Physik: Hohmann-Transfer-Orbit

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)

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

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.

Astrofotografie: Bodes Galaxy

Gehört zu: Welche Objekte?
Siehe auch: Galaxien, Deep Sky Objekte, Belichtungszeit, Meine Astrofotos
Benutzt: Fotos aus Google Archiv

Bodes Galaxy M81

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

Generelle Vorbereitungen für das Fotografieren von M81

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

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

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

Welche Ausrüstung soll eingesetzt werden?

Mit welchen Einstellungen sollen die Fotos geschossen werden?

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

Abbildung 1: Histogramm eines Einzelbildes (Google Drive: Histogramm-01.jpg)

Post Processing mit

Das Foto am 21.04.2020

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

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

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

Gehört zu: Astronomie
Siehe auch: Lichtverschmutzung, Beobachtungsplätze

Stand: 28.08.2022

Der Hamburger Astroklub: GvA

Hilfe beim Wiedereinstieg in die Astronomie bekam ich auch von der GvA, der Gesellschft für volkstümliche Astronomie in Hamburg, der ich im Mai 2015 beitrat.

Die GvA veranstaltet Workshops im Kirchenzentrum Feste Burg, in Neuallermöhe (seit Sommer 2022: Haus Christo, Nettelnburg) und zwar:

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

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

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

 

 

 

Astronomie: Liste meiner Astrofotos

Gehört zu: Astrofotografie
Siehe auch: Orion ED80/600, Canon EOS 600Da, ZWO ASI294MC Pro, Emissionsnebel, Tri-Narrowband-Filter, Remote Telescopes
Benutzt: Fotos von Google Drive

Stand: 04.05.2024

Liste meiner Astrofotos 2021

Im Jahre 2021 hatte ich mir zum Ziel gesetzt, mal auszuprobieren, was von meiner Terrasse im lichverschmutzten Hamburg-Eimsbüttel aus, evtl. doch möglich ist.

Die so erzielten Astrofotos habe ich hier zusammengestellt: Astrofotos 2021.

Liste meiner Astrofotos 2022

Im Jahre 2022 hatte ich mir zum Ziel gesetzt, mal etwas anderes zu machen als immer. Es sollten Weitwinkelaufnahmen werden.
Die so erzielten Astrofotos habe ich hier zusammengestellt: Astrofotos 2022.

Liste meiner Astrofotos 2023

Im Jahre 2023 wollte ich mich beschränken auf Beobachtungen vom Großraum Hamburg aus (heimische Terrasse in Hamburg-Eimsbüttel. Handeloh, Remote Telekope).
Die so erzielten Astrofotos habe ich hier zusammengestellt: Astrofotos 2023.

Liste meiner Astrofotos 2024

Im Jahre 2024 wollte ich mich beschränken auf Beobachtungen, die von zuhause aus machen kann (heimische Terrasse in Hamburg-Eimsbüttel, Remote Teleskope).
Die so erzielten Astrofotos habe ich hier zusammengestellt: Astrofotos 2024.

Liste meiner schönsten Astrofotos

Ich habe mit meinen bescheidenen Mitteln einige “Pretty Pictures” schiessen können. Diese habe ich in der untenstehenden Liste tabellarisch aufgeführt. Als ein Beispiel sei hier das in Handeloh aufgenommene Bild von M31 gezeigt:

Abbildung 1: M31 in der Andromeda (Google Drive: 20181014_Autosave_0239-0248_16_CI_RGB.jpg)

Tabelle 1: Liste meiner Pretty Pictures

Wann Wo Womit Was Link
14.09.2017 Kiripotib, Namibia DSLR Canon EOS 600Da, Takumar 135mm Kleine Magellansche Wolke Kleine Magellansche Wolke
17.09.2017 Kiripotib, Namibia DSLR Canon EOS 600Da, APM APO 107/525 47 Tuc 47 Tuc
17.09.2017 Kiripotib, Namibia DSLR Canon EOS 600Da, APM APO 107/525 Silverdollar Galaxy (Sculptor) NGC 253
20.09.2017 Kiripotib, Namibia iPhone Panorama Erdschattenbogen Erdschattenbogen
06.02.2018 Neuallermöhe Sony NEX-5R, f=35mm ISS bei Orion ISS bei Orion
12.06.2018 Kiripotib, Namibia DSLR Canon EOS 600Da, Tamron 85mm Grosse Magellansche Wolke Große Magellansche Wolke
13.06.2018 Kiripotib, Namibia DSLR Canon EOS 600Da, Zenitar 16mm Zodiakallicht Zodiakallicht
14.10.2018 Handeloh DSLR Canon EOS 600Da, ED80/600 Andromeda-Nebel M31
23.08.2019 Kiripotib, Namibia DSLR Canon EOS 600Da, APM APO 107/525 Omega Centauri Omega Centauri
29.08.2019 Kiripotib, Namibia DSLR Canon EOS 600Da, APM APO 107/525, Tri-Narrowband-Filter Katzenpfoten-Nebel NGC 6334
29.08.2019 Kiripotib, Namibia DSLR Canon EOS 600 Da, APM APO 107/525, Tri-Narrowband-Filter Eta Carinae Nebel Eta Carinae NGC 3372
30.08.2019 Kiripotib, Namibia DSLR Canon EOS 600Da, APM APO 107/525 Running Chicken Nebel IC 2944
30.08.2019 Kiripotib, Namibia DSLR Canon EOS 600Da, APM APO 107/525 Triffid- und Lagoon-Nebel M8 und M20
21.04.2020 Handeloh ASI 294MC Pro, ED80/600 Bodes Galaxy M81
11.07.2020 Eimsbüttel, Hamburg DSLR Canon EOS 600Da,  Olympus E. Zuiko 135mm Komet Neowise C/2020 F3  Neowise
20.09.2020 Eimsbüttel, Hamburg ASI 294MC Pro, ED80/600, Tri-Narrowband-Filter Pacman-Nebel Pacman-Nebel
01.09.2021 Eimsbüttel, Hamburg ASI 294MC Pro, ED80/600, Tri-Narrowband-Filter Nordamerika-Nebel NGC7000
08.09.2021 Eimsbüttel, Hamburg ASI 294MC Pro, ED80/600, Tri-Narrowband-Filter Wizzard Nebula NGC7380
02.11.2021 Eimsbüttel, Hamburg ASI 294MC Pro, Takumar 135mm, Tri-Narrowband-Filter Herz- und Seelennebel Herz- und Seelennebel
02.12.2021 Eimsbüttel, Hamburg ASI 294MC Pro, Takumar 135mm, Tri-Narrowband-Filter California Nebula NGC1499
14.02.2023 Handeloh Sigma 24mm, ASI294MC Pro,  30 x 120 sec
mit Tri-Narrowband-Filter
Banard’s Loop Banard’s Loop
05.06.2023 Eimsbüttel, Hamburg ASI 294MC Pro, ED80/600 Feuerrad Galaxie (Pinwheel)  mit Supernova M101b.jpg

Astronomie Oberartikel (Root)

Gehört zu: Astronomie  (this is the root article)
Siehe auch: Physik

Stand: 22.05.2024

Google Drive

YouTube

Und:

Astronomische Beiträge 2024

Astronomische Beiträge 2023

Neue astronomische Beiträge 2022

Neue astronomische Beiträge 2021

Themenstruktur zur Astronomie

Das Thema Astronomie versuche ich in Themengebiete zu strukturienen:

Meine Blog-Artikel zu astronomischen Themen

Es gibt vieles Astronomisches, was man im Internet findet. Ausserdem habe ich als Amateur, der sich ein wenig mit der Astronomie beschäftigt,  einige Informationen in meinem Blog zusammengestellt.

Dazu habe ich vieles in einzelnen Artikeln aufgeschrieben:

Vereine und Institutionen für Amateurastronomie

Links im Internet zu Astronomischen Themen

Links von Hans:

Links von Prof. Dr. Stefan Jordan auf dem ATT 2018

Gesammelte Links

Astronomie: Nova – Supernova

Gehört zu: Sternentwicklung
Siehe auch: Hertzsprung-Russel-Diagramm, Jeans-Kriterium, Kernfusion

Stand:  04. Mai 2024

Sternentwicklung

Ein Stern entsteht, wenn eine Gaskugel (ionisiertes Gas)  unter der eigenen Graviation immer weiter komprimiert und so im Inneren die Temperatur ansteigt bis bei ca. 10-15 Mio. Kelvin die Fusion von Wasserstoff zu Helium beginnt. Dadurch entsteht ein Gegendruck zum Graviationsdruck und es bildet sich ein Gleichgewicht aus (thermodynamisches Gleichgewicht).

Wenn der Kernbrennstoff im Inneren verbraucht ist, endet die Kernfusion es gibt keinen Gegendruck mehr zum nach innen gerichteten Gravitationsdruck. Der Stern kollabiert dann wobei die Temperatur im Inneren weiter steigt. Wenn die Temperatur hochgenug steigt kann eine weitere Kernfusion im Inneren beginnen.

  • Fusion Wasserstoff zu Helium ab 15 Mio Kelvin
  • Fusion Helium zu Kohlenstoff ab 100 Mio Kelvin
  • Fusion Kohlenstoff zu Sauerstoff ab 500 Mio Kelvin
  • Fusion Sauerstoff zu Silizium ab 2100 Mio Kelvin
  • Fusion Silizium zu Eisen ab 3400 Mio Kelvin

Ob die erforderlichen sehr hohen Temperaturen erreicht werden können hängt wesentlich von der Masse des Stern ab.

Wenn die Kernfusion schließlich ganz aufgehört hat, ist das Ende des Sterns erreicht. Durch den dann einsetzenden Gravitationskollaps können folgende Endprodukte entstehen:

  • Weißer Zwerg, wenn Kern < 1,44 Sonnenmassen
  • Neutronenstern, wenn Kern >=1,44 und < 3,2 Sonnenmassen
  • Schwarzes Loch, wenn Kern >= 3,2 Sonnenmassen

Link: https://www.studysmarter.de/schule/physik/astronomie/sternentwicklung/

Novae und Supernovae (Klassifizierung)

In der Astronomie wird viel über Supernovae (SN) gesprochen. Da gibt es verschiedene Typen (Ia, II etc.) und man kann tolle Sachen mit diesen Supernovae machen. Aber was ist im Gegensatz zu einer Supernova den eigentlich eine Nova?

Im Prinzip kann man Novae als “Veränderliche Sterne” verstehen. Über “normale” (also nicht “Super”) Novae habe ich gehört, dass es da zwei Typen gibt:

“CV” = Cataclysmic Variable Stars (Kataklysmische Doppelsterne, mit Massentransfer von einem Stern zum anderen)

“CE” = Commen Envelope Binaries (ein enges Doppelsternsystem, auch symbiotisch genannt, ein Stern befindet sich in der Hülle des anderen)

All diese Klassifizierungen wurden in den 19030er Jahren gemacht auf rein phänomelogischer Basis; man wusste also noch nicht, was da physikalisch tatsächlich passiert.

Abbildung 1: M101 mit Supernova (Google Drive: 20230605_M101b.jpg)
Aufgenommen auf meiner Terrasse in Hamburg-Eimsbüttel (Bortle 7) am 05.06.2023 mit ED80/600 auf HEQ5 Pro, ASI294MC Pro, Gain 200, -10°C, 86×60 sec

Abbildung 2: M101 ohne Supernova (Google Drive 20240430_Bundesstrasse_M101b.jpg)

Es ist also möglich, ein schwaches, flächiges Objekt wie M101 am lichtverschmutzten Hamburger Himmel (Bortle 7) zu fotografieren.
Vergleiche:

Astronomie: Koordinatensysteme

Gehört zu: Astronomie
Siehe auch: Vektorraum, Zeitmessung, Metrik, Metrik-Tensor, Geometrie, Krümmung der Raumzeit
Benötigt: WordPress Latex-PluginGrafiken aus Github , Bilder aus Wikipedia

Übersicht Koordinatensysteme

Koordinatensysteme werden benutzt um Orte im (meist dreidimensionalen) Raum zu beschreiben – in der Astronomie: Orte von Himmelsobjekten am Himmel.

Von der Geometrie her kann man unterscheiden:

  • Chartesische Koordinatensysteme (Längen auf rechwinkligen Achsen )
  • Polarkoordinaten & Sphärische Koordinaten (Winkel und Radius)
  • Andere (z.B. zylindrisch…)

Astronomische Koordinatensysteme

Koordinatenursprung

Genaugenommen muss man immer sagen, wo der sog. Ursprung des Koordinatensystem liegen soll; d.h. von wo aus gemessen wird. Das kann der Beobachter auf der Erdoberfläche (“topozentrisch”) sein, das kann der Erdmittelpunkt (“geozentrisch”) sein etc. etc. Da wir aber in der Astronomie typischweise es mit sehr weit entfernten Objekten zu tun haben, machen kleine Unterschiede im Koordinaten-Ursprung eigentlich nichts aus. Aber je genauer man misst, desto kleinere Unterschiede durch Ortsverschiebung des Koordinatenursprungs kommen ins Spiel. Das nennt man Parallaxe.

Der Klassiker aus der Schule: x-Achse und y-Achse

In der zweidimensionalen Ebene kann man geometrische Objekte und den Verlauf von Funktionen sehr gut mit einem x-y-Koordinatensystem (also chartesisch) beschreiben.

Der Klassiker für Sternfreunde: Höhe und Azimut

Der Ort eines Objekts am Himmel wird angegeben durch zwei Winkel (also sphärisch): den Höhenwinkel (Altitude, Symbol h); d.h. wieviel Grad über dem Horizont und der Himmelsrichtung (Azimut, Symbol A); d.h. wieviel Grad von Norden gezählt über Osten, Süden, Westen.

Als Abkürzung für dieses Koordinatensystem verwendet man AltAz

In diesem AltAz-Koordinatensystem kann man den täglichen Lauf der Gestirne schön beschreiben. Also Aufgang (h=0), Kulmination (A=180 Grad), Untergang (h=0).

Dieses AltAz-Koordinatensystem ist also definiert durch eine Ebene, die Horizontebene, und einen Nullpunkt für das Azimut, den Nordpunkt.

Abbildung 1: Azimutales Koordinatensystem (GitHub: Azimut_altitude3.svg)

Azimut_altitude3.svg

Azimut_altitude3.svg Dietrich Kracht 22.04.2021

Der Klassiker für Sternorte: Deklination und Rektaszension

Die Sterne, man sagt ja auch “Fixsterne” um sie von den offensichtlich beweglichen Himmelsobjekten wie Planeten etc. zu unterscheiden, sollten doch eigentlich feste Koordinaten haben, weil sie ja ortsfest sind. Genau genommen bewegen sich die Fixstern ja auch ein kleines Bisschen, aber das vernachlässigen wir hier zunächst.

Das Koordinatensystem benutzt die geografischen Koordinaten, die wir von der Erde her kennen (geografische Länge und Breite) analog; d.h. projiziert sie auf die HImmelskugel. Dadurch bekommen wir zwei Himmelspole (Nord und Süd) sowie den Himmelsäquator.

Aus der geografischen Breite wird am Himmel die sog. Deklination (Symbol δ); d.h. der Winkel, den sich das Himmelsobjekt über den Himmelsäquator erhebt. Deklination Null Grad ist der Himmeläquator selbst. Bei einer Deklination von 10 Grad steht der Fixstern etwas nördlich vom Himmelsäquator, bei Deklination 20 Grad noch weiter nördlich bis hin zur Deklination 90 Grad, wo das Objekt direkt am Himmelpol steht.

Aus der geografischen Länge wird am Himmel die sog. Rektaszension (Symbol α). Für diesen zweiten Winkel benötigt man einen Nullpunkt von dem an gemessen wird. Auf der Erde hat man sich auf die Sternwarte Greenwich geeinigt, die also die geografische Länge Null Grad haben soll. Geht man von da nach Osten, kommt man z.B. bei 10 Grad östlicher Länge in Hamburg auf der Lombardsbrücke an. Am Himmel wird als Nullpunkt der Rektaszension ein klar definierter Punkt auf dem Himmelsäquator genommen, der sog. Frühlingspunkt. Der Frühlingspunkt ist der Schnittpunkt des Himmelsäquators mit der Ekliptik, also der (scheibaren) Sonnenbahn. Die Ekliptik schneidet den Himmelsäquator in zwei Punkten: dem Frühlingspunkt wo die Ekliptik den Himmelsäquator von Süden nach Norden schneidet und den Herbstpunkt, wo die Ekliptik den Himmelsäquator von Norden nach Süden überquert.

Dieses Koordinatensystem ist also definiert durch eine Ebene, die Äquatorebene und einen Nullpunkt für die Rektaszension, den Frühlungspunkt.

Die Koordinate Rektaszension wird üblicherweise statt in Grad (360 Grad für einen vollen Kreis) auch gern in “Stunden” angegeben wird (24 Stunden für einen vollen Kreis).

Wenn man als Koordinaten Rektaszension und Deklination nimmt, spricht man von dem “rotierenden äquatorialen Koordinatensystem“.

Leider ist der von uns gewählte Nullpunkt der Rektaszension, der Frühlingspunkt, doch nicht ganz ortsfest. Aufgrund diverser Einflüsse bewegt sich dieser Frühlingspunkt in ca. 25800 Jahren einmal um den ganzen Himmel. Im Altertum (vor 2150 Jahren) lag der Frühlingspunkt beispielsweise im Sternbild Widder, heute liegt der Frühlingspunkt im Sternbild Fische. Deswegen muss man, wenn man genau sein will, zu den Koordinaten Deklination und Rektaszension immer das Jahr mit angeben zu dem der Frühlingspunkt als Nullpunkt genommen wurde. Man nennt das auch die “Epoche” oder richtiger “Equinox”. Heutzutage werden die Koordinaten gerne noch zum Equinox J2000,0 angegeben. Früher war üblich B1950.0 etc. etc. pp.

Stundenwinkel statt Rektaszension

Wenn ich ein Objekt am Himmel finden will (z.B. mit Feldstecher oder Teleskop oder…) nützen mit die Koordinaten Deklination und Rektaszension noch nicht viel, denn diese bleiben ja konstant und das Objekt verändert als Spiegelbild der Erdrotation laufend seine Position. Man nennt das die tägliche Bewegung der Gestirne. Man nimmt dann statt der Rektaszension den sog. Stundenwinkel (Symbol t) das ist der Winkelabstand des Objekts vom Meridian.

Dieses Koordinatensystem ist also definiert durch eine Ebene, die Äquatorebene und einen Nullpunkt für den Stundenwinkel, den Meridian.

Wenn man als Koordinaten Stundenwinkel und Deklination nimmt, spricht man von dem “ruhenden äquatorialen Koordinatensystem“.

Ob “ruhend” oder “rotierend”, es ist immer das Koordinatensystem mit den Koordinatenachsen gemeint, also nicht die durch das Koordinatensystem beschriebenen Objekte. “ruhend” heißt bezüglich des festen Beobachters auf der Erde.

Ist von einem Objekt die Rektaszension bekannt, so kann man den Stundenwinkel dieses Objektes leicht berechnen:

Stundenwinkel = Sternzeit – Rektaszension

Wobei die Sternzeit hier die “Local Siderial Time” ist, also der Stundenwinkel der Mittleren Sonne am gegebenen Ort auf der Erde. Man muss also die bürgerliche (gesetzliche) Zeit der am Ort geltenden Zeitzone umrechnen in die mittlere Ortszeit am Beobachtungsort. Dazu benötigt man die geografische Länge.

Ekliptikale Koordinaten

Wenn man als Bezugsebene des Koordinatensystems nicht die Äquatorebene nimmt, sondern die Ebene der Ekliptik, spricht man von Ekliptikaler Breite (Symbol β) und Ekliptikaler Länge (Symbol λ), wobei als Nullpunkt der Ekliptikalen Länge ebenfalls der Frühlingspunkt festgelegt wird.

Dieses Koordinatensystem ist also definiert durch eine Ebene, die Ebene der Ekliptik und einen Nullpunkt, den Frühlingspunkt.

Galaktische Koordinaten

Die sog. Galaktischen Koordinaten beziehen sich auf die Ebene unserer Milchstraße, der Galaxis. Die Bezugsebene dieses sphärischen Koordinatensystems ist also die galaktische Ebene.

  • Die galaktische Breite (Symbol b) wird senkrecht zur galaktischen Ebene gemessen, ausgehend vom galaktischen Zentrum nach (galaktisch) Norden positiv und nach Süden negativ.
  • Die galaktische Länge (Symbol l) wird in der galaktischen Ebene entgegen dem Uhrzeigersinn gemessen (bei Blickrichtung aus galaktisch Nord), wobei als Nullpunkt für die galaktische Länge das galaktische Zentrum (von der Sonne aus gesehen) genommen wird.
  • Als Koordinatenursprung wird unser Sonnensystem genommen (da praktische alle Beobachtungen von dort gemacht werden)

Abbildung 2: Unsere Galaxis in Draufsicht, Position der Sonne und es Galaktischen Zentrums (Wikipedia Galactic_longitude.JPG)

Galactic_longitude.JPG

Galaktische Länge nach Wikipedia

Quelle: Wikipedia https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/3/30/Galactic_longitude.JPG

Im Jahre 1958 wurden die heutigen galaktischen Koordinaten von der IAU eingeführt und mit den äquatorialen Koordinaten (Äquinoktikum B1950.0) wie folgt festgelegt:

  • galaktischer Nordpol (+90° galaktische Breite):  α = 12h 49m Rektaszension und δ = +27° 24′ Deklination (im Sternbild Haar der Berenike)
  • galaktisches Zentrum (0° galaktische Breite, 0° galaktische Länge): α = 17h 42,4m, δ = -28,92° (im Sternbild Schütze)

Quelle: https://de.wikipedia.org/wiki/Galaktisches_Koordinatensystem

Galaktische Koordinaten werden gene bei Darstellungen großer Zusammenhänge, z.B. der Struktur unseres eigenen Milchstraßensystems oder noch größere Zusammenhänge verwendet. Beispielsweise werden die Messungen der Kosmischen Hintergrundstrahlung typischerweise in galaktischen Koordinaten dargestellt.

Ein anderes Beispiel ist das Projekt: Digital Access to a Sky Century @ Harvard (DASCH) Link: http://dasch.rc.fas.harvard.edu/datarelease.php

Da sich das Sonnensystem in etwa 225 bis 250 Millionen Jahren einmal um das Zenrum der Michstrasse bewegt, wird nach obiger Definition die galaktische Länge des Zentrums der Galaxis sich auch in dieser Zeit um 360 Grad bewegen.

ICRS International Celestial Reference System

Das International Celestial Reference System (ICRS) ist das von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) verabschiedete  Astronomische Koordinatensystem.

Der Koordinaten-Ursprung ist der Schwerpunkt des Sonnensystems, die Koordinaten-Achsen werden als “fest” bezüglich des Weltraums betrachtet.

Die ICRS-Koordinaten sind näherungsweise identisch mit den Äquatorialen Koordinaten zum Äquinoktikum J2000.0 Die Abweichungen sind:

  • Der Nordpol im ICRS liegt 17.3±0.2 Milli-Bogensekunden in Richtung von 12h und 5.1±0.2 Milli-Bogensekunden in Richtung von 18h.
  • Der Frühlingspunkt ist gegenüber dem Nullpunkt der ICRS Rektaszension um 78±10 Milli-Bogensekunden verschoben (Rotation um die Polachse).

Bei Radio-Wellenlängen wird der ICRS gegenwärtig durch den extragalaktische Reference Frame, den International Celestial Reference Frame (zur Zeit ICRF3) realisiert. Der ICRF3 basiert auf Hunderten extra-galaktischer Radioquellen. meist Quasaren, über den ganzen Himmel verteilt. Weil sie so weit entfernt sind, erscheinen sie stationär mit unserer gegenwärtigen Technologie, aber ihre Positionen können durch Very Long Baseline Interferometry (VLBI) sehr genau gemessen werden. Die meisten Positionen können auf 0.001 Bogensekunden oder besser bestimmt werden.

Bei optischen Wellenlängen wird der ICRS gegenwärtig durch den Hipparcos Celestial Reference Frame (HCRF) realisiert. HCRF ist eine Teilmenge von etwa 100,000 Sternen im Hipparcos Catalogue. Der Gaia-CRF2 Reference Frame basiert auf der Beobachtung von über einer halben Million extragalaktischer Quellen durch die Raumsonde Gaja. Dieser Gaja-CRF2 wurde 2018 veröffentlicht und wird beschrieben als “the first full-fledged optical realisation of the ICRS, that is to say, an optical reference frame built only on extragalactic sources.”

Quelle: Wikipedia https://en.wikipedia.org/wiki/International_Celestial_Reference_System

Umrechnung zwischen Koordinatensystemen

Von AltAz (h, A) nach Äquatorial ruhend (Deklination, Stundenwinkel)

Es handelt sich ja um zwei sphärische Koordinatensysteme, die um einen Winkel φ, die geografische Breite, geneigt sind.
Die Umrechnung erfolgt mit Hilfe der sphärischen Trigonometrie: dem Cosinus-Satzes im Polardreieck:

Abbildung 3: Polardreieck (Github: polardreieck.svg)

Polardreieck.svg

\( \Large \sin \delta = \sin \phi \cdot \sin h – \cos \phi \cdot \cos h \cdot \cos A \\\ \)

und

\( \Large \tan t = \frac{\sin A}{\sin \phi \cos A + \cos \phi \tan h} \\\  \)

Aber auch mit der ebenen Geometrie lässt sich einiges berechnen, z.B. die Tageslänge von Sonnenaufgang (h=0) bis Sonnenuntergang (h=0):

\( \cos t = – \tan \phi \cdot \tan \delta \\\ \)

Abbildung 4:  Tagbogen der Sonne (Github: Tageslaenge.svg)

Tageslaenge.svg

Tageslänge

Von Äquatorial rotierend (Deklination, Rektaszension) nach Äquatorial ruhend (Deklination, Stundenwinkel)

Es handelt sich ja um zwei sphärische Koordinatensysteme, die nicht gegeneinander geneigt sind. Lediglich die Nullpunkte sind unterschiedlich:

Deklination = Deklination

Stundenwinkel = Sternzeit – Rektaszension

Von Ekliptikal (ekliptische Breite, ekliptische Länge) nach Äquatorial (Deklination, Rektaszension)

Es handelt sich ja um zwei sphärische Koordinatensysteme, die um einen Winkel ε, die Schiefe der Ekliptik, geneigt sind:

\( \Large \sin \delta = \cos \epsilon \cdot \sin \beta + \sin \epsilon \cdot \cos \beta \cdot \sin \lambda \\\ \)

und

\( \Large \tan \alpha = \frac{\cos \epsilon \sin \lambda – \sin \epsilon \tan \beta}{\cos \lambda} \\\  \)

Astronomie: AnSvr

Gehört zu: Plate Solving
Siehe auch: NovaAstrometry, All Sky Plate Solver, SiriL

Stand: 27.11.2021

Die Software AnSvr

Die Software AnSvr dient zum Platesolving; und zwar zum Blind Solving.

AnSvr benötigt Cygwin und läuft dann als lokaler Windows-Dienst auf dem lokalen Windows-Computer.

AnSvr ist eine lokale Version der als Internet-Dienst bekannten Nova Astrometry. Man kann mit AnSvr also “offline” d.h. ohne eine Internet-Verbindung arbeiten.

AnSvr wird lokal auf einem Windows-Computer installiert:

AnSvr als lokale Installation

Download von: http://adgsoftware.com/ansvr

Version: 0.22

Wird auf meinem ComputerAcerBaer installiert in: C:\bin\Astrometry.net Local Server

Läuft unter Cygwin, was von der AnSvr-Installationsroutine in den Ordner cygwin_ansvr installiert wird.

Benötigt wird eine Library mit Index-Dateien, die man sich passend zu den Gesichtsfelder (FoV) seiner Fotos gerunterladen muss.

Zum Schluss benötigt man noch einen Windows Service, über den AnSvr aufgerufen werden kann.

AnSvr Windows Service

Das Starten des Windows Service geschieht bei Windows durch einen Eintrag im Ordner “Autostart“:  start_ansvr.bat

Durch diese bat-Datei wird der Dienst in C:\Users\<user>\AppData\Local\cygwin_ansvr gestartet.

Allerdings heisst der Autostart-Ordner unter Windows 10 jetzt Startup und kann durch “shell:Startup” aufgerufen werden. Bei mir befindet sich dieser Ordner hier:

C:\Users\<user>AppData\Roaming\Microsoft\Windows\Start Menu\Programs\Startup

Test-Aufruf des AnSvr-Service

Um testweise festzustellen, ob der AnSvr-Service auch tatsächlich läuft, kann man im Web-Browser die URL http://127.0.0.1:8080/api/config aufrufen.

AnSvr Library

Der ansvs-Service muss immer seine Index-Dateien finden.  Diese werden auch Library genannt. Bei mir befinden sich diese Index-Dateien an zwei Stellen:

  • C:\cygwin\usr\share\astrometry\data
  • C:\Users\<user>\AppData\Local\Astrometry\usr\share\astrometry\data

Lokale Benutzung des AnSvr-Service

Auf Cloudy Nights hat der user Jusasi etwas fabriziert: https://www.cloudynights.com/topic/613555-astrometry-api-lite-local-astrometrynet-api-with-installer/