Astronomie: Sonnensystem

Oberartikel Sonnensystem

Um die verschiedensten Artikel über einzelne Bestandteile unseres Sonnensystems zusammen zu fassen, mache ich diesen “Ober-Artikel” auf.

Die Sonne

Sie Sonne ist ein schönes Beobachtungsobjekt, für das man sich nicht die Nächte um die Ohren schlagen muss.
Bezüglich der Sonne habe ich schon vieles aufgeschrieben:

Der Merkur

Der Planet Merkur ist so nahe an der Sonne, dass man ihn nur selten beobachten kann. Er muss dazu in der Nähe der größten Elongation (28°) stehen und seine scheinbare Bahn möglichst steil zum Horizont. Wegen der wechselnden Steilheit der Bahn (Ekliptik) sind Abendsichtbarkeiten im Frühling und Morgensichtbarkeiten im Herbst günstig.

Der Merkur als sog. innerer Planet zeigt Phasen (wie der Mond) und kann auch die Sonne bedecken (wie der Mond). Letzeres nennt man “Merkur-Transit”.

Am 9.5.2015 konnte ich den Merkur-Transit visuell beobachten.

Meine Beobachtungen des Merkur.

Die Venus

Der Planet Venus gehört wie der Merkur zu den inneren Planeten unsers Sonnensystems und zeigt Phasen (wie der Mond) und kann auch die Sonne bedecken (wie der Mond). Letzeres nennt man “Venus-Transit”. Die Venus entfernt sich gut von der Sonne (größte Elongation 45 Grad), so dass sie gute Abend- und Morgensichtbarkeiten zeigt. Als sehr heller Abendstern (östliche Elongation) bzw. Morgenstern (westliche Elongation) ist die Venus ein markanter heller und leicht zu identifizierender Stern am Himmel.

Im sog. “größten Glanz” hat die Venus eine scheinbare Helligkeit von -4,8 mag. Der scheinbare Durchmesser der Venus-Scheibe (besser Venus-Sichel) kann im besten Falle so bei 52 Bogensekunden liegen.

Meine Beobachtungen der Venus,

Die Erde, der Mond und künstliche Erdsatelliten

Der Mond

Künstliche Erdsatelliten

Der Mars

Der Mars gehört zu den sog. Äußeren Planeten unseres Sonnensystems; d.h. seine Bahn um die Sonne liegt ausserhalb der Erdbahn. Deswegen  kommt er auch bei seiner Reise um die Sonne einmal in die Oppositiosposition zur Erde; dann stehen Sonne, Erde und Mars in einer Linie und der Mars wird ganz voll von der Sonne beschienen (ist er sowieso fast immer) und die Entfernung Erde-Mars ist besonders klein. Wegen der relativ stark elliptischen Bahn (Exzentrizität 0,0935) des Mars kann diese Oppositionsentfernung zwischen 55,65 Mio km und 101,51 Mio km schwanken. Dementsprechend schwankt zur Zeit einer Mars-Opposition seine scheinbare Helligkeit zwichen -2,9 mag und  -1,2 mag und sein scheinbarer Durchmesser zwischen 25″ und 14″.

Aus den Messungen (Tycho Brahe) der Bahn des Mars um die Sonne hat Johannes Kepler gefunden, dass die Planeten die Sonne in Ellipsen umkreisen.

1609 formulierte Kepler sein 1.und 2.  Keplersches Gesetz

1619 folgte das 3. Keplersche Gesetz.

Der Asteroidengürtel

Zwischen den Bahnen des Mars und des Jupiter befindet sich der (klassische) Asteroidengütel (vergleiche unten: Kuiper-Gürtel).

Nachdem Wilhelm Herschel 1781 den Planeten Uranus entdeckt hatte, wurde zwischen Mars und Jupiter nach einem Planeten gesucht, was Johann Bode aus Berlin anregte, weil die Titus-Bode-Reihe einen Planeten mit einem Sonnenabstand von 2,8 AE vorhersagte.

In der Neujahrsnacht 1800/1801 fand Guiseppe Piazzi in Mailand ein Objekt, was später als “Planet Ceres”  eingeordnet wurde. Tatsächlich errechnete man den mittleren Sonnenabstand als 2,77 AE. Später fand man viele weitere Objekte in der Gegend von Ceres, der schließlich zum “Planetoiden” bzw. “Asteroiden” herabgestuft wurde.

Asteroidengürtel

  • Überblick
  • Vesta
  • Ein wichtiger Asteroid ist: 331105 Giselher.
    • https://wikivisually.com/wiki/Meanings_of_minor_planet_names:_331001%E2%80%93332000
    • http://www.minorplanetcenter.net/db_search/show_object?utf8=%E2%9C%93&object_id=331105
  • Und dann noch: 233967 Vierkant
    • http://www.minorplanetcenter.net/db_search/show_object?utf8=%E2%9C%93&object_id=233967

Der Jupiter

Jupiter ist ein riesiger Gasplanet bei dem Gallileo Gallilei 1610 mit seinem Fernrohr die vier hellen Jupiter-Monde entdeckte.

Der dänische Astronom Ole Römer machte um 1675 anhand der Bahnbewegungen (Verfinsterungen)  der vier Jupitermonde einen Versuch, die Lichtgeschwindigkeit zu bestimmen. Er kam damals auf einen Wert von 220000 km/s, was von der Größenordnung schon ganz gut an den modernen Wert von 299792 km/s herankommt.

In der “klassischen Zeit” (vor 1979) waren zwölf Juputermonde bekannt. Mittlerweile hat man ca 79 Jupiter-Monde entdecken können.

Der scheinbare Durchmesser des Jupiter-Scheibchens kann bis zu 49 Bogensekunden betragen, seine scheinbare Helligkeit so bis -2,3 mag.

Meine Beobachtungen des Jupiter.

Der Saturn

Saturn ist bekannt durch sein auffälliges Ringsystem.

Saturn ist ebenfalls ein riesiger Gasplanet, aber etwas kleiner als Jupiter. Auch der Saturn hat viele Monde. In klassischer Zeit (vor 1966) kannte man 9 Saturnmonde; darunter Titan, als größter und bekanntester Saturnmond.

Für Beobachtungen im Fernrohr ist der scheinbare Durchmesser der Saturn-Scheibe wichtig. Dieser schwankt zwischen 15″ und 20″.

Der Uranus

Mein Uranus-Foto.

Der Neptun

Mein Versuch zu Neptun.

Der Kuiper-Gürtel – Transneptunische Objekte (TNO)

Der Kuipergürtel ist ein Bereich im Sonnensystem jenseits der Neptunbahn (ca. 40-500 AE), der sehr viele kleinere Objekte enthält, die sich aber immer noch in etwa in der Scheibe des Sonnensystems bewegen.

Auch Pluto wird neuerdings (August 2006) als Kuipergürtel-Objekt angesehen. Das Schicksal von Pluto ist in einer Beziehung ähnlich wie das von Ceres. Bei seiner Entdeckung wurde er als “Planet” eingestuft, Jahre später wurde ihm dieser Planetenstatus aberkannt und er wurde zum “Zwergplaneten” heruntergestuft.

Überblicksartikel

Kometen – Die Orthsche Wolke

Die Orthsche Wolke ist eine kugelschalenförmige Ansammlung von Objekten im äußersten Bereich des Sonnensystems, weit hinter dem Kuipergürtel. Wissenschaftlich nachgewiesen ist die Exisitenz der Orthschen Wolke nicht, aber als Hypothese und Modellannahme ist sie weitestgehend akzepiert.

Die meisten Kometen sollen aus dieser Orthsche Wolke oder auch dem Kuipergürtel stammen. Ihre Bahnen sind langestreckten Ellipsen. die in das Innere Sonnensystem führen, wo die Kometen dann die Sonne passieren und evtl. gut von der Erde aus zu beobachten sind.

Meine Beobachtungen von Kometen.

 

 

Astrofotografie mit speziellen Astro-Kameras

Astrofotografie mit speziellen Astro-Kameras

Gehört zu: Geräteliste zur Astrofotografie

Wozu Astro-Kameras?

Nach dem Einstieg in die Astrofotografie mit Digital-Kameras wäre ein nächste Schritt, eine spezielle Astro-Kamera einzusetzen.

Ich habe mir ganz am Anfang meines Wiedereinstiegs in die Amateur-Astronomie ein Altair GP-CAM gekauft und wollte da nur mal etwas herumprobieren, ohne zu wissen, was man damit eigentlich machen kann. Als erstes dachte ich daran, mit der GP-CAM einen elektronischen Sucher zu bauen. Später habe ich die GP-CAM zum Autoguiding eingesetzt.

Gekühlte Astro-Kameras sind eigentlich für Deep Sky (DSO) gedacht, weil dabei längere Belichtungszeiten erforderlich sind.

Gängige Astro-Kameras kommen von:

  • Altair
  • ZWO ASI
  • QHY ALCCD   AstroLumina

Ich habe eine Altair GP-CAM MT9MO34M    Altair GPCAM MT9M034M  (schwarz/weiss).

Mein Bruder Rainer hat sich in 2018 eine ZWO ASI 174 MCC  (Farbe, gekühlt)  zugelegt.

Der Verein hat sich in 2018 eine ASI 1600 (monochrom, gekühlt) zugelegt.

AR = Anti-Reflexion

Vergleich typischer Astro-Kameras

xyz

GP-CAM MT9M934M ASI 174 MCC ASI 1600 MM-Cool V3
Preis (Nov. 2018) 219,– 942,– 1599,–
Sensor-Auflösung 1280 x 960 1936 x 1216 4656 x 3520 Pixel
Pixelgröße 3,75 μ 5,86 μ 3,8 μ
Chip-Größe 4,8 x 3,6 mm 13,4 x 11,34 mm 17,6 x 13,6 mm
Sensortyp 1/3 Zoll CMOS 1/1.2 Zoll CMOS 4/3 Zoll CMOS
Farbe/Mono Mono Farbe Mono
Bittiefe ADC 8 Bit /  12 Bit umschaltbar 12 Bit 12 Bit
Aktive Kühlung nein ja ja
Belichtungszeiten 0,4 ms bis 800 s 32 μs – …15 Minuten (?) max. 30 Minuten
Anschluss (teleskopseitig) 1,25 Zoll 1,25 Zoll, 2 Zoll,T-Gewinde (M42x0,75) 1,25 Zoll, T-Gewinde (M42x0,75)
Anschluss (objektiv) C-Mount

 

 

 

Astrofotografie: Überblick

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) und Computer-Software (meine Softwareliste).

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:

  • Weitwinkel: Sternbilder, Milchstraße, Zodikallicht, Erdschattenbogen, Halo-Erscheinungen, Leuchtende Nachtwolken,…
  • Planeten/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.

 

 

 

Astronomie: Auflösungsvermögen

Auflösungsvermögen eines Teleskops

Siehe auch: Nachführung

Das sog. Auflösungsvermögen eines Teleskops bedeutet, welchen kleinen Einzelheiten noch getrennt dargestellt werden können (deswegen auch “Trennschärfe” genannt).  Das hängt von der Öffnung des Teleskops ab.

Siehe: http://www.clearskyblog.de/2009/09/22/mathematik-in-der-astronomie-teil-4-das-aufloesungsvermoegen-von-teleskopen/

Airy-Scheibe

Das Abbild einer punktförmigen Lichtquelle (ein Stern) ist im Teleskop ein Beugungsmuster mit einem Beugungsscheibchen in der Mitte als Maximum.

Der Radius des Beugungsscheibchens, gemessen bis zum ersten Minimum, ist (in Bogensekunden) ist nach George Airy:

α = 1,22 *  (λ /D) * 206265 ”       

wobei

  • 206265 = 360 * 60 * 60 / 2π    
  • λ die Wellenlänge des Lichts,
  • D die Öffnung des Teleskops ist

Teleskop-Verkäufer lassen gern den Faktor 1,22 weg, um zu besser aussehenden Werten zu kommen. Die 1,22 ergibt sich aber als die erste Nullstelle der Besselfunktion, die für den Radius des ersten Beugungsminimums zuständig ist.

Auflösungsvermögen: Rayleigh-Kriterium

Das sog. Rayleigh-Kriterium besagt, dass der minimale Abstand zweier Lichtpunkte, der noch eine Trennung ermöglicht, dann erreicht ist, wenn der Mittelpunkt des zweiten Lichtpunkts genau im ersten Minimum des Beugungsmusters des ersten Lichtpunkts liegt.

Wenn wir als Lichtwellenlänge λ annehmen 550 nm (grün), ergeben sich folgende (theoretische) Zahlen:

Teleskop Öffnung in mm Auflösungsvermögen in “
LidlScope 70 1,98″
Orion ED 80/600 80 1,73″
Vixen 114/900 114 1,21″

Als Faustformel gilt:

Auflösungsvermögen (in “) =  138 / D   (in mm)

Oversampling / Undersampling

Oft wird die Frage gestellt, welche Pixelgröße die Aufnahmekamera (der Sensor) bei gegebener Teleskopbrennweite haben sollte. Hierzu folgende Betrachtung: Zwei Objekte lassen sich auf dem CCD-Chip nur dann trennen, wenn zwischen ihnen ein weiterer Pixel liegt. Der Abstand dieser Objekte auf dem Chip berägt also das Zweifache der Pixelgröße (2 x p).

Bei der Astrofotografie muss mann die absolute Größe des Beugungsscheibchen (von der Optik) in Relation zur Pixelgröße des Sensors setzten.
Die absolute Größe des Beugungsscheibchenes hängt dabei von der Brennweite des Teleskops ab, bzw. bei längerer Belichtung vom Seeing.  Das Sternenscheibchen durch Seeing kann je nach Luftunruhe 2″ bis 5″ (FWHM) betragen (Link: https://sternen-surfer.jimdo.com/tipps/pixelgr%C3%B6%C3%9Fe-und-brennweite/).

Um die Größe des Beugungsscheibchens mit der Pixelgröße der Kamera vergleichen zu können, rechnen wir den Winkel in Länge um,

Radius [µm]  = Brennweite [mm] * 1000 * Auflösungsvermögen [arcsec] * π / (60*60*180)

Also spielt die Brennweite (f) eine entscheidende Rolle:

Teleskop Öffnung in mm Auflösungsvermögen in “ Brennweite in mm Radius Beugungsscheibchen
in μ
Optimale Pixelgröße in μ
LidelScope 70 1,98 “ 700 6,71 μ 3,3 μ
Orion ED 80/600 80 1,73 “ 600 5,03 μ 2,6 μ
Vixen 114/900 114 1,21 “ 900 5,30 μ 2,6 μ
Seeing FWHM 2,00″ 510 4,95 μ 2,5 μ

Nach dem Nyquist-Shannon-Sampling-Theorem brauche ich einen Abstand von 2 Pixeln (also einen leeren Pixel dazwischen) um zwei Punkte zu unterscheiden. Der Abstand zwischen den Abbildungsscheibchen darf der Radius eines Scheibchens sein. Ist die Pixelgröße kleiner, spricht man von Oversampling, ist die Pixelgröße größer, spricht man von Undersampling.

Computer Audio Podasting

Siehe auch: Internet-Radio

Podcasts sind in der Regel kleinere (einige Minuten lange) Audio-Beiträge, die ein Anbieter als Serie für verschiedene Themenschwerpunkte erstellt und im Internet zum “Abonnieren” bereitstellt.

Beispiele:

  • Sternengeschichten: http://feeds-feedburner.com/sternengeschichten
  • Radioeins: Die Sonntagsfahrer   https://www.radioeins.de/archiv/podcast/die_sonntagsfahrer.xml/feed=podcast.xml
  • Radioeins : Die Profis   https://www.radioeins.de/archiv/podcast/die_profis.xml/feed=podcast.xml
  • Deutschlandfunk: Sternzeit: https://www.deutschlandfunk.de/podcast-sternzeit.733.de.podcast.xml
  • NDR “Die Freeses”:  https://www.ndr.de/ndr2/wir_sind_die_freeses/podcast4250.xml

Solche Podcasts kann man also abonnieren, ähnlich wie RSS-Feeds. Zum Abonnieren kann man sein Tablet (Android) oder auch seinen Windows-PC verwenden. So ein Podcast-Client (“Podcatcher”) soll das Abonnieren und Verwalten von Podcasts vereinfachen.

Beim Windows-PC benutzt dazu als Software, z.B.

  • iTunes
  • MusicBee
  • VLC   (-> Ansicht -> Wiedergabeliste)
  • Miro
  • Firefox (dynamische Lesezeichen)

Computer Audio: MusicBee

Working with MusicBee

My Songs

All my songs (mp3 / m4a) are stored on my NAS in the folder \\diskstation\OneDrive\music. This folder now contains 11395 files has a size of 47,8 GB.

This “Song Folder” is part of “OneDrive” which is automatically synchronized with the Microsoft Cloud. So all my songs have a backup in the Microsoft Cloud and are accessable through the internet.

I use ID3 metadata to describe each song.

This “Song Folder” is than imported into MusicBee:

  • MusicBee -> Datei -> Neueinlesen
  • “Folgende Ordner nach Dateien und Wiedergabelisten durchsuchen” -> Ordner auswählen ->  \\diskstation\OneDrive\music
  • Kästchen “Audiodateien berücksichtigen”
  • Neue Dateien hinzufügen -> Zur Bibliothek
  • Schaltfläche “Fortsetzen”

My Playlists

Meine Playlists befinden sich ebenfalls als Dateien (*.m3u) im “Song Folder”  \\diskstation\OneDrive\music und ich möchte diese M3U-Files als Original meiner wertvollen Playlsists hier verwalten und behalten.

Diese Playlists sind teilweise sehr alt und können kleinere Fehler enthalten weil z.B. der Name eingiger MP3-Dateien  geändert wurde oder sie in einen Unterordner (z.B. für ein Album) verschoben wurden.

Jede Playlist-Datei (*.m3u) muss ich deshalt mit der Software listFix() (s.o.) überprüfen und ggf. korrigieren. Dabei sollten innerhalb einer Playlist-Datei die einzelnen Songs mit relativen Pfadnamen referenziert werden. Also beispielsweise

  • RICHTIG  relativ:    .\Sarah Connor\Sarah Connor – Hes Unbelievable Sample.mp3
  • FALSCH  absolut:   Z:\OneDrive\music\Sarah Connor\Sarah Connor – Hes Unbelievable Sample.mp3

Wenn das listFix() noch nicht ganz richtig gemacht hat, muss ich jedes Playlist-File noch einmal in einem Editor nachkontrollieren.

Jetzt erst kann ich die Playlists in MusicBee importieren. Ich importiere die Playlists einzeln indem ich die Playlist-Datei mit Drag-und-drop aus dem Explorer in MusicBee (linke Spalte, Abschnitt “Wiedergabelisten”) schiebe.

MusicBee Datenbank

In MusicBee kann man mehrere Datenbanken (jeweils in einem Ordner) anlegen. Ich habe folgendes probiert:

  • MusicBee –> c:\users\myid\music
  • MusicBee03 –> d:\var

Als Datenbank-Ordner wird dort ein Unterordner mit dem für die Datenbank vergebenen Namen angelegt. Also:

  • c:\users\myid\music\MusicBee
  • c:\var\MusicBee03

Letztlich werden aber alle Daten (Songs, Playlisten) in einer SQLite-Datenbank gespeichert, die sich im Datenbank-Ordner befindet und als Dateinamen MusicBeeLibrary.mbl hat.

SQLite Software

xxx

MusicBee als Streaming Server  (DLNA Server)

Bei MusicBee gibt es die Möglichkeit die Funktionalität mit  sog. Plugins zu erweitern.

Download Link: http://getmusicbee.com/forum/index.php?topic=14277.0

Installieren:

  1. Aus der Download-Datei mb_Upnp.zip das DLL-File mb_Upnp.dll  in den Unterordner “Plugins” der MusicBee-Installation kopieren.
  2. Das Plugin aktivieren in: Menü -> MusicBee -> Bearbeiten -> Einstellungen -> plugins

Konfigurieren: Menü -> MusicBee -> Bearbeiten -> Einstellungen -> Plugins

DLNA Clients

Für iOS

  • AcePlayer / AceMusic: Spielt einzelne Songs und  Playlisten; zeigt Playlisten im Listenformat an (Filename, Filegröße)
  • MLPlayer Lite: Spielt einzelne Songs und  Playlisten; zeigt Playlisten im Listenformat an (Titel, Cover, Format)
  • PlugPlayer: Spielt einzelne Songs und  Playlisten; zeigt Playlisten im Listenformat an (Titel, Cover, Interpret, Album)
  • MediaConnect:  xxxx

Für Android

  • UPnPlay: Spielt einzelne Songs und  Playlisten; zeigt Playlisten im Listenformat an (Titel, Cover, Interpret, Dauer)
  • MediaHouse UPnP / DLNA Browser: jaaa

Computer: Datensicherung mit GoodSync

Datensicherung mit GoodSync

gehört zu: Datensicherung

Bei der Datensicherung (englisch: Backup) unterscheide ich grundsätzlich zwischen:

  • Sicherungskopien der Nutzerdaten   (“Datei-Sicherung”)
  • Sicherungskopien des Systems   (“System-Sicherung”); ggf. Notfall-Medium

Bei der Sicherung der Nutzer-Dateien kommt es mir darauf an, dass ich schnell einzelne Dateien aus dem Backup wiederherstellen kann – möglicht mit einfachsten Mitteln – auf jeden Fall auch ohne die Benutzung der (proprietären) Sicherungssoftware, mit der sie gesichert wurden.

Die Software GoodSync habe ich mir offiziell beschafft, um von meinen Computern die Nutzer-Dateien ganz einfach, schnell  und sicher auf externe Festplatten zu sichern.

Bezugsquelle: https://www.goodsync.com/de/

Version: 8.9.9.9  (2018)

Betriebssysteme: Windows und Mac

Wesentliche Funktionen von GoodSync

Wichtige Funktionen sind:

  • Sicherung automatisch nach Zeitplan
  • Komplett-Sicherung und Delta-Sicherung “Inkrementelle Sicherung”
  • Sicherung sehr großer Dateien nur nach geänderten Blöcken (sog. Chunks)   – Beispiel: Outlook
  • Sicherung von Dateien, die in anderen Programmen bereits geöffnet sind – Beipiel: Datenbanken
  • Ausnahmen: Welche Dateien sollen nicht gesichert werden?

 

Astrofotografie: Photoshop – Luminanzmasken

Photoshop: Masken

Link: http://www.imagingdeepsky.com/Tutorials/Masks/Masks.htm

Grundlagen

Masken sind im standardmäßig im Fenster “Ebenen- Kanäle  Pfade” (Anschalten über Menü -> Fenster -> xyz).

Zu einer Ebene kann eine (mehrere?) Maske “Ebenenmaske” angelegt werden.

Eine Maske ist ein Graustufenbild.

Die Funktion einer Maske ist: Schwarz verdeckt, Weiß lässt durch (bezogen auf das Bild in der Ebene).

Bearbeiten einer Maske: Durch “Alt-Klick” auf das Miniaturbild der Maske wird die Maske im Hauptfester angezeigt und kann bearbeitet werden.

Arbeitsschritte:   (“Work Flow”)

Das Bild als neue Ebene kopieren (damit das Original erhalten bleibt “non-destructive”)

Kontrast erhöhen z.B. durch Menü -> Bild -> Korrekturen -> Helligkeit/Kontrast: Beiden auf 100%

Auswahl erstellen z.B. durch Menü -> Auswahl -> Farbbereich

Drop-Down “Auswahl” bleibt auf “Aufgenommene Farben”

Wir klicken mit der Pipette auf den hellen Bereich und sehen das jetzt alles gleich helle selektiert wird.

Mir “Shift-Click” können wir zusätzliche Helligkeitsbereich zu der Auswahl hinzufügen.

Drop-Down “Auswahl” geht auf “Lichter”

Dann wird ja auch alles Helle selektiert

Durch die Schieberegler “Bereich” und “Toleranz” können wir die Auswahl noch leicht verändern

Nun aus der Auswahl eine Maske machen:

Während die Auswahl aktiv ist (“marching ants”) klicken wir im Ebenen-Fenster auf das Symbol in der unteren Leiste “Ebenenmaske hinzufügen”

Dann die Maske verfeinern:

Alt-Klick auf die Maske

Rechte Maustaste – Im Kontextmeü erscheinen eine eine Reihe von Tools für Ebenenmasken

In diesem Kontext-Menü: Auswählen und Maskieren

Kantenerkennung:

Smart Radius anhaken

Radius vergrößern: Schieberegler nach rechts auf Maximum 250 Px

Globale Verbesserungen

Kante verschieben (Shift Edge)

Weiche Kante (Feather)

Abrunden (Smooth)

Output: Ebenenmaske

Nun den Hintergrund (Sterne etc.) komplett auf Schwarz setzen

Mit dem Lasso-Tool das Objekt vorsichtig umfahren

Auswahl umkehren

Hintergrundfarbe auf Schwarz setzten

Taste “Backspace”: Dies löscht den ausgewählten Bereich (auf die Hintergrundfarbe)

Nun die Maske abspeichern (für weiteren Gebrauch)

Da es sich um eine Ebenenmaske handelt, erscheint diese Maske im “Kanäle”-Fenster

Eine Ebenenmaske ist nur ein temporärer Kanal

Durch Rechts-Kick auf die Maske und im Kontextmenü dann auswählen: “Kanal duplizieren” kann der Kanal (die Maske) permanent gespeichert werden

xyz

 

 

Luminanzmasken I: Photoshop

26.8.2018

  1. Das Bild laden
  2. Menü -> Fenster -> Kanäle
  3. Den Kanal, der gut ist, auf das Symbol (Rechteck mit Bogen unten links) ziehen ==> Kopie
  4. Den Kanal aufhellen
    Tonwertkorrektur: menü Bild -> Korrekturen -> Tonwert
    Schattenbereiche aufhellen
    OK
  5. Kanal invertieren: Strg-I
  6. Auswahl: Strg-Klick auf kanal auf die Miniaturen
    Ebenen RGB
    Reiter “Ebenen”
  7. Erstellen Gradationskurve
    Menü Fenster -> Korrekturen (die Auswahl wird automatisch als Maske hinzugefügt)

Luminanzmasken II

Aus: http://www.kitea.de

Auswahl -> Farbbereich -> Lichter 40%

( Kanäle, Maskensymbol)

Werkzeuigleiste  — Symbolleiste
— rechte Maustaste

Auswahl: Farbe, Luminanz, Lasso,….

Auswahl  —–> (erzeugt)  —>  Maske

Maske   —-> erstellt —-> Auswahl

Astronomie: Praxistips für den Einsteiger

Was braucht ein Amateur?

Wissen über das Sonnensystem:

Planetenlehrpfad Handeloh: Sonne, Merkur, Venus, Erde, Mars, Asteroidengürtel, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun, Kuipergürtel

Wahl des Beobachtungsorts

Teleskope /Optiken

  • Bloßes Auge
  • Feldstecher (Fernglas)
  • Refraktor
  • Reflektor – Spiegelteleskop (Newton, Dobson, Cassegrain etc.)

 

 

Computer: VPN mit der FritzBox

Meine FritzBox kann ich als Endpunkt für ein VPN konfigurieren. (Der SpeedPort DSL-Router von der Telekom macht das nicht.)

Auf der FritzBox muss ich dafür einen User anlegen, der VPN-fähig ist:   System -> FritzBox-Benutzer -> Berechtigungen -> VPN

Weitere Beschreibung bei AVM auf: https://avm.de/service/vpn/uebersicht

2. Installieren des VPN-Clients “FRITZVPN.exe” – dies benötigt eine Konfigurationsdatei, die wie folgt zuvor erstellt wird:

3. Programm “FRITZ_Box-Fernzugang_einrichten.exe”

VPN zur FritzBox mit der Software ShrewSoft

Mit dem kostenlosen VPN-Client von ShrewSoft geht es so: https://avm.de/service/vpn/tipps-tricks/vpn-verbindung-zur-fritzbox-mit-shrew-soft-vpn-client-einrichten/

Beispielwerte dieser Anleitung

Mit dieser Anleitung verbinden Sie einen Computer mit Shrew Soft VPN Client 2.2.2 mit der FRITZ!Box. Ersetzen Sie die hier genannten Beispielwerte beim Einrichten der Verbindung durch die von Ihnen tatsächlich verwendeten Werte.

  • MyFRITZ!-Domainname der FRITZ!Box:
    pi80ewgfi72d2os42.myfritz.net
  • Benutzername des FRITZ!Box-Benutzers:
    Max Mustermann
  • Kennwort des FRITZ!Box-Benutzers:
    geheim
  • Shared Secret des FRITZ!Box-Benutzers:
    Zj7hPCouK65IrPU4

MyFritz

Um MyFRitz nutzen zu können, muß man zunächst einmal ein Benutzerkonto anlegen.

Internet -> MyFritz-Konto -> Neues MyFritz-Konto erstellen