Astronomie

Astro-Notizen

Reisen: Namibia 2022 touristisch

dkracht

Gehört zu: Namibia
Siehe auch: Namibia 2022

Reisen: Namibia 2022 touristisch

Neben meinen astronomischen Aktivitäten auf der Astrofarm Kiripotib, habe ich mal angefangen auch eine weitere touristische Erkundung des Landes zu planen. Ein Vorschlag dazu kam vom Reiseveranstalter Tourlane.

Reise-Angebot von Tourlane

7.6.2022 Fahrt von Windhoek nach Marienthal

8.6.2022 Fahrt von Marienthal nach Naukluft River Camp  (2 Nächte dort mit A/ÜF)

10.6.2022 Fahrt von Naukluft nach Swakopmund (2 Nächte, Golf möglich)


12.6.2022 Fahrt von Swakopmund nach Damaraland (ÜF)


14.6.2022 Fahrt von Damaraland zur Etosha Pan (3 Nächte, ÜF)

17.6.2022 Fahrt von Etosha nach Waterberg Plateau (2 Nächte, A/ÜF)

19.6.2022 Fahrt von Waterberg Plateau nach Windhoek International Airport

Danach Abholung zur Astrozeit 21.6. – 4.7.2022 auf Kiripotib

Physik: Entartetes Gas (Fermi)

dkracht

Gehört zu: Weisser Zwerg
Siehe auch: Thermodynamik, Quantenphysik, Ideales Gas, Hertzsprung-Russel-Diagramm

Stand: 29.07.2022

Was ist ein entartetes Gas und wie verhält es sich?

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

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

Wie reagiert ein solches Fermi-Gas auf Temperaturerhöhungen?

Was meint man mit dem Begriff “Entartetes Gas”?

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

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

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

Entartetes Elektronen-Gas

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

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

Das so entartete Elektronen-Gas übt einen Druck aus der Fermi-Druck oder auch Entartungsdruck genannt wird.
Beim “normalen” (idealen) Gas hängt der Druck von der Temperatur ab. Der Entartungsdruck hängt nicht mehr von der Temperatur ab. Damit ein Gegendruck zum Gravitationsdruck erreicht werden kann muss also die Temperatur nicht weiter ansteigen; d.h. höhere Temperaturen, die zu weiteren Kernfusionen notwendig wären, werden nicht erreicht.

Entartungsdruck in Weissen Zwergen

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

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

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

 

 

 

Astronomie: Weißer Zwerg

dkracht

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

Stand: 04.10.2022

Was ist ein Weißer Zwerg?

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

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

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

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

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

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

Die Chandrasekhar-Grenze ist nicht für alle Sterne gleich, sondern hängt von Art der Sternmaterie ab:

  • Bei einem Kohlenstoff-Stern liegt die Chandrasekhar-Grenze bei 1,457 Sonnenmassen.
  • Bei einem Eisen-Stern liegt die Chandrasekhar-Grenze bei 1,256 Sonnenmassen.

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

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

Kohlenstoffdioxid in der Erdatmosphäre

dkracht

Gehört zu: Die Erde
Siehe auch: Atmosphäre, Kohlenstoff

Kohlenstoffdioxid in der Erdatmosphäre

Folgende Fragen gehen mir durch den Kopf:

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

Wieviel CO2 ist in der Erdatmosphäre?

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

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

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

Welche Auswirkungen hat CO2 in der Erdatmosphäre?

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

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

Wo kommt das CO2 her?

Es gibt Quellen, Senken und Speicher…

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

Reisen: Astronomie in Namibia 2022

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Gehört zu: Reisen, Astronomie
Siehe auch: Urlaub, Afrika, Namibia, Namibia touristisch, Astro-Geräteliste, Skywatcher AZ-GTi, Namibia 2024

Status: 27.04.2022 (Skywatcher AZ-GTi)

Astronomie in Namibia 2022

Im Jahre 2022 soll es wieder losgehen nach Namibia. Ich habe überlegt, wie ich die Astro-Reise nach Kiripotib auch touristisch etwas aufpeppen könnte. Der Reiseveranstalter Tourlane hat dazu einen Vorschlag gemacht, den ich in einem separaten Artikel festgehalten habe.

Vorüberlegungen für Astrozeit auf Kiripotib

Welches Equipment mitnehmen?

Idee: Wide Field Aufnahmen mit Fotostativ und Tracker

Ausgangspunkt ist ja meine Astro-Kamera die ZWO ASI294MC Pro mit der ich fotografieren will. Da habe ich Kühlung und kann dann recht einfach die in der Temperatur passenden Darks aufnehmen.

Zum Betrieb der Kamera mit Kühlung brauche ich ein USB-Kabel, ein 12V Netzteil und einen Windows-Laptop mit Netzteil, Maus und Notebook-Zelt.

Für die Kamera habe ich ja schon eine Ring-Halterung gekauft, mit der ich sie per Vixen-Schiene oder auch über Acar-Swiss auf eine Montierung setzen kann.

Da die Kamera nur ein AR-Schutzglass vor dem Sensor hat, habe ich einen UV-IR-Cut-Filter gekauft. Zur Montage des Filters habe ich dann eine spezielle Filterschublade gekauft. Damit kann ich alle Fotoobjektive mit Canon-Bajonett-Anschluss montieren und komme auch richtig in den Fokus.

Als Fotoobjektiv nehme ich mein Sigma 24mm 1:1.8 EX DG mit Canon-Bajonet.

Zur Nachführung kann ich meinen Tracker Skywatcher Star Adventurer Mini (“SAM”) nehmen, den ich mit der Skywatcher Wedge auf mein Fotostativ baue.

Um etwas mehr Komfort beim Finden von Objekten und Nachführen zu haben, habe ich mir eine Montierung Skywatcher AZ-GTi genehmigt.

Zum Betrieb des Trackers benötige ich als Stromversorgung: Batterien und/oder ein Micro-USB-Kabel mit Steckernetzteil.

Zur Grob-Einnordung benötige ich: Libelle (eingebaut), Neigungsmesser (Kiripotib -23.32876 Grad, Hamburg 90 – 53.57172 = 36.43 Grad), Inbus-Schlüssel 4mm, Kompass und GuideScope mit GuideCam.

Planung der Weitwinkelaufnahmen (f=24mm)

Planung mit Hilfe der Software Stellarium:

Foto Motiv R.A. Dekl. Rotationswinkel
1 Kreuz des Südens mit links Pointer Stars und rechts Eta Carinae 12h 24m 30s -60° 06′ 06″ -15°
2 Kreuz des Südens + Rechts 10h 31m 50s -59° 48′ 37″ -30°
3 Kreuz des Südens  + Links 14h 35m 53s -57° 51′ 59″ +21°
4 Pointer Stars + Links (hochkant) 15h 34m 59s -52° 54′ +131°
5 Zwischen Pointer Stars und Antares (hochkant) 16h 17m 40s -49° 04′ 15″ +140°
6 Scorpio (hochkant) 16h 53m 59s -36° 29′ 18″ +154°
7 Scorpio rechts am oberen Rand 17h 38m 38s -26° 41′ 30″ +154°

Der Flug

Die offizielle Astrozeit ist 21.6. – 4.7.2022

Dann ist es sinnvoll spätestens am 20.6. anzukommen d.h. am 19.6. in Frankfurt mit Direktflug abzufliegen.

Der Rückflug könnte dann etwa am 6.7. abends von Windhoek erfolgen.

Zur Zeit (Sep. 2021) bietet Lufthansa mit ihrer Tochter Eurowings Discover täglich Direktflüge an.

Wenn man mit einem Gepäckstück à 23 kg nicht auskommt, muss man den Tarif “Premium Economy Basic” buchen. Darin sind 2 Gepäckstücke à 23 kg enthalten. Der um 100 Euro pro Flug billigere Tarif “Economy Basic” enthält ein Gepäckstück und man kann kein zweites hinzubuchen (oder doch als separates “Hinzubuchen” so wie Rail&Fly???).

In der Tarifklasse “Premium Economy Basic” sollen die Sitze mehr Abstand zum Vordermann haben (38 Inch statt 31 Inch); ausserdem soll dort die Rückenlehe verstellbar sein (recliner).

Mögliche Flugbuchung wäre also:

Hinflug 19.6.2022 FRA-WDH  21:45-08:00  4Y132  A330-300    EUR 508,74

Rückflug 6.7.2022 WDH-FRA  19:00-05:35  4Y133  A330-300    EUR 738,70

Gesamtpreis also: 1247,44

Zugfahrt kann bei Eurowings per “Rail and Fly” (zug zum Flug) separat dazugebucht werden.

Die Deutsche Bahn kann erst ab dem 12.12.2021 (Winterfahrplan) etwas buchen.

Beispielsweise Ab Hamburg Hbf. 13:24 an Frankfurt Flughafen 17:17

Mögliche Astronomische Objekte

  • Zodiakallicht
  • NGC6334 Katzenpfotennebel
  • NGC6357 Hummernebel (H II)
  • IC4628 Garnelen-Nebel
  • NGC6744 Pavo Galaxie
  • Coma-Haufen
  • Jupiter-Monde

Ankunftstag 20.6.2022

1) Am Nachmittag einen APM APO ausprobieren mit FS2-Steuerung und N.I.N.A.

2) 19:00 im NW das Zodiakallicht (Krebs, Löwe) – Canon EOS 600D   mit Fotoobjektiv Zenitar16mm, Landscape mit schönem Vordergrund (ISO 6400 ?. 15 Sekunden ?)

3) 19:30-21:30 Leo Triplet  (h>30°)  – APM APO 70/700 und ASI294MC Pro ohne Filter, Temperatur -10° Celsius

Mondaufgang ca. 24:00 Uhr

Der Himmel am 21.6.2022 abends

4) NGC6334 Katzenpfoten-Nebel – APM APO 70/700

5) NGC6357 Hummer-Nebel mit Narrowband-Filter – APM APO 70/700

Mondaufgang ca. 00:40 Uhr

Der Himmel in der Neumondnacht am 28./29.6.2022

19:30 Ende der astronomischen Dämmerung
Der Schütze geht im Osten auf, darüber der Skorpion
Centauer und Kreuz des Südens hoch, fast im Süden.

Canopus geht im SW unter / links davon die LMC (h=15°)

Zodiakallicht im WNW, darüber der langsam untergehende Löwe.

Der Coma-Haufen (f=135mm) zwischen dem Löwen-Ende und dem Bootes.

19:30 Herkules geht im Nord-Osten auf

20:30 Arkturus kulminiert

Darüber Spica fast im Zenith.

21:30 später werden Wega und Atair über dem Nord-Ost-Horizont sichbar

01:00 Jupiter geht auf

03:00 SMC erreich heine Höhe von mehr als 30°

05:00 Canopus get im SSE wieder auf

Verlauf der Ekliptik wegen Gegenschein in der Neumondnacht 29.6.2022

Sonne R.A. 06:34  –> Gegenschein R.A. 18:34

NW durch Regulus (R.A. 10:05)  – geht ab 22 Uhr unter

N  bei Spica (R.A. 13:26)

E bei Antares (R.A. 16:30)

Lambda Sgr (Spitze des Tea Post Deckels) R.A. 18:29 – dort ist das Zentrum der Milchstrasse – also Gegenschein nicht sichtbar

E Saturn R.A. 21:50

Bottom Line: Gegenschein fällt mitten in das Zentrum der Michstraße und ist deshalb nicht zu beobachten.

Das Zodiakallicht

Am besten gleich nach dem Abendessen in den ersten Tagen auf Kiripotib

Der Coma-Haufen

xyz

Sichtbare Planeten

Saturn geht auf (im Osten)

  • am 21.6. gegen 23 Uhr
  • am 6.7. gegen 22 Uhr

(4) Vesta unterhalb von Saturn

Jupiter geht auf (im Osten)

  • am 21.6. gegen 2 Uhr (kurz nach dem Mondaufgang)
  • am 6.7. gegen 1 Uhr

Mars geht auf (im Osten)

  • am 6.7. gegen 02:30 Uhr

Venus

Merkur

Mitzubringende astronomische Gerätschaften

Google-Sheet dazu: https://docs.google.com/spreadsheets/d/1lZdrcRno2k5ZeC-dUCOwpVSjHarq_wltyLkF6PYVY7Q/edit?usp=sharing

Gesundheit: Labello, Impfpass, med. Maske

Meine Astrokamera ZWO ASI294MC Pro mit

Laptop-Computer mit

  • Netzteil für Laptop
  • Maus    (Batterie 1 x AA)
  • USB-Hub
  • Seriell-USB-Adapter
  • Serielles Kabel für die FS-2-Steuerung
  • USB-Sticks für tägliche Datensicherung
  • Maus-Pad
  • Notebookzelt
  • Rotlicht-Scheibe

Fotostativ mit Neiger und Schnellwechselplatte

Fotokamera Canon EOS 600DA mit

  • Netzteil für Canon Kamera
  • USB-Kabel für Canon Kamera
  • Schnellwechselplatte

Fotoobjektive

  • Zenitar 16mm mit T2-Adapter – für Zodiakallicht
  • Takumar 135mm mit T2-Adapter – für Coma-Haufen

Strom

  • Namibia-Adapter
  • Verlängerungskabel
  • Akkus s.o.
  • Ladegerät für Akkus

Laserpointer   (Batterie: 2 x AAA)

SQM-Gerät   (Batterie: 9V Block)

Rotlicht Stirnlampe (Batterien: 3 x AA)

Rotlicht Taschenlampe 1   (Batterien: 3 x AAA)

Rotlicht Taschenlampe 2   (Batterie: 9V Block)

Elektronischer Neigungsmesser   (Batterien: 2 x AAA)

Riemenschlüssel = Gurtschlüssel = Bandschlüsselsatz

Baader Prismenklemmen für Hans (an Rolf geschickt)

 

 

Astronomie: Tri Narrowband Filter

dkracht

Gehört zu: Astrofotografie
Siehe auch: Filter, Gewinde, Lichtverschmutzung, Emissionsnebel, Liste meiner Fotos, Astrofotos 2021
Benutzt: Fotos aus Google Drive

Stand: 19.12.2022

Tri Narrowband Filter

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

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

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

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

Die üblichen Verdächtigen

Dual- oder Tri-Narrowband Filter sind ein modischer Trend geworden in 2021. Oft genannt werden:

  • Optolong L Extreeme
  • Altair Astro Dual Band 7 nm
  • IDAS NBZ 12 nm

Meine Bestellung Omega Optical

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

Fassung Omega Optical

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

Transmission Omega Optical

Der Filter blockiert alle Wellenlängen bis auf:

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

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

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

Vom Hersteller stammt folgende Transmissionskurve:

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

Bei diesem “Improved DGM NPB” ist also ein UV- IR-Cut-Filter nicht erforderlich, da in diesen Wellenlängen nichts durchgelassen wird.

Beobachtungsobjekte für Tri-Narrowband-Filter

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

Objekt Name Sternbild Größe Art Bemerkungen
M8 Lagoon Sgr 90′ x 35′ Emission & Reflektion
M16 / IC 4703 Adler-Nebel Ser 35′ Emission & OC Pillars of Creation
M17 Omega-Nebel Sgr 15′ Emission
M42 Orionnebel Ori 60′ Emission
M57 Ringnebel in der Leier Lyr 2′ PN
M27 Hantelnebel /Dumbbell Vulpecula 8′ x 5,7′ PN
IC 410 “Kaulquappen”-Nebel Aur 40′ Emission & OC HII und OIII
IC 434 Horsehead Ori 10′ x 60′ Emission
IC 1396 Elefantenrüssel Cep 170′ x 140′ Emission & OC
IC 1848 Seelennebel Cas 60′ x 30′ Emission 2.11.2021
IC 1805 Herznebel Cas 150′ x 150′ Emission 2.11.2021
IC 2944 Running Chicken Cen 75′ Emission
IC 5067-70 Pelikan-Nebel Cyg 60′ x 50′ Emission
NGC 281 Pacman-Nebel Cas 35′ x 30′ Emission
NGC 896 Herz-Nebel Cas 6′ x 4,5′ Emission heller Teil des Herznebels
NGC 1360 “Rotkehlchenei” For 6,5′ PN
NGC 2237-9 Rosetten-Nebel Mon 80′ x 60′ Emission
NGC 3372 Eta Carinae Car 120′ Emission
NGC 6334 Katzenpfoten-Nebel Sco 35′ x 20′ Emission
NGC 6781 Schnellball-Nebel Aql 1,8′ x 1,9′ PN
NGC 6888 Crecent Cyg 18′ x 13′ Emission
NGC 7000 Nordamerika Cyg 120′ x 100′ Diffuser Gasnebel HII 1.9.2021
NGC 7293 Helix-Nebel Aqr 16′ x 28′ PN Good’s Eye
NGC 7822 Diffuser Nebel Cep 100′ Emission HII-Region
Sh 2-112 Diffuser Nebel Cyg 9′ x 7′ HII-Region
Wizzard-Nebel
Kokon-Nebel

Meine Bestellung Omega Optical
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Physik: Hohmann-Transfer-Orbit

dkracht

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

Hohmann-Transfer-Bahn

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

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

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

Astrofotografie: Nachführung mit der Montierung (Tracking)

dkracht

Gehört zu: Astrofotografie
Siehe auch: Nachführung, Montierungen
Benutzt: Fotos aus Google Drive

Stand: 19.12.2022

Nachführung mit der Montierung (Tracking)

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

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

  1. Nachführgenauigkeit der Montierung (Tracking)
  2. Himmelshelligkeit

Wir wollen also zuerst einmal praktisch herausfinden, wie gut dieses sog. Tracking durch die Montierung eigentlich ist.
Wenn die Genauigkeit des Trackings durch die Montierung nicht ausreichen sollte, wäre evtl. ein Autoguiding hilfreich.

Ist das Tracking der Montierung gut genug?

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

Dann gehe ich mit meinem Teleskop Orion ED80/600 (f=600mm) und der Kamera ASI294MC Pro (Pixelgrösse 4,63 µm) auf einen Himmelsbereich möglichst nahe zum Himmelsäquator. In meinem begrenzen Himmelsausschnitt kommt dafür der Stern Albireo (Beta Cyg) infrage.

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

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

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

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

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

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

Ungenauigkeit im Tracking durch Schneckenfehler

Dies habe ich ein einem separatem Blog-Artikel beschrieben: Periodic Error Correction.

Verbesserung des Trackings durch Autoguiding

Hierzu habe ich einen separaten Artikel “Autoguiding” geschrieben.

 

 

Astronomie: Hintergrundlimitiert

dkracht

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

Stand: 15.04.2023

Astrofotografie: Hintergrundlimitiert

Wieso “hintergrundlimitiert”?

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

Wenn ich meine Einzelfotos in diesem Sinne schon hintergrundlimitiert habe, kann ich durch Verlängerung der Einzelbelichtungszeit keine Verbesserung des SNR im Summenbild mehr erreichen (bei gleicher Gesamtbelichtungszeit), da bei längerer Belichtung die Lichtverschmutzung dominieren würde.

Wie genau ist der Begriff “hintergrundlimitiert” definiert?

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

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

Youtube Video von Daniel Nimmervoll:

Wenn wir also Read Noise und Dark Noise vernachlässigen wird aus der generellen Gleichung

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

die vereinfachte Gleichung:

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

Wann ist mein Astrofoto hintergrundlimitiert?

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

Messung des Kamerarauschens (Dunkelstromrauschen + Ausleserauschen)

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

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

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

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

Mit meiner Astro-Kamera ASI294MC Pro habe ich folgendes mit Dark Frames gemessen:

Temperatur Belichtungszeit Gain Kamera-Rauschen
-10° C 120 s 300 75 ADU
-10° C 120 s 200 26 ADU
-10° C 60 s 200 21 ADU
-10° C 30 s 200 19 ADU
-10° C 20 s 300 51 ADU

Messung des Himmelshintergrunds

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

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

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

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

\( Standardabweichung = \sqrt{Mittelwert}  \)

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

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

Mit meiner Astro-Kamera ASI294MC Pro habe ich folgendes mit Light Frames am Standort “Bundesstrasse” gemessen:

Temperatur Belichtungszeit Gain Ort Hintergrund-Signal Hintergrund-Rauschen Kamera-Rauschen Faktor
-10° C 120 s 300 Bundesstrasse 27700 ADU 166 ADU 75 ADU 2,2
-10° C 120 s 200 Bundesstrasse 15400 ADU 124 ADU 26 ADU 4,8
-10° C 60 s 200 Bundesstrasse 8300 ADU 91 ADU 21 ADU 4,3
-10° C 30 s 200 Bundesstrasse 4860 ADU 70 ADU 19 ADU 3,7
-10° C 20 s 300 Kiripotib 2600 ADU 51 ADU 51 ADU 1,0

Ich hatte eine maximale Belichtungszeit von 120s wegen der Trackinggenauigkeit meiner Montierung AZ-GTi bei f=135mm schon gefunden.
Mit einem Gain von 200 bin ich dann deutlich Hintergrundlimitiert….

Maßeinheiten: ADU, Elektronen, Photonen

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

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

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

Lessons learned

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