Astronomie

Astro-Notizen

Astronomie: NGC 281 der Pacman-Nebel

dkracht

Gehört zu: Beobachtungsobjekte
Siehe auch: HII-Regionen, Eta-Carinae-Nebel, Filter, Andromeda-Nebel, Meine Astrofotos
Benutzt: Fotos von Google Drive

Stand: 22.12.2022

NGC281 der Pacman-Nebel

NGC 281 der sog. Pacman-Nebel ist ein Emissionsnebel in der Cassipeia.

Er ist ein klassisches H-Alpha-Objekt für kleinere Teleskope.

  • Scheinbare Hellikeit von 7,4 mag
  • Scheinbare Ausdehnung von 35′ x 30′
  • NGC 281 ist ein Emissionsnebel und strahlt vorwiegend in H alpha.
  • Entfernung 9500 Lichtjahre.

Im September 2020 habe ich ein Foto von NGC 281 erstellen können, was ich mit APP bearbeitet habe.

Die Lichtverschmutzung in Hamburg-Eimsbüttel (Bortle 7) konnte ich ganz gut mit meinem Tri-Narrowband-Filter bekämpfen.

Abbildung 1: Foto von NGC 281 (Google Drive: 20200920_NGC281_G300_120s_beschriftet.jpg)

Diese Fotografie habe ich aus dem lichtverschmutzten Hamburg-Eimsbüttel gemacht. Dabei hat ein Tri-Narrowband-Filter geholfen.

Astrofotografie: Mars

dkracht

Gehört zu: Das Sonnensystem
Siehe auch: Merkur, Venus, Jupiter
Benutzt: Fotos aus Google Drive

Stand: 26.12.2022

Was bestimmt die Sichtbarkeit des Mars?

Mars ist ein äußerer Planet, wie Jupiter, Saturn etc.; d.h. von der Erde gesehen kann man den Mars immer im Süden sehen so um die Zeit der der Opposition.
Die Umlaufszeit den Mars um die Sonne beträgt 687 Tage. Daher ist der Abstand zwischen zwei Marsopposotionen ca. 687 * 365,25 / (687 – 365,25) = 780 Tage = 2 Jahre und 50 Tage.

Wegen seiner relativ stark elliptischen Bahn schwankt seine Oppositionsentfernung zwischen 57 und 101 Mio km. Dementsprechend schwankt zur Zeit einer Mars-Opposition seine scheinbare Helligkeit zwischen -2,9 mag und  -1,2 mag und sein scheinbarer Durchmesser zwischen 25″ und 14″.

Scheinbare Größe des Mars am Himmel (Datum: Opposition zur Sonne bzw. minimaler Abstand von der Erde)

Datum Entfernung
[Mio km]		 Scheinbarer Durchmesser
[Bogensekunden]		 Helligkeit [mag] Deklination
27. Juli 2018 57,7 24,3 -2,78 -25° 50′
13. Okt 2020 62,1 22,6 -2,62 +5° 52′
08. Dec 2022 81,5 17,2 -1,81 +24° 56′
16. Jan 2025 96,1 14,6 -1,37 +24° 50′
20. Feb 2027 101,4 13,8 -1,21 +15° 25′
29. Mar 2029 96,8 14,5 -1,32 +1° 40′

Zur Oppositionszeit steht der Mars ja um Mitternacht im Süden. Da er sich ungefähr auf der Ekliptik bewegt, schwankt seine Deklination dann zwischen +23 und -23°. Durch diese Parameter wird auch die Sichtbarkeit von meiner Terrasse in Hamburg-Eimsbüttel beeinflusst.

Im Oktober 2020 haben wir eine vom Standort Hamburg “gute” Marsopposition. der Marsdurchmesser liegt dann bei 22 Bogensekunden und seine Deklination liegt bei 6 Grad Nord. Die Planetarium-Software Stellarium zeigt mir, dass ich das sogar von meiner Terrasse in Eimsbüttel beobachten könnte. Um das kleine Marsscheibchen etwas größer auf meinen Sensor zu bekommen, plane ich meine Barlowlinse einzusetzen.

In Stellarium hatte ich schon früher meine Horizontline aus den umstehenden Häusern als sog. “Landschaft” in abgebildet. So konnte ich sehr schön planen, wann ich den Mars bequem von meiner Terrasse aus sehen könnte.

Abbildung 1:  Stellarium mit Landschaft “Terrasse” (Google Drive: 20201004_Stellarium_Mars.jpg)

Die Keplerschen Gesetze

Johannes Kepler hatte Glück, dass er als erstes die Marsbahn, welche eine relativ große Exzentrizität hat, mit den Messungen von Tycho Brahe untersuchen konnte.  Kepler fand heraus, das es Ellipsen sind, in denen die Planeten um die Sonne kreisen.

Meine Fotos vom Mars

Fotos eines einzelnen Sterns sind meist nicht wirklich eindrucksvoll. Eine besondere Sternen-Konstellation, zusätzliche Horizontobjekte bzw. Landschaft oder gar Zeitreihen könne so ein Foto eindrucksvoller machen.

Mars am 05.10.2020 in Hamburg-Eimsbüttel

Alle redeten von der phanastischen Sichtbarkeit des Mars im Oktober 2020. Bei mir zuhause habe ich aber keinerlei Sicht nach Süden, weil da das hohe Haus steht. Das hat mich irgendwann doch genervt und ich konsultierte die Software Stellarium (s.o.), um die Marssichtbarkeit von meiner Terrasse aus zu prüfen.

Dies ist nun das “Beweisfoto”, das ich am 05.10.2020 gegen 23:30 Uhr (UTC+2) von meiner Terrasse in Hamburg-Eimsbüttel machen konnte (Einzelaufnahme mit DSLR Sony NEX-5R, f=50mm, ISO 1600, 10 sec, Blende 5,6). Das “Beweisfoto” zeigt den Mars wie er über den Dachfirst in unserem Innenhof am Schornstein klettert. Der Stern kurz über dem Mars ist µ Piscium. Nach ca. einer Stunde wird der Mars dann wieder rechts hinter dem Haus verschwunden.

Abbildung 2: Beweisfoto Mars am Schornstein (Google Drive: DK_20201005_02353_beschriftet.jpg)

Links zum Thema Mars

https://www.waa.at/hotspots/planeten/mars-2019-2021/index.html

https://www.astronomie.de/das-sonnensystem/planeten-und-monde/der-mars/

https://www.heavens-above.com/mars.aspx

Marssichtbarkeit im Jahre 2020

Im Jahre 2020 habn wir eine gute Oppositions-Sichtbarkeit im Oktober.

Bild entnommen aus (Copyright):  https://www.waa.at/hotspots/planeten/mars-2019-2021/index.html

Abbildung 3: Marsoppositionen 2001-2050 (Copyright WAA)

oppositionen2001-2050-700.png

Copyright: Wiener Arbeitsgemeinschaft für Astronomie (WAA)

Link: http://www.waa.at//hotspots/planeten/mars-2021-2023/index.html

Aus: Jean Meeus, 1983-1995. Astronomical Tables of the Sun, Moon and Planets. Willmann-Bell, Inc., Richmond, Virginia. Here Part 2: Oppositions of Mars 0-3000; pp. 61-96.

Astronomie: Software Astro Pixel Processor APP

dkracht

Gehört zu: Astro-Software
Siehe auch: Stacken, Tri-Narrowband-Filter, Pacman-Nebel, Sirl
Benutzt: Fotos von Google Drive

Stand: 26.12.2022

Astro-Software: Astro Pixel Processor

Eine in den letzten Jahren neu ins Blickfeld geratene Astro-Software ist der “Astro Pixel Processor” abgekürzt “APP”.

Funktionen von APP:

  • Calibration (Darks, Flats, Biases)
  • De-Bayering (De-Mosaicing)
  • Stacking
  • RGB Manipulationen
  • Remove Light Pollution and Gradients
  • Calibrate Background
  • Calibrate Star Colors
  • Stretching
  • u.a.

Die Software ist leider nicht kostenfrei, sondern kostet in Miete jährlich Euro 60,- (+MWSt) oder als Kauf einmalig Eur 160,-  (+MWSt).

Download: https://www.astropixelprocessor.com/free-30-day-trial/

Forum: https://www.astropixelprocessor.com/community/main-category/

Versions:

  • 2020-04-15 – APP 1.079
  • 2020-06-19 – APP 1.080
  • 2020-06-27 – APP 1.081
  • 2020-07-09 – APP 1.082
  • 2022-03-08 – APP 1.083.4
  • 2022-09-02 – APP  2.0.0-beta4

1.082 has full support for FITS, Canon CR2 & CR3, Nikon NEF, Sony ARW, Pentax PEF, Olympus ORF, Leica RWL & RAW, Panasonic RW2 & RAW & Hasselblad 3FR & fff, Fujifilm RAF including SuperCCD & X-Trans, TIFF, JPEG file formats.

Der APP wird gerne als einfacherer “Ersatz” für das komplizierte PixInsight bezeichnet – neuerdings (2024) kommt auch die Software Sirl hier ins Spiel.

Der Astro Pixel Processor kann auf der einen Seite ein sehr genaues Stacking mit Calibration Frames (Darks, Flats, Biases) vornehmen; auf der anderen Seite kann das gestackte Bild noch ein wenig nachbearbeitet werden (Light Pollution,. Gradients, Background, Star Colors etc.).

Mein Workflow zum Stacken mit Astro Pixel Processor

Hierzu fand ich zwei Youtube-Videos von AstroStace:

Ich habe eine 30-Tage-Trial-Lizenz erworben und am 6.10.2020 aktiviert.

Nach der Installation auf meinem Computer Asusbaer habe ich beim ersten Aufruf einige Parameter eingstellt:

  • Anzahl zu benutzende Cores: 3 von 4
  • Wieviel Hauptspeicher darf benutzt werden: 4 GB von 8 GB
  • Einstellen des Arbeitsverzeichnisses
  • Kästchen “Multi-Session Processing”: Uncheck
  • Enter DeepSky obkect name: z.B. M31

Danach geht es mit dem Stacken der in der Nacht aufgenommenen Einzelbilder los, wobei die Tabs in der linken Seite des APP-Hauptbildschirms nacheinander aktiviert werden:

0) RAW/FITS
1) LOAD
2) CALIBRATE
3) ANALYSE STARS
4) REGISTER
5) NORMALIZE
6) INTEGRATE

Workflow Teil 0: Einstellungen

MultiSession ausschalten

Workflow Teil 1: Integration

Bei “0) RAW/FITS” etwas einstellen

Meine Kamera ist eine ZWO ASI294MC Pro; dafür sind folgende Einstellungen erforderlich:

  • Bayer pattern: RGGB
  • (De-Bayer-) Algorithm: adaptive airy disk
  • Force Bayer CFA  (CFA = Color Filter Array)

Auf dieser Basis macht APP an verschiedenen Stellen im Workflow ein “De-Bayering” – also nicht alles gleich am Anfang.

Bei “1) LOAD” laden der Einzelbilder

Zuerst die Light Frames. Diese erscheinen dann im unteren Bildschirmbereich, der File List, tabellarisch.

Dann die Dark Frames (oder ein Masterdark)

Dann die Bias Frames (oder ein Master Bias)

Dann die Flat Frames (oder ein Master Flat)

Bei “2) CALIBRATE” klicken wir wie folgt:

Der APP erstellt Master Darks, Master Flats und Master Biases und ordnet diese den Light Frames zu.
Alle Einstellungen können so bleiben, wie sie vorgeschlagen werden.

  • Optional kann eine “Bad Pixel Map” erzeugt werden.
  • Optional kann versucht werden ein “Amp Glow” bzw. ” Electro Luminescence” zu reduzieren: “Adaptive pedestal/Reduce Amp Glow”
  • Zum Schluss die Schaltfläche “Create Masters & Assign to Lights”  bzw. “(Re-)Assign Masters to Lights” wenn die Masters schon da waren.

Bei “3) ANALYSE STARS” macht APP folgendes:

APP ermittelt in jedem Light Frame, wieviele Sterne dort erkannt werden können.
Alle Einstellungen können so bleiben, wie sie vorgeschlagen werden.

  • Schaltfläche “Analyse Stars”

Bei “4) REGISTER” macht APP folgendes

Es wird ermittelt, mit welchen kleinen Verschiebungen die Light Frames genau übereinander passen würden.

Optional kann man selbst einen Light Frame als sog. “Reference Frame” bestimmen,

  • Schaltfläche “Start Registration”

Bei “5) NORMALIZE” macht APP folgendes

Gerne wird (optional) angehakt: “Neutralize background”

  • Schaltfläche: “Normalize Lights”

Bei “6) INTEGRATE” macht APP folgendes

Die Light Frames werden zu einem Summenbild übereinandergelegt, wobei noch bestimmte Einstellungen diesen Prozess beeinflussen können:

Weights: Quality

Integrate: Average

Mode: Reference/Full/Crop

Outlier Rejection: LN MAD Winsorized Rejection

  • Schaltfläche: “Integrate”

Wenn das fertig ist, bekommt man unten in der “File List” eine neuen Eintrag “INTEGRATE 1”.
Darauf einen Doppel-Klick und das Summenbild wird in das große Hauptfenster, den “Image Viewer”, zur Anzeige geladen und rechts oben erscheint das Histogramm…

Work Flow Teil 2: Postprocessing

Jedes Bild, was unten in der “File List” ist, kann APP mit “TOOLS” nachbearbeiten.

Ein bereitsvorhandenes Bild (am besten ein noch linerares Summenbild) kann über “Working Directory” und “1) LOAD” in die “File List” geholt werden.

Bei “9) TOOLS” kann ein Bild (z.B. das Summenbild) noch ein wenig bearbeitet werden…

Bei “9) TOOLS” kann man das im Viewer angezeigte Bild noch weiter bearbeiten (sog. postprocessing). Dazu werden folgende Schaltflächen angezeigt:

  • Batch Modify
  • Batch Rotate/Resize
  • Correct Vignetting
  • Remove Light Pollution
  • Calibrate Background
  • Calibrate Star Colors
  • Combine RGB
  • HSL selective color

Visuelle Einstellungen

Um den Effekt der diversen Schritte im Postpropcessing besser beurteilen zu können, stellen wir das Bild im Image Viewer besonders “fein” ein (das hat keinen Einfluss auf das gespeicherte Bild; lediglich die Anzeige im Image Viewer wird beeinflusst).

Häckchen bei “neutralize BG”   (macht nicht viel)

Häkchen bei “Saturation” und dann die Schieberegler SAT (=Saturation) und SAT TH (=Saturation Treshold)

Postprocessing

Beim Postprocessing mit Astro Pixel Prozessor kommt es darauf an, die Schritte wirklich in der vorgegebenen Reihenfolge zu durchlaufen, also:

  • Remove Light Pollution / Gradients
  • Calibrate Background
  • Calibrate Star Colors

Man kann durchaus mit dem Schritt “Calibrate Star Colors” anfangen. Der prüft nämlich, ob man schon “Remove Light Pollution” gemacht hat und wird ggf. anbieten dies nachzuholen.

Ebenfalls zu beachten ist, dass hier immer nur “lineare” (d.h. noch nicht gestretched) Bilder richtig bearbeitet werden können.

Schaltfläche “Remove Light Pollution”  (Light pollution and Gradients)
  • APP will dann ein “Light Pollution Model” bauen, wozu man mindestens 5 kleine Rechtecke im Bild mit der Maus zeichnen soll, wo “nur Hintergrund” ist.
  • Um besser zu erkennen, wo im Bild “nur Hintergrund” ist, sollte man verher den Stretch (rechts) auf Maximum einstellen.
  • Wenn genügend Rechtecke gezeichnet sind, klicken wir auf die Schaltfläche “Calculate”
  • Wenn wir auf die Schaltfläche “Show Corrected Image” klicken, wird das LIght Pollution Model angezeigt und der Text auf der Schaltfläche ändert sich in “Show Correction Model”
  • Wenn wir nun ein weiteres Mal auf diese Schaltfläche (“Show Correction Model”) klicken, wird das Model auf das Bild angewendet.
  • Dann klicken wir auf die Schaltfläche “OK & Save”, um das korrigierte Bild abzuspeichern – am besten noch als FITS-Datei.
  • Das so korrigierte Bild erscheint dann unten in der File List unter “Other / Processed 1”
Schaltfläche “Calibrate Background”   (das machen wir jetzt also zum zweiten Mal)

Im Gegensatz zum “Neutralize BG”, wo der Background über das ganze Bild auf neutral grau gesetzt wird, bedeutet “Calibrate Background” dass nur die durch Kästchen selektierten Bereiche als Background angesehen werden und für diese die Korrektur berechnet wird, die dann auf das ganze Bild angewendet wird.

  • APP will dann ein “Background Model” bauen, wozu man mindestens 5 kleine Rechtecke im Bild mit der Maus zeichnen soll, wo “nur Hintergrund” ist.
  • Wenn genügend Rechtecke gezeichnet sind, klicken wir auf die Schaltfläche “Calculate”
  • Wenn wir auf die Schaltfläche “Show Corrected Image” klicken, wird das LIght Pollution Model angezeigt und der Text auf der Schaltfläche ändert sich in “Show Correction Model”
  • Wenn wir nun ein weiteres Mal auf diese Schaltfläche (“Show Correction Model”) klicken, wird das Model auf das Bild angewendet.
  • Dann klicken wir auf die Schaltfläche “OK & Save”, um das korrigierte Bild abzuspeichern – am besten noch als FITS-Datei.
  • Das so korrigierte Bild erscheint dann unten in der File List unter “Other / Processed 2”

Tipps dazu: Saturation dafür auf Maximum, Saturation Threshold auf Minimum, Kästchen ganz klein ziehen und sukkseszive schauen, was passiert…

Schaltfläche “Calibrate Star Colors“

Wenn man “Calibrate Star Colors” anklickt, prüft APP, ob man “Remove Lightpollution/Gradients” gemacht hat…

Hierfür jetzt größere Sternfelder auswählen und kontrolliert mit den Schiebereglern probieren…

Wir bekommen zum Ergebnis auch zwei Diagramme der Farbverteilung. Das sollte einigermaßen symmerisch zur Diagonale aussehen. Ggf. kann man an den Schiebereglern vorsichtig manipulieren und einen erneuten Farbabgleich machen – solange bis es “gut” aussieht.

Schaltfläche “HSL Selective Color“
  • xyz
Rechts: Stretchen und mehr

Wir können rechts an den Reglern (z.B. Stretch, Saturate,…) Veränderungen vornehmen. Erst wenn man rechts auf die Schaltfläche “Save” klickt, werden die Änderungen (ggf. nicht mehr linear) als TIFF-Datei gespeichert.

So ein TIFF-Bild kann man ausserhalb von APP weiter bearbeiten z.B. mit Topas AI.

Mein Workflow für Bicolor mit Astro Pixel Processor

Ich versuche ja gerade mit einem Tri Narrowband Filter aus dem lichtverschmutzten Hamburg heraus mit meiner OSC-Kamera zu fotografieren. Narrowband und Farbkamera, da rümpfen die “alten Hasen” sofort die Nase. Aber mit dem Einzug der Tri- oder Quad-Narrowband-Filter kann man ja mit einer einzigen Farbaufnahme evtl. der Lichtverschmutzung ein Schnäppchen schlagen.

Hierzu fand ich das Youtube-Video von AstroStace:  Narrowband Imaging with a Triband OSC Filter sehr hilfreich für meine eigene Stituation.

Das Video von AstroStace zeigt zwei alternative Möglichkeiten, mit APP solche Bilder schön zu bearbeiten…

Alternative 1: De-Bayer-Algorithmus “Ha-OIII color”

Dazu stellen wir bei “0) RAW/FITS” ein:

  • Bayer pattern: RGGB
  • (De-Bayer-) Algorithm: Ha-OIII color
  • Force Bayer CFA  (CFA = Color Filter Array)

Und dann den “normalen” Workflow wie oben.

Alternative 2: “Extract Ha” and “Extract OIII” and recombine

Dazu müssen wir den ganzen Stacking-Workflow (s.o.) zweimal durchführen mit zwei verschiedenen Einstellungen bei “0) RAW/FITS“:

  • mit: (De-Bayer-) Algorithm: Ha-OIII extract Ha
  • mit: (De-Bayer-) Algorithm: Ha-OIII extract OIII

So erhalten wir zwei Mono-Fotos – am besten im Format 16-Bit-TIFF gespeichert. Diese müssen wir dann wieder zu einem RGB-Bild zusammensetzen. Das geht mit APP so:

Im Tab “9) Tools” klicken wir auf den Schaltfläche “Combine RGB” und dort auf “Add”. Dort wählen wir die beiden Mono-Fotos (s.o.) aus und geben ihnen sprechende Namen.

Dann folgen als Verarbeitungsschritte:

  • Red: 100% in Hydrogen alpha & Calculate
  • Green: 80% in OIII and & 20% in Hydrogen alpha  & Calculate
  • Blue: 85% in OIII and 15% in Hydrogen alpha & Calculate

Und schließlich “SAVE” als 16-Bit TIFF (rechts oben).

Damit geht’s dann weiter in Adobe Photoshop.

Siehe auch: Adobe Photoshop

Was machen wir in Adobe Photoshop:

  1. Ränder abschneiden: Crop
  2. Schwarzpunkt setzen: Image -> Corrections -> …
  3. …

Beispiel: 1:  NGC 281 mit Tri-Narrowband-Filter gemäß Alternative 1 bearbeitet

Abbildung 1: Pacman-Nebel mit Tri-Narrowband-Filter (Google Drive: 20200920_NGC281_G300_120s_beschriftet.jpg)

Dieses Foto habe ich auch im Artikel NGC 281 beschrieben.

Astronomie: Meine Barlow-Linse

dkracht

Gehört zu: Meine Geräte
Siehe auch: Merkurdurchgang, Orion ED80/600, Oversampling
Benutzt: Fotos aus Google Archiv, Grafiken von Wikimedia, Grafiken aus Github, LateX Plugin

Stand: 1.10.2020

Der englische Astronom Peter Barlow (1776-1862) hat die nach ihm benannte Barlowlinse erfunden. Es handelt sich dabei um eine Zerstreuungslinse (konkav), die also die Brennweite des Telekops verlängert und damit die Vergrößerung erhöht. Die Verlängerung der Brennweite erfordert eine Verlängerung des Teleskop-Tubus d.h. ein sog. “Distanzrohr”.

Klassischerweise benutzt man eine Barlowlinse zusammen mit Okularen. Man kann aber die Barlowlinse zusammen mit dem Sensor einer Kamera benutzen. Eine Frage ist, an welcher Stelle des Strahlengangs das Barlow-Element plaziert werden soll.

Für die Beobachtung des Merkurdurchgangs im November 2019 habe ich mir am 4.10.2019 eine Barlowlinse zugelegt. Das wurde aber wegen des schlechten Wetter nichts.

Nun werde ich versuchen, damit den Mars in Opposition (Oktober 2020) zu fotografieren.

Bei Teleskop-Service hat sie die Artikelnummer TSB22 und kostete Euro 89,– plus Versand:  Web-Seite

Abbildung 1: v.l.n.r.: 1,25-Zoll-Klemmung, die Barlowlinse, 2-Zoll-Stutzen mit Klemmung – dahinter der Karton von Teleskop-Service (Google Drive: Barlowlinse_20201001.jpg)

Das in der Mitte abgebildete sog. Barlow-Element hat (hinten) ein 2-Zoll-Filtergewinde (M48 Aussengewinde) und auf der anderen Seite (vorne) hat das Barlow-Element ein M48*0.75 Innengewinde. Ich könnte das Barlow-Element also hinten an meinen Flattener/Reducer schrauben…

Mit dieser Barlowlinse verlängert sich die Brennweite meines Teleskops Orion ED80/600 von 600mm auf 1200mm.

Meine Kamera ZWO ASI294MC Pro hat Pixel der Größe 4,63 µ; dami berechnet sich der Abbildungsmaßstab als:

(4,63/1200*1000)*(360*60*60)/2*PI    = 0,80 Bogensekunden pro Pixel

Der Mars in gegenwärtiger Größe (Opposition im Oktober 2020) von 22,48″ würde also 28 Pixel auf meinem Sensor einnehmen.

Brennweite

Was die Brennweite einer “normalen” konvexen Linse ist weiss jeder, aber wie ist dass sonst eigentlich?

Abbildung 2: Brennweite von Linsen und Spiegeln (Wikimedia: Focal-length.svg)

Copyright: CC BY-SA 3.0

Abbildung 3: Strahlengang mit Barlowlinse (Github: BarlowLinse.svg)

Barlowlinse

Wenn man die (negative) Brennweite seiner Barlowlinse kennt, kann man den Vergrößerungsfaktor leicht berechnen:

\(M = 1 – \frac{a}{f_b} \)

Wobei a der Abstand Barlowlinse – Brennebene des Objektivs ist.

Astronomie: Die Keplerschen Gesetze

dkracht

Gehört zu: Astronomie, Sonnensystem
Siehe auch: Himmelsmechanik, Entfernungsbestimmung, Newtonsche Mechanik, Lichtgeschwindigkeit
Benutzt WordPress-Plugin MathJax-Latex, Grafiken aus GitHub

Stand: 06.12.2024

Die Zeit von Johannes Kepler

Johannes Kepler (1571-1630) lebte in bewegten Zeiten:

  • 30 jähriger Krieg (1618-1648)
  • Kleine Eiszeit (etwa 1570 bis 1630)
  • Hexenverbrennungen (1550 und 1650)
  • Gallileo Galilei (1564-1642)
  • Nikolaus Kopernikus (1473-1543)
  • …

Abbildung 1: Flammarion Holzschnitt (Wikimedia: FlammarionWoodcut.jpg)

Flammarion Holzschnitt (Wikipedia)

Die Keplerschen Gesetze

Die bahnbrechende Erkenntnis von Kepler war, die Kreisbahnen des heliozentrischen Weltbildes von Nikolaus Kopernikus (1473-1543) durch Ellipsen zu ersetzen. Johannes Kepler konnte dies durch Analyse der Beobachtungsdaten von Tycho Brahe (1546-1601) herleiten; besonders die relativ starke Exzentrizität (0,0934) der Bahn des Planeten Mars brachte Kepler dazu Ellipsenbahnen anzunehmen. Einen genauen naturwissenschaftlichen Grund dafür konnte Kepler noch nicht angeben.

Tycho Brahe hatte in einem Zeitraum von 20 Jahren sehr genaue Messungen (besser als 1 Bogenminute) der Postionen der Planeten und von ca. 800 Fixsternen gemacht.

Die Fernsehsendung “Johannes Kepler, der Himmelsstürmer” im Sender arte am 08.08.2020 beleuchtete das geniale Werk von Johannes Kepler.

Abbildung 2: Tycho Brahes Mauerquadrant (adsabs.harvard.edu)

Tycho Brahe

Tycho Brahe: Mauerquadrant

Link: http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1978JHA…..9…42W/0000044.000.html

1. Keplersches Gesetz (1609 Astronomia Nova)

Die Planeten bewegen sich auf elliptischen Bahnen, in deren einem Brennpunkt die Sonne steht

2. Keplersches Gesetz (1609 Astronomia Nova)

Der Fahrstrahl Sonne-Planet überstreicht in gleichen Zeiten gleiche Flächen.

3. Keplersches Gesetz (1618 Harmonici Mundi)

Die Kuben der großen Halbachsen verhalten sich die die Quadrate der Umlaufzeiten.

Das erste Keplersche Gesetz

Eine Ellipse ist ein Kegelschnitt, der im Grenzfall (Exzentrizität = Null) ein Kreis wird.

Nach Newton haben wir eine Zentralkraft, die proportional zu \( \frac{1}{r^2} \) abnimmt.

Mit ein “bisschen Mathematik” ergeben sich daraus geschlossene Ellipsen als Bahnform.

In cartesischen Koordinaten ist eine Ellipse mit den Halbachsen a und b gegeben durch:

\( \Large \left(\frac{x}{a}\right)^2 + \left(\frac{y}{b}\right)^2= 1 \)

 

Die Exzentrizität einer Ellipse ist ein Maß für die Abweichung von der Kreisform und wird definiert durch:

\( \Large e = \frac{r_{max} – r_{min}}{r_{max} + r_{min}}  \) (Wobei mit rmin und rmax immer die Entfernungen Sonne-Planet gemeint sind)

Das zweite Keplersche Gesetz

Das zweite Keplersche Gesetz folgt allein aus der Tatsache, dass die wirkende Kraft immer genau in Richtung auf die Sonne gerichtet ist (sog. “Zentralkraft”). Damit muss nämlich der Drehimplus des Systems Sonne-Planet konstant bleiben.

Der Drehimplus des Sytems Sonne-Planet ist bekanntlich:

\( L = m \cdot r \cdot v = m \cdot r^2 \cdot \omega   \)

Für die “überstrichene Fläche” A(t) gilt infenitesimal:

\( dA = \frac{1}{2} \cdot r(t) \cdot v(t) \cdot dt \)

Womit die “Flächengeschwindigkeit” eben konstant bleibt:

\( \frac{dA}{dt} = \frac{1}{2} \cdot r(t) \cdot v(t) = \frac{L}{2 m} = const. \)

Quelle: https://www.forphys.de/Website/mech/kepler2.html

Als Beispiel habe ich mal die Bahn der Erde um die Sonne schematisch dargestellt. Das Produkt Bahngeschwindigkeit (v) mal Entfernung Erde-Sonne (r) ist proportional zum Drehmoment.

Abbildung 3: Schematische Darstellung der Bahn der Erde um die Sonne (GitHub: Ellipse.svg)

Schematische Darstellung der Bahn der Erde um die Sonne

Das dritte Keplersche Gesetz

Das “Dritte Keplersche Gesetz” bezieht sich nicht auf die Umlaufbahn eines Planeten, sondern setzt die Umlaufbahnen zweier Planeten zueinander in Beziehung, die sich um den gleichen Zentralkörper in Ellipsen bewegen (eventuelle Störungen durch weitere Körper vernachlässigen wir dabei).
Hier geht Kepler also schon (impliziet) von einem heliozentrischen Weltbild aus (Kopernikus).

Die Quadrate der Umlaufszeiten verhalten sich wie die Kuben der mitteren Entfernung. Als Formel also:

\( \Large \frac{a^3_1}{T^2_1} =  \frac{a^3_2}{T^2_2} \\\)

Wenn man die Werte für die Planeten unseres Sonnensystems in doppelt logarithmischen Koordinaten aufträgt, bekommt man eine gerade Linie.

Abbildung 4: Keplers Drittes Gesetz Unser Sonnensystem  (GitHub: 20240604 Kepler Drittes Gesetz.svg)

Keplers DRittes Gesetz

Wenn wir als Beispiel einmal die Bahnen von Erde und Jupiter vergleichen, so bekommen wir:

Erde:      T1 = 1 Jahr,           a1 = 1 AE
Jupiter: T2 = 11,86 Jahre,  a2 = 5,2 AE

rechnerisch also:

\( \Large \frac{a^3}{T^2} = \frac{5.2^3}{11.86^2} = \frac{140.608}{140.6596} \\ \)

Durch Messung der (siderischen) Umlaufszeit eines Planeten könten wir so also die Gr0ße Halbachse seiner Bahn bestimmen.

Das Dritte Keplersche Gesetz sagt damit etwas aus über den Zentralkörper: die Sonne. Wenn wir ein wenig vorgreifen, ist es die Masse des Zentralkörpers (M), die wir aus der Bahn eines umlaufenden Himmelskörpers bestimmen können; nach der Formel:

\( \frac{a^3}{T^2} = \frac{G \cdot M}{4 \pi^2}\\ \)

Schritt für Schritt kommen wir so zu diesem Ergebnis:

Wenn man die Umlaufszeit eines Planeten um die Sonne mit T bezeichnet und die große Halbachse seiner Bahn um die Sonne mit a, so kann man dieses Gesetz formelmäßig wie folgt formulieren:

\( \frac{a^3}{T^2} = const. \)

Die Gravitationskraft (Anziehungskraft) muss immer genau der Zentripedalkraft in der Planetenbahn entsprechen. Also:

\(  F = G \frac{m \cdot M}{r^2} = m \cdot \frac{v^2}{a}   \)

Die Masse des Planeten m kürzt sich heraus:

\(  G \frac{M}{r^2} =  \frac{v^2}{a}   \)

Die Bahngeschwindigkeit v erhalten wir als:

\( v = \frac{2 \pi a}{T} \)

Wenn wir das oben einsetzen ergibt sich:

\(  G \frac{M}{a^2} = \frac{4 \pi^2 a^2}{a \cdot T^2} \)

oder umgestellt:

\( \frac{G \cdot M}{4\pi} = \frac{a^3}{T^2} = const. \)

Quelle: https://www.schule-bw.de/faecher-und-schularten/mathematisch-naturwissenschaftliche-faecher/physik/unterrichtsmaterialien/mechanik_2/kepler/keplergravi.htm

Bestimmung der Jupitermasse

Anhand der Bahndaten des Jupitermondes Kallisto bestimmen wir die Masse des Jupiters mithilfe des Dritten Keplerschen Gesetzes.

Bahndaten Kallisto

  • Umlaufzeit 16,689 Tage  =  1.441.929,60 s
  • Große Halbachse  1882700 km =1.882.700.000 m   (zur Messung benötigt man die Entfernung)

Nach dem 3. Kaplerschen Gesetz finden wir:

\( M = \frac{4 \pi^2}{G} \cdot \frac{a^3}{T^2} = \frac{4 \pi^2}{6.77} \cdot \frac{1882700000^3}{1441929.6^2} = 1.90 \cdot 10^{27} kg\)

 

 

Astronomie: Mein Workflow mit N.I.N.A.

dkracht

Gehört zu: Astronomie
Siehe auch: N.I.N.A., APT, Mein Workflow mit APT
Benutzt: Grafiken aus Github, Fotos aus Google Drive

Stand: 12.05.2023

Link:

Warum N.I.N.A. für meine Astrofotografie?

Nachdem ich auf die neue Astro-Software N.I.N.A. aufmerksam geworden bin, möchte ich mal zum Test nachstellen, ob und wie ich mit N.I.N.A. mindestens das Gleiche machen kann, wie mit APT.

Darüber hinaus hätte N.I.N.A. für mich echte Vorteile:

  1. Modernere, flexibleOberfläche (konfigurierbare Fenster)
  2. Autofokus mit HFR-Messung
  3. Bildausschnitt (“Framing”) mithilfe diverser Sternkarten und direkter Übenahme in den Sequencer (Aufnahmeplan).
  4. Manueller Rotator
  5. Mosaik-Assistent mit diversen Sternkarten
  6. Funktionserweiterungen durch Plugins
  7. Kostenlos und Open Source

Voraussetzungen für meinen Workflow mit N.I.N.A.

Bevor es losgeht, müssen einige Voraussetzungen erfüllt sein:

  • Ein Windows-Computer ist vor Ort vorhanden, hat Strom und die nötige Software ist installiert
  • N.I.N.A. ist installiert und konfiguriert (Planetariumsprogramm: Stellarium oder Cartes du Ciel)
  • Meine Montierung HEQ5 Pro ist aufgebaut und über EQMOD mit dem Computer verbunden
  • In EQMOD sind Standorte mit den genauen geografischen Koordinaten definiert
  • Das Teleskop mit Flattener und Kamera ist fokussiert.
  • Alle Geräte (die Montierung, der USB-Hub, die Kamera,…) sind mit Strom versorgt
  • Alle Geräte (die Montierung, die Kamera, der Motorfokusser,…) sind mit meinem Windows-Computer über Kabel (USB-Kabel; ggf. USB-Hub) verbunden

Mein N.I.N.A.-Workflow: Schritt für Schritt

Mein vorsichtiger Workflow besteht aus diesen Schritten:

  1. Anfangstellung herstellen
  2. Fokussieren
  3. Platesolving testen
  4. Polar Alignment
  5. Setzen von Alignment-Points
  6. Setzen eines ersten Alignment-Points
    1. Ein Zielobjekt anfahren (“Slew”)
    2. Foto machen
    3. Platesolving
    4. SYNC
    5. Kontrolle des ersten SYNC-Points
  7. Setzen eines zweiten Alignment-Points (SYNC-Point)
  8. Setzen eines dritten Alignment-Points (SYNC-Point)
  9. Foto-Sequenz erstellen
  10. Optional: Autoguiding anstellen
  11. Foto-Sequenz starten (Aufnehmen Light Frames)
  12. Aufnehmen Flat Frames
  13. Parken in Home-Position

Schritt 1: Anfangsstellung herstellen

Wir wollen den Ausgangspunkt für Gotos (bei N.I.N.A. “Slew” genannt) herstellen.

  • Montierung aufbauen und in die Waagerechte bringen
  • Ausbalancieren
  • Grobe Fokussierung auf terrestrisches Objekt
  • Montierung (HEQ5 Pro) gut auf die Home-Position ausrichten.
  • Strom an der Montierung anschalten.
  • Die Software N.I.N.A. mit der Montierung (über EQMOD) verbinden.
  • Im EQMOD-Hauptfenster:
    • Kontrolle: Anzeige zeigt: Deklination 90,0 Grad und Azimut Null Grad (das ist wichtig für das erste “Goto” bzw. “Slew”, wie es in N.I.N.A. heisst).
    • EQMOD Tracking anschalten auf “siderial” (das wäre wichtig für SYNC-Points und Autofokus, da dann HFR besser berechnet werden kann)
    • EQMOD-Zusatzfenster öffen durch Klick auf Schaltfläche “Schraubenschlüssel >>>”
  • Im EQMOD-Zusatzfenster
    • Site Information
    • Alignment/Sync Point Count=0

Abbildung 2: EQMOD Anfangsstellung (Google Drive: NINA-Workflow-01.jpg)

Schritt 2: Warten auf erste Sterne und mit der Software SharpCap fokussieren

Dazu habe ich einen separaten Blog-Artikel geschrieben.

Schritt 3: Platesolving testen

Dazu habe ich einen separaten Blog-Artikel geschrieben.

Schritt 4: Polar Alignment

Dazu habe einen separaten Blog-Artikel geschrieben.

Schritt 5: Setzen von Alignment Points

Ich will zunächst drei Alignment-Points setzen. Die prinzipielle Vorgehenweise ist für jeden Alignment-Point diese:

  1. Koordinaten des geplanten Alignment Points besorgen (z.B. aus Stellarium oder Cartes du Ciel)
  2. Mit N.I.N.A. dann:
    1. einen “Slew” (=Goto) auf dieses Target durchführen
    2. dann ein schönes Foto machen (Objekt kann ruhig verfehlt sein)
    3. dieses Foto plate solven
    4. bei erfolreichem Solve gleich ein Sync machen
  3. In EQMOD kann man kontrollieren, ob der Sync-Point dort angekommen ist

Abbildung 3: N.I.N.A. Workflow für einen SyncPoint (Github: NINA_Workflow.svg)

Schritt 6: Setzen eines ersten Alignment Points

In diesem Schritt wollen wir einen Alignment-Point auf ein Objekt nicht so weit von der Home-Position machen. Ich habe mir dazu Alpha Cephei ausgesucht. Dazu müssen wir die Koordinaten von Alpha Cephei als Ziel-Koordinaten in N.I.N.A. übernehmen, einen Slew (=Goto) auf das Zielobjekt machen, davon ein Foto machen, dieses Foto “platesolven” und schliesslich darauf “SYNCen”.

Um mit N.I.N.A. einen “Slew” (=Goto) Zielkoordinaten für ein Objekt zu erhalten, gibt es mehrere Möglichkeiten:

  • Möglichkeit 1: Im N.I.N.A. “Framing” die Ziel-Koordinaten aus dem Planetariumsprogramm übernehmen (im Abschnitt “Coordinates” auf das “GPS-Symbol” klicken
  • Möglichkeit 2: Im N.I.N.A. “Framing” die Ziel-Koordinaten vom Teleskop übernehmen
  • Möglichkeit 3: Im N.I.N.A. auf “Imaging” und dann in der Leiste oben rechts auf das Stern-Symbol klicken, aus dem Drop-down das Zielobjekt auswählen und “Slew”
  • Möglichkeit 4: …

Wir nehmen mal die erste Möglichkeit:

  • Das Planetariumsprogramm starten (Cartes du Ciel, Stellarium) und das erste Ziel dort auswählen (hier: Alpha Cephei)
  • In der Software N.I.N.A. den Reiter “Framing” aufrufen und im Bereich “Coordinates”  auf “übernehmen von Planetarium klicken” (21h 18m 35s, +62° 35′ 9″).
  • N.I.N.A. übernimmt dann die Ziel-Koordinaten vom ausgewählten Zielobjekt aus dem Planetariumsprogramm (und den Rotationswinkel)
  • N.I.N.A. holt dann ein Bild des Zielobjekts aus dem als “Image Source” ausgewählten SkyAtlas. Die Größe des Bildes richtet sich nach dem “Field Of View”.
  • Bildschauschnitt evtl. korrigieren (“Framing”)
  • Schaltfläche “Slew”   (N.I.N.A.’s Wort für “Goto”)

Abbildung 4: N.I.N.A. Framing -> Coordinates (Google Drive: NINA-Workflow-04.jpg)

Schritt 6.1: Ein Zielobjekt anfahren


N.I.N.A. Framing: Target Coordinates

In diesem Schritt  wollen wir auf das Zielobjekt Alpha Cephei schwenken (Slew = Goto).

  • Dazu scrollen wir im gleichen Fenster (Framing Assistent) herunter bis unter dem Bereich “Targets” die Schaltflächen “Recenter Image”, “Slew” etc. sichtbar werden.
  • Dann auf die Schaltfläche “Slew” (=Goto) klicken (“Slew” ist ausgegraut, wenn wir die Montierung noch nicht verbunden haben)
  • Das Zielobjekt wird jetzt nicht hundertprozentig getroffen sein, da der Ausgangspunkt des “Slew” (=Goto) nur die etwas ungenaue Home-Postion war. Das macht aber nichts, wir wollen ja hier nur einen ersten Alignment-Point (SYNC) setzten.

Abbildung 5: N.I.N.A. Framing -> Slew (Google Drive: NINA-Workflow-05.jpg)

Schritt 6.2: Foto machen

In diesem Schritt wollen wir ein erstes Foto machen.

  • In N.I.N.A. die Kamera (meine ASI294 MC Pro) verbinden und die Kühlung anstellen.
  • In N.I.N.A. auf den Reiter “Imaging” gehen und ein Foto machen (dazu Belichtungszeit und Gain so einstellen, das Sterne zu sehen sind).

Achtung: Nur wenn wir den Schiebeschalter “Save” auf “On” stellen, wird das Foto auch auf dem Computer gespeichert.

Abbildung 6: N.I.N.A. Imaging (Google Drive: NINA-Workflow-06.jpg)

N.I.N.A. Workflow: Imaging

Schritt 6.3: Plate Solving

In diesem Schritt wollen wir nun die tatsächlichen Koordinaten des Bildmittelpunkts ermitteln: Mit diesem Foto auf “Platesolving” gehen.
Als Ergebnis des Platesolving wurden die Koordinaten des Bildmittelpunkts ermittelt zu: RA 21 28 32 Decl +68 08 34 – was ein ganzes Stück entfernt ist (Error 5°) von dem angepeilten Ziel Alpha Cephei. Das macht aber nichts, das Telekop zeigt eben dorthin und wir haben einen ersten korrekten Alignment Point (weil wir Sync auf “On” gesetzt hatten).

Achtung: Bei N.I.N.A. gibt es die Besonderheit, dass die Funktion “Platesolve” selbständing ersteinmal ein Foto schiesst, Also Belichtungszeit und Gain dafür nochmals eingeben….

Abbildung 7: N.I.N.A Reiter Imaging, Funktion Platesolving (Google Drive: NINA-Platesolving-02.jpg)

Schritt 6.4: Sync

In diesem Schritt soll N.I.N.A. ein sog. “Sync” machen. Das macht N.I.N.A. ganz von alleine im Anschluss an das erfolgreiche Platesolving, denn wir hatten ja den Schiebeschater “Sync” auf “On” gestellt, damit werden die Koordinaten des durch Platesolving gefundenen Bildmittelpunkts als Sync-Point in EQMOD übernommen (im Beispiel: RA 21 28 32 Decl +68 08 34).

Schritt 6.5: Kontrolle des Sync Points

In diesem Schritt wollen wir kontrollieren, ob der Sync Point von N.I.N.A. auch in der Teleskopsteuerung EQMOD angekommen ist.

Abbildung 8: EQMOD Liste der Alignment Points  (Google Drive: NINA_EQMOD_SyncPoints.jpg)

Schritt 7: Setzen eines zweiten Alignment Points

Koordinaten von Beta Cas aus Cartes du Ciel: 00h 09m 12s, +59° 08′ 55″

Abbildung 9: NINA Framing Assistent: Target Coordinates (Google Drive: NINA-Workflow-36.jpg)

Nach Slew und Foto nun das Platesloving. Es ergibt: 00h 22m 08s, 59° 49′ 16′ (Error 1° 46′)

Abbildung 10: N.I.N.A. PLatesolving und SYNC (Google Drive: NINA-Workflow-38.jpg)

Abbildung 11: EQMOD Kontrolle der Alignment Points (Google Drive: NINA-Workflow-39.jpg)

Schritt 8: Setzen des dritten Alignment Points

Als dritten Alignment Point nehmen wir jetzt das “echte” Zielobjekt NGC281

Nach Slew und Foto nun das Platesloving. Es ergibt: 00h 07m 26s, 59° 07′ 32′ (Error 00° 13′)

Abbildung 12: NINA: After Slew now a new Platesolving (Google Drive: NINA-Workflow-42.jpg)

Schritt 9: Die Fotosequenz erstellen

Positionieren auf das Zielobjekt

In diesem Schritt geht es auf das “echte” Zielobjekt NGC281

Da ich von meiner Terrasse aus nur eine sehr begrenzte freie Sicht auf den Himmel habe, plane ich jetzt Beta Cassiopeia und NGC281 als Ziele zu nehmen.

  • In Stellarium das “echte” Beobachtungsobjekt auswählen (jetzt also: NGC281).
  • In N.I.N.A. Reiter “Framing” und Coordinates aus Planetariumsprogramm übernehmen.
  • Dort jetzt den Bildschimauschnitt schön einstellen (= Frame) und die Schaltfläche “Recenter Image” drücken.
  • Dann Schaltfläche “Replace as Sequence” klicken. Dadurch öffnet sich der Reiter “Sequence” und wir stellen dort ein, wieviele Aufnahmen wir machen wollen (Total #) und welche Belichtungszeit (Time) das Einzelfofo haben soll. Wir können auch das “Gain” und das “Dithering” einstellen.
    Bevor wir die Sequence starten sollten wir Überlegen, ob wir Autoguiding brauchen.

Framing auf NGC281 (Koordinaten 00h 52m 25s, +56° 33′ 53″)

Abbildung 13: NINA Framing an NGC281 (Google Drive: NINA-Workflow-44.jpg)

===========================================================

Slew und Platesolving ergibt die Koordinaten 00h 52m 35s, 56° 34′ 19″ (Error 01′ 21″)

Abbildung 14: NINA Workflow: Final Platesolving (Google Drive: NINA-Workflow-45.jpg)

Nun gehe ich zurück zum “Framing” und klicke da auf die Schaltfläche “Replace as Sequence”

Abbildung 15: N.I.N.A. Sequence (Google Drive: NINA-Workflow-46.jpg)

In der Sequenz trage ich zusätzlich ein

  • Total # = 20
  • Time = 60

Entweder hatte ich schon vorher das Teleskop auf meine Zielposition gefahren oder ich schalte jetzt in der Sequenz “Slew to target” ein.

Ggf. kann ich an dieser Stelle auch aufhören und meine soweit eingerichtete Sequenz für späteren Gebrauch abspeichern.

Schritt 10: Optional: Autoguiding aktivieren

Bevor ich die Sequenz starte muss ggf. noch das Autoguiding gestartet werden.

Im nächsen Schritt aktiviere ich mein Autoguiding (optional)

  • Mit N.I.N.A. habe ich schon auf mein Zielobjekt geschwenkt (die Position wird zum Fotografieren also nicht mehr verändert)
  • Ich starte dann die Software PHD2 und verbinde die GuideCam und die Montierung
    • dort gehe ich  auf das “Loop”-Symbol und wenn ein paar Sterne zu sehen sind, lasse PHD2 automatisch einen Leitstern auswählen
    • dann auf das “Guide”-Symbol mit Shift-Klick zum Kalibrieren.
    • nach erfolgreicher Kalibrierung das Guiding in paar Minuten laufen lassen.
  • Dann zurück nach N.I.N.A.

Schritt 11: Foto-Sequenz starten (Light Frames aufnehmen)

In diesem Schritt können wir nun endlich die Foto-Sequenz starten

  • Im N.I.N.A. Reiter “Sequence” sehen wir unsere geplante Foto-Sequenz.
  • Wir sollten kontrollieren, ob jetzt wirklich bei der Montierung in EQMOD “Tracking Siderial”  aktuell ist

Schritt 12: Flat Frames aufnehmen

Dazu habe ich einen separaten Blog-Artikel geschrieben.

Schritt 13:  Abschalten

Im letzten Schritt schalten wir wieder ab:

  • Kamera langsam aufwärmen
  • Teleskop auf Park-Position
  • N.I.N.A. abschalten
  • Computer herunterfahren
  • Strom abschalten
  • Teleskop wetterfest bedecken

 

Astronomie: Swing-by-Manöver

dkracht

Gehört zu: Astronomie, Himmelsmechanik
Siehe auch: Sonnensystem

Stand: 29.07.2020

Was bringen Swing-by-Manöver?

Als Schüler war ich ja ein Fan von SciFi-Heften. Ich erinnere mich an eine SciFi-Geschichte, bei der der “geniale Held” auf die Idee kam, für eine längere Reise zum Saturn den Asteroiden (944) Hidalgo zu verwenden, um Treibstoff zu sparen.

Schon als Schüler war mir klar, das er statt auf dem Hidalgo zu landen (mit Relativgeschwindigkeit Null), auch mit der gleichen Energie einfach auf die Hidalgobahn einschwenken könnte und dann nach den Gesetzen der Himmelsmechanik exakt wie der Hidalgo selbst sich bewegen würde und schließlich an der Saturnbahn angekommen, müsste er mit der gleichen Energie wie sie zum Überwechseln von Hidalgo auf den Saturn benötigt wird, auch aus seiner Hidago nachempfundenen Bahn in die Saturnbahn einschwenken können. Er hätte also keine Energie (Treibstoff) gespart.

In der Raumfahrt der 70er Jahre hörte ich nun erneut von mir ähnlich klingenden “Wunder-Manövern” der Raumsonden Pioneer 10 und Pioneer 11, die Treibstoff sparen sollten. War das das gleiche (wie oben) Null-Summen-Spiel oder was steckte da dahinter (wenn die NASA mit so etwas ernsthaft arbeitet)?

Michael Minovitch, der am Jet Propulsion Laboratory (JPL) arbeitete, berechnete 1961 erstmals die Daten solcher “Swing-by” Manöver (auch “Gravitational Slingshot” oder “fly by” genannt) . Das war tatsächlich kein “Null-Summen-Spiel”, sondern eine realistische Möglichkeit durch solche Manöver Energie “einzusparen” und die “böse” Raketengleichung auszutricksen. Schon in der Frühzeit der Raumfahrt hatte die sowjetische Sonde Luna 3 (1959) die Swing-by-Technik ausgenutzt.

Quelle: MIT OpenCourseWare  (Youtube Video https://youtu.be/1s6_4qX-u2o)

Himmelsmechanik von Swing-by-Manövern

Nehmen wir mal ein stark vereinfachtes Gedankenmodell: Auf der Höhe der Saturnbahn nähert sich eine Raumsonde dem Saturn.

Zur Erklärung dieses “positiven” Swing-by-Effekts betrachten wir die Angelegenheit mal in zwei unterschiedlichen Koordinatensystemen.

Im Koordinatensystem “Sonnensystem” sehen wir folgendes:

  • der Saturn bewege sich mit eine Bahngeschwindigkeit von vs  (ca. 9,65 km/s)
  • die Raumsonde bewege sich mit einer dreifach so großen Geschwindigkeit v1 genau entgegengesetzt auf den Saturn zu (also: v1 = -3 vs)
  • nach dem Swing-by bewege sich die Raumsonde mit einer Geschwindigkeit v2 in exakt der gleichen Richtung wie der Saturn

Wenn wir dieses Geschehen in einem Koordinatensystem “Saturn” (Relativgeschwindigkeiten in Bezug auf Saturn, Superscript “rel”) beschreiben, ergibt sich:

  • Geschwindigkeit des Saturn: vsrel = 0
  • Raumsonde ankommend (“initial”): v1rel = v1 – vs
  • Raumsonde wegfliegend (“final”):    v2rel = v2 – vs

Der Erhaltungssatz (Impuls) in Bezug auf das Koordinatensystem “Saturn” ergibt:

v1rel = – v2rel

Und damit:

v1 – vs = -v2 + vs

2 vs = v2 + v1

Wenn wir hierin einsetzen: v1 = -3vs bekommen wir:

v2 = 5 vs = – (5/3) v1

Die Geschwindigkeit der Raumsonde hat sich also deutlich (Faktor 1,666..) erhöht.

Genaugenommen ist die Bahngeschwindigkeit des Saturn vor dem Swing-by und nach dem Swing-by nicht ganz genau gleich. Wir vernachlässigen diesen winzigen Unterschied hier wegen der Massenverhältnisse (Saturnmasse 5,6 * 1026kg).

Astronomie: Okularauszug (OAZ)

dkracht

Gehört zu: Astronomie, Geräteliste
Siehe auch: Teleskop, Motorfokusser, Fokussieren
Benutzt: Fotos aus Google Drive

Stand: 29.05.2020

Okularauszüge

Mit einem Okularauszug (“OAZ”) verstellt man die Entfernung vom Objektiv (im Tubus) zum Okular bzw. zum Sensor der Kamera. Das heisst also, man stellt die Schärfe des Bildes ein – mit anderen Worten man fokussiert. Daher müssen die Einstellwege in einem Bereich liegen, sodaß man “in den Fokus” kommen kann. Wenn Fokus weiter draussen liegt, kann man Verlängerungshülsen nehmen, wenn der Fokus weiter innen liegt, hat man Pech gehabt.

Es gibt unterschiedliche OAZ-Größen: ich habe 2 Zoll; d.h. das Auszugsrohr ist 2 Zoll im Durmesser. Ich kann da also z.B. 2-Zoll-Okulare hineinstecken…

Der Antrieb erfolgt durch eine einfaches Einstellrad und optional durch ein zusätzliches Rad mit einer 1:10 Untersetzung –  “Dual Speed” wird dafür manchmal gesagt.

Bei Okularauszügen unterscheidet man nach Antriebsart:

  • Zahnstangenantrieb = “Rack and Pinion”
  • Crayford = “Friction” d.h. Reibung / Klemmung

Meine Probleme mit Okularauszug und Motor-Fokusser

Da ich mit meiner vorhandenen Gerätschaft (OAZ TSFOCR2M und Pegasus Astro Motor Fokusser) Schwierigkeiten hatte mit meiner ASI294MC Pro sauber in den Fokus zu kommen, habe ich mich nach Abhilfe umgeschaut.

Mein erster Gedanke war, einen besseren Motorfokusser zu nehmen; Teleskop Austria hat das etwas ganz feines. Aber in der Diskussion mit Tommy Nawratil erkannte ich auf einmal, dass es keinen Sinn macht, einen schlechten OAZ mit einem Super-MFOC zu verbinden. Meine Erkentnis war: erst ein Mal ein ordentlicher OAZ und mal ausprobieren, wie gut der wirklich ist. Danach vielleicht einen MFOC dazu. Meinen Pegasus Astro Motor Focuser habe ich abgebaut.

Heute (29.5.2020) kam von TS der neue OAZ: MonorailR96. Der soll viel stabiler sein. Er hat einen 96mm-Anschuss – passend für mein Teleskop Orion ED80/600, ist rotierbar und er ist 3,5 mm kürzer als der alte OAZ. Das sollte doch ein erster Schritt zur Verbesserung sein.

Abbildung 1:  Links der kürzere MonorailR96, rechts der alte TSFOCR2M (Google Drive: OAZ_20200529.jpg)

Mein alter Okularauszug TSFOCR2M

Mein OAZ war Bestandteil des Orion-Teleskops ED 80/600, das ich gebraucht gekauft hatte. Den OAZ hatte der Vorbesitzer extra von Teleskop-Service gekauft.

Der OAZ hat dort die Artikelnummer TSFOCR2M. Link zu diesem OAZ: https://www.teleskop-express.de/shop/product_info.php/info/p775_2–Crayford-Auszug-fuer-Refraktoren—1-10-Micro-Untersetzung.html

Es ist also ein 2-Zoll-Crayford mit 1:10 Micro-Untersetzung.

Der Anschluss zum Teleskop ist eine 96mm Flansch.

Mein neuer OAZ MonorailR96

Bei TeleskopService fand ich ja den MonorailR96.

Link: https://www.teleskop-express.de/shop/product_info.php/info/p3945_MONORAIL-2–Refraktor-Auszug-u-a–f–Skywatcher—Anschluss-96-mm.html

Der MonorailR96 OAZ hat drei Schrauben.

Die im Bild sichtbare Schraube “unten” regelt den Andruck (die “Klemmung”). Wenn zu fest, lässt sich er Auszug nicht bewegen; wenn zu lose, rutscht das Auszugsrohr durch.

Auf der gegenüberliegenden Seite “oben” (nicht im Bild) befinden sich weitere zwei Schrauben. Die obere (kleinere) Schraube ist zum Feststellen der Rotierung; die untere (große) Schaube dient zum Feststellen des Auszugsposition (sie muß also beim Einstellen des Fokus locker sein und kann später angezogen werden, damit sich der Fokus nicht verstellt.)

Wenn sich die Fokus-Position nicht bewegen lässt, kann das also zwei Ursachen haben:

  1. zu feste Klemmung
  2. obere große Schraube zu früh angezogen

Manuell oder motorisch

Man kann einen Okularauszug manuell betätigen. Dann kann man durch Hinein- und Herausdrehen sehr einfach herausfinden, ob man überhaupt in den Fokus hinein kommt.

Eine motorische Betätigung des OAZ hat Vorteile:

  • Man vermeidet Erschütterungen, die bei manueller Fokussierung unvermeidbar sind
  • Man kann das Fokussieren auch REMOTE über eine ASCOM-Schnittstelle und geeignete Software auf dem Laptop vornehmen

Ich habe mir deswegen eine  Motor Fokusser, den PegasusAstro FocusCube zugelegt.

 

 

Astrofotografie: Sucherschuh mit flacher Basis

dkracht

Gehört zu: Meine Geräteliste
Siehe auch: Sucher, Liste meiner Geräte
Benutzt: Fotos aus Google Drive

Stand: 29.12.2022

Sucherschuh mit flacher Basis

Um ein Sucherfernrohr (z.B. mein GuideScope50) nicht auf einem irgendwie gekrümmten Tubus, sonden auf einer flachen Fläche zu montieren, brauche ich einen Sucherschuh mit ebener (flacher) Unterseite.
Bei Teleskop-Express habe ich gefunden (9.1.2020, Eur 29,00):

Ich benötige so eine “Flach-Montage” z.B. um den Sucherschuh oben auf meine Rohrschelle zusetzen oder um den Sucherschuh auf eine (kleine) Vixen-Schiene zu montieren.

Bildbeschreibung: Sucherschuh flach mit Senkloch und 1/4 Zoll Fotogewinde auf kleiner Vixen-Schiene (evtl. benötige ich dann noch einen 90 Grad L-Winkel z.B. die Deklinationseinheit des SAM)

Abbildung 1: Sucherschuh flach, nur mit Senkloch (Google Drive: 20200626_Sucherschuh_flach1.jpg)

Abbildung 2: Sucherschuh mit flacher Basis auf SAM (Google Drive: 20200626_Sucherschuh_flach2.jpg)