Astronomie

Astro-Notizen

Physik: Entartetes Gas (Fermi)

dkracht

Gehört zu: Weisser Zwerg
Siehe auch: Thermodynamik, Quantentheorie

Was ist ein entartetes Gas und wie verhält es sich?

Der Begriff “entartetes Gas” tritt beispielsweise bei Weissen Zwergen auf.

Weisse Zwerge sind Sterne in der Endphase ihrere Entwicklung wo die Kernfusion aufgehört hat. Ohne Kernfusion im Inneren steht dem Gravitationsdruck ja nichts mehr entgegen und der Stern müsste komplett kollabieren. Das passiert aber nicht, weil sich im Sterninneren doch ein Gegendruck bildet, der sogenannte Fermi-Druck des entarteten Elektronengases.

Wie reagiert ein solches Fermi-Gas auf Temperaturerhöhungen?

Was meint man mit dem Begriff “Entartetes Gas”?

Die hier gemeinte “Entartung” basiert auf dem Pauli-Prinzip der Quantenmechanik, welches generell für Fermionen gilt.

Fermionen sind u.a. Elektronen, Quarks, Neutronen, Protonen,…

Generell teilt man die Elementarteilchen in Fermionen und Bosonen ein. Für Ferminonen gilt in der Quantentheorie die Fermi-Dirac-Statistik und das Pauli-Prinzip.

Entartetes Elektronen-Gas

Für Elektronen gilt in der Quantenphysik das sog. Pauli-Prinzip. Das besagt, dass je zwei Elektronen in einem Atom nicht in allen Quantenzahlen übereinstimmen können.

Wenn die Dichte im Inneren eines Weissen Zwergs durch Gravitationsdruck ansteigt, kommen sich die Elektronen immer näher und aus dem Pauli-Prinzip folgt dann, dass sich je zwei Elektronen nicht auf dem gleichen Energie-Niveau befinden können; sie müssen also immer höhere Energie-Niveaus besetzten, weil die unteren bereits besetzt sind.

Das so entartete Elektronen-Gas übt einen Druck aus der Fermi-Druck oder auch Entartungsdruck genannt wird.

Entartungsdruck in Weissen Zwergen

Der Fermi-Druck (Entartungsdruck) im Inneren eines weissen Zwergs wirkt also dem Graviationsdruck entgegen und verhindert einen Kollaps. Im Allgemeinen stellt sich ein stabiles Gleichgewicht ein und der Weisse Zwerg kann sehr lange leben…

Ist der nach aussen gerichtete Fermi-Druck stärker als der nach innen gerichtete Gravitationsdruck, kommt es zu einer Explosion des Weissen Zwergs; d.h. einer Supernova.

Ist der nach innen gerichtete Gravitationsdruck stärker als der nach aussen gerichtete Fermi-Druck, kollabiert der Weise Zwerg zu einem Neutronenstern. Der Gravitationsdruck ist dann größer als der Fermi-Druck, wenn die Masse des Weissen Zwergs die Chandrasekhar-Grenze übersteigt. Es kann aber auch sein, dass bei der Kontraktion durch die erhöhten Temperaturen eine neue Kernfusion beginnt und so eine Supernova vom Typ Ia entsteht.

 

 

 

Astronomie: Weißer Zwerg

dkracht

Gehört zu: Astronomie
Siehe auch: Sternentwicklung, Kosmologie, Kernfusion, Fermi-Druck

Was ist ein Weißer Zwerg?

Weiße Zwerge (engl. white dwarfs, WD) sind kompakte Objekte, die sich am Ende der Entwicklung von Sternen mit etwa einer Sonnenmasse bilden.

Die Entwicklung solcher Sterne läuft in etwa in folgenden Schritten ab, wobei die Kernfusion unterschiedliche Materialien “verbrennt”:

  1. “Wasserstoff-Brennen”: Wasserstoff im “Kern” fusioniert zu Helium (der Stern ist ein Hauptreihenstern – wie unsere Sonne heute). Im Kern sammelt sich das Helium an, was aber noch keine weitere Fusionsreaktion zeigt. Wasserstoff fusioniert weiter zu Helium, aber nun in einer Schale um den Helium-Kern herum.
  2. “Helium-Brennen”: Wenn Druck und Temperatur im Helium-Kern groß genug geworden sind, fusioniert das Helium zu Kohlenstoff und ggf. Sauerstoff (der Stern wird zu einem Roten Riesen)
  3. “Kohlenstoff-Brennen”: Kohlenstoff fusioniert über mehrere Stufen ggf. zur Endstufe Eisen

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

Wenn also im Inneren des Sterns keine Kernfusion mehr stattfindet, überwiegt zunächst der Gravitationsdruck, und der Stern kontrahiert bis es schießlich durch den inneren Druck eines entarteten Elektronen-Gases (Fermi) zu einem Gleichgewicht kommt. Das ist dann ein sog. Weisser Zwerg. Wenn der Stern zu massereich ist, ist der Gravitationsdruck so groß, dass es zu keinem Gleichgewicht mit dem erarteten Elektronen-Gas kommt und so der Stern weiter kollabiert. Diese kritische Massengrenze ist die berühmte Chandrasekhar-Grenze.

Die Chandrasekhar-Grenze ist die theoretische Masse eines Sterns; wobei unterhalb der Chandrasekhar-Grenze ein Weisser Zwerg entsteht und oberhalb der Chandrasekhar-Grenze der Gavitationsdruck zu stark ist und der Stern weiter kollabiert zu einem Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch. Die diese Genzmasse wurde 1930 vom indisch-amerikanischen Astrophysiker und Nobelpreisträger Subrahmanyan Chandrasekhar hergeleitet.

Bei einem Kohlenstoff-Stern liegt die Chandrasekhar-Grenze bei 1,47 Sonnenmassen.

So ein Weisser Zwerg, gibt nur noch langsam seine vorhandene Wärmeenegie ab.

Da so ein Weisser Zwerg seinen ganzen Wasserstoff und auch alles Helium durch Kernfusion verbraucht hat, sind auch im seinem Spektrum keine Wasserstoff- und keine Helium-Linien zu sehen.

 

 

Kohlenstoffdioxid in der Erdatmosphäre

dkracht

Gehört zu: Die Erde
Siehe auch: Atmosphäre, Kohlenstoff

Kohlenstoffdioxid in der Erdatmosphäre

Folgende Fragen gehen mir durch den Kopf:

  • Wieviel CO2 haben wir insgesamt in der Erdatmosphäre?
  • Welche Auswirkungen hat CO2 in der Erdatmosphäre?
  • Wo kommt das CO2 her?
  • u.v.a.m.

Wieviel CO2 ist in der Erdatmosphäre?

Als erster hat Charles David Keeling den CO2-Gehalt der Luft gemessen; es waren damals (1958)  313 ppm. Heute (2021) werden 418 ppm gemessen.
Quelle: Florian Freistetter: Sternengeschichten Folge 452:

Die Wikipedia schriebt: Kohlenstoffdioxid (CO2) ist als Spurengas mit einem Volumenanteil von etwa 0,04 % (etwa 400 ppm) in der Erdatmosphäre enthalten. Der Massenanteil beträgt etwa 0,06 %.
Quelle: https://de.wikipedia.org/wiki/Kohlenstoffdioxid_in_der_Erdatmosph%C3%A4re

Die Masse des in der Erdatmosphäre befindlichen CO2 wird auf ca. 3000 Gigatonnen geschätzt (2008, NASA).

Welche Auswirkungen hat CO2 in der Erdatmosphäre?

CO2 ist ein sog. Treibhausgas; d.h. sichbares Licht (von der Sonne) wird durch gelassen, langwelligere Strahlung (Wärmestrahlung, Infrarot) wird nicht durchgelasen (absorbiert).

So bewirkt das CO2 in unserer Atmosphäre eine sog. Treibhauseffekt. Das ist der “natürliche” Treibhauseffekt.
Ohne diesen natürlichen Treibhaus effekt wäre die mittlere Temperatur auf der Erde -18° Celsius (Quelle: Florian Freistetter: Sternengeschichten Folge 451).

Wo kommt das CO2 her?

Es gibt Quellen, Senken und Speicher…

Durch das Verbrennen fossiler Stoffe wird CO2 freigesetzt (Quelle). Man nahm zunächst an, dass dieses zusätzliche CO2 vom Wasser der Ozeane vollständig aufgenommen wird (Senke, Speicher). Messungen der Kohlenstoff-Isotope (C14-Anteil) haben jedoch ergeben, dass in der Erdatmosphäre der relative Anteil von C14 sinkt, was man darauf zurückführt, dass im CO2 aus fossilen Stoffen kein C14 mehr enthalten ist (Radioaktiver Zerfall mit einer Halbwertszeit von 5730 Jahren).

Astronomie: Teleskopsteuerung der HEQ5 ohne Handbox mit EQdirect

dkracht

Gehört zu: Teleskopsteuerung
Siehe auch: Teleskopsteuerung über ASCOM
Benutzt: Fotos von Flickr

Telekopsteuerung mit EQdirect (ohne Handbox)

Als direkte Verbindung von Montierung zum Computer kommt ein (spezielles) Kabel oder auch eine drahtlose Verbindung (WLAN, Bluetooth) infrage. Als solche “Direkt-Verbindung” ist beispielsweise das Produkt “EQdirect” von der Firma PegasusAstro bekannt.

Um meine Montierung Skywatcher HEQ5 Pro direkt (also ohne Handbox) mit einem USB-Anschluss meines Computer zu verbinden, benutze ich ein Kabel “EQdirect”  der Firma PegasusAstro, das ich am 10.12. 2019 bei astroshop.de erworben hatte.

Abbildung 1: Kabel EQdirect (Flickr: EQDir_20200921.jpg)

EQDir_20200921
Das Kabel kommt von der Firma Pegasus Astro und heisst dort “EqDirect”.
Kaufen konnte ich das Teil am 10.12.2019 bei astroshop.de für Euro 36,– plus Versand.
Der Westernstecker (RJ45) kommt in die Montierung anstelle der Handbox (es gibt auch einen Adapter RJ24 auf DB9 z.B. für die HEQ6).
Der USB-Stecker kommt in den Computer und ist wohl deswegen ein wenig dicker, weil ein Adapter seriell-auf-USB darin versteckt ist. Auf dem Windows-Computer (Laptop, Tablet) wird dann eine COM-Schnittstelle simuliert. Dazu wird ein Windows-Treiber FTDI benötigt, der entweder automatisch von Windows nachinstalliert wird oder den man per Hand von der Web-Seite https://ftdichip.com/drivers/ bekommt. Damit wird eine virtuelle COM-Schnittstelle realisiert.
Diese Treiber habe ich (August 2021) auch auf meinem Windows-Tablet ComputerFlachmann installiert.
Die virtuelle COM-Schnitstelle wird dan wie “normal” mit dem EQMOD ASCOM-Treiber verbunden.

Astronomie: Tri Narrowband Filter

dkracht

Gehört zu: Astrofotografie
Siehe auch: Filter, Gewinde, Lichtverschmutzung
Benutzt: Fotos von Flickr

Tri Narrowband Filter

Da ich mit meinem astronomischen Gerät in der Hamburger Innenstadt stehe (Eimsbüttel) , möchte ich auch einfach von dort aus erproben, welche Himmelsobjekte ich mit meinen Gerätschaften fotografieren kann. Um der Lichtverschmutzung ein Schnippchen zu schlagen, hatte ich Narrowband-Filter erwogen. Speziell H-Alpha hatte ich in Erwägung gezogen.

Ganz neu bin ich gerade auf die sog. Dual-Narrowband-Filter gestossen, die speziell für Farbkameras (OSC) geeignet sein sollen. Also auch für meine ASI294MC Pro.

Am 08.06.2019 habe ich einen 2 Zoll Filter Omega Optical NBP DGM Skyglow gekauft  (s.u.)  (NBP=Narrowbandpass für Nebel aus dem lichtverschmutzten Hamburg)

Youtube Astrobackyard: Using Narrowband Filters with a Color Camera (Results)

Bestellung

Heute bestellt (8.6.2019): Tri-Narrowband: Der Omega Optical NPB DGM Skyglow Filter

Fassung

Mit 2 Zoll Fassung und Gewinde.
Dies ist ein klassiches “Filtergewinde” M48*0,75. und passt bestens in meinen “Optical Train” vorne auf den SKFlat-Stutzen des Flatteners.

Transmission

Der Filter blockiert alle Wellenlängen bis auf:

  • O III:   bei 496,9 nm und 500,4 nm
  • H beta:  bei 486 nm
  • H alpha:  bei 656,3 nm

Der gemeinsame Bandpass für O III und H beta soll eine Breite von 24 nm (FWHM) haben, sagt man.

Dieser Filter wird auch bei Farbkameras (OSC) eingesetzt. Aus dem Farbbild kann man mit geeigneter Software (z.B. Astro Pixel Processor) die Schmalband-Bilder (H alpha und OIII) wieder separieren und daraus ein Bicolor-Bild machen. Damit ist er ein Klasse Nebelfilter, der aus lichtverschmutzen Gegenden sehr hilfreich sein sollte.

Vom Hersteller stammt folgende Transmissionskurve:

Abbildung 1: Transmissionskurve NPB DGM (Omega) Skyglow 95% Transmission (Flickr: Filter-NPB-Improved.jpg)

Filter-NPB-Improved.jpg

NPB DGM (Omega) Skyglow 95% Transmission

Beobachtungsobjekte

Tabelle 1:  Interessante Nebel-Objekte für diesen Filter sind u.a.:

Objekt Name Sternbild Größe Art Bemerkungen
M8 Lagoon Sgr 90′ x 35′ Emission & Reflektion
M16 / IC 4703 Adler-Nebel Ser 35′ Emission & OC Pillars of Creation
M17 Omega-Nebel Sgr 15′ Emission
M42 Orionnebel Ori 60′ Emission
M57 Ringnebel in der Leier Lyr 2′ PN
M27 Hantelnebel /Dumbbell Vulpecula 8′ x 5,7′ PN
IC 410 “Kaulquappen”-Nebel Aur 40′ Emission & OC HII und OIII
IC 434 Horsehead Ori 10′ x 60′ Emission
IC 1396 Elefantenrüssel Cep 170′ x 140′ Emission & OC
IC 1848 Seelennebel Cas 60′ x 30′ Emission
IC 1805 Herznebel Cas 150′ x 150′ Emission
IC 2944 Running Chicken Cen 75′ Emission
IC 5067-70 Pelikan-Nebel Cyg 60′ x 50′ Emission
NGC 281 Pacman-Nebel Cas 35′ x 30′ Emission
NGC 896 Herz-Nebel Cas 6′ x 4,5′ Emission heller Teil des Herznebels
NGC 1360 “Rotkehlchenei” For 6,5′ PN
NGC 2237-9 Rosetten-Nebel Mon 80′ x 60′ Emission
NGC 3372 Eta Carinae Car 120′ Emission
NGC 6334 Katzenpfoten-Nebel Sco 35′ x 20′ Emission
NGC 6781 Schnellball-Nebel Aql 1,8′ x 1,9′ PN
NGC 6888 Crecent Cyg 18′ x 13′ Emission
NGC 7000 Nordamerika Cyg 120′ x 100′ Diffuser Gasnebel HII
NGC 7293 Helix-Nebel Aqr 16′ x 28′ PN Good’s Eye
NGC 7822 Diffuser Nebel Cep 100′ Emission HII-Region
Sh 2-112 Diffuser Nebel Cyg 9′ x 7′ HII-Region

 

Physik: Hohmann-Transfer-Orbit

dkracht

Gehört zu: Himmelsmechanik, Raumfahrt
Siehe auch: Lagrange-Punkte, Swing-by Manöver
Benutzt: Grafik aus Wikipedia

Hohmann-Transfer-Bahn

Der Hohmann-Transfer ist ein energetisch günstiger Übergang zwischen zwei Bahnen um einen dominierenden Himmelskörper. Die Transfer-Ellipse verläuft sowohl zur Ausgangsbahn als auch zur Zielbahn tangential; dort ist jeweils ein Kraftstoß nötig, um die Geschwindigkeit anzupassen. Nach: Walter Hohmann (1880-1945)

Abbildung 1: Hohmann-Transfer-Bahn (Wikipedia: Hohmann_transfer_orbit.svg)

Wikipedia: Diese Datei ist unter der Creative-Commons-Lizenz „Namensnennung – Weitergabe unter gleichen Bedingungen 2.5 generisch“ (US-amerikanisch) lizenziert.

Astrofotografie: Nachführung mit der Montierung (Tracking)

dkracht

Gehört zu: Astrofotografie
Siehe auch: Nachführung, Montierungen
Benutzt: Fotos von Flickr

Nachführung mit der Montierung (Tracking)

Die parallaktische Montierung mit ihren Motoren soll eine gute Nachführung bewirken, deswegen habe ich viel Geld dafür ausgegeben (Für mich ist meine Montierung Skywatcher HEQ5 Pro durchaus teuer).

Wenn wir Astrofotos machen, werden wir mehrere Einzelfotos zu einem Summenbild “stacken”.  Dabei sollte die Gesamtbelichtungszeit wohl schön lang sein (2 Stunden und mehr), aber die Einzelbelichtungszeit wird ja begrenzt durch:

  1. Nachführgenauigkeit der Montierung (Tracking)
  2. Himmelshelligkeit

Wir wollen also zuerst einmal praktisch herausfinden, wie gut dieses sog. Tracking durch die Montierung eigentlich ist.

Ist das Tracking der Montierung gut genug?

Dazu stelle ich meine Montierung HEQ5 Pro auf meiner Terrasse in Eimsbüttel schön waagerecht auf und mache mit SharpCap ein gutes Polar Alignment. SharpCap zeigt mir schließlich eine Genauigkeit von 2 Bogenminuten an.

Dann gehe ich mit meinem Teleskop Orion ED80/600 und der Kamera ASI294MC Pro auf einen Himmelsbereich möglichst nahe zum Himmelsäquator. In meinem begrenzen Himmelsausschnitt kommt dafür der Stern Albireo (Beta Cyg) infrage.

Nach einem guten Fokussieren und Platesolving in der Software APT gelingt Sync und Goto mit der Software Cartes du Ciel und der gewünschte Himmelsausschnitt ist erreicht.

Nun mache ich eine Belichtungsreihe 60s, 120s, 240s, 480s,… von diesem Sternenfeld nur mit eingeschaltetem “Siderial Tracking” durch die Montierung HEQ5 Pro, um zu sehen, ab welcher Belichtungszeit die Sterne nicht mehr punktförmig (bzw. kreisförmig) werden, weil das Tracking der Montierung die Erdrotation nicht genaugenug kompensiert.

Als Ergebnis sei hier die Aufnahme mit 240s (=4 Minuten) Belichtungszeit gezeigt, wo ich keinerlei Nachführfehler feststellen kann.

Abbildung 1: Testfoto mit 240s Belichtungszeit (Flickr: DK_20210530_Tracking.jpg)

DK_20210530_Tracking

Das Bild mit 480s Belichtungszeit wurde dann doch zu hell.

Schlussfolgerung: Die Nachführung durch meine Montierung HEQ5 Pro mit meinem Equipment (ED80/600 & ASI492MC Pro) ist vollkommen ausreichend. Ein Autoguiding (z.B. mit PHD2 Guiding) ist nicht erforderlich.

Ungenauigkeit im Tracking durch Schneckenfehler

Der Antrieb der Achsen meiner Montierung HEQ5 Pro erfolgt über Schrittmotoren mit einem Getriebe wobei zuletzt eine Schneckenwelle (worm) die Drehung auf ein auf der Achse befindliches Zahnrad überträgt. Durch kleinste Fehler in der Schnecke können Fehler in der Nachführung auftreten, die sich periodisch mit dem Zyklus des Schneckenrades wiederholen. Bei 135 Zähnen wäre die Scheckenperiode: 86164/135 = 638 Sekunden bei meiner HEQ5 Pro.

Zur Berücksichtigung eines eventuellen Schneckenfehlers (Periodic Error = PE) gehen wir in folgenden Schritten vor:

  1. Messen PE; also Abweichung des Trackings gegen den echten Himmel
  2. Analysieren der PE; also der Abweichungen
  3. Gegenmaßnahmen planen; d.h. PEC-Kurve erzeugen
  4. Gegenmaßnahme bei der Montierung einbauen; d.h. PEC-Kurve laden

Messung des Schneckenfehlers

Dazu müssen wir den Schneckenfehler messen, also die Abweichungen zwischen mototischer Drehung per Montierung und tatsächlicher Drehung des Sternenhimmels messen und ein einer Datei festhalten. Solche Meßwerte bekommt man z.B. durch die Log-Dateien von Guiding-Programmen, wie PHD2 Guiding.

Das Programm PECPrep aus dem EQMOD Project (http://eq-mod.sourceforge.net/ppindex.html) kann Dateien mit den Messwerten von verschiedenen Programmen einlesen; z.B. Log-Dateien von PHD2 Guiding. Zur Auswertung wir der genaue Pixel-Maßstab der benötigt, also: Brennweite (GuideScope 180mm), Pixelgröße (GuideCam 3,87μ)  und die Deklination des Himmelsobjekts. Dann kann PECPrep die Daten als Kurve darstellen und auswerten.

Damit ist sogar eine Fouriertransformation zur Bestimmung der verschiedenen Fehlerperioden möglich. Man findet eine ganze Anzahl von Anleitungen dazu.

Verbesserung des Trackings durch Periodic Error Correction

Eine kleine Ungeauigkeit im Tracking könnte sich durch einen Schneckenfehler (Periodic Error) bei der Monierung HEQ5 Pro einschleichen…

Viele Montierungen unterstützen dafür die sog. “Periodic Error Correction” (“PEC”) um Schneckenfehler auszugleichen. Auch meine Montierung HEQ5 Pro kann das per Handbox aber auch Hilfe von EQMOD.

Dazu mass man im ersten Schritt den Schneckenfehler, möglichst über mehrere Schneckenperioden messen und in einer Datei abspeichern (das nennt man “PEC Training“). Dann kan man im zweiten Schritt diese Datei zwecks Korrektur in EQMOD laden…

Verbesserung des Trackings durch Autoguiding

Hierzu habe ich einen separaten Artikel “Autoguiding” geschrieben.

 

 

Astronomie: Hintergrundlimitiert

dkracht

Gehört zu: Astrofotografie
Siehe auch: Belichtungszeiten, ASI294MC Pro, Tracking
Benutzt: WordPress Latex-Plugin

Astrofotografie: Hintergrundlimitiert

Wie ist der Begriff “hintergrundlimitiert” definiert?

Von “hintergrundlimitiert” spricht man, wenn der Bildhintergrund so hell ist, dass das Kamerarauschen (Ausleserauschen, Dunkelstromrauschen) im Vergleich zum Photonenrauschen des Himmelshintergrundes vernachlässigbar klein wird.

Es gibt keine verbindliche Definition dafür, ab welcher Zahl das Kamerarauschen gegenüber dem Photonenrauschen des Hintergrunds vernachlässigbar klein wird, aber Mischa Schirmer hat einmal in einem Forum als denkbare Definition genannt, dass das Photonenrauschen des Hintergrunds mindestens drei mal größer sein muss als das Kamerarauschen.

Quelle: https://www.astronomicum.de/forum/35/275

Youtube Video von Daniel Nimmervoll: https://www.youtube.com/watch?v=rdCETOYvGds

Was ist der Nutzen, wenn ich hintergrundlimitierte Fotos mache?

Die generelle Gleichung

\( TotalNoise = \sqrt{TargetNoise^2 + ReadNoise^2 + DarkNoise^2 + SkyNoise^2} \)

reduziert sich auf:

\( TotalNoise = \sqrt{TargetNoise^2 + SkyNoise^2} \)

Wenn ich also meine Einzelfotos schon hintergrundlimitiert habe, kann ich durch Verlängerung der Einzelbelichtungszeit keine Verbesserung des SNR im Summenbild mehr erreichen (bei gleicher Gesamtbelichtungszeit).

Wann ist mein Astrofoto hintergrundlimitiert?

Ob ein Foto hintergrundlimitiert ist, kann man am Histogramm alleine nicht ablesen, weil man dem Histogramm nicht ansieht, wie hoch das Rauschen ist und schon gar nicht, wie hoch der Anteil des Kamerarauschens am Gesamtrauschen ist. Es ist aber sicher ein gutes Zeichen, wenn der Histogrammberg deutlich vom linken Bildrand losgelöst ist.

Messung des Kamerarauschens (Dunkelstromrauschen + …)

Wir machen ca. 20 Dark-Frames und daraus ein Master-Dark. Im Master-Dark ist das Dark-Noise (quasi) verschwunden und nur noch das Dark-Signal vorhanden. Wir merken uns natürlich die Sensor-Temperatur, die Belichtungszeit und das Gain (ISO) dieser Darks.

  • So ein Master-Dark können wir mit der Softwre Fitswork leicht erstellen: Fitswork-Menüleiste -> Datei -> Masterdark / -flat erstellen

Wir subtrahieren dann von jedem Einzel-Dark dieses Master-Dark. Das Ergebnis ist jeweils ein Dark in dem das Dark-Signal abgezogen ist und nur noch das DarkNoise übriggeblieben ist. Beispielsweise können wir das mit der Software Fitswork ganz einfach machen.

  • So eine Subtraktion machen wir z.B. mit der Software Fitswork: Fitswork BIlder öffnen dann Menüleiste -> Bilder kombinieren -> Subtrahieren
  • Das Einzel-Dark muß dabei das selektierte Foto sein, das Master-Dark muss im Hintergrund liegen.
  • Als Ergebnis erhalten wir ein Bild, in dem nur noch das Kamerarauschen enthalten ist, weil wir das Dunkelstrom-Signal abgezogen haben
  • Von so einem “nur Noise”-Bild bestimmen wir die Standardabweichung.  Auch das können wir beispielsweise mit der Software Fitswork ganz einfach machen.
  • Evtl. mitteln wir den Wert der Standardabweichung über mehrere dieser Einzel-Darks.
  • Dieser Wert der Standardabweichung ist ein Maßzahl für das Dunkestromrauschen (gemessen in ADU). Genaugenommen ist natürlich auch ein gewisser Teil Ausleserauschen darin, also sagen wir mal dieser Wert ist eine Maßzahl für das Kamerarauschen.
  • In meinem Beispiel (240 s, Gain 121, 18° C) erhalte ich als Wert des Kamerarauschens 32 ADU

Messung des Himmelshintergrunds

Wir bezeichnen ein Foto als “hintergrundlimitiert”, wenn das Rauschen des Himmelshintergrunds mindestens dreimal so groß ist, wir das Kamerarauschen (Dunkelstromrauschen + Ausleserauschen).

Wir müssen also nun den Himmelshintergrund im zur Frage stehenden Einzelfoto (Light-Frame) messen. Wenn wir das einfach so im original Light-Frame machen würden, hätten wir zusätzlich zum Himmelshintergrund ja noch das Dunkelstrom-Signal und das Dunkelstrom-Rauschen darin. Das Dunkelstrom-Signal können wir abziehen, das Dunkelstrom-Rauschen nicht. Also subtrahieren wir von dem Light-Frame unser Masterdark.
Also in der Software Fitswork:

  • Menüleiste Datei -> Open -> das Master-Dark
  • Menüleiste Datei -> Open -> ein Light-Frame
  • Menüleiste Bilder kombinieren -> subtrahieren

Wenn wir nun im so bereinigten Light-Frame einen kleinen Bereich, wo nur Hintergrund ist, messen (z.B. wieder mit Fitswork), so erhalten wir den Wert des Hintergrund-Signals als “Average” und den Wert von Hintergrund-Rauschen plus  Dunkelstriom-Rauschen als “Standardabweichung” (gemessen jeweils in ADU). Wir haben also den korrekten Signal-Wert, aber (noch) nicht den korrekten Rausch-Wert. Um den “richtigen” Rauschwert des Hintergrunds zu bekommen, können wir die Tatsache benutzen, dass  das Hintergrund-Signal einer Poisson-Verteilung genügt. Also:

\( Standardabweichung = \sqrt{Mittelwert}  \)

Deshalb können wir auch sagen, das die Wurzel aus dem Signal (Average) im Hintergrund des bereinigten Light-Frames muss mindesten 3 mal so hoch sein, wie das oben gemessene Kamerarauschen (Dunkelstromrauschen+…).

Bei meinem Beispiel (Light-Frame mit 60 s, Gain 121, 18 C)  komme ich auf ein Hintergrund-Signal von 12000 ADU, was einem Hintergrund-Rauschen von 109,5 ADU entspricht (Wurzel aus 12000), was gerade etwas über unserer Grenze von dreimal Kamera-Rauschen (3 x 32 ADU = 96 ADU) liegt. Das 60s Foto ist also bei mir hintergrundlimitiert.

Maßeinheiten: ADU, Elektronen, Photonen

Mit Fitswork können wir unmittelbar in Einheiten von ADUs pro Pixel über die Belichtungszeit arbeiten. Wenn wir eine Elektronenrate haben wollen, müssen wir das Unity Gain der Kamera kennen. Bei Unity Gain wäre ein ADU gleich einem Elektron.

Wenn man von der Anzahl Elektronen zurück auf die Anzahl Photonen schließen will, benötigt man die sog. Quanteneffizienz “QE” des Sensors…

Wenn die Software die echten ADU-Werte (z.B. 14 Bit) hochgechnet auf z.B. 16 Bit, muß man dass ggf. auch noch korrigieren…

Lessons learned

Nachdem die Genauigkeit meines Trackings mit der HEQ5 Pro auch ohne Autoguiding ausreichend ist, wäre nur noch die minimale Belichtungszeit für meine Einzelfotos (bei der “Hintergrundlimitierung” eintritt)  genauer zu bestimmen. In der nächsten sternklaren Nacht werde ich Aufnahmen probieren mit Belichtungszeiten: 10s, 20s, 30s, 60s bei Gain 121 und Kühlung auf -10 Grad und dazu passende Darks machen.

Astrofotografie: Bodes Galaxy

dkracht

Gehört zu: Welche Objekte?
Siehe auch: Galaxien, Deep Sky Objekte, Belichtungszeit
Benutzt: Fotos aus Flickr

Bodes Galaxy M81

M81, genannt “Bodes Galaxie”, im Sternbild Ursa Major ist neben M31 das klassische DSO “Anfängerobjekt” für uns im Norden.

Generelle Vorbereitungen für das Fotografieren von M81

Der Standort für die Beobachtung soll Handeloh in der Nordheide sein.

Wann ist der günstigste Zeitpunkt; d.h. wann steht M81 in Handeloh schön hoch am Himmel ohne störenden Mond?

  • M81 ist zirkumpolar und steht abends im April oberhalb von Polaris (h>70°)

Welche Ausrüstung soll eingesetzt werden?

Mit welchen Einstellungen sollen die Fotos geschossen werden?

  • Filter: Tri-Narrowband-Filter (weil er im Telskop bereitsmontiert war)
  • Geplante Belichtungszeit: 60 x 120 Sekunden bei Gain 300
  • Probefotos ergaben, dass bei dieser Belichtung das Histogramm (Abb. 1) der Einzelfotos “gut” aussah; d.h. deutlich vom linken Rand abgesetzt und vom rechten Rand noch sehr weit entfernt
  • Aufnahmeformat: Raw d.h. CR2
  • Auto Guiding mit PHD2 Guiding

Abbildung 1: Histogramm eines Einzelbildes

Histogramm-01

Post Processing mit

Das Foto am 21.04.2020

Im Frühjahr 2020 war ich mit meinen astrofotografischen Übungen dann so weit und konnte in folgende Aufnahme gewinnen:

Abbildung 2: M81 Bodes Galaxie (Flickr: DK_20200421_M81-RGB-Final-2_beschriftet.jpg)

DK_20200421_M81-RGB-Final-2

 

 

Astronomie: Gesellschaft für volkstümliche Astronomie e.V. – GvA

dkracht

Gehört zu: Astronomie
Siehe auch: Lichtverschmutzung, Beobachtungsplätze

Der Hamburger Astroklub: GvA

Hilfe beim Wiedereinstieg in die Astronomie bekam ich auch von der GvA, der Gesellschft für volkstümliche Astronomie in Hamburg.

Die GvA veranstaltet Workshops im Kirchenzentrum Feste Burg, in Neuallermöhe und zwar:

  • Sonnen-Workshop
  • Anfänger-Workshop
  • Video-Webcam-Workshop
  • GvA Treff

Ausserdem gibt es einmal im Monat einen “Hauptvortrag” im kleinen Hörsaal

Es gibt eine sog. “ASW” (Aussensternwarte) in Handloh, südlich von Hamburg.
Dort steht ein Container mit Rolldach, der eine Montierung, Teleskope und Computer beherbergt.
Vereinsmitglieder können dort größere astronomische Geräte benutzen bzw. auch mit eigenen Geräten der Hamburgder Lichtverschmutzung entkommen.
Ausserhalb des Containers können Stromanschlüsse für selbstmitgebrachte Teleskope benutzt werden.

Um der Lichtverschmutzung in Hamburg zu entkommen, gibt es eine sog. “ASW” (Aussensternwarte) in Handloh, südlich von Hamburg.
Dort steht ein Container mit Rolldach, der eine Montierung, Teleskope und Computer beherbergt.
Ausserhalb des Containers können Stromanschlüsse für selbstmitgebrachte Teleskope benutzt werden.

Um der Lichtverschmutzung in Hamburg zu entkommen, gibt es eine sog. “ASW” (Aussensternwarte) in Handloh, südlich von Hamburg.
Dort steht ein Container mit Rolldach, der eine Montierung, Teleskope und Computer beherbergt.
Ausserhalb des Containers können Stromanschlüsse für selbstmitgebrachte Teleskope benutzt werden.