1.  Obserwacje

Należy wykonać serię zdjęć w różnych filtrach fotometrycznych wybranej gromady otwartej. Wystarczy po jednym zdjęciu na filtr oraz wystarczą zdjęcia w 2 filtrach (np V oraz I).

2.  Analiza

Za pomocą programu Gaia należy wyznaczyć jasności gwiazd wraz z ich niepewnościami. W wersji minimalistycznej wykonuje się to następująco:

• wczytujemy badane zdjęcie i wciskamy ctrl+m - pojawia się okienko "aperture photometry"
• klikamy "define object aperture" i myszką rysujemy kółko wokół wybranej gwiazdy (wymaga to trochę wprawy najlepiej na początku poćwiczyć na sucho) - uwaga! automatycznie będzie się rysowało kółko potrójne
• należy dobrać średnicę wewnętrznego kółka tak by zawierało cały obraz gwiazdy z ok 1-2 pikselowym zapasem
• następnie klikamy "copy paerture" i pojawi się nowe kółko dokładnie nad tym narysowanym ostatnio
• nowe kółko należy przesunąć nad kolejną wybraną gwiazdę i dbać o to by nie zmienił się jego rozmiar
• po zaznaczeniu 10-15 wybranych gwiazd należy przejść w nowym okienku do zakładki "results" i klikąć "calculate rusults"
• po kilku sekundach program skończy liczyć i można kliknać "view all measurements"
• z wyświetlonej listy wyników pomiarów interesuje nas kolumna Mar i Magerr czyli jasność względna w magnitudo (czyli wielkościach gwiazdowych) i jej niepewność również w magnitudo

Otrzymane jasności to tzw. jasności instrumentalne, czyli surowe pomiary zaburzone przez szereg czynników. Bez żmudnej kalibracji fotometrycznej nie da się ich przeliczyć na rzeczywiste jasności obserwowane gwiazd, dlatego należy wyznaczyć jasności względne. Innymi słowy nasze pomiary wskazują jedynie która gwiazda jest jaśniejsza od gwiazdy odniesienia, ale nie mówią jaka jest bezwzględna jasność (natężenie promieniowania) danej gwiazdy. Spośród badanych gwiazd najjaśniejszą należy wybrać jako gwiazdę odniesienia i jasności pozostałych wyznaczyć jako różnice pomiędzy jasnością instrumentalną danej gwiazdy a jasnością instrumentalną gwiazdy odniesienia. W ten sposób wyznaczone zostaną tzw. jasności względne. Należy oczywiście odpowiednio wyznaczyć niepewności jasności względnych. Jasności względne należy policzyć dla każdej gwiazdy i każdego filtru fotometrycznego osobno.

Po wyznaczeniu jasności tych samych 10-15 gwiazd w minimum dwóch filtrach należy wyznaczyć barwy gwiazd i ich niepewności. Barwa gwiazdy jest to różnica w jej jasności obserwowanej w dwóch filtrach. Oczywiści w przypadku więcej niż 2 filtrów barwy należy wyznaczyć dla wszystkich możliwych kombinacji różnic jasności.

Należy pamiętać, że ponieważ jasności gwiazd mamy wyznaczone tylko względnie to wyliczone barwy nie są prawdziwymi barwami gwiazd, wynikającymi z ich temperatury, lecz barwami względnymi. Tzn. nie możemy na ich podstawie określić czy wybrana gwiazda jest czerwona czy niebieska, ale możemy określić czy wybrana gwiazda jest czerwieńsza lub bardziej niebieska niż gwiazda odniesienia.

W kolejnym kroku należy wyrysować wykres w którym na osi X będzie barwa względna, a na osi Y jasność względna. Oczywiście możliwe są różne kombinacje jasności i barw. Na osi Y polecam jednak stosować tylko jasności wyznaczone w filtrze w którym niepewności pomiarowe są najmniejsze. Na rysunku powinny być naniesione wyznaczone wcześniej niepewności a także gwiazda odniesienia. W przypadku wyznaczenia kilku barw względnych, poszczególne wykresy powinny mieć gwiazdy tak oznaczone by można było dokonać ich identyfikacji pomiędzy rysunkami oraz tabelami z wynikami obserwacji.

Otrzymane wykresy powinny mieć osie skierowane w sposób zgodny z obowiązującą konwencją dla diagramów Hertzsprunga-Russella, czyli jasność gwiazd powinna rosnąć na osi Y w górę, a barwa powinna być na osi X czerwona z prawej strony, niebieska z lewej.

Otrzymane wykresy należy porównać z diagramami H-R dla gromad otwartych i gromad kulistych, oraz z wykresem H-R dla badanej gromady wykonanym przez profesjonalnych astronomów, wyszukując pracę na temat gromady w serwisie ADS http://adsabs.harvard.edu/abstract_service.html.

Otrzymane wykresy należy porównać do tych z literatury, przedyskutować z uwzględnieniem niepewności pomiarowych oraz w szczególności przedyskutować kwestię uwzględnienia (lub nie) podczas analizy ramek korekcyjnych typu flat.