Astronomie

Astro-Notizen

Astronomie: Mein Observatorium

dkracht

Gehört zu: Astronomie
Siehe auch: Geräteliste, Einnorden, Remote Telecopes, Remote Control, Beobachtungsorte, Lichtverschmutzung, Bortle-Skala

Stand: 11.01.2024

Warnung / Disclaimer

Diesen Blog-Artikel schreibe ich ausschließlich zur persönlichen Dokumentation; quasi als elektronisches persönliches Notizbuch. Wenn es Andere nützlich finden, freue ich mich, aber ich kann kleinerlei Garantie für die Richtigkeit bzw. die Fehlerfreiheit übernehmen. Insbesondere weise ich darauf hin, dass jeder, der diese meine Notizen benutzt, das auf eigene Gefahr tut.

Mein astronomisches Observatorium

Ich habe ein kleines Teleskop Orion ED80/600 auf einer Montierung HEQ5 Pro mit einem Dreibein-Stativ und einer Astro-Kamera ZWO ASI294MC Pro. Gesteuert wird das Ganze über Software auf einem Windows-Computer.

Wo stelle ich das hin? Das wäre dann mein Observatorium.

Beobachtungsorte für Astronomie

Ich wohne in Hambung-Eimsbüttel, wo die Lichtverschmutzung (Bortle 7) sich  doch sehr bemerkbar macht.

Mit dunkleren Beobachtungsorten, wo ich dann mit dem Auto hinfahren muss habe ich mehrere Jahre experimentiert, bis ich mich als Kompromiss für die Aussensternwarte der GvA in Handeloh entschieden hatte. Aber auch dahin muss ich mit dem Auto und vorher mein ganzes Astro-Equipment einpacken und mitnehmen.

Bequemer ist es mit dem Teleskop auf der heimischen Terrasse in Hamburg-Eimsbüttel. Nachteile sind nicht nur die Lichtverschmutzung sondern auch die eingeschränkte Horizontsicht. Aber das nehme ich mal aus Bequemlichkeit in Kauf.

Wenn ich aber auf meiner Terrasse das Teleskop aufbaue, einnorde etc. und bei Wolken und Regen etc. wieder abbaue, ist auch dann immer noch eine große subjektive Hürde zu überspringen. Besser wäre für mich ein stationärer Aufbau des Teleskops auf der Terrasse.

Meine Wünsche

Ich möchte sehr niedrige subjektive Hürden für die Durchführung von astronomischen Beobachtungen haben; d.h. kein Einpacken, Hinfahren, Aufbauen, Einnorden usw.; d.h. stationär  (zuhause oder ein Online-Telekop).

Ich möchte Astronomie am liebsten von meinem häuslichen Arbeitszimmer aus machen; d.h. Remote Control

Wetterschutz

Für einen stationären Aufbau des Teleskops auf meiner Terrasse ist ein 365-Tage-Wetterschutz erforderlich.

Ich habe ein Dreibein-Stativ (Tripod) und keine Säule.

Mit Wetterschutz hatte ich schon herumprobiert und mir zuerst im Mai 2020 bei Telekop Express gekauft:

Das Teil ging leider mit der Zeit immer kaputter. Schließlich (4.5.2022)  habe ich mir für Wetterschutz permanent (365 Tage im Jahr) ein anderes Modell gekauft. Das gab es nicht bei Telekop Express, sondern nur bei astroshop.de

Wenn ich meine Montierung mit dieser Schutzhülle draussen dauerhaft stehen lasse, werden die Beine des Tripods nass und rosten…

Ich könnte also mein Dreibein-Stativ abdecken mit einer Plane vom Baumarkt oder mit einem Telegizmo T3TP-S.

Bei astroshop.de

Bei Cameraconcepts in USA

Was hinzu käme wäre:

  • Zoll (Zolltarifnummer 63079092):6,3% von 147,87 Euro = 9,32 Eur (oder evtl. Null, da unter 150 Euro)
  • Summe: 157,19 Euro
  • Versand:   USD 76,58  (FedEx economical)  = Eur 71,22
  • Summe:      228,41 Euro
  • Einfuhrumsatzsteuer: 19% von 228,41 Euro =  43,40 Euro
  • Summe: 271,81 Euro

Wenn ich statt des Dreibein-Stativs auf eine Säule umschwenken würde, gäbe es eine größere Auswahl an Schutzhüllen.

Link: https://www.teleskop-express.de/shop/product_info.php/info/p4192_Skywatcher-Saeule-fuer-EQ5–HEQ5–AZ-EQ5-und-Vixen-GP-Montierungen.html   (Preis 2023: 375 Euro)

Remote Steuerung

Ich kann entweder mein vorhandenes Equipment benutzen und dieses dann “remote” vom warmen Arbeitszimmer übers häusliche WLAN steuern, oder auf Remote-Telekope von anderen, meist kommerziellen Anbietern, umsteigen.

Meine Entscheidung: Normalerweise das eigene Equipment stationär benutzen, Remote-Teleskope fallweise als Option in besonderen Fällen.

Für das (eigene) Remote-Teleskop ist ein  remote steuerbarer Motor-Fokussierer erforderlich.

Mein eigenes stationäres Observatorium

Abbildung 1: The Poor Man’s Observatory (Google Drive: 20231222_134515.jpg)

Für mein eigenes stationäres Observatorium (“a poor man’s observatory”) brauche ich:

  • Ein Konzept bzw. Plan
  • Die Beschaffung und Einrichtung
  • Die regelmäßige Nutzung

Konzept für das eigene Observatorium

Als Standort habe ich einen stationären Platz auf meiner Terrasse gewählt, der nahe an der Hauswand liegt und soweit westlich wie möglich, damit ich im Osten die Ekliptik über den Hausdächern noch zu sehen bekomme (z.B. für Jupiter-Beobachtung).

Als Wetterschutz benutze ich den vorhandenen Telegizmo-Cover T3-R4. Zum Schutz der Beine des Dreibeins habe ich bestellt: Telegizmo T3TP-S bei Cameraconcepts in USA.

Zur Stromversorung benutze ich meine Kabeltrommel und 12V-Netzgeräte für Montierung, Computer, Kamera und Motor-Fokusser.

Zur Remote-Steuerung habe ich zuerst ein USB-Kabel verwendet, das mein Notebook mit einem USB-Hub auf dem Teleskop verbindet.
Dieses USB-Kabel habe ich durch die auf Kipp stehende Terrassentür geführt und konnte das Notebook auf den Küchentisch stellen.
Das hatte zwei Nachteile:

  1. Die gekippte Terrassentür war damit blockiert und es wurde im Winter auch leicht kalt.
  2. Ich musste zwangsweise in der Küche sitzen und konnte nicht von meinem “normalen” Arbeitsplatz aus arbeiten

Als Verbesserung habe ich dann meinen kleinen Mini-Computer MeLE Quieter verwendet. Dieser kleine Mini-Computer läuft mit Windows 10 und hat 5 USB-3.0 Anschlüsse. Er wird statt des USB-Hubs auf das Teleskop geschnallt. Die Fernsteuerung erfolgt damit über WLAN und nicht mehr per Kabel.

Einrichtung des eigenen Observatoriums

Zur Realisierung des obigen Konzepts für das eigene stationäre Observatorium sind einmalig die Geräte (Mini-Computer, Montierung, Teleskop) einzurichten.

Einrichten Mini-Computer MeLE Quieter:

  1. Windows 10 Pro
  2. Installation von TightVNC-Server
  3. Installation der ASCOM Platform, Driver für alle Geräte (HEQ5 Pro, ASI294MC Pro, ZWO EAF)
  4. Installation der Astro-Software: APT, SharpCap, N.I.N.A., ASTAP
  5. Beim Einschalten des Stroms fährt der Computer hoch und bootet Windows
  6. Das Hochfahren von Windows erfolgt ohne Windows-Login
  7. Nach dem Hochfahren stellt Windows automatisch eine drahtlose Verbindung mit meinem häuslichen WLAN her. (Das funktioniert, weil der Mini-Computer sich auf der Terrasse, aber nahe an der Hauswand befindet)
  8. Beim Hochfahren von Windows wird automatisch ein TightVNC-Server gestartet

Einrichten Teleskop mit Montierung wird zum stationären Betrieb:

  1. Stativ waagerecht einstellen
  2. Montierung HEQ5 Pro aufsetzten und grob parallaktisch ausrichten
  3. Teleskop Orion ED80/600 mit Flattener, Motor-Fokusser und Kamera aufsetzen und ausbalacieren (Gegengewicht etc.)
  4. USB-Steckverbindungen von HEQ5 Pro, Motorfokussierer, Kamera zum Mini-Computer herstellen
  5. Spannungsversorgung mit 12V herstellen
  6. Grobe Fokussierung mit SharpCap
  7. Platesolving testen mit N.I.N.A.
  8. Genaues Einnorden mit N.I.N.A.-Plugin “Three Point Polar Alignment”
  9. Home Position definieren

Regelmäßige Nutzung des eigenen stationären Observatoriums

Nun kann ich mein statonäres Observatorium für astronomische Beobachtungen nutzen –  so oft das Wetter mitspielt und ganz bequem per Remote vom häuslichen Arbeitszimmer aus. Die Einstiegsschwelle ist gering. Ich muß lediglich:

  1. Wetterschutz entfernen
  2. Strom einschalten
  3. VNC-Cient auf irgendeinem Computer im häuslichen LAN aufrufen
  4. Astro-Software per Remote Control (VNC-Client) bedienen
  5. Astronomische Beobachtungen durchführen
  6. Auf Home-Position fahren
  7. VNC-Client beenden
  8. Strom ausschalten
  9. Wetterschutz anbringen

Wetterbedingungen

Bei längerem unbeaufsichtigtem Betrieb ist es ratsam, die Wolkensituation zu beobachten.

Stichworte dazu:

Astronomie: Olbers

dkracht

Gehört zu: Sonnensystem
Siehe auch: Asterroiden

Stand: 03.12.2023

Wer war Wilhelm Olbers ?

Wilhelm Olbers (1758-1840) war ein Arzt, der in Bremen in der Sandstrasse seine Praxis hatte.

Die Sternwarte Lilienthal war eine astronomische Forschungseinrichtung, die 1782 von Johann Hieronymus Schroeter im Dorf Lilienthal bei Bremen gegründet wurde.

Zusammen mit Franz Xaver von Zach und Schröter gründete Olbers 1800 in Lilienthal die Astronomische Gesellschaft.

Im Jahre 1800 entstand auch die sog. Himmelspolizey, eine internationale Gruppe von Sternwarten, die systematisch nach einem Planeten zwischen den Bahnen von Mars und Jupiter suchen wollte.

Die Entdeckungen von Wilhelm Olbers

Nachdem Guiseppe Piazzi  (1746- 1826) im Januar 1801 tatsächlich ein Objekt, das er zunächst für einen Kometen hielt, entdeckte musste er seine Beobachtungsreihe 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, Juno und Vesta 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.

Die Olbersgesellschaft in Bremen

Die astronomische Vereinigung in Bremen nannte sich “Olbersgesellschaft”- gegründet 1920.

Sie betreibt ein Kleinplanetarium und eine Sternwarte in der ehemaligen Seefahrtsschule (später: Hochschule für Nautik, heute: HSB Hochschule Bremen, Campus Werderstrasse) und organisiert regelmäßig Vorträge.

Nach dem Kriege domizlierte die Olbersgesellschaft ab 1949 in der Schule an der Elsflether Straße und zog dann 1958 in die neu gebaute Seefahrtsschule an der Werderstrasse um.

Astronomie: Tycho Tracker

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Gehört zu: Astrometrie
Siehe auch: Astrofotografie, Stacking, Lichtkurve, Asteroiden, FITS-Header
Stand: 02.12.2023

Was ist Tycho Tracker ?

Tycho Tracker ist eine Software, die von Daniel Parrott entwickelt wurde. Mit hilfe von Tycho kann man Asteroiden und NEOs leichter finden/entdecken  und berechnen.

Website: https://www.tycho-tracker.com/
Tutorial: https://telescope.live/tutorials/tycho-tracker-introduction-ultimate-asteroid-discovery-tool

Tycho verwendet die Methode des “Sythetic Tracking”.

Unser Problem ist ja, dass wir lichtschwache Objekte (wenig SNR)  haben, die sich auch noch bewegen. So etwas wird nun gestackt, indem alle möglichen Bewegungs-Vektoren ausprobiert werden, bis man ein gutes Bild  erhält.

Das ist also eine Art “brute force approach”, der enorm viel Compter-Leistung erfordert und deshalb erst mit den heutigen (2023) modernen Computern möglich wurde.

Der erste Schritt ist ja das Sichtbarmachen des Objekts, das leistet “Synthetic Tracking”. Als nächstes möchte man ja vielleicht die Bahnelemente bestimmen (“Find Orbit”) oder eine Lichtkurve messen.

Installation von Tycho Tracker

Download von: https://www.tycho-tracker.com/download

Einstellungen / Konfiguration

  1. CPU only oder auch GPU
  2. Persönliche Daten eingeben: Observer, Teleskop,…
  3. Known Objects: Datenbanken laden
  4. Sternkatalog laden
  5. Platesolving einstellen

Mein Workflow mit Tycho Tracker

  1. Fotos (Light Frames) laden: Image Manager -> List -> Add Images   (Input: ds1)
  2. View the Images: Action -> View Images
  3. Calibrate: Action -> Calibrate Images (Input: ds1, Output: ds1_c)
  4. Align the Images: Action -> Align Images (Input: ds1_c, Output: ds1_c_a)
  5. Platesolve the Images:  Action -> Plate Solve Images
  6. Kontrolle des Platesolvings:
    1. Image Viewer: File -> Load Star Catalog
    2. Image Viewer: Display Catalog Stars

Diese Schritte laufen automatisch ab mit: Main Menue -> Action -> Express Mode

Observations

Um aus solchen Astrofotos auch eine richtige “Beobachtung” zu machen, müssen wir auch das “Observatory” aussuchen, von dem aus diese Fotos gemacht wurden.

In diesem Fall ist das Siding Spring Observatorium mit dem MPC Code Q62.

Dies geben wir ein und machen es mit Rechtsklick “active”.

Nun können wir auch die “Known Objects” in unser Image einblenden.

Notizen

Mein Asteroid ist: 331105 Giselher

 

 

Astronomie: Pariser Observatorium

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Gehört zu: Astronomie
Siehe auch: Ole Römer, Meridian von Greewich, Meridian von Altona

Stand: 06.10.2023

Der Französische König Ludwig XIV, der Sonnenkönig,  lies im Jahre 1667 in Paris ein astronomisches Obseratorium errichten.

Es wurde an der Stelle errichtet, wo zuvor der Meridian von Paris von Mitgliedern der Académy Royal de Sciences mit einer Linie markiert wurde.

Der erste Direktor des Pariser Observatoriums wurde Giovanni Cassini (1625-1712).

Bis zur französischen Revolution (1789-1799) blieb der Posten des Direktors in der Familie Cassini:

  • Giovanni Cassini (Direktor:  1671–1712)
  •  Jacques Cassini (Direktor: 1712–1756) (genannt Cassini II)
  •  César-François Cassini de Thury (Direktor: 1756-1784)  (genannt Cassini III)
  • Jean-Dominique, Cassini IV  (Direktor: 1784-1793)

Von 1672 bis 1681 arbeitete Ole Römer (1644-1710) am Pariser Observatorium als Assistent von Cassini.

 

Astrophysik: Lichtgeschwindigkeit im 17. Jahrhundert

dkracht

Gehört zu: Astronomie
Siehe auch: Gallileo, SI-System, Zeitmessung, Entfernungsbestimmung, Pariser Observatorium
Benutzt: Latex-Plugin für WordPress, SVG-Grafik aus Github, Fotos aus Google Drive

Stand: 14.10.2023

Ole Römer (Ole Rømer)

Ole Christensen Rømer (1644-1710) war ein dänischer Astronom. Bekannt wurde er u.a. durch das 1676 veröffentlichte Verfahren zur Messung der Lichtgeschwindigkeit durch Beobachtung der Jupitermonde.

Durch die genaue Beobachtung der Jupitermonde gelangte er zur Erkenntnis, dass die Lichtgeschwindigkeit endlich ist (was zu dieser Zeit höchst umstritten war).

Heutzutage ist die Lichtgeschwindigkeit im SI-System als Naturkonstante auf 299792,458 km/s festgelegt und dadurch wird dann die Längeneinheit “Meter” definiert:

1983 hat die  17. Generalkonferenz für Maß und Gewicht das Verhältnis zwischen Lichtgeschwindigkeit und Meterdefinition umgekehrt.
Dabei wurde die Lichtgeschwindigkeit als Naturkonstante definiert zu 299 792 458 m/s und das Meter definiert als “Die Strecke, die Licht im Vakuum während der Zeit von 1/299 792 458 Sekunden zurücklegt”.

Die Jupitermonde

Gallileo Gallilei (1564- 1642) benutzte als einer der ersten Forscher ein Fernrohr zur Himmelsbeobachtung.

Er entdeckte 1610 die vier größten Monde des Jupiter: Io, Europa, Ganymed, Kallisto. Derzeit sind 92 Monde bekannt, die Jupiter umrunden.

Abbildung 1: Jupiter mit den vier Galileischen Monden (Google Drive: JupiterMonde.jpg)


Screenshot aus Stellarium: Dietrich Kracht

Io, der innerste Mond, umkreist den Jupiter in 42,5 h. Er stellt eine wertvolle Uhr dar, mit deren Hilfe damals Seefahrer auf hoher See die Uhrzeit und damit die geographische Länge bestimmen konnten.

Um den Seefahrern eine bessere Orientierung zu ermöglichen, legte der französische Astronom Giovanni Cassini (1625-1712)  die Verfinsterung der Jupitermonde in Zeittafeln nieder. Cassini war damals Direktor des Königlichen Observatoriums Paris (gegr. 1667)

Jean Picard (1620-1682) kam 1671 im Auftrag der französischen Académy des Sciences nach Uraniborg, dem ehemaligen Observatorium von Tycho Brahe (1546-1601) auf der Insel Ven, um dort die genauen geografischen Koordinaten zu vermessen, damit die umfangreichen Beobachtungsdaten von Tycho Brahe weiter zu Forschungszwecken verwendet werden konnten. Bei der Durchführung seiner Arbeiten zur Längengradbestimmung anhand der Verfinsterungen der Jupitermonde assistierte ihm Ole Römer. Auf Empfehlung von Jean Picard kam Ole Römer dann im Jahre 1672, 28 Jahre alt, an das Pariser Observatorium als Assistent von Cassini.

Die Umlaufzeit des Io konnte man sehr genau durch Messung der Zeiten der Verfinsterung (Eintritt des Mondes in den Jupiterschatten) messen. Dabei wurde die Bewegung des Jupiters auf seiner Bahn um die Sonne (Umlaufszeit ca. 12 Jahre) während eines Io Umlaufs vernachlässigt.

Als Ole Römer zur Verbesserung der Cassinischen Zeittafeln die Monde des Jupiter nochmals beobachtete, stellte er größere Abweichungen fest.

Quelle: https://www.leifiphysik.de/optik/lichtausbreitung/geschichte/messung-der-lichtgeschwindigkeit-nach-romer

Bestimmung der Lichtgeschwindigkeit nach Ole Römer

Die Abweichungen zu Cassinis Tafeln waren je nach Stellung des Jupiter, sei es in Opposition, sei es nahe der Konjunktion anders.

Abbildung 2: Opposition und Konjunktion bei äußeren Planeten (Github: Opposition_Konjunktion.svg)

Wenn die Erde dem Jupiter am nächsten war (in der Oppositionsstellung), stimmte alles vorzüglich (d.h. man stellte eine Umlaufdauer von 42,5h fest), doch im nächsten halben Jahr “ging der Jupiter nach” d.h. der erneute Austritt des Mondes aus dem Jupiterschatten erfolgte nicht nach 42,5 Stunden, sondern Umlauf für Umlauf ein paar Sekunden später.

Im Jahre 1676 ermittelte Ole Römer eine aufgelaufene Verspätung im Maximum (bei der Konjunktionsstellung) von 22 Minuten. Im nächsten halben Jahr kam der Schatteneintritt wieder früher und als die Erde wieder die Oppositionsstellung erreichte, war alles wieder im Lot.
Eine Beobachtung direkt in der Konjunktionsstellung war natürlich nicht möglich, aber Ole Römer hat die 22 Minuten dann quasi “hochgerechnet” aus einer langen Reihe von Beobachtungen, die er im Laufe der Zeit von der Opposition bis zur Konjunktion messen konnte.

Ole Römer versuchte diese Abweichungen durch die unterschiedlichen Entfernungen Jupiter-Erde zu erklären. Er hat damals den Erdbahndurchmesser noch nicht genau genug gekannt, hatte aber mit seiner Messung der Lichtlaufzeit von 22 Minuten einen ersten Nachweis, der Endlichkeit der Lichtgeschwindigkeit.

Heute weiss man, dass der “richtige” Wert für die Lichtlaufzeit bei ca. 18 Minuten liegt. An dieser großen Abweichung sieht man auch, dass die Vernachlässigung feinerer Einzelheiten (z.B. Bahnbewegung des Jupiter, Störungen der Bahn des Jupitermondes Io durch andere gravitative Einflüsse)  bei diesem ersten Ansatz  irrelevant waren. Das Ergebnis war einfach: Die Lichtgeschwindigkeit ist endlich.

Siehe: “Demonstration touchant de mouvement de la lumiere trouvé par M. Römer” (Journal des Scavans, Dec. 7, 1676).
Link: https://gallica.bnf.fr/ark:/12148/bpt6k56527v

Zur Genauigkeit der Zeitmessung schreibt Birgit Bender (http://www.diplom.de/e-book/218507/methoden-zur-messung-der-lichtgeschwindigkeit-und-aspekte-zur-konstanz):
“…dass diese Entdeckungen mit der Konstruktion der Pendeluhr durch Christiaan Huygens im Jahr 1657 möglich wurden. Huygens verbesserte hiermit die Genauigkeit der Zeitmessung entscheidend. Seine Uhren konnten auf einen Gang von wengigen Sekunden pro Tag reguliert werden.”
https://books.google.de/books?id=adl7AQAAQBAJ&pg=PA1&lpg=PA1&dq=die+messungen+von+ole+roemer&source=bl&ots=ZhDvjwBvST&sig=ACfU3U1LwPn5vivI4xCqmd0MfKVyCIGdZw&hl=de&sa=X&ved=2ahUKEwjzidiC0N6BAxUwgv0HHTCDClI4FBDoAXoECAIQAw#v=onepage&q=die%20messungen%20von%20ole%20roemer&f=false

Christiaan Huygens (1629-1695) ermittelte  1678  die Entfernung Erde-Sonne zu 11 000 Erddurchmessern, also etwa 141 000 Millionen Kilometer. Dazu benutzte er die Angabe der Sonnenparallaxe von 9,5 Bogensekunden, die Cassini 1673 aus einer Marsbeobachtung erhalten hatte.

Damit errechnete er:

\( \Large c = \frac{2 \cdot 141 000}{22 \cdot 60} \enspace km/s = 213636 \enspace km/s \\\)

was um 29% vom heute bekannten Wert abweicht.

Spätere Messungen der Lichtgeschwindigkeit

Nach dem allerersten Ansatz von Ole Römer im Jahre 1676 gab es immer wieder zahlreiche physikalische Anstrengungen, den Wert der Lichtgeschwindigkeit genauer und genauer zu bestimmen. Die Methode der Jupitermonde wurde aber für die Bestimmung der Lichtgeschwindigkeit nicht weiter verwendet.

Beispielsweise zeigte die Messung der Aberation durch Bradley 1727 ebenfalls die Endlichkeit der Lichtgeschwindigkeit.

Im Jahre 1848 maß er französische Physiker Hippolyte Fizeau (1819-1896) die Lichtgeschwindigkeit mit seinem berühmten Zahnradexperiment noch genauer: 313000 km/sec

Anhang

Abbildung 3: Facsimile Ole Roemer Paper (Google Drive: OleRoemer-1.jpg)

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Astrofotografie: FITS Header

dkracht

Gehört zu: Astrofotografie
Siehe auch: FITS Format,  Metadaten, Fitswork, Stacking, Platesolving, Deep Sky Stacker, Astro Pixel Processor, N.I.N.A., SiriL

Stand: 02.10.2023

Der FITS Header

Das beliebteste Dateiformat für Astrofotos ist das FITS-Format, welches von der NASA entwickelt wurde und von der IAU empfohlen wird.

Astro-Kameras erzeugen oft direkt Bilddateien im FITS-Format; beispielsweise macht das meine Astro-Kamera ZWO ASI294MC Pro so.

Ein besonderer und sehr wichtiger Teil bei Fotos im FITS-Format ist der sog. FITS-Header, in dem wichtige sog. Metadaten über das Astrofoto gespeichert werden. Die Einheiten im FITS Header nennen Spezialisten auch HDUs (=Header Data Units).

Im FITS Header steht u.a.:

  • Name des Beobachtungsobjekts
  • Ort der Beobachtung
  • Aufnahmedatum
  • Belichtungszeit
  • Brennweite
  • etc.

Wem der Inhalt des FITS-Headers egal ist, braucht nicht mehr weiterzulesen.

Die Einzelaufnahmen (Sub Exposures) bei solchen Kameras werden also von der Aufnahme-Software im FITS-Format (mit FITS Header) gespeichert, aber dann kommt die Stacking-Software und macht ein “Summenbild” aus den Einzelbildern. Sofort erhebt sich die Frage, ob denn im FITS-Header des Summenbildes auch alle relevanten Informationen aus den FITS-Headern der Einzelbilder übernommen werden.

Betrachten der Daten im FITS Header

Praktisch jede Software, die Bilddateien im FITS-Format bearbeiten kann, hat auch irgendwo eine Anzeigemöglichkeit für die Daten des FITS Headers. Beispiele: Fitswork, Siril

Editieren der Daten im FITS Header

Wenn man aber selber Veränderungen am FITS Header vornehmen möchte (weil z.B. durch Stacking-Software Informationen verloren gingen) gibt es sogut wie garnichts.

Eine Software, die ich dafür gefunden habe ist F4W2HDU, was aber sehr kryptisch arbeitet und auch Beschränkungen hat.

Es soll noch eine weitere Software mit dem Namen WCSTools geben.

Für Suchen mit Tante Google würde ich den Suchbegriff “WCS-FITS” probieren.

Jetzt habe ich noch die Software QFitsView gefunden: https://youtu.be/wmbsJLAamPU?feature=shared

Der FITS Header nach der Einzelaufnahme

Als erstes machen wir mit einer Aufnahme-Software Einzelaufnahmen. Die dazu benutzte Software schreibt einiges in den FITS Header.

Als solche Aufnahme-Software (FITS Header: SWCREATE) habe ich im Einsatz:

Viele wichtige Metadaten schreibt die Aufnahme-Software gleich in den FITS Header jedes Einzelfotos. Teilweise kommen diese Daten von verbundenen Geräten (z.B. ASCOM-Montierung),  teilweise von Einstellungen, die in der Aufnahme-Software gemacht wurden (z.B. über Profile) oder von Daten der Einzelaufnahme gemäß eines Aufnahmeplans (Sequence) oder etc. etc. pp.

Beispiele von FITS-Headern, die meine Aufnahme-Software geschrieben hat, habe ich nach unten verschoben. Einen Vergleich zeigt folgende Tabelle:

Tabelle 1: FITS-Header und Aufnahme-Software

Metadatum FITS Header APT SharpCap N.I.N.A.
Name der Aufnahmesoftware SWCREATE Konstante Konstante Konstante
Name des Beobachters OBSERVER aus Settings aus Settings Nein
Name des Beobachtungsobjekts OBJECT Eingabe Ja, falls angegeben “Snapshot” oder Target aus Sequence
Ort der Beobachtung SITELAT, SITELONG Eingabe Nein, aber OBSLAT, OBSLOG Eingabe
Datum der Beobachtung
The UTC date and time at the start of the exposure		 DATE-OBS System Clock System Clock System Clock
Name der Kamera INSTRUME Eingabe Eingabe Eingabe
Pixel Size XPICSZ, YPICSZ Eingabe Eingabe Eingabe
Belichtungszeit EXPTIME Eingabe Eingabe Eingabe
Gain/ISO GAIN Eingabe Eingabe Eingabe
Name des Teleskops bzw. des Fotoobjektivs TELESCOP Eingabe aus Settings Eingabe
Brennweite FOCALLEN Eingabe Nein Eingabe
Equinoktikum EQUINOX Nein aus ASCOM-Teleskop aus ASCOM-Teleskop
Rektaszension OBJCTRA aus ASCOM-Teleskop aus ASCOM-Teleskop aus ASCOM-Teleskop
Deklination OBJCTDEC aus ASCOM-Teleskop aus ASCOM-Teleskop aus ASCOM-Teleskop

Je nachdem, wie die verwendete Montierung mithilfe der Aufnahme-Software auf das Beobachtungsobjekt gefahren wurde (z.B. GOTO), kennt die Aufnahme-Software die Himmelskoordinaten des Beobachtungsobjekts (im Pointing-Modell des ASCOM-Treibers der Montierung) und schreibt diese ebenfalls in den FITS Header als:

  • OBJCTRA
  • OBJCTDEC

Siehe dazu auch: https://forums.sharpcap.co.uk/viewtopic.php?t=734

Dabei bedeutet C2A  “Computer aided Astronomy” und ist ein Planetariumsprogramm (Link: http://www.astrosurf.com/c2a/english/)

Der FITS Header nach dem Stacken

Es gibt ja verschiedene Software, die man zum Stacken verwenden kann. Dabei gibt es einige Unterschiede beim eigentlichen Stacken (Kalibrieren, Registrieren und Stacken), aber auch Unterschiede bei der Behandlung der FITS Header.

Als Stacking-Software habe im Einsatz:

In das Summenbild übernimmt diese Stacking-Software aber nicht 100% aller möglichen und sinnvollen Werte:

Tabelle 2: FITS Header und Stacking-Software

Metadatum FITS Header DSS SiriL 1.2.0
Name der Software SWCREATE nein, stattdessen SOFTWARE nein, stattdessen PROGRAM
Name des Beobachters OBSERVER übernimmt aus erstem Bild
(Text aber nur bis zum ersten Blank)		 übernimmt aus erstem Bild
Name des Beobachtungsobjekts OBJECT nein übernimmt
Ort der Beobachtung SITELAT, SITELONG übernimmt nicht unterstützt
Datum der Beobachtung
The UTC date and time at the start of the exposure		 DATE-OBS nein übernimmt aus erstem Bild
Name der Kamera INSTRUME übernimmt übernimmt
Pixel Size XPICSZ, YPICSZ nein übernimmt
Anzahl Einzelbilder STACKCNT nein Anzahl gestackter Einzelbilder
Gesamte Belichtungszeit EXPTIME Summe aus den Einzelbilder Summe aus den Einzelbildern
Gain/ISO GAIN übernimmt übernimmt
Name des Teleskops bzw. des Fotoobjektivs TELESCOP übernimmt übernimmt
Brennweite FOCALLEN nein übernimmt
Equinoktikum EQUINOX nein übernimmt
Rektaszension (hms) OBJCTRA übernimmt übernimmt
Deklination (dms) OBJCTDEC übernimmt übernimmt

Der FITS Header nach dem Plate Solving (WCS Koordinaten)

Mit dem Plate Solving werden ja die Koordinaten (Himmelskoordinaten Rektaszension und Deklination) der  Bildmitte ermittelt sowie Drehwinkel und Abbildungsmaßstab.

Plate Solving wird einerseits eingesetzt, um das Teleskop auf das gewünschte Beobachtungsobjekt zu positionieren (also vor der Aufnahme); ggf. mit SYNC und GOTO  etc. Andererseits können auch nach der Aufnahme diese durch Plate Solving ermittelten Daten wichtig sein z.B. für eine fotometrische Farb-Kalibrierung oder auch ganz einfach für Annotationen.

Als Platesolving-Software auch ich im Einsatz:

Nach dem Platesolving hat man also einen Zusammenhang zwischen Bildkoordinaten (x,y in Pixeln) und astronomischen Koordinaten (Rektaszension, Deklination und genaugenommen noch Equinox). Diese astonomischen Koordinaten sind eine praktische Ausprägung des sog. “World Coordinate System (WCS)”.

Falls das “geplatesolvte” Astro-Foto im FITS-Foramat ist, werden die WCS Koordinaten durch folgende Einträge im FITS Header spezifiziert:

  • CTYPE1 = ‘RA—TAN’   (äquatoriale Koordinate ‘RA” in tangentialer (gnomonischer) Projektion)
  • CTYPE2 = ‘DEC–TAN’  (äquatoriale Koordinate “DEC” in tangentialer (gnomonischer) Projektion)
  • CRPIX1 = 2071   (x-Koordinate des Referenzpixels, normalerweise die Bildmitte)
  • CRPIX2 = 1411    (y-Koordinate des Referenzpixels, normalerweise die Bildmitte)
  • CRVAL1 =    WCS-Koordinate1 des Referenzpixels (normalerweise Rektaszension der Bildmitte)
  • CRVAL2 =    WCS-Koordinate2 des Referenzpixels (normalerweise Deklination der Bildmitte)
  • CDELT1 =     Pixelgröße in x-Richtung in Grad dezimal
  • CDELT2 =    Pixelgröße in y-Richtung in Grad dezimal

Häufig werden CRVAL1 und CRVAL2 auch weggelassen. weil diese Information ja schon in anderen KEY-Wörtern vorhanden ist.

Eigentlich könnten CDELT1 und CDELT2 auch weggelassen werden, weil diese Information auch schon an anerer Stelle steht, aber SiriL braucht diese Einträge.

Wenn man Siril zum Platesolven einsetzt, werden alle diese Parameter auch tatsächlich in den FITS-Header geschrieben.

Bei Siril sind solche WCS Koordinaten dann erforderlich, um ein Koordinatennetz und/oder Annotationen (Namen von DSOs und/oder Sternen) automatisch anzuzeigen.

SiriL schreibt auch  PLTSOLVD=T (nicht F) in den FITS-Header, was aber für die Funktion “Annotation” nicht erforderlich ist.

Post Processing mit WCS Koordinaten

Falls im FITS Header gültige WCS Koordinaten gefunden werden, unterstützt bestimmte Software (z.B. Siril) weitere Funktionen:

  • Photometric Color Calibration
  • Annotations: Star names, DSO names
  • Äquatoriale Koordinatenlinien: Rektaszension, Deklination

Beispiele von FITS-Headern durch Aufnhame-Software

Beispiel: FITS-Header mit APT

SIMPLE = T / file does conform to FITS standard
BITPIX = 16 / number of bits per data pixel
NAXIS = 2 / number of data axes
NAXIS1 = 4144 / length of data axis 1
NAXIS2 = 2822 / length of data axis 2
EXTEND = T / FITS dataset may contain extensions
COMMENT FITS (Flexible Image Transport System) format is defined in ‘Astronomy
COMMENT and Astrophysics’, volume 376, page 359; bibcode: 2001A&A…376..359H
BZERO = 32768 / offset data range to that of unsigned short
BSCALE = 1 / default scaling factor
OBJECT = ‘M57 ‘ / The name of Object Imaged
TELESCOP= ‘EQMOD HEQ5/6’ / The Telescope used
INSTRUME= ‘ZWO ASI294MC Pro’ / The model Camera used
OBSERVER= ‘Dietrich Kracht’ / The name of the Observer
DATE-OBS= ‘2022-09-12T09:51:36’ / The UTC date and time at the start of the expo
HIERARCH CAMERA-DATE-OBS = ‘2022-09-12T09:51:36’ / The UTC date and time at the
EXPTIME = 0.002 / The total exposure time in seconds
CCD-TEMP= 23.5 / Temperature of CCD when exposure taken
XPIXSZ = 4.63 / Pixel width in microns (after binning)
YPIXSZ = 4.63 / Pixel height in microns (after binning)
XBINNING= 1 / Binning factor in width
YBINNING= 1 / Binning factor in height
XORGSUBF= 0 / Sub frame X position
YORGSUBF= 0 / Sub frame Y position
EGAIN = 1.00224268436432 / Electronic gain in e-/ADU
FOCALLEN= 50 / Focal Length of the Telescope in mm
JD = 2459834.91083333 / Julian Date
SWCREATE= ‘Astro Photography Tool – APT v.4.01’ / Imaging software
SBSTDVER= ‘SBFITSEXT Version 1.0’ / Standard version
SNAPSHOT= 1 / Number of images combined
SET-TEMP= 21. / The setpoint of the cooling in C
IMAGETYP= ‘Light Frame’ / The type of image
OBJCTRA = ’05 12 43′ / The Right Ascension of the center of the image
OBJCTDEC= ‘-03 29 58’ / The Declination of the center of the image
OBJCTALT= ‘8.2047 ‘ / Nominal altitude of center of image
OBJCTAZ = ‘252.5824’ / Nominal azimuth of center of image
AIRMASS = 7.00717254857843 / Air Mass value
SITELAT = ‘+53 00 00.000’ / The site Latitude
SITELONG= ‘+10 00 00.000’ / The site Longitude
GAIN = 120 / The gain set (if supported)
OFFSET = 8 / The offset/black level set (if supported)
BAYERPAT= ‘RGGB ‘ / The Bayer color pattern
END

Beispiel: FITS-Header mit SharpCap

SIMPLE = T / C# FITS: 09/12/2022 12:18:27
BITPIX = 16
NAXIS = 2 / Dimensionality
NAXIS1 = 4144
NAXIS2 = 2822
XBAYROFF= 0 /
YBAYROFF= 0 /
FRAMETYP= ‘Light ‘ /
SWCREATE= ‘SharpCap v4.0.9268.0, 32 bit’ /
DATE-OBS= ‘2022-09-12T10:18:27.3673948’ / System Clock:Est. Frame Start
DATE-AVG= ‘2022-09-12T10:18:27.3682758’ / System Clock:Est. Frame Mid Point
BAYOFFY = 0 /
FOCUSPOS= 5000 /
GAIN = 120 /
BLKLEVEL= 8 /
DATE-END= ‘2022-09-12T10:18:27.3691567’ / System Clock:Est. Frame End
BAYOFFX = 0 /
COLORTYP= ‘RGGB ‘ / Try GBRG if image upside down or R/B swapped.
FOCTEMP = 0 / CELCIUS
CCD-TEMP= 27.1 / C
YBINNING= 1 /
XBINNING= 1 /
YPIXSZ = 4.63 / microns, includes binning if any
XPIXSZ = 4.63 / microns, includes binning if any
EXPTIME = 0.001762 / seconds
ROWORDER= ‘TOP-DOWN’ /
BSCALE = 1 /
BZERO = 32768 /
EXTEND = T / Extensions are permitted
BAYERPAT= ‘RGGB ‘ / Try GBRG if image upside down or R/B swapped.
INSTRUME= ‘ZWO ASI294MC Pro’ /
END

Beispiel: FITS-Header mit N.I.N.A.

SIMPLE = T / C# FITS
BITPIX = 16 /
NAXIS = 2 / Dimensionality
NAXIS1 = 4144 /
NAXIS2 = 2822 /
BZERO = 32768 /
EXTEND = T / Extensions are permitted
IMAGETYP= ‘LIGHT’ / Type of exposure
EXPOSURE= 1.0 / [s] Exposure duration
EXPTIME = 1.0 / [s] Exposure duration
DATE-LOC= ‘2022-09-12T13:01:51.863’ / Time of observation (local)
DATE-OBS= ‘2022-09-12T11:01:51.863’ / Time of observation (UTC)
XBINNING= 1 / X axis binning factor
YBINNING= 1 / Y axis binning factor
GAIN = 120 / Sensor gain
OFFSET = 8 / Sensor gain offset
EGAIN = 1.00224268436432 / [e-/ADU] Electrons per A/D unit
XPIXSZ = 4.63 / [um] Pixel X axis size
YPIXSZ = 4.63 / [um] Pixel Y axis size
INSTRUME= ‘ZWO ASI294MC Pro’ / Imaging instrument name
SET-TEMP= -10.0 / [degC] CCD temperature setpoint
CCD-TEMP= 28.9 / [degC] CCD temperature
BAYERPAT= ‘RGGB’ / Sensor Bayer pattern
XBAYROFF= 0 / Bayer pattern X axis offset
YBAYROFF= 0 / Bayer pattern Y axis offset
USBLIMIT= 40 / Camera-specific USB setting
TELESCOP= ‘Canon’ / Name of telescope
FOCALLEN= 50.0 / [mm] Focal length
ROWORDER= ‘TOP-DOWN’ / FITS Image Orientation
EQUINOX = 2000.0 / Equinox of celestial coordinate system
SWCREATE= ‘N.I.N.A. 2.0.0.9001 ‘ / Software that created this file
END

Astronomie: Smart Telescopes

dkracht

Gehört zu: Teleskope
Siehe auch: Orion ED80/600, ZWO ASI294
Stand: 11.9.2023

Smart Telescopes

Man spricht ja seit einiger Zeit von EAA (= Electronically Assisted Astronomy). Elektronik bei der Astrofotografie zu verwenden ist ja eigentlich eine völlig normale Sache, die wir seit über 20 Jahren verwenden: Digitale Kameras auf Computer-gesteuerten Montierungen (ASCOM, Goto, Platesolving,…), Stacking, Post-Processing etc.  Die Hersteller, die heute von EAA sprechen, meinen damit aber ihre neuen Produkte, die besondes einfach zu benutzen sind und damit eine viel größere Zielgrauppe ansprechen als die sehr spezialisierten klassischen Amateur-Astronomen mit ihrem teueren und komplizierten Gerätschaften.

Typische Produkte sind z.B.:

DWARF Lab AP24/100

ZWO Seestar S50

Unistellar: EvScope2

…

Typische Merkmale eines “Smart Teleskop” sind:

Kann sehr schnell (und damit quasi spontan) zum Einsatz kommen

Ist klein und leicht (“kompakt”) und kann somit gut auf Reisen mitgenommen werden

Ergebnisse können schnell “sofort” bestrachtet werden (Live Stacking) – also für Laien, Journalisten etc.

Ganz einfache Bedienung: Smartphone, Akku bzw. Batterien, WiFi

Automatisches (motorisiertes) Positionieren auf das gewünschte Objekt: Goto mit Objektkatalog und Platesolving

Motorisierte Alt-Az-Montierung mit Alt-Az-Nachführung

Autofokus (Motorfokus)

 

Das DWARF Lab 2

Preis: 600,00 Euro bei https://www.astroshop.de/teleskope/dwarflab-teleskop-ap-24-100-dwarf-ii-deluxe-edition/p,77491

Gewicht: 1,2 kg

Montierung: Alt-Az motorisch, Goto, Nachführung

Optik: Zwei Linsen (Tele & Weitwinkel)

Brennweite: f=100mm

Öffnung: D=24mm

Sensor: Sony IMX415 CMOS ohne Kühlung

Sensorgröße: 5.6 x 3.2 mm  mit 1932 x 1096 Pixel

Pixelgröße: 2,9µ ( bei 2×2 Binning) bzw. 1.45µ (bei 1×1 Binning)

Field of View: 3° mit der Tele-Linse, 50° mit der Weitwinkel-Linse

Belichtungszeiten: max. 15 Sekunden

Gain: ?

Fokus: AF, MF?

Stacking: Live Stacking  (kann auch nach der Aufnahme “normal” auf dem PC gemacht werden)

Dark Frames

Transfer der Bilddateien auf PC:  USB Mass Storage oder SD-Karte (alle Einzelfotos können übertragen werden)

Tau-Beschlag: ???

Filter: ???

Das ZWO SeeStar S50

Preis: 699,– bei https://www.apm-telescopes.net/de/zwo-seestar-s50-smart-teleskop-2

Gewicht: 3 kg

Montierung: Alt-Az motorisch, Goto, Nachführung (Field Rotation?)

Optik: apochromatisches Triplett

Brennweite: f=250mm

Öffnung: D=50mm

Sensor: Sony IMX462 CMOS ohne Kühlung

Sensorgröße: 1080 x 1920 Pixel  (5,57 x 3,13 mm)

Pixelgröße: 2.9 µ

Field of View:  1,3° x 0,7°

Belichtungszeiten:  10 Sekunden  (fest eingestellt)

Gain: ?

Fokus: AF nicht perfekt, MF soll kommen

Stacking: nicht perfekt

Dark Frames: Jedes Mal

Transfer der Bilddateien auf PC:  USB or WiFi  Storage Drive

Heizung gegen Tau-Beschlag

Filter: UV/IR Cut und sog. Light Pollution, was in Wirklichkeit ein Dual Narrow Band (Ha 20 nm, OIII 30nm) ist (homofokal)

 

Astronomie: Pulsar

dkracht

Gehört zu: Astronomie
Siehe auch: Synchrotronstrahlung, Sternentwicklung, Kernfusion

Stand: 1.8.2023

Pulsare sind Neutronensterne

Der Zentralbereich eines massereichen Sterns kollabiert zu einem kleinen, sehr dichten Stern, den man Neutronenstern nennt.

Der typische Durchmesser eines solchen Neutronensterns ist ca. 20km. Da der Drehimpuls des ursprünglichen Sterns (genauer: des Zentralbereichs) erhalten bleibt, rotiert der Neutronenstern extrem schnell.

Durch das Kollabieren wird auch das Magnetfeld komprimiert und wird extrem stark (Millionen Tesla).

Da elektrisch geladene Teilchen sich nur längs der Feldlinien frei bewegen können, werden sie von dem Magnetfeld festgehalten. Nur an den magnetischen Polen können die geladenen Teilchen (Plasma) in einem kleinen Kegelbereich in den interstellaren Raum (sog. Jets) entkommen.

Das Plasma durchquert das starke inhomogene Magnetfeld und sendet deswegen Synchrotronstrahlung aus. Da die Richtung der Synchrotronstrahlung in Richtung der Plasma-Bewegung zeigt, geht sie also radial aus den magnetischen Polen heraus.

Pulsar

Wenn bei einem solchen Neutronenstern die Achse des Magnetfeldes identisch ist mit der Rotationsachse des Sterns, so ist die Richtung der Strahlung konstant und nur für Beobachter “sichtbar”, die sich genau in dieser Richtung befinden. Ein solcher Beobachter würde eine konstante Strahlung erhalten.

Wenn bei einem solchen Neutronenstern die Achse des Magnetfeldes aber gekippt ist zur Rotationsachse des Sterns…

Liegt die Erde im Strahlungskegel, empfängt sie wie von einem Leuchtturm regelmäßig wiederkehrende Signale. Beobachtbar sind dann diese Pulse.

Die Pulsperioden liegen typisch zwischen 0,0015 und 4,5 Sekunden,

Die Pulse werden vorwiegend im Radiobereich empfangen, einige Pulsare lassen sich aber auch im Röntgen- und Gamma- sowie im optischen Bereich nachweisen.

Geschichte

Jocelyn Bell Burnell (1943-) und ihr Doktorvater Antony Hewish (1924-2021) entdeckten den ersten Pulsar bei der Suche nach Radioquellen am 28. November 1967 am Mullard Radio Astronomy Observatory bei Cambridge. Die Signale pulsierten in einer ungewöhnlichen Regelmäßigkeit, so dass Bell und Hewish sie zunächst für ein künstliches Signal – eventuell einer extraterrestrischen Zivilisation – hielten (Little Green Man 1). Antony Hewish wurde 1974 für die Entdeckung der Pulsare mit dem Nobelpreis für Physik ausgezeichnet.

Astronomie: Raumsonden

dkracht

Gehört zu: Astronomie
Siehe auch: Lagrange-Punkte, Swing-by-Manöver, Himmelsmechanik, Künstliche Erdsatelliten

Stand: 26.7.2023

Raumsonden gestartet 2023

Kürzlich gestatet: EUCLID

Gestartet am 1.7.2023 von einem ESA-Konsortium mit einer Falcon-9 von Cape Caneveral

Zielort: Halo-Bahn um den Langrange-Punkt L2 ca. 30 Tage nach dem Start

Aufgabe:
Kartierung der räumlichen Verteilung von mehreren Milliarden Galaxien. Mit den Daten erhoffen sich die sechs aus Deutschland beteiligten Institute des internationalen Euclid-Konsortiums Aufschluss über den Einfluss der dunklen Materie und dunklen Energie auf die Struktur des Universums.

Aktuell: JUICE

Gestartet am 14.4.2023 von der ESA mit einer Ariane 5 vom Weltraumbahnhof Kourou

Zielort: Jupiter-Orbit im Juli 2031

Aufgabe: Erforschung der Jupiter-Monde Europa, Ganymed

Raumsonden gestartet 2021

James Web Space Telescope

Gestartet am 25.12.2021 vom Weltraumbahnhof Kourou

Umlaufbahn: Lissajous-Bahn um den Lagrangepunkt L2

Raumsonden gestartet 2013

Astrometrie-Satellit Gaia

Gestartet am 19. Dezember 2013 in Kourou in Auftrag der ESA

Umlaufbahn: Lissajous-Bahn um den Lagrangepunkt L2

Aufgabe: Hochgenaue dreidimensionale optische Durchmusterung des Himmels

Raumsonden historisch

Weltraumteleskop Kepler

Start: 7. März 2009 von Cape Canaveral (NASA)

Bahn: um die Sonne, etwas hinter der Erde zurückbleibend

Aufgabe: Entdeckung von extrasolaren Planeten

Instrument: Schmidt-Teleskop (1,4 Meter Spiegel, 0,95 Meter Schmidt-Platte)

Weltraumteleskop Herschel

Gestartet am 14.5.2009 von Kourou

Zielort: Halo-Bahn um den Lagrangepunkt L2

Aufgabe: Untersuchung junger Galaxien im Infrarot, Sternentstehung u.a.

Instrument: 3,5 Meter Spiegel aus Silizium-Carbid

Weltraumteleskop Planck

Gestartet am 14.5.2009 von Kourou

Zielort: Lissajous-Bahn um den Lagrangepunkt L2

Aufgabe: Untersuchung der kosmischen Hintergrundstrahlung

Instrument: Hauptspiegel 1,75 Meter mit den Instrumenten HFI und LFI

WMAP-Satellit

Wilkinson Microwave Anisotropy Probe

Gestartet am 30.6.2001 (NASA)

Zielort: Lissajous-Bahn um den Lagrangepunkt L2

Aufgabe: Messung der Kosmischen Hintergrundstrahlung

Weltraumteleskop Hubble

Start: 24.04.1990 von der Raumfähre Discovery

Bahn: Erdumlaufbahn  (also eigentlich ein künstlicher Erdsatellit und keine Raumsonde)

Aufgabe:

Instrument: Speigelteleskop 2,4 Meter Spiegeldurchmesser

Astronomie: Flächenhelligkeit

dkracht

Gehört zu: Helligkeit, Astronomie
Siehe auch: Gegenschein, Physikalische Größen, Lichtverschmutzung, SQM
Benutzt: Latex-Plugin

Stand: 16.07.2023

YouTube

Flächenhelligkeit von M101: https://youtu.be/rzBTMLCKpPg?si=GloV53Qm7mmcOYkJ

Praxis: Welche dunklen Objekte kann ich am Himmel noch erkennen?

Wenn man  anhand von Zahlen und Formeln herausbekommen will, ob man ein Objekt am Himmel mit dem bloßen Auge oder einer Fotokamera erkennen kann (sei es mit Teleskop oder anders), kann das nach den untenstehenden Formeln einigermaßen “fummelig” werden.

Alternativ hilft immer: ausprobieren.

Vergleiche auch: https://www.astronomie.de/einstieg-in-die-astronomie/sterne-beobachten/wahrnehmung-von-flaechenhaften-objekten

Punktförmige Lichtquellen

Von einem Stern der Scheinbaren Helligkeit m (gemessen in Magnituden) geht ein Lichtstrom Φv (gemessen in Lumen) aus von:

\( \Large \Phi_v = 10^{(-m-14.2064)/2.5}  \enspace Lumen \\ \)

Ein Stern, von dem ein Lichtstrom Φv (in Lumen) ausgeht, erscheint in einer Scheinbaren Helligkeit m (gemessen in Magnituden) von:

\( \Large m = -14.2064 – 2.5 \log{\Phi_v} \enspace mag \)

Addition von punktförmigen Helligkeiten

Zur Addition von Helligkeiten muss man eine lineare Skala verwenden. Die Scheinbaren Helligkeiten (logarithmische Skala in Magnituden) werden dafür in Lichtströme (lineare Skala in Lumen) umgerechnet.

Man sollte im Kopf behalten, dass die Magnituden-Skala eine logarthimische Teilung hat und so skaliert ist, dass 5 Magnituden einen Helligheitsunterschied vom Faktor 100 ausmachen.

Bei einer engen Konjunktion zweier Planeten oder auch bei Doppelsternen verschmelzen die Einzel-Helligkeiten zu einer Gesamt-Helligkeit einer punktförmigen Lichtquelle.

Nehmen wir als Beispiel die enge Konjunktion von Jupiter und Saturn vom 21.12.2020.

  • Die scheinbare Helligkeit des Jupiters war: -1.97 mag  = 1.2748 10-5 Lumen als Lichtstrom
  • Die scheinbare Helligkeit des Saturns war: 0,63 mag = 0.1163 10-5 Lumen als Lichtstrom
  • Diese Lichströme  kann man addieren und bekommt als Summe also 1.3911 10-5 Lumen.
  • Das entspricht einer (scheinbaren) Gesamt-Helligkeit von zusammen -2.06 mag.

So können wir also die Gesamthelligkeit aus den Einzelhelligkeiten mehrerer punktförmiger Lichtquellen (z.B. enge Konjunktion, Doppelstern etc.) ermitteln.

Zur Addition von Helligkeiten kann man natürlich irgendeine lineare Helligkeits-Skala nehmen, es muss nicht der Lichtstrom in Lumen sein.

Beispielsweise:

\( \Large m_{1+2} = -2.5 \cdot \log(10^{-\frac{m_1}{2.5}} + 10^{-\frac{m_2}{2.5}}) \)

Was ist Flächenhelligekeit?

Wenn ein astronomisches Objekt nicht mehr als punktförmige Lichtquelle behandelt werden kann, verwendet man die physikalische Größe “Flächenhelligkeit”. Das ist ganz einfach:

Flächenhelligkeit = Helligkeit / Fläche.

Mit “Helligkeit” ist die sog. “Gesamthelligkeit” gemeint, also die Helligkeit des Objekts wenn es punktförmig wäre.
Normalerweise betrachten wir  die “scheinbaren” Helligkeiten; also so wie sie uns von der Erde aus erscheinen.

Genaugenommen hängt die Fläche eines Objekts von seiner Form ab:

  • Rechteck: Höhe x Breite
  • Kreis: Pi * Radius²
  • Ellipse:  Pi * Große Halbachse * Kleine Halbachse
  • etc.

Eine so berechnete Flächenhelligkeit ist einfach ein Durchnittswert. Wenn das Objekt eine Struktur hat, sind Teile heller und Teile dunkler.

Maßeinheiten allgemein (SI)

Als Helligkeit messen wir den Lichtstrom Φv (in Lumen) oder besser die Beleuchtungsstärke Ev (in Lux = Lumen/m²).
Der Astronom nimmt stattdessen Magnituden (s.u.).

Wenn wir die Fläche als Raumwinkel in Sterad messen (der Astronom nimmt stattdessen arcsec²), erhalten wir als Maßeinheit für die Flächenhelligkeit Lux/Sterad = Candela/m².

Näheres dazu unter Helligkeiten.

Maßeinheiten in der Astronomie

Die klassischen physikalischen Größen in der Astronomie sind:

  • Helligkeit eines Objekts misst man  gern in sog. Magnituden (mag) – auch Größenklassen genannt
  • Fläche am Himmel misst man gerne in Quadrat-Bogensekunden (arcsec²) oder in Quadrat-Bogenminuten (arcmin²)

Damit würde man eine Flächenhelligkeit in mag/arcsec² oder mag/arcmin² ausdrücken. Man muss dann fürchterlich aufpassen, ob Bogenminuten oder Bogensekunden gemeint sind.

Der Amerikaner schreibt auch gerne MPSAS = Magnitudes per square arc second.

Beispiele:

  • Die Himmelshelligkeit in der Stadt Hamburg beträgt ca. 18 mag/arcsec²   (siehe auch: Lichtverschmutzung)
  • Die Flächenhelligkeit von M31 beträgt 13.31 mag/arcmin² (laut Stellarium)
  • Die Flächenhelligkeit von M101 beträgt 14.86 mag/arcmin² (laut Stellarium)
  • Die Flächenhelligkeit des Gegenscheins beträgt ca. 22,17 mag/arcsec2

Flächige Lichtquellen

Bei einer flächigen Lichtquelle verteilt sich die Gesamthelligkeit über die Fläche der Lichtquelle. In astronomischen Werken wird gerne die Gesamthelligkeit von Objekten ausgewiesen, seltener aber auch deren Flächenhelligkeit.

Wenn  wir die Flächenhelligkeit selber ausrechnen wollen, müssen wir die Fläche der Lichtquelle kennen.
Für die Verteilung der Gesamthelligkeit (m) auf die Fläche brauchen wir statt der logarithmischen Skala eine lineare Skala. Dafür können wir z.B. den Lichtstrom (Φv) in Lumen nehmen. Also (Formel s.o.):

\( \Large \Phi_v = 10^{(-m-14.2064)/2.5}  \enspace Lumen \\ \)

Für das Beispiel M31 bekommen wir mit:

  • Gesamthelligkeit: 3,4 mag    (laut Stellarium)
  • Größe: 3° 9′ x 1° 2′ = 189 arcmin x 62 arcmin  (laut Stellarium)

Die Fläche ist inetwa eine Ellipse mit den Halbachsen a=94,5 arcmin und b=31 arcmin. Damit ist die Fläche π * a * b = 9203,3 arcmin²
Der Lichtstrom ist: Φv = 10 ((-3,4 – 14.2064)/2.5) = 10 -7.04256 = 9,0665 10-8 Lumen.
Diesen Lichtstrom verteilen wir nun (gleichmäßig) auf die Fläche von 9203,3 arcmin².
Das macht also 9,0665 10-8 / 9203,3 = 9,851358 10-12  Lumen/arcmin²

Der Astronom hat aber gerne Magnituden (logarithmische Skala) statt Lumen (lineare Skala), also rechnen wir:
\( m = -14.2064 – 2.5 \log{\Phi_v} \enspace mag \)

Bmag = -14.2064 – 2.5 * (0,9934961017 – 12) =  13,31  mag/arcmin²

Für das Beispiel M101 bekommen wir mit:

  • Gesamthelligkeit: 7,90 mag    (laut Stellarium)
  • Größe:  28,8 arcmin x 26,9 arcmin    (laut Stellarium)

Die Fläche ist inetwa kreisförmig mit einem Radius von. ca. 14 arcmin. Damit ist die Fläche π * r² = 615,75 arcmin²
Der Lichtstrom ist: Φv = 10 ((-7,9 – 14.2064)/2.5) = 10 -8,84256 = 1,43694452 10-9 Lumen.
Diesen Lichtstrom verteilen wir nun (gleichmäßig) auf die Fläche von 615,75  arcmin².
Das macht also 1,43694452 10-9 / 615,75 =   2,3336492 10-12  Lumen/arcmin²

Der Astronom hat aber gerne Magnituden (logarithmische Skala) statt Lumen (lineare Skala), also rechnen wir:

Bmag = -14.2064 – 2.5 * (0,3680355724 – 12) =  14,87  mag/arcmin²

Formel für Flächenhelligkeiten

Da wir zur Ermittlung der Flächenhelligkeit ja “nur” die Gesamthelligeit durch die Anzahl Flächeneinheiten (arcmin²) dividieren müssen, können wir uns zu Nutze machen, dass  bei einer logarithmischen Skala die Division einer Subtraktion entspricht (minus minus = plus) und wir erhalten eine einfache Formel:

Bei einer Gesamthelligkeit von m (in Magnituden) und einer Fläche von F  haben wir eine Formel zur Berechnung der Flächenhelligkeit:

\( B_{mag} = m  + 2.5 \log{F}  \\ \)

Wenn wir die Fläche F in Einheiten von arcmin² einsetzen, ergibt die obige Formel die Flächenhelligkeit in mag/arcmin². Wenn wir die Fläche F in arcsec² angeben, erhalten wir die Flächenhelligkeit in mag/arcsec².

Für unsere Beispiele erhalten wir damit:

M31 (m = 3,4  F = 9203,3 arcmin² = 33131880 arcsec²)

  • Flächenhelligkeit: 3,4 + 2,5 * 3,963943579 = 3,4 + 9,9098589475 = 13,31 mag/arcmin²   (13,31 laut Stellarium)
  • Flächenhelligkeit: 3,4 + 2,5 * 7,5202460797 = 3,4 +18,8006151993 = 22,20 mag/arcsec²

M101  (m = 7,9  F = 615,75 arcmin² = 2216700 arcsec²)

  • Flächenhelligkeit:  7,9 + 2,5 * 2,7894044205 = 7,9 + 6,9735110513 = 14,87 mag/arcmin²  (14,86 laut Stellarium)
  • Flächenhelligkeit:  7,9 + 2,5 * 6,3457069213 = 7,9 + 15,8642673033 = 23,76 mag/arcsec²

Addition von flächigen Lichtquellen

Hier geht es typischerweise darum die Flächenhelligkeit des Himmels und die Flächenhelligkeit eines flächigen Beobachtungs-Objekts zu betrachten.

Früher dachte ich, dass ein Beobachtungsobjekt in der Helligkeit des Hintergrunds verschwindet, wenn es zu schwach ist. Es ist aber so, dass sich die beiden Flächenhelligkeiten immer addieren. Das Beobachtungsobjekt hat dann effektiv als Flächenhelligkeit die Summe der beiden Flächenhelligkeiten und die Frage ist nur, ob sich  diese Summen-Flächenhelligkeit noch genug von der Flächenhelligkeit des Himmels abhebt. Ob es da also genügend “Kontrast” gibt.

Bevor wir zwei Flächenhelligkeiten einfach so addieren, solten wir aber sicherstellen, dass beide in gleichen Masseinheiten angegeben sind; also beispielsweise beide in mag/arcsec².

Der Himmel in Hamburg-Eimsbüttel: 18 mag/arcsec²

Dann können wir einfach addieren für M31 (habe ich mit Excel gemacht):

m = -2,5 * log(10^-22,20/2,5  + 10^-18,00/2.5) = -2,5 * log( 10^-8,88  +  10^-7,2) = -2,5 * log( 1,31826E-9 + 6,30957E-8) = -2,5 * log(6,441396E-8) = -2,5 * -7,191020 = 17,977550

Und für M101 erhalten wir auf gleiche Weise (habe ich mit Excel gemacht):

m = -2,5 * log(10^-23,76/2,5  + 10^-18,00/2.5) = -2,5 * log( 10^-9,504  +  10^-7,2) = -2,5 * log(3,133286 E-10 + 6,30957E-8) = -2,5 * log(6,340906E-8) = -2,5 * -7,197849 = 17,994622

Beispielsweise (FH = Flächenhelligkeit):

Objekt FH in mag/arcmin² FH in mag/arcsec² Himmel in mag/arcsec² FH Summe in mag/arcsec²
M31 13,31 22,20 18,00 17,9775
M101 14,87 23,76 18,00 17,9946

Bei einem Hamburger Großstadt-Himmel von 18 mag/arcsec² ist also

  • M31 gerade mal 0,0225 mag heller als der Himmelshintergrund
  • M101 gerade mal 0,0054 mag heller als der Himmelshintergrund

Wo da bei visueller Beobachtung die Grenzen sind, weiß ich nicht.
Bei fotografischer Beobachtung kann ich das Foto so lange belichten, bis das Histogramm sich vom linken Rand löst und dann das Histogramm so bearbeiten, dass M101 knapp sichbar wird.

Der Himmel in Handeloh 21 mag/arcsec²

Wenn wir das Gleiche nicht in Hamburg City, sondern in Handeloh machen, sieht das schon ganz anders aus.
In Handeloh gehen wir mal von einer Himmelshelligheit von 21 mag/arcsec² aus.

Damit ergibt sich (FH Summe mit Excel errechnet):

Objekt FH in mag/arcsec² Himmel in mag/arcsec² FH Summe in mag/arcsec²
M31 22,20 21,00 20,6894
M101 23,76 21,00 20,9177

Unter einem dunklerem Himmel von 21 mag/arcsec² ist also

  • M31  schon 0,3 mag heller als der Himmelshintergrund
  • M101 schon 0,1 mag heller als der Himmelshintergrund

Conclusio: Nicht ist besser als ein noch dunklerer Himmel