Astronomie: Einjustieren der Montierung

Gehört zu: Montierungen

Stand: 04.09.2021

Einjustieren meiner parallaktischen Montierung HEQ5 Pro

Meine parallaktische Montierung, die Skywatcher HEQ5 Pro, hat ja keinen festen Standort, sondern muss jedesmal wenn ich sie aufbaue “richtig” aufgebaut werden.

Zum “richtigen” einstellen gehört:

  • Stativbeine so einstellen, dass die obere Fläche waagerecht ist (bevor der Polkopf darauf montiert wird
  • Sucherfernrohr parallel zum Hauptfernrohr ausrichten
  • Ausrichten den Stundenachse parallel zur Erdachse “Einnorden / Einsüden”, “Polar Alignment”
  • Konusfehler beseitigen
  • Alignment für Goto “Three Star Alignment” oder “Pointing Modell” oder SYNC…

 

Astronomie: Der Kuiper-Gürtel – Trans-Neptunische-Objekte – Pluto

Gehört zu: Sonnensystem
Benutzt: Fotos aus WikiMedia

Stand: 11.01.2023

Der Kuiper-Gürtel – Zwergplanet Pluto

Pluto ereilte ein ähnliches Schicksal wie Ceres. Nach seiner Entdeckung 1930 wurde er als Planet eingestuft und später 2006 dann zum “Zwergplaneten” heruntergestuft.

Abbildung 1: Die Größenverhältnisse von Pluto, Ceres und Vesta etc. (From Wikimedia Commons, the free media repository):

Ceres, Vesta, PLuto, Mond - Größenvergleich

Ceres, Vesta, Pluto, Mond – Größenvergleich

Quelle: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Ceres-Vesta-Pluto-and-Moon-size-fr.png

Als weitere Parallele zu Ceres wurde Pluto bei seiner Entdeckung als Einzelobjekt gefunden und erst später erkannte man, dass es eine Vielzahl von ähnlichen Objekten in seiner Ecke des Sonnensystems, die  sog. “Transneptunische Objekte” gibt.

Abbildung 2: Die größten Transneptunischen Objekte zeigt (aus WikiMedia)

Die größten TNOs

Quelle: https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/b/b3/AchtTNOs.png

Astronomie: Asteroidengürtel

Gehört zu: Das Sonnensystem
Siehe auch: Der Kuipergürtel, Wilhelm Olbers
Benutzt: Fotos aus Google Drive

Stand: 11.01.2023

Die Kleinplaneten: Der Asteroidengürtel im Sonnensystem

Nachdem Wilhelm Herschel 1781 den Planeten Uranus entdeckt hatte, wurde zwischen Mars und Jupiter nach einem Planeten gesucht, was Johann Bode aus Berlin anregte, weil die Titus-Bode-Reihe einen Planeten mit einem Sonnenabstand von 2,7 A.E. vorhersagte.

Titus-Bode-Reihe (in moderner Form, mit Abstand in A.E.):

α = 0,4 + 0,3 * 2n   (n= -∞, 0,1,2,3,…)

Für n=3 ergibt sich ein Planet bei α = 2,7 A.E.

Piazzi entdeckte im Januar 1801 tatsächlich ein Objekt, das er zunächst für einen Kometen hielt. Seine Beobachtungsreihe musste er im Februar 1801 wegen einer Krankheit beenden. Erst dann veröffentlichte er seine Beobachtungsdaten.  Andere Beobachter konnten das Objekt nicht wieder finden, weil es nun zu nahe an der Sonne stand. Wilhelm Olbers konnte aber aus den Beobachtungen vom Januar und Februar die Bahn berechnen, wobei er die von Karl-Friedrich Gauss entwickelte Methode der kleinsten Quadrate anwenden konnte.  Damit konnte das Objekt im Dezember 1801 wieder gefunden werden. Die Bahnberechnungen von Olbers ergaben tasächlich eine große Halbachse von 2,77 A.E. was die Erwartungen voll erfüllte.  Das Objekt erhielt den Namen Ceres und wurde, da es ideal in die Titus-Bode-Reihe passte, auch als “Planet” klassifiziert.

Auch die danach in kurzer Reihenfolge entdeckten Pallas (Olbers in Bremen), Juno (Karl Ludwig Harding in Lilienthal bei Bremen) und Vesta (Olbers in Bremen) wurden als Planeten angesehen.

Vesta wurde als vierter Kleinplanet 1807 von Wilhelm Olbers in Bremen entdeckt.

(1) Ceres: 1801 von Giuseppe Piazzi an der Sternwarte Palermo enteckt
(2) Pallas 1802 von Wilhelm Olbers in Bremen entdeckt
(3) Juno 1804 von Karl Ludwig Harding an der Sternwarte Lilienthal entdeckt
(4) Vesta 1807 von Wilhelm Olbers in Bremen entdeckt

Erst nachdem ab 1845 immer mehr solche Objekte entdeckt wurden (Astraea etc.), konnte man diese doch nicht alle als “Planeten” ansehen. Herschel machte den Vorschlag, diese Objekte “Asteroiden” zu nennen (Asteroid = sternenartig), weil er keines dieser Objekte in seinem Fernrohr als Scheibchem auflösen konnte und sie also in Herschels Teleskop “wie Sterne” aussahen.

So wurden Ceres, Pallas, Juno und Vesta vom “Planeten” zum “Asteroiden” degradiert. Viel später wurde Ceres auf Grund der Definition der IAU aus dem Jahre 2006 wieder befördert, diesmal zum “Zwergplaneten“. Die anderen Asteroiden wie Pallas, Juno, Vesta etc. bekamen von der IAU nicht den Status “Zwergplanet”, sondern heissen nun “Small Solar System Bodies“, weil ihre Masse nicht ausreichte, ihre Gestalt durch die Eigengravitation in ein hydrostatisches Gleichgewicht (d.h. eine runde Gestalt) zu bringen.

In der Tat sind die Asteroiden ziehmlich klein, was folgendes Bild veranschaulicht:

Abbildung 1: Größe der Asteroiden (Google Drive: astsizess.jpg)


Asteroid Sizes

Quelle & Copyright: http://pics-about-space.com/juno-asteroid-size-comparison?p=5#img16353166104685044316

Nur Ceres hat es in seiner Frühzeit geschafft, eine Kugelgestalt (Rotationsellipsoid) anzunehmen; Pallas, Juno und Vesta sind mehr oder weniger “kartoffelartig”.

Der Kuiper-Gürtel

Am Rande des Sonnensystems gibt es auch noch ein Gebiet in dem sich viele kleinere Körper (“Small Solar System Bodies”) befinden. Dieser Bereich heisst auch “Kuiper-Gürtel“. Der früher auch als Planet eingestufte Pluto gehört auch dazu…

Astrofotografie: Jupiter

Gehört zu: Das Sonnensystem
Siehe auch: Lucky Imaging, Astrofotografie in Namibia
Benutzt: Fotos aus Google Drive

Stand: 04.09.2021

Planeten im Sonnensystem: Der Jupiter

Für das Fotografieren des Planeten Jupiter ist mein Equipment (Teleskop Orion ED 80/600 mit Canon EOS 600Da) eigentlich zu klein. Die Astro-Experten benutzen für die Planeten-Fotografie typischerweise längere Brennweiten mit Video-Kamera und der Technik des “Lucky Imaging“.

Nur um es einmal auszuprobieren habe ich am 15.6.2018 um 17:19 UTC bei meinem Aufenthalt in Namibia auch mal “mein” Teleskop (APM APO 107/700) auf den prächtigen Jupiter gehalten. Dabei musste ich lernen, so kurz zu belichten, dass die vier Jupituer Monde sichtbar werden: 2 sec und ISO 100 mit der Canon EOS 600Da. Dabei ist der Jupiter selbst dann immer noch stark überbelichtet.

Abbildung 1: Jupiter “Beweisfoto” aus Namibia (Google Drive: Jupiter__0149_ISO100_2s__37C_Leo01_4.jpg)


Ausschnitt: Jupiter mit den vier Monden

Am 8.6.2018 kam ich an Teleskop & Computer von Thomas auf “Jupiter Appetit”. Er verwendet anscheinend eine Astro-Kamera “SKYRIS 236C” von “The Imaging Source” und die dafür angebotene Software “iCap”:

Abbildung 2: Jupiter in Namibia (Google Drive: DK_20180608_Kiripotib20.jpg)

Astronomie: Sonnensystem

Gehört zu: Astronomie
Siehe auch: Mindmap Sonnensystem, Lagrange-Punkte, Johannes Kepler, Aberration

Stand: 10.01.2024

Oberartikel Sonnensystem (The Solar System)

Um die verschiedensten Artikel über einzelne Bestandteile unseres Sonnensystems zusammen zu fassen, mache ich diesen “Ober-Artikel” auf.

Die Sonne

Die Sonne ist ein schönes Beobachtungsobjekt, für das man sich nicht die Nächte um die Ohren schlagen muss.
Bezüglich der Sonne habe ich schon vieles in diesem Blog aufgeschrieben.

Mein Artikel: Die Sonne

Himmelsmechanik

Die Körper im Sonnensystem (Planeten, Asteroiden, Kometen,…) bewegen sich nach den Gesetzen der Himmelsmechanik.

Die Ekliptik / Das Zodiakallicht

Das Sonnensystem ist grob gesagt eine Scheibe. Die meisten Objekte befinden sich (ungefähr)  eine einer Ebene. Als Bezugs-Ebene nehmen wir gerne die Ebene in der die Erde um die Sonne läuft, diese Ebene nennen wir Ekliptik. In Bezug auf diese Ebene, die Ekliptik, sind der Bahnen anderer Planeten nur ein wenig geneigt (z.B. Mars 1,8°, Venus 3,4° etc.). Von der Erde aus gesehen bewegt sich die Sonne auf der Ekliptik im Laufe eines Jahres einmal herum. Traditionell wird die Ekliptik auch “Tierkreis” (engl. Zodiac) genannt.

In der Ebene des Sonnensystems befinden sich nicht nur die meisten, der unten beschriebenen Himmelskörper (Planeten etc.), sondern auch eine Menge von Staub und kleinsten Teilchen, die einzeln gar nicht zu sehen sind, sondern sich nur dadurch bemerkbar machen, dass sie in bestimmten Blickrichtungen das Sonnenlicht streuen oder reflektieren.

Auf der Erde nennen wir eine solches Lichterscheinung in der Ebene der Ekliptik das “Zodiakallicht“.

Mein Artikel: Das Zodiakallicht

Der Merkur

Der Planet Merkur ist so nahe an der Sonne, dass man ihn nur selten beobachten kann. Er muss dazu in der Nähe der größten Elongation (28°) stehen und seine scheinbare Bahn möglichst steil zum Horizont. Wegen der wechselnden Steilheit der Bahn (Ekliptik) sind Abendsichtbarkeiten im Frühling und Morgensichtbarkeiten im Herbst günstig.

Der Merkur als sog. innerer Planet zeigt Phasen (wie der Mond) und kann auch die Sonne bedecken (wie der Mond). Letzeres nennt man “Merkur-Transit”.

Am 9.5.2015 konnte ich den Merkur-Transit visuell beobachten.

Mein Artikel:  Der Merkur

Die Venus

Der Planet Venus gehört wie der Merkur zu den inneren Planeten unsers Sonnensystems und zeigt Phasen (wie der Mond) und kann auch die Sonne bedecken (wie der Mond). Letzeres nennt man “Venus-Transit”. Die Venus entfernt sich gut von der Sonne (größte Elongation 45 Grad), so dass sie gute Abend- und Morgensichtbarkeiten zeigt. Als sehr heller Abendstern (östliche Elongation) bzw. Morgenstern (westliche Elongation) ist die Venus ein markanter heller und leicht zu identifizierender Stern am Himmel.

Im sog. “größten Glanz” hat die Venus eine scheinbare Helligkeit von -4,8 mag. Der scheinbare Durchmesser der Venus-Scheibe (besser Venus-Sichel) kann im besten Falle so bei 52 Bogensekunden liegen.

Mein Artikel: Die Venus

Die Erde, der Mond und künstliche Erdsatelliten

Die Erdrotation

Der Mond

Künstliche Erdsatelliten (Artificial Satellites)

Der Mars

Der Mars gehört zu den sog. Äußeren Planeten unseres Sonnensystems; d.h. seine Bahn um die Sonne liegt ausserhalb der Erdbahn. Deswegen  kommt er auch bei seiner Reise um die Sonne einmal in die Oppositiosposition zur Erde; dann stehen Sonne, Erde und Mars in einer Linie und der Mars wird ganz voll von der Sonne beschienen (ist er sowieso fast immer) und die Entfernung Erde-Mars ist besonders klein. Wegen der relativ stark elliptischen Bahn (Exzentrizität 0,0935) des Mars kann diese Oppositionsentfernung zwischen 55,65 Mio km und 101,51 Mio km schwanken.

Mein Artikel: Der Mars (noch keiner)

Der Asteroidengürtel

Zwischen den Bahnen des Mars und des Jupiter befindet sich der (klassische) Asteroidengütel (vergleiche unten: Kuiper-Gürtel).

Nachdem Wilhelm Herschel 1781 den Planeten Uranus entdeckt hatte, wurde zwischen Mars und Jupiter nach einem Planeten gesucht, was Johann Bode aus Berlin anregte, weil die Titus-Bode-Reihe einen Planeten mit einem Sonnenabstand von 2,8 AE vorhersagte.

In der Neujahrsnacht 1800/1801 fand Guiseppe Piazzi in Mailand ein Objekt, was später als “Planet Ceres”  eingeordnet wurde. Tatsächlich errechnete man den mittleren Sonnenabstand als 2,77 AE. Später fand man viele weitere Objekte in der Gegend von Ceres, der schließlich zum “Planetoiden” bzw. “Asteroiden” herabgestuft wurde.

Asteroidengürtel

  • Asteroiden-Gürtel / Kleinplaneten  Überblick  (Overview)
  • Vesta
  • Ein wichtiger Asteroid ist: 331105 Giselher.
    • https://wikivisually.com/wiki/Meanings_of_minor_planet_names:_331001%E2%80%93332000
    • http://www.minorplanetcenter.net/db_search/show_object?utf8=%E2%9C%93&object_id=331105
  • Und dann noch: 233967 Vierkant
    • http://www.minorplanetcenter.net/db_search/show_object?utf8=%E2%9C%93&object_id=233967

Der Jupiter

Jupiter ist ein riesiger Gasplanet bei dem Gallileo Gallilei 1610 mit seinem Fernrohr die vier hellen Jupiter-Monde entdeckte.

Der dänische Astronom Ole Römer machte um 1675 anhand der Bahnbewegungen (Verfinsterungen)  der vier Jupitermonde einen Versuch, die Lichtgeschwindigkeit zu bestimmen. Er kam damals auf einen Wert von 220000 km/s, was von der Größenordnung schon ganz gut an den modernen Wert von 299792 km/s herankommt.

In der “klassischen Zeit” (vor 1979) waren zwölf Juputermonde bekannt. Mittlerweile hat man ca 79 Jupiter-Monde entdecken können.

Der scheinbare Durchmesser des Jupiter-Scheibchens kann bis zu 49 Bogensekunden betragen, seine scheinbare Helligkeit so bis -2,3 mag.

Mein Artikel zu:  Jupiter

Der Saturn

Saturn ist bekannt durch sein auffälliges Ringsystem.

Saturn ist ebenfalls ein riesiger Gasplanet, aber etwas kleiner als Jupiter. Auch der Saturn hat viele Monde. In klassischer Zeit (vor 1966) kannte man 9 Saturnmonde; darunter Titan, als größter und bekanntester Saturnmond.

Für Beobachtungen im Fernrohr ist der scheinbare Durchmesser der Saturn-Scheibe wichtig. Dieser schwankt zwischen 15″ und 20″.

Mein Artikel zu: Saturn (noch keiner)

Der Uranus

Mein Artikel zu: Uranus

Der Neptun

Mein Artikel zu Neptun.

Der Kuiper-Gürtel – Transneptunische Objekte (TNO) – Kuiper Belt

Der Kuipergürtel ist ein Bereich im Sonnensystem jenseits der Neptunbahn (ca. 40-500 AE), der sehr viele kleinere Objekte enthält, die sich aber immer noch in etwa in der Scheibe des Sonnensystems bewegen.

Auch Pluto wird neuerdings (August 2006) als Kuipergürtel-Objekt angesehen. Das Schicksal von Pluto ist in einer Beziehung ähnlich wie das von Ceres. Bei seiner Entdeckung wurde er als “Planet” eingestuft, Jahre später wurde ihm dieser Planetenstatus aberkannt und er wurde zum “Zwergplaneten” heruntergestuft.

Mein Artikel zu: Der Kuiper-Gürtel

Kometen – Die Orthsche Wolke

Die Orthsche Wolke ist eine kugelschalenförmige Ansammlung von Objekten im äußersten Bereich des Sonnensystems, weit hinter dem Kuipergürtel. Wissenschaftlich nachgewiesen ist die Exisitenz der Orthschen Wolke nicht, aber als Hypothese und Modellannahme ist sie weitestgehend akzepiert.

Die meisten Kometen sollen aus dieser Orthsche Wolke oder auch dem Kuipergürtel stammen. Ihre Bahnen sind langestreckten Ellipsen. die in das Innere Sonnensystem führen, wo die Kometen dann die Sonne passieren und evtl. gut von der Erde aus zu beobachten sind.

Meine Beobachtungen von Kometen.

Astrofotografie mit speziellen Astro-Kameras

Gehört zu: Astrofotografie
Siehe auch: Geräteliste zur Astrofotografie

Astrofotografie mit speziellen Astro-Kameras

Wozu Astro-Kameras?

Nach dem Einstieg in die Astrofotografie mit Digital-Kameras wäre ein nächste Schritt, eine spezielle Astro-Kamera einzusetzen.

Ich habe mir ganz am Anfang meines Wiedereinstiegs in die Amateur-Astronomie ein Altair GP-CAM gekauft und wollte da nur mal etwas herumprobieren, ohne zu wissen, was man damit eigentlich machen kann. Als erstes dachte ich daran, mit der GP-CAM einen elektronischen Sucher zu bauen. Später habe ich die GP-CAM zum Autoguiding eingesetzt.

Gekühlte Astro-Kameras sind eigentlich für Deep Sky (DSO) gedacht, weil dabei längere Belichtungszeiten erforderlich sind.

Gängige Astro-Kameras kommen von:

  • Altair
  • ZWO ASI
  • QHY ALCCD   AstroLumina

Ich habe eine Altair GP-CAM MT9MO34M    Altair GPCAM MT9M034M  (schwarz/weiss).

Mein Bruder Rainer hat sich in 2018 eine ZWO ASI 174 MCC  (Farbe, gekühlt)  zugelegt.

Der Verein hat sich in 2018 eine ASI 1600 (monochrom, gekühlt) zugelegt.

AR = Anti-Reflexion

Vergleich typischer Astro-Kameras

Tabelle 1: Vergleich typischer Astro-Kameras

GP-CAM MT9M934M ASI 174 MCC ASI 1600 MM-Cool V3
Preis (Nov. 2018) 219,– 942,– 1599,–
Sensor-Auflösung 1280 x 960 1936 x 1216 4656 x 3520 Pixel
Pixelgröße 3,75 μ 5,86 μ 3,8 μ
Chip-Größe 4,8 x 3,6 mm 13,4 x 11,34 mm 17,6 x 13,6 mm
Sensortyp 1/3 Zoll CMOS 1/1.2 Zoll CMOS 4/3 Zoll CMOS
Farbe/Mono Mono Farbe Mono
Bittiefe ADC 8 Bit /  12 Bit umschaltbar 12 Bit 12 Bit
Aktive Kühlung nein ja ja
Belichtungszeiten 0,4 ms bis 800 s 32 μs – …15 Minuten (?) max. 30 Minuten
Anschluss (teleskopseitig) 1,25 Zoll 1,25 Zoll, 2 Zoll,T-Gewinde (M42x0,75) 1,25 Zoll, T-Gewinde (M42x0,75)
Anschluss (objektiv) C-Mount

Astrofotografie: Überblick

Gehört zu: Astronomie
Siehe auch: Aufnahmeverfahren – Image Capturing

Astrofotografie

Bei den Astros kann man zwei “Lager” unterscheiden:

  • visuelle
  • fotografische

Ich persönlich möchte meine astronomischen Beobachtungen unbedingt festhalten, sprich als Foto dokumentieren.

Bei der Astrofotografie benötigt man deutlich mehr Technik als für die “nur” visuelle Astronomie.
Technik bedeutet hier: Gerätschaften (meine Geräteliste), Computer-Software (meine Softwareliste) und die zweckmäßige Vorgehensweise (Image Capturing).

Welche Websites können helfen?

Im Internet gibt es viele Quellen, die bei der Astrofotografie helfen können z.B.

Welche Objekte will ich fotografieren?

Da gibt es ganz unterschiedliche Motive/Beobachtungsobjekte:

  • Weitwinkel: Sternbilder, Milchstraße, Strichspuren, Zodikallicht, Erdschattenbogen, Halo-Erscheinungen, Leuchtende Nachtwolken,…
  • Objekte im Sonnensystem, wie Planeten/Kleinplaneten/Mond/Sonne
  • Deep Sky Objekte (“DSO”) Galaxien
  • Deep Sky Objekte: Sternhaufen, Asterismen
  • Deep Sky Objekte: Planetarische Nebel
  • Deep Sky Objekte: Emmissionsnebel, Absoptionsnebel

Wie ziele ich auf mein Beobachtungsobjekt?

Um das Beobachtungsobjekt in das Gesichtsfeld zu bekommen (“Framing”) gibt es verschiedene Methoden:

Wie hell ist das Beobachtungsobjekt?

Wenn es hell ist, kann man sehr kurz belichen

Wenn es dunkel ist, muss man sehr lange belichten

Wenn man lange belichtet, muss man evtl. nachführen, um die Erdrotation zu kompensieren.

Wie groß ist das Beobachtungsobjekt?

Das Beobachtungsobjekt muss in das Gesichtsfeld (Field of View = FoV) passen.

Bei der Astrofotografie macht es keinen Sinn von “Vergrößerung” zu sprechen. Das Bild entsteht auf dem elektronischen Sensor und kann dann in verschiedener Größe angezeigt werden. Wir haben ja kein Okular, mit dem wir das Bild betrachten (visuelle Astronomie). Bei Betrachtung durch ein Okular kann man von einer Vergrößerung sprechen und diese berechnen als f1/f2.

Womit kann ich fotografieren?

Zum Fotografieren benötigt man eine bildgebende Optik (Fotoobjektiv oder Teleskop) und einen bildaufnehmenden Sensor (DSLR oder Astro-Kamera CCD/CMOS).

Als Optiken für die Astrofotografie kommen infrage:

Bei Fotografieren entseht das Bild auf einem sog. Sensor:

  • Fotoapparate (DSLR)
  • Astro-Kameras (CCD/CMOS)

Linse und Sensor müssen zusammenpassen, um die beste Auflösung zu erzielen.

Aufnahmeverfahren (Image Capturing)

Wie gehe ich nun konkret vor beim Fotografieren von astronomischen Objekten? Das habe ich in diesem gesonderten Artikel beschrieben.

Astronomie: Auflösungsvermögen und Sampling

Gehört zu: Teleskope
Siehe auch: Nachführung, Aufnahmeverfahren, Orion ED80/600, Barlow-LinseZWO ASI 294MC
Benutzt: Fotos von Google Drive, Tabellenblatt von Google Drive

Stand: 14.10.2023

Auflösungsvermögen eines Teleskops

Das sog. Auflösungsvermögen eines Teleskops bedeutet, welche kleinen Einzelheiten noch getrennt dargestellt werden können (deswegen auch “Trennschärfe” genannt). Das hängt von der Öffnung des Teleskops ab.

Siehe: http://www.clearskyblog.de/2009/09/22/mathematik-in-der-astronomie-teil-4-das-aufloesungsvermoegen-von-teleskopen/

Beugungsscheibchen (Airy-Scheibe)

Das Abbild einer punktförmigen Lichtquelle (ein Stern) ist im Teleskop ein Beugungsmuster mit einem Beugungsscheibchen in der Mitte das Maximum.

Der Radius des Beugungsscheibchens, gemessen bis zum ersten Minimum, ist (in Bogensekunden) ist nach George Airy:

(1) α = 1,22 * (λ /D) * 206265 [arcsec]

wobei

  • 206265 = 360 * 60 * 60 / 2π
  • λ die Wellenlänge des Lichts [nm],
  • D die Öffnung des Teleskops [mm] ist

Die 1,22 ergibt sich aber als die erste Nullstelle der Besselfunktion (s.u.), die für den Radius des ersten Beugungsminimums zuständig ist.

Zur sich daraus ergebenden Berechnung des Auflösungsvermögens (s.u.) lassen Teleskop-Verkäufer gern den Faktor 1,22 weg, um zu besser aussehenden Werten zu kommen.

Abbildung 1: Ein Beugungsscheibchen (Google Archiv: Diffraction_disc_calculated.jpg)


Beugungsscheibchen (Wikimedia KaiMartin CC BY-SA 3.0)

Auflösungsvermögen: Rayleigh-Kriterium

Die Frage ist nun, wie dicht dürfen zwei solche Beugungscheibchen zueinander stehen, sodass wir sie immer noch als zwei getrennte Objekte erkennen können?

Das sog. Rayleigh-Kriterium besagt, dass der minimale Abstand zweier Lichtpunkte, der noch eine Trennung ermöglicht, dann erreicht ist, wenn der Mittelpunkt des zweiten Lichtpunkts genau im ersten Minimum des Beugungsmusters des ersten Lichtpunkts liegt.
Dieses Rayleikriterium ist physikalisch nicht wirklich begründet. Wenn ich die Lichtpunkte ein klein wenig näher aneinander rücke, wird die Trennbarkeit ja nicht plötzlich aufhören. Aber so Pi mal Daumen passt es schon.

Abbildung 2: Zwei Beugungsscheibchen (Google Drive: Airydisks_rayleigh_sqrt.jpg)


Rayleigh Kriterium – Copyright WikiMedia Geek3 CC BY-SA 3.0

Wenn wir als Lichtwellenlänge λ annehmen 550 nm (grün), ergibt sich als Faktor

1,22 * 550 nm * 206265 = 138403815 nm

und damit folgende (theoretische) Faustformel für den Radius des Beugungsscheibchens und damit (nach Rayleigh) für das Auflösungsvermögen:

(2) Auflösungsvermögen [“] = 138 / D [mm]

Gerechnet mit dieser Faustformel ergibt sich:

Tabelle 1: Auflösungsvermögen

Teleskop Öffnung in mm Auflösungsvermögen in “
GuideScope50 50 2,76″
LidlScope 70 1,98″
Orion ED 80/600 80 1,73″
APM APO 107 107 1,29″
Vixen 114/900 114 1,21″

Abtast-Theorem von Nyquist und Shannon

Nun fällt dieses analoge Bild (s.o.) ja auf den Sensor unserer Kamera. Der Sensor besteht aus (diskreten) Pixeln. Der Sensor ist also digital.

Wir haben es also mit der Wandlung eines analogen Signals in ein digitales Signal zu tun.

Die digitale Pixel-Matrix tastet sozusagen das analoge Bild ab.

Hier wird immer gern das Abtast-Theorem (= Sampling Theorem) von Nyquist und Shannon herangezogen. Das sagt, im Prinzip sollte die Abtastfrequenz mindestens 2-mal so groß sein, wie das kleinste Detail im analogen Signal, sprich also wie die Auflösung.

Siehe dazu etwa: http://www.nightskyimages.co.uk/sampling_rate.htm

Das ist intuitiv ja auch klar, wie folgendes Bild veranschaulicht:

Abbildung 3: Nyquist Sampling Theorem (Google Drive: Nyquist-01.jpg)


Nyquist Abtasttheorem

Nyquist

Pixelgröße und Brennweite

Oft wird die Frage gestellt, welche Pixelgröße die Aufnahmekamera (der Sensor) bei gegebener Teleskopbrennweite haben sollte. Hierzu folgende Betrachtung: Zwei Objekte lassen sich auf dem Sensor nur dann trennen, wenn zwischen ihnen ein weiterer Pixel liegt. Der Abstand dieser Objekte auf dem Sensor-Chip beträgt also das Zweifache der Pixelgröße (2 x p).

Bei der Astrofotografie muss man die absolute Größe des Beugungsscheibchen (von der Optik) in Relation zur Pixelgröße des Sensors setzten. Die absolute Größe des Beugungsscheibchenes hängt dabei von der Brennweite (f) und der Öffnung (D) des Teleskops ab, bzw. bei längerer Belichtung vom Seeing. Das Sternenscheibchen durch Seeing kann je nach Luftunruhe 2″ bis 5″ (FWHM) betragen (Link: https://sternen-surfer.jimdo.com/tipps/pixelgr%C3%B6%C3%9Fe-und-brennweite/).

Um die Durchmesser des Beugungsscheibchens mit der Pixelgröße der Kamera vergleichen zu können, rechnen wir den Winkel (Formel (1) oben) in Länge um,

Radius Beugungsscheibchen [µm] = Brennweite [mm] * 1000 * Auflösungsvermögen [arcsec] * π / (60*60*180)

Radius Beugungsscheibchen [µm] = Brennweite [mm] * 1000 * 1,22 * (λ [nm] / D [mm])

Mit der Wellenlänge λ = 550 nm bekommen wir dann:

(3) Radius Beugungsscheibchen [µm] = (f/D) * 0,671

Also spielt das Öffnungsverhältnis f/D die entscheidende Rolle:

Tabelle 2: Optimale Pixelgröße

Teleskop Öffnung in mm Auflösungs-vermögen in “ Brennweite in mm Radius Beugungs-scheibchen in μ Optimale Pixelgröße in μ
GuideScope50 50 2,76 “ 180 2,42 μ 1,2 μ
LidelScope 70 1,98 “ 700 6,71 μ 3,3 μ
Orion ED 80/600 80 1,73 “ 600 5,03 μ 2,6 μ
Orion ED 80/510
mit Reducer
80 1,73″ 510 4,28 μ 2,1 μ
Orion ED 80/1200
mit Barlowlinse
80 1,73″ 1200 10,07 μ 5,0 μ
APM APO 107/700 mit Reducer 107 1,29″ 525 3,29 μ 1,6 μ
Vixen 114/900 114 1,21 “ 900 5,30 μ 2,6 μ
Seeing FWHM 2,00″ 510 4,95 μ 2,5 μ

Oversampling und Undersampling

Die Pixelgröße des Sensors ist so etwas wie die Abtastrate (sampling rate).
Abgetastet wird dabei das Beugungscheibchen.
Bei einer zu hohen Abtastrate (kleine Pixel) spricht man von Oversampling; bei zu geringer Abstatrate (große Pixel) von Undersampling.

Abbildung 4: Tabellenblatt zum Sampling (Google Drive: Oversampling.xls)

Für Deep Sky Astrofotografie führt ein leichtes Undersampling oftmals zu besseren Aufnahmen durch ein besseres Signal-Rausch-Verhältnis und detaillierterer Darstellung als bei Oversampling.

Für Planetenfotografie wird man je nach Teleskop versuchen, in klaren Nächten mit gutem Seeing das Auflösungsvermögen des Teleskops zu nutzen um so eher im Bereich Oversampling zu besseren Aufnahmen zu gelangen als beim Undersampling.

Wie passt die Digitalkamera mit ihrem Sensor und dessen Pixelgröße nun zu dem Teleskop?

Nach dem Nyquist-Shannon-Sampling-Theorem brauche ich einen Abstand von 2 Pixeln (also einen leeren Pixel dazwischen) um zwei Punkte zu unterscheiden. Der Abstand zwischen den Abbildungsscheibchen darf der Radius eines Scheibchens sein. Ist die Pixelgröße (viel) kleiner, spricht man von Oversampling, ist die Pixelgröße größer, spricht man von Undersampling.

Welches Öffungsverhältnis sollte ich anstreben, wenn Öffnung und Pixelgröße gegeben sind?

Mit dieser Fomel kann man auch bei gegebener Pixelgröße und Öffnung die optimale Brennweite d.h. das Öffnungsverhältnis berechnen.

(4) f/D = Pixelgröße [μ] / (1000 * 1,22 * λ [nm] )

(wenn man als Radius des Beugungsscheibchens die Pixelgröße nimmt)

Die Besselfunktion

Die Beugung an einer kreisrunden Öffnung (Lochblende) wird durch die Besselfunktion erster Art (also J) von der Ordnung 1 (also J1) beschrieben.
Die Intensität ist:

I(x)  = I0 (2*J1(x)/x)2

Die ersten Nullstellen sind:

J1(3,8317)=0   und J1(7,0156)=0

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

Astronomie: Photoshop – Luminanzmasken

Gehört zu: Bildbearbeitung
Siehe auch Adobe Photoshop, Photoshop Grundlagen, Photoshop Ebenen
Benutzt: Fotos aus Google Drive

Stand: 29.11.2022

Luminanzmasken mit Photoshop

Link: http://www.imagingdeepsky.com/Tutorials/Masks/Masks.htm

Bei der elektronischen Bildbearbeitung wird man zunächst Techniken anwenden, die auf das ganze Bild wirken, wie z.B. Stacking, Stretchen, Schärfen etc. Bei manchen Objekten möchte man nur Teile eines Fotos bearbeiten. Dazu arbeitet man mit sog. Masken.

Grundlagen für Masken

Masken sind im standardmäßig im Fenster “Ebenen- Kanäle  Pfade” (Einblenden über Menü -> Fenster -> Ebenen).

Abbildung 1: Einblenden der Ebenen-Palette (Google Drive: photoshop-ebenen-05.jpg)

Zu einer Ebene kann eine Maske “Ebenenmaske” angelegt werden.

Abbildung 2: Anlegen einer Ebenenmaske (Google Drive: photoshop-ebenen-06.jpg)


Photoshop: Anlegen einer Ebenenmaske

Eine Maske ist ein Graustufenbild.

Wirkung einer Ebenenmaske: Schwarz verdeckt (=schützt) (d.h. 0% Wirkung), Weiß lässt durch (d.h. 100% Wirkung).

Bearbeiten einer Ebenenmaske: Durch “Alt-Klick” auf das Miniaturbild der Maske wird die Maske im Hauptfester angezeigt und kann bearbeitet werden.

Arbeitsschritte zur Erstellung einer Luminanzmaske:   (“Work Flow”)

Das Bild als neue Ebene kopieren (damit das Original erhalten bleibt “non-destructive”)

Kontrast erhöhen z.B. durch Menü -> Bild -> Korrekturen -> Helligkeit/Kontrast: Beide auf 100%

Auswahl erstellen z.B. durch Menü -> Auswahl -> Farbbereich

Drop-Down “Auswahl” bleibt auf “Aufgenommene Farben”

Wir klicken mit der Pipette auf den hellen Bereich und sehen das jetzt alles gleich helle selektiert wird.

Mir “Shift-Click” können wir zusätzliche Helligkeitsbereiche zu der Auswahl hinzufügen.

Drop-Down “Auswahl” geht auf “Lichter”

Dann wird ja auch alles Helle selektiert

Durch die Schieberegler “Bereich” und “Toleranz” können wir die Auswahl noch leicht verändern

Nun aus der Auswahl eine Maske machen:

Während die Auswahl aktiv ist (“marching ants”) klicken wir im Ebenen-Fenster auf das Symbol in der unteren Leiste “Ebenenmaske hinzufügen”

Dann die Maske verfeinern:

Alt-Klick auf die Maske

Rechte Maustaste – Im Kontextmeü erscheinen eine eine Reihe von Tools für Ebenenmasken

In diesem Kontext-Menü: Auswählen und Maskieren

Kantenerkennung:

Smart Radius anhaken

Radius vergrößern: Schieberegler nach rechts auf Maximum 250 Px

Globale Verbesserungen

Kante verschieben (Shift Edge)

Weiche Kante (Feather)

Abrunden (Smooth)

Output: Ebenenmaske

Nun den Hintergrund (Sterne etc.) komplett auf Schwarz setzen

Mit dem Lasso-Tool das Objekt vorsichtig umfahren

Auswahl umkehren

Hintergrundfarbe auf Schwarz setzten

Taste “Backspace”: Dies löscht den ausgewählten Bereich (auf die Hintergrundfarbe)

Nun die Maske abspeichern (für weiteren Gebrauch)

Da es sich um eine Ebenenmaske handelt, erscheint diese Maske im “Kanäle”-Fenster

Eine Ebenenmaske ist nur ein temporärer Kanal

Durch Rechts-Klick auf die Maske und im Kontextmenü dann auswählen: “Kanal duplizieren” kann der Kanal (die Maske) permanent gespeichert werden

Luminanzmasken I: Photoshop

26.8.2018

  1. Das Bild laden
  2. Menü -> Fenster -> Kanäle
  3. Den Kanal, der gut ist, auf das Symbol (Rechteck mit Bogen unten links) ziehen ==> Kopie
  4. Den Kanal aufhellen
    Tonwertkorrektur: menü Bild -> Korrekturen -> Tonwert
    Schattenbereiche aufhellen
    OK
  5. Kanal invertieren: Strg-I
  6. Auswahl: Strg-Klick auf kanal auf die Miniaturen
    Ebenen RGB
    Reiter “Ebenen”
  7. Erstellen Gradationskurve
    Menü Fenster -> Korrekturen (die Auswahl wird automatisch als Maske hinzugefügt)

Luminanzmasken II

Aus: http://www.kitea.de

Auswahl -> Farbbereich -> Lichter 40%

( Kanäle, Maskensymbol)

Werkzeuigleiste  — Symbolleiste — rechte Maustaste

Auswahl: Farbe, Luminanz, Lasso,….

Auswahl  —–> (erzeugt)  —>  Maske

Maske   —-> erstellt —-> Auswahl

Astronomie: Praxistips für den Einsteiger

Was braucht ein Amateurastronom?

Wissen über das Sonnensystem:

Planetenlehrpfad Handeloh: Sonne, Merkur, Venus, Erde, Mars, Asteroidengürtel, Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun, Kuipergürtel

Grundwissen über den Sternenhimmel

  • Sternbilder
  • Deep Sky Objekte

Planung einer Beobachtung

  • Wahl des Beobachtungsorts
  • Lichtverschmutzung
  • Horizontsicht
  • Gutes Wetter
  • Geografische Koordinaten / Hemisphäre

Teleskope / Optiken

  • Bloßes Auge
  • Feldstecher (Fernglas)
  • Refraktor
  • Reflektor – Spiegelteleskop (Newton, Dobson, Cassegrain etc.)

Montierung

  • Parallaktische Monierung
  • Azimutale Montierung
  • Fotostativ