Astronomie

Astro-Notizen

Astronomie: Konusfehler des Teleskops beseitigen

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Gehört zu: Montierung einjustieren

Was ist der sog. Konusfehler (Orthoginalitätsfehler)?

Die Monierung mag ja super gut aufgestellt sein (waagercht, eingenordet, Three-Star-Alignment) aber trotzdem kann noch ein systematischer Fehler die Goto-Funktion beeinträchtigen. Wenn wir das Teleskop mit Rohrschellen und Schwalbenschwanz-Schiene in die Aufnahme des Polkopfs klemmen, wissen wir ja nicht wirklich, ob nun die optische Achse des Teleskops wirklich exakt parallel zum Achsenkreuz der Montierung ist. Da kann ja eine Abweichung sein. eine solche Abweichung würde man “Konusfehler” oder “Orthogonalitätsfehler” nennen.

Ein solcher Konusfehler kann leicht bei Reflektoren auftreten z.B. kann durch das Kollimieren die optische Achse verschoben werden. Bei Refraktoren tritt ein Konusfehler selten auf bzw. ist nur sehr klein.

Auswirkungen eines Konusfehlers

Ein Konusfehler kann Auswirkungen auf die Goto-Funktion haben: Wenn man ein Star-Alignment mit Sternen auf einer Seite vom Meridian gemacht hat, wird ein Goto zu einem Objekt auf der andren Seite des Meridians durch einen Konusfeher verfälscht. Wenn man die Meridianseiten welchselt, sollte man einfach noch einmal “SYNCen”.

Bei SynScan-Steuerungen (SkyWatcher) soll soll mit einen 3-Star-Alignment der Konusfehler rechnerisch kompensiert werden….

Verfahren zur Behebung eines Konusfehlers

Einen sehr hilfreichen Beitrag von Dion Heap habe ich beim Astronomyshed auf Youtube gefunden: “Complete Mount and Scope Setup. PART FIVE Cone Error” https://www.youtube.com/watch?v=WatdQlPp22Y

Ich will meinen Konusfehler am Tage bestimmen und habe mir als “weit entferntes” Objekt die Spitze des Hamburger Fernsehturms aus gesucht. Der wäre so ca. 812 Meter entfernt.

Vorgehensweise:

  1. ich stelle das Stativ meiner Skywatcher HEQ5Pro waagerecht auf.
  2. Das Stativ richte ich jetzt nicht nach Norden aus, sondern grob auf den Fernsehturm.
  3. Dann löse ich die Klemme der Stundenachse und stelle sie, ausgehend von der “Home-Position” 90 Grad nach rechts so genau bis die Gegengewichtsachse exakt waagerecht liegt. Dann klemme ich die Stundenachse fest. Die genaue waagerechte Position der Gegengewichtsachse messe ich mit eine guten Libelle und meinem elektonischen Nivellieranzeiger.
  4. Nun stelle ich die Spritze des Fernsehturms genau in die Mitte Gesichtsfelds ein und zwar nur durch schwenken in der Deklination (also hoch/runter) oder durch eine Rechts/Links-Bewegung mittels der Azimuthschrauben.
  5. Nun löse ich die Klemme der Stundenachse und schwenke das Teleskop um 180 Grad, von der rechten Seite auf die linke Seite und zwar exakt genau so weit, bis die Gegengewichtstange wieder genau waagerecht zeigt (Libelle/elekotronischer Nivellieranzeiger). In dieser Position wird die Stundenachse wieder festgeklemmt.
  6. Nun zeigt das Teleskop ziemlich hoch in den Himmel und ich muss die Spitze des Fernsehturmms wieder genau in die Mitte des Gesichtsfeldes bekommen und zwar nur durch Bewegung in der Deklinationsachse.
  7. Wenn ich die Spitze des Fernsehturms so tatsächlich genau in die Mitte des Gesichtsfeldes bekomme,  haben wir keinen Konus-Fehler und sind fertig.
  8. Wenn die Spitze des Fersehturms jetzt nicht genau in der Mittes des Gesichtsfeldes steht, sondern etwas nach links oder etwas nach rechts, muss ich durch justieren der Schalbenschwanz-Aufnahme (s.u.) die Abweichung von der Mitte genau halbieren.
  9. Nach erfolgter Justierung löse ich wieder die Klemmung der Stundenachse und bewege das Teleskop von der linken Position um 180 Grad auf die Rechts-Lage. In der End-Posotion muss die Gegengewichtsachse wieder genau waagerecht liegen.
  10. Dann bewege ich das Teleskop in der Deklination solange bis die Spitze des Fernsehturms im Gesichtsfeld erscheint.
  11. Wenn ich die Spitze des Fernsehturms so tatsächlich genau in die Mitte des Gesichtsfeldes bekomme,  haben wir den Konus-Fehler erfolgreich korrigiert und sind fertig.
  12. Wir wiederholen ab Punkt 5 (Teleskop von rechts um 180 Grad nach links schwenken).

Fotos zu Illustration dieser Vorhehensweise

Ausrichtung auf den Fernsehturm

Die Montierung wird nun im Azimut auf den Fernsehturm ausgerichtet. Das kann im Groben durch die Ausrichtung des Stativs erfolgen und im Feinen durch Betätigung der Azimut-Schrauben der Montierung. Mit anderen Worten: Statt wie sonst üblich, die Montierung genau nach Norden auszurichten, wird die Montierung auf die Richtung Fernsehturm in der Links-Rechts-Drehung eingestellt.

(hier Foto)

Teleskop in Rechtslage

Teleskop in Rechtslage

Teleskop in Linkslage

Teleskop in Linkslage

Die Spitze des Fernsehturms ist jetzt links von der Mitte, also hat das Teleskop einen leichten Konusfehler.

Das Gesichtsfeld ist 2,6 x 1,8 Grad  (f=510mm auf APS-C-Sensor). Die Abweichung ist also ca. 0,40 Grad.

Zur Korrektur dieses Konusfehlers müssen wir die Schwalbenschwanzschiene (Vixenschiene) um die Hälfte dieses Betrags, also um 0,20 Grad, in die richtige Richtung bewegen.

Korrektur des Konusfehlers

Meine Schwalbenschwanzschiene hat keine Justierschrauben (wie es die SkyWatcher-Schiene standardmäßig hat) für den Konusfehler, also muss ich mit Unterlegscheiben arbeiten:

Meine Vixenschiene (mit markiertem Schwerpunkt)

Die Befestigungsschrauben zu den Rohrschellen haben einen Abstand von 17 cm. Um auf 17 cm eine Korrektur von 0,20 Grad zu erreichen ist eine Unterlegscheibe folgender Dicke erforderlich:

0,20 * (PI() * 170mm)/180 = 0,59 mm

Astronomie: Einjustieren der Montierung

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Meine parallaktische Montierung, die Skywatcher HEQ5 Pro, hat ja keinen festen Standort, sondern muss jedesmal wenn ich sie aufbaue “richtig” aufgebaut werden.

Zum “richtigen” einstellen gehört:

  • Stativbeine so einstellen, dass die obere Fläche waagerecht ist (bevor der Polkopf darauf montiert wird
  • Sucherfernrohr parallel zum Hauptfernrohr ausrichten
  • Ausrichten den Stundenachse parallel zur Erdachse “Einnorden / Einsüden”, “Polar Alignment”
  • Konusfehler beseitigen
  • Alignment für Goto “Three Star Alignment” oder “Pointing Modell” oder SYNC…

 

Astronomie: Der Kuiper-Gürtel – Trans-Neptunische-Objekte – Pluto

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Gehört zu: Sonnensystem

Der Kuiper-Gürtel – Zwergplanet Pluto

Pluto ereilte ein ähnliches Schicksal wie Ceres. Nach seiner Entdeckung 1930 wurde er als Planet eingestuft und später 2006 dann zum “Zwergplaneten”.

Die Größenverhältnisse von Pluto, Ceres und Vesta etc. zeigt folgendes Bild (From Wikimedia Commons, the free media repository):

Ceres-Vesta-Pluto-and-Moon-size-fr

Quelle: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Ceres-Vesta-Pluto-and-Moon-size-fr.png

Als weitere Parallele zu Ceres wurde Pluto bei seiner Entdeckung als Einzelobjekt gefunden und erst später erkannte man, dass es eine Vielzahl von ähnlichen Objekten in seiner Ecke des Sonnensystems, die  sog. “Transneptunische Objekte” gibt.

Die größten Transneptunischen Objekte zeigt folgendes Bild aus WikiMedia:

Eoght TNO's

Quelle: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/b3/AchtTNOs.png

Astronomie: Asteroidengürtel

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Die Kleinplaneten (Asteroiden)

Gehört zu: Das Sonnensystem

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 A.E. vorhersagte.

Piazzi entdeckte im Januar 1801 tatsächlich ein Objekt, das er zunächst für einen Kometen hielt. Seine Beobachtungsreihe musste er im Februar 1801 wegen einer Krankheit beenden. Erst dann veröffentlichte er seine Beobachtungsdaten.  Andere Beobachter konnten das Objekt nicht wieder finden, weil es nun zu nahe an der Sonne stand. Wilhelm Olbers konnte aber aus den Beobachtungen vom Januar und Februar die Bahn berechnen, wobei er die von Karl-Friedrich Gauss entwickelte Methode der kleinsten Quadrate anwenden konnte.  Damit konnte das Objekt im Dezember 1801 wieder gefunden werden. Die Bahnberechnungen von Olbers ergaben tasächlich eine große Halbachse von 2,77 A.E. was die Erwartungen voll erfüllte.  Das Objekt erhielt den Namen Ceres und wurde, da es ideal in die Titus-Bode-Reihe passte, auch als “Planet” klassifiziert. Auch die danach in kurzer Reihenfolge entdeckten Pallas, Juno und Vesta wurden als Planeten angesehen.

Vesta wurde als vierter Kleinplanet 1807 von Wilhelm Olbers in Bremen entdeckt.

(1) Ceres: 1801 von Giuseppe Piazzi enteckt
(2) Palles 1802 von Wilhelm Olbers entdeckt
(3) Juno 1804 von Karl Ludwig Harding  entdeckt
(4) Vesta 1807 von Wilhelm Olbers entdeckt

Erst nachdem ab 1845 immer mehr solche Objekte entdeckt wurden (Astraea etc.), konnte man diese doch nicht alle als “Planeten” ansehen. Herschel machte den Vorschlag, diese Objekte “Asteroiden” zu nennen (Asteroid = sternenartig), weil er keines dieser Objekte in seinem Fernrohr als Scheibchem auflösen konnte und sie also in Herschels Teleskop “wie Sterne” aussahen.

So wurden Ceres, Pallas, Juno und Vesta vom “Planeten” zum “Asteroiden” degradiert. Viel später wurde Ceres auf Grund der Definition der IAU aus dem Jahre 2006 wieder befördert, diesmal zum “Zwergplaneten“. Die anderen Asteroiden wie Pallas, Juno, Vesta etc. bekamen von der IAU nicht den Status “Zwergplanet”, sondern heissen nun “Small Solar System Bodies“, weil ihre Masse nicht ausreichte, ihre Gestalt durch die Eigengravitation in ein hydrostatisches Gleichgewicht (d.h. eine runde Gestalt) zu bringen.

In der Tat sind die Asteroiden ziehmlich klein, was folgendes Bild veranschaulicht:

Asteroid Sizes

Quelle & Copyright: http://pics-about-space.com/juno-asteroid-size-comparison?p=5#img16353166104685044316

Nur Ceres hat es in seiner Frühzeit geschafft, eine Kugelgestalt (Rotationsellipsoid) anzunehmen; Pallas, Juno und Vesta sind mehr oder weniger “kartoffelartig”.

Astrofotografie: Jupiter

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Gehört zu: Das Sonnensystem

Siehe auch: Lucky Imaging

Für das Fotografieren des Planeten Jupiter ist mein Equipment (Teleskop Orion ED 80/600 mit Canon EOS 600Da) eigentlich zu klein. Die Astro-Experten benutzen für die Planeten-Fotografie typischerweise längere Brennweiten mit Video-Kamera und der Technik des “Lucky Imaging”.

Nur um es einmal auszuprobieren habe ich am 15.6.2018 um 17:19 UTC bei meinem Aufenthalt in Namibia auch mal “mein” Teleskop (APM APO 107/700) auf den prächtigen Jupiter gehalten. Dabei musste ich lernen, so kurz zu belichten, dass die vier Jupituer Monde sichtbar werden: 2 sec und ISO 100 mit der Canon EOS 600Da. Dabei ist der Jupiter selbst dann immer noch stark überbelichtet.

Ausschnitt: Jupiter mit den vier Monden

Am 8.6.2018 kam ich an Teleskop & Computer von Thomas auf “Jupiter Appetit”. Er verwendet anscheinend eine Astro-Kamera “SKYRIS 236C” von “The Imaging Source” und die dafür angebotene Software “iCap”:

Jupiter auf dem Computer von Thomas in Namibia

 

 

Astronomie: Sonnensystem

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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

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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

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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

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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.

Astrofotografie: Photoshop – Luminanzmasken

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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