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
  • Guiding
  • Pointing-Modell
  • DMK
  • ASI: USB-Kameras von der Firma ZW Optical
  • LX200
  • Seeing
  • 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 seid einiger Zeit auch kleine Video-Kameras eingesetzt, die aber keinen Bildspeicher haben, sondern ihr Bild immer an einen PC liefern müssen.
hatte ich mir (als “Sensoren“) angeschafft:

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

xxx

Astronomie: Themen im Überblick

Gehört zu: Astronomie
Siehe auch: Liste meiner astronomischen Geräte

Astronomische Themen im Überblick

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

Links im Internet

Links von Hans:

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

Meine Blog-Artikel

Zu astronomischen Themen habe ich einiges aufgeschrieben:

Vereine und Institutionen für Amateurastronomie

Links im Internet

Astronomie: AnSvr

Gehört zu: Platesolving
Siehe auch: NovaAstrometry, All Sky Plate Solver

Die Software AnSvr

Die Software AnSvr dient zum Platesolving.

AnSvr benötigt Cygwin und läuft dann als lokaler Windows-Dienst auf dem lokalen Windows-Computer.

AnSvr ist eine lokale Version der als Internet-Dienst bekannten Nova Astrometry. Man kann mit AnSvr also “offline” d.h. ohne eine Internet-Verbindung arbeiten.

AnSvr wird lokal auf einem Windows-Computer installiert:

AnSvr als lokale Installation

Download von: http://adgsoftware.com/ansvr

Wird installiert in: D:\bin\Astrometry.net Local Server

Läuft unter Cygwin, was in den Ordner cygwin_ansvr installiert wird.

Benötigt wird eine Library mit Index-Dateien und einen Service, der gestartet werden muss.

AnSvr Service

Das Starten des Service geschieht bei Windows durch einen Eintrag im Ordner “Autostart“:  start_ansvr.bat

Durch diese bat-Datei wird der Dienst in D:\Users\<user>\AppData\Local\cygwin_ansvr gestartet.

Allerdings heisst der Autostart-Ordner unter Windows 10 jetzt Startup und kann durch “shell:Startup” aufgerufen werden. Bei mir befindet sich dieser Ordner hier:

D:\Users\<user>AppData\Roaming\Microsoft\Windows\Start Menu\Programs\Startup

Test-Aufruf des AnSvr-Service

Um testweise festzustellen, ob der AnSvr-Service auch tatsächlich läuft, kann man im Web-Browser die URL http://127.0.0.1:8080/api/config aufrufen.

AnSvr Library

Der ansvs-Service muss immer seine Index-Dateien finden.  Diese werden auch Library genannt. Bei mir befinden sich diese Index-Dateien an zwei Stellen:

  • C:\cygwin\usr\share\astrometry\data
  • C:\Users\<user>\AppData\Local\Astrometry\usr\share\astrometry\data

Lokale Benutzung des AnSvr-Service

Auf Cloudy Nights hat der user Jusasi etwas fabriziert: https://www.cloudynights.com/topic/613555-astrometry-api-lite-local-astrometrynet-api-with-installer/

Astronomie: Die Lagrange-Punkte

Gehört zu: Himmelsmechanik
Siehe auch: Newtonsche Mechanik, Sonnensystem
Benutzt: SVG-Zeichnung aus Github, WordPress-Plugin MathJax-Latex, Google Docs

Das Drei-Körper-Problem

Wenn man die Bewegung der Körper im Sonnensystem untersucht, sagt einem ja die Himmelsmechanik, dass das allgemeine Dreikörperproblem nicht geschlossen analytisch lösbar ist. Aber beim sog. eingeschränkten Dreikörperproblem hat man gute Lösungen, die berühmten Lagrange-Punkte L1, L2 etc. wo ja gerne Raumsonden, wie SOHO, hingeschickt werden.

Das eingeschränkte Drei-Körper-Problem

Beim sog. “eingeschränkten Drei-Körper-Problem” geht man vereinfachend davon aus, dass eines der drei Objekte viel weniger Masse hat als die anderen beiden, so dass man seine gravitative Wirkung vernachlässigen kann. Man hat dann zwei Himmelskörper, die sowohl einander als auch den kleinen dritten Körper beeinflussen, der selbst aber keine gravitative Wirkung auf die anderen beiden ausübt. Ein gutes Beispiel dafür ist die Bewegung eines Asteroiden in der Nähe eines großen Planeten.

Lösungen des eingeschränkten Drei-Körper-Problems

Google Slides: Himmelsmechanik: Die Lagrange-Punkte

Die bekannten Lösungen sind die Lagrange-Punkte L1, L2, L3, L4 und L5

Langrange-Punkte (aus GitHub Lagrange_very_massive.svg)

Langrange-Punkte

Quelle: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Lagrange_very_massive.svg

Im System Sonne-Erde befindet sich der L1 bekanntlich 1,5 Millionen Kilometer entfernt von der Erde in Richtung Sonne, der L2 ist ebenfalls 1,5 Mio Kilometer entfernt von der Erde, nur in Gegenrichtung. Da sich die Erde um die Sonne bewegt, bewegen sich die Lagrangepunkte ebenfalls und folgen ihr, also mit gleicher Winkelgeschwindigkeit.

Die Punkte L1 und L2 sind mit Satelliten besetzt. In L1 befinden sich Sonnenbeobachtungssatelliten wie z.B. SOHO. An diesem Punkt haben sie immer freie Sicht auf die Sonne. L2 ist gut für Weltraumteleskope geeignet. Hinter der Erde sind sie vor der starken Sonneneinstrahlung geschützt und können ungestört ihrer Arbeit nachgehen. Der WMAP-Satellit (gestartet 30.6.2001) untersuchte von hier aus die kosmische Hintergrundstrahlung und die Satelliten Herschel und Planck (gestartet 14.5.2009) sowie Gaia (gestartet 19.12.2013) sind hier plaziert.

Berechnung des Lagrange-Punkts L1

Fragen wir uns mal, wo genau der Lagrange-Punkt L1 liegt. Der erste Gedanke ist, na ja, da wo die Anziehungskräfte von Sonne und Erde sich aufheben.
Das können wir ja mal ganz einfach durchrechnen mit dem Newtonschen Gravitationsgesetz:

\( \Large F = G \frac{m \cdot M}{r^2} \\ \)

Wir nehmen folgende Ausgangsgrößen an:

Größe Wert Einheit
Abstand Sonne-Erde 149.597.870.700 m
Gravitationskonstante 6,67259 10-11 N m2 / kg2
Masse der Sonne 1,98892 1030 kg
Masse der Erde 5,9722 1024 kg

Dann können wir die Anziehungskräfte wie folgt berechnen:

Link: https://docs.google.com/spreadsheets/d/12Gtf1ycow4J4GfH3OkF2jbuNaBcToY6B7u69bGW9ejE/edit?usp=sharing

Entfernung von der Sonne Entfernung von der Erde Gravitation der Sonne Gravitation der Erde Gravitation Summe
1,49300000 1011 2,978707 108 -5,954 10-3 +4,491 10-3 -1,462 10-3
1,49339090 1011 2,587807 108 -5,951 10-3 +5,951 10-3 -3,602 10-9
1,49400000 1011 1,978707 108 -5,946 10-3 +1,018 10-2 +4,232 10-3

In einer Entfernung von 258 781 km von der Erde in Richtung Sonne, heben sich die Gravitationskräfte von Sonne und Erde also auf. Dort ist aber nicht der Lagrange-Punkt.

Unser “erster Gedanke” zur Berechnung der Lage des Lagrange-Punkts L1 war zu einfach. Nur im “mitrotierenden Bezugssystem” hat der Lagrange-Punkt eine feste Lage. So ein “mitrotierendes Bezugssystem” ist kein Intertialsystem und es treten zusätzlich sog. Scheinkräfte (Trägkeitskräfte) auf. In jedem Falle tritt die Fliehkraft auf und bei einem sich bewegenden Objekt käme auch noch die Corioliskraft hinzu.

Begrifflich spricht man von einem “effektiven” Gravitationsfeld, wenn  man zusätzlich zur eigentlichen Gravitationskraft die Fliehkraft hinzunimmt. Für dieses “effektive” Gravitationsfeld gibt es dann ein “effektives” Potential (als skalares Feld).

Der Lagrange-Punkt L1 mit Fliehkraft

In einem rotierenden Bezugssystem haben wir eine Fliehkraft von:

\( F(r) = m \frac{v^2}{r} = m \frac{4 \pi^2}{T^2} r \\ \)

Wobei v die Bahngeschwindigkeit bzw. T die Umlaufszeit wäre.

Zur Berechnung der Fliehkraft benötigen wir also die siderische Umlaufszeit der Bahn der Erde um die Sonne:

Größe Wert Einheit
Umlaufszeit  Sonne-Erde 31.558.149,54 s

Damit können wir berechnen, wo die Summe aus den Anziehungskräften (Beschleunigungen) und der Fliehkraft (Beschleunigung) sich aufheben:

Entfernung von der Sonne Entfernung von der Erde Gravitation der Sonne Gravitation der Erde Fliehkraft Summe
1,481000 1011 1,4978707 109 -6,051 10-3 +1,776 10-4 +5,871 10-3 -2,304 10-6
1,481064 1011 1,4914707 109 -6,050 10-3 +1,791 10-4 +5,871 10-3 1,385 10-10
1,482000 1011 1,3938707 109 -6,042 10-3 +2,039 10-4 +5,875 10-3 +3,614 10-5

In einer Entfernung von 1 491 470,7 km von der Erde in Richtung Sonne, heben sich die Gravitationskräfte von Sonne und Erde zusammen mit der Fliehkraft des rotierenden Systems also auf. Dort ist der Lagrange-Punkt L1.

Eigentlich ist ja klar, dass die Fliehkraft hier eine wesentliche Rolle spielen muss. Denn wenn die Gravitation der Erde Null wäre, würde es nur noch darum gehen, wann sich die Anziehungskraft der Sonne und die Fliehkraft der Rotation aufheben würden. Das ist logischerweise in diesem Fall genau auf der Erdbahn der Fall.

Der in etwa kugelförmige Bereich um die Erde mit dem Radius 1,491 Mio km wird auch die Hill-Sphäre genannt. Dort überwiegt also die (effektive) Anziehungskraft der Erde.

Grafiken zu den Lagrange-Punkten

Effektives Potential im System Sonne-Erde

In der Wikipedia finden wir folgendes Bild zu den Lagrange-Punkten:

Lagrange_points2.svg

Lagrange_points2.svg (Copyright: Wikimedia Commons

Quelle: https://en.wikipedia.org/wiki/File:Lagrange_points2.svg

Rote Pfeile: abwärts zum Lagrange-Punkt; Blaue Pfeile: abwärts weg vom Lagrange-Punkt.

Effektives Potential in einem engen Doppelsternsystem

Die Suche nach “Langrange” und “Roche” in der Wikipedia liefert uns auch für ein enges Doppelsternsystem (binary system) eine Grafik mit den Lagrange-Punkten, dem Center of Mass “CM” einigen Äquipotentialflächen und den Mittelpunkten der beiden Sterne.

Roche_potential_contours_q%3D3.svg

Copyright: WikiMadia Commons

Link: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/d/d9/Roche_potential_contours_q%3D3.svg

Dort, wo Äquipotentialflächen des linken Sterns die Äquipotentialflächen des rechten Stern berühren (L1), wäre ein möglicher Übergangspunkt, wo Materie von einem Stern zum anderen überfließen könnte. Die tropfenförmigen inneren Bereiche um die beiden Sterne nennt man auch die Roche-Volumen (Roche Lobe) der beiden Sterne.

Wenn ein Stern größer als sein Roche-Volumen wird, fließt in der Tat Materie zum anderen Stern. Die überfließende Materie hat in der Regel auch einen Drehimpuls, der erhalten bleibt. Es bildet sich deshalb eine Akkretionsscheibe um den aufnehmenden Stern.

Astronomie: Kosmische Hintergrundstrahlung – CMB

Gehört zu: Astronomie
Siehe auch: Kosmologie, Erdsatelliten, Lagrange-Punkte
Benutzt: Google Fotos, Flickr Fotos

Die Entdeckung der Kosmischen Hintergrundstrahlung

Die sog. Kosmische Hintergrundstrahlung (engl. CMB = Cosmic Microwave Background Radiation), wurde 1964 von Robert Wilson (*1936) und Arno Penzias (*1933) von den Bell Labs zufällig (als Störstrahlung) entdeckt. Eigentlich wollten Wilson und Penzias mit einer großen Horn-Antenne in Holmdel, New Jersey, die Kommunikation über Erdsatelliten testen. Das war das “Projekt Echo”.

Horn_Antenna-Holmdel New Jersey

Horn-Antenna in Holmdel New Jersey (Copyright: Wikimedia)

Gleichzeitig haben die Astrophysiker Robert Dicke (1916-1997), James Peebles (*1935) und David Wilkinson (1935-2002) im nahe gelegenen Princton, die auf dem Gebiet der Kosmologie forschten,  ein mathematisches Modell entwickelt, was die Entstehung und Entwicklung des Universums darstellen sollte. Dieses mathematische Modell kann als Vorläufer des heute (2021) mehrheitlich akzeptierten “Lambda CDM” (CDM = Cold Dark Matter) angesehen werden.
Dieses Modell, das sog. “Big-Bang-Modell” sagte, sozusagen als “Nachhall” des Big Bangs, eine kosmische Hintergrundstrahlung voraus, die noch heute messbar sein müsste. Eine solche Strahlung musste “nur noch” praktisch nachgewiesen werden.

Wilson und Penzias erhielten 1978 den Nobelpreis für die Entdeckung der CMB.
Robert Dicke erhielt nie einen Nobelpreis, da er selbst nichts entdeckt hatte, sondern nur etwas “interpretiert” hatte.
James Peebles erhielt 2019 den Nobelpreis für seine grundlegenden Beiträge zur Kosmologie.
David Wilkinson wurde nach seinem Tode durch die Namensänderung der Raumsonde MAP zu WMAP geehrt.

Eine Strahlung aus dem intergalaktischen Raum als Folge eines Urknalls wurde in den 1940ern von George Gamow, Ralph Alpher und Robert Herman postuliert. Diesen Arbeiten wurden aber zunächst kein großes Gewicht beigemessen. Erst 1964 war es dann soweit (s.o.).

Das Projekt Echo

Die Bell Labs in USA wollten in den 1960er Jahren die Telekommunikation über Erdsatelliten testen. Die Versuche begannen mit den  sog. “passiven” Kommunikationssatelliten der Echo-Serie.

  • Ballonsatellit Echo I: gestartet 12.8.1960
  • Ballonsatellit Echo II: gestartet 25.1.1964

Den Echo II habe ich zusammen mit meinem Schulfreund Hajo damals sehr oft von der Parzelle auf dem Bremer Stadtwerder mit freiem Auge beobachten können. Ebenso konnten wir schöne Fotos von den Durchgängen des Erdsatelliten Echo II machen. Diese Fotos sind aber heute nicht mehr in meinem Besitz.

Mein Bruder Rainer hat noch ein schönes Foto von 1964 gefunden. Er hat es am 25. November 1964 um ca 18:15 UT von unserem Haus in Bremen aufgenommen. Die Unterbrechungen wurden ca. alle 5 Sekunden vorgenommen, um die Geschwindigkeiten anzuzeigen. Der helle Stern im linken oberen Quadranten ist Atair (α Aql).

MindmapThePlanets1

Bremen 1964: Echo I und Echo II

Im Internet fand ich noch ein Foto, wo neben Echo I die Radioschüssel von Goldstone zu sehen ist:

Echo 1 over Goldstone (Copyright JPL-Caltech/NASA)

Echo I over Goldstone 12.8.1960  (Copyright JPL-Caltech/NASA)

Mit Hilfe der Software Stellarium konnte ich herausfinden, welche Sterne auf diesem Bild zu sehen sind. Aufgenommen wurde es ja am 12.8.1960 in Goldstone bei Las Vegas. Die Sternspuren sagen, dass wir ungefähr nach Nordwest blicken. Stellarium zeigt dann gegen 4 Uhr morgens: Die beiden hellen Sterne sind Deneb (oben) und Wega  (unten über dem Berggipfel), die Spur von Atair ist links neben der Radioschüssel zu sehen.

Die Satelliten Echo I und Echo II waren ja als “passive” Kommunikationssatelliten konzipiert und “nur” große Ballon-Satelliten mit einer reflektierenden Oberfläche.
Nach dem erfolgreichen Start des ersten aktiven (und zivilen) Kommunikationssatelliten Telstar am 10. Juli 1962 wurde die Antenne in Holmdel frei und konnte für die Astronomie eingesetzt werden.

Der Urknall (Big Bang)

Das heute (2021) gängige Modell der Entstehung des Universums (genannt: “Standardmodell”) geht von einem sog. “Big Bang” aus; d.h. einer “Singularität” bei der die gesamte Masse und Energie des Universums in einem einzigen sehr heissen Punkt entstand und sich dann ausdehnte und abkühlte. Zunächst war das ein heisses Plasma aus Protonen, Elektronen und Photonen. In dieser frühen Phase des Universums konnte die Strahlung, also die Photonen, sich nicht frei bewegen, da die Photonen ständig von den freien Elektronen eingefangen und dann in zufällige Richtungen gestreut wurden. Dadurch leuchtete das ganze Plasma wie ein Feuerball.

Erst als das Universum soweit abgekühlt war, dass sich die Elektronen an die Protonen binden konnten (“Rekombination”) um Wasserstoffatome zu bilden, war der Weg für die Photonen frei; d.h. das Universum wurde durchsichtig. Das war bei einer Temperatur von ca. 3000 K der Fall und muss so etwa 380000 Jahre nach dem Urknall gewesen sein. Die damals frei gewordene Strahlung empfangen wir heute als “Kosmische Hintergrundstrahlung”. Diese Hintergrundstrahlung zeigt also ein Bild des Universums von der Zeit in der sich die Strahlung von der Materie entkoppelte.

Moderne Messungen der CMB

Um genauere und umfassende Messungen der CMB zu erzielen, wurden Erdsatelliten und Raumsonden verwendet:

  • COBE (1989-1993)
  • WMAP (2001-2010)
  • PLANCK (2010-2013)

Messungen der CMB durch COBE

Der Erdsatellit COBE (= Cosmic Background Explorer) hat die Kosmische Hintergrundstrahlung (Mission 1989-1993) besser und genauer vermessen.
Wilson und Penzias hatten nur auf einer Frequenz gemessen. Mit dem Erdsatelliten COBE konnte nun ein ganzes Frequenzspektrum vermessen werden. Die Strahlungsintensität in Abhängigkeit von der Frequenz ist in dem folgenden Diagramm grafisch dargestellt.

Kosmische Hintergrundstrahlung gemessen vom Erdsatelliten COBE (Copyright Wikimedia)

Kosmische Hintergrundstrahlung gemessen vom Erdsatelliten COBE (Copyright Wikimedia)

Dieser gemessene Kurvenverlauf passt genau zum Strahlungsspektrum eines Planckschen Schwarzkörpers bei einer Temperatur von 2,728 Kelvin.

Ausserdem hat COBE die räumliche Verteilung der Strahlungsintensität (Temperatur) vermessen. Die CMB ist nahezu perfekt “isotrop” d.h. aus allen Richtungen kommt die gleiche Stahlung. Wenn etwas nicht mehr “isotrop” ist, nennt man das “an-isotrop”.  Erst bei starker Steigerung der Messgenauigkeiten konnte COBE solch winzige Fluktuationen feststellen. Messungen der Anisotropie der CMB sind also Messungen der Fluktuationen. Davon stammt das bekannte Bild, das die Fluktuationen farbkodiert zeigt:

Fluktuationen in der Kosmischen Hintergrundstrahlung

COBE: Fluktuationen in der Kosmischen Hintergrundstrahlung (Copyright: Wikimedia)

Bei geringerer Genauigkeit (±0,01 K), erscheint die CMB in der Tat völlig isotrop und homogen. Die Messungen des Satelliten COBE ergeben eine mittlere Temperatur der CMB von T0 =2,726 K. Die Messungen zeigten aber erstmals, dass die CMB nicht vollkommen isotrop ist. Kleine Fluktuationen (Anisotropien) sind in dem Bild sichtbar, die allerdings nahe an der Messgenauigkeit von COBE liegen. Die Messgenauigkeit liegt bei  \( \frac{\Delta T}{T_0} \approx 10^{-3} …  10^{-6}  \)

Quelle: http://www.physik.uni-regensburg.de/forschung/gebhardt/gebhardt_files/skripten/WS1314-BB/9.Fluktuation_der_Hintergrundstrahlung.pdf

Quelle: arXiv:astro-ph/9605054.

Messungen der CMB durch WMAP

Später hat die Raumsonde WMAP (Mission 2001-2010) noch genauere Messungen vornehmen können (±10-6 K). WMAP wurde am 30. Juni 2001 gestartet und auf dem Lagrange-Punkt L2 positioniert. Ursprünglich war der Name der Raumsonde MAP (Microwave Anisotropy Probe), sie wurde nach dem Tode von David Wilkinson (s.o.) in WMAP umbenannt.

WMAP Cosmic Microwave Background Radiation

WMAP Cosmic Microwave Background Radiation (Copyright: G. Hinshaw, J. L. Weiland, R. S. Hill, arXiv:0803.0732v2)

Die Mikrowellen-Karte des Himmels, die WMAP gemessen hat. Die Farbkodierung soll kleinste Schwankungen (Fluktuationen) der Temperatur der Hintergrundstrahlung verdeutlichen. Dabei werden Schwankungen im Bereich von Millionstel Kelvin sichtbar gemacht. Rötliche Farben signalisieren “wärmere” (+200 µK) und bläuliche “kältere” (-200 µK) Regionen.

Messungen der CMB durch PLANCK

Nachfolger des 2009 abgeschalteten WMAP wurde die Raumsonde Planck.

Das Hauptziel der Planck-Mission ist, die kosmische Mikrowellenhintergrundstrahlung mit einer Winkelauflösung von 5 bis 10 Bogenminuten und einer Empfindlichkeit von einem Millionstel Kelvin abzubilden.

Im Jahre 2013 wurde PLANCK endgültig abgeschaltet, nachdem zuvor schon das flüssige Helium, das als Kühlmittel für ein Instrument (das HFI) diente, verbraucht war.

Messungen der Kosmischen Hintergrundstrahlung:

https://archive.briankoberlein.com/wp-content/uploads/cmb1.jpg

https://archive.briankoberlein.com/wp-content/uploads/cmb1.jpg

Filterung der CMB-Messungen

Um so feine Schwankungen sichtbar zu machen, mussten vorher diverse störende Muster aus dem sog. Vordergrund herausgerechnet werden – man sagt “gefiltert” werden.

Bei der Filterung wollen wir als erstes starke lokale Radioquellen, wie z.B. den Crab-Nebel und andere Supernova-Überreste modellieren und subtrahieren.

Als nächstes modelliert man die Radiostrahlung unser Milchstraße als Ganzes und subtrahiert dieses Signal.

Die verbleibenden Messwerte zeigen dann noch ein auffälliges Dipolmuster: Das Maximum der Strahlung aus einer ganz bestimmten Richtung (ungefähr entgegengesetzt der momentanen Rotationsrichtung des Sonnensystems in der Milchstraße) ist deutlich blauverschoben, in entgegengesetzter Richtung rotverschoben (Dopplereffekt). Die beobachtete Temperaturdifferenz ist 3,353 mK. Das wird damit erklärt, dass sich unser Sonnensystem mit etwa 370 km/s gegenüber einem Bezugssystem bewegt, in dem die Strahlung isotrop ist. Dieses Dipolmuster (“Dipolanisotropie”) wird subtrahiert.

Stichworte: ILC (=Internal Linear Combination), Wiener Filter,…

Link: arXiv:1006.0916v1 [astro-ph.CO]

Deutung der Temperatur-Fluktuationen in der CMB

Quelle: http://www.physik.uni-regensburg.de/forschung/gebhardt/gebhardt_files/skripten/WS1314-BB/9.Fluktuation_der_Hintergrundstrahlung.pdf

Um die sehr kleinen Temperaturdifferenzen genauer zu untersuchen, stellt man die Messungen als sog. “Leistungsspektrum”, auch “Winkelleistungsspektrum” genannt, dar. Dazu werden immer zwei Messungen in einem bestimmten Winkelabstand gemacht und die Messwerte miteinander korreliert.

Leistungsspektrum (Copyright Wikipedia)

Leistungsspektrum (Copyright Wikipedia)

Vereinfacht gesagt ist auf der x-Achse (Abszisse) der Winkelunterschied von je zwei Messungen aufgetragen und auf der y-Achse (der Ordinate) der Temperaturunterschied der beiden Messungen. Das erste Maximum ist bei einem Winkelunterschied von ca. 0,9°, das zweite Maximum liegt bei einem Winkelunterschied von ca. 0,3°.

Man kann diese Kurve nun vergleichen, mit entsprechenden Kurven, die sich aus bestimmten mathematischen Modellen der Entwicklung des Universums ergeben.
Das sog. Lambda-CDM-Modell zeigt bei bestimmter Wahl seiner Parameter eine gute Übereinstimmung mit diesem gemessenen Winkelleistungsspektrum.

Die Parameter des Lambda-CDM-Modells

Das sog. Lambda-CDM-Modell zeigt bei bestimmter Wahl seiner Parameter eine gute Übereinstimmung mit dem von PLANCK gemessenen Winkelleistungsspektrum. Es liefert u.a. folgende Werte:

Parameter Wert Bemerkung
Alter des Universums 13,8 Mia Jahre
Hubble-Konstante 67,7 km/s /Mpc
Baryonische Materie   4,9% „normale“ Materie
Dunkle Materie 25,9%
Dunkle Energie 69,1%
Zeit der Entkopplung/Rekombination 377 700 Jahre z=1090

 

Physik: Ideales Gas – Thermodynamik

Gehört zu: Thermodynamik
Siehe auch: GeoGebra
Benutzt: WordPress-Plugin Latex

Ideales Gas

ist ein hinreichend verdünntes Gas, sodass ausser bei Kollisionen von Molekülen (als elasischer Stoß) keinerlei Wechselwirkung zwischen ihnen geschieht.
Das bedeutet u.a., dass wir weit entfernt von Phasenübergängen (fest – flüssig – gasförmig) sein müssen.

Zur Idealisierung gehört auch, dass die Gasmoleküle als Punktmassen verstanden werden können. D.h. für die Bewegung hat man nur die drei Freiheitsgrade der Translation, keine Rotation und keine Oszillation.

Links:

Boyle-Mariotte

Robert Boyle und Edme Mariotte fanden unabhängig von einander 1662 bzw. 1676  das nach ihnen benannte Boyle-Mariotte’sche Gesetz:

\( p \cdot V = const. \\\ \)

Wobei die Temperatur konstant gehalten wird und zwar dadurch dass man die Veränderungen im Volumen ganz langsam durchführt, sodass immer wieder das thermodynamisches Gleichgewicht mit der Umgebung erhalten bleibt.

Boyle-Marriot-Gesetz.svg

Boyle-Marriot-Gesetz (GeoGebra Classic)

Gay-Lussac

Wenn man nun den Druck konstant hält und die Temperatur variiert, bekommt man das Gay-Lussac (1787-1850) Gesetz.
Lord Kelvin (1824-1907) hatte 1848 die absolute Temperaturskala vorgeschlagen, wodurch sich das Gay-Lussac’sche Gesetz sehr einfach in seiner heutigen Form schreiben lässt:

\( \frac{V}{T} = const. \\\ \)

Wobei hier T die absolute Temperatur ist …

Gay-Lussac-Gesetz.svg

Gay-Lussac-Gesetz – Dietrich Kracht 21.3.2021 GeoGebra Classic

Ideale Gasgleichung

Zusammengefasst ergibt sich die Zustandsgleichung für ideale Gase:

\( \frac{p \cdot V}{T} = const.   \\\ \)

Und mit der Konstanten \(n \cdot R\) schließlich:

\( p \cdot V = n \cdot R \cdot T   \\\ \)

Dabei ist p der Druck, V das Volumen, n die Stoffmenge (messen wir in mol), R die allgemeine Gaskonstante (8,3145 Joule/(mol*Kelvin)) ist und T die absolute Temperatur ist.
Interessant dabei ist, das dies unabhängig von der Art des Gases ist – also Helium, Stickstoff etc.  Es muss einfach nur ein “ideales Gas” sein. Umgekehrt sagen wir, ein Gas ist dann “ideal”, wenn es dieser Gleichung genügt.

Wenn wir statt der Stoffmenge n die Teilchenzahl N benutzen, also:

\( N = N_A \cdot n \)

bekommen wir als Gasgleichung (mit der Avogadroschen Zahl):

\( p \cdot V = N \cdot \frac{R}{N_A} \cdot T   \\\ \)

Später werden wir sehen, dass \( \frac{R}{N_A} = k_B \) die sagenhafte Boltzmann-Konstante ist.

Kinetische Energie

Wenn wir die Kinetik der Moleküle betrachten, also die Bewegungen, entsteht der Druck durch Impulsübertrag auf die Aussenwand des Gefäßes.

Das Gesetz von Bernoulli sagt dafür:

\( p = \frac{1}{3} \cdot n \cdot \mu \cdot <v^2> \\\ \)

wobei n hier die Teilchendichte, also Anzahl Teilchen pro Volumen, ist und die spitzen Klammern für den Mittelwert stehen..

Wenn wir diese Gleichung mit V multiplizieren, erhält man:

\( p \cdot V = \frac{1}{3} \cdot N \cdot \mu \cdot <v^2> = \frac{2}{3} \cdot N \cdot <E_{kin}> \\\ \)

wobei N die Anzahl der Teilchen ist.

Die mittlere kinetische Energie eines Moleküls eines Idealen Gases (also nur translatorische Bewegung in drei Freiheitsgraden) ist:

\( <E_{kin}> = \frac{3}{2} \cdot k_B \cdot T \\\ \)

Ausblick:

  • Auf dieser Basis wird die physikalische Größe “Temperatur” dann als “thermodynamische Temperatur” beliebiger Substanzen wirklich definiert.
  • Zusätzlich zum Mittelwert von Geschwindigkeiten bzw quadrierten Geschwindigkeiten wird auch noch die Breite der Verteilung von Interesse sein, was uns zur Maxwell-Verteilung führen wird…

Flüssigkeiten

Ein weitergehendes Konzept ist das von Flüssigkeiten. Die werden im physikalischen Teilgebiet Hydrodynamik behandelt. Von einer Flüssigkeit spicht man, wenn die mittlere freie Weglänge der Teilchen sehr, sehr klein gegenüber der Größe des betrachteten Systems ist.

Das Jeans-Kriterium

Das Jeans-Kriterium, benannt nach James Jeans (1877-1946), soll ja angeben, unter welchen Bedingungen eine Gaswolke im Universum unter dem Einfluss ihrer Gravitation kontrahiert, dabei wärmer wird und ggf. eine Kernfusion “zündet”.

Zur Abschätzung der kritischen Jeans-Masse bieten sich zwei Wege an:

  1. Druck: Gasdruck = Gravitationsdruck
  2. Energie: Potentielle Energie = KInetische Energie

Gasdruck

Wir betrachten eine kugelförmige (Radius r) homogene Gaswolke der Masse M.

Der Gasdruck ist nach der idealen Gasgleichung (s.o.):

\( p = \frac{N}{V} \cdot \frac{R}{N_A} \cdot T \\\ \)

Ein Teilchen (Gasmolekül) habe nun die Masse μ. Dann gilt für die Masse:

\( M = N_A \cdot n \cdot \mu = N \cdot \mu \\\ \)

Die Dichte der Gaswolke ist demnach:

\( \rho = \frac{M}{V} = \frac{N \cdot \mu}{V} = \frac{N}{V} \mu \\\ \)

Also ist

\( \frac{N}{V} = \frac{\rho}{\mu} \)

Wenn wir das oben einsetzen ergibt sich:

\(\Large p_{Gas} = \frac{\rho}{\mu} \cdot k_B \cdot T \\\ \)

Gravitationsdruck

Der Gravitationsdruck ist (will ich noch ichtig ausrechnen, mit Integral und so):

\( \Large p_{grav} = \frac{3 G M^2}{8 \pi r^4} \\\ \)

Jeans-Masse

Wann ist der Gravitationsdruck mindestens genauso groß wie der Gasdruck?

\( M_{Jeans} = \sqrt{\frac{6}{\pi}} \sqrt{\frac{1}{\rho} (\frac{k_B T}{G \mu})^3}\\\ \)

Für eine Gaswolke aus atomaren Wasserstoff ergibt sich mit doppelt logarithmischen Skalen folgendes Bild:

JeansMasse.svg

Jeans-Masse Dietrich Kracht 24.3.2021

Beispielsweise können wir ablesen: Eine Gaswolke (atomarer Wasserstoff) von 10 Sonnenmassen würde bei einer Dichte von 10-16 kg/m³ und einer Temperatur von 10 K anfangen sich unter ihrer eigenen Gravitation zusammen zu ziehen…

Physik: Stoffmenge

Gehört zu: SI-Einheiten
Siehe auch: Thermodynamik

Die physikalische Größe “Stoffmenge”

Die physikalische Größe Stoffmenge wird in Mol gemessen. Auf der Schule (ca. 1960) hatte ich gelernt: 1 Mol ist das Atomgewicht in Gramm.

Im SI-System ist als Maßeinheit für die Stoffmenge das Mol festgelegt.

1971: Ein Mol ist die Menge einer Substanz, in der gleichviel Moleküle sind, wie in 12 g von Kohlenstoff 12C.

2019: Eine Stoffmenge von 1 Mol (= 1 mol) enthält die durch die Avogadro-Konstante (NA = 6.02214076 * 1023 mol−1) festgelegte Teilchenzahl. Die Avogadro-Konstante ist der Proportionalitätsfaktor zwischen der Stoffmenge und der Teilchenzahl N(X). Teilchen können hier Atome, Ionen, Moleküle, Formeleinheiten oder auch Elektronen sein. Formelzeichen und Teilchenart X werden zusammen als nX oder n(X) angegeben.

Avogadro

Der italienische Physiker Amedeo Avogadro (1776-1856)  erkannte bereits 1811, dass gleiche Volumina verschiedener idealer Gase bei gleichem Druck und gleicher Temperatur die gleiche Anzahl Moleküle enthalten. Dies nennt man das Avogadrosche Gesetz.

Die Anzahl der Moleküle in einer Stoffmenge von 1 mol nennt man die Avogadro-Konstante. Die SI-Einheit 1 Mol wurde so festgelegt, das die Avogadrosche Zahl exakt:

NA = 6.02214076 * 1023 mol−1

beträgt.

Wenn man die Stoffmenge n einer Gaswolke kennt, kann man also die Teilchenzahl N in dieser Gaswolke berechnen als:

\( N = N_A \cdot n \\\ \)

Anwendung in der Chemie

Bei chemischen Reaktionen schreibt mal ja als Reaktionsgleichung auf, mit welchen Molekülen eine chemische Reaktion abläuft. Beispielsweise wird aus Aluminiumcarbid und Wasser Methan und Aluminiumhydroxid:

\( Al_4C_3 + 12 H_2O \to 3 CH_4 + 4 Al(OH)_3 \)

Was die Stoffmengen betrifft heist das, dass aus 1 Mol Aluminiumcarbid durch Zugabe von Wasser 3 Mol Methan entstehen.

Entnommen aus dem Youtube-Video: https://www.youtube.com/watch?v=dGsxo05xR7g

Die molare Masse M eines Stoffes ist die Masse pro Stoffmenge oder, anders gesagt, der Proportionalitätsfaktor zwischen Masse m und Stoffmenge n.

\( m = M \cdot n \\\ \)

Die SI-Einheit ist kg/mol; in der Chemie ist g/mol üblich.

Anwendung in der Thermodynamik

In der Thermodynamik haben wir die Ideale Gasgleichung…

Physik: Kernfusion

Gehört zu: Physik
Siehe auch: Sonne, Atomphysik

Durch die Verschmelzung (Fusion) leicherer Atomkerne (z.B. Wasserstoff) zu schwereren Atomkernen (z.B. Helium) kann Energie gewonnen werden, da ein kleiner Teil der  Masse in Energie umgewandelt wird; nach der berühmten Formel von Einstein:

\( E = m \cdot c^2 \)

Durch Fusion wird Energie gewonnen, solange die Bindungsenegie pro Nukleon mit zunehmender Nukleonenzahl im Atomkern größer wird; also bis zum Eisen (Fe), wie die Grafik zeigt. Mit schwereren Atomkernen kann man dann Energie nur durch Spaltung gewinnen.

Im Inneren von Sternen finden solche Kernfusionsprozesse statt. Man spricht gerne auch vom “Brennen”; damit ist aber immer eine Kernfusion gemeint.

https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/bc/Binding_energy_curve_-_common_isotopes-de.svg

Mittlere Bindungsenergie pro Nukleon in Abhänggkeit von der Größe des Atomkerns (Copyright Wikimedia)

Damit es zur Verschmelzung von Atomkernen kommt, muss die Abstoßungskraft der elektrisch ja gleichartig (positiv) geladenen Kerne überwunden werden. Dazu benötigt das Plasma eine hohe Temperatur und einen hohen Druck. Die Fusion von Wasserstoff zu Helium “zündet”, wenn im Inneren des Sterns die notwendige Temperatur von ca. 10 Millionen Kelvin erreicht sind.

Bei entsprechend höheren Temperaturen “zünden” auch Fusionsprozesse mit anderen Elementen wie die nachfolgende Tabelle zeigt. Dort ist ein Stern mit 40-facher Sonnenmasse zugrunde gelegt.

Ausgangsmaterial Prozesse Endprodukte “Asche” Temperatur
Mio Kelvin
Min. Masse Dauer bei 40 Sonnenmassen
Wasserstoff p-p-Prozess Helium 10-40 0,08 10 Mio Jahre
Helium 3 Alpha Kohlenstoff 100-190 0,25 1 Mio Jahre
Kohlenstoff Sauerstoff, Neon, Magnesium 500-740 4,0 10.000 Jahre
Neon Sauerstoff, Magnesium 1.600 10 Jahre
Sauerstoff Silizium 2.100 5 Jahre
Silizium Eisen 3.400 1 Woche

Wenn der Wasserstoff vollständig zu Helium fusioniert wurde, fällt diese Energiequelle weg. Der Stern kontrahiert etwas und die Temperatur im Inneren steigt an. Wenn die Temperatur im Inneren ausreicht, kann die nächste Fusionstufe (hier: Helium) “zünden”. Durch die Helium-Fusion steigt der innere Strahlungsdruck wieder stark an und der Stern dehnt sich aus zum sog. “Riesen”.

Wenn die Temperatur nicht ausreicht, um weitere Kernfusionen zu “zünden”, kann der Stern keine Energie mehr erzeugen und kollabiert zum Weissen Zwerg, der nur noch langsam seine vorhandene Wärmeenegie abgibt…

Bei unserer Sonne endet diese Serie mit dem sog. Heliumbrennen. Der Kohlenstoffkern kann nicht mehr weiter “zünden”, da die erforderliche Temperatur nicht erreicht wird.

 

 

Computer: Notizen mit OneNote

Gehört zu: Computer
Siehe auch: Notizbuch, Evernote, Microsoft Office, Cloud-Speicher

Microsoft OneNote

Bei Microsoft wird die Funktion “Notizen” (Note Taking) nicht so klar mit Software unterstützt. Viel besser macht es die Spezial-Software Evernote.

Nun bietet Microsoft eine Vielzahl von Varianten seiner “OneNote” genannten Software zusammen mit Microsoft Office an.

Vorgänger von OneNote soll Microsoft Journal gewesen sein…

Versuch mit Microsoft OneNote

Microsoft-Account

Man benötigt einen Microsoft-Account. Damit bekommt man kostenlos eine kleine Cloud von 5 GB. Einige Funktionen von OneNote benötigen dies – zumindestens zeitweise für die Einrichtung.

Im Zusammenhang mit meinem Office365-Abo habe ich ja bereits einen Microsoft-Account mit einem Cloud-Speicher von 1 TB.

Datenmigration von Evernote zu OneNote

Für die Import-Funktion muss ich einen separate Software den StartOneNoteImporter.exe von der Website www.OneNote.com herunterladen.

Das Ziel eines Imports ist dann immer meine OneDrive Cloud, bei der ich mich ersteinmal anmelden muss; alle importierten Notizbücher landen dort im Ordner “Dokumente”.    https://d.docs.live.net/4794afcd190435c9/Dokumente

Als Quelle eines Imports kann man entweder Notizbücher aus dem lokal installierten Evernote auswählen oder man kann  mit dem Importer einzelne .enex-Dateien nach OneNote importieren. Der Import von Evernote ist also sehr flexibel und geht auch schnell. Meine 2476 Evernote-Notizen habe ich weniger als 2 Stunden in OneNote importiert.

Lokale Kopie von OneNote-Notizbüchern

Nun hat man alle seine Evernote-Notizbücher in die Microsoft OneDrive-Cloud (Ordner “Dokumente”) importiert. Ich möchte diese nun auf mein lokales Notebook herunterladen, weil ich auch “disconnected” d.h. ohne die Cloud, arbeiten möchte…

Mein erster Ansatz um zu lokalen Kopien der OneNote-Notizbücher zu kommen, ist die OneDrive-Synchronisation. Da kommen aber auf meiner lokalen Platte nicht die Dateien an sondern “nur” Shortcuts auf die auf der Cloud befindlichen Notizbücher. Das will ich ja nicht. Ich will “echte” Kopien meiner OneNote-Dateien haben.

Mein zweiter Ansatz ist “Herunterladen”. OneDrive gestattet es wohl, lokale Dateien auf OneDrive hochzuladen, das Herunterladen einzelner Dateien auf das lokale Notebook ist aber nicht so ohne Weiteres möglich. OneDrive erlaubt der Funktion “Herunterladen” nur für Ordner und nicht für einzelne Dateien.

Also behelfe ich mir zunächst damit, dass ich einen extra Ordner namenes “temp” auf OneDrive einrichte in den ich dann eine gewünschten eiznelnen OneDrive-Dateien kopiere und dann diesen Ordner herunterlade. Auf dem lokalen Notebook kommt dann ein ZIP-Archiv namens “temp.zip” an. Darin befinden sich tatsächlich meine OneDrive-Dateien, die ich an die gewünschte Stelle auf meinem Notebook kopieren kann. Pro Notizbuch kommt dann ein Ordner mit folgendem Inhalt an. Beispielsweise sieht das bei meinem Notizbuch “Afrika” so aus:

  • Ordner Afrika, darin folgendes:
    • Ordner OneNote_RecycleBin
    • Datei Notizbuch öffnen.onetoc2
    • Datei Pages 1-100.one
    • Datei Pages 201-200.one

Nun kann ich tatsächlich auf die Datei “Notizbuch öffnen.onetoc2” doppel-klicken und das Notizbuch wird mir im OneNote Desktop angezeigt. Hurra! Die Evernote-Notizen werden dabei offensichtlich in Päckchen a max. 100 Stück in OneNote-Abschnitte importiert (altenativ: je Evernote-Tag ein neuer Notizbuch-Abschnitt – da muss man seine Evernote-Tags super aufgeräumt haben).

Nun kommt eine neue Überraschung. Die Notizbücher (Abschnitte, Notizen) können nicht bearbeitet werden, sie sind schreibgeschützt. Ein Textbalken am oberen Rand sagt es uns genau:

Dieser Abschnitt kann nicht bearbeitet werden, da er in einem Archivformat vorliegt. Klicken Sie hier um die Bearbeitung zu aktivieren.

Wenn man nun darauf klickt, wird garnichts “aktiviert”, nein man wird jetzt aufgefordert, die Notizen irdendwo hin zu kopieren. Aber wohin denn bloss? Das liegt am verwendeten OneNote-Client. Als Client gibt es nämlich:

  • den Internet-Browser  “OneNote Online
  • eine lokale Software (stand alone) “OneNote Desktop
  • und einen “OneNote 2016“, das Bestandteil on Office 2016 ist.

Nur mit der letzteren OneNote-Client-Version kann man lokale Notizbücher anlegen, öffnen etc…

OneNote-Versionen und Speicherorte:

Fast alle der derzeit acht(!) unterschiedlichen OneNote-Versionen erlauben nur Microsofts Cloud-Speicher OneDrive als Lagerort für Notizbücher. Manche lassen auch SharePoint-Bibliotheken zu; nur eine unterstützt auch das Speichern auf lokalen Datenträgern oder im LAN. Hier eine Übersicht:

Quelle: http://onenote-blog.de/wolkenlos-onenote-ohne-onedrive/

Verschiedene Funktionen bei OneNote

Notizen sortieren: Die Notizen eines Notizbuch-Abschnitts können leider nicht auf Knopfdruck sortiert werden (nach Titel, nach Datum etc.) das muss man bei OneNote mit der Hand machen – Microsoft seid ihr noch bei Troste?

Liste der Notizbücher: Das OneNote Desktop merkt sich zwar alle von mir geöffneten Notizbücher (in einem Dropdown), zeigt die Liste der Notizbücher aber nicht auf der Oberfläche an – schade, bei Evernote ist das praktischer…

Seitenregister links: Das findet man in: One Note Optionen -> Anzeige

Neues Notizbuch: Anlegen eines neuen Notizbuchs:

  • Menüleiste -> Datei -> Neu
  • Nun den “Ort” also “OneDrive” oder “Computer” auswählen  – – – > diese Auswahl ist ganz wichtig, wenn man z.B. nicht in die Cloud will, sondern lokal
  • Namen für das neue Notizbuch eingeben
  • Klicken auf Schaltfläche “Notizbuch erstellen”

In welchem Ordner eine neues Notizbuch erstellt wird, bestimme ich vorher durch:

  • Menüleiste -> Datei -> Optionen -> Speichen und Sichern -> Notizbuch Standardspeicherort ->  Speichern

Synchronisation: Ausschalten der automatischen Synchronisation

  • Menüleiste -> Datei -> Informationen -> Snychronisationsstatus anzeigen -> manuell

Power Toys

Es gibt einige nützliche Tools für OneNote, z.B. bei: http://www.onenote-tips.com/powertoys.html

Hier findet man z.B.: OneNote2007SortPages.zip

OneTastic:  https://getonetastic.com/download

OneTastic Sort Pages: https://getonetastic.com/macroland&id=091883EFBE344BFCBE73A7E113FE0190

Web-Clipper

Einen Web-Clipper gibt es für praktisch alle Web-Browser; auch Mozilla Firefox wird unterstützt.

Im Mozilla Firefox sieht man oben rechts ein kleines OneNote-Symbol, das man klicken kann, um die aktuelle Web-Seite als OneNote-Notiz auszuschneiden….

Der OneNote-Web-Clipper bietet drei alternative Möglichkeiten:

  • Ganze Seite:  Es wird ein Screenshot erstellt; d.h. die Notiz sieht dannn schön aus, aber aus den Texten sind Pixel geworden   – schlecht
  • Bereich: Es wird ein Screenshot erstellt; d.h. die Notiz sieht dannn schön aus, aber aus den Texten sind Pixel geworden   – schlecht
  • Artikel: Es wird der Text der Web-Seite als Notiz kopiert; die Bilder sind futsch!    – auch schlecht

Die “geclippte” Notiz erhält automatisch Datum und Uhrzeit und am Ende einen Link auf die Original-Web-Seite.

Alternativ muss kann man die Notiz manuell erstellen und sich mit “Cut & Paste” die schönen Stücke aus der Web-Seite holen…..

Synchronisation der Notizbücher

OneNote hat einen eigenen Mechanismus zur Synchronisation der Notizbücher mit der Cloud. Die in der Microsoft-Cloud “OneDrive” vorhandene generelle Synchronisationsmöglichkeit für beliebige Dateien ist ein eigen Ding.

 

Physik: Die Heisenbergsche Unschärferelation

Gehört zu: Physik
Siehe auch: Quantenphysik, Wellenfunktion

Die Heisenbergsche Unschärferelation

Werner Heisenberg (1901-1976) gilt als Begründer der mathematischen Quantenmechanik.

Berühmt geworden ist seine sog. Unschärferelation (uncertainty principle).  Das ist die Aussage der Quantenphysik, dass zwei komplementäre Eigenschaften eines Teilchens nicht gleichzeitig beliebig genau bestimmbar sind. Das bekannteste Beispiel für ein Paar solcher Eigenschaften sind Ort und Impuls.

\( \Delta x \cdot \Delta p \geq \frac{h}{4 \pi} \\ \)

Die heisenbergsche Unschärferelation hat nichts mit der Messgenauigkeit oder Beeinflussungen einer Messung durch Messvorrichtungen zu tun, sie ergibt sich aus dem Welle-Teilchen-Dualismus: Ein Teilchen hat danach sowohl Teilchen-Eigenschaften als auch Wellen-Eigenschaften. Die Wellennatur der Materie selbst führt zur Unbestimmtheit ihrer Teilcheneigenschaften.

Louis de Boglie (1892-1987) beschreibt den Welle-Teilchen-Dualismus ja durch sein berühmte Formel:

\( p = \frac{h}{\lambda} \\ \)

Die Messung des Impulses ist also gleichzusetzen mit der Messung der Wellenlänge. Wenn ich aber die Wellenlänge genau messe, ist der Ort der Welle sehr unbestimmt.

Komplementäre Eigenschaften im Sinne Heisenbergs sind z.B.

  • Ort und Impuls (Geschwindigkeit)
  • Energie und Zeit
  • xxx

Physik: Wellenfunktion – Superposition

Gehört zu: Physik
Siehe auch: Quantenphysik

Wellenfunktion / Schrödinger

In der klassichen Mechanik (Newton etc.), wird ein Teilchen durch Ort und Implus beschrieben mit seinem sog. “Zustand”. In der Quantenmeachnik macht das die Wellenfunktion Ψ. Sehr allgemein gesagt: Eine Wellenfunktion beschreibt das Zustand eines Quanten-Teilchens.

Der Wertebereich einer Wellenfunktion sind die Komplexen Zahlen. Der Definitionsbereich sind Ort und Zeit  Ψ(r,t)
Die 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.

Die Aufenthaltswahrscheinlichkeit ist durch den Betrag der Wellenfunktion zum Quadrat gegeben (normiert auf 1 über alles). Ggf. wird also nach einer Superposition das Quadrat der Vektorlänge genommen…

Ein ganz einfaches Beispiel für Wellenfunktionen und Superposition ist die Teil-Reflektion.

Von Ernst Schroedinger (1887-1961) stammt die grundlegende Gleichung der Quantenmechanik. Sie beschreibt in Form einer partiellen Differentialgleichung die zeitliche Veränderung des quantenmechanischen Zustands eines nichtrelativistischen Systems:

\( i \cdot \hbar \cdot \dot{\Psi} = \hat{H}  \Psi  \)

Mit dem geheimnisvollen Hamilton-Operator \(\hat{H}\).

Die Diriac-Notation

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>

Computer: Google Docs, Sheets, Slides

Gehört zu: Google
Siehe auch: Google, Office Software, Lagrange-Punkte, Google Drive

Meine Ideen zu Google Docs, Sheets, Slides etc.

Mit Hilfe des Internet-Dienstes “Google Docs” kann ich Office-Dokumente wie Text, Tabellenkalkulationen, Präsentationen im Internet (in der Google Cloud) speichern und im Web-Browser bearbeiten. So gespeicherte Dokumente kann ich auch für andere sichtbar machen, insbesondere auch aus meinem WordPress-Blog heraus per Link referenzieren.

Die Bearbeitung von solchen Dokumenten kann also auf unterschiedlichen Endgeräten an unterschiedlichen Orten von unterschiedlichen Personen vorgenommen werden.

Frage: Wie sieht das mit Zeichnungen (Vektor-Grafik), Fotos und Formeln aus?

Man muss wohl unterscheiden zwischen den Funktionen: Neu Anlegen, Speichern, Bearbeiten und Hosting:

  • Neue Dokumente anlegen (auch importieren von lokalem Computer)
  • Gespeichert werden alle diese Dokumente auf GoogleDrive im Ordner “Meine Ablage” (englisch: “My Drive”).
  • Bearbeitet werden können die Dokumente mit speziellen GoogleDrive-Apps. Für Text-Dokumente, Tabellen-Dokumente und Präsentationen gibt es diese Apps kostenlos von Google.
  • Hosting: Dokumente sollen im Internet “gehostet” werden; d.h. sie sind dann über eine URL verfügbar als Link und auch im Web-Browser als Viewer.

Erste Schritte mit Google Docs, Sheets, Slides etc.

Anmeldung bei Google

Zuerst benötige ich ein Google-Konto (Account), mit dem ich mich anmelden (Login) muss. Meist hat man ja sowieso ein Google-Konto mit seinem Android-Telefon.

Die Anmeldung geschieht dann bei: https://docs.google.com

Für jedes Google-Konto hat man dann kostenlosen Speicherplatz von 15 GB zusammen für Google Drive, Gmail und Google Fotos.

Wenn Sie wissen möchten, wie viel Speicherplatz noch verfügbar ist, rufen Sie auf einem Computer google.com/settings/storage auf.

Da Google Docs, Sheets und Slides als Teil von Google Drive angesehen wird,  wird auch der Speicher für auf die 15 GB angerechnet.

Ende 2018 wurde Google One angekündigt. Das ist ein neu gestalteter Abo-Dienst (Bezahl-Dienst) für Google Drive.

Ich habe mehrere Google-Konten:

Konto Speicher Ordner Bemerkung
dietrich 1,7 GB von 15 GB Astronomie
Computer
Familie
dietrich.kracht 14,4 GB von 15 GB Astronomie
Bundesstrasse
Computer
Consulting
Familie
Golf
Physik
Reisen
sehr voll -> verteilen auf andere Konten
rubaschow 6 GB von 15 GB Reisen
Wordpress
auf Drive sind viel weniger als 6 GB
bunsch 10 MB von 15 GB Notizen praktisch leer

Auswahl eines Dokumenttyps (einer Google App)

Nach der Anmeldung kann ich auswählen, welche der vielen Google-Dienste ich benutzen möchte. Dazu klicke ich auf das kreisrunde Symbol “Google Apps” mit den 3×3 kleinen Quadraten. Unter anderem steht da zur Auswahl:

  • Docs (Textverarbeitung)
  • Tabellen (Sheets)
  • Präsentation (Slides)

Als speziellere Dokumententypen (Apps) gibt es

  • Drawings unter: https://docs.google.com/drawings/
  • Maps
  • Mind Maps
  • Formeln
  • Fotos (?)
  • E-Mail (?)
  • xyz

Dokumente anlegen, importieren und speichern

Ein lokale Präsentation auf Google Slides bringen:

  1. Neue Präsentation anlegen auf https://docs.google.com/presentation/u/0/
  2. Menü: Datei
  3. Folien importieren
  4. Hochladen

Eine lokale Tabellen-Datei auf Google Sheets bringen:

  1. Neue Tabelle anlegen auf https://docs.google.com/spreadsheets/u/0/
  2. Menü: Datei
  3. Tabelle importieren
  4. Hochladen

Eine lokale Text-Datei auf Google Docs bringen:

  1. Neues Dokument anlegen auf https://docs.google.com/document/u/0/
  2. Menü: Datei
  3. Datei öffnen
  4. Hochladen

Eine lokale Zeichnungs-Datei auf Google Drawings bringen:

  1. Neues Dokument anlegen auf https://docs.google.com/drawings/u/0/
  2. Menü: Datei
  3. Datei öffnen
  4. Hochladen

Dokumente bearbeiten

Text-Dokumente, Tabellen-Dokumente und Präsentationen kann man mit kostenfreien Google-Apps im Web-Brower bearbeiten.

Zur Bearbeitung anderer Dokumenttypen muss man zusätzliche Apps mit Google “connecten”.

Drawings kann ich zwar anlegen, importieren und speichern, aber…..

  • GPS-Tracks…
  • Drawings…   evtl. mit draw.io
  • Mind Maps… evtl. mit MIndMaster oder mit MindMap2 oder…