Astronomie

Astro-Notizen

Astronomie: Meine Barlow-Linse

dkracht

Gehört zu: Meine Geräte
Siehe auch: Merkurdurchgang, Orion ED80/600, Oversampling
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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
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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)

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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)

 

 

 

 

Computer: Virtual Machine mit VirtualBox und Ubuntu MATE

dkracht

Gehört zu: Virtuelle Maschinen, Astronomie
Siehe auch: Ubuntu, VirtualBox, VMware, Virtualisierung mit VMware oder VirtualBox

Stand: 25.12.2022

Virtual Machine mit VirtualBox und Ubuntu MATE

Wir wollen eine Virtuelle Maschine mit dem Betriebssystem Ubuntu einrichten (z.B. für Astro-Zwecke).

Wir wollen dabei nicht mit VMware arbeiten, sondern Oracle VM VirtualBox verwenden.

Wenn alles in der Virtual Machine funktioniert, könnten wir den Schritt auf einen Raspberry Pi wagen.

Das sind meine Schritte:

Download von Oracle VM VirtualBox

Das musste ich vorher machen. Beschrieben habe ich es hier.

Download von Ubuntu MATE

Als ISO-Datei Version 20.04 für AMD64

Link:    https://www.chip.de/downloads/Ubuntu-MATE-64-Bit_124049013.html

Anlegen einer neuen VM unter Virtual Box

  • Name: Ubuntu MATE 20,xy
  • Ordner: C.\Data\VirtualMachines
  • Version: Linux (64-bit)
  • Speichergröße:  4096 MB,  2 Prozessoren
  • Festlatte erzeugen: 16 GB
  • Massenspeicher: IDE  –> die ISO-Datei
  • Netzwerk: Netzwerkbrücke
  • USB 2.0: Geräte ???

Installieren Ubuntu MATE

  • Installieren von der IDE CD mit der ISO-Datei
  • Sprache: englisch
  • Minimale Installation mit Updates
  • User = dkracht
  • Passwort = lotusnotes
  • Login = automatisch
  • Prüfen der Ubuntu-Installation:  Shutdown und erneuter Start

Konfigurieren/Einrichten

Menu -> Preferences -> Displays: 1024 x 768   (war zu klein)

Menu -> Preferences -> Keyboard: Deutsch (wegen der Sonderzeichen) – die Schaltfläche “OK” war nur auf dem vergrößerten Display zu sehen…

Astro-Software installieren

Dazu habe ich einen eigenen Blog-Artikel geschrieben.

 

Computer: Astrofotografie (aus Wiki)

dkracht

Astrofotografie (aus Wiki)

Gehört zu: Astronomie

Übersicht

Wenn man Interesse für Astronomie hat, kommt ganz schnell der Moment, wo man Beobachtungen auch fotografisch festhalten möchte

Was benötigt man, um Fotografien des Sternenhimmels zu machen?

  • Eine geeignete Kamera
  • Einen Himmelsatlas, um interessante Objekte und deren zeitliche Sichtbarkeit heraus zu finden
  • Ein Stativ
  • Software zum bearbeiten der Bilder (addieren von Einzelbildern)

Belichtungszeiten

Erste Ideen:

  • Weitwinkel (dann ist die Lichtstärke maximal und die Brennweite minimal und man kann länger belichten, ohne dass die Sterne zu Strichen werden)
  • Belichtungszeit: ca. 10 sec (ausrechnen wann die Erdrotation von einem Pixel zum nächsten springt)

Software

Ein Baumstativ

— Dkracht 23:10, 19 July 2009 (CEST)

Retrieved from my Wiki

Astrofotografie: Wie mache ich Flat Frames?

dkracht

Gehört zu: Bildbearbeitung
Siehe auch: Problme lösen mit Stacking, Astro-Geräteliste, PegasusAstro FlatMaster, ZWO ASI294MC Pro, Belichtungszeiten, Flat Frames mit N.I.N.A.
Benutzt: Fotos aus Google Drive

Stand: 11.05.2023  (Bit-Tiefe, N.I.N.A., Full Well Capacity, Quanten-Effizienz, Gain, Cleaning, PegasusFlatMaster)

Wie mache ich gute Flat Frames zur Kalibrierung meiner Astrofotos?

Wir machen neben den Nutz-Fotos (den sog. Light Frames) zur Korrektur (zum Kalibrieren) noch folgende zusätzlichen “Frames”:

  • Dark Frames
  • Light Frames
  • Bias Frames (manchmal auch Offset Frames genannt)

Eine Stacking-Software, wie z.B. Deep Sky Stacker oder Astro Pixel Processor verarbeitet diese Frame-Typen zu einem Summenbild.

Die prinzipielle Vorgehenweise ist wie folgt:

  • Die Darks werden von den Lights abgezogen.
  • Da diese Darks bereits das Bias enthalten, ist damit auch schon das Bias vom Light abgezogen.
  • Es bleibt das Flat. Bevor durch das Flat dividiert wird, muss also noch aus dem Flat das Bias abgezogen werden.

Welche Kalibrierungs-Frames brauche ich?

Das Wichtigste sind die Flat Frames.

Wenn ich eine Kamera mit Amp Glow habe, sind Dark Frames erforderlich.

Kalibrieren mit Flat Frames

Flat-Frames sollen theortisch ein gleichmäßig weisses Feld zeigen, Abweichungen von der Gleichmäßigkeit können sein:

  • Randverdunkelung (sog. Vignettierung)
  • Schatten von Staubpartikeln (sog. Donuts)
  • Helligkeitsstrahlen durch Wärme in der Kamera in Sensornähe (sog. Ampglow)  – So ein “Ampglow” wird aber erst bei längerer Belichtungszeit sichtbar

Wenn das Bild (Light Frames) einen nicht ganz gleichmäßigen Hintergrund hat, wird das beim Stretchen schnell zu einem Problem. Also brauche ich Flats, wenn ich ein Bild stark stretchen will z.B. bei einem feinen Nebel…

Ich versuche mich erst seit neuester Zeit mit Flat Frames (T-Shirt-Methode und Flat-Frame-Folie). Manchmal waren die Ergebnisse richtig gut, manchmal hatte ich eine hässliche Überkorrektur. Deswegen beschäftige ich mich jetzt etwas detaillierter mit dem Thema “Flats”.

Am 26.9.2020 erhielt ich die Flat-Field-Box PegasusAstro FlatMaster 120 mm.

Falls es um sog. Donuts (Schatten von Staubpartikeln) geht, ist es sicher besser, das Über bei der Wurzel zu packen und die Partikel von den optischen Flächen zu entfernen. Ich war sehr erfolgreich beim Reinigen des AR-Glases vor dem Sensor meiner Kamera ASI294MC Pro. Ich benutzte dazu ein Zeiss Billen Reinigungstuch (alkoholfrei), Web-LInk: http://www.zeiss.com/cleaning.

Welche Einstelungen nehme ich für Flat Frames?

Teleskop und Kamera genauso wie bei der Aufnahme der Light Frames – also auch ggf. mit der Taukappe…

Die ISO-Einstellung bzw. die Gain-Einstellung sollte bei den Flats identisch sein zu den Lights. Wenn man die Flats mit anderen ISO-/Gain-Einstellungen machen sollte, benötigt man zusätzlich DarkFlats mit dieser anderen ISO/Gain-Einstellung.

Belichtungszeit (und Gain bzw. ISO) so, dass nichts soll “ausgebrannt” ist und die kleinen Helligkeitsunterschiede im Bild gut sichtbar sind.

Vom “Ausbrennen” spricht man, wenn bei einem Pixel die sog. “Full Well Capacity” (in Anzahl Elektronen) erreicht ist; d.h. zusätzliche Photonen können keine zusätzlichen Elektronen in diesem Pixel erzeugen und damit auch kein zusätzliches Signal (also ADUs) bewirken.

Quanten-Effizienz der ZWO ASI294MC Pro

Die Quanten-Effizienz (“QE“) wird meist vom Hersteller des Sensors angegeben und nicht vom Hersteller der Kamera. Bei meiner ASI294MC Pro ist es der Sensor: Sony 4/3″ CMOS Color Sensor IMX294CJK.

Siehe auch: Belichtungszeiten

Auf der Web-Seite https://www.flir.de/discover/iis/machine-vision/how-to-evaluate-camera-sensitivity/ finden wir folgendes Bild:

Abbildung 1: Signalverarbeitung in einer CMOS-Kamera (Copyright: www.flir.de)

Quanteneffizienz

Die sog. Quanten-Effizienz gibt den Zusammenhang zwischen ankommenden Photonen und Elektronen-Anzahl in Prozent an. Also wie gut (Ausbeute in Prozent) der Sensor aus den ankommenden Licht-Quanten (Photonen) Elektronen macht. Im Bild werden aus 6 Photonen drei Elektronen gemacht; also eine QE von 50%.

Full Well Capacity der ZWO ASI294MC Pro

Die Full Well Capacity (Sättigungskapazität) sagt, wieviele Elektronen ein Photoelement des Sensors (ein Pixel) maximal aufnehmen kann. Wenn die auftreffenden Photonen mehr Elektronen erzeugen, könnte das Photoelement im Sensor das nicht mehr aufnehmen. Es wäre, wie man sagt, “ausgebrannt”.

Die Full Well Capacity ist bei meiner ZWO ASI294MC Pro ganz unterschiedlich, je nach dem welcher Gain (Vorverstärkung) eingestellt ist:

Tabelle 1: Full Well Capacity der ZWO ASI294MC Pro

         
Gain dB
 Full Well Capacity 14 Bit ADU Max
 e-/ADU (14 Bit)
0 0 63700e- 16384 3,89
100 10 20000e- 16384 1,22
120 12 17200e- 16384 1,05
200 20 6000e- 16384 0,37
300 30 2000e- 16384 0,12

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

Wichtig ist, dass jeder Farbkanal für sich genommen (R-G-B) im Histogramm weder links und rechts angeschnitten wird.

Auslesen des Signals und Gain bei der ASI294MC Pro

Am Ende der Belichtungszeit wird aus jedem Pixel das dort gespeicherte “Signal” ausgelesen. Damit meint man die Ladung in Anzahl Elektronen (e-). Diese gemessene Signalstärke (Ladungsmenge) ist noch analog. Sie wird dem ADC (=Analog-Digital Converter) zugeführt und dort in einen digitalen Wert konvertiert, den man auch “Graustufen” nennen kann.  Diese einzelnen Graustufen nennt man auch ADUs (Analog Digital Units).

Bevor das Signal dem ADC zugeführt wird kann noch eine Vorverstärkung erfolgen. Die Größe dieser Vorverstärkung nennt man Gain und der Gain-Wert kann bei der Aufnahme an der Kamera eingestellt werden – ähnlich dem ISO-Wert bei herkömmlichen Digitalkameras. Der Gain bestimmt also den Eingangspegel des ADC.

Dieser Gain-Wert wird von den Kameraherstellern unterschiedlich gemessen. Ein EMVA1288-Standard versucht eine für alle Hersteller geltenden Definition des Gain-Werts: Anzahl Elektronen (e-) pro ADU bei einem 16-Bit-ADU. Trotzdem macht es jeder Hersteller anders.

Der Gain-Parameter gemäß EMVA1288-Standard (auch “System-Gain” genannt) ist nicht zu verwechseln mit der Vorverstärkung am Analog-Digital-Wandler, der von den Kamera-Herstellern auch gerne “Gain” genannt wird. Es kommt daurch zu sehr skurrilen Achsenbeschriftungen z.B. bei ZWO, wo der Gain in Anhängigkeit vom Gain dargestellt wird.

Der Hersteller ZWO misst die Vorverstärkung seiner Kameras in Einheiten von 0,1 dB. Beispiel: Eine Vorverstärkung vom Gain 100 bedeutet bei ZWO also 10 dB; d.h. der Signalpegel wird verzehnfacht (10 dB = 1 Bel, 1 = lg 10).

Eine Vorverstärkung von 120 bedeutet also 12 dB. Bei dieser Vorverstärkung haben wir den sog. Unity Gain von 1 e-/ADU.

Eine bestimmte Vorverstärkung wird allgemein als “Unity Gain” bezeichnet, bei dieser Vorverstärkung wird ein Elektron (e-) in eine ADU gewandelt. Ob damit auch ein ggf. fiktiver 16-Bit-ADU gemeint ist oder der tatsächliche ADU (im Beispiel: 14 Bit) bleibt dahingestellt.

Die ADU-Werte der ASI294MC Pro

Der Helligkeitswert eines Pixels im Bild wird so von einer analogen Signalstärke (Ladungsmenge) in einen digtialen sog. ADU-Wert (ADU = Analog Digital Unit) gewandelt. Je nach der Bit-Tiefe des  ADC (Analog-Digital-Converter) hätten wir unterschiedliche Maximalwerte, wo bei jedes Sensor-Fabrikat eine andere Bit-Tiefe haben kann:

Tabelle 2: Bit-Tiefe und maximale ADU-Werte

Bit-Tiefe Maximaler ADU-Wert Halbes Maximum ADU
16 216 65536 32768
14 214 16384 8192
12 212 4096 2048
8 28 256 128

Flat Frames: Mono oder One Shot Color (“OSC”)?

Wenn man mit einer Mono-Kamera und Rot-Grün-Blau-Filtern arbeitet, muss man für jede Farbe extra ein Flat machen – sagen die Experten.

Ich habe “nur” OSC (= One Shot Colour), da sieht das anders aus. Ich habe ich ja immer diese Bayer-Matrix vor dem Sensor und kann aus jeder Aufnahme durch de-bayern ein Farbfoto gewinnen.

Die ganze Kalibierung soll aber immer mit den noch nicht de-bayerten Original-Fotos geschehen – sagen einige Experten…

Wie mache ich nun Flat-Frames?

T-Shirt-Methode

Nach der Aufnahme-Nacht am nächsten Tage ein sauberes T-Shirt doppelt oder vierfach über das Objektiv bzw. die Taukappe.

Das wird meistens zu hell.

Flat-Field-Box (EL-Leuchtfolie)

EL-Leuchtfolie von Gerd Neumann vor dem Objektiv. (T-Shirt wird meist zu hell.)

Dafür benötigt man eine gute Spannungsversorgung (bei mir 12V) und die Hellikeit der Folie sollte dimmbar sein…

Flat-Field-Boxen gibt es von mehreren Herstellern; z.B. unterstützt N.I.N.A. folgende Modelle:

  • All-Pro Sike-a Flat Flied: 12-Zoll im Quadrat. USD 250 + 140 für USB-Dimmer – ASCOM?
  • Almitak Flip-Flat: EUR 800,–    190mm – 206 mm
  • Artesky USB Flat Box: EUR 369,–    250mm   USB   Italy
  • PegasusAstro FlatMaster

z.B. unterstützt APT folgende Modelle:

Meine Zwo ASI294MC Pro

Meine Kamera ZWO ASI294MC Pro hat folgende relevante Daten:

  • Bit-Tiefe: 14 bit
  • Quanteneffizienz: 75% (bei 530 nm)

Experten empfehlen, Flat Frames so zu belichten, dass im Bild die hellsten Bereiche nur die Hälfte des maximal möglichen Wertes erreichen. Also die Hälfte der “Full Well Capacity“. Die Full Well Capacity wird in Anzahl Elektronen (e-) gemessen. Einfach messen können wir aber nur den ADU-Wert. Die Frage ist also: wie entsteht aus der Anzahl Elektronen (e-) der ADU-Wert?

Für meiner Kamera ergibt sich:

Tabelle 3: ZWO ASI294MC Pro

Gain Full Well Capacity Empfohlen für Flats (65%) Max. ADU bei 14 Bit ADU für Flats
0 63700e- 41495e- 16384 31121
100 20000e- 13000e- 16384 9750 ADU
120 17200e- 11180e- 16384 8385
200 6000e- 3900e- 16384 2925
300 2000e- 1300e- 16384 975

Interessante Ratschläge finde ich auch bei:

Ein Experte (bei: http://www.telescopesupportsystems.com/thrushobservatory.org/Tips/Digital%20Imaging/flatfieldcalc.htm) rät: Exposure levels – each flat should have an avg e-count of about 60-70% full-well capacity

Demnach hätten wir bei Gain=100: 65% von 20000e- = 13000e-
und bei einer Quanteneffizienz von 75% wären das so 9750 ADU

Und bei Gain 120 hätten wir eine Full Well Capacity von 17200e-. Mit einer QE von 75% wären das 12900 ADU…

Und bei Gain 200 hätten wir eine Full Well Capacity von 6000e-. Mit einer QE von 75% wären das 4500 ADU…

Flats und Software

Meine Astro-Aufnahme-Software unterstützt das Aufnehmen von Flats in unterschiedlicher Weise:

Flats mit N.I.N.A.

Wie ich mit dem N.I.N.A. Flat Wizard meine Flat Frames mache habe ich ein einem separaten Blog-Beitrag beschrieben.

Flats mit SharpCap

In SharpCap muss man eine Kamera connecten und dann in der Menüleiste auf “Capture” und “Capture Flats…” klicken.

Dann stellen wir rechts in SharpCap Exposure und Gain so ein, dass im Bild ein wenig zu sehen ist.

Mit Menüleiste “Tools” und “Histogram” schalten wir noch das Histogramm dazu…

Abbildung 2: SharpCap – Capture Flats (Google Drive: SharpCap-Flats-02)

Da bin ich also mit dem Mittelwert bei 31805.6 ADU, was so ungefähr den Empfehlungen entspricht. Manche Experten halten das schon zu hell und meinen 28000 oder 25000 ADU wären besser. Die Software SharpCap meckert aber, wenn auch nur ein kleines bisschen unter 20% sinkt.

Flats mit APT

Die Software APT hat die Möglichkeit mit Hilfe der “CCD Flats Aid” eine gute Belichtungszeit für die Flats zu ermitteln und damit einen Flats-Plan zu erzeugen.

Bildbeschreibung: APT Reiter “Tools” dort Schaltfläche “Extra Devices”

Abblidung 3: APT – Tools – Extra Devices – Flats (Google Drive: PegasusFlatMaster-01.jpg)

Die APT “CCD Flats Aid” geht aus von einer ADU-Zahl, die man erreichen möchte und ermittelt dazu die erforderliche Belichtungszeit. Ich muss mich also fragen, welche ADU-Zahl ich für meine Flats erreichen will.