Astronomie

Astro-Notizen

Astronomie: Nikolaus Kopernikus

dkracht

Gehört zu: Astronomie, Sonnensystem
Siehe auch: Johannes Kepler, Claudius Ptolemäus

Stand: 03.03.2023

Auf Nikolaus Kopernikus (1473-1543) wird das heliozentrische Weltbild zurückgeführt.

Schon bei den alten Griechen gab es einige, die die Sonne in den Mittelpunkt “der Welt” stellten; diese Auffassung konnte sich aber nicht durchsetzten. Besonders die Christliche Kirche wollte immer die Erde im Mittelpunkt sehen.

Das damals geltende Ptolemäische System mit seinen Epyzyklen ergab zwar rechnerisch zufriedenstellende Resultate, aber es wurde klar, dass es nicht den physikalischen Realitäten entsprach. Deshalb suchte Kopernikus nach einem Modell des Sonnensystems, dass sowohl rechnerisch als auch physikalisch zufriedenstellend war. Er stellte zwar die Sonne in den Mittelpunkt, blieb aber bei Kreisen als Bahnen für die Planeten. Dadurch waren die rechnerischen Voraussagen mit dem Kopernikanischen Modell kaum besser als beim traditionellen Ptolemäischen.

Ein Riesen-Problem beim heliozentrischen Weltbild waren die nicht zu sehenden Parallaxen der Fixsterne, die erst Bessel im Jahre 1837 messen konnte. Kopernikus musste deshalb die Fixsterne in seinem Modell auf extrem große Entfernungen setzen.

Das Modell des Kopernikus beruhte nicht auf Messungen und Beobachtungen (anders als später bei Kepler). Eine naturwissenschaftliche Denkweise, die auf Beobachtungen und Messungen basiert, war zu Kopernikus’ Zeiten noch nicht üblich. Erst mit Gallileo Gallilei (1564-1642) begann eine solche Wende. Die besonderen – eher philisophischen – Leistungen von Kopernikus sind also:

  • Entgegen dem Dogma der Kirche, die Sonne in den Mittelpunkt zu stellen
  • Entgegen den astronomischen Beobachtungsdaten einer anscheinend fehlenden Fixsternparallaxe die Erde auf eine Umlaufbahn zu setzen (und damit die Fixsterne in sehr weite Entfernungen)

Astronomie: Heizmanschette gegen Tau-Beschlag

dkracht

Gehört zu: Meine Astro-Geräte
Siehe auch: Astrofotografie

Stand: 10.05.2023

Heizmanschette gegen Tau-Beschlag

Um einen Tau-Beschlag eines Objektivs vorzubeugen, können wir eine Heizmanschette verwenden.

Heizmaschetten sind auch unter dem Begriff Dew Heater oder Heizband bekannt.

Ein Erlebnis mit Tau-Beschlag

Am 14.2.2023 war es sternklar in Handeloh und kein Nebel.

“Kein Nebel” hieß aber gleichzeitig: Tau.

Alles wurde sehr nass und auch die Linse beschlug dann im Laufe der Zeit.

Trotzdem konnte ich ein hübsches Pretty Picture gewinnen:

  • Objekt: Banard’s Loop
  • Objektiv: Sigma 24mm, f/4.0  mit Astromechanics Adapter & Motorfokussierer
  • Filter: Tri-Narrowband (H alpha, H beta, OIII)
  • Camera: ZWO ASI294MC Pro
  • Montierung: AZ GTi EQ
  • Geplante Belichtung: 120×30 sec
  • Fotos ohne Tau: 28 x 30 sec
  • Aufnahmesoftware: APT
  • Bildbearbeitung: Astro Pixel Processor

Heizmanschette gegen Tau-Beschlag: Wärme hilft

Die Heizmanschette erzeugt Wärme zur Verhinderung des Tau-Beschlags. Diese wird elektrisch erzeugt. Dafür ist eine Stromversorgung erforderlich.

  • USB mit 5 Volt oder 12 Volt ist sehr praktisch.
  • Wie lang ist das Kabel?
  • Welche Stecker sind an dem Kabel?
  • Hat man ein Steuergerät, was den Stromfluss bzw. die Temperatur regelt?

Geometrie einer Heizmanschette

Mein Kamera-Objektiv hat eine Durchmesser von 65mm; also einen Umfang von 204 mm.

Die Breite der Heizmanschette sollte kleiner als 50 mm sein.

Hersteller / Lieferanten von Heizmanschetten

Als Hersteller von Heizmanschetten sind bekannt:

  • AstroZap
  • AST Optics

Gekauft habe ich am 17.02.2023 bei Teleskop-Service: TSHDC25  TS Heizmanschette mit DCAnschluss L=25cm für Euro 49,90

Für die Suchmaschine: Heizmanschette gegen Tau-Beschlag. Speziell in Winternächten Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Speziell in Winternächten Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Speziell in Winternächten Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Speziell in Winternächten Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Speziell in Winternächten Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Heizmanschette gegen Tau-Beschlag. Speziell in Winternächten Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Speziell in Winternächten Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Speziell in Winternächten. Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Speziell in Winternächten Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Speziell in Winternächten Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Heizmanschette gegen Tau-Beschlag. Speziell in Winternächten Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Speziell in Winternächten Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Speziell in Winternächten Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Speziell in Winternächten Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Speziell in Winternächten Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Speziell in Winternächten Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Speziell in Winternächten Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Heizmanschette gegen Tau-Beschlag. Speziell in Winternächten Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Speziell in Winternächten Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Speziell in Winternächten Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Speziell in Winternächten Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette. Speziell in Winternächten Tau-Beschlag verhindern mit Heizmanschette

Astronomie: Elektronischer Canon-Adapter von AstroMechanics

dkracht

Gehört zu: Astrofotografie
Siehe auch: Foto-Objektive, Motorfokusierer, N.I.N.A., ASI294MC Pro

Stand: 19.11.2022

Link: https://www.youtube.com/watch?v=lHrfaR7A0L0

Elektronischer Canon-Adapter

Ich hatte mir für meine Namibiareise in 2022 ja vorgenommen, Weitwinkelaufnahmen mit meiner neuen Reisemontierung Skywatcher AZ GTi zu machen. Denn ich wollte mal etwas anderes machen, als was alle immer machen. Ausserdem sah es so aus, dass in Namibia kein Teleskop für mich frei sein würde.

Ich hatte mir schon ein Canon-Fotoobjektiv EF 50mm, 1:1.8 angeschafft (das “fantastic plastic”), aber ich musste feststellen, dass das manuelle Fokussieren damit eine sehr wackelige Angelegenheit war. Am Ende half ein Klebestreifen. Die Einstellung mit “MF” war sehr lose; die Einstellung “AF” schön fest. mit “AF” würde ein Motor-Fokusierer ja arbeiten…

Bestellung des Adapters AstroMechanics

Ich hatte aber schon vom “Lazy Geek” vom Balkon in Tokio gehört, dass es einen tollen Adapter für Canon-Fotoobjektive mit EF-Bajonett gäbe, der per USB vom Computer aus Fokus und Blende des Objektivs verstellen kann. Das Teil wird von der russischen Firma AstroMechanics hergestellt und verhält sich letztlich wie ein Motorfokusierer, der über ASCOM und z.B. N.I.N.A. gesteuert wird. Ausserdem kann man die Blende ohne einen Canon-Body mitzunehmen einstellen.

Obwohl dieses Teil von AstroMechanics (Adapter für APS-C M42x0.75) recht teuer ist (230 USD und mehr), wollte ich die Bequemlichkeit (Lazy Geek) doch geniessen und den Adapter bei AstroMechanics bestellen.  Leider konnten die kriegsbedingt nicht liefern. Auch eine Firma aus Finnland (Astro Art) und eine aus Australien (Sidereal Trading) konnte nicht helfen. Schließlich wurde ich bei der japanischen Firma ElectricSheep fündig, die auch der “Lazy Geek”  genannt hatte. Electric Sheep hatte den Adapter auf Lager und wollte auch nach Deutschland liefern; allerdings auf dem Seewege, was ca. zwei Monate dauern sollte. Ich habe dann am 16.4.2022 bei Electric Sheep bestellt und per PayPal (282,44 EUR) bezahlt.

Am 19.4.2022 ging die Sendung in KAWASAKI HIGASHI per Schiff auf die Reise.

Nach langer Wartezeit sah ich in der DHL-Sendungsverfolgung, dass das Teil am 21.6.2022 beim Flughafen Radefeld Leipzig angekommen war. Dort lag es 3 Wochen lang und nichts tat sich im DHL Tracking. Schließlich kam das Teil am 9. Juli 2022 bei mir in Hamburg per DHL an. Ich musste dabei noch Eur 45,82 Zoll und Eur 6,00 Auslagenpauschale bezahlen, denn das Hauptzollamt Dresden hatte noch Zeit und Mühe für einen amtlichen Bescheid aufgewendet.

Was leistet der AstroMechanics-Adapter?

Der AstroMechanics-Adapter kann vorne Canon-Objektive mit Canon-EF-Bajonett aufnehmen und hat hinten ein M42x0.75-Gewinde. Damit passt er genau an meine Kamera, die ASI294MC Pro.

Zunächst musste ich eine Stand-Alone-Software “CanonEF Desktop Control.zip” und einen ASCOM-Treiber “ASCOM Driver.zip” herunterladen von:

Mit der Stand-Alone-Software kann ich Fokus und Blende eines Canon-EF-Objektivs (muss AF haben) per Computer verstellen.

Mit dem ASCOM-Treiber funktioniert das Teil wie ein Motor-Fokussierer z.B. mit N.I.N.A., SharpCap oder…
Ich stelle das Foto-Objektiv dann von “MF” auf “AF” und brauche den Klebestreifen nicht mehr.

Ausserdem kann ich hinten in den Adapter einen einzelnen 2-Zoll-Filter einschrauben: Z.B. Astronomik L2 UV-IR Block.

Die zuvor am 5.11.2021 bei Teleskop-Service erworbene Filterschublade ZWO-FD-M42 brauche ich dann nur noch bei meinem “großen” Teleskop ED80/600 und nicht mehr bei Canon-Objektiven. Allerdings brauche ich dann zusätzlich einen Canon-Adapter auf M48 für meinen Flattener-Reducer.

Autofokus

Das Teil ist dann ein echter Motor-Fokussierer und kann damit für Auto-Fokussing z.B. mit N.I.N.A. eingesetzt werden.

Patriot Astro: https://youtu.be/lHrfaR7A0L0

Probleme und Lösungen

Die Blende lässt sich nicht über den ASCOM-Treiber einstellen, sondern nur mit der Stand-Alone-Software “CanonEF Desktop Control”.

Das Canon-Objektiv muss sauber in das Bajonet des Adapters eingesetzt werden, sodass die Kontakte schön zusammen passen.

 

 

Astronomie: N.I.N.A. Advanced Sequencer

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Gehört zu: N.I.N.A.
Siehe auch: APT, SGP, Platesolving mit N.I.N.A.

Stand: 19.7.2022

Der Advanced Sequencer

Seit N.I.N.A’s Version 2.00 gibt es den “Advanced Sequencer”, der den “Simple Sequencer” ablösen soll.

Eine “Sequence” besteht aus sog. “Instructions”.

Solche Instructions sind einzelne Befehle an das angeschlossene Astro-Equipment, wie beispielsweise:

  • Start Guiding
  • Cool Camera
  • Go to Target
  • Take an Exposure
  • Do Autofocus
  • Do Plate Solving
  • Center on Target
  • Change Filter
  • Do Dithering
  • …

Die Instructions einer Sequence werden gruppiert in einen Startbereich, einen Target-Bereich und einen Endbereich.

Außerdem kann man mehrere Instructions auch zu einem “Instruction Set” zusammenfassen. So ein “Instruction Set” kann wiederholt durchlaufen werden (mit einer Loop Condition) oder auch nur bedingt angestoßen werden (durch einen sog. Trigger).

Die Beschreibung einer bestimmten Sequence durch detaillierte Instruktionen kann sehr umfangreich werden. Deshalb arbeitet N.I.N.A. mit sog. “Templates” (Vorlagen) für typische Sequences, bei denen dann nur noch wenige Details angepasst werden müssen.

Häufig wird ein und die selbe Sequence eigentlich unverändert auf verschiedene Zielobjekte angewendet. Solche Zielobjekte heissen bei N.I.N.A. “Targets” und haben ausser ihrem Namen eigentlich nur spezifische Koordinaten für den Bildmittelpunkt und einen spezifischen Rotationswinkel. Solche Targets können in N.I.N.A. separat abgespeichert werden und später in eine fertige Sequenz eingefügt werden (per Drag and Drop).

Voraussetzungen für den Advanced Sequencer

Das Teleskop (der ASCOM-Treiber des Teleskops) muss fehlerfrei verbunden sein mit N.I.N.A. Dazu müssen die geografischen Koordinaten des Beobachtungsorts in N.I.N.A. und die im Teleskop-ASCOM-Treiber übereinstimmen. N.I.N.A. kann das “synchronisieren”, was aber nicht immer funktioniert.

Wenn ich die Himmelskoordinaten eines Beobachtungszieles aus meiner Planatariumssoftware übernehmen will, muss diese auch gestartet sein und ich kann dann dort ein Ziel selektieren – sinnvoll ist dabei, dass Datum und Uhrzeit in der Planetariumssoftware richtig eingestellt sind.

In N.I.N.A. sollte das Platesolving richtig eingestellt sein und bei einem Test auch funktionieren.

Erstellen von Targets

Ein “Target” in N.I.N.A. ist ja soetwas wie ein geplanter Bildausschnitt – also bestimmt durch die Koordinaten des Bildmittelpunkts und den Rotationswinkel (bei gegebenem Field of View).

So ein Target kann ich aus dem zugeordneten Planetariumsprogramm in N.I.N.A. übernehmen. In der N.I.N.A.-Version 2.00 wird dabei auch der Rotationswinkel für das Target übernommen. Im Framing-Assistenten kann man sein Target noch verfeinern.

Statt mit zugeordneten Planetariumsprogramm kann man in N.I.N.A. auch direkt den SkyAtlas verwenden und dann mit dem Framing-Assistenten die Feinarbeit machen.

Vom Framing-Assistenten aus kann man dann das Target abspeichern indem man unten auf die Schaltfläche “Add Target to Sequence” klickt. Man kann dann auswählen, ob man den “Simple Sequencer” oder den “Sequencer” (das ist der neue, der “advanced” sequencer) nehmen will.

Targets kann man also im Vorhinein zur Planung erstellen.

Erstellen von Sequences (aus Templates)

Sequences baut man in N.I.N.A. um den Ablauf am Foto-Abend Schritt für Schritt festzulegen.

Da solche Sequences recht länglich werden können und auch immer wieder Gleiches enthalten, verwendet man dafür meistens vorgefertigte Templates.

So eine Sequence kann man dann starten und damit geht dann am Sternenhimmel der automatisierte Ablauf los.

Einbauen von Targets in Sequences

Gleich beim Speichern eines Targets im Framing-Assistenten kann man “Speichern als Sequenz” wählen. Dann fragt der (advanced) Sequencer auch gleich, welches Template man für dieses Target verwenden möchte.

Man kann das auch alles später im Sequencer machen, wenn man vorher gespeicherte Targets verwenden möchte.

Tutorials

YouTube Videos von Philipp Keltenich:

https://www.youtube.com/watch?v=UMKB8sY8v1U

 

 

 

 

Astronomie: Plate Solving mit N.I.N.A.

dkracht

Gehört zu: Plate Solving
Siehe auch: N.I.N.A., Polar Alignment mit N.I.N.A., N.I.N.A. Advanced Sequencer
Benutzt: Fotos aus Google Drive

Stand: 28.12.2024

Plate Solving mit N.I.N.A.

N.I.N.A. setzt zum Plate Solving externe Plate-Solving-Software ein. Welche externe Software das sein soll lege ich in den N.I.N.A.-Einstellungen unter “Options -> Plate Solving” fest. Dabei unterscheidet N.I.N.A. zwischen “Plate Solver” und “Blind Solver”.

Da ich in der Vergangenheit sehr gute Erfahrungen mit All Sky Plate Solver gemacht habe, stelle ich den auch in N.I.N.A. ein.

Für den Gebrauch mit N.I.N.A. wird allerdings der Plate Solver ASTAP wärmstens empfohlen. ASTAP werde ich testen und dann später ggf. auf ASTAP umstellen.

Wie bei fast allen astronomischen Unternehmungen ist es auch hier sinnvoll, vor der eigentlichen Beobachtungsnacht, so viel wie möglich vorher am Tage im Wohnzimmer auszuprobieren. Sonst kann es passieren, dass man später bei Dunkelheit, Kälte und Zeitdruck vor Problemen steht, die man viel einfacher früher hätte lösen können.

Testen des Plate Solving unter N.I.N.A.

Vorbereitungen für das Plate Solving mit ASTAP

Zunächst muss die Software “ASTAP” normal installiert werden.

Dann benötigt ASTAP noch einen Sternktalog. Ich installiere den Sternenkatalog D50 (einmalig).

Ich probiere dann zunächst den Platesolver ASTAP ohne N.I.N.A. aus.

Wenn das funktioniert hat, stelle ich ASTAP als Plate Solver in N.I.N.A. ein.

Vorbereitungen für das Plate Solving mit All Sky Plate Solver

Zunächst muss die Software “All Sky Plate Solver” (ASPS) normal installiert werden.

Der ASPS benötigt dann noch sog. Index-Dateien. Welche da erforderlich sind, richtet sich nach der Größe des Field of View (FoV). Das FoV ermittelt ASPS aus  Brennweite der Optik und der Sensor-Größe. Anschießend lädt ASPS die erforderlichen Index-Dateien herunter (einmalig) .

Ich probiere dann zunächst den Platesolver ASPS ohne N.I.N.A. aus.

Wenn das funktioniert hat, stelle ich ASPS als Plate Solver in N.I.N.A. ein.

Einstellungen in N.I.N.A. für Plate Solving

Die beiden externen Plate Solver für “Blind” und “Near” werden bei N.I.N.A. eingestellt unter: Options -> Plate Solving.
Wichtig für das Plate Solving sind auch die Einstellungen für

  • “Pixel Size”   ( stelle ich in N.I.N.A. ein unter: Options -> Equipment -> Camera )
  • “Focal Length” (stelle ich in N.I.N.A. ein bei: Options -> Equipment -> Telescope )

Mein Workflow zum Testen

Zum Plate Solving machen wir ein Astro-Foto  und dann ein “Near Solving” mit dem in N.I.N.A. eingestellten Plate Solver.

N.I.N.A. nimmt als Ausgangspunkt zum Near Solving die Zielkoordinaten des letzten Slew (Goto)

Wir brauchen also eine Kamera für ein fiktives Astro-Foto und eine Montierung für einen fiktiven Slew zum Ausgangspunkt.

1. Fiktiver Slew (Goto)

N.I.N.A. nimmt als Ausgangspunkt zum Near Solving die Zielkoordinaten des letzten Slew (Goto). Um solche Zielkoordinaten für einen fiktiven Slew einzugeben, gibt es in N.I.N.A. mehrere Möglichkeiten.

Am einfachsten (für mich) ist: N.I.N.A. -> Equipment -> Mount -> Simulator -> verbinden.
Dann unter “Manual  Coordinates” Target R.A. und Target Dec eingeben und auf “Slew” klicken (geht natürlich nur, wenn das (fiktive) Teleskop nicht auf “Park” steht).

Es geht aber auch über den N.I.N.A. Framing Assistent: Dort geben wir die Ziel-Koordinaten auch mit der Hand ein und müssen dann aber erst “Load Image” drücken, sonst geht es nicht weiter. Wenn das Bild da ist, erscheinen unten auch die Schaltflächen “Slew and center” und “Add target to sequence”.

Wir drücken auf den kleinen Pfeil rechts in “Slew and center” und wählen im Drop down aus: “Slew” (keinesfalls: Slew, center, and rotate).

So wäre jetzt die Montierung mit dem Teleskop auf die Zielkoordinaten gefahren und ein späterer “Near Plate Solve” würde diese als Ausgangspunkt nehmen.

2. Ein Testfoto machen

Als Ausgangsmaterial benötigt ein Platesolving eine “Plate”, also ein echtes Astrofoto.

Wir suchen in unserem Archiv also ein Astro-Foto, bei dem die Aufnahmedaten Brennweite und Sensorgröße bekannt sind.

Nun stellen wir in N.I.N.A. eine fiktive Kamera ein, die dieses Astrofoto als Bild abliefern soll.

Dazu gehen wir in N.I.N.A. auf Equipment -> Camera -> N.I.N.A. File Camera -> Folder to watch: xyz  -> Connect

Um das eine Testfoto zu machen, gehe ich jetzt in N.I.N.A. auf “Imaging”. In der Mitte sollte jetzt eine große leere Kachel “Image” zu sehen sein, in der das jeweils zuletzt aufgenommene Foto zu sehen sein sollte – also im Moment: nichts.

In der kleinen Unterkachel “Mount” könnte ich kontrollieren, ob meine Ziel-Koordinaten richtig angezeigt. werden (roter Pfeil). In der kleinen Unterkachel “Imaging” könnte ich auf den Auslöser zum Erstellen eines neuen Fotos klicken (blauer Pfeil).

Nach dem Auslösen schnell das ausgesuchte Testfoto in den “Folder to watch” schieben. Das simuliert eine manuelle Kamera.

3. Testen Plate Solving

Nachdem die N.I.N.A. File Camera unser Testfoto als aufgenommenes Foto anzeigt, können wir das Plate Solving starten.

Normalerweise macht man zuerst ein neues Astro-Foto (mit Imaging) und wird danach im Fenster (Pane) “Image” oben rechts auf “Platesolve current Image” klicken (gelber Pfeil).

Abbildung 3: Testen N.I.N.A. Platesolving (Google Drive: NINA_Platesolving_Test_3.jpg)

Eine zweite Möglichkeit zum Platesolving ist das Extra-Fenster (Pane) namens “Plate Solving”. Dort kann man unten auf die Schaltfläche “Play” klicken, dann macht N.I.N.A. gleich ein “Capture image and plate solve”.

Plate Solving im Einsatz

Nun schalten wir die Montierung draussen auf der Terrasse ein – in der richtigen Home-Position. Dann verbinden wir die “echte” Kamera und die “echte” Montierung mit N.I.N.A. und fahren auf ein bekanntes Ziel in der Nähe des Nördlichen Himmelspols z.B. Kochab (Alpha UMi). Da machen wir ein Foto und dann Platesolving & SYNC. Damit haben wir einen ersten “Alignment-Punkt” im Pointing Modell.

Wenn wir nun für weitere Ziele “Slew and Center” einsetzen wollen, sollten wir die erforderliche Toleranz für das “Center” nicht zu klein wählen (gelber Pfeil).

Abbildung 4: NINA Platesolving Pointing Tolerance (Google Drive: NINA_Platesolving_Test_4.jpg)

Nach dem Platesolving

Sehr häufig will man nach dem Plate Solving sofort ein SYNC machen. Nur mit der zweiten Methode ( Extra-Fenster namens “Plate Solving”) kann man einstellen, ob man nach dem Plate Solving gleich ein SYNC machen will.
Ein SYNC macht N.I.N.A. aber nur, wenn ein Teleskop verbunden ist und das Tracking eingestellt ist.
Kontrollieren kann man, ob der verwendete ASCOM-Treiber EQMOD auch wirklich SYNC-Points gespeichert hat unter Setup im Kasten “Alignment/Sync” (falls “Append on Sync” eingestellt war).

Kontrollieren sollte man vorher die für Platesolving relevanten Einstellungen:

  • Name des externen Platesolvers (unter Options -> Plate Solving)
  • Focal Length der Optik mit der das Bild aufgenommen wurde (unter Options -> Equipment -> Telescope)

Wir können das Platesolving unter N.I.N.A. auch am Tage (ohne einen Sternenhimmel) testen, wenn wir ein altes Astro-Foto nehmen und in N.I.N.A. als Kamera einstellen: “N.I.N.A. Simulator Camera” und dabei einstellen “Image” und “Debayer Off”.

Abbildung 1: Plate Solving with SYNC in N.I.N.A. (Google Drive: NINA_Platesolving_and_SYNC.jpg)

Auf obigen Bild sieht man die Schritte:

  • Man öffnet das Platesolving in einem Extra-Fenster (obere Leiste rechts).
  • In diesem Extra-Fenster kann man einige Einstellungen für das Platesolving vornehmen.
  • In diesem Extra-Fenster kann man dann das Platesolving starten (Schaltfläche mit dem Dreieck).
  • N.I.N.A. macht dann ein neues Foto, platesolved dieses und macht danach ein SYNC auf die Montierung.

Fehlermöglichkeiten

  1. Als Platesolver ist in N.I.N.A. eingestellt “All Sky Plate Solver” und der All Sky Plate Solver ist noch offen. Dann sagt N.I.N.A. sofort “Error plate solve failed”
  2. Zum Platesolving benötigt N.I.N.A. ein Teleskop, weil es die Abweichung der Teleskop-Position von der im Platesolving ermittelten Position feststellen will. Es reicht ein Teleskop-Simulator wobei das Teleskop auf “Tracking” stehen sollte (Tracking Rate = Siderial).
  3. Im Pane “Plate Solving” sollte man Sync=ON einstellen, sonst übergibt NINA keine Sync-Anforderung an den ASCOM-Treiber der Montierung.
  4. Es ist wichtig, die richtige Brennweite im All Sky Plate Solver einzugestellen. Falls die falsch ist, braucht N.I.N.A. lange Zeit bis es schließlich “Error Plate solve failed” sagt
  5. Wenn das Image Capture für ein Platesolving unmittelbar nach einem “Slew” (Goto) statt findet, sollte die Settle Time (after Slew) groß genug eingestellt sein, sonst könnte es Strichspuren geben.

Wofür verwendet N.I.N.A. die Plate Solving Funktion?

  • Center Target & Rotationswinkel
  • Meridian Flip
  • Polar Alignment
  • Laden eines vorhandenen Fotos in den Framing-Assistenten

Wann verwendet N.I.N.A. Plate Solving nicht?

  • Bei einer Sequence mit “Slew to target” aber ohne “Center target”

Wann macht N.I.N.A. kein SYNC?

  • Bei der Funktion “Platesolve current image” im Imaging-Tab

Astronomie: Polar Alignment mit N.I.N.A.

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Gehört zu: Polar Alignment
Siehe auch: N.I.N.A., Polar Alignment mit SharpCap, Plate Solving mit N.I.N.A
Benutzt: Fotos aus Google Drive

Stand: 18.07.2024

Polar Alignment mit N.I.N.A.

Ab der offiziellen Version 2.00 hat N.I.N.A. ein Plugin-System und eines der ersten Plugins ist das sog. “Three Point Polar Alignement”.

Nach der Installation dieses Plugins erscheint es in N.I.N.A. u.a. als neuer Tab “Three Point Polar Alignment” im Image-Fenster unter “Imaging”.

Diese Methode des Polar Alignment hat für mich wichtige Vorteile:

  • Es erfordert kein Guiding Scope und keine Guiding Kamera (im Gegensatz zu SharpCap). Funktioniert also beispielsweise mit der “Haupt-Optik” eines einfachen Star Trackers oder meiner einfachen Reisemontierung AZ-GTi.
  • Es ist kostenlos (im Gegensatz zu SharpCap Pro)
  • Es funktioniert auch ohne freien Blick auf den Himmelspol

Prinzipielle Arbeitsweise

N.I.N.A. macht drei Fotos (“Messpunkte”), beginnend an einem Startpunkt (= 1. Messpunkt) und schwenkt von diesem in Rektaszension nach Osten oder Westen um einen bestimmten Betrag zum zweiten und dann zum dritten Messpunkt.
Immer wenn ein Foto erfolgreich ge-platesolved wurde, schwenkt N.I.N.A. auf die nächste Foto-Position.
Aus den drei angefahrenen Positionen und den per Platesolving ermittelten “echten” Positionen ermittelt N.I.N.A. dann die Abweichung der Montierung vom Himmelspol (das ist wohl die Methode “Star Offset”).

Nun soll man die Polausrichtung der Montierung entsprechend manuell korrigieren. Zur Hilfestellung geht N.I.N.A. in eine Schleife und macht laufend Fotos, Plave Solving und erneute Berechnung der aktuellen Pol-Abweichung (das dauert immer ein bisschen).

Arbeitsschritte in N.I.N.A.

Vorbereitung

  • Fokussieren auf die Sterne (z.B. mit SharpCap)
  • Kamera verbinden mit N.I.N.A
  • Teleskop/Montierung verbinden mit N.I.N.A.
  • Ersten Messpunkt manuell anfahren (knapp über den gegenüberliegenden Dächern:  Altitude=40°, Azimuth=30°)
  • Platesolving in N.I.N.A. testen
  • In N.I.N.A. das “Imaging” aufrufen (linke Leiste)

N.I.N.A. Plugin Three Point Polar Alignment

Wenn wir im Imaging das neue Tab “Three Point Polar Alignment” öffnen, haben wir oben zunächst einige Einstellungen:

  • Manual: Off (On)
  • Start from Current Position: On / Off   (oder man gibt die Start-Koordinaten explizit an). Dies ist der erste Messpunkt.
  • Measure Point Distance: 10. Hier geben wir in Grad an, wieweit sich das Teleskop von einem Messpunkt zum nächsten bewegen soll
    Da insgesamt drei Messpunkte benötigt werden, bewegt sich das Teleskop insgesamt zweimal um diesen Betrag.
  • Direction: East / West (das Teleskop bewegt sich dann zweimal um 10° in Reaktaszension nach rechts)

Bevor wir nun das Ganze starten (Play Button), stellen wir das Teleskop auf den gewünschten Startpunkt (s.o.).

Abbildung 1: Beispiel eines Three Point Polar Alignments mit N.I.N.A. und der AZ-GTi  (Google Drive: NINA-PolarAlignment.jpg)

Schriftfarbe

Die Ergebnisse zur Korrektur (“Error Color”) werden in besonders großer Schrift angezeigt, damit man sie von Weitem gut lesen kann.
Leider sind die Farben teilweise so, dass ich kaum etwas erkennen kann. Diese Farben kann man speziell für dieses Plugin besser einstellen. Dazu gehe ich auf die Plugin-Seite…

Abbildung 2: Schriftfarbe (Google Drive: NINA-PolarAlignment-2.jpg)

Physik: Ebbe und Flut

dkracht

Gehört zu: Unsere Erde, Sonnensystem
Siehe auch: Gravitation, Mond
Benutzt: SVG-Grafik aus GitHub, Excel Sheet aus Google Drive

Stand: 19.10.2023

Ebbe und Flut im System Erde-Mond

Wie auf jeden ausgedehnten Körper in einem inhomogenen Gravitationsfeld, wirkt auch auf die Erde durch das Gravitationsfeld des Mondes (und der Sonne) eine Gezeitenkraft.

Einfluss des Gravitationsfeldes

Als erste grobe Abschätzung betrachten wir zwei Punkte auf der als kugelförmig angenommenen Erde: mondzugewandt (378029 km) und mondabgewandt (390771 km) und vernachlässigen die Gravitationsfelder anderer Körper wie Sonne, Jupiter etc.

Abbildung 1: Gezeitenkraft im System Erde-Mond (Github: EbbeUndFlut.svg)
EbbeUndFlut.svg
Das Geheimnis, warum zwei Flutberge entstehen, ist gar kein Geheimnis. Die differentielle Gravitation macht auf beiden Seiten eine (fast) gleiche Beschleunigung von 0,11 10-5 m/s2.

Die Beschleunigung (a) durch die Anziehungskraft des Mondes in unterschiedlichen Entfernungen (r) vom Mond kann man ja leicht berechnen, wenn man die Masse des Mondes (M) sowie die Gravitationskonstante (G) hat:

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

Tabelle 1: Berechnung der Gravitationsbeschleunigung (Google Drive: 20231019_Gravitation.xlsx)

Die resultierende Gravitationsbeschleunigung (Kraft) auf den dem mondzugewandten Punkt ist also: (3,43 – 3,32) 10-5 m/s2 =  0,11 10-5 m/s2
Die resultierende Gravitationsbeschleunigung (Kraft) auf den vom mondabgewandten Punkt ist also: (3,21 – 3,32) 10-5 m/s2 = -0,11 10-5 m/s2
Wir sehen also, wie Gezeitenkräfte (inhomogenes Gravitationsfeld) ausgedehnte Körper in die Länge ziehen.

In der Astronomie kennt man diesen Effekt schon lange z.B. darf ein Mond nicht näher als die sog. Roche-Grenze an einen Planeten kommen, sonst wird er durch die Gezeitenkräfte auseinandergerissen.  Auch kennnt man das bei bestimmten Jupitermonden und Saturnmonden, die durch die Gezeitenkräfte ihres Planeten im Inneren “durchwalkt” werden, wodurch Reibungshitze entsteht. Auch die sog. “Spagettifizierung” von Objekten nahe eines Schwarzen Loches ist ein populäres Beispiel für die Gezeitenkraft. Die Spagettifizierung ist ein theoretischer Effekt, der aber noch nicht praktisch beobachtet wurde.

Einfluss der Zentrifugalkraft

Die Größe der Zentrifugalkraft in einem rotierenden System hängt vom Abstand (r) vom Drehpunkt ab:

\( F_{Zf} = m \cdot \omega^2 \cdot r \\\)

Der Drehpunkt dieser Bewegung ist zweifellos der Schwerpunkt des Systems Erde-Mond. Was dreht sich denn nun um diesen Drehpunkt?

Offensichtlich ist es die Erde mit ihrem der Erdmittelpunkt, der eine Kreisbahn um diesen Drehpunkt beschreibt. Da der Abstand Erdmittelpunkt-Drehpunkt gleich bleibt, bleibt auch die aus dieser Bewegung resultierende Zentrifugalkraft von der Größe her konstant. Jeder Punkt auf der Erde beschreibt eine verschobene deckungsgleiche Kreisbahn, die also an jedem Ort identisch ist. Damit hat diese Drehbewegung keinen Einfluss auf die Gezeiten: https://www.weltderphysik.de/gebiet/erde/atmosphaere/meere/gezeiten/

 

Astronomie: Skywatcher AZ-GTi Reisemontierung

dkracht

Gehört zu: Montierungen
Siehe auch: Reisemontierungen, ASCOM, EQMOD, Mobile Stromversorgung, SynScan
Benutzt:  Fotos von Google Drive

Stand: 13.02.2025

Reisemontierung: Skywatcher AZ-GTi

Im April 2022 hatte ich die Idee, in diesem Jahr in Namibia mal etwas ganz anderes zu machen: Weitwinkel-Fotos (Wide field).

Also wollte ich mein Canon Fotoobjektiv Sigma 24mm dafür benutzen. Einen Adapter für meine Astrokamera ZWO ASI294MC Pro hatte ich ja schon.

Die Planung solcher Weitwinkel-Aufnahmen konnte ich mit Stellarium machen und habe sie schon mal hier aufgeschrieben.

Zur Nachführung wollte ich meinen ebenfalls schon vorhandenen Star Adventurer einsetzen. Ein Test bei mir auf der Terrasse in Hamburg zeigte aber Schwächen in der Nachführung und macht mir auch klar, dass zum Ansteuern der geplanten Bildmitten viel manuelles Gefummel notwendig sein würde. Kurz und gut: Ich entschloss mich, auf eine kleine Goto-Montierung aufzurüsten. Es wurde dann die Montierung Skywatcher AZ-GTi (für Eur 329,– Listenpreis bei Teleskop Service), die ich im EQ-Modus benutzen wollte.

Für mich relevante Eigenschaften

  • Motorisch in zwei Achsen (“Goto”)
  • EQ-Modus mit zusätzlicher Wedge und Firmware-Update
  • Passt auf vorhandene Star Adventurer Wedge (aber eine M8-Schraube austauschen!)
  • Nachführung über Zahnkränze mit 144 Zähnen; also mit einer Worm Period von 86164/144 = 598,36 Sekunden (ca. 10 Minuten)
  • Stromversorgung: 12 Volt (Batterien oder extern)
  • Gewicht: 1300 g
  • Steuerung über WiFi (Windows oder Android App “SynScan Pro”) – oder EQDirect-Kabel
  • ASCOM möglich
  • Tragkraft: 5 kg
  • Gegengewichtsstange: fehlt (M12 Aussengewinde erforderlich)
  • Gegengewicht: fehlt  (nehme das von meinem Star Adventurer)

Abbildung 1: Meine Skywatcher AZ-GTi in EQ Mode (Google Drive: 20220417.jpg)

Das obige Bild zeigt meinen gesamten Aufbau. Nicht alles wollte der Lieferant der AZ-GTi (Teleskop-Service) mit liefern. Mit etwas Probieren und Suchen in Astro-Foren hatte ich die Teile zusammen:

  • Stativ: Sirui ET-1204  (vorhanden)
  • EQ Wedge: Skywatcher Star Adventurer Wedge   (vorhanden)
    • Zum Austauschen an der Wedge: Schraube M8 x 40 mm (Baumarkt)
  • Montierung: Skywatcher AZ-GTi  (von Teleskop Service)
    • AZ GTi Firmware: AZ-GTi Mount, Right Arm, AZ/EQ Dual Mode, Version 3.37 (Download aus Internet)
    • AZ GTi Firmware Loader (Download aus Internet)
    • SynScanPro für Windows  (Download aus Internet)
    • ASCOM für SynScanPro   (Download aus Internet)
    • Schlossschraube M12 x 200mm mit Gegengewicht vom Star Adventurer (Baumarkt)
  • Halterung “Holderring”  für ZWO-Kamera  (vorhanden: Teleskop-Service ASIHOLDERRING78)
  • ZWO Kamera ASI294MC Pro  (vorhanden)
  • Filterschublade für Canon-Bajonett und M42 (vorhanden: Teleskop Service ZWO-FD-EOS)
  • Filter: UV- und IR-Cut  (vorhanden)
  • Fotoobjektiv Sigma 24mm   (vorhanden)
  • Sucherschuh mit flacher Auflage (vorhanden)

Anschalten der AZ-GTi

Zum Anschalten gibt es einen kleinen roten Wipp-Schalter an der Unterseite der AZ-GTi. Wenn man den anschaltet, blinkt daneben eine kleine LED (und es sollte sich das WLAN der AZ-GTi anschalten).

Das setzt allerdings voraus, dass das Gerät mit Strom versorgt ist.
Mit einem Steckernetzteil 3.0 A hat das funktioniert – soll heißen, mit dem EQMOD-Kabel (s.u.) kam eine Verbindung zur EQASCOM-Toolbox auf meinem  Windows-Laptop zustande.
Wie wird das mit meiner mobilen Stromversorgung, dem Celestron Powertank LiFePO4, gehen?
Der Powertank geht auch – wenn man zweimal auf die Taste “Power/Status” drückt.

Das WLAN der AZ-GTi

Standardmäßig macht die AZ-GTi einen eigenen WLAN-Access-Point auf (SSID: SynScan_xxxx)  und man muss also aufpassen, dass der Astro-Computer mit diesem WLAN verbunden ist.  Das ging bei mir durchaus gut, aber dann war ich eben nicht in meinem häuslichen WLAN, das die FritzBox aufspannt, verbunden. Man hätte am AZ-GTi ein paar Einstellungen vornehmen müssen, damit das Teil sich in mein vorhandenes häuslichen WLAN einwählt.

Das WLAN der AZ-GTi schaltet sich automatisch ein, wenn der Strom angeschaltet wird. Innerhalb von 15 Minuten muss man dann die Verbindung aufbauen, sonst schaltet sich das WLAN wieder aus.

EQDirect-Kabel für die AZ-GTi

Im Mai 2022 hatte ich mir doch noch ein EQDirect-Kabel für die Montierung AZ-GTi gegönnt.

Gekauft habe ich das Kabel im Internet bei der Niederländischen Firma Robotics für Euro 25 plus Shipping Euro 11. Mein vorhandenes EQDirect-Kabel für die Skywatcher HEQ5 Pro passte nicht, weil da ein anderer Stecker (RJ45) dran war.

Das neue EQDirect-Kabel passt wunderbar. Es wird bei der Montierung AZ-GTi in die Buchse “Handbox” (RJ11) gestöpselt und das USB-Ende (wo wohl der Seriell-USB-Wandler integriert ist) kommt an den Windows-Computer, wo ein COM-Port simuliert wird.

Der Vorteil für mich: Keine Fummelei mit einem WLAN mehr und einfach eine ASCOM-Verbindung zu meinem Windows-Computer (EQMOD). Dann kann ich über ASCOM meine altvertraute Software, wie SharpCap, Cartes du Ciel, APT, N.I.N.A. etc, benutzen.

Steuerung der AZ-GTi über Computer

Die Steuerung der Montierung kann mit der vom Hersteller mitgelieferten Software “SynScan” erfolgen.

Aussderdem gibt es einen ASCOM-Treiber vom Hersteller, der allerdings auf SynScan aufstezt.

Mit dem EQDirect-Kabel kann man “normal” mit EQMOD arbeiten.

Man kann so also mit seiner bekannter Software wie EQMOD, SharpCap, N.I.N.A., etc. arbeiten.

Astronomie: Spektralklassen

dkracht

Gehört zu: Astronomie
Siehe auch: Plancksches Strahlungsgesetz, Hertzsprung-Russel-Diagramm

Stand: 08.04.2022

Eine traditionelle Zustandsgröße von Sternen ist die sog. Spektralklasse. Bei der genauen Zuordnung einer Spektralklasse spielen auch die Linien im Spektrum eine Rolle. Die althergebrachten Bezeichnungen der Spektralklassen sind: O, B, A, F, G, K, M (mit dem Merksatz: Oh be a fine girl kiss me).

Spektralklasse Temperatur Farbe
O 30000-50000 K blau, weiß
B 15000-25000 K bläulich, weiß
A 8000-12000 K weiß
F 6000-8000 K gelb, weiß
G 5000-6000 K gelb
K 4000 K gelb, rötlich
M 3500 K rot

Mit Temperatur ist hier die Oberflächentemperatur gemeint.

Diese Spektralklassen bilden eine Achse im berühmten Hertzsprung-Russel-Diagramm.

 

Astronomie: Hertzsprung-Russel-Diagramm

dkracht

Gehört zu: Astrophysik
Siehe auch: Spektralklassen, Helligkeit, Kernfusion
Benutzt: Fotos aus Google Drive

Stand: 13.04.2022

Links

Das Hertzsprung-Russel-Diagramm

Ein Hertzsprung-Russel-Diagramm, abgekürzt: HRD, ist benannt nach:

  • Einar Hertzsprung (1873-1967)
  • Henry Noris Russel (1877-1957)

Es ist ein Diagramm, bei dem für jeden Stern einer definierten Menge ein Punkt gemäß zweier Zustandsgrößen des Sterns und den Achsen des Diagramms eingezeichnet wird.

In dem Diagramm ist auf der horizontalen Achse die Spektralklasse (Farb-Index) bzw. Temperatur abgetragen und auf der vertikalen Achse die absolute Helligkeit bzw. Leuchtkraft. Deshalb wird ein HRD auch manchmal als Farben-Helligkeits-Diagramm bezeichnet.

Mit der Leuchtkraft von Sternen ist die Energieabgabe pro Zeiteinheit, also der Strahlungsfluss Φ gemeint. Im HRD wird diese Leuchtkraft meist relativ zur Sonne dargestellt.

\( \Phi_{Sonne} = \Phi_\odot = 3,845 \cdot 10^{24} W \)

In der relativen Darstellung kürzen sich Faktoren zum Umrechnen von photometrischen Einheiten (z.B. Candela) in physikalische Einheiten (z.B. Joule/Sekunde) heraus; ebenso kürzen sich die Raumwinkel (z.B 1 sr oder 4π sr) heraus, sodaß man gleichmaßen den Strahlungsfluss (Φ) oder die Strahlungsstärke (I) nehmen kann.

Nach dem Stefan-Boltzmann-Gesetz ergibt sich der Strahlungsfluss eines Schwarzen Körpers aus der Temperatur (T) und der Oberfläche (A):

\( \Phi = A \cdot \sigma \cdot T^4 \)

Wenn zum Beispiel Sterne bei gleicher Oberflächentemperatur verschiedene Leuchtkraft haben, kann das also nur an einer unterschiedlichen Oberfläche \( A = 4 \pi R^2 \), also an einem unterschiedlichen Radius liegen.

Abbildung 1: Ein typisches HRD könnte so aussehen: (Google Drive: HRD-01.jpg)

Quelle: https://youtu.be/9Bz7jIh7BcU

Dabei sind die im Diagramm sichtbaren Linien keinesfalls Entwicklungswege der Sterne, sondern vielmehr eine Momentaufnahme des “gegenwärtigen” Zustands, bei der es Häufungen gibt, weil sich Sterne im Laufe ihrer Entwicklung an bestimmten Stellen viel länger aufhalten als an anderen Stellen des Diagramms.

Sternentwicklung

Wie sich ein Stern sich im Laufe der Zeit entwickelt (“Life Cycle”), hängt von seiner Masse ab. Ich betrachte hier in erster Linie Sterne mit sonnenähnlicher Masse und erwähne massereichere Sterne nur ab und zu.

Charakteristisch für die Lebensphasen eines Sterns ist die Art der thermonuklearen Reaktionen in seinem Inneren.

Zunächst muss sich ein Stern erst einmal bilden aus einer sich gravitativ zusammenziehenden großen Gas- und Staub-Wolke (siehe dazu das Jeans-Kriterium). Von einem “echten” Stern sprechen wir erst, wenn im Inneren Wasserstoff zu Helium in einer thermonuklearen Reaktion fusioniert (Dazu muss die Temperatur mindestens 10 Mio Kelvin betragen).

Es muss sich dann ein stabiles Gleichgewicht einstellen zwischen der Gravitation, die den Stern zusammendrücken will und dem Strahlungsdruck aus der thermonuklearen Reaktion im Inneren des Sterns, der den Stern auseinander drücken will.  Wenn sich so ein Gleichgewicht eingestellt hat, befindet sich der (neue) Stern auf der Hauptreihe des HRD.

Die “Main Sequence” im HRD

99% aller Sterne befinden sich auf der Hauptreihe (Main Sequence) und bewegen sich im Diagramm (fast) nicht. Charakteristisch für die Sterne in dieser Phase ist, dass sie einen heissen Kern haben in dem Wasserstoff (H) zu Helium (He) fusioniert wird und dass sich ein Gleichgewicht zwischen nach innen gerichtetem Gravitationsdruck und dem nach aussen gerichteten Strahlungsdruck eingestellt hat.

Ein Stern von etwa der Sonnenmasse verharrt erst einmal 10 Milliarden Jahre auf der Hauptreihe. Das ist die erste und sehr lange Phase im Lebenszyklus des Sterns.

Wenn der Wasserstoff (H) im Kern (statt “Kern” könnte man auch “Fusionszone” sagen) durch Fusion zu Helium (He) aufgebraucht ist, ändern sich Temperatur und Leuchtkraft d.h. der Stern verlässt die Lebensphase “Hauptreihe” und wird erst zum Unterriesen (“Sub Giant”) und dann zum Roten Riesen.

Der “Red Giant Branch” im HRD

Wenn der Wasserstoff im Kern durch Fusion zu Helium verbraucht ist, kontrahiert der Stern zunächst; dabei wird der Kern, der nun aus reinem Helium besteht immer heisser. Das Helium im Kern kann aber noch lange nicht “zünden”. Dieser Helium-Kern wird nun weiter kontrahieren, da er dem Gravitationsdruck keinen Stahlungsdruck entgegensetzen kann. Dadurch wird der Helium-Kern heisser und heisser, erreicht aber zunächst noch nicht die für eine Helium-Fusion erforderliche Temperatur von 100 Mio Kelvin.

Aber in einer Schale um den Helium-Kern reicht dann die Temperatur für eine erneute Fusion von Wasserstoff zu Helium (≥10 Mio Kelvin). Dies nennen wir Schalenbrennen. Dadurch entseht ein viel größerer Strahlungsdruck. der den Gravitationsdruck überwiegt und er Stern bläht sich auf zu einen sog. Roten Riesen.

Gleichzeitig mit der gewaltigen Expansion des ganzen Sterns schrumpft im Inneren der Helium-Kern weiter und wird heisser, aber es findet dort noch keine Fusion statt.

Bei sonnenähnlichen Sternen wird der Kollaps des Helium-Kerns gestoppt durch den Gegendruck von entarteten Elektronen im Helium-Kern. Trotzdem nimmt die Temperatur im Kern weiter zu, weil die Helium-Masse zunimmt. Solange bis schließlich bei einer Temperatur von 100 Mio Kelvin das sog. “Helium-Brennen”  (3-Alpha-Prozess) einsetzt. Da der Kern vorher im Gleichgewicht war durch den Entartungsdruck, überwiegt jetzt plötzlich der Strahlungsdruck aus dem Helium-Kern, wo die Fusion gezündet ist, sodass die zusätzliche neue Energie aus der Helium-Fusion als sog. Helium Flash den ganzen Stern ruckartig durchzieht.

Nach diesem ersten Helium-Flash wird der Stern heisser und auch wieder etwas kleiner; d.h. er wandert im HRD nach links und etwas nach unten. Dieser “Umkehrpunkt” im HRD wird “Tip of the Red Giant Branch” (TRGB) genannt und kann auch zur Entfernungsbestimmung verwendet werden.

Es stellt sich langsam ein Gleichgewicht zwischen dem nach innen gerichteten Gravitationsdruck und dem nach aussen gerichteten Strahlungsdruck ein (Dabei kann es noch zu mehreren Helium Flashes kommen). Damit ist das Stadium des “Horizontal Branch” erreicht.

Der “Horizontal Branch” im HRD

Nach dem Zünden des sog. “Helium-Brennens” (Fusion des Heliums zu Kohlenstoff) im Kern und dem Erreichen eines Gleichgewichts, befindet sich der Stern auf dem sog. “Horizontal Branch” des HRD. Dort verbleibt der Stern so lange bis das Helium im Kern durch Fusion zu Kohlenstoff verbraucht ist.

Bei Sternen mit weniger als 4 Sonnenmassen ist dies das Ende des Sterns. Der Stern wird zwar kontrahieren und dadurch heisser werden, aber die Temperatur reicht nicht aus um weitere Kernfusionen zu “zünden”. Der Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff wird als so genannter Weißer Zwerg langsam ausglühen, während die Hülle aus Wasserstoff und Helium sich als sog. Planetarer Nebel ins All ausbreitet.

Bei massereichen Sternen wird durch die Kontraktion die Temperatur soweit erhöht, dass dann das Helium in einer Schale um den Kern “zündet”, also dort Helium zu Kohlenstoff fusioniert, wo es heiss genug ist. Wir haben dann ein typisches Helium-Schalenbrennen. Der Stern expandiert erneut und befindet sich nun auf dem sog. Asymptotic Giant Branch (“AGB”). Am Ende wird aus so einem Stern entweder ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch.

Abbildung 2: Schalenbrennen in einem AGB-Stern (Google Archiv: agb-schematic.jpg)

Copyright: http://www.astro.uvic.ca/~fherwig/sevol.html