Astrofotografie: SiriL

Gehört zu: Astrofotografie, Stacking
Siehe auch: Deep Sky Stacker

Astrofotografie mit SiriL

SiriL ist eine kostenlose Software mit dem Schwerpunkt Stacking, kann aber noch einiges anderes mehr…

Aufmerksam geworden bin ich auf SiriL durch das unten angegebene YouTube-Video von Frank Sackenheim.

Als Alternative zum traditionellen Deep Sky Stacker ist das modernere SiriL vielleicht ganz interessant.

Software Download: https://www.siril.org/download/#Windows

Ein Youtube-Tutorial von Frank Sackenheim: https://www.youtube.com/watch?v=qMD2QQUtxYs

Vorteile von SiriL

  • kostenlos
  • Für Windows und Linux
  • Stacking mit vielen manuellen Einflussmöglichkeiten, aber auch “vollautomatisch” per Skript
  • Nach dem Stacken: Bildnachbearbeitung: Zuschneiden
  • Nach dem Stacken: Bildnachbearbeitung: Background Extraction
  • Nach dem Stacken: Bildnachbearbeitung: Green Noise Reduction
  • Nach dem Stacken: Bildnachbearbeitung: Color Calibration (auch photometrisch)
  • Nach dem Stacken: Bildnachbearbeitung: Color Saturation
  • Nach dem Stacken: Bildnachbearbeitung: Histogram Transformation

Erste Schritte mit SiriL

Einstellen des “Themes”: Edit -> Einstellungen -> Verschiedenes -> Aussehen: Dort können wir z.B. das “Dark Theme” auswählen.

Einstellen des Arbeits-Ordners (Arbeitsverzeichnis).  Wenn man später mit Scripts arbeiten will, müssen dort die Unter-Ordner: Biases, Lights, Darks, Flats angelegt sein

Generell geschieht das Bearbeiten unserer Bilder päckchenweise. Diese “Päckchen” heißen bei SiriL “Sequences” und müssen einen Sequence-Namen bekommen. Als erstes müssen in SiriL unsere Bild-Dateien in das FITS-Format umgewandelt werden.

Beispiel Nummer 1

Damit ich selber mal lerne, wie das mit dieser für mich neuen Software funktioniert, wende ich das was Frank in seinem Tutorial zeigt, parallel auf einen eigenen Fall an. Ich habe gerade kürzlich eine Aufnahme mit 20 Lights und 10 Darks (keine Flats und keine Biases) gemacht.

Dark Frames umwandeln

Zuerst müssen die Dark-Frames geladen und umgewandelt werden und einen Sequenz-Namen bekommen. Als Sequenz-Namen nehmen wir “Darks”.

Schaltfläche: “Umwandeln”

Die Ergebnisse einer solchen “Umwandlung” (auch “Konvertieren” genannt) werden oben im Arbeitsordner abgelegt. Zum Beispiel werden meine Darks im Arbeitsordner unter den Dateinamen  Darks_00001.fit, Darks_00002.fit etc.  abgelegt (wobei “Darks” der Sequenzname war).

Master Dark

Ich mache dann aus diesen Darks ein sog. Master-Dark.
Das geht über den Reiter “Stacking” mit folgenden Einstellungen:

  • Stacking-Methode: Median
  • Normalisierung: keine

Schaltfläche: “Starte Stacking”

Das Ergebnis ist die Datei Darks_stacked.fit im Arbeitsordner.

Light Frames umwandeln

Dann müssen die Light-Frames geladen und umgewandelt werden und einen Sequenz-Namen bekommen. Als Sequenz-Namen nehmen wir “Lights”

Schaltfläche: “Umwandeln”

Die “umgewandeten” Lights stehen nun im Arbeitsordner unter den Dateinamen Lights_00001.fit, Lights_00002.fit,…

Master Dark von den Light Frames abziehen

Nun folgt das “Pre Processing” der Lights: Es wird das Master Dark abgezogen, wir haben keine Flats und auch keine Offsets/Biases…

Reiter “Pre Processing”: Hier auswählen ob Master Dark, Master Flat, Offset  verwendet werden sollen.

Schaltfläche: “Starte Pre-Processing”

Die pre-prozessierten Lights stehen nun im Arbeitsordner unter den Dateinamen: pp_Lights_00001.fit, pp_Lights_00002.fit,…

De-Bayering der Light Frames

Das Debayering darf nicht zu früh im Workflow erfolgen. Unmittelbar vor dem Registrieren ist gut.
Dann folgt das “Debayering“der Lights:

  • Laden der Dateien: pp_Lights_00001-fit, pp_Lights_00002.fit,…,
  • Sequenz-Namen vergeben. Als Sequenz-Namen nehmen wir “db_pp_Lights”
  • Häckchen bei Debayering setzen,
  • Schaltfläche “Umwandeln” klicken.

Vorher sollten wir noch einen Blick auf die Einstellungen für das De-Bayering werfen…
Die Farb-Bilder stehen nun im Arbeitsordner unter den Dateinamen: db_pp_Lights_00001.fit, db_pp_Lights_00002.fit,…

Registrieren der Light Frames

Im Reiter “Registrieren” stellen wir ein:

  • Registrierungsmethode: “Allgemeine Sternausrichtung”
  • Registrierungs-Layer: Grün
  • Algorithmus: bikubisch

Schaltfläche:   “Führe Registrierung aus”

Die registrierten Bilder stehen nun im Arbeitsordner unter den Dateinamen: r_db_pp_Lights_00001.fit, r_db_pp_Lights_00002.fit,…

Stacken der Light Frames

Die registrieten Light Frames werden nun “gestapelt” englisch: stacked mit folgenden Einstellungen:

  • Stacking-Methode: Durchschnittswert-Stacking mit Ausschleusung
  • Normalisierung: Additiv mit Skalierung
  • Ausschleusung: Wisorized Sigma Clipping

Schaltfläche: “Starte Stacking”

Ergebnisdatei im Arbeitsordner: r_db_pp_Lights_stacked.fit

Bildnachbearbeitung: Zuschneiden

MIt der Maus auf dem Graubild ein Rechteck ziehen (wie Markieren), dann rechte Maustaste “Zuschneiden”

Bildnachbearbeitung: HIntergrund-Extraktion

Menüleiste -> Bildbearbeitung -> Hintergrund-Extraktion

Bildnachbearbeitung: Farb-Kalibrierung

Menüleiste -> Bildbearbeitung -> Farb-Kalibrierung -> Photometrische Farb-Kalibrierung

Bildnachbearbeitung: Grünrauschen entfernen

Menüleiste -> Bildbearbeitung -> Grün-Rauschen entfernen

Bildnachbearbeitung: Farbsättigung anheben

Menüleiste -> Bildbearbeitung -> Farbsättigung…

Bildnachbearbeitung: Histogramm-Transformation

Menüleiste -> Bildbearbeitung -> Histogramm Transformation

Bildnachbearbeitung: Speichern

Menüleiste -> Datei -> Speichern als…

Astronomie: Teilchenphysik

Gehört zu: Physik
Siehe auch: Quantenphysik, SVG, Kosmologie
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Teilchenphysik

In der Teilchenphysik unterscheidet man Elementarteilchen und zusammengesetzte Teilchen. Wobei es sich im Laufe der Jahrhunderte immer etwas geändert hat, was als “elementar” angesehen wurde.

Die Teilchenphysik wurde von Murray Gell-Mann (1929-2019) sehr befruchtet. Er gilt als Entdecker der Quarks und schaffte Ordnung bei den Elementarteilchen.

Im Jahr 1969 wurde Gell-Mann im Alter von 40 Jahren für seine „Beiträge und Entdeckungen zur Ordnung der Elementarteilchen und ihrer Wechselwirkungen“ mit dem Nobelpreis für Physik ausgezeichnet.
Das heutige (2020) Verständnis dieser Elementarteilchen wird zusammenfassend dargestellt im sog. “Standardmodell”:

Standardmodell der Teilchenphysik

Direkt aus der Wikipedia:

Insert from URL

Symbole für Teilchen

Teilchen Symbol Bemerkungen
Photon γ Austauschteilchen der Elektromagnetischen Kraft
Gluon g Austauschteilchen der Starken Kernkraft (Farbladungen)
W-Boson W Austauschteilchen der Schwachen Kernkraft
Z-Boson Z Austauschteilchen der Schwachen Kernkraft
Up-Quark u
Down-Quark d
Charme-Quark c
Strange-Quark s
Top-Quark t
Bottom-Quark b
Elektron e
Myon μ schwereres Elektron
Tauon τ noch schwereres Elektron
Neutrino νe Elektron-Neutrino
μ-Neutrino νμ μ-Neutrino
τ-Neutrino ντ τ-Neutrino

Statt “Kraft” sagen wir auch gerne “Wechselwirkung” – also z.B. “Starke Wechselwirkung”

Anti-Teilchen

Zu jedem Teilchen kann es auch ein Anti-Teilchen geben. Anti-Teilchen werden im Allgemeinen mit einen “Quer-Symbol” versehen, z.B.  u und ū.

Antiteilchen haben die entgegengesetzte elektrische Ladung wie ihr “normales” Teilchen z.B.   e und e+ (hier benutzen wir das Quer-Symbol nicht).

Zusammengesetzte Teilchen

Danach sind Protonen und Neutronen (sog. Hadronen) sowie Mesonen keine Elementarteilchen mehr, sondern setzen sich aus Quarks zusammen:

Protonen und Neutronen bestehen aus drei Quarks:

  • Proton p: up up down
  • Neutron: n: up down down

Mesonen bestehen aus zwei Quarks:

  • Meson: ein Quark & ein Anti-Quark

Kräfte und Wechselwirkungen

Bei den Elementarteilchen unterscheidet man Fermionen (Materie) und Bosonen (Austauschteilchen für Wechselwirkungen). Die Bosonen stehen in der vierten Spalte des Standardmodells:

  • Photonen (γ) vermitteln die Elektromagnetische Kraft  (Wechselwirkung)
  • Gluonen (g) vermitteln die sog. Starke Kernkraft (Wechselwirkung), die hält beispielsweise die Protonen in einem Atomkern zusammen.
  • W-Bosonen vermitteln die sog. Schwache Kernkraft (Wechselwirkung), die kann beispielsweise aus einem Proton ein Neutron machen und umgekehrt, indem aus einem Up-Quark ein Down-Quark wird bzw. umgekehrt.

Feynman-Diagramme

In Feyman-Diagrammen läuft die Zeit von unten nach oben und der Raum von links nach rechts – allerdings ist dies nicht standardisiert.

Materie-Teilchen werden als Pfeile mit ausgezogener Linie dargestellt.
Wechselwirkungs-Teilchen werden anders dargestellt:

  • Photonen als Welle
  • Gluonen als Schraubfeder
  • Bosonen mit einer gestrichelten Linie

Zerfall bzw. Kollision zweier Objekte bilden einen sog. “Vertex”.

Beispiel 1:

Feynman Diagram: Electron absorbs a Photon

Beispiel 2: Beta-Zerfall

Feynman-Diagramm: Betazerfall (Halbwertzeit 10 Minuten)

Astrofotografie: Welche Probleme kann ich mit Stacking lösen?

Gehört zu: Bildbearbeitung, Stacking
Siehe auch: Belichtungszeit, Mein Workflow

Was ist Stacking, was ist Calibration?

Für meine Astrofotografien will ich sehr häufig lange Belichtungszeiten haben; z.B. 2 oder auch 4 Stunden. Warum lange Belichtungszeiten häufig erforderlich sind, ist eine andere Geschichte. Siehe dazu: Belichtungszeiten.

Stacking bedeutet, nun dass man statt eines Fotos mit dieser langen Belichtungszeit (beispielsweise 1 Foto mit 240 Minuten), alternativ mehrere Fotos mit kürzerer Belichtungszeit macht, die in der Summe wieder der langen Belichtungszeit entsprechen (beispielsweise 120 Fotos mit 2 Minuten). Diese vielen “Einzelfotos” (sog. Subs oder Sub-Frames) werden dann per Software wieder zu einem einzigen Foto, dem Summenbild, zusammen “gestapelt” (stacking).

Beim Stacken richtet die Stacking-Software die Einzelbilder so aus, dass alles exakt übereinander passt – das wird von den Spezialisten “Registrieren” genannt. Stacking-Software unterstützt verschiedene Stacking-Methoden:

  • Mittelwert
  • Summe
  • Median
  • Sigma-Clipping (Outlier Rejection)
  • Maximum
  • etc.

“Mittelwert” und “Summe” führen zu identischen Ergebnissen, wenn die Helligkeitswerte genügend genau gerechnet werden (z.B. mit 32 Bit).

Was ist der Vorteil dieses “Stackings” bzw. welche Probleme, die bei langen Belichtungszeiten auftreten können, vermeidet man mit Stacking?

Software zum “Stacking” ist in aller Regel verbunden mit der sog. Kalibration (Calibration); d.h. bevor man “stackt” werden noch elektronische Korrekturen an den Bildern vorgenommen, wie z.B. Subtraktion bzw. Division mit Dark Frames, Flat Frames, Offset-Frames (s.u.).

Welche Probleme hat der Astrofotograf?

Bei der Astrofotografie gibt es eine Reihe von Problemen, die man durch verschiedene Techniken beheben bzw. reduzieren möchte.

  1. Stör-Objekte (z.B. Flugzeuge) im Bild
  2. Hot Pixel  -> Dithern, Dark-Abzug
  3. Vignettierung
  4. Himmelshintergrund zu hell  (Lichtverschmutzung)
  5. Schlechte Nachführung
  6. Beobachtungsobjekt zu dunkel auf dem Foto
  7. Rauschen, Farbrauschen (schlechtes SNR) -> Kühlung, lange Gesamtbelichtungszeit (dann Stacken)
  8. Geringer Kontrast -> Stretchen
  9. Geringe Dynamik -> Histogramm analysieren, gute Belichtungszeit wählen dann Einzelbilder aufnehmen und Stacken
  10. Helle Bildteile “ausgebrannt”
  11. Luftunruhe (“Seeing”)

(1) Problem: Stör-Objekte z.B. Flugzeuge, Erdsatelliten etc.

Wenn wir irgendwelche “Störungen” im Bild haben z.B. Flugzeuge, Erdsatelliten, Verwacklung, Fremdlicht etc., ist das ganze (langbelichtete) Bild unbrauchbar.

Lösung: Viele Einzelbilder mit kürzerer Belichtungszeit, schlechte Einzelbilder aussortieren, gute Einzelbilder Stacken

(2) Problem: Hot Pixel

Fehlerhafte Pixel im Sensor unserer Kamera verfälschen unser Astrofoto.

Lösung: Dunkelbild (“Dark”) machen und dieses vom Astrofoto subtrahieren

Dies alleine hat mit “Stacking” eigentlich nichts zu tun. Aber…

(3) Problem: Vignettierung

Über die gesamte Fläche unseres Fotos fällt die Helligkeit zu den Rändern etwas ab, möglicherweise sind auch noch Staubteilchen auf dem Sensor, die dunkle Flecken (sog. Dognuts) im Bild erzeugen.

Lösung: Light Frame machen und das Astrofoto dividieren durch dieses dividieren

Dies alleine hat mit “Stacking” eigentlich nichts zu tun. Aber…

(4) Problem: Himmelshintergrund zu hell

Je nach Beobachtungsort haben wir am Himmel mehr oder weniger Himmelshelligkeit, z.B. durch “Lichtverschmutzung“. Je länger ich belichte, desto heller wird der Himmelhintergrund auf meinem Bild.

Lösung: Mehrere Einzelbilder mit kürzerer Belichtungszeit, Einzelbilder Stacken zu einem Summenbild.

Wir können also ausprobieren wie lange wir maximal belichten können, ohne dass die Himmelhelligkeit das Bild überstrahlt – dazu ist ein Blick auf das Histogramm hilfreich. So ermitteln wir die Begrenzung der Belichtungszeit durch die Helligkeit des Himmelshintergrunds. Wir machen dann soviele Einzelbilder, bis das Summenbild die gewünschte “effektive” Belichtungszeit hat.

(5) Problem: Schlechte Nachführung

Ohne irgend eine Nachführung kann man ja nur sehr kurz belichten, bevor die Sterne zu Strichen werden, was man meistens ja nicht will.

Wenn man auf irgendeine Art und Weise nachführt (“tracking”, “guiding”), ist die Frage nach der Qualität dieser Nachführung; schlussendlich stellt sich die Frage: “Wie lange kann ich maximal belichten und die Sterne bleiben noch punktförmig?”

Lösung: Mehrere Einzelbilder mit kürzerer Belichtungszeit, Einzelbilder Stacken zu einem Summenbild.

Die Qualität der Nachführung begrenzt also die Belichtungszeit nach oben.
Beispielsweise kann ich mit meiner Astro-Gerätschaft max. 5 Minuten belichten. Wenn ich eine Gesamtbelichtungszeit von 240 Minuten machen möchte, mache ich also 48 Fotos mit je 5 Minuten Belichtungszeit.

(6) Problem: Beobachtungsobjekte zu dunkel (kaum sichtbar) auf dem Foto

Auf dem Foto ist unser Beobachtungsobjekt nicht zu sehen oder nur sehr schwach.

Photonen aus unserem Gesichtsfeld fallen auf die Pixel unseres Sensors und werden dort in Elektronen gewandelt. Diese elektrische Ladung wird dann aus den Pixeln ausgelesen evtl. verstärkt (ISO, Gain) und durch den ADC (Analog Digital Converter) in ein digitales Signal umgesetzt. Diese digitalen Helligkeitswerte pro Pixel machen dann unser Foto aus.

Bei einer längeren Belichtungszeit fallen mehr Photonen auf ein Pixel, es werden mehr Elektronen gesammelt und es gibt damit höhere digitale Helligkeitswerte im Foto.

Lösung: längere Belichtungszeit, ggf mit Stacking

(7) Problem: Rauschen (schlechtes SNR)

Wir haben auf unserem Foto ein “Hintergrundrauschen” in dem feine Einzelheiten unseres Beobachtungsobjekts (“das Nutz-Signal”) untergehen.
Das Rauschen kommt aus mehreren Quellen:

  • Photonen-Rauschen (Schrotrauschen)
  • Sensor-Rauschen (Dunkelstrom)
  • Ausleserauschen

Photonen-Rauschen: Auch Schrotrauschen oder Schottky-Rauschen genannt. Unser Nutzsignal vom Himmelsobjekt ist mit einem Rauschen verbunden. Die Photonen vom Himmelsobjekt kommen nicht gleichmäßig auf dem Pixel an (Anzahl Photonen pro Zeiteinheit), so ähnlich wie Regentropfen pro Quadratmeter und Sekunde. Diese Photonen-Rate ist “poisson-verteilt“.

Poission-Verteilung (Copyright Wikipedia)

Die Standardabweichung einer Poisson-Verteilung mit einem Mittelwert von μ beträgt: σ = Wurzel aus μ.
Das Nutzsignal ist die mittlere Ankunftsrate der Photonen μ – es ist ist proportional zur Belichtungszeit.
Das Störsignal ist proportional zu σ, also zu Wurzel aus μ; d.h. proportional zu Wurzel aus Belichtungszeit.

D.h. Beim Photonen-Rauschen ist das Signal-Rausch-Verhältnis (SNR = Signal Noise Ratio) proportional zur Wurzel aus der Belichtungszeit. Beispielsweise verdoppelt sich das SNR bei einer Vervierfachung der Belichtungszeit.

Also Lösung: Lange belichten und ggf. Stacken

Sensor-Rauschen: Elektronen in den Pixeln des Sensors werden nicht nur von den Photonen unseres “Nutzsignals” erzeugt, sondern auch durch Wärme im Sensor und bilden so ein “Störsignal”. Faustregel: Eine Kühlung um 7° halbiert dieses “thermische” Rauschen.

Dieses thermische Sensor-Rauschen verteilt sich aber zufällig auf die einzelnen Pixel des Sensors.
Dieses thermische Sensor-Rauschen ist tatsächlich zufällig und mittelt sich mit längeren Belichtungszeiten aus.
Also Lösung: Kühlen und länger belichten ggf. Stacken

Ausleserauschen: Der Ausleseverstärker soll aus der elektischen Ladung (Elektronen) eines jeden Pixels eine proportionale Spannung erzeugen, die dem ADC zugeführt wird. dabei entsteht auch ein gewisses Rauschen.

Dieses Ausleserauschen ist bei modernen digitalen Kameras zwar sehr gering, aber addiert sich mit jedem Einzelfoto, das ich mache.

Also Lösung: So belichten, dass das Ausleserauschen relativ zum sonstigen Rauschen vernachlässigt werden kann. Üblich ist etwa Ausleserauschen = 10% vom Himmelshintergrund. Man nennt das “hintergrundlimitiert”.

(8) Geringer Kontrast

Lösung: RAW-Format, Stretchen, S-Kurve

(9) Geringe Dynamik

Lösung: RAW-Format, geringeres ISO/Gain

(10) Helle Bildteile “ausgebrannt”

Lösung: HDR und/oder Postprocessing

(11) Luftunruhe “Seeing”

Lösung: Lucky Imaging

(12) …

 

Astronomie: Sphärische Trigonometrie

Gehört zu: Mathematik
Siehe auch: Tägliche Bewegung der Gestirne, Diagramm
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Was ist Sphärische Trigonometrie?

Die Ebene Trigonometrie ist die Lehre von den Dreiecken in der Ebene.

Die Sphärische Trigonometrie ist die Lehre von den Dreiecken auf einer Kugeloberfläche. Solche Dreiecke werden durch Abschnitte von Großkreisen gebildet.

Das Polar-Dreieck auf der Himmelskugel

Zur Umrechnung eines Koordinatensystems in ein anderes zeichnet man sich ein sog. Polar-Dreieck, in dem die “Pole” (“Drehpunkte”) beider Koordinatensysteme vorkommen.

Zur Umrechnung der äquatorialen Koordinaten Deklination (δ) und Stundenwinkel (t) in die horizontalen Koordinaten Höhe (h) und Azimuth (A) wird das sog. Polar-Dreieck wird gebildet durch den Himmelspol (N), den Zenit (Z) und ein Himmelsobjekt (O).

Im Polardreieck sind die Abstände (Bogenlängen):

  • vom Himmelspol zum Zenit: 90° – φ
  • vom Himmelspol zum Himmelsobjekt: 90° – δ
  • vom Zenit zum HImmelsobjekt: z = 90° – h

Im Polardreieck sind die Winkel an den Ecken des Dreiecks:

  • Winkel am Himmelspol: Stundenwinkel t (oder τ)
  • Winkel am Zenith: 180°  – A   (A = Azimuth von Süden)

Link: https://de.wikibooks.org/wiki/Astronomische_Berechnungen_f%C3%BCr_Amateure/_Druckversion#Koordinatentransformationen

MIt dem Seiten-Cosinussatz errechnet man den Cosinus der Länge einer Seite aus den Längen der beiden anderen Seiten und dem gegenüberliegenden Winkel:
\(\cos z = \cos (90° – \phi) \cos (90° – \delta) + \sin (90° – \phi) \sin (90° – \delta) \cos t\)

Was schließlich heisst:
\(\sin h = \sin \phi \sin \delta + \cos \phi \cos \delta \cos t \)

Der Cotangens-Satz im Polardreieck sagt:

\(   \cos (90° – \phi)  \cos t = \sin(90° – \phi) \cot (90° – \delta) – \sin t \cot(180° – A)  \)

Trigonometrisch umgeformt ergibt das:
\(  \sin \phi \cos t = \cos \phi \tan \delta – \Large\frac{\sin t}{\tan A}  \)

Aufgelöst nach A ergibt sich:

\(   \tan A = \Large\frac{\sin t}{\sin \phi \cos t – \cos \phi \tan \delta} \)

MIt Hilfe dieser Koordinatentransformation kann man für jedes bekannte Himmelsobjekt (Deklination und Rektaszension) die scheinbare tägliche Bewegung am Himmel berechnen – siehe dazu: Die scheinbare tägliche Bewegung der Gestirne.

 

https://drive.google.com/file/d/1KsWze0RuemuXoe755Z_glIkhA2pTGilH/view?usp=drive_web

Astronomie: Tägliche Bewegung der Himmelsobjekte

Gehört zu: Sonnensystem
Siehe auch: Tageslänge, Sphärische Trigonometrie
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Tägliche scheinbare Bewegung der Gestirne

Wenn wir wissen wollen, wie sich ein Himmelobjekt mit bekannter Rektaszension und Deklination im Laufe des Tages über den Himmel bewegt, so ist die einfache Formel:

  • Stundenwinkel = Sternzeit – Rektaszension
  • Deklination = const.

Damit haben wir die äquatorialen Koordinaten Stundenwinkel (t) und Deklination (δ) als Funktion der Sternzeit.

Wenn wir die azmutalen Koordinaten Höhe (h) und Azimuth (A) haben wollen, so müssen wir das wie folgt umrechnen:

(Quelle: https://de.wikibooks.org/wiki/Astronomische_Berechnungen_f%C3%BCr_Amateure/_Druckversion#Koordinatentransformationen )

\( \sin h = \sin \phi \cdot \sin \delta + \cos \phi \cdot \cos \delta \cdot \cos t \)

und

\( \tan A = \Large \frac{\sin t}{\sin \phi \cdot \cos t – \cos \phi \cdot \tan \delta}  \)

Beispiel Wega in Hamburg:

Astrofotografie: Deep Sky Objekte

Gehört zu: Welche Objekte?
Siehe auch M31

Deep Sky Objekte

Was ich mit meiner Ausrüstung ganz gut fotografieren kann, sind sog. DSO’s also Deep Sky Objekte.
Als Gegensatz zu DSO wird gerne “planetary” genannt. Da würde man mit Videos arbeiten.

Dazu gehören:

  • Galaxien
  • Emissionsnebel / Reflexionsnebel
  • Planetarische Nebel

Galaxien

Die beliebtesten Galaxien für den Hamburger Raum sind hier aufgeführt.

Datum von/bis bedeuted eine Höhe von mehr als 70 Grad um 23 Uhr.

Objekt Name Flächenhelligkeit Datum ab Datum bis Neumond-1 Neumond-2
M31 Andromeda 13,35 12.10. 20.11. 16.10.2020 14.11.2020
M51 Whirlpool 12,56 18.4. 17.6. 20.4.2020 22.5.2020
M81 Bode 13,13 10.2. 6.4. 24.2.2020 24.3.2020
M101 Feuerrad 14,82 21.4. 28.6. 20.4.2020 Welche Objekte?
NGC891 Edge-on Andromeda 13,1
NGC7606 10,8
NGC2146 Dusty Hand 12,1
NGC4449 Box Gaklaxy 12,8
NGC5005 Virgo 12,6
NGC6951 Face-on 13.5
NGC157 Cet 12,4
NGC908 Cet 13,0
NGC936 Cet 13,2
M64 Black Eye 12,4
M85 Com 13,0
M88 Com 12,6
M99 Com 13,0
M100 Com 13,0
NGC4274 Com 13,4
NGC4278 Com 13,1
NGC4314 Com 13,3
NGC4565 Needle 12,9
M102 Dra 11,9
NGC5907 Dra 13,4
M83 Southern Pinwheel 13,2
M65 Leo 12,4
M66 Leo 12,5
M96 Leo 12,9
M105 Leo 12,1

 

Astrofotografie: M31 Andromeda Galaxis

Gehört zu: Welche Objekte?
Siehe auch: Galaxien, Deep Sky Objekte

Die Andromeda Galaxis

M31 ist die uns am nächsten gelegene “große” Galaxie (d.h. abgesehen von Zwerggalaxien wie z.B. LMC).

M31 gehört zur sog. “lokalen Gruppe”.

M31 ist das klassische “Anfängerobjekt” für die Deep-Sky-Fotografie.

Edwin Hubble konnte 1933/1934 am Mount Wilson Observatorium M31 in teilweise einzelne Sterne auflösen und dabei auch sog. Delta-Cephei-Sterne finden. Die scheinbare Helligkeit des “H1” genannten Cepheiden in M31 schwankte zwischen 18,3 und 19,7 mag. Mit Hilfe der bekannten Periode-Leuchtkraft-Beziehung konnte er die absolute Helligkeit und damit die Entfernung von M31 bestimmen. Die Entfernungsbestimmung ergab seinerzeit zunächst knapp 1 Million Lichtjahre.

Bis damals war die allgemeine Überzeugung, dass es ausser unserer Galaxis, der “Milchstraße”, keine anderen Galaxien geben würde und die allerseits zu beobachtenden “Nebel” (wie M31) wohl zur Milchstraße gehören müssten.

Als Walter Baade Anfang der 1950er Jahre am gerade fertiggestellten 5m-Spiegel auf dem Mount Palomar zwei verschiedene Typen von Cepheiden nachweisen konnte (mit zwei verschiedenen Periode-Leuchtkraft-Beziehungen), musste die Entfernung auf 2,5 Mio Lichtjahre korrigiert werden.

Generelle Vorbereitungen für das Fotografieren von M31

Wann ist der günstigste Zeitpunkt; d.h. wann steht M31 schön hoch am Himmel?

  • In 2018 in Hamburg:  12. Oktober – 20. November  (h>70°)

Dann brauchen wir noch eine günstige Mondphase z.B. Neumond und gutes Wetter. Als Neumond-Daten haben wir:

  • 2018:   08. Okt.
  • 2019:   27. Okt.
  • 2020:   16. Okt.
  • 2021:   4. Nov.

Als günstigen Standort für die Beobachtung habe ich Handeloh gewählt.

  • geringere Lichtverschmutzung  (Bortle 4 /  SQM 21,0)
  • freies Sichtfeld
  • gute Erreichbarkeit per Auto

Welche Ausrüstung soll eingesetzt werden?

Mit welchen Einstellungen sollen die Fotos geschossen werden?

  • Geplante Belichtungszeit: 10 x 300 Sekunden bei ISO 800
  • Probefotos ergaben, dass bei dieser Belichtung das Histogramm der Einzelfotos “gut” aussah; d.h. deutlich vom linken Rand abgesetzt und von rechten Rand noch sehr weit entfernt
  • Aufnahmeformat: Raw d.h. CR2
  • Auto Guiding mit PHD2 Guiding

Das Foto am 14.10.2018

Im Jahre 2018 war ich mit meinen astrofotografischen Übungen dann so weit und konnte folgende Aufnahme gewinnen:

Ergebnis: M31 in der Andromeda

Autosave_0239-0248_16_CI_RGb

Die Bildbearbeitung (Post Processing)

Als all die schönen Bilder “im Kasten” waren ging es erst einmal nach Hause, wo dann in den nächsten Tagen, Wochen und Monaten die Bildbearbeitung begann.

  • Stacking mit Deep Sky Stacker. Dabei erwies sich eines der zehn Lights als verwackelt und wurde ausgeschieden. Zehn Darks wurden ebenfalls gemacht. Mit Deep Sky Stacker entstand dann das kalibrierte Summenbild im TIFF-Format.
  • Mit Regim erfolgte dann die Background Extraktion (auch Gradient Removal ganannt).
  • Weiterhin wurde mit Regim eine B-V-Farbkalibrierung vorgenommen.
  • Schließlich erfolgte mit Adobe Photoshop das Stretching durch “Tonwertkorrektur” und “Gradationskurven”.
  • Mit Noel Carboni’s Action Set “Astronomy Tools” in Photoshop wurden dann noch die Actions  “Local Contrast Enhancedment”, “Increase Star Color” ausprobiert.
  • Zum Schluss wurde der sehr helle Kern von M31 noch mit “Bild -> Korrekturen -> Tiefen/Lichter” 10% dunkler gemacht.

 

 

 

 

Computer: 3D-Druckverfahren

Gehört zu: Computer
Siehe auch: Bahtinov-Maske, FreeCAD

3D-Drucker

So einem 3D-Drucker muss man sagen welches Material er zum “Drucken” verwenden soll z.B. PLA-Pulver.

Eine Eingabedatei sagt dem 3D-Drucker dann genau, was er da “drucken” soll.

Software für den 3D-Druck

Zum Design eines Bauteils für den 3D-Drucker braucht man eine spezielle CAD-Software, mit der man das Bauteil in 3D interaktiv maßgerecht zeichnen kann und die das für 3D-Drucker erforderliche Datei-Format (z.B. STL) erzeugen kann.

Beispiel: TinkerCAD

  • Beispiel: http://www.tinkercad.com
  • Mit TinkerCAD kann man im Internet schöne 3D-Modelle entwerfen und diese dann z.B. als STL-Datei ausgeben (“Export”).
  • MIt TinkerCAD kann man auch fertige Zeichnungen von Bauteilen (z.B. als SVG-Datei) inportieren.

Beispiel: FreeCAD

3D-Drucker als Hardware

Ein Astro-Kollege von der GvA berichtete einmal über seine Erfahrungen mit kostengünstigen 3D-Druckern.

Ausserdem fiel der Begriff “Ulti Maker“, das ist eine Firma, die 3D-Drucker herstellt:   https://ultimaker.com/

Dienstleister zum 3D-Druck

Es gibt viele Dienstleister, bei denen man eine STL-Datei einreichen kann, die dann dort “ausgedruckt” wird.

z.B. im Internet: Thingiverse

z.B.  Universitäten und Bibliotheken

Web-Links

NIco Carver:   https://www.youtube.com/watch?v=a0Qk5jzsZfc

Astrofotografie: ZWO ASI294MC Pro

Gehört zu: Astrofotografie
Siehe auch: Liste meiner Geräte, Belichtungszeiten, SharpCap

Eine neue Kamera: ZWO ASI294MC Pro

Ich wollte nun (Jan. 2020) meine Astrofotografie auf eine neue Ebene heben und statt mit meiner DSLR Canon EOS 600D nun mit einer gekühlten Astro-Kamera arbeiten.

Da das in meinen Augen schon recht teuer wird, habe ich mich nach etwas Gebrauchtem umgesehen.
Anfang Januar 2020 wurde ich fündig auf forum.astronomie.de und habe mit eine ZWO ASI294MC Pro gegönnt.

Und das gehört zur ASI294MC Pro:

  • ASI294MC Pro  (mit Anschlüssen: T2, 1,25″ und 2″)
  • Gekauft am 2. Januar 2020 für EURO 850,– gebraucht
  • Sensor: Sony 4/3″ CMOS Color Sensor IMX294CJK – “Back illuminated”
  • Pixelgröße: 4,63 µm – 4144 x 2822 Pixel
  • Leistungsstarke Peltierkühlung bis 45 °C unter Umgebungstemperatur
  • Heizmanschette…

Link: https://astronomy-imaging-camera.com/product/asi294mc-pro-color

Foto-Steuerung über ASIair (Linux)

Angeregt durch das Youtube-Video von Trevor Jones (AstroBackyard https://www.youtube.com/watch?v=TwDoKpvajoo ) spielte ich damals auch mit dem Gedanken dazu eine ASIair zu kaufen; das habe ich aber später verworfen, weil es nur noch die viel teuere ASIair Pro (EUR 359,– statt EUR 199,–) gab, welche auch erst irgendwann in der Zukunft geliefert werden sollte. Aber ich habe mal begonnen mich mit Linux und INDI-Treibern auseinanderzusetzen. Für die ASI294MC Pro gibt es sowohl INDI-Treiber als auch ASCOM-Treiber.

Wenn man über INDI geht (primär: Linux), benutzt man als Software KStars mit dem eingebauten EKOS.

Ich hatte dann mal die kleine Linux-Kiste “StellarMate” ausprobiert, hatte da aber Probleme, sie über mein LAN/WLAN zu erreichen.
Deshalb: Kommando zurück: Steuerung ggf. remote über meine Windows-Computer.

Foto-Steuerung über APT (Windows)

Die bewährte Software APT funktioniert mit der neuen Kamera ASI294MC Pro genau so gut wie vorher mit der DSLR Canon EOS 600Da.

Foto-Steuerung über SharpCap (Windows)

Alternativ kann ich zum Fotografieren mit der neuen Kamera ASI294MC Pro auch die Software ShapCap einsetzen.

Astronomie: Software Regim

Gehört zu: Bildverarbeitung
Siehe auch: PixInsight, Fitswork

Was ist Regim?

Regim ist eine kostenlose Software des Entwicklers Andreas Röring.

Regim benötigt die Java Runtime Umgebung und läuft damit auf Windows, Linux und MacOS.

Allerdings ist die Benutzeroberfläche nach heutigen Maßstäben recht schlicht.

Auch ist Regim insgesamt recht langsam.

Probleme gibt es auch bei einigen Varianten der Bildformate TIFF und auch FITS.

Download der Software: https://www.andreasroerig.de/regim/regim.xhtml

Download der Dokumentation: https://www.andreasroerig.de/content/regim/regim.pdf

Version: 3.8 (5.1.2019)

Besondere Funktionen von Regim

Installation und Aufruf von Regim

xyz

Bekannte Probleme mit Regim

Bildformate TIFF und FITS

Java Heap Space

Links zu Regim

AstroHardy 23.01.2014: Vorbereitung von FITS-Dateien in Fitswork für Regim

AstroHardy 20.01.2014:  Automatische Farbkalibrierung mit Regim  Remove Gradient & B-V-Color Calibration

AstroHardy 19.01.2014: Farbkalibrierung mit Regim und Gimp

AstroCologne 09.09.2019: Richtige Farben in Deep-Sky-Bildern

AstroCologne 01.09.2011: Regim Tutorial Teil 1  Stacking

AstroCologne 01.09.2011: Regim Tutorial Teil 2 Fortsetzung des Stacking von Teil 1

Funktionen von Regim

Die wichtigsten Funktionen von Regim sind:

  • Stacking
  • Background Extraction / Gradient Removal
  • B-V Color Calibration / B-V-Farbkalibrierung
  • Plate Solving

Stacking mit Regim

Regim starten und in der Menüleiste “Preprocessing” anklicken. Dann im Drop-Down-Menü nochmals “Preprocessing” auswählen….

Eingabe für das Stacking sind:

  • LIght Frames  (Format FIT oder RAW,…)
  • Dark Frames
  • Flat Frames
  • “Flat Darks” sagt Regim. DSS nennt das “Bias Frames”

Ausgabe beim Stacken ist:

  • Ergebnisdatei FIT
  • Save as: Ergebnisdatei 16 Bit TIFF

Background Extraction / Gradient Removal mit Regim

Wir haben nun das Stacking bereits durchgeführt und haben also eine sog. “Summendatei”.

Als nächsten Schritt glätten wie den Hintergrund d.h. “Background Extraction” bzw. “Gradient Removal”. Der übernächste Schritt behandelt dann die Farben.

Als Eingabe benötigen wir eine Summendatei, die noch nicht gestretched ist, sich also noch in linearem Zustant befidet. Am Besten im Format TIFF.

Dann rufen wir die Funktion Gradient Removal auf indem wir in der Regim-Menüleiste auf “Edit” klicken und dann im Drop-Down-Menü “Remove Gradient” auswählen.

Daraufhin escheint eine kleine Dialogbox (Titel Remove Gradient) mit den Schaltflächen “Generate”, “Execute” und “Exit”.

Bevor wir auf “Generate” klicken füllen wir die Eingabefelder:

  • Number of Samples:   z.B. 21
  • Blur Radius: z.B. 11
  • Background: auto/Manuell

Wenn diese Eingabefelder gefüllt sind, können wir auf die Schaltfläche “Generate” klicken. Es werden dann etsprechend den Eingaben Messpunkte für den Hintergrund (Background) gesetzt.

Wenn die Messpunkte für den Hintergrund O.K. sind, können wir auf “Execute” klicken. Das dauert ein klein wenig und am Ende haben wir drei Fenster (Originalbild, Bild nur mit dem Hintergrund, Bild mit dem entfernten Hintergrund). Die Bilder sind noch linear; d.h. zum Betrachten müssen wir den rechten Regler ziehmlich weit aufdrehen.

Wir klicken nun auf die Schaltfläche “Exit” (sonst geht’s nicht weiter).

Wir können dann die nicht benötigten Fenster schießen und das Ergebnis als 16 Bit TIFF abspeichern.

Da Regim nicht so wahnsinnig stabil läuft, ist das Abspeichern eines solchen Zwischenergebnisses immer sehr zu empfehlen.

Farbkalibrierung mit Regim

Auf der Regim-Menüleiste klicken wir auf “Color” und in dem Dropdown-Menü dann auf “Automatic B-V Color Calibration” oder “Manual B-V Color Calibration”…

Die Idee ist, den Farb-Index (B-V-Index) eines oder mehrerer Sterne im Feld heranzuziehen für die Farbkalibrierung des Bildes.

Bei der “Automatic”-Variante ermittelt Regim zunächst per Plate Solving, welche Sterne im Bild vorhanden sind und kann dann zu den identifizierten Sternen die B-V-Indices aus einem Sternkatalog abrufen.