OnStep ist ein Open Source Projekt von Howard Dutton.
Ein Anlass für die Entwicklung der OnStep war, dass viele Observatorien die gute alte FS-2 verwenden, die doch arg in die Jahre gekommen ist; so z.B. auch auf Kiripotib.
OnStep ist eine Teleskopsteuerung für Goto; d.h. es werden Steuerungskabel für die Stepper-Motoren der Montierung an die “OnStep” angeschlossen. Zur Bedienung wird eine Handbox oder ein Computer angeschlossen.
OnStep benutzt das LX200-Protokoll, um mit den Motoren zu kommunizieren.
Es gibt auch gute ASCOM-Treiber (und auch INDI) für die OnStep.
Die OnStep benötigt dann noch eine Stromversorgung – in aller Regel 12V – auf Kiripotib 24V
Eine OnStep ist ein kleiner Minicomputer, den man (im Prinzip) selber basteln muss, wobei man gewisse Leiterplatten (PCB = Printed Circuit Board) mit einigen elektronischen Bauteilen bestücken muss (also löten).
Im Internet findet man OnStep-Bauanleitungen für verschiedene Leiterplatten:
STM32
ESP32
MaxESP3
xyz
Auch eine Arduino-basierte Version soll es geben.
Die Bedienung einer OnStep-Teleskopsteuerung kann über eine Handbox, oder per Computer (Windows, SmartPhone,…) erfolgen.
Ein OnStep-Controller bietet normalerweise viele Schnittstellen:
ST4 (für Autoguiding)
WiFi (für eine Verbindung mit einem SmartPhone oder Windows-Computer.
USB (für eine Verbindung mit einem Windows-Computer)
Cepheiden sind Sterne mit veränderlicher Helligkeit – benannt nach einem der ersten erkannten Sterne dieser Art: Delta Cephei, der im Jahre 1784 als periodisch Veränderlicher erkannt wurde.
Die Helligkeit eines Cepheiden verändert sich streng periodisch; heute wissen wir, dass es sich um pulsierende Sterne handelt, die als Ganzes regelmäßig wiederholt größer und kleiner werden.
Abbildung 1: Typische Lichtkurve eines Cepheiden (Google Drive: 1567254229442-4-exercise2-ger_high_Page_07_Image_0003.jpg)
Copyright: ESA aus https://sci.esa.int/documents/34439/36575/1567254229442-4-exercise2-ger_high.pdf
Periode-Leuchtkraft-Relation
Henrietta Swan Leavitt (1868-1921) arbeitete am Harward College Observatorium (HCO) als Assistentin wie mehrere andere, die man “Harward Computer” nannte. Henrietta Leavitt war mit der Auswertung von Fotoplatten beauftragt, um darauf veränderliche Sterne zu finden.
Bei der Untersuchung der Cepheiden in der Kleinen Magellanschen Wolke (SMC) fand sie heraus, dass hellere Cepheiden eine längere Periode hatten als dunklere Cepheiden. Es gab also eine Beziehung zwischen der Periodendauer und der scheinbaren Helligkeit. Diese Ergebnisse hat 1912 ihr Chef am HCO, Edward Charles Pickering (1846-1919), veröffentlicht.
Die Cepheiden in der SMC haben ja alle ungefähr die gleiche Entfernung, deshalb lässt sich die Beziehung zwischen Periode und scheinbarer Helligkeit auch generell auf die absolute Helligkeit übertragen.
Abbildung 2: Cepheiden: Periode vs. Scheinbare Helligkeit (Google Drive: Muehlbauer-Cepheiden_Page_09_Image_0001.jpg)
Copyright: Harward College Observatory Link: https://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1912HarCi.173….1L
Wie sich dieses Verhalten der Cepheiden physikalisch erklären lässt, war zu dieser Zeit noch nicht geklärt.
Entfernungsbestimmung mit der Cepheiden-Methode
Messen kann man ja nur die sog. Scheinbare Helligkeit (m) eines Sterns, wenn man die Entfernung (r) des Stern kennt, kann man auf dessen Absolute Helligkeit (M) – auch Leuchtkraft genannt – schließen, wenn man eine Abnahme der Helligkeit mit dem Quadrat der Entferung zugrunde legt und etwaige Absoption auf dem Lichtweg erst einmal vernachlässigt.
Die Differenz m – M bezeichnet man auch als “Entfernungsmodul“.
Die Helligkeit hängt bei Cepheiden mit der Länge ihrer Periode zusammen (Perioden-Leuchtkraft-Beziehung).
Es ist lediglich eine Kalibrierung erforderlich; wozu man zumindest die Entfernung einiger Cepheiden durch unabhängige Methoden ermitteln müsste. Einen der ersten Versuche, diese Beziehung zu kalibrieren, machte Harlow Shapley (1885-1972), damals am Mount-Wilson-Observatorium, im Jahr 1918.
Mit so einer Kalibrierung kann man die Cepheiden zur Entfernungsbestimmung im Kosmos benutzen: aus der Beobachtung der Periodendauer kann man direkt auf die absolute Helligkeit (M) schließen. Durch die Messung der scheinbaren Helligkeit (m) ergibt sich dann das Entfernungsmodul m-M, woraus man die Entfernung berechnen kann (s.o.).
Ein Objekt dessen absolute Helligkeit man kennt, bezeichnet man auch als Standardkerze, weil man dann aus der scheinbaren Helligkeit die Entfernung berechnen kann.
Für jedes kosmische Objekt, in dem man Cepheiden ausmachen kann, kann man also so die Entfernung bestimmen. Edwin Hubble (1889-1953) hat im Andromeda-Nebel einzelne Cepheiden beobachten können und so herausbekommen, dass der Andromeda-Nebel weit ausserhalb unserer Milchstrasse liegt und damit eine eigenständige Galaxis ist. Später konnten Cepheiden in weiteren Galaxienen gemessen werden und auch eine Rotverschiebung in den Spektren dieser Galaxien. So enstand das Hubble-Gesetz…
Wie fast immer in der Astrophysik, wird zuerst eine bahnbrechende neue Methode gefunden, die dann im Laufe vieler Jahrzehnte auch immer wieder kritisch modifiziert und angepasst werden muss; z.B. durch die Entdeckung von Walter Baade (1893-1960) verschiedener Sternpopulationen.
Die Kosmische Entfernungsleiter
Entfernungsbestimmungen mit Cepheiden sind wichtiger Teil der “kosmischen Entfernungsleiter” aufeinander aufbauender Verfahren zur Entfernungsbestimmung bis in immer größere Entfernung.
Da für mich persönlich die Astronomie so langsam immer langweiliger wird (2021 Narrowband von Zuhause, 2022 Wide Fields aus Namibia) überlege ich mir, worauf ich in 2023 meinen Schwerpunkt setzen könnte.
Ich müsste endlich einmal professionelle Astro-Fotos machen, soll heißen: mit Kalibrierung durch Darks, Flats, Biases und mit Dithering. Das will ich in 2023 mal durchexerzieren. Die Software SiriL steht dann als “Belohnung” bereit…
Astro-Plan 2023
Mein Astro-Szenario 2023
Ein solches Ziel (s.o.) setzt voraus, dass ich oft die Sterne fotografiere. Das funktioniert am besten mit leichtem Gerät an einem bequemen Ort. Alles “lazy”.
Allerdings sollte das Geübte dann später auch unter anderen Bedingungen anwendbar sein.
a) Montierung rausbringen und anschließen (Strom und Windows-Computer)
b) Kamera und Optik zusammenbauen, grob fokussieren auf Horizont-Objekte
b) Fein fokussieren auf Sterne (mit UV-IR-Block-Filter in Filterschublade)
c) Gut Einnorden (wegen Nachführgenauigkeit)
Dabei realistische Blende z.B. 5,6 statt 3,5 damit eine gute Abbildungsqualität erzielt werden kann
Gain-Einstellung (aka ISO): 120, 240
Sensortemperatur: -10° Celsius
a) Ab welcher Belichtungszeit wird das Tracking durch die Montierung zu ungenau?
b) Ab welcher Belichtungszeit wird der Himmel zu hell (Histogramm)?
Schlussfolgerungen:
Belichtungszeit bis 120 Sekunden (Tracking der Montierung AZ GTi mit f=135mm ist gut)
Bei Gain 200 ist der Himmelshintergrund noch dunkel
4. Schritt: Dark-Bilbliothek aufbauen
Nachdem jetzt die Belichtungszeiten (120 s) und die Gain-Einstellung (200) feststehen, kann ich eine Bibliothek von Dark-Frames aufbauen
Kamera auf -10°C herunter kühlen
Objektiv mit Deckel und schwarzem Tuch bedecken
Gleiche Einstellungen für Belichtungszeit und Gain
Die Dark-Frames nehme ich mit APT auf: je 20 einzelne je Belichtungszeit.
Ein Master-Dark erstelle ich dann mit Fitswork (Menü-Leiste -> Datei -> Masterdark/-flat erstellen).
Insgesamt habe ich jetzt folgende Dark-Library für meine Astro-Kamera ASI294MC Pro:
Belichtungszeit
Gain
Sensor Temperatur
Anzahl Darks
Ordner für Dark Frames
Master Dark
30 s
200
-10° C
20 Stück
C:\Archiv\Pictures\Library\Darks\030s200G
D_Masterdark_030G200.fit
60 s
200
-10° C
20 Stück
C:\Archiv\Pictures\Library\Darks\060s200G
D_Masterdark_060G200.fit
120 s
200
-10° C
20 Stück
C:\Archiv\Pictures\Library\Darks\120s200G
D_Masterdark_120G200.fit
120 s
300
-10° C
20 Stück
C:\Archiv\Pictures\Library\Darks\120s300G
D_Masterdark_120G300.fit
5. Schritt:Echtes Astro-Foto; d.h. kalibriert
Objekt aussuchen, das in das Gesichtsfeld passt und das noch 1-2 Stunden an meinem Ort sichtbar bleibt
Abbildung 2: Kreuz des Südens (Google Drive: 20220629_Crux-RGB-session_1-Sta.jpg)
Aufgenommen in Kiripotib am 29.06.2022 mit Canon 50mm, ASI294MC Pro, FoV 21,6° x 14,8°, 90 x 20 sec
Abbildung 3: Teapot (Google Drive: 20220702_Teapot-RGB-session_1-1-lpc-cbg-St_2a.jpg)
Aufgenommen in Kiripotib am 02.07.2022 mit Canon 50mm, ASI294MC Pro, FoV 21,6° x 14,8°, 90 x 20 sec
Abbildung 4: Milchstraße (Google Drive: 20220621_MilkyWay_0116-0146_stitch_kleiner.jpg)
Aufgenommen in Kiripotib am 22.06.2022 mit Sigma 24mm, ASI294MC Pro, Mosaik aus 10 Fotos je 30 x 20 sec mit FoV 43,4° x 30,3°
Abbildung 5: Komet C/2022 E3 (Google Drive: 20230213_Utah_C2022E3_stacked_4.jpg)
Aufgenommen am 12.2.2023 mit dem iTelescope T2 in Utah (TOA150, QHY286C), 13x60sec, Fitswork
Abbildung 6: Banard’s Loop (Google Drive: Banard_s_Loop_2-RGB-session_1-Sta_small.jpg)
Aufgenommen in Handeloh am 15.02.2022 mit Sigma 24mm, ASI294MC Pro, FoV 43,4° x 30,3°, 30 x 120 sec mit meinem Tri-Narrowband-Filter
Angeregt durch das YouTube-Video “Essential Astrophotography Accessories” des “Lazy Geek”, stelle ich hier mal schnell zusammen, welches Astro-Zubehör für mich sehr wichtig ist, aber nicht vom ersten Moment an zu meiner Grundausrüstung bei der Astrofotografie gehörte:
Zum Festzurren von Zusatzteilen am Teleskop (z.B. USB-Hub oder Nano-Computer) ist Klettband (Velcro) mit Schnalle ideal.
In manchen Fällen tut es auch ein Kabelbinder.
Nachdem wir APT installiert und eingerichtet haben, sowie die nötigen Geräte (Kamera, Monierung, Fokussierer,…) erfolgreich verbunden haben, können wir mit dem Fotografieren starten.
Ausser Einzelaufnahmen mit APT kann man einen sog. Plan einrichten, um Serienaufnahmen zu machen.
Einzelaufnahmen mit APT
Einzelaufnahmen macht man, indem man auf den Reiter “Shoot” (oben rechts) klickt.
Wenn wir eine Einzelaufnahme machen wollen, muss zunächst die Kamera “connected” sein und “Live View” ausgeschaltet sein. Das erkennen wir an dem großen “C” oben links unter “Status”.
Bevor wir dann durch Klicken auf den Reiter “Shoot” das Bild auslösen, sollten wir noch Belichtungszeit (“Exp.”) und Empfindlichkeit (ISO bzw. Gain) einstellen, so dass das Bild nicht zu hell und nicht zu dunkel wird.
Warum eine Einzelaufnahme machen?
Wir möchten vielleicht nur die Funktionsfähigkeit unser Kamera und des ganzen Drum-Herum testen
Wir möchten gute Einstellungen für Belichtungszeit und Empfindlichkeit finden (dabei hilft das Histogramm)
Wir möchten überprüfen, ob wir unser gewünschtes Beobachtungsobjekt getroffen haben (dafür könnten wir die Empfindlichkeit ganz hoch einstellen ODER: Platesolving)
Das Histogramm wird aufgerufen im Reiter “Tools” durch die Schaltfläche “Histograms”. In der Histogramm-Grafik sollte der “Lichtberg” sich deutlich vom linken Rand gelöst haben (Pfeil). Ggf. müssen wir länger belichten bzw. eine höhere Empfindlichkeit einstellen. Wir müssen vermeiden, dass links etrwas abgeschnitten “geclippt” wird.
Wenn ich nun das Teleskop auf das geplante Beobachtungsobjekt ausgerichtet habe und den geplanten Bildauschnitt eingestellt habe und eine passende Belichtungszeit gefunden habe, kann ich mit der “eigentlichen” Fotoaufnahme als Serienaufnahme (engl. Sequence) beginnen.
Serienaufnahmen macht man, indem man einen sog. “Plan” erstellt und diesen dann ausführt. Bei einem Plan kann die Einzelaufnahme auch länger als 30 sec belichtet werden.
Man kann bestehende Pläne “editieren” oder einen Plan ganz neu anlegen.
Gegebenenfalls will man zusätzlich zu den Light Frames auch noch Kalibrierungs-Frames wie Dark Frames, Flat Frames, Bias Frames etc. schießen, um diese beim späteren Stacking zu verwenden.
Beim Neuanlegen eines Plans muss man den Typ angeben: Light Plan, Dark Frame Plan, Flat Frame Plan, Bias Frame Plan etc. Interessanter Weise wird bei einem “Flat Frame Plan” zugelassen, dass die Kamera nicht auf “M” steht, sondern auf “AV” steht.
Der Plan einer Serienaufnahme besteht im wesenlichen aus der Wahl von Empfindlichkeit und Belichtungszeit der Einzelaufnahmen, sowie aus der Anzahl der Einzelaufnahmen für die Serie. Die beste Belichtungszeit für die Einzelaufnahme hatten wir in den vorigen Schritten herausgefunden (Histogramm) und nun kommt es auf die Gesamtbelichtungszeit an, die gerne 2 Stunden oder mehr sein darf. Die Frage ist dabei, wann wir ins Bett gehen wollen bzw. wie lange das Objekt am Himmel für uns sichtbar ist.
Abbildung 4: APT –> Camera –> Plan Editor (Google Drive: APT-Camera-03.jpg)
Unser Plan kann aus mehreren Zeilen bestehen, die wir mit “Add as new” eingeben.
Abbildung 5: APT –> Camera –> Plan Editor –> Add as new & OK (Google Archiv: APT-Camera-04.jpg)
Nach dem Abspeichern des Plans können wir den Plan Starten – vorher müssen wir uns überlegen, ob weitere Maßnahmen erforderlich sind: z.B. Autoguiding (Nachführung), Dithering, Kühlung der Kamera,….
Plan Starten: APT –> Camera –> Start (Plan)
Abbildung 6: APT Camera Start Plan (Google Drive: APT-Camera-05.jpg)
Gegenstand des Plate Solving ist immer das aktuell aufgenommene Foto.
Point Craft: Installation und Test
Um Plate Solving mit “Point Craft” zu machen, ist es äusserst sinnvoll die Plate-Solving-Software zunächst einmal stand alone d.h. ohne APT zu testen. Wie das geht habe ich in separaten Artikeln beschrieben:
Hier können wir auch gleich “Use EOS crop factor” (neu: “Use DSLR crop factor“) ankreuzen, das werden wir später benötigen.
Plate Solving mit PlateSolve2 (Near Solving)
Nachdem ein Foto aufgenommen wurde (oder ein älteres ausgewählt wurde), sieht man es in dem Hauptfenster als “Img Preview”.
Das Plate Solving wird gestartet im Reiter “Gear” durch klicken auf die Schaltfläche “Point Craft”.
Dort kann ich unter den Schaltflächen Auto, Solve und Blind auswählen. Um es mit PlateSolve2 zu machen, klicken wir auf die Schaltfläche “Solve+”, aber mit Shift-Click, damit wir noch die Größe des Gesichtsfeldes eingeben können.
Die Gesichtsfelder meiner Optiken sind verschieden:
Optik
Sensor
Gesichtsfeld
Bogenminuten
Olympus-50mm-Objektiv
APS-C-Sensor
26,4° x 17,7°
1584′ x 1062′
ED 80/600 mit Reducer (f=510mm)
APS-C-Sensor
2,6° x 1,8°
156′ x 108′
ED 80/600 mit Barlow (f=1200mm)
APS-C Sensor
1,3° x 0,9°
78′ x 52′
Die Gesichtsfeldgröße in Bogenminuten muss man sich also für die Beobachtungsnacht aufschreiben, um sie immer schnell eingeben zu können.
Bei meinen ersten Versuchen mit PlateSolve2 bekam ich immer einen Abbruch mit “Time Out”. Erst nachdem ich bei den Point Craft Settings “Use EOS crop factor” angetickert hatte, funktionierte das PlateSolve2 richtig.
Allerdings muss ich immer eine “Approx. RA” und “Approx. DEC” eingeben, was etwas Vorbereitung erfordert.
Diese ungefähren (approx.) Koordinaten für das Near Solving kann man sich ganz einfach über die APT-Objekt-Liste holen (Schaltfläche “Objects”). Man muss ggf. vorher die Objekt-Liste von APT um ein paar Sterne erweitern bzw. für das Goto vor dem Plate Solving immer nur die Sterne verwenden, die in der APT-Objektliste als Sterne vorhanden sind.
Nach dem erfolgreichen Plate Solving werden die “Plate solving Results” angezeigt und die oben genannten “Approx.” Werte werden damit überschrieben – was gut gemeint ist, man aber wissen muss…
APT –> Reiter “Gear” –> Schaltfläche “Point Craft” –> Dialogbox “Point Craft” –> Approx. RA & DEC –> Schaltfläche “Solve”
Das Platesolving mit “Near Solving” d.h. PlateSolve2 ist viel schneller als “Blind”.
Das Eingeben einer Approx. RA und Approx. DEC wird bei APT stark vereinfacht, denn man kann durch Klicken auf die Schaltfläche “Objects” ein in der Nähe liegendes Himmelsobjekt mit seinem Namen aus dem APT-Objektkatalog auswählen; die Koordinaten sind dort dann schon hinterlegt. Diesen APT-Objektkatalog kann man nach Bedarf auch um eigene spezielle Objekte erweitern…
Ich habe zum Thema “Platesolving” ein gutes Youtube-Video gefunden:
Using Astrophotography Tool – Plate Solving (Point Craft) von “AstroQuest1”
Platesolving mit “ASPS” AllSkyPlateSolver (Blind Solving)
Focal Length set in APT it must be correct within 5%
Check the ASPS Settings form – the following should be unticked:
Ignore FITS header telescope focal length
Ignore FITS header camera pixel size
Check the version of ASPS beeing used is v1.4.5.4 or above
xyz
Nachdem ein Foto aufgenommen wurde (oder ein älteres ausgewählt wurde), sieht man es in dem Hauptfenster als “Img Preview”.
Das Plate Solving wird gestartet im Reiter “Gear” durch klicken auf die Schaltfläche “Point Craft”.
Dort kann ich unter den Schaltflächen Auto, Solve und Blind auswählen. Um es mit AllSkyPlateSolver zu machen, klicken wir auf die Schaltfläche “Blind”. Wir müssen aber vorher die Größe des Sensors (Kameramodell) und die Objektivbrennweite angeben, damit das Blind Solving auch richtig funktioniert. Das machen wir unter dem Reiter “Tools” im Bereich “Object Calculator”. Die Angabe des Kameramodells definiert die Sensorgröße (bei mir: APS-C) und sollte beim “Camera -> Connect” automatisch übernommen werden. Bei der Brennweite kann man Profile für unterschiedliche Objektive hinterlegen.
Wir nehmen wieder das am 13.8.2017 mit dem Olympus f=50 aufgenommene Foto vom Ursa Major. Wir Klicken auf die Schaltfläche “Blind” und der Solving-Prozess läuft los dabei werden die Sekunden gezählt. nach 39 Sekunden ist das Bild erfolgreich “gesolved” und die Ergebnisse werden angezeigt.
Wenn man nun wissen möchte, was man da eigentlich im Gesichtsfeld hat (OK, die Koordinaten und eine Sternkarte würden es nach einigen Minuten Aufwand wohl sagen…), klickt man einfach auf die Schaltfläche “Show” und das vorher eingestellte Planetariumsprogramm zeigt einem den Bildausschnitt.
Das Planetariumsprogramm (hier: Cartes du Ciel) muss man starten bevor man APT aufruft, dann kann APT eine Verbindung zu Cartes du Ciel herstellen.
Wenn ich nun auf die Schaltfläche “Show” klicke, werden die Plate-Solving-Ergebnisse an mein Planetariumsprogramm (bei mir: Cartes du Ciel) als “Kamerafeld (CCD)” übertragen. Dort sieht man den Bildausschnitt wie folgt:
