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Neue astronomische Beiträge 2021

 

Themenstruktur zur Astronomie

Das Thema Astronomie versuche ich in Themengebiete zu strukturienen:

Meine Blog-Artikel zu astronomischen Themen

Es gibt vieles Astronomisches, was man im Internet findet. Ausserdem habe ich als Amateur, der sich ein wenig mit der Astronomie beschäftigt,  einige Informationen in meinem Blog zusammengestellt.

Dazu habe ich vieles in einzelnen Artikeln aufgeschrieben:

Vereine und Institutionen für Amateurastronomie

Links im Internet zu Astronomischen Themen

Links von Hans:

Links von Prof. Dr. Stefan Jordan auf dem ATT 2018

Gesammelte Links

Astrofotografie: Überblick

Gehört zu: Astronomie
Siehe auch: Aufnahmeverfahren – Image Capturing

Astrofotografie

Bei den Astros kann man zwei “Lager” unterscheiden:

  • visuelle
  • fotografische

Ich persönlich möchte meine astronomischen Beobachtungen unbedingt festhalten, sprich als Foto dokumentieren.

Bei der Astrofotografie benötigt man deutlich mehr Technik als für die “nur” visuelle Astronomie.
Technik bedeutet hier: Gerätschaften (meine Geräteliste), Computer-Software (meine Softwareliste) und die zweckmäßige Vorgehensweise (Image Capturung).

Welche Websites können helfen?

Im Internet gibt es viele Quellen, die bei der Astrofotografie helfen können z.B.

Welche Objekte will ich fotografieren?

Da gibt es ganz unterschiedliche Motive/Beobachtungsobjekte:

  • Weitwinkel: Sternbilder, Milchstraße, Strichspuren, Zodikallicht, Erdschattenbogen, Halo-Erscheinungen, Leuchtende Nachtwolken,…
  • Objekte im Sonnensystem, wie Planeten/Kleinplaneten/Mond/Sonne
  • Deep Sky Objekte (“DSO”) Galaxien
  • Deep Sky Objekte: Sternhaufen, Asterismen
  • Deep Sky Objekte: Planetarische Nebel
  • Deep Sky Objekte: Emmissionsnebel, Absoptionsnebel

Wie ziele ich auf mein Beobachtungsobjekt?

Um das Beobachtungsobjekt in das Gesichtsfeld zu bekommen (“Framing”) gibt es verschiedene Methoden:

Wie hell ist das Beobachtungsobjekt?

Wenn es hell ist, kann man sehr kurz belichen

Wenn es dunkel ist, muss man sehr lange belichten

Wenn man lange belichtet, muss man evtl. nachführen, um die Erdrotation zu kompensieren.

Wie groß ist das Beobachtungsobjekt?

Das Beobachtungsobjekt muss in das Gesichtsfeld (Field of View = FoV) passen.

Bei der Astrofotografie macht es keinen Sinn von “Vergrößerung” zu sprechen. Das Bild entsteht auf dem elektronischen Sensor und kann dann in verschiedener Größe angezeigt werden. Wir haben ja kein Okular, mit dem wir das Bild betrachten (visuelle Astronomie). Bei Betrachtung durch ein Okular kann man von einer Vergrößerung sprechen und diese berechnen als f1/f2.

Womit kann ich fotografieren?

Zum Fotografieren benötigt man eine bildgebende Optik (Fotoobjektiv oder Teleskop) und einen bildaufnehmenden Sensor (DSLR oder Astro-Kamera CCD/CMOS).

Als Optiken für die Astrofotografie kommen infrage:

Bei Fotografieren entseht das Bild auf einem sog. Sensor:

  • Fotoapparate (DSLR)
  • Astro-Kameras (CCD/CMOS)

Linse und Sensor müssen zusammenpassen, um die beste Auflösung zu erzielen.

Aufnahmeverfahren (Image Capturing)

Wie gehe ich nun konkret vor beim Fotografieren von astronomischen Objekten? Das habe ich in diesem gesonderten Artikel beschrieben.

Astrofotografie – Überblick und Begriffe

Gehört zu: Astronomie

Mein Einstieg in die Astrofotografie

Als Amateurastronom möchte ich nicht nur visuell beobachten, sondern meine Beobachtungen auch gerne fotografisch festhalten.
Besonders interessant finde ich die Tatsache, dass ich auf einem Foto mehr sehen kann als mit bloßem Auge (dunklere Objekte, Farben,…).

Im Einzelnen habe ich für die Astrofotografie folgendes beschrieben:

  • Liste meiner Geräte (Equipment)
    • Montierung (Stativ etc.)
    • Kamera / Sensor
    • Fernauslöser (Remote Control,…)
    • Optik / Objektiv

 


Astrofotografie: Begriffe – Jargon

Wie häufig bei Spezialgebieten werden auch bei den erfahrenen Amatuerastronomen viele schöne Spezalbegriffe und Abkürzungen verwendet, die ein Einsteiger vielleicht nicht immmer gleich richtig versteht.

  • Lucky Imaging: Um der Luftunruhe ein Schnäppchen zu schlagen, macht man viele sehr kurz belichtete Aufnahmen (etwa 1/100 sec) und verwendet dann die wenigen Aufnahmen mit gutem “Seeing” zum Stacken…
  • Pretty Pictures: Leicht abwerted für “der macht keine wissenschftlichen Fotos”, sondern “nur” etwas, was schön aussieht
  • Tracking: Nachführung (heute meist motorisch in beiden Achsen)
  • Guiding bzw. Autoguiding (verbessertes Tracking)
  • Pointing-Modell  (Goto)
  • DMK: Bestimmte klassische Astro-Kameras
  • ASI: USB-Kameras von der Firma ZW Optical (ZWO)
  • LX200: eine klasssiche Montierung
  • Seeing: Luftunruhe (früher Szintillation genannt)
  • fokal / afokal
  • xyz

———————

Kamera bzw. Sensoren für Astrofotografie

Astrofotografie kann man heutzutage ganz einfach mit “normalen” digitalen Kameras (z.B. Canon, Nikon, Sony, Panasonic u.a.) machen.

Eine sehr niedrige Einstiegschwelle bietet die sog. afokale Fotografie, wo eine Kamera mit ihrem Objektiv direkt hinter das Okular eines Fernrohrs gehalten wird. Klassischerweise verwenden die “Profis” aber die sog. fokale Fotografie, wo der Sensor einer Kamera in die (primäre) Fokalebene eines Fernrohrs plaziert wird.

Weiterhin werden seit einiger Zeit auch kleine Video-Kameras eingesetzt, die aber keinen Bildspeicher haben, sondern ihr Bild immer an einen PC liefern müssen.
Meine “Sensoren“) sind:

Optiken

Als Optiken für die Sony habe ich verschiedene Möglichkeiten (Festbrennweiten mit Adapter auf E-Mount) –> DLSR-Objektive

  • Olympus G.ZUIKO AUTO-S  f=50mm, 1:1,4  (leichtes Tele z.B. für die Große Magellansche Wolke)
  • Vivitar AUTO WIDE-ANGLE f=24mm, 1:2 (Weitwinkel, z.B. für Polarlichter, die Milchstraße etc.)
  • MC Zenitar-M f=16mm, 1:2,8 (Überweitwinkel “FISH-EYE” z.B. für die Perseiden)
  • Asahi Optics Takumar f=135, 1:3,5
  • LidlScope 70/700 “SkyLux”  (z.B. für Sonnenbeobachtung)
  • Russentonne Rubinar f=500, 1:5.6   —> schlechte Qualität –> verkauft
  • und seit dem 1.11.2016 auch noch die sog. “Wundertüte” Beroflex, aber mit f=300mm, 1:4,0

Als Optiken für die Altair GP-CAM habe ich erst einmal:

  • Die mitgelieferte sog. “Meteorlinse”: This is a CS lens f=2.1mm    f/1.6   FOV 150 Grad
  • Eine zusätzlich als Sucher gekaufte f=12mm  f/1.2  FOV 17 x 22 Grad

Fernauslöser – Remote Control – für die Sony NEX-5R

In der Astrofotografie ist es erforderlich die Kamera erschütterungsfrei auszulösen.Das kann mit Hilfe spezieller Gerate (Fernauslöser) oder auch per Software von einem Computer erfolgen.

Außerdem kann es sinnvoll sein auch weitere Funktionen der Kamera per Software “Remote Control” zusteuern.

Fokussierung

Wir müssen das Teleskop bzw. das Foto-Objektiv so einstellen, das der Fokus genau in der Bildebene liegt und die astronomischen Beobachtungsobjekte “scharf” sind.

Astrofotografie für Einsteiger: Wie fokussiere ich mein Bild?

Montierungen – Stative – Nachführung

Zur Nachführung bei der Astrofotografie gibt es viele Möglichkeiten

Auffinden von Beobachtungsobjekten – Sucher

Oft ist es garnicht so einfach das gewünsche Beobachtungsobjekt im Gesichtsfeld von Kamera oder Teleskop einzustellen.

Beobachtungsorte – Lichtverschmutzung

Beobachtungsplanung

Welche Beobachtungsobjekte mit welchem Gerät zu welcher Zeit an welchem Ort?

Astrofotografie für Einsteiger: Welche Objekte kann ich fotografieren?

Bildbearbeitung

  • Stacken
  • Stretchen
  • Farbstich
  • Vignettierung
  • Farbrauschen
  • Gradienten
  • xyz

Meine Artikel zum Thema Astronomie

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Computer: Video Production

Gehört zu: Video
Siehe auch: MP4, OBS, YouTube

Stand: 21.5.2022

Video Production

Ich möchte aus einigen meiner PowerPoint-Vorträge einfache Videos erstellen, die ich z.B. auf Youtube posten kann.

Als Software zur Video-Produktion setze ich die Software OBS Studio ein.

OBS Studio

Die Software ist “OBS Studio 27.2.4 (64 bit)”

Ein OBS-Video kan aus mehreren Szenen bestehen. Zu jeder Szene können im OBS Sourcen zugeordnet werden.
Mein Video soll nur aus einer Szene bestehen, die ich “PowerPoint-Setting” nenne.

Zu dieser einen Szene definiere ich dann drei Soucen wie folgt:

Sourcen in OBS

Um so ein Video herzustellen brauche ich als Quellen (sog. Sourcen):

  • Kamera: Damit will ich mich selbst als Sprecher in die PPT-Folien einbleneden
  • Microfon: Damit will ich einen Kommentar zu den PPT-Folien sprechen
  • PowerPoint-Folien: Diese will ich Bild für Bild im Video zeigen, kommentieren und manuell weiterschalten…

Diese die Sourcen füge ich mit dem Plus-Symbol  hinzu. Dabei ist:

  • Meine Kamera ist als OBS Source ein “Video Capture Device”.
  • Mein Microfon ist als OBS Source ein “Audio Input Capture”.
  • Die PowerPoint-Präsentation ist als OBS Source ein “Window Capture”

PowerPoint in OBS

Zunächst erstelle ich meine Präsentation wie immer mit PowerPoint.

Damit die PowerPoint-Folien manuell einé nach der anderen ins Video kommen, richt ich dann in PowerPoint eine Bildschirmpräsentation ein: In der Menü-Leiste von PowerPoint (oben!) klicke ich auf “Bildschirmpräsentation” und dann auf “Bildschirmpräsentation einrichten”. Dort stelle ich ein:

  • Art der Präsentation: Ansicht durch eine Einzelperson (Fenster)
  • Anzeigeoptionen: ./.
  • Folien anzeigen: Alle
  • Nächste Folie: Manuell

Dann starte ich in PowerPoint die Bildschirmpräsentation wie immer. Am unteren Rand rechts habe ich dann die kleinen Schaltflächen zum Weiterschalten der Folien.

Nun kann ich in OBS Studio diese Bildschirmpräsentation als Source vom Typ “Windows Capture” hinzufügen und arrangiere das PowerPoint-Fenster hinterdas OBS-Fenster so, dass ich aber den unteren Rand des PPT noch sehen und anklicken kann.

Recording mit OBS

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Meine YouTube-Videos

Bisher habe ich folgende Videos auf diese Art für YouTube gemacht:

Physik: Wellenfunktion – Schrödinger-Gleichung

Gehört zu: Quantenphysik
Siehe auch: Relativitätstheorie, Materiewellen

Stand: 20.5.2022

Die Wellenfunktion

In der klassischen Mechanik (Newton etc.), wird ein Teilchen durch Ort und Implus beschrieben mit seinem sog. “Zustand”. In der Quantenmechanik macht das die Wellenfunktion Ψ. Sehr allgemein gesagt: Eine Wellenfunktion beschreibt das Zustand eines quantenmechanischen Teilchens. Was genau mit “Zustand” und “Wellenfunktion” gemeint ist, bleibt zunächst offen.

Wir werden später sehen, dass man damit die Aufenthaltswahrscheinlichkeit von Teilchen berechnen (vorhersagen) und schließlich auch messen kann. Daher auch der Spruch “Shut up and calculate”, angeblich auf Richard Feynman (1918-1988) zurückgehen soll…

Der Wertebereich einer Wellenfunktion sind die Komplexen Zahlen. Der Definitionsbereich sind Ort und Zeit Ψ(r,t).
Der Wert ist also eine Komplexe Zahl, veranschaulicht durch einen Vektor, der auch “Amplitude” genannt wird.

Für Komplexe Zahlen benutzt die Quantenmechanik gerne die sog. Exponential-Darstellung:

\(\displaystyle z ={r} \cdot e^{i \cdot \phi} \)

Damit kann man sich die Komplexe Zahl gut als Vektor einer bestimmten Länge (r) mit einem Drehwinkel (Φ) vorstellen.

Eine interessante Eigenschaft von Wellenfunktionen ist, dass ein Zustand aus mehreren einfachen Zuständen zusammensetzen werden kann. Sind die Zustände mit “exklusiv oder” verbunden (z.B. alternative Wege), werden die Wellenfunktionen addiert (sog. Überlagerung, auch Superposition genannt), Sind die Zustände mit “und” verbunden (z.B. eine Sequenz), werden die Wellenfunktionen multipliziert.

Nach der sog. Kopenhagener Deutung (1927 Niels Bohr und Werner Heisenberg) ergibt sich aus der Wellenfunktion eines Teilchens eine Wahrscheinlichkeitsdichte ρ(x,t) und zwar wird dabei der Betrag der Wellenfunktion zum Quadrat genommen:.

\( \rho(x,t) = | \Psi(x,t) |^2 \\\)

Aus dieser Wahrscheinlichkeitsdichte ρ ergibt sich der Erwartungswert:

\(\Large \langle x \rangle = \int\limits_{-\infty}^{+\infty} x \, \rho(x) \, dx \\\)

Die Wahrscheinlichkeit dafür, dass das der Ort des Teilchens (x) im Intervall a <= x <= b liegt, wäre dann:

\( \Large \int_a^b | \Psi(x,t) |^2 \, dx \\\)

Ggf. wird  das Quadrat der Vektorlänge erst nach einer Superposition genommen. Ein ganz einfaches Beispiel für Wellenfunktionen und Superposition ist die Teil-Reflektion.

Da der Betrag einer komplexen Zahl z definiert ist über: \( | z |^2 = z \cdot z^* \) folgt daraus…

\(\Large \langle x \rangle = \int\limits_{-\infty}^{+\infty} \Psi^*(x,t) \, x \, \Psi(x,t)  \, dx \\\)

In dieser Form sehen wir schon einen ersten Operator (s.u.), der auf die Wellenfunktion wirkt und uns ein Observable (den Ort) als Erwartungswert bringt.

Die Schrödinger-Gleichung

Von Ernst Schroedinger (1887-1961) stammt die grundlegende Gleichung der Quantenmechanik. Sie beschreibt in Form einer partiellen Differentialgleichung die zeitliche und räumliche Veränderung des quantenmechanischen Zustands eines nichtrelativistischen Systems unter Einfluss eines Potentials. Die Lösungen dieser Wellengleichung heissen Wellenfunktionen.
Gegeben ist dabei eine Potentialfunktion V(r,t) und gesucht wird als Lösung die dazu passende Wellenfunktion \(\Psi(r,t)\):

\( \Large i \cdot \hbar \cdot \frac{\partial}{\partial t}\Psi(r,t) = – \frac{\hbar}{2m} \Delta \Psi(r,t)+ V(r,t) \Psi(r,t)= (- \frac{\hbar}{2m} \Delta + V(r,t)) \Psi(r,t) \\\)

Mit dem Laplace-Operator: \( \Delta f = div(grad f)) \) der so etwas wie die “zweite Ableitung” darstellt.
Benannt nach Pierre-Simon Laplace (1749-1827).

Gegeben ist dabei ein Potential V(r,t) und eine Masse m, gesucht wird eine Wellenfunktion \(\Psi(r,t) \)

Kompakt kann man die Gleichung schreiben als:

\( \Large i \cdot \hbar \cdot \dot{\Psi}(r,t) = \hat{H} \Psi(r,t) \\ \)

Mit dem geheimnisvollen Hamilton-Operator:

\(\hat{H} \Psi(t)= i \cdot \hbar \cdot \frac{\partial}{\partial t} \Psi(t) \).

Der nach William Rown Hamilton (1805-1865) benannte Hamilton-Operator xxx

Hintergrund dieser Schödinger-Gleichung ist der Satz von der Erhaltung der Energie.

Abbildung 1: Eine schöne Einführung gibt das Youtube-Video von Alexander FufaeV (Youtube: https://youtu.be/SqQbsBOsaA8)

 

Vereinfachung: Eindimensionale Schrödinger-Gleichung

Wenn wir bestimmte Vereinfachungen vornehmen, wird die Schrödinger-Gleichung auch einfacher:

  • Die Wellenfunktion möge in einfachen Fällen nicht von der Zeit, sondern nur vom Ort abhängen ==> zeitunabhängige Schrödinger-Gleichung
  • Der Ort wird in einfachen Fällen nicht durch drei Raumkoordinaten (Ortsvektor r), sondern nur durch eine Dimension (x-Achse) beschrieben. ==> Eindimensionale Schrödinger-Gleichung

Als (vereinfachte) eindimensionale, zeitunabhängige Schödinger-Gleichung haben wir:

\( W \Psi = -\frac{\hbar^2}{2 m} \frac{d^2 \Psi}{dx^2} + W_{pot} \Psi\)

Die dreidimensionale Schrödinger-Gleichung

Mit dreidimesionalen Ortskoordinaten ergibt sich:

\( W \Psi = -\frac{\hbar^2}{2 m} \left( \frac{\partial^2 \Psi}{\partial x^2} + \frac{\partial^2 \Psi}{\partial y^2} + \frac{\partial^2 \Psi}{\partial z^2} \right) + W_{pot} \Psi\)

Zur kompakteren Schreibweise wird der Nabla-Operator (\( \nabla^2 \) wird auch Laplace-Operator genannt) eingeführt:

\( W \Psi = -\frac{\hbar^2}{2 m} \nabla^2 \Psi + W_{pot} \Psi\)

Noch kompakter kann man es mit dem sog. Hamilton-Operator schreiben:

\( W \Psi = -\frac{\hbar^2}{2 m} \left( \nabla^2 + W_{pot} \right) \Psi = \hat{H} \Psi \)

mit dem Hamilton-Operator:

\( \hat{H} = \nabla^2 + W_{pot} \)

Operatoren und Observables

Bisher hatten wir den Zustand eines quantenphysikalischen System durch die Wellenfunktion Ψ beschrieben. Um zu beobachtbaren Größen zu kommen, benötigen wir sog. Operatoren, die uns zu einer Wellenfunktion beobachtbare Werte (“observables”) liefern, wie:

  • Ort
  • Impuls
  • Engergie
  • Zeit
  • etc.

Solche Observables können natürlich auch “nur” Wahrscheinlichkeitsverteilungen mit Erwartungswert und Varianz sein.

Die Diriac-Notation und Hilbertraum

Ein Hilbertraum ist ein Vektorraum von unendlicher Dimension, der…

Die Elemente eines solchen Hilbertraums sind also Vektoren, die wir als Zustände des betrachteten quantenphysikalischen System verstehen. Statt der Wellenfunktion, die den Zustand beschreibt haben wir jetzt einfach einen Vektor \(\vec{v}\), der den Zustand beschreibt.

Um mit dieser Wellenfunktion etwas “netter” umzugehen hat Jean Paul Diriac (1902-1984) die nach ihm benannte Diriac-Notation erfunden, bei der man sogenannte Bra-Vektoren und Ket-Vektoren hat; zusammen gibt das das Wort “Braket”.

Man schreibt das so:

  • Bra-Vektor: <v |
  • Ket-Vektor: | w>
  • zusammen geschrieben: <v | w>

Physik: Ebbe und Flut

Gehört zu: Unsere Erde, Sonnensystem
Siehe auch: Gravitation, Mond
Benutzt: SVG-Grafik aus GitHub

Stand: 28.4.2022

Ebbe und Flut im System Erde-Mond

Wie auf jeden ausgedehnten Körper in einem Gravitationsfeld, wirkt auch auf die Erde durch das Gravitationsfeld des Mondes (und der Sonne) eine Gezeitenkraft.

Einfluss des Gravitationsfeldes

Abbildung 1: Gezeitenkraft im System Erde-Mond (Github: EbbeUndFlut.svg)
EbbeUndFlut.svg
Das Geheimnis, warum zwei Flutberge entstehen, ist gar kein Geheimnis. Die differentielle Gravitation macht auf beiden Seiten eine (fast) gleiche Beschleunigung von 0,11 10-5 m/s2.

Die Beschleunigung (a) durch die Anziehungskraft des Mondes in unterschiedlichen Entfernungen (r) vom Mond kann man ja leicht berechnen, wenn man die Masse des Mondes (M) sowie die Gravitationskonstante (G) hat:

\( a(r) = G\frac{M}{r^2} \)
r
Entfernung
vom Mond
a
Gravitations-Beschleuigung
Bemerkung
0
1738 km 1,62 m/s2 auf der Mondoberfläche
378029 km 3,43 10-5 m/s2 auf der Erdoberfläche dem Mond zugewandte Seite
384400 km 3,32 10-5 m/s2 am Erdmittelpunkt
390771 km 3,21 10-5 m/s2 auf der Erdoberfläche vom Mond abgewandte Seite

Einfluss der Zentrifugalkraft

Die Größe der Zentrifugalkraft in einem rotierenden System hängt vom Abstand (r) vom Drehpunkt ab:

\( F_{Zf} = m \cdot \omega^2 \cdot r \)

Der Drehpunkt dieser Bewegung ist zweifellos der Schwerpunkt des Systems Erde-Mond. Was dreht sich denn nun um diesen Drehpunkt?

Offensichtlich ist es der Erdmittelpunkt, der eine Kreisbahn um diesen Drehpunkt beschreibt. Da der Abstand Erdmittelpunkt-Drehpunkt gleich bleibt, bleibt auch die aus dieser Bewegung resultierende Zentrifugalkraft von der Größe her konstant. Jeder Punkt auf der Erde beschreibt eine verschobene deckungsgleiche Kreisbahn, die also an jedem Ort identisch ist. Damit hat sie keinen Einfluss auf die Gezeiten: https://www.weltderphysik.de/gebiet/erde/atmosphaere/meere/gezeiten/

 

Urlaub: USA Südstaaten

Gehört zu: Urlaub

Urlaub in den Südstaaten

Am Mississippi von New Orleans nach Memphis

Etwa im Jahre 1995 machten Monika und ich eine Reise durch die Südstaaten der USA.

Links geprüft am: 2004-04-09, 2003-04-18, 2002-01-26, 2022-04-20

Astronomie: Skywatcher AZ-GTi Reisemontierung

Gehört zu: Astronomie
Siehe auch: Reisemontierungen
Benutzt: Fotos von Flickr

Stand: 17.4.2022

Reisemontierung: Skywatcher AZ-GTi

Im April 2022 hatte ich die Idee, in diesem Jahr in Namibia mal etwas ganz anderes zu machen: Weitwinkel-Fotos (Wide field).

Also wollte ich mein Canon Fotoobjektiv Sigma 24mm dafür benutzen. Einen Adapter für meine Astrokamera ZWO ASI294MC Pro hatte ich ja schon.

Die Planung solcher Weitwinkel-Aufnahmen konnte ich mit Stellarium machen und habe sie schon mal hier aufgeschrieben.

Zur Nachführung wollte ich meinen ebenfalls schon vorhandenen Star Adventurer einsetzen. Ein Test bei mir auf der Terrasse in Hamburg zeigte aber Schwächen in der Nachführung und macht mir auch klar, dass zum Ansteuern der geplanten Bildmitten viel manuelles Gefummel notwendig sein würde. Kurz und gut: Ich entschloss mich, auf eine kleine Goto-Montierung aufzurüsten. Es wurde dann die Montierung Skywatcher AZ-GTi (für Eur 329,– Listenpreis bei Teleskop Service), die ich im EQ-Modus benutzen wollte.

Für mich relevante Eigenschaften

  • Motorisch in zwei Achsen (“Goto”)
  • EQ-Modus mit zusätzlicher Wedge und Firmware-Update
  • Passt auf vorhandene Star Adventurer Wedge (aber eine M8-Schraube austauschen!)
  • Stromversorgung: 12 Volt
  • Gewicht: 1300 g
  • Steuerung über WiFi (Windows oder Android App “SynScan Pro”)
  • ASCOM möglich
  • Gegengewichtsstange: fehlt (M12 Aussengewinde erforderlich)
  • Gegengewicht: fehlt  (nehme das von meinem Star Adventurer)

Abbildung 1: Meine Skywatcher AZ-GTi in EQ Mode (Flickr: 20220417.jpg)

20220417_AZ_GTi

Das obige Bild zeigt meinen gesamten Aufbau. Nicht alles wollte der Lieferant der AZ-GTi (Teleskop-Service) mit liefern. Mit etwas Probieren und Suchen in Astro-Foren hatte ich die Teile zusammen:

  • Stativ: Sirui ET-1204  (vorhanden)
  • EQ Wedge: Skywatcher Star Adventurer Wedge   (vorhanden)
    • Zum Austauschen an der Wedge: Schraube M8 x 40 mm (Baumarkt)
  • Montierung: Skywatcher AZ-GTi  (von Teleskop Service)
    • AZ GTi Firmware: AZGTi Mount, Right Arm, AZ/EQ Dual Mode, Version 3.37 (Download aus Internet)
    • AZ GTi Firmware Loader (Download aus Internet)
    • SynScanPro für Windows  (Download aus Internet)
    • ASCOM für SynScanPro   (Download aus Internet)
    • Schlossschraube M12 x 200mm mit Gegengewicht vom Star Adventurer (Baumarkt)
  • Halterung “Holderring”  für ZWO-Kamera  (vorhanden: Teleskop-Service ASIHOLDERRING78)
  • ZWO Kamera ASI294MC Pro  (vorhanden)
  • Filterschublade für Canon-Bajonett und M42 (vorhanden: Teleskop Service ZWO-FD-EOS)
  • Filter: UV- und IR-Cut  (vorhanden)
  • Fotoobjektiv Sigma 24mm   (vorhanden)
  • Sucherschuh mit flacher Auflage (vorhanden)

Astronomie: Spektralklassen

Gehört zu: Astronomie
Siehe auch: Plancksches Strahlungsgesetz, Hertzsprung-Russel-Diagramm

Stand: 08.04.2022

Eine traditionelle Zustandsgröße von Sternen ist die sog. Spektralklasse. Bei der genauen Zuordnung einer Spektralklasse spielen auch die Linien im Spektrum eine Rolle. Die althergebrachten Bezeichnungen der Spektralklassen sind: O, B, A, F, G, K, M (mit dem Merksatz: Oh be a fine girl kiss me).

Spektralklasse Temperatur Farbe
O 30000-50000 K blau, weiß
B 15000-25000 K bläulich, weiß
A 8000-12000 K weiß
F 6000-8000 K gelb, weiß
G 5000-6000 K gelb
K 4000 K gelb, rötlich
M 3500 K rot

Mit Temperatur ist hier die Oberflächentemperatur gemeint.

Diese Spektralklassen bilden eine Achse im berühmten Hertzsprung-Russel-Diagramm.

 

Astronomie: Hertzsprung-Russel-Diagramm

Gehört zu: Astrophysik
Siehe auch: Spektralklassen, Helligkeit, Kernfusion

Stand: 13.04.2022

Links

Das Hertzsprung-Russel-Diagramm

Ein Hertzsprung-Russel-Diagramm, abgekürzt: HRD, ist benannt nach:

  • Einar Hertzsprung (1873-1967)
  • Henry Noris Russel (1877-1957)

Es ist ein Diagramm, bei dem für jeden Stern einer definierten Menge ein Punkt gemäß zweier Zustandsgrößen des Sterns und den Achsen des Diagramms eingezeichnet wird.

In dem Diagramm ist auf der horizontalen Achse die Spektralklasse (Farb-Index) bzw. Temperatur abgetragen und auf der vertikalen Achse die absolute Helligkeit bzw. Leuchtkraft. Deshalb wird ein HRD auch manchmal als Farben-Helligkeits-Diagramm bezeichnet.

Mit der Leuchtkraft von Sternen ist die Energieabgabe pro Zeiteinheit, also der Strahlungsfluss Φ gemeint. Im HRD wird diese Leuchtkraft meist relativ zur Sonne dargestellt.

\( \Phi_{Sonne} = \Phi_\odot = 3,845 \cdot 10^{24} W \)

In der relativen Darstellung kürzen sich Faktoren zum Umrechnen von photometrischen Einheiten (z.B. Candela) in physikalische Einheiten (z.B. Joule/Sekunde) heraus; ebenso kürzen sich die Raumwinkel (z.B 1 sr oder 4π sr) heraus, sodaß man gleichmaßen den Strahlungsfluss (Φ) oder die Strahlungsstärke (I) nehmen kann.

Nach dem Stefan-Boltzmann-Gesetz ergibt sich der Strahlungsfluss eines Schwarzen Körpers aus der Temperatur (T) und der Oberfläche (A):

\( \Phi = A \cdot \sigma \cdot T^4 \)

Wenn zum Beispiel Sterne bei gleicher Oberflächentemperatur verschiedene Leuchtkraft haben, kann das also nur an einer unterschiedlichen Oberfläche \( A = 4 \pi R^2 \), also an einem unterschiedlichen Radius liegen.

Abbildung 1: Ein typisches HRD könnte so aussehen: (Flickr Datei HRD-01.jpg)

HRD-01

Quelle: https://youtu.be/9Bz7jIh7BcU

Dabei sind die im Diagramm sichtbaren Linien keinesfalls Entwicklungswege der Sterne, sondern vielmehr eine Momentaufnahme es “gegenwärtigen” Zustands, bei der es Häufungen gibt, weil sich Sterne im Laufe ihrer Entwicklung an bestimmten Stellen viel länger aufhalten als an anderen Stellen des Diagramms.

Sternentwicklung

Wie sich ein Stern sich im Laufe der Zeit entwickelt (“Life Cycle”), hängt von seiner Masse ab. Ich betrachte hier in erster Linie Sterne mit sonnenähnlicher Masse und erwähne massereichere Sterne nur ab und zu.

Charakteristisch für die Lebensphasen eines Sterns ist die Art der thermonuklearen Reaktionen in seinem Inneren.

Zunächst muss sich ein Stern erst einmal bilden aus einer sich gravitativ zusammenziehenden großen Gas- und Staub-Wolke (siehe dazu das Jeans-Kriterium). Von einem “echten” Stern sprechen wir erst, wenn im Inneren Wasserstoff zu Helium in einer thermonuklearen Reaktion fusioniert (Dazu muss die Temperatur mindestens 10 Mio Kelvin betragen).

Es muss sich dann ein stabiles Gleichgewicht einstellen zwischen der Gravitation, die den Stern zusammendrücken will und dem Strahlungsdruck aus der thermonuklearen Reaktion im Inneren des Sterns, der den Stern auseinander drücken will.  Wenn sich so ein Gleichgewicht eingestellt hat, befindet sich der (neue) Stern auf der Hauptreihe des HRD.

Die “Main Sequence” im HRD

99% aller Sterne befinden sich auf der Hauptreihe (Main Sequence) und bewegen sich im Diagramm (fast) nicht. Charakteristisch für die Sterne in dieser Phase ist, dass sie einen heissen Kern haben in dem Wasserstoff (H) zu Helium (He) fusioniert wird und dass sich ein Gleichgewicht zwischen nach innen gerichtetem Gravitationsdruck und dem nach aussen gerichteten Strahlungsdruck eingestellt hat.

Ein Stern von etwa der Sonnenmasse verharrt erst einmal 10 Milliarden Jahre auf der Hauptreihe. Das ist die erste und sehr lange Phase im Lebenszyklus des Sterns.

Wenn der Wasserstoff (H) im Kern (statt “Kern” könnte man auch “Fusionszone” sagen) durch Fusion zu Helium (He) aufgebraucht ist, ändern sich Temperatur und Leuchtkraft d.h. der Stern verlässt die Lebensphase “Hauptreihe” und wird erst zum Unterriesen (“Sub Giant”) und dann zum Roten Riesen.

Der “Red Giant Branch” im HRD

Wenn der Wasserstoff im Kern durch Fusion zu Helium verbraucht ist, kontrahiert der Stern zunächst; dabei wird der Kern, der nun aus reinem Helium besteht immer heisser. Das Helium im Kern kann aber noch lange nicht “zünden”. Dieser Helium-Kern wird nun weiter kontrahieren, da er dem Gravitationsdruck keinen Stahlungsdruck entgegensetzen kann. Dadurch wird der Helium-Kern heisser und heisser, erreicht aber zunächst noch nicht die für eine Helium-Fusion erforderliche Temperatur von 100 Mio Kelvin.

Aber in einer Schale um den Helium-Kern reicht dann die Temperatur für eine erneute Fusion von Wasserstoff zu Helium (≥10 Mio Kelvin). Dies nennen wir Schalenbrennen. Dadurch entseht ein viel größerer Strahlungsdruck. der den Gravitationsdruck überwiegt und er Stern bläht sich auf zu einen sog. Roten Riesen.

Gleichzeitig mit der gewaltigen Expansion des ganzen Sterns schrumpft im Inneren der Helium-Kern weiter und wird heisser, aber es findet dort noch keine Fusion statt.

Bei sonnenähnlichen Sternen wird der Kollaps des Helium-Kerns gestoppt durch den Gegendruck von entarteten Elektronen im Helium-Kern. Trotzdem nimmt die Temperatur im Kern weiter zu, weil die Helium-Masse zunimmt. Solange bis schließlich bei einer Temperatur von 100 Mio Kelvin das sog. “Helium-Brennen”  (3-Alpha-Prozess) einsetzt. Da der Kern vorher im Gleichgewicht war durch den Entartungsdruck, überwiegt jetzt plötzlich der Strahlungsdruck aus dem Helium-Kern, wo die Fusion gezündet ist, sodass die zusätzliche neue Energie aus der Helium-Fusion als sog. Helium Flash den ganzen Stern ruckartig durchzieht.

Nach diesem ersten Helium-Flash wird der Stern heisser und auch wieder etwas kleiner; d.h. er wandert im HRD nach links und etwas nach unten. Dieser “Umkehrpunkt” im HRD wird “Tip of the Red Giant Branch” (TRGB) genannt und kann auch zur Entfernungsbestimmung verwendet werden.

Es stellt sich langsam ein Gleichgewicht zwischen dem nach innen gerichteten Gravitationsdruck und dem nach aussen gerichteten Strahlungsdruck ein (Dabei kann es noch zu mehreren Helium Flashes kommen). Damit ist das Stadium des “Horizontal Branch” erreicht.

Der “Horizontal Branch” im HRD

Nach dem Zünden des sog. “Helium-Brennens” (Fusion des Heliums zu Kohlenstoff) im Kern und dem Erreichen eines Gleichgewichts, befindet sich der Stern auf dem sog. “Horizontal Branch” des HRD. Dort verbleibt der Stern so lange bis das Helium im Kern durch Fusion zu Kohlenstoff verbraucht ist.

Bei Sternen mit weniger als 4 Sonnenmassen ist dies das Ende des Sterns. Der Stern wird zwar kontrahieren und dadurch heisser werden, aber die Temperatur reicht nicht aus um weitere Kernfusionen zu “zünden”. Der Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff wird als so genannter Weißer Zwerg langsam ausglühen, während die Hülle aus Wasserstoff und Helium sich als sog. Planetarer Nebel ins All ausbreitet.

Bei massereichen Sternen wird durch die Kontraktion die Temperatur soweit erhöht, dass dann das Helium in einer Schale um den Kern “zündet”, also dort Helium zu Kohlenstoff fusioniert, wo es heiss genug ist. Wir haben dann ein typisches Helium-Schalenbrennen. Der Stern expandiert erneut und befindet sich nun auf dem sog. Asymptotic Giant Branch (“AGB”). Am Ende wird aus so einem Stern entweder ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch.

Abbildung 2: Schalenbrennen in einem AGB-Stern (Flickr: agb-schematic.jpg)

agb-schematic.jpg

Copyright: Falk Herwig, University of Victoria http://www.astro.uvic.ca/~fherwig/sevol.html

http://www.astro.uvic.ca/~fherwig/sevol.html

Computer: Neuer Windows-Laptop

Gehört zu: Computer
Siehe auch: Einrichten Windows 10

Stand: 17.03.2022

Planung für einen neuen Windows-Laptop

Irgendwann brauche ich doch einen Ersatz für meinen in die Jahre gekommenen ComputerAsusbaer.

Meine Auswahlkriterien

  • Preis: ca. 750,– Euro
  • Bildschirmgröße: 13.3 Zoll
  • Betriebssystem: Windows 10 Professional
  • RAM: 8-16 GB
  • CPU: Intel Core i5
  • Festplatte: 1 TB
  • WLAN: 5 GHz
  • Akku-Laufzeit: min. 8 Stunden

Meine Shortlist

ASUS ZenBook Flip 13 UX363JA-HR195R Notebook 33,8 cm (13,3 Zoll), 16 GB RAM, 512 GB SSD, Intel i5-1035G4

https://www.bueroshop24.de/asus-zenbook-flip-13-ux363ja-hr195r-notebook-33-8-cm-(13-3-zoll)-16-gb-ram-512-gb-ssd-intel-i5-1035g4-527612?srpId=dfd960a33edd21dda5551ae036a7573a&lkz=225728&obt=0&fcv=4a579ba65ae39efda000b3b0558f6826&storeType=B2C&utm_medium=psm&utm_source=guenstiger&utm_campaign=psm

HUAWEI MateBook X

ACER Swift 3 (SF313-52-73GS) silber, Intel i7-1065G7, 16GB, 1TB SSD Notebook (13,5 Zoll QHD IPS, Iris Plus Graphics, Fingerabdrucksensor, Windows 10 Home)

https://www.expert.de/shop/unsere-produkte/computer-zubehor/notebooks/laptops/17041033033-swift-3-sf313-52-73gs-silber-notebook.html

https://www.kaufland.de/product/371519848/

ACER Swift 3 (SF314-43-R27A) mit Tastaturbeleuchtung, Notebook mit 14 Zoll Display, AMD Ryzen™ 5 Prozessor, 16 GB RAM, 1 TB SSD, AMD Radeon Grafik, Silber

https://www.mediamarkt.de/de/product/_acer-swift-sf314-43-r27a-notebook-mit-14-zoll-display-amd-ryzentm-5-prozessor-16-gb-ram-1-tb-ssd-amd-radeon-grafik-silber-2779650.html

Astronomie: Teleskopsteuerung: Goto Montierungen – Teleskope

Gehört zu: Teleskopsteuerung
Siehe auch: EQASCOM, Goto

Stand: 27.3.2022

Quellen

Chris Shillito’s Youtube Videos:

Goto-Montierungen zur Teleskopsteuerung

Als Goto-Funktion bezeichnet man die Fähigkeit einer Montierung motorgesteuert auf ein gewünschtes Himmelsobjekt zu fahren.

Dazu muss die Montierung über zwei Achsen verfügen, die beide motorisch bewegt werden können.

Welches Himmelsobjekt so “angefahren” werden soll, gibt man durch Angabe der Himmelskoordinaten des Objekts an. Die Eingabe solcher Soll-Koordinaten kann über eine sog. Handbox oder über einen angeschlossenen Computer erfolgen oder möglicherweise auf noch anderem Wege.

Damit die Elektronik der Montierung die gewünschten Soll-Koodinaten anfahren kann,  muss sie wissen, auf welche Koordinaten sie aktuell zeigt, die sog. Ist-Koordinaten. Solche der Montierung bekannten Ist-Koordinaten-Punkte nennt an auch Alignment Points.

Alignment Points

Ein Alignment-Point ist eigentlich einfach ein Punkt am Himmel wo das Teleskop hinzeigt und ich sage dass ich die Koordinaten genau kenne. Woher ich die Koordinaten kenne kann ganz verschieden sein. Beispielsweise:

  • Weil ich vorher ein Goto auf ein Himmelsobjekt (mit bekannten Koordinaten) gemacht habe und dann die Teleskop-Position manuell exakt auf das Himmelsobjekt eingestellt habe
  • Weil ich das Teleskop auf irgendeine (eigentlich beliebige) Stelle am Himmel positioniert habe und dann ein Foto mache, welches ich sofort platesolven lasse. Dann sagt mit das Platesolving die exakte Position des Bildmittelpunkts.

(1) Manche Montierungen bieten die Möglichkeit, quasi den ganzen Himmel mit Alignment Points zu überziehen. Dann hat an ein komplettes Alignment-Modell und kann jeden Punkt am Himmel bequem anfahren. Das ist dann praktisch, wenn man viele verschiedene Soll-Positionen anfahren will und auch dann, wenn so ein Alignent-Modell über viele Tage hinweg gleichermassen benutzt werden kann (beispielsweise bei einem stationären Setup oder wenn man das Goto am Tage benutzen will).

(2) Wenn man so eine Prozedur Tag für Tag wiederholen müsste, weil man z.B. ein mobiles Setup hat, ist das nicht besonders sinnvoll. Dann machen viele Anfänger ein sog. Three-Star-Alignent, um anschließend mit der Goto-Funktion ein Soll-Objekt anzufahren. Das kann mühsam sein, wenn an z.B. die vielen kryptischen Sternnahmen nicht kennt, oder auch wenn viele der für das Star Alignent angeboteten Sterne nicht im Himmelsausschnitt zu sehen sind.

(3) Wenn man sowieso fotografisch arbeitet, braucht man das alles ganicht. Dann kann man Alignment Points mit Hilfe von Plate Solving erzielen.

EQASCOM Eyepiece Simulator

Enthalten in EQASCOM ist ein sog. “Eyepiece Simulator”. Diesen muss man aber erst aktivieren indem man in die Datei EQMOD.ini die Zeile eingibt:

ShowStarSim=1

Alignment nur mit Platesolving

Wenn man sich für die Vorgehenweise mit Platesolving nach (3) entschieden hat, kann man also das “klassische” Three-Star-Alignment nach (2) vergessen und erst recht vergessen kann man das komplette Alignment-Modell nach (1).

Um die Montierung auf das Zielobjekt zu fahren, benutze ich Platesolving und SYNC um ein paar Alignment Points zu setzen, die ich zum Anfahren meines Zielobjekts benötige. Die Vorgehensweise ist prinzipiell folgende:

1) Montierung und Teleskop aufstellen

2) Fokussieren

3) Polar Alignment  (fürs Goto muss es nicht so genau sein, fürs spätere Auto Guiding schon)

4) Goto auf mein Zielobjekt (wird natürlich so nicht getroffen, macht aber nix)

5) Foto der Ist-Position

6) Ermittlung der Ist-Position durch Platesolving

7) SYNC  (damit hat die Montierung einen ersten Alignment-Punkt)

8) Dann iterativ erneutes Foto, Platesolving und SYNC, solange bis das Zielobjekt exakt erreicht ist
(Ich mache die Iterationen gerne so manuell, damit ich verstehe, was da so passiert. APT kann das mit Goto++ auch vollautomatisch)

Wenn das Zielobjekt weit weg vom Ausgangspunkt (Himmelspol) ist, landet der erste noch ungenaue Goto vielleicht zuweit weg vom Zielobjekt, dann lehnt die Software ein SYNC irgendwann ab. In einem solchen Fall muss man den Weg zum Zielobjekt schrittweise gehen.

 

 

 

Computer: ARCOR Easybox

Gehört zu: Netzwerk
Siehe auch: Access Point

Stand: 05.03.2022

Meine ARCOR Easybox A 300 WLAN

Die Administration der ARCOR Easybox

Nach dem Anschalten des Stroms, spannt die ARCOR Easybox ein WLAN auf.

Die Spannungsversorgung beträgt 12V und wird über ein kleines Steckernetzteil hergestellt.

Im Auslieferungszustand (z.B. nach Reset) ist SSID und Keyword, dassjenige, was auf der Unterseite der Box aufgedruckt ist (bei mir SSID=ARCOR-57AD41,…).

Zunächst muss ich aber eine TCP/IP-Verbindung vom Laptop zur Easybox herstellen.

Auf die Administrationsseite der ARCOR Easybox komme ich dann über den Web-Browser mit der URL 192.168.2.1 (nicht mit https). Dort muss man sich anmelden mit Userid=root und Kennwort=123456.

Ich habe damit die SSID und das Kennwort so identisch eingerichtet, wie das WLAN zuhause mit meiner FritzBox.  Damit kann sich der Mini-Computer MeLE als WLAN-Client automatisch am WLAN anmelden; egal ob ich zuhause bin oder ausserhalb wo ich mit der Easybox mein heimisches WLAN sozusagen simuliere.