pixels,
  ber dem sich das Fadenkreuz befindet,  sowie  der Helligkeitswert  dieses
  Pixels.  Das  Fadenkreuz  kann  mittels  der  Pfeiltasten oder durch einen
  Mausclick bewegt werden.  Verwenden Sie die F8-Taste, um die  Zoom-Ansicht
  zu aktivieren.

  "Astrometrica" zeigt Bilder mit einem Seitenverhltnis von x:y = 1:1,3 an.
  Bilder, die mit Kameras gewonnen wurden,  deren  Pixel  andere  Lngenver-
  hltnisse aufweisen (wie etwa Kameras mit quadratischen Pixeln) werden da-
  her etwas verzerrt erscheinen.  Dies  hat  allerdings keinerlei Auswirkung
  auf  den  Datenreduktionsproze oder die Ergebnisse,  die Sie mit  "Astro-
  metrica" erhalten.


  Steuerung des Bildkontrastes
  

  "Astrometrica" bietet zwei Mglichkeiten, den Bildkontrast zu steuern: Die
  'Utility - Background & Range'  Funktion  kann  verwendet  werden,  um den
  Bildkontrast ber die  Eingabe  der  Werte  "Background"  und  "Range"  zu
  steuern.  Pixels  mit Werten unter "Background"  werden schwarz angezeigt,
  und die Graustufen werden unter den  Pixeln  mit  Werten  zwischen  "Back-
  ground" und "Background+Range" aufgeteilt.

  Das 'Utility - Scale" Kommando kann andererseits verwendet werden,  um den
  Prozentsatz von Pixeln anzugeben, die schwarz ("Low")  bzw. wei  ("High")
  erscheinen sollen.  Mit anderen Worten ist "Low" der Anteil an Bildflche,
  der von Himmelshintergrund bedeckt wird,  whrend  "High"  dem  Anteil  an
  hellen Sternen entspricht.


  Bilder filtern
  

  Die 'Smooth'-Funktion und der 'Median Filter' knnen angewandt werden, um
  fehlerhafte  Pixel im Bild zu entfernen  oder das  Bildrauschen zu unter-
  drcken.

  Die Smooth-Funktion wendet einen  Mittelwert-Filter auf das Bild an,  der
  den Grauwert jedes Pixels auf den Mittelwert  aus  den  Grauwerten  seiner
  unmittelbaren Nachbarn und sich selbst setzt.  Das  Bild erscheint dadurch
  etwas verschmiert.

  Der Median-Filter  unterdrckt  fehlerhafte  Pixel  und  Rauschen ohne die
  Bildschrfe zu beeintrchtigen,  indem der Grauwert jedes Pixels durch den
  Median  aus den Grauwerten  seiner unmittelbaren Nachbarn  und sich selbst
  ersetzt wird.  Allerdings  bentigt  die  Verarbeitung  eines  Bildes etwa
  dreimal so lange wie die Smooth-Funktion.

  Vorsicht  ist beim Vermessen von Bildern geboten,  die mit anderen als den
  beiden  obengenannten Filtern bearbeitet wurden!  Manche Filter,  wie etwa
  Hochpass-Filter ('Sharpen'-Filter), Unschrfemaskierung oder Convolutions-
  Methoden knnen das Bild so verndern, da die Berechnung des Lichtschwer-
  punktes einer Sternabbildung stark beeintrchtigt wird.

  Auch das Skalieren von Bildern  (also die Vernderung der Pixelwerte)  be-
  einflut das Ergebnis der Vermessung. Lineare Skalierung zeigt nur geringe
  Auswirkungen,  wenn darauf geachtet wird,  da mglichst keine Information
  verloren geht.  Andere, etwa logarithmische Skalierungen, sollten auf jene
  Bilder, die Sie vermessen mchten, nicht angewandt werden.

  Die 'Scale' und 'Background & Range'-Funktionen  von  "Astrometrica"  ver-
  ndern die  Pixel-Werte im  CCD-Bild brigens nicht,  und knnen daher ge-
  fahrlos angewandt werden.  Sie  setzen nur die Bildparameter so,  da  ein
  mglichst optimaler Kontrast zur Darstellung gefunden werden kann.

  Generell  sollten  fr astrometrische Arbeiten  mglichst ungefilterte und
  unskalierte CCD-Bilder verwendet werden.


  Bilder vergleichen
  

  Mit Hilfe des Kommandos 'Blink Images'  im Menu 'Utility' knnen zwei CCD-
  Aufnahmen verglichen und nach bewegten oder vernderlichen Objekten unter-
  sucht werden.  Dazu mu zunchst der Name  der Datei angegeben werden, die
  die Vergleichsaufnahme enthlt. Anschlieend sind auf den beiden Aufnahmen
  mittels Mausklick zwei Referenzpunkte (etwa markante Sterne) zu whlen, um
  eine exakte Ausrichtung der Bilder zu ermglichen.  Verwenden  Sie  Sterne
  mit kleinen Durchmessern, da es dann einfacher ist,  genau  in das Zentrum
  zu clicken. Um eine exakte Ausrichtung dies zu erleichtern, kann der Maus-
  cursor auch mit Hilfe der Pfeiltasten bewegt werden, und die <Enter>-Taste
  kann  zur  Auswahl  des  Referenzpunktes  anstatt  der Maustaste verwendet
  werden.

  Sind  die Aufnahmen nicht gegeneinander gedreht  (etwa wenn die CCD-Kamera
  zwischen den beiden Aufnahmen nicht vom Teleskop abgenommen wurde), gengt
  auch die Wahl nur eines Refernzpunktes pro Aufnahme.  Anstatt der Wahl des
  zweiten  Referenzpunktes beim ersten Bild  ist  dann  die  <Esc>-Taste  zu
  drcken.

  Die Bilder werden  zum Zwecke des Vergleichs  abwechselnd  angezeigt.  Die
  Verweildauer der Bilder kann ber die Tasten  '0' bis '9' geregelt werden,
  wobei ein Druck auf die Taste '1'  einer jeweiligen Anzeige fr 50ms,  ein
  Druck auf die Taste '9' aber fr 450ms entspricht.  Wenn  Sie  die Einzel-
  bilder betrachten wollen, drcken sie die Taste '0',  welche  das  Blinken
  unterbricht, und eine manuelle Umschaltung durch drcken einer Taste (etwa
  der <Leertaste>) ermglicht. In diesem Modues erscheint, wenn das momentan
  geladene CCD-Bild angezeigt wird, auch der Mauscursor.  Wenn  Sie  in  den
  Bildbereich clicken,  erscheint ein Fenster,  welches die Bild-Koordinaten
  des angeclickten Punktes zeigt. Schlieen Sie dieses Fenster durch drcken
  von <Esc>, oder in dem Sie auf den "Close"-Button drcken.

  Verwenden Sie die  F5-Taste zur kontrastreichen Darstellung der Bilder (um
  schwache Objekte aufzuspren).  Die  F6-Taste  stellt  den  ursprnglichen
  Bildkontrast wieder her.

  Ein Druck auf die <Esc>-Taste beendet die Blink-Prozedur.


  Refernzsterne auswhlen
  

  Der Menuepunkt  'Measure - Select Reference Stars'  dient zur  Auswahl von
  bis zu zwlf Refernzsternen,  deren Daten aus dem GSC-Katalog (oder alter-
  nativ  dazu,  aus  einer ASCII-Datei)  die  Berechnung  von  Position  und
  Helligkeit des zu vermessenden Objektes ermglicht.

  Aus der Zeit, die zusammen  mit dem  CCD-Bild  abgespeichert wird, und den
  Bahnelementen  eines  Objektes,  kann  der  Computer  den  darzustellenden
  Himmelsausschnitt so whlen,  da Karte und  CCD-Bild einander in gleichem
  Mastab  gegenbergestellt werden, wobei die Sternkarte dem Hhen/Breiten-
  Verhltnis des CCD-Bildes angepat wird.  Sind keine Bahnelemente geladen,
  mu der Benutzer die Position des Objektes  zum Zeitpunkt der Aufnahme an-
  geben.

  War die Kamera whrend der Aufnahme nicht mit Norden oben orientiert, kann
  der Benutzer  durch Angabe der Feldrotation  die Darstellung der Karte dem
  CCD-Bild angleichen. Geben Sie den Positionswinkel an, auf den die y-Achse
  der  Kamera  zeigte  (also etwa 45 wenn die Kamera so orientiert war, da
  die y-Achse nach Nordosten zeigt,  oder,  in  anderen  Worten,  Norden  in
  Richtung rechts oben auf der Aufnahme erscheint.)

  Sie knnen  die Referenzsterne freilich auch  von einer Karte whlen,  die
  darsgestellt wird,  nachdem Sie das 'Display - Chart'  Kommando ausgewhlt
  haben. Allerdings mssen Sie Koordinaten des Asschnittes dann selbst fest-
  legen. Ist ein CCD-Bild geladen,  wird der entsprechende Bildmastab  auch
  hier vorgeschlagen,  eine Anpassung an das Hhen/Breiten-Verhltnis findet
  allerdings nicht statt. Wenn Sie das 'Display - Chart' Kommando verwenden,
  knnen Sie auch Koordinaten fr jedes beliebige quinoktium zwischen J1800
  und J2100 eingeben -  das Programm wird diese automatich fr die Standard-
  epoche J2000.0 umrechnen.

  Whlen Sie Referenzsterne,  die weder unterbelichtet (sich also nur gering
  vom Hintergrundrauschen abheben)  noch berbelichtet  (also etwa mit einem
  Pixel-Wert von 65535 bei 16 Bit Auflsung) sind.  Wenn mglich, whlen Sie
  etwa sieben bis zwlf Referenzsterne,  die  gleichmig um das Objekt ver-
  teilt sind.


  Die Verwendung alternativer Sternkataloge
  

  blicherweise wird fr astrometrische Beobachtungen  mit  CCD-Kameras  der
  Hubble Space Telescope Guide Star Catalogue (GSC) als Quelle der Referenz-
  stern-Daten verwendet.  Manchmal ist es aber  wnschenswert,  Zugriff  auf
  andere Referenzstern-Daten zu haben (etwa fr "Last Minute Astrometry" zur
  Berechnung der Daten einer Sternbedeckung durch einen Asteroiden).

  "Astrometrica"  kann Daten von Referenzsternen auch aus Dateien lesen, die
  dem folgenden Format entsprechen:  In  Spalten  1 bis 13 befindet sich die
  Bezeichnung des Referenzsternes,  gefolgt von der  Rektaszension  (Stunde,
  Minute  und  Sekunde,   jeweils  getrennt  durch  mindestens  ein  Blank),
  Deklination  (Grad mit Vorzeichen,  Minute  und  Sekunde,  getrennt  durch
  Blanks) und der Helligkeit.  Zwischen  Deklination  und  Helligkeit knnen
  optional die beiden Werte fr  die  Eigenbewegung  (Rektaszension in Zeit-
  sekunden  pro  Jahr,  Deklination  in  Bogensekunden  pro Jahr)  eingefgt
  werden. Bitte beachten Sie, da sich die hier angegebenen  Werte  auf  das
  Aequinoktium J2000.0 (FK5 System) beziehen mssen.
  Hier einige Beispile fr dieses Dateiformat:

  Spalte:  1         2         3         4         5         6
  123456789012345678901234567890123456789012345678901234567890
  ------------------------------------------------------------
  Star # 1      13 37 30.33 -00 13 17.3 9.3
  GSC 240601508 05 59 46.35 +31 04 39.9 12.34
  PPM 092899    03 47 29.073 +24 06 18.38 +0.0014 -0.046 2.8
  Sirius         6 45 08.871 -16 42 57.99 -0.0385 -1.205 -1.53

  Um die Verwendung eines derartigen Sternkataloges zu  ermglichen,  whlen
  Sie das  'Utility - Change Star Catalogue'  Kommando.  Verwenden  Sie  den
  Befehl 'Utility - Default Catalogue' um wieder den GSC zu aktivieren.


  Vermessung von Aufnahmen
  

  Bevor  CCD-Bilder  fr  astrometrische  Zwecke  vermessen  werden  knnen,
  sollten  Dunkelbild-  und  Flat-Field-Korrektur  durchgefhrt worden sein.
  Wenden Sie die 'Utility - Background & Range'  oder die  'Utility - Scale'
  Funktion  so  an, da das Objekt und die Referenzsterne auf einem einheit-
  lichen, dunkelgrauen Hintergrund erscheinen. Ist das nicht mglich, sollte
  eine lngere Integrationszeit gewhlt werden.  Gleichzeitig  sollten  aber
  weder die Referenzsterne,  aber vor allem nicht das zu vermessende Objekt,
  berbelichtet sein (also gesttigte Pixel enthalten).

  Nach der Auswahl des  'Measure Position'-  oder  'Measure Position & Mag'-
  Kommandos wird das aktuelle CCD-Bild angezeigt, und eine Box, die zum Ver-
  messen  der Aufnahme verwendet wird, erscheint. Diese Box kann mittels der
  Pfeiltasten  in  Einheiten  von  Bildschirm-Pixeln bewegt werden.  Gleich-
  zeitiges  Drcken der <Shift>-Taste und einer Pfeiltaste bewegt die Box um
  ein Bild-Pixel (fr Bilder, die zur Anzeige verkleinert wurden). Ein Maus-
  click bewegt die Box schnell ber lngere  Distanzen  zum  Ort  des  Maus-
  pfeils.  Die <Enter>-Taste  dient  der  Messung  von  Helligkeit  und/oder
  Position.

  Die Tasten F1 bis F8 haben folgende Aufgaben:

    F1: Verkleinert die x-Ausdehnung der Box.
    F2: Vergrert die x-Ausdehnung der Box.
    F3: Verkleinert die y-Ausdehnung der Box.
    F4: Vergrert die y-Ausdehnung der Box.
    F5: Vergrert den Bildkontrast. Hebt schwache Regionen hervor.
    F6: Stellt den ursprnglichen Bildkontrast wieder her.
    F7: Stellt den Bildkontrast so ein, da das schwchste Pixel in der Box
        schwarz, das hellste wei erscheint, und die Graustufen zwischen
        diesen Extremen aufgeteilt werden.
        Ist der Wert des schwchsten Pixels innerhalb der Box grer als der
        Grenzwert fr die astrometrische Datenreduktion (siehe Abschnitt
        'Astrometrica Interna'), wird letzterer durch diesen ersetzt.
        Diese  Funktion  ist  besonders  bei der Vermessung  von Kometen mit
        heller Koma ntzlich (siehe Abschnitt 'Tips').
    F8: Stellt eine vergrerte Ansicht  eines  Bildausschnittes,  zentriert
        auf die momentane Position  der  Cursor-Box,  dar.  Ein  gepunktetes
        Kreuz zeigt den Lichtschwerpunkt,  wie  er  vom  Programm  ermittelt
        wird, an.
        Sie knnen die Tasten F1..F7,  die Pfeiltasten und die <Enter>-Taste
        im gezoomten Modus  genau  wie  im  herkmmlichen  Modus  verwenden.
        Drcken Sie die <Esc>-Taste, um vom gezoomten Modus in den Standard-
        Modus zurckzukehren.

  Ein kleines Fenster  unterhalb des Bildes gibt Ihnen Informationen zur Po-
  sition der Box (x,y Koordinaten), zum Wert des zentralen Pixels, zur Gre
  der Cursorbox, und zu den Grenzwerten fr die  photometrische  und  astro-
  metrische Datenreduktion (siehe Abschnitt 'Astrometrica Interna').

  Noch bevor  das Objekt  und  die Referenzsterne vermessen werden,  mu zu-
  nchst  die  Helligkeit  des  Himmelshintergrundes gemessen werden. Daraus
  werden die Grenzwerte fr die photometrische und  astrometrische  Datenre-
  duktion errechnet.  Nur Pixel mit Werten ber  diesen  Grenzwerten  werden
  spter zur photometrischen und astrometrischen  Datenreduktion  verwendet.

  Um die Helligkeit des Himmelshintergrundes zu bestimmen,  bewegen  Sie die
  Box  auf  ein mglichst groes Gebiet frei von Nebeln und Sternen,  passen
  die Boxgre entsprechen an, und drcken dann die <Enter>-Taste. Erscheint
  der Himmelshintergrund nicht gleichmig, bestimmen Sie die Helligkeit des
  Hintergundes am besten nahe dem zu vermessenden Objekt.

  Haben Sie das  'Measure Position & Mag'-Kommando gewhlt,  erfolgt nun die
  Bestimmung der Helligkeit des zu vermessenden Objektes.  Legen Sie die Box
  dazu so ber das Objekt,  da das gesamte Objekt  -  bei Kometen also auch
  noch die schwache, uere Koma - innerhalb dieser Box zu liegen kommt, und
  drcken Sie erneut die Eingabetaste.  Wurde die schwache Auenregion einer
  Kometen-Koma nicht erfat,  wird die Helligkeit des Kometen zu gering ein-
  geschtzt - oft um mehrere Grenklassen!

  Anschlieend  erfolgt  die  Positionsbestimmung  fr  das  zu  vermessende
  Objekt.  Legen Sie die Box dazu so ber das Objekt, da die hellsten Pixel
  nahe dem Zentrum der Box zu liegen kommen, und passen Sie die Boxgre dem
  Objekt an, bevor Sie die  <Enter>-Taste drcken.  Die Verwendung der Zoom-
  Funktion (F8-Taste) kann dabei ntzlich sein.  Im Fall von Kometen kann es
  von Nutzen sein,  die Kernregion mit Hilfe der  F7-Taste und einer kleinen
  Box zu isolieren (siehe dazu den folgenden Abschnitt 'Tips').

  Nun erfolgt die Vermessung der Referenzsterne. Legen Sie die Box dazu, wie
  bei der Vermessung des Objektes,  so ber  den jeweiligen Stern,  da  die
  hellsten Pixel nahe dem Zentrum der Box liegen,  und passen Sie  die Gre
  der Box an die Gre des Sternes an.  Haben Sie das Kommando  'Measure Po-
  sition & Mag' gewhlt, erfolgt die Bestimmung  von Position und Helligkeit
  der Referenzsterne gleichzeitig.

  Nachdem die Messung abgeschlossen wurde,  werden die Ergebnisse angezeigt.
  Fr jeden Referenzstern und das Objekt von Interesse  wird  die  gemessene
  Position und gegebenenfalls auch die Helligkeit gezeigt. Fr die Referenz-
  sterne werden auch die Residuen in der Form B-R (Beobachtung-Rechnung) an-
  gegeben. Haben Sie das 'Measure Position'-Kommando gewhlt, werden anstatt
  der  Helligkeiten  die rechtwinkeligen Pixel-Koordinaten der Objekte ange-
  zeigt.

  Sind Bahnelemente geladen,  werden die  B-R Residuen  des Objektes im Ver-
  gleich  zur  Ephemeride  angegeben.  Im  Gegensatz  zu  den  Residuen  der
  Referenzsterne handelt es sich dabei aber nicht um den "wahren" Fehler (da
  die Position des Objektes ja blicherweise zum Zwecke der Bahnverbesserung
  gemessen wird, und daher eine genaue Vorhersage der Position nicht mglich
  ist). Aber die Bewegung des wahren Objektes und die  eines  hypothetischen
  Objektes auf der gegebenen Bahn knnen in  dem  kurzen  Zeitraum  zwischen
  den Aufnahmen des Objektes whrend einer Beobachtung  als  parallel  ange-
  sehen werden.  Inkorrekte  Daten  (Datum und Zeit!)  knnten so aufgesprt
  werden.

  Die Ergebnisse der Messungen werden in den Dateien REPORT.TXT, CREPORT.TXT
  AREPORT.TXT und ASTROMET.LOG zusammengefat  (siehe Abschnitt 'Report- und
  Log-Dateien).

  Befinden sich auf Ihrer Aufnahme  mehrere Kleinplaneten,  oder mchten Sie
  beispielsweise einen Kometen sowohl mit einer 5 x 5 als auch mit einer 3 x
  3 Box vermessen,  knnen Sie  nach dem erstmaligen Vermessen  der Aufnahme
  das  'Remeasure Object'-Kommando  verwenden,  welches  es ermglicht,  ein
  Objekt zu vermessen,  ohne den Hintergrund  und  die Referenzsterne erneut
  messen zu mssen.

  Wenn  Sie  mit  der  'Remeasure Object'-Funktion verschiedene Objekte ver-
  messen, vergessen Sie nicht,  die entsprechenden Bahnelemente nachzuladen,
  wenn Sie den Ort des Objektes mit der Ephemeride vergleichen wollen.


  Tips und Tricks
  

  Um optimale Ergebnisse aus Ihren Aufnahmen zu erhalten, befolgen Sie bitte
  die folgenden einfachen Regeln:

  *  Vermessen Sie ausschlielich "kalibrierte" Aufnahmen  (Dunkelbild abge-
     zogen und Flat-Field korrigiert). Es hat sich bewhrt,  am Teleskop die
     Rohbilder, Dunkelbilder und die Flat-Fields getrennt abzuspeichern.  So
     knnen Sie Ihre Originalbilder genau auf gesttigte Pixel prfen, bevor
     Sie die Kalibrierung durchfhren.  (Einige  gesttigte  Pixel  in einem
     Referenzstern knnen akzeptiert werden, eine groe Anzahl aber kann die
     Genauigkeit der Messung beeintrchtigen.)

  *  Es ist von Vorteil, wenn Sie geradzahlige Integrationszeiten verwenden.
     So umgehen Sie  mgliche  Rundungsfehler  durch  halbe  Sekunden,  wenn
     "Astrometrica" den Zeitpunkt der Aufnahmemitte berechnet. Dies gilt vor
     allem fr schnell bewegte Objekte,  wie  erdnahe  Asteroiden und manche
     Kometen.

  *  Versuchen Sie 7 bis 12 Referenzsterne zu verwenden,  die inetwa gleich-
     mig um das zu vermessende Objekt verteilt sind. Die Bilder der Sterne
     sollten nicht verrauscht sein. Vermeiden Sie weiters die Verwendung von
     Referenzsternen mit engen Begleitern.

  *  Fr optimale Ergebnisse sollten die Bilder der Sterne und des  Objektes
     eine minimale Anzahl von Pixeln  (etwa 3 x 3)  berdecken.  Sehr  kurze
     Brennweiten oder extrem scharfe Sternabbildungen knnen die  Ergebnisse
     daher negativ beeinfluen.  Whrend  schlechte Beobachtungsbedingungen,
     wie etwa  mige Luftruhe  oder  "Lichtverschmutzung",  die erreichbare
     Grenzgre herabsetzen,  wirken  sich  diese  kaum auf die Qualitt von
     astrometrischen Ergebnissen aus.

  *  Plazieren  Sie  das  Zentrum  der  Vermessungs-Box  mglichst  ber dem
     hellsten Pixel des Referenzsternes oder des Objektes. Das hellste Pixel
     innerhalb der Box mu dem zu vermessenden Objekt angehren.  Passen Sie
     die Gre der Box an das Objekt an,  welches Sie  vermessen.  Verwenden
     Sie die  Zoom-Funktion  (F8-Taste)  um eine korrekte Positionierung und
     Gre der Box zu erleichtern.  Tip: Die minimale Boxgre kann gefunden
     werden, indem Sie die Box so dimensionieren,  da sich der Schwerpunkt,
     als  auch die Zahl der zur Schwerpunktsberechnung herangezogenen Pixel,
     nicht mehr ndert,  wenn  Sie die Box um ein oder zwei Pixel nach oben,
     unten, links oder rechts bewegen.

  *  Verwenden Sie  die Kontrastanpassung  (F7-Taste),  um  den  Kern  eines
     hellen Kometen in der Koma auszumachen.  Dabei wird folgendes  Vorgehen
     empfohlen:
     Legen Sie zunchst die Cursor-Box in der Gre ber die Kernregion  des
     Kometen,  und drcken Sie die F7-Taste.  Wechseln Sie nun durch Drcken
     der  F8-Taste in die Zoom-Darstellung.  Verkleinern Sie die Box nun auf
     5x5 oder 3x3 Pixel, legen Sie diese ber den hellsten Teil der Koma und
     drcken Sie erneut die  F7-Taste.  Nun sind nurnoch die hellsten Pixel,
     die den "Kern" des Kometen  reprsentieren, sichtbar. Liegen einige der
     hellen  Pixel auerhalb der Box,  kann es gnstig sein,  die  Box  ent-
     sprechend zu vergrern,  bevor Sie  den  Kometenort  schlielich  ver-
     messen.
     Diese Vorgangsweise beruht auf Erfahrungen,  die wir bei der Vermessung
     unserer ST-6 Aufnahmen  (Pixelgre entsprechend 3.2" x 3.7")  gewonnen
     haben.   Bei  kleineren  Pixeln  (bzw.  greren  Brennweiten)  knnten
     eventuell auch grere Boxgren zu optimalen Resultaten fhren.
     Die Ortsbestimmung eines hellen Kometen  ist wesentlich schwieriger als
     die Vermessung eines Asteroiden, und erfordert vom Benutzer hufig auch
     etwas Beurteilungs- und Einfhlungsvermgen!

  *  bersteigt die mittlere  Referenzstern-Residue  den erwarteten Wert er-
     heblich (grer als 1"),  haben Sie entweder ein Teleskop von zu kurzer
     Brennweite (etwa unter 500mm) verwendet,  oder  aber einen oder mehrere
     Referenzsterne falsch identifiziert.
     In letzterem Fall vergewissern Sie  sich,  da  die  Identifikation der
     Referenzsterne korrekt ist, und vermessen Sie die Aufnahme erneut.

  *  Streut die  gemessene Helligkeit  des Objektes  strker als gewhnlich,
     oder ist der Wert  viel  zu niedrig,  ist das  Signal/Rausch-Verhltnis
     mglicherweise zu klein.  Versuchen Sie,  lngere  Belichtungszeiten zu
     verwenden,  oder mehrere Bilder zu addieren.  Vergessen Sie nicht,  da
     Sie bessere Helligkeitsmessungen erhalten werden,  wenn  Ihre Referenz-
     sterne einen weiten Helligkeitsbereich berdecken, und nach Mglichkeit
     das Objekt innerhalb dieses Bereiches liegt.

  *  Sollte das Objekt, das Sie vermessen,  sehr viel schwcher sein als die
     verwendeten Referenzsterne, und haben diese hnliche Helligkeiten, kann
     das Programm die Helligkeiten fr das Objekt mglicherweise nicht exakt
     extrapolieren. In diesen Fllen obliegt es dem Benutzer, die Helligkeit
     zu akzeptieren oder aus den REPORT-Dateien zu lschen.

  *  Der 'Measure - Information' Befehl gibt Informationen zur Qualitt  des
     eben vermessenen Abbildes des Objektes.  Bilder mit einer mittleren In-
     tensitt unter 3 sind zu schwach,  um verlliche  Daten  gewinnen  zu
     knnen. Erfllt die Abbildung es Objektes dieses Kriterium nicht,  oder
     berdeckt es nur eine geringe Anzahl von Pixeln, versuchen Sie wiederum
     lngere Belichtungszeiten zu verwenden oder mehrere Bilder zu addieren.

  *  Untersuchen  Sie  die  "B-R Residuen"  des  Objektes,  welche angezeigt
     werden,  wenn  Sie  die Bahnelemente whrend der Messung geladen haben,
     auf mgliche auffllige Abweichungen  gegenber  anderen  Beobachtungen
     desselben Objktes aus der gleichen Nacht. berprfen Sie gegebenenfalls
     nochmals alle Daten (Datum, Zeit!) der Aufnahme sorgfltig.


  Ergebnisse
  

  Seit dem Beginn der Entwicklung war "Astrometrica" in stndiger Verwendung
  durch den Autor und seinen  Kollegen  Erich  Meyer,  und ber 1000 przise
  Positionen von Kometen und Asteroiden wurden  (zwischen Mrz 1993 und Mrz
  1995) ermittelt zu. Die Beobachtungen, die mit Hilfe einer ST-6 CCD-Kamera
  und des Schmidt-Cassegrain Telsekopes (D=288mm, f=1500mm) der Privatstern-
  warte Obermair/Meyer, welche bei Linz, sterreich, auf 48.4425 nrdlicher
  Breite,  14.2753 stlicher Lnge  in  815m  Seehhe gelegen ist, gewonnen
  wurden, wurden regelmig (unter dem Observatory Code 540)  in  den  Minor
  Plenet Circulars,  und gelegentlich auch in den  Minor  Planet  Electronic
  Circulars oder den IAU Circulars, publiziert.

  Obwohl sich bei  1500mm Brennweite bei der ST-6 CCD-Kamera eine Pixelgre
  von 3.2" x 3.7" ergibt, hat sich der mittlere Mefehler der Referenzsterne
  auf nur etwa  0.2"  je  Koordinate  eingependelt.   Da  die  Residuen  der
  Referenzsterne durch die Methode der  kleinsten  Fehlerquadratsumme  mini-
  miert werden, und zudem der GSC von systematischen Fehlern  behaftet  ist,
  sind  fr  die  vermessenen Objekte etwas hhere Residuen zu erwarten. Wie
  hoch sind nun aber die Residuen am vermessenen Objekt?

  Seit  mit  "Astrometrica 2.1"  ein neuer  Algorithmus  zur  Berechnung des
  Lichtschwerpunktes eingefhrt wurde,  hat das Minor Planet Center die  B-R
  Residuen  von  44 Beobachtungen der Asteroiden 1994 RH, 1994 TW1, 1994 UC,
  1995 DA  und (6318) 1990 WA verffentlicht,  die in Linz mit der oben  be-
  schriebenen Ausrstung erhalten wurden.  Von diesen  Beobachtungen  hatten
  25% eine Gesamtresidue von weniger als 0.25",  59% hatten einen Restfehler
  von weniger als 0.50",  und  89%  hatten  eine Gesamtresidue  von  weniger
  als 0.75".  Nur zwei  dieser Beobachtungen  (mit 1.01" bzw. 1.08")  hatten
  einen Restfehler von ber 1.00".


  Publikation von Beobachtungen
  

  Wenn Sie qualitativ hochwertige astrometrische  Beobachtungen  von  Klein-
  planeten oder Kometen gewonnen haben,  knnen Sie diese zur Publikation an
  das Minor Planet Center,  welches von der  Internationalen  Astronomischen
  Union (IAU) betrieben wird, senden.  Sie  knnen  dazu  einen Ausdruck der
  Datei REPORT.TXT oder eine Kopie der Datei CREPORT.TXT auf MS-DOS Disk per
  Post, oder aber eine Kopie der Datei  CREPORT.TXT  ber electronic mail an
  diese Adresse senden:

                        Minor Planet Center
                        Smithsonian Astrophysical Observatory
                        60 Garden Street
                        Cambridge, MA 02138
                        U.S.A.

                        e-mail: bmarsden@cfa.harvard.edu
                        oder    gwilliams@cfa.harvard.edu

  Das  Minor  Planet  Center  empfiehlt die Verwendung von  electronic mail.
  Steht Ihnen kein Zugang zu einem derartigen System offen,  wird  die  Ver-
  wendung einer DOS-Diskette empfohlen.  Rechnen  Sie  mit  erheblichen Ver-
  zgerungen in der Bearbeitung von Daten, die Sie auf Papier bermitteln.

  Fhren Sie stets den Namen des Beobachters, das Teleskop (Durchmesser, Typ
  und ffnungsverhltnis) und den verwendeten Referenzsternkatalog an.  Wenn
  Sie erstmals Daten bermitteln,  mssen  Sie auch Ihre Postanschrift,  den
  Namen und die exakte Position (Lnge, Breite und Hhe ber dem Meer) Ihres
  Beobachtungsortes angeben. Geben Sie keine "Observatory Code" an, wenn Sie
  erstmals Daten bermitteln -  das  Minor  Planet  Center  wird  Ihrem  Be-
  obachtungsort eine "Observatory Code" zuteilen,  sobald Ihre Beobachtungen
  publiziert werden.

  Das IAU Minor Planet Center sammelt alle astrometrischen Beobachtungen und
  stellt die  Minor Planet Circulars (M.P.C.s)  zusammen.  Die  M.P.C.s  er-
  scheinen zwlf mal im Jahr, und knnen grob als ein rund 1 cm hoher Stapel
  Papier beschrieben werden, der alle astrometrischen Beobachtungen,  die im
  letzten an das Minor Planet Center bermittelt,  und von diesem angenommen
  wurden, sowie daraus berechnete Bahnelemente von Kleinplaneten und Kometen
  auflistet.

  Bezglich Informationen zum Bezug der  M.P.C.s  oder  der  IAU  Circulare,
  wenden Sie sich an die obige Postanschrift, oder an:

                        FAX:    617-495-7231
                        e-mail: iausubs@cfa.harvard.edu


  Astrometrische Beobachtungen von (numerierten) Kleinplaneten  werden  auch
  von der Sektion Kleinplaneten  der  Association  of  Lunar  and  Planetary
  Observers (ALPO) gesammelt, in "The Minor Planet Bulletin" publiziert, und
  routinemig an das  IAU  Minor  Planet  Center  weitergeleitet.  Die ALPO
  sammelt  und  publiziert auch photometrische Beobachtungen,  die  zur  Be-
  stimmung der Periode und Amplitude des Lichtwechsels von Asteroiden durch-
  gefhrt wurden.

  Astrometrische  Ergebnisse  knnen  Sie  in Form eines Ausdrucks der Datei
  AREPORT.TXT oder einer Kopie dieser Datei auf Diskette per Post, oder aber
  durch  bermittlung  einer Kopie derselben Datei ber electronic mail, der
  ALPO mitteilen. Verwenden Sie dazu folgende Adresse:

                        Frederick Pilcher
                        Department of Physics
                        Illinois College
                        Jacksonville, IL 62650
                        U.S.A.

                        e-mail: rpb@astron.mit.edu

  Bezglich Informationen zum Bezug von  "The Minor Planet Bulletin"  wenden
  Sie sich an:
                        Derald D. Nye
                        10385 East Observatory Drive
                        Tucson, AZ 85747
                        U.S.A.


  "Astrometrica" Interna
  

  Dieser Abschnitt gibt eine kurze Beschreibung der Datenverarbeitungs-Algo-
  rithmen, die von "Astrometrica" angewandt werden - fr all jene, die gerne
  wissen mchten, was hinter den Kulissen vorgeht.

  Zunchst werden bei der Messung  des  Himmelshintergrundes  ("Background")
  der Mittelwert  der Pixel in der Cursor-Box (danach einfach "Sky" genannt)
  sowie die Standardabweichung dieser Pixels von diesem Wert (danach "Sigma-
  OfSky" genannt) berechnet.

  Die Helligkeit eines Objektes wird durch die Addition aller  Pixel  inner-
  halb der Cursor-Box ermittelt,  nachdem von jedem Pixel der Wert von "Sky"
  abgezogen wurde. Mit anderen Worten wird das Signal vom Objekt mit dem von
  einer "leeren" Himmelsregion gleicher Gre verglichen,  und die Differenz
  in der Intensitt wird der Helligkeit des Objektes zugeschrieben.

  Der Lichtschwerpunkt des Objektes und der Referenzsterne  wird  aus  einer
  gewhnlichen Schwerpunktsrechnung ermittelt.  Allerdings  werden dabei nur
  jene  Pixel  bercksichtigt,  deren  Wert  ber einem bestimmten Grenzwert
  liegt, der durch "Sky+3*SigmaOfSky" gegeben ist.  Dies  bedeutet,  da nur
  jene Pixel in der Berechnung verwendet werden,  die statistisch  zu  99.7%
  echte Information (und nicht Rauschen) wiedergeben.  Weiters mu jedes der
  verwendeten Pixel mit dem hellsten Pixel innerhalb der Cursor-Box eine Be-
  dingung  erfllen,   die  als  "four connected"  bezeichnet  wird.   "Four
  connected"  bedeutet,  da ein Weg vom hellsten Pixel  zu  dem  fraglichen
  Pixel existieren mu, der nur ber Pixel fhrt, die auch ber  dem  Grenz-
  wert liegen, wobei nur nach oben, unten,  rechts  und  links,  aber  nicht
  diagonal geschritten wird. Dies verhindert etwa, da Licht von einem nahen
  Stern die  Schwerpunktsrechnung  beeinflut,  solange die Bilder nicht in-
  einander bergehen.

  Die Grenzwerte,  die durch "Sky"  (fr photometrische Datenreduktion)  und
  "Sky + 3*SigmaOfSky"  (fr  astrometrische  Datenreduktion)  gegeben sind,
  werden whrend der Vermessung  als  "T(mag)"  und  "T(pos)"  unterhalb des
  Bildes angezeigt.

  Nachdem die Messung abgeschlossen wurde,  werden die rter, und gegebenen-
  falls die Helligkeiten der Referenzsterne und des Objektes berechnet.

  Im Zuge der photometrischen Datenreduktion wird zunchst der Kontrastindex
  der Aufnahme, blicherweise bezeichnet mit , durch lineare Regression er-
  mittelt, soda sich das Helligkeitsverhltnis eines jeden  Referenzsternes
  im Vergleich zu den jeweils anderen Sternen in  mglichst  guter  berein-
  stimmung mit den aus den Katalogdaten  errechneten  Verhltnissen  ergibt.
  Das Verhltnis der Helligkeiten (Intensitten) I1/I2  fr zwei Objekte der
  Helligkeiten m1 und m2 wird dabei  folgendermaen  berechnet:

                                    0.4*(m2-m1)
                         I1/I2 = 10

  Danach werden die Daten aller Referenzsterne zu einem einzigen, virtuellen
  Referenzstern der Intensitt I0,  und der dementsprechenden Helligkeit m0,
  zusammengefat.  Die Grenklasse fr ein Objekt mit der Intensitt I kann
  dann aus dieser Formel berechnet werden:

                                        I0
                       m = m0 + 2.5*log ----
                                         I

  Aus den gemessenen Positionen der Referenzsterne  werden  die  sogenannten
  Plattenkonstanten a, b, c, d, e, f, g, und h durch ein Verfahren zur Mini-
  mierung der Fehlerquadratsumme ermittelt.  Mit Hilfe der Plattenkonstanten
  knnen die gemessenen  Positionen  x und y  auf folgende Art in die recht-
  winkeligen Standardkoordinaten  X und Y  umgewandelt werden,  die  von der
  verwendeten Brennweite und der Orientierung der Aufnahme unabhngig sind:

                          X = a*x + b*y + c*xy + d
                          Y = e*x + f*y + g*xy + h

  Stehen weniger als fnf Referenzsterne zur Verfgung,  werden die Platten-
  konstanten c und g gleich Null gesetzt.

  Die rechtwinkeligen Standardkoordinaten X und Y knnen dann folgendermaen
  in die  sphrischen  Koordinaten  der  Objekte (,)  umgewandelt  werden,
  wenn die ungefhren Koordinaten der Aufnahmemitte (0,0) bekannt sind:

                                         -X             
                  = 0 + arctan  --------------------- 
                                   cos(0) - Y*sin(0)  

                                sin(0) + Y*cos(0)  
                    = arcsin  --------------------- 
                                   (1+X+Y)        

  Werden  im  Zuge  der  photometrischen oder astrometrischen Datenreduktion
  fr einen Referenzstern Residuen ermittelt,  die  ber  dem  vom  Benutzer
  festgelegten Grenzwert liegen,  wird  die  Datenreduktion  unter Ausschlu
  dieser Sterne wiederholt.



  Bahnelemente editieren
  

  Nach der Auswahl  des Menuepunktes  'Ephem - Edit Elements'  wird zunchst
  die Entscheidung erwartet,  ob die Bahnelemente eines Kometen  oder Klein-
  planeten editiert werden sollen.  Sind  bereits  Bahnelemente geladen, ist
  nur die  den geladenen Elementen entsprechende  Wahl mglich.  Bevor Bahn-
  elemente geladen  oder  eingegeben worden sind,  oder nach der Auswahl des
  Kommandos 'Discard Elements', sind stets beide Varianten erlaubt.

  Das Eingabefeld  fr den Namen  des Objektes  ist in zwei Teile gespalten.
  Das erste Feld erlaubt die Eingabe einer Bezeichnung oder eines Namens fr
  das entsprechende Objekt, whrend das zweite Feld fr eine Kurzbezeichnung
  gedacht ist (siehe Abschnitt 'Report- und Log-Dateien'). Bentigen Sie die
  Dateien  CREPORT  oder  AREPORT,  die ein Standard-Format zur bermittlung
  astrometrischer Beobachtungen and die IAU bzw. ALPO verwenden, nicht, kann
  dieses Feld auch frei gelassen werden.

  Im Fall von Kleinplaneten erscheint ein Button mit der Bezeichnung  "n->a"
  neben dem Eingabefeld fr die Bahnhalbachse. Gibt Ihre Quelle der Bahnele-
  mente nur einen Wert fr die mittlere tgliche Bewegung  (gemessen in Grad
  pro Tag),  aber nicht die Bahnhalbachse,  geben Sie hier den Wert fr  die
  tgliche Bewegung ein, und drcken Sie den genannten Button.  Das Programm
  wird dann den Wert der groen Bahnhalbachse aus der tglichen Bewegung be-
  rechnen.

  Die Bahnelemente,  die in der Folge  eingegeben werden knnen, knnen sich
  auf  ein  beliebiges  Aequinoktium  beziehen:  Sie  werden  intern auf die
  Standardepoche J2000.0 umgerechnet.


  Dateiformat der Bahnelemente
  

  Das Dateiformat, das zum Speichern von Bahnelementen benutzt wird, ist ein
  einfaches  ASCII-Format,  das alle bentigten Informationen in einer Zeile
  enthlt: Der Name des Objektes ist als ASCII-Text in den Spalten 1 bis 10,
  die Bezeichnung des Objektes als  ASCII-Text  in den Spalten 11 bis 20 ge-
  speichert.  Spalte 21 enthlt das Zeichen '1',  wenn sich die Bahnelemente
  auf einen  Kometen  beziehen,  oder '0' im Falle eines Asteroiden.  Danach
  wird die Perihelzeit [JDT], die Periheldistanz [AU], die Exzentrizitt der
  Bahn, die Bahnneigung [Radianten],  das Perihelargument [Radianten], sowie
  die Lnge  des  aufsteigenden Knotens [Radianten]  angegeben,  gefolgt von
  einer Zahl mit den Informationen zur Vorhersage der Helligkeit. Diese Zahl
  errechnet sich zu m0 + 10000 * k, wobei m0 die absolute Helligkeit,  und k
  der Helligkeits-Koeffizient (im Falle eines Kometen)  oder  die  Kenngre
  zum  Phaseneffekt  (im Falle eines Asteroiden) ist.  Zwei  weitere  Zahlen
  geben geben das quinoktium [Jahr]  und  die Epoche [JDT] der Elemente an.
  All diese Zahlen sind durch jeweils ein oder mehrere Leerzeichen getrennt.
  Die Epoche wird von einem einzelnen Leerzeichen  und  (optional) einem bis
  zu 25 Zeichen langen ASCII-Text mit Referenzen oder Kommentaren,  gefolgt.
  Schlielich wir die Zeile  mit einem  Wagenrcklauf- Zeichen (Hex 0D) und
  einem Zeilenumbruch-Zeichen (Hex 0A) geschlossen.


  Berechnung einer Ephemeride
  

  "Astrometrica"  ermglicht die  Berechnung einer  detaillierten Ephemeride
  aus Bahnelementen,  die  vom  Benutzer  eingegeben oder von der Festplatte
  eingelesen werden knnen.  Die Ephemeride kann  fr einen  gegebenen Zeit-
  punkt,  fr das Ende der astronomischen Abenddmmerung oder den Beginn der
  astronomischen Morgendmmerung berechnet werden.

  Bei den angegebenen Positionen handelt es sich  um  topozentrische  rter,
  die ohne Bercksichtigung von Planetenstrungen errechnet wurden.

  Folgende Daten werden berechnet:

  Date, U.T. .... Datum  und  Weltzeit,  auf die sich die folgenden  Angaben
                  beziehen.

  R.A., Decl. ... quatoriale Koordinaten des Objektes (J2000.0).

  Alt, Az ....... Horizontale Koordianten  des  Objektes  (Aequinoktium  des
                  Datums).

  Airmass ....... Lnge des Lichtweges durch die Erdatmosphre, in Einheiten
                  der Luftmasse im Zenit. Pro Luftmassen-Einheit wird das
                  Sternenlicht um rund 0.23mag abgeschwcht.

  El ............ Elongation des Objektes von der Sonne.

  Moon .......... Winkelabstand des Objektes vom Mond. Befindet sich der
                  Mond zum gegebenen Zeitpunkt ber dem Horizont, wird dies
                  durch ein Sternchen gekennzeichnet.

  k ............. Beleuchteter Anteil des Mondes in Prozent.

  mag ........... Vorausberechnete Helligkeit des Objektes.

  Ph ............ Phasenwinkel des Objektes. (Nur fr Kleinplaneten.)

  Tail .......... Voraussichtlicher  Positionswinkel  des Gasschweifes. (Nur
                  fr Kometen.)

  r, d .......... Distanz des Objektes zur  Sonne  und zur Erde in Astronom.
                  Einheiten.

  , P.A. ....... Scheinbare Bewegung des Objektes: Winkelgeschwindigkeit in
                  Bogensekunden pro Minute, Positionswinkel der Bewegungs-
                  richtung.

  t ............. Periodendauer, mit der der Motor zum Ausgleich der Objekt-
                  bewegung angesteuert werden mu. (Die Periode bei 1"/min
                  kann unter dem Menuepunkt 'Options-Observatory' angegeben
                  werden.)

  Die Ergebnisse der Ephemeridenrechnung werden in einem Fenster  angezeigt.
  Der Inhalt eines Fensters kann mit  dem  Kommando  'File - Save Text File'
  abgespeichert werden, oder mit  'File - Print Text File'  gedruckt werden.
  Zu beachten ist dabei, da die Ephemeridentabelle bis zu  121  Zeichen pro
  Zeile enthlt, und der Benutzer die Verwendung einer entsprechend schmalen
  Schrift durch den Drucker sicherstellen mu.


  Reporot- und Log-Dateien
  

  Die Datei  REPORT.TXT  fat  die  Ergebnisse Ihrer Beobachtungen zusammen.
  Sie knnen diese Datei ausdrucken,  um  Ihre Ergebnisse auf Papier weiter-
  geben zu knnen, oder um sie zu archivieren.

  Die Datei  CREPORT.TXT  enthlt die Ergebnisse der Vermessung im Standard-
  Format, wie es auf M.P.C. 18847 bis 18849 (Oktober 1991) und  M.P.C. 24421
  (Jnner 1995) definiert wurde,  und  sollte  zum  Versand  astrometrischer
  Daten ber Computernetzwerke  oder mittels Disks an das  IAU  Minor Planet
  Center  benutzt werden.  Bitte beachten Sie,  da die Datei CREPORT (abge-
  sehen vom Observatory Code)  keine Informationen zu Ihrem Beobachtungsort,
  oder zu Ihrer Adresse enthlt. Geben Sie diese Informationen also bekannt,
  wenn Sie erstmals Daten an das Minor Planet Center bermitteln.
  (CREPORT steht brigens fr Computerized Report.)

  Die Datei  AREPORT.TXT  enthlt die Daten im ALPO Standardformat.  Die Be-
  zeichnung des Objektes, Datum, Zeit und Positions-Informationen  sind  zum
  IAU-Format kompatibel,  aber  anstatt der Helligkeit  und  des Observatory
  Codes werden die Unsicherheiten  der Positionen angegeben.  "Astrometrica"
  fgt hier die mittleren Residuen der Referenzsterne ein.  Werden  nur drei
  Referenzsterne  verwendet  (die Verwendung von  mindestens  vier  Sternen,
  besser noch von sieben bis zwlf Sternen wird empfohlen) sind die Residuen
  stets gleich Null. Der Benutzer mu in diesem Fall eine Abschtzung der
  Unsicherheit manuell einfgen.
  (AREPORT steht brigens fr ALPO Report.)

  Sowohl in CREPORT, alsauch in AREPORT,  wird das Objekt durch eine Kurzbe-
  zeichnung identifiziert, die Sie bei der Eingabe der Bahnelemente eingeben
  knnen. Hier einige Beispiele:

  Name:   [Ceres     ] [00001     ]  --  Kleinplanet (1) Ceres
                                         Fnfstellig, fhrende Nullen be-
                                         achten!

  Name:   [1990HV4   ] [J90H04V   ]  --  Kleinplanet 1990 HV4
                                         J steht fr die Jahrhundertzahl 19

  Name:   [2000YZ109 ] [K00YA9Z   ]  --  Kleinplanet 2000 YZ109
                                         5. Stelle A fr 10

  Name    [2001 P-L  ] [PLS2001   ]  --  Kleinplanet 2001 P-L
                                         (Palomar-Leiden Asteroid Survey)

  Name:   [4139 T-3  ] [T3S5139   ]  --  Kleinplanet 4139 T-3
                                         (3rd Trojan Asteroid Survey)

  Name    [Meine No.2] [LNZ002    ]  --  Neuentdeckung, noch keine
                                         offizielle Bezeichnung verfgbar

  Name    [Objekt X  ] [DC003     ]  --  Neuentdeckung, noch keine
                                         offizielle Bezeichnung verfgbar

  Name:   [P/Encke   ] [0002P     ]  --  Komet 2P/Encke
                                         Vierstellig (fhrende Nullen!), ge-
                                         folgt von einem P

  Name:   [51/P-A    ] [0051Pa    ]  --  Komet 51P/Harrington
                                         Komponente A, gekennzeichnet durch
                                         das folgende "a"

  Name:   [C/1994 N1 ] [CJ94N010  ]  --  Komet C/1994 N1 Nakamura-Nishimura-
                                         Machholz
                                         Folgende Null beachten!

  Name:   [2002 V13  ] [CK02V130  ]  --  Komet C/2002 V13

  Name:   [P/1994P1-D] [PJ94P01d  ]  --  Komet P/1994 P1 Machholz 2,
                                         Fragment D, gekennzeichnet durch
                                         das folgende "d" (statt "0")

  Achten Sie bitte auf die Korrektheit der Kurzbezeichnungen!

  Bitte beachten Sie,  da  der  Name  des  Objektes nur dann in den Dateien
  REPORT.TXT, CREPORT.TXT  und  AREPORT.TXT aufscheint, wenn Sie whrend der
  Vermessung die Bahnelemente  des Objektes geladen haben  (die Position der
  Sternkarte  zur Auswahl  der Referenzsterne  und  die  "B-R Residuen"  des
  Objektes werden in diesem Fall auch von Computer berechnet), oder wenn Sie
  Name und Bezeichnung  des Objektes im Fenster  'Edit Parameters',  welches
  nach dem Laden eines CCD-Bildes erscheint, eingeben.

  Beachten Sie weiters auch, da die Informationen in den Kpfen der Dateien
  REPORT.TXT,  CREPORT.TXT  und  AREPORT.TXT  nach der Vermessung der ersten
  Aufnahme abgespeichert wird.  Verwenden  Sie  spter  beispielsweise einen
  anderen Sternkatalog,  oder  Aufnahmen,  die an einem anderen Teleskop ge-
  wonnen wurden,  mssen Sie  die Informationen  in diesen  Dateien  manuell
  korrigieren.

  Die Datei  ASTROMET.LOG  enthlt schlielich detaillierte Informationen zu
  den durchgefhrten Messungen.


  COPYRIGHT, DANK UND ANDERES
  

  Das Copyright und alle anderen Rechte zu "Astrometrica" liegen beim Autor:

  Herbert Raab
  Schrammlstr. 8
  A-4050 Traun
  sterreich            e-mail: Herbert.Raab@jk.uni-linz.ac.at

  "Astrometrica" wurde in Borland Pascal 7.0 (c) implementiert.
  Die Benutzerschnittstelle basiert auf Borland's Turbo Vision 2.0 (c).
  Das Copyright (c) fr DPMI16BI.OVL und RTM.EXE liegt bei Borland.

  Firmen- und Produktnamen,  die im Text genannt werdem, sind meist Handels-
  marken oder regestrierte Handelsmarken der jeweiligen Inhaber.


  "Astrometrica"  wird ausschlielich in der vorliegenden Form zur Verfgung
  gestellt.  Der Autor  bernimmt  keinerlei  ausdrckliche oder implizierte
  Garantien, inklusive,  ohne Einschrnkung,  der  Anwendbarkeit fr irgend-
  einen bestimmten  Zweck.  Der  Autor bernimmt keine  Haftung  fr direkte
  Schden  oder  Folgeschden,  die  aus der  Verwendung von  "Astrometrica"
  folgen knnten.

  Ich habe mich allerdings bemht, ein Programm zu erstellen, das einfach zu
  bedienen ist  und den Erwartungen entspricht.  Monatelange  Verwendung hat
  gezeigt, da "Astrometrica" in Kombination mit modernen CCDs ein mchtiges
  Instrument ist,  das  Amateurastronomen  die  Mglichkeit zu wissenschaft-
  licher Arbeit auf dem Gebiet der Kleinplaneten und Kometen gibt.

  Ich schulde all jenen  groen  Dank,  die  mit  Ihren  Anregungen geholfen
  haben, dieses Programm zu verbessern. Vor allem mchte ich meinen Kollegen
  Erich Meyer und Erwin Obermair fr Alles, Olivier Hainaut  und  Tim Abbott
  (Europische Sdseternwarte)  fr die Hilfe bei der Verbesserung des Algo-
  rithmus  zur  Berechnung  des  Lichtschwerpunktes,  und (in alphabetischer
  Reihenfolge)  Dennis  diCicco  (Sky Publishing Corp., USA),  Takuo  Kojima
  (YGCO Chiyoda Observatory, Japan), Ikufumi Makino ("Interactive Astronomy"
  Japan),  Larry Marschall (Gettysburg College, USA)  und  George R. Viscome
  (Rand Observatory, USA) fr Ihre dauernde Untersttzung und Ihre unschtz-
  bar wichtigen Anregungen.

  Wenn Sie einen Fehler entdeckt haben  oder Ideen fr Verbesserungen dieses
  Programmes haben, benachrichtigen Sie mich bitte!



                              Viel Spa beim Einsatz von "Astrometrica" !

                                            Herbert Raab
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