Astronomie: Kosmologie

Kosmische Hintergrundstrahlung

Am 15.5.2018 nahm ich an einem Gesprächskreis über die “CMB” (Cosmic Microwave Background radiation)  teil.

Themen waren u.a.:

  • Wie kommt es, dass die kosmische Hintergrundstrahlung (CMB) heute bei uns aus allen Richtungen gleichmäßig (“isotrop”) ankommt?
  • Kann die Fluchtgeschwindigkeit von Galaxien bzw. die Expansionsgeschwindigket des Raumes schneller als die Lichtgeschwindigkeit sein?
  • Woher kommt die Rotverschiebung der Galaxien?

Stichwörter

Da fielen eine Reihe von Stichwörtern, die mir nicht so geläufig waren:

  • Minkowski-Raum d.h. ohne Gravitation  –> Minkowski-Diagramm
  • Friedmann Gleichung
  • Robertson-Walker Metrik
  • Roger Penrose “CCC”
  • Steinhardt Princeton

Entfernungen im Universum

In der Kosmologie hat man zwei verschiedene Maße für Entfernungen im Universum ( Davis & Lineweaver 2004):

Proper Distance: Entfernung eines Objekts zu einem bestimmten Zeitpunkt. Wegen der Expansion des Universums ändert sich die “Proper Distance” mit der Zeit.

Comoving Distance: Entfernung eines Objekts, die sich mit der Zeit nicht ändert – also die Expansion des Universums “herausgerechnet”. Die “Comoving Distance” wird definiert als identisch der “Proper Distance” zum jetzigen Zeitpunkt. Man spricht auch vom sog. Skalenfaktor a(t), der sich im Laufe der Zeit ändert. Zur Zeit t=heute ist a(heute)=1.

Rotverschiebung

In den Spektren von vielen Galaxien kann man eine Verschiebung der Linien zum Roten hin beobachten.

Als Rotverschiebung z definiert man den Quotienten der Differenz zwischen der Wellenlänge im Beobachtersystem (obs) und derjenigen im Emittersystem (em):

\(\displaystyle z = \frac {\lambda_{obs} – \lambda_{em}}{\lambda_{em}} \)

Edwin Hubble interpretierte die Rotverschiebung z als Dopplereffekt hervorgerufen durch eine Fluchtgeschwindigkeit v der Galaxien.

\(\displaystyle z = \frac{v}{c} \)

Edwin Hubble konnte 1929 nachweisen, dass diese Fluchtbewegung mit der Entfernung D der Galaxien zunimmt.  Es waren zwar nur 18 Galaxien, die Hubble untersuchte, doch mit wachsender Zahl hat sich dieses Ergebnis bestätigt. Dieser Zusammenhang ging als Hubble-Effekt in die Kosmologie ein.

\(\displaystyle v = H_0 D \)

Das Hubble-Gesetz zeigt einen linearen Zusammenhang zwischen Fluchtgeschwindigkeit v und der Distanz D mit einer Proportionalitätskonstante, der Hubble-Konstanten H0. Die Linearität hat jedoch nur im nahen Universum ihre Gültigkeit, nämlich bis zu einem maximalen Abstand von gut 400 Mpc oder z kleiner als 0,1. Für weiter entfernte Objekte bricht die Linearität zusammen.

Bei größeren Geschwindigkeiten (d.h. relativ zur Lichtgeschwindigkeit) müssen zusätzlich die relativistischen Effekte berücksichtigt werden. Das erfolgt aber erst weiter unten durch in den Abschnitten “Robertson-Walker-Metrik” und die “Friedmann-Gleichung”.

Die Hubble-Konstante / Hubble-Parameter

Nach Edwin Hubble beschreibt die nach ihm benannte Hubble-Konstante, die gegenwärtige Expansionsgeschwindigkeit des Universums.

Messungen zu Beginn des 21. Jahrhunderts ergaben Werte zwischen \(68 \frac{km}{s \cdot Mpc}\) und \(74 \frac{km}{s \cdot Mpc}\) .

Messungen $$ 68 \frac{km}{s \cdot Mpc} $$ ergaben

Aus der Wikipedia https://de.wikipedia.org/wiki/Hubble-Konstante können wir entnehmen:

Unter Verwendung von Daten des Spitzer-Weltraumteleskops, basierend auf Beobachtungen im 3,6-μm-Bereich (mittleres Infrarot) zur Neukalibrierung der Cepheiden-Distanzskala, erhielten die Wissenschaftler des Carnegie Hubble Programs neue, hochgenaue Werte für die Hubble-Konstante. Dadurch konnte dieser nun um einen Faktor 3 genauer bestimmt werden. Er beträgt (74,3 ± 2,1) km/(s·Mpc). Damit hat die Hubble-Konstante nur noch eine Unsicherheit von drei Prozent (Stand 16. August 2012).

\({\displaystyle H_{0}\approx (74{,}3\pm 2{,}1)\ {\frac {\mathrm {km} }{\mathrm {s\cdot Mpc} }}} \)

Minkowski  (Raum, Diagramm, Metrik)

Hermann Minkowski war Mathematiker und lehrte an den Universitäten Bonn, Königsberg, Zürich und hatte schließlich einen Lehrstuhl in Göttingen. In Zürich war er einer der Lehrer von Albert Einstein.

Auf Minkowski geht die Idee zurück, die Welt (wie Lorenztranformation und Spezielle Relativitätstheorie) als einen nicht-euklidischen vierdimensionalen Raum zu verstehen. Wobei er mit  anschaulichen Bildern (grafischen Darstellungen) anstatt mit schwerer verständlichen Formeln arbeitete.

Zwei Begriffe kommen sofort bei “Minkowski” ins Gespräch:

  • Minkowski-Raum
  • Minkowski-Diagramm

Der Minkowski-Raum ist eine “größere Geschichte”: Ein vierdimensionaler Raum mit einer speziellen Metrik, denn in einem Raum möchte man ja Abstände zweier Punkte messen, Länge von Vektoren, Winkel und Flächen bestimmen.  Eine solche Metrik kann man beispielsweise durch ein Skalarprodukt von Vektoren definieren.
Eine einfache Definition der Metrik im Minkowski-Raum ist gegeben durch (“Linienelement”):

ds²  = c² dt² – (dx² + dy² + dz²)

Soetwas schreiben die Oberspezialisten gern als einen Tensor, auch “metrischer Tensor” genannt:  \( ds^2 = g_{\mu \nu} dx^{\mu} dx^{\nu}\) (bei einem Tensor wird “implizit” summiert.)

Ein Minkowski-Diagramm ist eine ganz einfache grafische Darstellung, nämlich ein rechtwinkliges zweidimensionales Koordinatensystem mit einer Zeitachse und einer Raumachse (also der dreidimensionale Raum auf eine Dimension vereinfacht) .
Beobachter, die sich mit konstanter Geschwindigkeit bewegen (Inertialsysteme) haben dann als sog. “Weltlinie” eine Gerade.

https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/c/c2/Minkowski_diagram_-_photon.svg/600px-Minkowski_diagram_-_photon.svg.png

Wikipedia Commons: Minkowski_diagram_-_photon.png: Wolfgangbeyer

Wenn man auf der Ordinate nicht die Zeit selbst, sondern c*t aufträgt, wird die “Weltlinie” eines Photons die 45° Gerade.

Wenn man unser Universum als Minkowski-Raum verstehen wollte, mit einer durch das Linienelement

ds²  = c² dt² – (dx² + dy² + dz²)

definierten Metrik, wäre das ein “flacher” Raum, also nicht gekrümmt (so zu sagen ohne Gravitation).

In so einem Minkowski-Raum, also mit der Minkowski-Metrik, lässt sich die Spezielle Relativitätstheorie (SRT) sehr einfach grafisch darstellen.

Expandierendes Universum

In einem expandierenden Universum kann man eine Metrik definieren durch ein Linienelement:

ds²  = c² dt² – a²(t) (dx² + dy² + dz²)

Mit a(t) als sog. Expansionsfaktor, auch “Skalenfaktor” genannt.

Robertson-Walker-Metrik

Durch die Forderung nach Isotropie erhält man aus den Einsteinschen Feldgleichungen der Allgemeinen Relativitätstheorie (ART) das Robertson-Walker-Linienelement

\( {\displaystyle \mathrm {d} s^{2}=c^{2}\mathrm {d} t^{2}-a(t)^{2}R_{\mathrm {C} }^{2}\left({\frac {\mathrm {d} x^{2}}{1-k\ x^{2}}}+x^{2}\mathrm {d} \Omega ^{2}\right)\ ,} \)

wobei der Krümmungsparameter k = + 1 , 0 , − 1 ist und \( {\displaystyle x=r/R_{\mathrm {C} }}\) .

Friedmann Gleichung

Zur sog. Friedmann-Gleichung können wir der Wikipedia (https://de.wikipedia.org/wiki/Friedmann-Gleichung) folgendes entnehmen:
\( \displaystyle \frac{\dot a}{a}=H(t) \)

und

\( \displaystyle \frac{\dot a}{a}=H_{0}(\frac{\Omega_{m0}}{a^3}+(1-\Omega_{m0}))^{\frac{1}{2}} \)

Wobei hier die sog. Hubble-Konstante H, die ja nicht wirklich konstant ist, vorkommt. In neuerer Zeit wird statt “Hubble-Konstante” auch der Begriff “Hubble-Parameter” verwendet.

 

Astronomie: Flattener / Reducer

Meine Frage

Für meinen Refraktor Orion ED 80/600 werden sog. Flattener angeboten

Lohnt sich das für meinen schönen Orion ED 80/600 – immerhin kostet das wieder 200-300 Euro?

Sinn und Zweck eines Flatteners

Die Brennebene praktisch aller Optiken ist nicht völlig eben, sondern mehr oder weniger stark gekrümmt. Bringt man nun einen Kamerachip, der ja stets völlig eben ist, in diese gekrümmte Brennebene, dann ist die Abbildung nur an bestimmten Stellen auf dem Chip optimal scharf, alle anderen Stellen befinden sich vor oder hinter dem Fokus. Dieser Fehler wird mit zunehmender Chipfläche ansteigen.

Aufgabe eines Flatteners ist nun, diese Brennebene möglichst flach zu machen, um über die gesamte Chipfläche eine optimale Schärfe zu gewährleisten. Meist (aber nicht immer) reduzieren solche Flattener auch die Brennweite des Teleskops (sog. Reducer).

 

Astronomie: Star Adventurer Mini “SAM”

Nachführung mit dem Star Adventurer Mini “SAM”

Link: Geräteliste

Reise-Nachführungen (Star Tracker)

Für die Nachführung habe ich mir 2018 einen Star Adventurer Mini angeschafft, um auch bei weiten Flugreisen (Südafrika, Namibia) eine mobile Nachführungsmöglichkeit für meine Astro-Aufnahmen mit dem Fotoapparat (Sony NEX-5R) bzw. meiner neu erstanderen DSLR Canon EOS 600D zu haben.

Ich hatte in 2017 schon die Star Adventurer Wedge gekauft, auf die ich dann meinen vorhandenen NanoTracker installiert habe.
Nun (2018) habe ich mich entschlossen, keine solche Kompromisse mehr zu machen und auch eine Star Adventurer Nachführ-Einheit zu kaufen – Damit ist die Polausrichtung einfacher, da ein beleuchtetes Polfernrohr dabei ist; ausserdem kann wohl mein QHY PoleMaster auf dem Star Adventurer installiert werden.

  • Skywatcher Star Adventurer Mini (warum nicht? neu, klein und leichter: 0,65 kg, Periodic Error 50″)

Mein ganzes Anwendungs-Szenario habe ich beschieben in “Astrofotografie mit leichtem Gepäck“.

Alternativen zur Nachführung mit SAM wären:

  • Vixen Polarie (teuerer 0,64 kg, Periodic Error 35″)
  • Skywatcher Star Adventurer (schwerer: 1,2 kg)
  • Nano Tracker (klein 0,384 kg)
  • iOptron Skytracker (alt, schwer 1,2 kg, Periodic Error 100″)
  • Astrotrac (klobig, schwer 1kg)
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Star Adenturer Mini auf Star Adventurer Wedge

Star Adventurer Mini “SAM” Data Sheet

  • Die Wedge: Gewicht 384 g
  • Die Nachführ-Einheit (mit Akkus): 163 g, Traglast 3 kg, Preis 229,–
  • Hersteller: Sky-Watcher
  • Anschlüsse: Stativ 3/8 Zoll, Kamera 1/4 Zoll (ggf. Reduzierstück 1/4 auf 3/8 Zoll verwenden)
  • Stromversorgung: Mit 2 AA-Akkus oder per Micro-USB
  • WiFi
  • Polsucher, beleuchtet   (siehe unten)
  • Autoguiding: NEIN
  • Bedienung: Schalter An/Aus,    (nur über App: Nord/Süd, Nachführgeschwindigkeit)
  • Antrieb:
    • Servomotor mit Schnecke (nur in Rektaszension)
    • Schnecke treibt Zahnrad auf R.A. Achse in Kugellagern
    • Das Zahnrad hat 72 Zähne was eine Schneckenperiode von 19,95 Minuten bedeutet
    • Als PEC wird 50″ berichtet

Die Schneckenperiode von 19,95 Minuten ergibt sich wie folgt:

  • Länge eines Sterntages in Sekunden: 86164,091
  • Länge eines Sterntags in Minuten: 1436,06818
  • Dividiert durch 72 (Anzahl Zähne): 19,9453914 Minuten

Siehe dazu auch die Web-Seite von Lorenzo Comolli: www.astrosurf.com/comolli/strum56.htm

Anschalten und Ausschalten

Das An- und Ausschalten ist die einzige Bedienung, die per Hand vorgenommen werden kann. Alles andere erfolgt ausschliesslich über die App “SAM Console”.

Das Anschlten aktiviert das WiFi;  Frage: wird auch die motorische Nachführung damit gestartet???

  • Zum Anschalten drückt man den größeren Knopf einige Sekunden, bis die LEDs aufleuchten.
  • Zum Ausschalten drückt man den größeren Knpf einige Sekunden, bis die LEDs ausgehen.

Besonderheiten

Die Bedienung erfolgt ausschließlich über eine per WiFi verbundene App (iOS und Android) namens “SAM Console“.

Stromversorgung

Den elektrischen Strom bekommt der Star Adventurer Mini “SAM”  entweder über zwei AA-Batterien oder über einen Micro.USB-Anschluss (der sonst keine weitere Funktion hat).

Polfernrohr

Das Polfernrohr wird von hinten in den SAM gesteckt. Dazu muss hinten der “Curled Tripoid Connector” abgeschraubt werden. Vorne schaut das Polfernrohr dann etwas aus dem “Dovetail Saddle” heraus und man kann die Polfernroht-Beleuchtung aufstecken.

Allerdings kann man dann den “Ball Head Adapter” nicht mehr zusammen mit dem Polfernrohr benutzen. D.h. erst mit Polfernrohr ausrichten, dann Polfernrohr abbauen und “Dovetail Saddle” mit Kamera aufbauen:  Das kann die vorgenommene Polausrichtung zerstören; ausserdem möchte man seine Geräte nicht “im Felde” umbauen.

Ausweg: Nicht den “Ball Head Adapter” verwenden, denn der blockiert die Sicht für das Polfernrohr, sondern eine Vixen-Schiene mit Aussparung in der Mitte benutzen. Dann blickt das Polfernroht durch die Aussparung in der Schiene – allerdings passt dann nicht mehr die Polfernrohr-Beleuchtung drauf.

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Polfernrohr an Star Adventurer Mini (SAM)

Maximale Belichtungszeit ohne Nachführung

Die bekannte Faustformel ist: Max. Belichtung in Sekunden = 500 dividiert durch Brennweite in Millimetern

Nachführung mit Getriebspiel und Periodic Error

Das Getriebespiel (Backlash) kann man vermeiden, wenn man den SAM  fünf Minuten vor eine Aufnahme “vorlaufen” lässt. Dann sollte der Backlash “vorbei” sein.
Was dann bleibt, ist der Schneckenfehler (Periodic Error).

Der Periodic Error (PE) könnte mit PEMPRO V2.8 gemessen werden.

Beispiel:

  • Meine Canon EOS 600D hat eine Pixel Size von 4,3μ
  • Bei einer Brennweite von 135mm ergibt das eine Pixel Scale von 6,56 arcsec / Pixel (Formel)
  • Bei einem PE von angenommen 100 arcsec wären das 100 arcsec / 28,7 Minuten = 3,5 arcsec / Minute
  • Man könnte also im Schnitt 2 Minuten belichten ohne dass der PE sichtbar würde

Gestiegene Anforderungen an die Genauigkeit bei der Nachführung

Bisher hatte ich mit meiner Sony NEX-5R maximal 30 Sekunden belichtet und dabei Objektive von 16mm (Zenitar – z.B. Perseiden), 24mm (Vivitar – z.B. Nordlicht) und 50mm (Olympus – z.B. Magellansche Wolke) benutzt. Da war die Nachführgenauigkeit des NanoTracker überhaupt kein Problem.

Aber die Anforderungen an die Genauigkeit sind bei mir durch zwei Entwicklungen gestiegen:

  1. Ich habe ein Objektiv mit wesentlich längerer Brennweite bekommen: Takumar 135mm f/3.5 (neu: Olympus E.Zuiko 135mm f/3.5).
  2. Ich habe auch herausgefunden, wie ich mit meiner Sony NEX-5R länger als 30sec belichten kann. 30sec maximal macht die Sony per Programm mit Smart Remote, Langzeitbelichtung geht dann mit Bulb und einem Infrarot-Fernauslöser

Wie genau ist meine Nachführung?

Für eine sehr geneue Pol-Ausrichtung sorge ich mit meinem QHY PoleMaster. Dann sollten weitere Fehler auf den NanoTracker selbst und da im Wesentlichen auf den PE (Periodic Error) oder auch Schneckenfehler zurückzuführen sein. Aber wie kann ich ganz einfach mal die Genauigkeit der Nachführung (quasi end-to-end) messen?

Meine ganz simple Idee ist, einfach eine Serie von Aufnahmen von ein und demselben Objekt mit eingeschalteter Nachführung zu machen (z.B. 15 sec Belichtung, 15 sec Pause und das 30 Minuten lang – weil die Scheckenperiode 28,72 Minuten sein soll). Diese Aufnahmeserie könnte ich z.B. Plate Solven und die Ergebnisse dann in Excel darstellen….

In CloudyNights https://www.cloudynights.com/topic/210905-how-to-measure-periodic-error/ finde ich dazu einen ähnlichen Rat:

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Posted 16 March 2009 – 10:27 AM

Hi all,

I used my Atlas EQ-G with the Orion 102ED f/7 scope this weekend to shoot my first set of astro pictures (will post some results here at a later time). However, since I don’t have an Auto-guider setup and I heard a lot of good things about the Atlas I figured I’ll see how long the mount can track accurately and was a little surprised to only get relatively short exposures. At 60s I had to throw out almost half of the exposures due to some star trailing (in RA direction), 30s exposures consistently looked good, except for a few. I also took some 120s exposures and also had to throw out at least half. Not quite what I had in mind. Did I expect too much here?

Anyhow, I drift aligned the mount to the best of my abilities actually using the DSLR since I also don’t have a cross hair eye piece, yet. I used the technique where you expose for 5s to mark the star and then move the mount forward in RA for about 60s at twice the siderial rate and then essentially stop the tracking for another 60 seconds, all while the shutter is open. The result is a V shaped line in the image if there is any misalignment. Worked like a charm and I might actually perform the alignment this way in the future instead of using the eye piece. I adjusted the mount as needed and got no more drift in the image for up to 3 minutes.

So, to make a long story short, the only reason for the star trails that I can think of now is RA tracking errors in the mount. I’d like to actually “see” the periodic error, etc. somehow in an image but can’t quite figure out how I would go about doing that. Do you guys have any suggestions?

Thx in advance,
/ThJ

Posted 16 March 2009 – 11:14 AM

The short answer:
Take a series of short exposure images (may need a brightish star) that totals longer than the period of the worm (typ 10min).
Use a stacking program that measures and records (to a file) the x,y coordinates of the star (the program should find the star’s centroid). AIP4WIN does this.
Import the recorded coordinates into Excel (or another spreadsheet program) and plot the x and y values vs exposure number. The PE will easily be seen in the plot.
Some calculation using the scopes focal length and the pixel sizes will give you PE in Arcsec.
If you align the camera so that RA is along the pixel rows (x-coordinate) then there should be no movement in the y direction if your polar alignment is perfect. Any change in the y is polar misalignment.
I have a spreedsheet at home from my Super Polaris mount. Let me know if you need more help on this part.

Astrofotografie: GEOPTIK Sucherschuh

Link: Geräteliste

Da ich mit meinem Leuchtpunktsucher nicht so richtig klar kam (war zu hell und blendete) habe ich mich jetzt für einen “normales” kleines Sucherfernrohr entschieden; wobei ich das kleine Sucherfernrohr auf meine DSLR stecken möchte, weil sich  auf dem Teleskop ja schon das Guidingrohr befindet.

bei diesem Vorhaben half mir ein Sucherschuh, der auf den Blitzschuh der DSLR gesteckt wird.

Produkt: GEOPTIK Sucherhalter für DSLR-Kameras

Tipps und Tricks: Um den Sucherschuh auf dem Blitzschuh der Kamera zu befestigen, muss man eine kleine versenkte Schraube mit einem Inbusschlüssel (2,41 mm)  fest ziehen.

Link:  https://www.teleskop-express.de/shop/product_info.php/info/p8824_Geoptik-Sucherhalter-fuer-DSLR–Kameras.html

Mein Foto:

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Astronomie: Kabelmanagement

An meiner Montierung HEQ5 Pro mit meinem Teleskop Orion ED 80/600 hängen viel Kabel. Das sieht unordentlich aus, ist beim Schwenken des Teleskops manchmal hinderlich und beeinflusst auch das Gleichgewicht der Montierung. Deshalb wäre es besser, alle Kabel lokal (am Teleskop) zu fixieren und zu bündeln und dann wenige längere Kabel vom Schwer- und Drehpunkt abgesichert zum “Endpunkt” (Laptop-Computer, Netzteil/Batterie) zu führen.

Ich habe Stromkabel und Datenkabel (USB-Kabel).

Das sind meine USB-Verbraucher:

Das sind meine Strom-Verbraucher:

  • Montierung Skywatcher HEQ5 Pro (12 V)
  • Motor-Fokus PegasusAstro (12V)
  • USB-Hub Orico  7 Ports (12 V)
  • DSLR Canon EOS 600 (7,6 V)

Für die Spannungsversorgung habe ich mit für 12 Volt mit Hohlsteckern entschieden.

Um die USB-Kabel zu bündeln, habe ich mir einen schön flachen aktiven USB-Hub gekauft, der eine 12V-Spannungsversorgung braucht und dessen Kabelverbindung zum Endpunkt (Laptop-Computer) nicht fest eingebaut, sondern per Steckverbindung erfolgt. Ausserdem sollten die USB-Ports nach Fixierung auf dem Teleskop  z.B. mit Klettband immer noch leicht zugänglich sein.

 

 

Astronomie: Teleskop Orion ED 80/600

Teil von: Meine Geräteliste

Als Einsteiger-Teleskop, das gut auf meine Montierung HEQ5 Pro passt, habe ich mir in 2017 ein gebrauchtes Orion ED 80/600 zugelegt.

Etwas teurerer aber auch sehr interessant fand ich die baugleichen Modelle:

Die beiden OTAs sind baugleich:

  • Objektiv: 80/600mm (f/7.5) Zweilinser mit FPL-53 ED Glas und Kron Glass von Schott
  • Okularauszug (OAZ) 2 Zoll Crayford Dual Speed

Die Unterschiede von Shop-Angeboten können im Zubehör liegen:

  • Vixen-Schiene und Rohrschellen
  • Sucherschuh / Sucher /Guiding-Rohr
  • 1,25-Zoll-Adapter für den 2-Zoll-OAZ mit T2-Gewinde
  • OAZ rotierbar
  • Flattener Skywatcher 0,85x für EvoStar 80ED DS PRO   (-> f/6.4)

Astronomie: Okulare

Teil von: Meine Geräteliste

Als Astrofotograf habe ich mir schließlich (nachdem die Montierung und das Teleskop da war) doch noch einen kleinen Okularsatz geleistet.

Mein Teleskop Orion ED 80/600 hat einen Okularauszug Crayford 2 Zoll, Dual Speed. Also wäre ein einfacher Okularsatz mit 2-Zoll-Anschluss schön.

Gebrauchte TS Optics Expanse Okulare:

  • Flexibler Anschluss: 1,25″, 2″ und M48x0,75-Außengewinde
  • Brennweiten: 8mm, 13mm, 17mm
  • Augenabstand 20mm (für Brillenträger)
  • Geeignet für Okularprojektion: M43x0,75-Außengewinde
  • Teleskop-Service Artikel

Astronomie: Motor Fokus

Das Problem: Optimales Fokussieren

Teil von: Meine Geräteliste

Besonders bei der Astrofotografie fällt es unangenehm auf, wenn bei einem mühsam erarbeiteteten Foto die Scharfstellung (Fokussierung) nicht hundertprozentig ist.

Es gibt ja mehrere Methoden, wie man den genauen Fokuspunkt  findet; z.B. Live View mit Bildschirmlupe,  Hartmann-Maske, Bahtinov-Maske,… Es bleibt aber das Problem das jede Berührung des Einstellrades am Okularauszug ( OAZ) das Teleskop ein wenig (oder mehr) zum Wackeln bringt. Um dieses Wackeln zu vermeiden, gibt es Motoren, die man am Stellrad des OAZ befestigt…

Das Lösungsprinzip: Motor Fokus

Eine Motor-Fokus-Lösung besteht aus einem Motor (Schrittmotor oder Gleichstrommotor), dessen Drehachse irgendwie an die Drehachse des OAZ gekoppelt wird.

So ein Motor wird dann mit einem Kabel mit einer kleinen Steuerbox verbunden. Diese Steuerbox versorgt den Motor mit Strom (12V) und mit standardisierten Steuerimpulsen (Robofocus). Die Steuerimpulse kann die Steuerbox über Handschalter o.ä. für Bewegungen auf der Fokussierstrecke vorwärts oder rückwärts auslösen. Bei “einfachen” Lösungen enthält diese Steuerbox bereits Batterien und das ist dann schon die Gesamtlösung. Die Steuerbox kann aber auch extern mit 12V Strom versorgt werden und braucht dann keine zusätzlichen Batterien (wohl aber die 12V-Leitung zu einer Spannungsquelle). Solche Lösungen heissen “stand alone”, weil dazu kein Computer (Notebook)  benötigt wird.

Bei “eleganteren” Lösungen wird die Steuerbox noch über Kabel mit einem Windows-Notebook verbunden und die Steuerimpulse werden dann vom Computer mithilfe einer Software über die ASCOM-Schnittstelle zur Steuerbox geschickt.

Die mechanische Kopplung des Motors an die Fokussierachse des vorhandenen OAZ ist eine potentielle Schwachstelle. Manche Motoren arbeiten mit einem Transmissionsriemen, der das Rädchen der Fokussierachse des OAZ bewegt; bei anderen Motoren wird die Motorachse direkt mit der Fokussierachse des OAZ verschraubt. Letzteres hielt ich für stabiler. Generell muss man sich aber fragen, ob man die Fokussierung ausschließlich mit dem Motor bewegen will (und den dafür erforderlichen Strom in jeder Situation dabei hat), oder ob es auch Situationen gibt, wo eine manuelle Betätigung gewünscht wäre…

Meine Lösung: PegasusAstro Motor Focus

Motor-Fokus-Lösungen gibt es ja schon lange. Bei größeren Teleskopen in Sternwarten werden sie oft eingesetzt. Solche Lösungen sind meist teuer und für kleinere Amateur-Teleskope “so zum Probieren” eigentlich nicht geeignet.

Meine Shortlist

  • MicroTouch Starizona: Für OAZ MicroFeather Touch
  • USB_Focus-Set von Teleskop-Service (benötigt zusätzlich einen OAZ-Adapter für zusätzlich Euro 100,–)
  • Einige einfache Motor-Fokussierer (z.T. mit Batterie, z.T. ohne ASCOM)
  • PegasusAstro: Komplett-Lösung mit ASCOM-Schnittstelle

Die Empfehlung für PegasusAstro

Ausschlaggebend für meine Produktentscheidung war das YouTube-Video von Trevor Jones auf AstroBackyard.

Im Februar 2018 habe ich mir dann den PegasusAstro Motor-Fokusser zugelegt. Siehe dazu auch meine Geräteliste.

Der PegasusAstro Motor Fokusser im Komplett-Set (“Premium Package”) ist von sehr guter Qualität und funktioniert bestens auch über die ASCOM-Schnittstelle. Einzig die mechanische Kopplung des PegasusAstro-Schrittmotors an die Fokussierachse des vorhandenen OAZ ist eine potentielle Schwachstelle.

Mein Haus-und-Hof-Händler Teleskop-Service hatte das Teil “noch” nicht im Sortiment. Der www.astroshop.eu hatte es sofort lieferbar. Link zu dem PegasusAstro Motor-Fokusser: https://www.astroshop.de/fr/moteurs-commandes/pegasusastro-dual-motor-focus-controller-premium-package-with-motor/p,53310

Stromversorgung des PegasusAstro Motor Fokussers

Die Stromversorgung erfolgt beim PegasusAstro über eine 12V Buchse (für 2,1 mm Hohlstecker) an der Steuerbox. Für den Motorbetrieb sollen 2 A benötigt werden.
Ich brauche also zusätzlich zur 12V Versorgung der HEQ5 Pro eine zweite 12V Versorgung.

Verbindung der PegasusAstro Steuerbox zum Fokus-Motor

Die Steuerbox ist umschaltbar für Schrittmotoren und Gleichstrommotoren (brauchen wir im “Premium Package” nicht).
Die Steuerung erfolgt 100% Robofocus-kompatibel.

Montage des Pegasus Astro Motor Fokussers laut YouTube

Mein OAZ war Bestandteil des Orion-Teleskops ED 80/600, das ich gebraucht gekauft hatte. Den OAZ hatte der Vorbesitzer extra von Teleskop-Service gekauft. Der OAZ hat dort die Artikelnummer TSFOCR2M. Link zu diesem OAZ: https://www.teleskop-express.de/shop/product_info.php/info/p775_2–Crayford-Auszug-fuer-Refraktoren—1-10-Micro-Untersetzung.html

Astroshop bestätigte mir, dass das Teil an meinen vorhandenen OAZ TSFOCR2M passen würde. Auch bei Youtube fand ich vier Videoclips, die die Montage des PegasusAstro an verschiedene Crayford 2 Zoll Dual Speed Okularauszügen zeigen. Der Focuser Type 4 ist der, der meinem TSFOCR2M voll entspricht.

Focuser Type 4

Fotos von meiner Montage des PegasusAstro

Schraube mit Unterlegscheiben.
Dazu nehmen wir die längere der beiden am OAZ vorhandenen Schrauben und benutzen das hintere (vom Obketiv weg zeigende) Gewinde…

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Unten sieht man die Unterlegscheiben von oberhalb und unterhalb es Blechwinkels. Die Motorachse ist mit der Fokusachse verbunden. Nur eine einzige Schraube hält den Motor. Diese Schraube hat dann eine Doppelfunktion muss gleichzeitig das Okularrohr im OAZ gut festhalten.

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Der Schraube hält den PegasusAstro-Motor nur etwas schräg, weil der OAZ TSFOCR2M so gebaut ist. Ein serielles Kabel verbindet den Motor mit der Steuerbox (Controller)…

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Weitere Montageanleitungen auf Youtube

  • Focuser Type 1 https://www.youtube.com/watch?v=Ha2Tu1vFxE0
  • Focuser Type 2 https://www.youtube.com/watch?v=8g0dHBbkTTE
  • Focuser Type 3 https://www.youtube.com/watch?v=lbj7ga7xbpQ

 

Astronomie: Entfernungsbestimmung

Links

https://libernaturaererum.files.wordpress.com/2012/10/vermessung.pdf

Die Erde

Erste bekannte Bestimmung von Erathostenes (Freund des Archimedes).

Erathostenes beobachtete, das in Syene (heute Assuan) die Sonne bei ihrem Höchststand ganz senkrecht in einen tiefen Brunnen schien – Assuan liegt auf dem Wendekreis. In Alexandria dagegen erreichte die Sonne bei ihrem Höchststand nicht die genaue senkrechte, sondern warf einen kleinen Schatten. Diesen Einfallswinkel der Sonne bestimmte er zu 1/50 eines Kreises, also ca. 7,2 Grad.

Die Entfernung von Alexandria nach Syene war damas durch Landvermessung bekannt, nämlich 5000 Stadien. Also musste der Erdumfang 50 * 5000 Stadien = 250000 Stadien sein. Die Frage ist nur noch, welche Länge hatte damals ein Stadie…

Bild: http://media-2.web.britannica.com/eb-media/49/66649-004-0C10672E.gif

Die Jagd nach dem Meter: Das Urmeter

Umfang der Erde: 40000 km

Aristarch von Samos: Erde – Mond – Sonne

Aristarch von Samos (310-250 v.Chr.) hat versucht, die Entfernungen von Mond und Sonne in Relation zu setzen. Er nutzte dazu die Stellung dieser Gestirne bei Halbmond aus:

Quelle: http://www.venus-transit.de/Halley/aristarch.gif

Aristarch hat den Winkel von Mitte Halbmond zu Mitte Sonne mit 87  “gemessen” (er sagte: “Ein Dreißigstel des Virtelkreises weniger als ein Viertelkreis”). Draus ergibt sich das Verhältnis von Mondentfernung zu Sonnenentfernung wie 1 zu 19.

Die heutigen Zahlen sind:

  • Entfernung Erde – Mond:  384400 km
  • Entfernung Erde – Sonne: 150000 Mio km

Also ist das Verhältnis 1 zu 390.

Hier lag Aristarch also ziehmlich weit daneben. Die Ungenauigkeit ist vielleicht verständlich, weil erstens der Halbmond nicht ganz so scharf zu bestimmenist und zweitens so ein großer Winkel am Taghimmel auch nicht so einfach zu messen ist.

Trotz der – aus heutiger Sicht – großen Ungenauigkeit dieses ersten Versuchs von Aristarch, ist das Ergebnis für die damalige Zeit revolutiomär, denn bis dahin ging man davon aus, dass alle Gestirne am Himmel in etwa die gleiche Entfernung von der Erde haben – die sog. “Himmelskugel”.

Bestimmung der Entfernung Erde – Mond durch Parallaxe

Die Entfernung zum Mond kann durch Messung seiner Parallaxe bestimmt werden.

Dazu nimmt man zwei Beobachter auf möglichst unterschiedlichen geografischen Breiten und möglichst gleicher geografischer Länge….

Unser Sonnensystem

Entfernung Erde – Sonne:  150 Mio km    (Methode: Parallaxe, auch: Venusdurchgang)

Entfernungseinheit: 1 Astronomische Einheit (A.E.) = 150 Mio km – wird benutzt, um Entfernungen innerhalb unseres Sonnensystems zu messen.

Sterne in unserer Nähe: Parallaxe

Durch Parallaxe-Messung zur Basis der Erdbahn, also mittlere Entfernung Erde-Sonne d.h. 150 Mio km.

Entfernungseinheit: 1 Parsec (für Parallaxen Sekunde) – die Entfernung, in der die Paralaxe 1 Bogensekunde beträgt.

 Größe  Wert Einheit  Formel
Basis  1 A.E.
Basis  149,5979 Mio km
Basis  1,495979 1011 m
Winkel  1 Bogensekunde
Winkel  4,8481 10-6 Bogenmass  2 pi / (60*60*360)
Parsec  3,0857 1013 km   Basis / Winkel
Parsec  3,0857 1016 m
Parcec  1  pc

Zum Vergleich: 1 Parsec = 3,259 Lichtjahre.

Sehr gerne wird von Astronomen die daraus abgeleitete Entfernungseinheit “Mega Parsec” verwendet…

Durch genaue Messung der Parallaxe kann mann heute die Entfernungen im Sonnensystem und auch zu den Sternen in der näheren Umgebung bis ca. 300 Lichtjahre messen.

Lichtjahr

Ein Lichtjahr ist die Entfernung, die das Licht (im Vakuum) in einem Jahr zurücklegt.

Die Lichtgeschwindigkeit ist im SI-System festgelegt als: 299.792.458 m/s

 

Größe  Wert Einheit  Formel
Lichtgeschwindigkeit  2,99792458 108  m/s
Jahr  365,25  Tage
Jahr  3,1558 107  Sekunden  Tage*60*60*24
Lichtjahr  9,4607 1015  m  Geschwindigkeit * Zeit
Lichtjahr   1  ly

Das Lichtjahr wird gerne in populärwissenschaftlichem Zusammenhang benutzt.

Beispiel: Milchstraße

Der Durchmesser unserer Milchstrasse beträgt 100.000 Lichtjahre…

Beispiel: Proxima Centauri

Die Entfernung zu unserem nächstgelegenen Fixstern “Proxima Centauri” beträgt: 4,24 ly

Mit einem modernen Verkehrsflugzeug (1000 km/h) würde eine Reise dorthin 4,6 Mio Jahre dauern.

Methode der Delta Cepheiden

Henrietta Swan Leavitt entdeckte 1912  die “Perioden-Leuchtkraft-Beziehung” anhand von Aufnahmen der Kleinen magellanschen Wolke (SMC).

Leuchtkraft ∼ Absolute Helligkeit.

Diese Methode reicht bis knapp zum Virgo-Galaxienhaufen (Entfernung 23 Mpc) und dient so auch der Entfernungsbestimmung extragalaktischer Systeme.

Methode der Standard-Kerzen

Supernovae vom Typ Ia sind eine gute Stardardkerze und können so zur Entfernungsbestimmung benutzt werden.

Die absolute Helligkeit (Helligkeit in einer Entfernung von 10 Parsec) einer Supernova vom Typ Ia lässt sich mit Hilfe der sog. “Phillips-Beziehung” rechnerisch ermitteln.

Wenn wir dann die scheinbare Helligkeit messen, ergibt sich daraus die Entfernung, da ja die scheinbare Helligkeit mit dem Quadrat der Entfernung abnimmt.

Auf diese Weise konnte 1923 die Entfernung des Andromedanebels (M31) ermittelt werden.

Hubble-Konstante

Rotverschiebung

Sonstigen: Im Kleinen

1 Angström = 10 Nano Meter (nm) = 10-10 m

 

Astrofotografie: Bildbearbeitung

Elektronische Bildbearbeitung (EBV) – Image Processing

Als Einsteiger in die Astrofotografie möchte ich mit einfachem Equipment Astrofotos machen, auf denen auch lichtschwache Objekte zu sehen sind, um eigene “Pretty Pictures” von eindrucksvollen Objekten zu erzielen, die man mit bloßem Auge gar nicht sehen kann.

In vielen Fällen sind längere Belichtungszeiten sinnvoll, sodass man sich mit der Kunst der Nachführung auseinandersetzen muss.

Die Ausbeute an Bildern einer Astro-Nacht wird man tags darauf sichten, speichern und nachbearbeiten (“post processing”) müssen; d.h. wir können dann verschiedene Funktionen und Techniken der elektronischen Bildverarbeitung anwenden.

Generelles

Farbtiefe – 8 Bit – 16 Bit – 32 Bit

Wenn eine Kamera das Signal  nur mit 8 Bit digitalisiert, wären das 2 hoch 8 = 256 verschiedene Stufen. Das ist sehr wenig.

Bei einer Digitalisierung von 16 Bit hätte man 2 hoch 16 = 65536 verschiedene Stufen. Das wäre sehr viel besser, um die Feinheiten eines Astro-Fotos darzustellen.

Das JPEG-Format hat leider nur 8 Bit; es ist also sehr zu raten, die Kamera so einzustellen dass im RAW-Format abgespeichert wird. Das ist in jedem Fall besser als JPEG.

Anwendungsbereiche der Bildbearbeitung

Grundsätzlich wird man unterschiedliche Anforderungen an die Bildverarbeitung haben bei

  • Mond und Planeten (und Sonne)                                             –> Aufnahme mit Software FireCapture
  • Nebel und Galaxien  (sog. “Deep Sky Objekte” = “DSO”)   –> Aufnahme mit Software APT

Bei ersterem (Mond, Planeten, Sonne) geht es eher um Detailverstärkung ( = Schärfen) evtl. auch um Kontrastreduzierung

Bei letzterem (Nebel und Galaxien) wird man nach einer Kontrastvertärkung (durch Stretchen) besonders das Rauschen wieder unterdrücken wollen.

Funktionen der Bildbearbeitung für Planeten

Hierbei ist ganz besonders die Luftunruhe (das sog. “Seeing“) ein Hauptproblem.

Die gängige Technik dafür ist das sog. “Lucky Imaging“, wobei man ein Video aufnimmt und dann später aus dem Video diejenigen Einzelaufnahmen benutzt, die am wenigsten durch schlechtes Seeing (Luftunruhe) beeinträchtigt sind.

Beliebte Software für dieses Lucky Imaging ist AutoStakkert. Auch Registax könnte man dafür nehmen.
Pionier auf diesem Gebiet war Georg Dittie mit seiner bahnbrechenden Software Giotto (Version 1.0 im Jahre 2000).

Funktionen der Bildbearbeitung für DSOs

Stacking – Summenbild – Signal Noise Ratio (SNR)

Bei der Astrofotografie von DSOs macht man viele Einzelaufnahmen (“Frames”, “Sub-Exposures”), die man dann “Stacken” muss.

Die beliebteste (kostenlose) Software zum Stacken ist der Deep Sky Stacker “DSS”…

Rand abschneiden

Nach dem Stacking hat man oft einen kleinen schwarzen Rand um das Bild, weil vielleicht eine kleine Verschiebung der Bilder mit im Spiel war.

Diesen kleine Rand sollten wir abschneiden, da er nicht zum “Nutzsignal” gehört und z.B. das Histogramm auf der linken Seite verfälscht.

Sehr einfach kann man das mit der kostenlosen Software Fitswork machen.

Vignettierung entfernen

Sehr einfach kann man eine Vignettierung mit der kostenlosen Software Fitswork entfernen.

Farbkorrektur

Wenn das Histogramm unterschiedliche Spitzen für die Farbkanäle (Rot, Grün oder Gelb) anzeigt, kann man diese zur Deckung bringen und so grobe Farbstiche korrigieren.
Das kann man sehr einfach mit der Software Fitswork machen.

Gradienten entfernen – Hintergrund ebnen

Der Bildhintergrund sollte im Idealfall einen gleichmäßig dunklen Himmel zeigen. Wenn es da aber einen Hellikeitsverlauf gibt (z.B. oben dunkler, unten heller), spricht man von einem Gradienten.

Mit Fitswork lässt sich so ein Gradient relativ leicht entfernen.

Stretching – Histogramm

Spreizen – Streckung – Abschneiden – Gradationskurve – Gamma

Die Bearbeitung des Histogramms kann durch Software wie Fitswork, GIMP, Photoshop o.ä. erfolgen. Wichtig ist, dass die Software dafür eine 16 Bit Digitalisierung benutzt.

Alles, was man im Histogramm manipuliert, kann auch mit einer Manipulation der Gradationskurve erreichen.

Der linke Regler beim Histogramm setzt “fast schwarze” Pixel auf “ganz schwarz”; d.h. es wird links abgeschnitten (“geclippt”).

Der rechte Regler schneidet die ganz hellen Pixel ab, sodass das verbleibende Bild heller und kontrastreicher wird. Gravierender Nachteil ist, dass im Bereich der helleren Sterne Information verloren geht; man sieht ein “Ausblühen” der Sterne. Im Normalfall muss der rechte Regler also völlig Tabu sein.

Der mittlere Regler beim Histogramm ist etwas dubios. Man kann damit die Gradationskurve anheben oder absenken.
Wenn man nur diesen mittleren Regler bewegt (und nicht den linken und nicht den rechten), dann sieht man, dass dadurch die Gradationskurve genau in der Mitte angehoben (Fitswork: Regler nach rechts) oder abgesenkt (Fitswork: Regler nach links) wird.

Experten empfehlen folgende Vorgehensweise:

  1. Linken Regler nach rechts an das “Gebirge” vorsichtig heranfahren  (Achtung: nichts abschneiden)
  2. Rechten Regler so lassen, wie er ist.
  3. Mittleren Regler etwas “aufdrehen” (Fitswork: nach rechts)  so etwa in den rechten Anfang des “Gebirges” fahren
  4. Abspeichern
  5. Punkte 1-2-3 wiederholen, ggf. mehrfach…

Kontrastverstärkung – Gamma-Kurve

Lineare Kontrastkurve –

Kontrastverstärkung in mehreren Schritten

xyz

Rauschunterdrückung – Rauschreduzierung – Glättung

Rauschfilterung wird auch als “Glätten” (z.B. bei Fitswork) oder auch als “Weichzeichner” bezeichnet.

Das Rauschen bedeutet Helligkeitsunterschiede in Flächen, die eigentlich einfarbig sein sollten, und ist in dunklen Bereichen meist am deutlichsten wahrnehmbar.

Bildrauschen entsteht, wenn das Licht nicht ausreicht, um das Bild ausreichend zu belichten.

Man kann dann den sogenannten ISO-Wert erhöhen. Dieser hellt das Bild auf, verursacht aber Bildrauschen.

Deep Sky Objekte (DSO)

Bei Deep-Sky-Aufnahmen ist es ja eigentlich immer so, dass “das Licht nicht ausreicht” – man hat also immer irgendwie mit “Rauschen” zu tun.

Allerdings wird man sich bei DSO als erstes mal mit dem Stretchen beschäftigen, um mehr Detail aus den lichtschwachen Objekten herauszubekommen (was hat Stretchen mit dem Begriff “Konstrastverstärkung”  zu tun? Mir hat das noch keiner erklärt.).

Durch das Stretchen hat man auch das Rauschen verstärkt, was man im zweiten Schritt dann “entfernen” oder Reduzieren möchte.

Ich habe das in einem ersten Anlauf mal mit Photoshop versucht:

Quelle: https://praxistipps.chip.de/photoshop-bildrauschen-entfernen-die-besten-tipps_38993

  • Ein DSO-Bild nach dem Stacken und Stretchen als 16-Bit in Photoshop geladen
  • Dann: Menüleiste –> Filter –> Camera Raw-Filter…
  • Bei den “Grundeinstellungen” auf das dritte Symbol von links (zwei Dreiecke) klicken
  • Dort gibt es “Schärfen” und Rauschreduzierung”. Schärfen will ich nicht;
    • bei Rauschreduzierung drehe ich den Luminanz-Schieber sehr weit nach rechts. Das bewirkt eine starke Rauschreduzierung
    • Luminanzdetails bedeutet, welcher welcher Luminanzbereich von der Rauschreduzierung verschont bleiben soll. Den stelle ich auf Null, weil ich die volle Wirkunk der Rauschreduzierung sehen möchte.

Zweiter Versuch mit Photoshop

Quelle: https://www.netzwelt.de/news/108131_2-photoshop-so-entfernen-bildrauschen.html

Die besten Ergebnisse erreichen Sie mit dem Filter “Rauschen reduzieren”. Diesen finden Sie im Menü unter “Filter” → “Rauschfilter”.

photoshop-01

In einem Dialogfeld mit Miniaturansicht nehmen Sie Ihre Einstellungen mithilfe von Schiebereglern oder der Eingabe von Werten vor. Dabei haben Sie folgende Optionen:

  • “Stärke”: Sie reduzieren das Luminanzrauschen gleichzeitig auf den drei Bildkanälen “Rot”, “Blau” und “Grün”.
  • “Details erhalten”: Sie können möglichst viele Bilddetails und Kanten bewahren. Je höher dabei der Wert eingestellt wird, umso mehr Details bleiben erhalten.
  • “Farbrauschen reduzieren”: Mit diesem Regler passen Sie das chromatische Rauschen an.
  • “Details scharfzeichnen”: Durch die Rauschreduzierung treten Schärfeverluste auf, die Sie hier anpassen können.
  • Wenn Sie die Checkbox “JPEG-Artefakt entfernen” aktivieren, versucht Photoshop, pixelige Bildfehler automatisch zu reparieren.

photoshop-02

Geübte Photoshop-Nutzer können in der Registerkarte “Pro Kanal” ihre Einstellungen kanalweise vornehmen. Für die nächste Bearbeitung speichern Sie Ihre Einstellungen optional im Dialogfenster mit Klick auf das Laufwerkssymbol neben “Einstellungen”.

Weichzeichner

Die beiden Filter “Selektiver Weichzeichner” und “Gaußscher Weichzeichner” verringern Bildfehler durch das Weichzeichnen, eine spezielle Art der Kontraständerung. Mit diesen Filtern arbeiten Sie differenzierter als mit “Rauschen reduzieren” und bewahren mehr Bilddetails. Sie finden beide Filter im Menü unter “Filter” → “Weichzeichnungsfilter”.

Im Dialogfeld des Gaußschen Weichzeichners senken Sie mit dem Schieberegler unter “Radius” den Kontrast benachbarter Pixel. Das Bild wirkt glatter. Stellen Sie jedoch den Radius nicht zu hoch ein, da das die Bildschärfe mindert.

Mit dem selektiven Weichzeichner können Sie neben dem Radius auch den Schwellenwert einstellen. Gehen Sie jedoch auch hierbei behutsam vor. Bei zu starker Weichzeichnung “verschwimmen” die Kanten.

Die Entfernung des Bildrauschens geht immer ein bisschen mit der Reduzierung der Bildschärfe einher. Sie müssen daher je nach Bild entscheiden, inwieweit die Rauschentfernung angewendet werden soll.

 

Schärfen

Quelle: Erik Wischnewski: Astronomie in Theorie und Praxis, 7. Auflage, S. 172

Unscharf bedeutet, dass Hell-Dunkel-Übergänge sanft verlaufen. Scharf bedeutet, dass diese Übergänge härter (schneller und auf kurzer Strecke) erfolgen.

Schärfungsalgorithmen versuchen also aus einem weichen Übergang einen harten zu machen.

Schärfung darf nicht übertrieben werden. Was im Original nicht scharf ist, kann auch nicht mehr im nachhinein scharf gemacht werden.

Zum Schärfen gibt es spezielle Schärfungsfilter z.B. Iterative Gauß-Schärfung.

Schärfen erhöht das Bildrauschen….

Der Schwellwert des Schärfefilters sollte so klein eingestellt werden, das kleinere Helligkeitsunterschiede beim Schärfen ignoriert werden.

xyz

Gezielt nur Teile eines Bildes bearbeiten: Ebenen und Masken

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