

                            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 rund  S 300.-  bzw. DM 42.- oder SFr 37.-)  an den Autor von "Astro-
 metrica",  und  sie  erhalten  eine lizensierte Kopie  der Shareware in der
 neuesten verfgbaren Version.

 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  zehn Referenzsterne knnen ausgewhlt werden,  whrend  eine  un-
   lizensierte Kopie nur die Wahl von vier Referenzsternen erlaubt.

 * 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.

 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


 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 2.1
                              


  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 neben der blichen  REPORT-
  Datei eine weitere Datei mit dem Namen CREPORT,  die dem auf den  M.P.C.'s
  18847 bis 18849 (Oktober 1991) gegebenen Standard-Format entspricht. Diese
  Datei sollte zum Versand astrometrischer Daten  ber Computernetzwerke und
  mittels Disketten benutzt werden.

  Die Version 1.2,  die im Oktober 1993 freigegeben wurde, erlaubte den Ver-
  gleich zweier CCD-Aufnahmen mit Hilfe des elektronischen Blinkkomperators.
  Die Methode zur Darstellung von CCD-Bildern sowie der Zugriff auf die GSC-
  Regionen wurde beschleunigt.

  Ein bedeutender Schritt ist die Version 2.0,  welche im April 1994 fertig-
  gestellt wurde:  Neben kleineren,  aber dennoch ntzlichen  Erweiterungen,
  war erstmals auch die Verwendung von Bildern anderer  CCD-Kameras  als der
  ST-6 mglich,  da das Einlesen von ST-4 und TIFF-Dateien ermglicht wurde.
  Weiters wurden die Methoden zur astrometrischen und photometrischen Daten-
  reduktion verbessert.

  Version 2.1, die im Oktober 1994 fertiggestellt wurde, ist noch flexibler,
  zumal ST-4X und FITS Dateien gelesen werden knnen. Unter den vielen  Ver-
  besserungen finden sich ein Blinkkomperator, der Bilder, die gegeneinander
  rotiert sind, bearbeiten kann und so das Vergleichen von Bildern,  die  an
  zwei verschiedenen Beobachtungsabenden gewonnen wurden, ermglicht,  sowie
  ein verbesserter Algorithmus zur Berechnung des Lichtschwerpunktes.


  VORAUSSETZUNGEN
  

  * PC-compatibler  Computer  mit 80286  (oder hherer)  CPU,  Standard-VGA-
    Karte, Microsoft-compatibler Maus und 512kB freiem Speicher.

  * MS-DOS 3.3 (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  der  CD-ROM).  "Astrometrica"  arbeitet 
    nicht mit gekrzten oder komprimierten Versionen des GSC,  wie  sie  mit 
    anderen Programmpaketen geliefert werden.
    Die zwei  CD-ROM's  mit den  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 "Astrometrica"-Programm.

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

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

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

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

  * ELM: Ein Unterverzeichnis mit den Bahnelementen der Objekte, die auf den
    Bildbeispielen abgebildet sind.


  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.

  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,  ST-4, ST-6, 
                              TIFF oder FITS-Dateien von der Festplatte 
                              in den Speicher.                          
           Ķ
            View Text-File    Ldt eine Text-Datei und zeigt diese an.  
           Ķ
            Print             Druckt den Inhalt des aktiven Fensters.   
           Ķ
            Change Dir        Wechselt das aktuelle Verzeichnis.        
           Ķ
            DOS Shell         Temporrer Rcksprung auf die DOS-Ebene.  
           Ķ
            Exit              "Astrometrica" beenden.                   
  Ķ
   Display  Chart             Anzeige  einer  Karte  eines  Himmelsaus- 
                              schnittes.                                
           Ķ
            Image             Anzeige des aktuellen CCD-Bildes,  Unter- 
                              suchung der Pixel mit einem Fadenkreuz.   
           Ķ
            Parameters        Anzeige  von  Information  zum  aktuellen 
                              CCD-Bild.                                 
           Ķ
            Negative          Negativdarstellung  des  CCD-Bildes  ein- 
                              und ausschalten.                          
           Ķ
            Load User         Laden  und  aktivieren  einer  ST-6 Farb- 
            Color Table       tabelle.                                  
           Ķ
            Set Standard      Setzen der Standard-Farbtabelle.          
            Color Table       (Graustufen)                              
  Ķ
   Measure  Select Reference  Anzeige  einer  Karte   jenes  Teils  des 
            Stars             Himmels,  der am CCD-Bild abgebildet ist, 
                              um die  Referenzsterne  auszuwhlen,  die 
                              spter zur  Berechnung von  Position bzw. 
                              Helligkeit des Objektes dienen.           
           Ķ
            Measure Position  Anzeige des aktuellen CCD-Bildes,  um die 
                              Positionen  der   Referenzsterne  und des 
                              Objektes zu vermessen.                    
           Ķ
            Measure           Anzeige des aktuellen CCD-Bildes,  um die 
            Position & Mag    Positionen und Helligkeiten der Referenz- 
                              sterne und des Objektes zu vermessen.     
           Ķ
            Remeasure Object  Neuerliches Vermessen des Objektes,  ohne 
                              auch die Referenzsterne zu vermessen.     
           Ķ
            Information       Anzeige  von  Informationen  zur  letzten 
                              Messung  wie  Plattenkonstanten,   Licht- 
                              schwerpunkt,  Kontrastindex  und   Brenn- 
                              weite.                                    
  Ķ
   Utility  Scale             Skalierung des Bildkontrastes, soda eine 
                              gegebene  Prozentzahl von  Pixel im  Bild 
                              schwarz  (Low Limit)   bzw.   wei  (High 
                              Limit) erscheint.                         
           Ķ
            Smooth            Anwendung  eines  Mittelwert-Filters  auf 
                              das aktuelle CCD-Bild.                    
           Ķ
            Median Filter     Anwendung  eines  Median-Filters  auf das 
                              aktuelle CCD-Bild. Das Filter unterdrckt 
                              das Rauschen im Bild, wie der Mittelwert- 
                              Filter,  aber ohne die Schrfe des Bildes 
                              in Mitleidenschaft zu ziehen.             
           Ķ
            Blink Images      Vergleicht zwei CCD-Bilder durch Blinken. 
           Ķ
            Edit Parameters   Information zum Bild,  die fr astrometr. 
                              Arbeit von Bedeutung ist, verndern.      
                              Diese  Funktion wird auch nach dem  Laden 
                              eines CCD-Bildes aufgerufen.              
  Ķ
   Ephem    Load Elements     Ldt Bahnelemente  von der  Festplatte in 
                              den Speicher.                             
           Ķ
            Save Elements     Speichern der aktuellen Bahnelemente.     
           Ķ
            Discard Elements  Aktuelle  Bahnelemente aus  dem  Speicher 
                              entfernen.                                
           Ķ
            Calculate         Berechnung einer  Ephemeride aus den akt. 
                              Bahnelementen  zu einer  gegebenen  Zeit, 
                              zum Ende der Abenddmmerung  oder zum Be- 
                              ginn der Morgendmmerung.                 
           Ķ
            Scan Elements     Bahnelemente  auf  Disk  durchsuchen  und 
                              eine Liste  der beobachtbaren Objekte zu- 
                              sammenstellen.                            
           Ķ
            Display Elements  Aktuelle Bahnelemente anzeigen.           
           Ķ
            Edit Elements     Bahnelemente verndern.                   
  Ķ
   Options  Directories       Pfade zu den  CCD-Bildern,  GSC-Daten und 
                              den Bahnelementen setzen.                 
           Ķ
            Observatory       Standard-Information  ber  Ort und  Aus- 
                              rstung der Sternwarte setzen.            
           Ķ
            CCD               Standard-Information zur CCD setzen.      
           Ķ
            Delta T           Standard-Wert fr T = TDT - UT,  der bei 
                              der  Berechnung  von  Ephemeriden benutzt 
                              wird, setzen.                             
           Ķ
            User              Standard-Information  ber  den  Benutzer 
                              setzen.                                   
  Ķ
   Windows  Resize/Move       Position und Gre des aktuellen Fensters 
                              verndern.                                
           Ķ
            Zoom              Vergrern  bzw.   Wiederherstellen   der 
                              Gre des aktiven Fensters.               
           Ķ
            Next              Nchstes Fenster aktivieren.              
           Ķ
            Close             Aktives Fenster schlieen.                
           Ķ
            Tile              Schirm auf aktuelle Fenster aufteilen.    
           Ķ
            Cascade           Fenster-Kaskade anzeigen.                 
  Ķ
   About    About             Anzeige von  Informationen  zum  Programm 
            Astrometrica      "Astrometrica".                           
           Ķ
            License Info      Lizenz-Information anzeigen.              
  ͼ


  DIE VERWENDUNG VON "ASTROMETRICA"
  

  Setup
  

  Wenn  Sie  "Astrometrica"  erstmals  verwenden,  sollten  Sie  zuerst  das
  'Options'- Menue durchgehen. Das 'Directory'-Kommando ermglicht es Ihnen,
  den Pfad,  der zu den CCD-Bildern fhrt,  das CD-ROM-Laufwerk fr die GSC-
  Daten  (oder das  Verzeichnis auf der  Harddisk,  mit derselben  Unterver-
  zeichnis-Struktur wie auf dem  CD-ROM)  sowie den  Pfad zu den Dateien mit
  den Bahnelementen anzugeben.

  Das  'Observatory'-Kommando  verwenden Sie,  um Informationen ber den Ort
  und die Ausrstung Ihrer Sternwarte zu setzen,  die whrend der Berechnung
  von  Ephemeriden und der  Erstellung der REPORT-Datei verwendet werden, zu
  setzen.

  Das Menuepunkt 'CCD'  knnen Sie festlegen,  ob  "Astrometrica"  mit ST-4,
  ST-6, FITS oder TIFF-Dateien arbeiten soll.  Auch  das spektrale Band,  in
  dem Ihre CCD-Kamera arbeitet,  wird hier angegeben.  Whrend  die  meisten
  CCDs (wie auch die ST-4 und ST-6) eher im roten Bereich  empfindlich sind,
  wenn Sie keine Filter verwenden,  wre  einer Empfindlichkeit im visuellen
  Bereich der Vorzug zu geben, da sich die im GSC verzeichneten Helligkeiten
  auf das V-Band beziehen.
  Verwenden Sie eine andere Kamera als die ST-4 oder ST-6,  sollten Sie auch
  die Pixelgre  und  die Brennweite  des  verwendeten  Teleskopes angeben.
  Bietet Ihre Kamera  verschiedene  Auflsungen an,  geben sie bitte die je-
  weils verwendete (scheinbare) Pixelgre an.
  Erscheinen Ihre Bilder  nach dem Laden  von FITS-Dateien auf dem Kopf ste-
  hend,  setzen  bzw.  lschen Sie  die Markierung  der Schaltflche 'Upside
  Down'.

  Das 'Delta T'-Kommando erlaubt es Ihnen, den Wert T = TDT - UT anzugeben,
  der whrend der  Berechnung von Ephemeriden bentigt wird,  um Weltzeit in
  dynamische Zeit und zurck zu verwandeln.

  Das 'User'-Kommand erwartet die Angabe Ihres Names und Ihrer Adresse,  die
  dann in der REPORT-Datei aufscheinen.  Der Name,  den  Sie  hier  angeben,
  zumindest aber der Familienname, sollte dem des Lizenznehmers entsprechen.
  Ansonsten erscheint bei jedem Start des Programmes 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,  die auf das aktuelle Bild angewandten Filter,  den
  Dateinamen  der  aktuellen  Bahnelemente  sowie die  Zahl der ausgewhlten
  Referenzsterne, deren Daten zur Zeit im Speicher abgelegt sind, an. Manch-
  mal 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"  erstellen 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" kann
  ST-4, ST-4X und ST-6 Dateien,  FITS  (8, 16 und 32 Bit Integer Files)  und
  unkomprimierte  8 Bit Gray Scale  TIFF-Bilder lesen.  Nachdem das Bild ge-
  laden wurde,  werden die wichtigsten Bildparameter  (Datum,  Weltzeit  der
  Aufnahmemitte  und der Name des Beobachters)  angezeigt,  die  bei  Bedarf
  auch verndert werden knnen.

  Wenn  gengend Speicher  vorhanden ist,  knnen  FITS- und TIFF-Bilder bis
  zu einer Gre von  512 x 256 Pixel  geladen werden.  Auch grere Bilder,
  mit  bis zu  1024 x 512 Pixel, knnen gelesen werden.  Intern werden dabei
  aber jeweils  vier Pixel  zu  einem  Bildpunkt  zusammengefat, um die Ab-
  messungen des Bildes zu halbieren.

  * ST-4 Bilder:
  ST-4 Dateien geben keine Informationen zu Datum und Zeit,  zu der die vor-
  liegende Aufnahme entstanden ist. Nur der Kommentar,  welcher  jedoch  vom
  Benutzer abgendert werden kann,  beinhaltet  gewhnlich  die  Information
  wann die Belichtung beendet wurde.
  "Astrometrica"  versucht daher,  Datum und Zeit  aus dem Kommentar zu iso-
  lieren.  Durch abziehen der halben Belichtungszeit wird dann der Zeitpunkt
  der Aufnahmemitte errechnet.

  * ST-4X und ST-6 Bilder:
  Im Kopf der SBIG Dateien  finden sich Anageben  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.
  Wird 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 mssen in diesem Fall den
  Zeitpunkt der Aufnahmemitte selbst errechnen, indem Sie den Mittelwert der
  jeweiligen Zeiten der Aufnahmemitten der Einzelaufnahmen bilden!

  * FITS Bilder:
  Da ein  'DATE-OBS' Schlsselwort vom FITS-Standard definiert ist, kann das
  Datum der Beobachtung blicherweise aus dem FITS-Header ausgelesen werden.
  Beachten Sie bitte,  da im FITS-Header das Datum in der Form DD/MM/JJ an-
  gegeben sein sollte.  Viele Software-Produkte geben das Datum aber flsch-
  licherweise in der Form  MM/DD/JJ  an.  Achten Sie also auf mglicherweise
  falsche Datumswerte!
  Wird das Schlsselwort 'TIME-OBS'  angetroffen,  bernimmt  "Astrometrica"
  die dort angegebene Zeit als Zeitpunkt der Aufnahmemitte.  Sind die beiden
  Schlsselwrter 'TIME-BEG'  und 'TIME-END'  Bestandteil des  FITS-Headers,
  berechnet das Programm  den Zeitpunkt der Aufnahmemitte als den Mittelwert
  der beiden angegebenen Zeiten.

  * 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.

  Haben Sie die Wahl zwischen FITS und TIFF Bildern (wenn Sie andere Kameras
  als die ST-4 oder die ST-6 verwenden), benutzen Sie stets das FITS-Format.

  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!


  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 die Sttigung dieses Pixels
  in Prozent.  Das Fadenkreuz kann  mittels der Pfeiltasten oder durch einen
  Mausclick bewegt werden.


  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  so 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  kann das Ergebnis  der Vermessung beein-
  flussen.  Lineare Skalierung  (wie sie etwa zur Erstellung von 8 Bit TIFF-
  Bildern  aus 16 Bit Bilddaten ntig ist)  zeigt nur  geringe Auswirkungen,
  wenn darauf geachtet wird,  da mglichst wenig Information verloren geht.
  Andere, etwa logarithmische Skalierungen, sollten auf jene Bilder, die Sie
  vermessen mchten, nicht angewandt werden.

  Die 'Scale'-Funktion von  "Astrometrica" verndert die Pixel-Werte im CCD-
  Bild brigens nicht, und kann daher gefahrlos angewandt werden.  Sie setzt
  nur die Bildparameter Background und Range,  soda ein mglichst optimaler
  Kontrast zur Bilddarstellung 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.  Um  eine  exakte  Aus-
  richtung zu erleichtern, kann der Mauscursor auch  mit  Hilfe  der  Pfeil-
  tasten bewegt 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 Verweildauer von 50ms,
  ein Druck  auf die Taste '9'  aber von 450ms entspricht.  Nach Drcken der
  Taste '0'  wird  jedes Bild  so lange angezeigt,  bis der Benutzer mittels
  Tastendruck die Umschaltung ermglicht.

  Ein Druck auf die Escape-Taste beendet den Blink-Vorgang.


  Refernzsterne auswhlen
  

  Der Menuepunkt  'Measure - Select Reference Stars'  dient zur  Auswahl der
  Refernzsterne, deren Daten aus dem GSC-Katalog 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.

  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.

  Whlen Sie Referenzsterne,  die weder unterbelichtet (sich also nur gering
  vom  Hintergrundrauschen  abheben)  noch  berbelichtet  (also  mit  einer
  Sttigung von  100%,  oder,  in  anderen Worten,  mit einem Pixel-Wert von
  65535 bei 16 Bit Auflsung) sind. Wenn mglich, whlen Sie etwa sieben bis
  zehn  Referenzsterne, die gleichmig um das Objekt verteilt sind.


  Vermessung von Aufnahmen
  

  Bevor  CCD-Bilder  fr  astrometrische  Zwecke  vermessen  werden  knnen,
  sollten Dunkelbild- und Flat-Field-Korrektur durchgefhrt worden sein.  Es
  sollte mglich sein,  das Bild so darzustellen,  da die Sterne und das zu
  vermessende Objekt  vor einem gleichmig dunklen  Hintergrund erscheinen.
  Ist  das  nicht  mglich,  sollte eine  lngere  Integrationszeit  gewhlt
  werden.  Gleichzeitig sollten  aber  weder  die Referenzsterne noch das zu
  vermessende Objekt berbelichtet sein (d.h. mit einer Sttigung von 100%).

  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 bewegt werden,  und ein Mausclick bewegt sie ber eine lngere
  Distanz zum Ort des Mauscursors. Die  Funktionstasten  F1..F4  knnen  zur
  Vernderung der Gre dieser Box verwendet werden,  whrend mit den Tasten
  F5..F8 der Bildkontrast verndert werden kann.

    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 Bildkontrats. Hebt schwache Regionen hervor.
    F6: Stellt den ursprnglichen Bildkontrast wieder her.
    F7: Stellt den Bildkontrast so ein,  da sich die Graustufen gleichmig
        ber die Region innerhalb der Cursor-Box verteilen.
        Erscheint das Bild noch zu hell, verwenden Sie eine kleinere Cursor-
        Box und skalieren Sie das erneut. Is das Bild zu schwach,  verwenden
        Sie eine grere Box.
    F8: Stellt eine vergrerte Ansicht  eines  Bildausschnittes,  zentriert 
        auf die momentante Position der  Cursor-Box,  dar.  Ein  gepunktetes 
        Kreuz zeigt den Lichtschwerpunkt,  wie  er  vom  Programm  ermittelt 
        wird, an.

  Ein kleines Fenster  unterhalb des Bildes gibt Ihnen Informationen zur Po-
  sition der Box (x,y Koordinaten), zur Sttigung  des  zentralen  Pixels in
  Prozent, und zur Boxgre.

  Noch bevor  das Objekt  und  die Referenzsterne vermessen werden,  mu zu-
  nchst  die Helligkeit des Himmelshintergrundes bestimmt werden.  Dazu be-
  wegen Sie die Box auf ein mglichst groes  Gebiet  frei  von  Nebeln  und
  Sternen, und drcken dann die Eingabe-Taste.  Erscheint der Himmelshinter-
  grund nicht gleichmig,  bestimmen Sie die Helligkeit des Hintergundes am
  besten nahe dem zu vermessenden Objekt.

  Der Wert fr den Himmelshintergrund wird vor der Berechnung von Helligkeit
  und Ort  der Referenzsterne  und des Objektes  von jedem Pixel  abgezogen.
  Falls Sie  den Bildkontrast  mittels der F7 oder F8 Taste verndern,  wird
  zur Ortsbestimmung  das Maximum  von gemessenen Hintergrund-Wert und jenem
  Wert, der zur Darstellung des Bildes benutzt wurde, benutzt.  Das bedeuted
  einfach, da nichts zur Ortsbestimmung beitrgt,  was Sie nicht auch sehen
  knnen.

  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 aufgrund einer kurzen Integrationszeit nicht erfat, wird die
  Helligkeit  des Kometen  zu gering eingeschtzt  -  oft um mehrere Gren-
  klassen!

  Anschlieend  erfolgt  die  Positionsbestimmung  fr  das  zu  vermessende
  Objekt.  Legen Sie  die Box dazu so ber das Objekt,  da der Lichtschwer-
  punkt etwa in der Mitte der Box zu liegen kommt. Bei Kometen kann es dabei
  durchaus sinnvoll sein, mit Hilfe der Skalierungsfunktion  (F7-Taste)  die
  Koma "abzuschneiden"  und nur den punktfrmigen Kometenkern zu bercksich-
  tigen.

  Nun erfolgt die Vermessung  der Referenzsterne.  Legen Sie die Box dazu so
  ber den jeweiligen Stern,  da das gesamte Sternscheibchen  innerhalb der
  Box zu liegen kommt.  Haben Sie das  'Measure Position & Mag'-Kommando ge-
  whlt,  erfolgt dabei  die Bestimmung  von Position und Helligkeit gleich-
  zeitig.

  Nachdem die Messung abgeschlossen wurde,  werden die rter, und gegebenen-
  falls die Helligkeiten der Referenzsterne und des Objektes  berechnet. Die
  Helligkeiten werden aus einer linearen Regression zwischen gemessenen und,
  aufgrund der Eintrge im GSC, errechneten Intensitten ermittelt.  Aus den
  gemessenen Positionen der Referenzsterne  werden  die Plattenkonstanten a,
  b, c, d, e, f, g, und h ermittelt,  mit deren Hilfe aus den gemessenen Po-
  sitionen  x und y  die  rechtwinkeligen  Standardkoordinaten  X und Y  auf
  folgende Art ermittelt werden knnen:

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

  Stehen nur vier Referenzsterne zur Verfgung, werden die Plattenkonstanten
  c und g gleich Null gesetzt.  Aus den rechtwinkeligen  Standardkoordinaten
  knnen schlielich  die gesuchten  sphrischen Koordinaten der Objekte er-
  mittelt werden.

  Nachdem die oben erwhnten Berechnungen durchgefhrt worden sind, wird das
  Ergebnis der  Daten-Reduktion  angezeigt.  Fr jeden Referenzstern und das
  Objekt von Interesse wird  die gemessene Position und  gegebenenfalls auch
  die Helligkeit gezeigt. Fr die Referenzsterne werden auch die Residuen in
  der Form B-R (Beobachtung-Rechnung) angegeben.  Haben Sie das 'Measure Po-
  sition'-Kommando gewhlt,  werden anstatt  der Helligkeiten die gemessenen
  Pixel-Koordinaten der Objekte gezeigt.

  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.  Aus der Streuung der Residuen kann daher die  Qualitt  der
  Messungen abgeschtzt werden.

  Die Ergebnisse der Messungen werden in den Dateien REPORT.TXT, CREPORT.TXT
  und ASTROMET.LOG zusammengefat.

  Befinden sich auf Ihrer Aufnahme  mehrere Kleinplaneten,  oder mchten Sie
  beispielsweise einen Kometen sowohl mit einer 7 x 7 als auch mit einer 9 x
  9 Box vermessen,  knnen Sie  nach dem erstmaligen Vermessen  der Aufnahme
  das  'Remeasure Object'-Kommando  verwenden,  welches  es ermglicht,  das
  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.


  Ergebnisse
  

  Seit dem Beginn der Entwicklung war "Astrometrica" in stndiger Verwendung
  durch den Autor und seinen Kollegen Erich Meyer. Mit Hilfe einer ST-6 CCD-
  Kamera am Schmidt-Cassegrain Telsekop (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,  konnten
  zwischen Mrz 1993 und  Oktober  1994  ber  750  przise  Positionen  von
  Kometen  und  Kleinplaneten  gewonnen  werden.  Die  Beobachtungen  werden
  regelmig in den Minor Planet Circulars unter dem Observatory  Code  540,
  und gelegentlich auch in den Minor Planet Electronic  Circulars  oder  den
  IAU Circulars, verffentlicht.

  Obwohl sich bei  1500mm Brennweite 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 minimiert 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 Re-
  siduen am vermessenen Objekt?

  Im Jahr 1994 hat das Minor Planet Center die  B-R  Residuen  von  129  Be-
  obachtungen der Kleinplaneten 1993 UC, 1993 WD, 1994 AH2 und 1993 EQ3, die
  in Linz mit der oben beschriebenen Ausrstung erhalten wurden.  Von diesen
  Beobachtungen hatten 29% eine Gesamtresidue von  0.5"  oder  weniger,  50%
  hatten eine Gesamtresidue von 0.7" oder weniger, 71% hatten eine Gesamtre-
  sidue von 1.0" oder weniger, und 85% hatten eine  Gesamtresidue  von  1.5"
  oder weniger. Nur eine einzige Beobachtung hatte  einen  Gesamtfehler  von
  2.0", nmlich 3.2" - noch immer weniger als die Gre eines Pixel.

  Diese Ergebnisse sind nur  durch  die  Berechnung  des  Lichtschwerpunktes
  mglich. "Astrometrica" benutzt darberhinaus eine Algorithmus zur  Unter-
  scheidung der Pixel, die das zu vermessende  Objekt  formen,  vom  Hinter-
  grund. Beachten Sie bitte, da  die  obigen  Ergebnisse  erhalten  wurden,
  bevor der neue, verbesserte Algorithmus zur  Berechnung  des  Lichtschwer-
  punktes implementiert wurde.

  Beachten Sie da fr optimale Ergebnisse  die  Sternabbildungen  eine  ge-
  ngend groe Zahl von Pixel abdecken mssen.  Zu  geringe  Brennweite  des
  Aufnahmeinstrumentes oder  extrem  scharfe  Sternabbildungen  wirken  sich
  daher negativ  auf die Ergebnisse aus. Ungnstige Beobachtungsbedingungen,
  wie miges Seeing oder Lichtverschmutzung, setzen  zwar  die  erreichbare
  Grenzgre herab, haben aber kaum Einflu auf die Qualitt astrometrischer
  Messungen.

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

  *  Vermessen Sie ausschlielich Aufnahmen,  von  denen Sie  das Dunkelbild
     abgezogen haben,  und auf welche Sie die Flat-Field-Korrektur angewandt
     haben.

  *  Versuchen Sie  7  bis  10  Referenzsterne zu verwenden,  die  mglichst
     gleichmig um das zu vermessende Objekt verteilt sind.  Die Bilder der
     Referenzsterne sollten  weder verrauscht  noch berbelichtet sein. Ver-
     meiden Sie  weiters  die Verwendung  von  Referenzsternen mit engen Be-
     gleitern.

  *  Platzieren 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 Kontrastanpassungs-Funktion  (F7-Taste),  um den Kern
     eines hellen Kometen in der Koma auszumachen.  Fr  gewhnliche  Punkt-
     quellen (Sterne, Planetoiden)  sollte diese Funktion hingegen nicht be-
     nutzt werden,  da die Datenmenge  zur Berechnung des Lichtschwerpunktes
     reduziert wird.

  *  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.

  *  Der 'Measure - Information' Befehl gibt Informationen zur Qualitt  des
     eben vermessenen Abbildes des Objektes.  Bilder mit einer mittleren In-
     tensitten 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  widerum
     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 ungewhnlich hohe Streuungen.


  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 Informationen zur Datei 'CREPORT.TXT').  Wird die Datei
  CREPORT,  die ein Standard-Format zur Angabe astrometrischer Beobachtungen
  verwendet, nicht bentigt, kann dieses Feld auch frei gelassen werden.

  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.


  Berechnung einer Ephemeride
  

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

  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.

  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 Objeketes.

  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 der Datei 'EPHEM.TXT' ge-
  speichert.  Mit Hilfe des Kommandos 'File - Print' kann diese Datei ausge-
  druckt werden.  Zu beachten ist dabei, da diese Datei Text mit bis zu 121
  Zeichen  pro  Spalte  enthlt,  und der Benutzer die Verwendung einer ent-
  sprechenden Schrift durch den Drucker sicherstellen mu.


  Die Datei 'CREPORT.TXT'
  

  Diese Datei enthlt  die Ergebnisse der Vermessung im Standard-Format, wie
  es auf den M.P.C.'s  18847 bis 18849  (Oktober 1991)  definiert wurde  und
  kann  ohne weitere Bearbeitung  zum  Versand  astrometrischer  Daten  ber
  Computernetzwerke und mittels Disketten benutzt werden. (CREPORT steht fr
  Computerized Report.)  In diesem Format wird das Objekt durch eine Kurzbe-
  zeichnung  identifiziert,  die  zusammen  mit den Bahnelementen  angegeben
  werden kann.  Hier einige Beispiele  (die meisten  sind  den  Oktober 1991
  M.P.C.'s entnommen) die die Anwendung dieses Formates zeigen:

  Name:   [Ceres     ] [00001     ]  --  Kleinpanet (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:   [P/Halley  ] [J8603J820i]  --  Komet 1986III = 1982i "P/Halley"

  Name:   [1988 XVIII] [J8818J871c]  --  Komet 1988 XVIII = 1987c1

  Name:   [1993e     ] [J930e     ]  --  Komet 1993e "P/Shoemaker-Levy 9"
                                         Noch keine endgltige Bezeichnung.

  Name:   [P/Encke   ] [J9021    `]  --  Komet 1990XXI "P/Encke"
                                         Keine vorlufige Bezeichnung.
                                         ` markiert einen Kometen.

  Achten Sie bitte auf die Korrektheit der Kurzbezeichnungen!

  Bitte beachten Sie,  da die Objektbezeichnung den Dateien  REPORT.TXT und
  CREPORT.TXT  nur  dann hinzugefgt werden kann,  wenn  whrend des Mevor-
  ganges die Bahnelemente des Objektes geladen haben. (Das Zentrum der Karte
  zur  Auswahl  der Referenzsterne  und  die  "B-R Residuen"  fr das Objekt
  werden in diesem Fall ebenfalls vom Computer errechnet.)


  COPYRIGHT
  

  Das Copyright und alle anderen Rechte liegen beim Autor:

  Herbert Raab
  Schrammlstr. 8
  A-4050 Traun
  sterreich

  "Astrometrica" wurde in Borland Pascal 7.0 (c) implementiert.
  Die Benutzerschnittstelle basiert auf Borland's Turbo Vision 2.0 (c).

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


  EINSCHRNKUNG DER GEWHRLEISTUNG
  

  "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.

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



                                            Viel Spa mit "Astrometrica" !

                                                    Herbert Raab
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