— Dkracht 10:40, 11 December 2011 (CET)
Verwende ich versuchsweise zum Verwalten der Metadaten, soll heissen der ID3-Tags meiner MP3-Dateien.
— Main.DietrichKracht – 31 Jul 2005
Mplayer wird von der Gemeinde als der beste freie Media-Player (VideoPlayer, AudioPlayer) gewertet.
Einige Highlights:
When you install MPlayer, you are expected to associate it with certain file types. Then, you just click on the file you wish to play.
Easy, right?
If you wish to add more types after the installation, just run MPlayer Association Wizard from your MPlayer installation directory.
MPlayer can bind keys to various commands, and this can be customized by editing input.ini. This file resides in Application Data\MPlayer on Windows 2000 and XP. On Windows 95/98/Me, this file resides in the MPlayer installation directory. By default, your most commonly useful keys/commands are:
You can look at slave.txt to see a list of available commands. Feel free to tinker with input.ini and try differernt things. If you fear that you’ve screwed it up too badly, just delete input.ini completely. MPlayer will regenerate a new one from defaults.
The other thing that I need to mention is the mplayer.ini file. This is where you can change MPlayer’s default settings. For the most part, I suggest you not change things unless you know what they do. There are certain parts of that file that are commented as things that you may want to change.
Gehört zu: Mathematik
Siehe auch: Tägliche Bewegung der Gestirne, Diagramme, Tageslänge, Koordinatensystem
Benötigt: WordPress Latex-Plugin, WordPress Plugin Google Drive Embedder
Die Ebene Trigonometrie ist die Lehre von den Dreiecken in der Ebene.
Die Sphärische Trigonometrie ist die Lehre von den Dreiecken auf einer Kugeloberfläche. Solche Dreiecke werden durch Abschnitte von Großkreisen gebildet.
Zur Umrechnung eines Koordinatensystems in ein anderes zeichnet man sich ein sog. Polar-Dreieck, in dem die “Pole” (“Drehpunkte”) beider Koordinatensysteme vorkommen.
Zur Umrechnung der äquatorialen Koordinaten Deklination (δ) und Stundenwinkel (t) in die horizontalen Koordinaten Höhe (h) und Azimuth (A) wird das sog. Polar-Dreieck wird gebildet durch den Himmelspol (N), den Zenit (Z) und ein Himmelsobjekt (O).
Im Polardreieck sind die Abstände (Bogenlängen):
Im Polardreieck sind die Winkel an den Ecken des Dreiecks:
Abbildung 1: Das Polardreieck (Google Drive: polardreieck.svg)
Polardreieck
MIt dem Seiten-Cosinussatz errechnet man den Cosinus der Länge einer Seite aus den Längen der beiden anderen Seiten und dem gegenüberliegenden Winkel:
\(\cos z = \cos (90° – \phi) \cos (90° – \delta) + \sin (90° – \phi) \sin (90° – \delta) \cos t\)
Was schließlich heisst:
\(\sin h = \sin \phi \sin \delta + \cos \phi \cos \delta \cos t \)
Der Cotangens-Satz im Polardreieck sagt:
\( \cos (90° – \phi) \cos t = \sin(90° – \phi) \cot (90° – \delta) – \sin t \cot(180° – A) \)Trigonometrisch umgeformt ergibt das:
\( \sin \phi \cos t = \cos \phi \tan \delta – \Large\frac{\sin t}{\tan A} \)
Aufgelöst nach A ergibt sich:
\( \tan A = \Large\frac{\sin t}{\sin \phi \cos t – \cos \phi \tan \delta} \)MIt Hilfe dieser Koordinatentransformation kann man für jedes bekannte Himmelsobjekt (Deklination und Rektaszension) die scheinbare tägliche Bewegung am Himmel berechnen – siehe dazu: Die scheinbare tägliche Bewegung der Gestirne.
Wenn ich im obigen Polardreieck h=0 setze, erhalte ich einen gekippten Großkreis (oBdA setze ich t = λ).
\(\Large \frac{\sin{\delta}}{\cos{\delta}} = – \frac{\cos{\varphi}}{sin{\varphi}} \cdot \cos{\lambda} \)Abbildung 2: Beispiel eines Großkreises auf der Erde (Google: xyz)
Großkreis auf der Erdoberfläche
Bei der Seefahrt bezeichnet man die Navigation auf einem Kurs entlang eines Großkreises als “Orthodrome” (Gegensatz: Loxodrome).
Mehr dazu: https://www.navigareberlin.de/onewebmedia/Grosskreisnavigation%20Ver%C3%B6ffentlichung.pdf
Für eine Kugel mit dem Radius r kann ich auf der Kugeloberfläche (z.B. Erdoberfläche) ein Koordinatensystem (s.o.) benutzen:
Zur Messung von Abständen (Längen) benötige ich ein LInienelement:
\(\Large ds^2 = r^2 d \varphi^2 + r^2 \cos{\varphi}^2 d\lambda^2 \)Die kürzeste Verbindung zweier Punkte liegt dann auf einem sog. “Großkreis” (s.o.).
Die Strecke von (0.0) nach (π, 0); das ist ein halber Erdumfang am Äquator) müsste eine Länge von π r haben. Da auf der ganzen Strecke φ konstant =0 ist, ist auch dφ = 0 und es ergibt sich als Längenintegral:
\( \Large s = r \int\limits_{0}^{\pi} d \lambda = r \cdot \left[ \lambda \right]_0^\pi = \pi \cdot r\)Die Strecke von (0,0) nach (0, π/2) ist ein Viertel Erdumfang vom Äquator zum Nordpol (ein sog. Quadrant) die Länge müsste also \(r \frac{\pi}{2} \) sein. Da auf der ganzen Strecke λ konstant =0 ist, ist auch dλ=0 und es ergibt sich als Längenintegral:
\( \Large s = r \int\limits_{0}^{\frac{\pi}{2}} d \varphi = r \cdot \left[ \varphi \right]_0^{\frac{\pi}{2}} = r \cdot \frac{\pi}{2}\)Aus dem obigen “Polardreieck” wird das “nautische Grunddreick“, wo wir wieder den Seiten-Cosinussatz anwenden können, um die Distanz zu berechnen. Die Distanz d zwischen einem Ausgangspunkt \( A = (\lambda_A, \varphi_A) \) zu einem Endpunkt \( B = (\lambda_B, \varphi_B) \) können wir also berechnen als:
\(\Large \cos{d} = \sin{\varphi_A} \sin{\varphi_B} + \cos{\varphi_A} \cos{\varphi_B} \cos{(\lambda_B – \lambda_A)} \ \\ \)Die Strecke von (0, π/3) nach (π, 0) läuft jetzt “schräg” über unser Koordinatensystem…
\(\Large \cos{d} = \sin{\frac{\pi}{3}} \sin{0} + \cos{\frac{\pi}{3}} \cos{0} \cos{\pi}\)Das ergibt: \( \Large \cos{d} = \frac{1}{2}\sqrt{3} \cdot 0 + \frac{1}{2} \cdot 1 \cdot (-1) = -\frac{1}{2} \\\ \)
und damit ist die gesuchte Distanz \( d = \frac{2}{3} \pi \)
Um diese Distanz aus unserem Linienelement zu ermitteln, müssen wir das Linienelement entlang des Bogens von A nach B integrieren.
Dafür wollen wir den Weg zuerst als Funktion \( \varphi = f(\lambda) \) aufschreiben.
…
Gehört zu: Sonnensystem
Siehe auch: Tageslänge, Sphärische Trigonometrie
Benötigt: WordPress Latex-Plugin, Grafiken von Github
Wenn wir wissen wollen, wie sich ein Himmelobjekt mit bekannter Rektaszension und Deklination im Laufe des Tages über den Himmel bewegt, so ist die einfache Formel:
Damit haben wir die äquatorialen Koordinaten Stundenwinkel (t) und Deklination (δ) als Funktion der Sternzeit.
Wenn wir die azmutalen Koordinaten Höhe (h) und Azimuth (A) haben wollen, so müssen wir das wie folgt umrechnen:
\( \sin h = \sin \phi \cdot \sin \delta + \cos \phi \cdot \cos \delta \cdot \cos t \)und
\( \tan A = \Large \frac{\sin t}{\sin \phi \cdot \cos t – \cos \phi \cdot \tan \delta} \)Abbildung 1: Scheinbare tägliche bewegung der Wega (Github: TaeglicheBewegung.svg)
Scheinbare tägliche Bewegung der Wega
Gehört zu: Welche Objekte?
Siehe auch: Galaxien, Deep Sky Objekte
M31 ist die uns am nächsten gelegene “große” Galaxie (d.h. abgesehen von Zwerggalaxien wie z.B. LMC).
M31 gehört zur sog. “lokalen Gruppe”.
M31 ist das klassische “Anfängerobjekt” für die Deep-Sky-Fotografie.
Edwin Hubble konnte 1933/1934 am Mount Wilson Observatorium M31 in teilweise einzelne Sterne auflösen und dabei auch sog. Delta-Cephei-Sterne finden. Die scheinbare Helligkeit des “H1” genannten Cepheiden in M31 schwankte zwischen 18,3 und 19,7 mag. Mit Hilfe der bekannten Periode-Leuchtkraft-Beziehung konnte er die absolute Helligkeit und damit die Entfernung von M31 bestimmen. Die Entfernungsbestimmung ergab seinerzeit zunächst knapp 1 Million Lichtjahre.
Bis damals war die allgemeine Überzeugung, dass es ausser unserer Galaxis, der “Milchstraße”, keine anderen Galaxien geben würde und die allerseits zu beobachtenden “Nebel” (wie M31) wohl zur Milchstraße gehören müssten.
Als Walter Baade Anfang der 1950er Jahre am gerade fertiggestellten 5m-Spiegel auf dem Mount Palomar zwei verschiedene Typen von Cepheiden nachweisen konnte (mit zwei verschiedenen Periode-Leuchtkraft-Beziehungen), musste die Entfernung auf 2,5 Mio Lichtjahre korrigiert werden.
Wann ist der günstigste Zeitpunkt; d.h. wann steht M31 schön hoch am Himmel?
Dann brauchen wir noch eine günstige Mondphase z.B. Neumond und gutes Wetter. Als Neumond-Daten haben wir:
Als günstigen Standort für die Beobachtung habe ich Handeloh gewählt.
Welche Ausrüstung soll eingesetzt werden?
Mit welchen Einstellungen sollen die Fotos geschossen werden?
Im Jahre 2018 war ich mit meinen astrofotografischen Übungen dann so weit und konnte folgende Aufnahme gewinnen:
Ergebnis: M31 in der Andromeda
Als all die schönen Bilder “im Kasten” waren ging es erst einmal nach Hause, wo dann in den nächsten Tagen, Wochen und Monaten die Bildbearbeitung begann.
Gehört zu: Astronomie
Siehe auch: Mathematik, Physik, Diagramm, Teilchenphysik, Entfernungsbestimmung, Relativitätstheorie
Benötigt: WordPress Latex-Plugin, Grafiken von GitHub, Bilder von Wikipedia
In der Kosmologie wollen wir das Universum als Ganzes beschreiben inklusive der Entwicklung vom Urknall bis heute und weiter…
Am Ende kommen wir zum vielgenannten “Standardmodell der Kosmologie“…
Unsere Grundannahmen dabei sind: Isotropie (das Universum sieht in alle Richtungen gleich aus) und Homogenität (das Universum sieht an jedem Punkt gleich aus). Wobei das alles nur bei der Betrachtung sehr großer Skalen der Fall ist.
Einsteins Gleichungen der Allgemenien Relativitätstheorie (ART) haben zwar eine statische Lösung (Einstein – De Sitter Universum), aber die allgemeinen Lösungen erheben ein dynamisches Universum z.B. mit einer Expansion.
Hierzu habe ich einen eigenen Blog-Post begonnen.
Auch hierzu habe ich einen eigenen Blog-Post begonnen.
Am 15.5.2018 nahm ich an einem Gesprächskreis über die “CMB” (Cosmic Microwave Background radiation) teil.
Themen waren u.a.:
Da fielen eine Reihe von Stichwörtern, die mir nicht so geläufig waren:
In der Kosmologie hat man zwei verschiedene Maße für Entfernungen im Universum (Davis & Lineweaver 2004):
Proper Distance: Entfernung eines Objekts zu einem bestimmten Zeitpunkt. Wegen der Expansion des Universums ändert sich die “Proper Distance” mit der Zeit.
Comoving Distance: Entfernung eines Objekts, die sich mit der Zeit nicht ändert – also die Expansion des Universums “herausgerechnet”. Die “Comoving Distance” wird definiert als identisch der “Proper Distance” zum jetzigen Zeitpunkt. Man spricht auch vom sog. Skalenfaktor a(t), der sich im Laufe der Zeit ändert. Zur Zeit t=heute ist a(heute)=1.
Hermann Minkowski (1864-1909) war Mathematiker und lehrte an den Universitäten Bonn, Königsberg, Zürich und hatte schließlich einen Lehrstuhl in Göttingen. In Zürich war er einer der Lehrer von Albert Einstein.
Auf Minkowski geht die Idee zurück, die Welt (wie Lorenztranformation und Spezielle Relativitätstheorie) als einen nicht-euklidischen vierdimensionalen Raum zu verstehen. Wobei er mit anschaulichen Bildern (grafischen Darstellungen) anstatt mit schwerer verständlichen Formeln arbeitete.
Zwei Begriffe kommen sofort bei “Minkowski” ins Gespräch:
Der Minkowski-Raum ist eine “größere Geschichte”: Ein vierdimensionaler Raum mit einer speziellen Metrik, denn in einem Raum möchte man ja Abstände zweier Punkte messen, Länge von Vektoren, Winkel und Flächen bestimmen. Eine solche Metrik kann man beispielsweise durch ein Skalarprodukt von Vektoren definieren.
Eine einfache Definition der Metrik im Minkowski-Raum ist gegeben durch (“Linienelement”):
ds² = c² dt² – (dx² + dy² + dz²)
Soetwas schreiben die Oberspezialisten gern als einen Tensor, auch “metrischer Tensor” genannt: \( ds^2 = g_{\mu \nu} dx^{\mu} dx^{\nu}\) (bei einem Tensor wird “implizit” summiert.)
Ein Minkowski-Diagramm ist eine ganz einfache grafische Darstellung, nämlich ein rechtwinkliges zweidimensionales Koordinatensystem mit einer Zeitachse und einer Raumachse (also der dreidimensionale Raum auf eine Dimension vereinfacht) .
Beobachter, die sich mit konstanter Geschwindigkeit bewegen (Inertialsysteme) haben dann als sog. “Weltlinie” eine Gerade.
Abbildung 1: Weltlinie eines Photons (Github: weltlinie.svg)
Weltlinie eines Photons
Wenn man auf der Ordinate nicht die Zeit selbst, sondern c*t aufträgt, wird die “Weltlinie” eines Photons die 45° Gerade.
Wenn man unser Universum als Minkowski-Raum verstehen wollte, mit einer durch das Linienelement
ds² = c² dt² – (dx² + dy² + dz²)
definierten Metrik, wäre das ein “flacher” Raum, also nicht gekrümmt (so zu sagen ohne Gravitation).
In so einem Minkowski-Raum, also mit der Minkowski-Metrik, lässt sich die Spezielle Relativitätstheorie (SRT) sehr einfach grafisch darstellen.
In einem expandierenden Universum kann man eine Metrik definieren durch ein Linienelement:
ds² = c² dt² – a²(t) (dx² + dy² + dz²)
Mit a(t) als sog. Expansionsfaktor, auch “Skalenfaktor” genannt.
Durch die Forderung nach Isotropie erhält man aus den Einsteinschen Feldgleichungen der Allgemeinen Relativitätstheorie (ART) das Robertson-Walker-Linienelement
\( {\displaystyle \mathrm {d} s^{2}=c^{2}\mathrm {d} t^{2}-a(t)^{2}R_{\mathrm {C} }^{2}\left({\frac {\mathrm {d} x^{2}}{1-k\ x^{2}}}+x^{2}\mathrm {d} \Omega ^{2}\right)\ ,} \)wobei der Krümmungsparameter k = + 1 , 0 , − 1 ist und \( {\displaystyle x=r/R_{\mathrm {C} }}\) .
Abbildung 2: Geschichte des Universums (Wikipedia: History_of_the_Universe_lang.svg)
Siehe auch: Kosmische Hintergrundstrahlung
CMB = Cosmic Microwave Background Radiation, also die Hintergrundsrahlung
Heute messen wir eine Plancksche Schwarzkörperstrahlung von 2,7 K isotrop
Entdeckt wurde die CMB zufällig (als Störstrahlung) von Wilson & Penzias bei den Bell Labs New Jersey. Sie erhielten den Nobelpreis dafür.
Gleichzeitig haben Astrophysiker im nahe gelegenen Princton das Big-Bang-Modell mit einem mathematischen Modell dargestellt. Dieses Modell sagte eine kosmische Hintergrundstrahlung voraus. Man musste so eine Strahlung nur noch praktisch nachweisen.
Am Anfang war demnach ein “Big Bang”. Das Universum bestand aus sehr heißem Plasma (1032 Kelvin) und kühlte dann aber ab.
Das Universum bestand aus Materie (Protonen und freien Elektronen) sowie aus Strahlung (Photonen).
Die Photonen konnten nicht herausfliegen, weil sie extrem oft mit den freien Elektronen kollidierten.
Solange die Temperatur schön heiß war, konnten die freien Elektronen nicht dauerhaft an die Protonen gebunden werden. Die Bindungsenergie eines Elektrons im Wasserstoffatom liegt bei 13,6 eV, was so ca. einer Temperatur von 3000 K entspricht. Erst bei einer Abkühlung auf ca. 3000 K konnten dann die freien Elektronen an Protonen gebunden werden und sich so neutrale Wasserstoffatome bilden. Man nennt dieses “Rekombination” (obwohl es ja keine “erneute Kombination” war – aber der Begriff ist historisch). Nun gab es nur noch wenige freie Elektronen und der Weg war frei für die Photonen das Plasma zu verlassen.
Damit gab es zum ersten Mal “Licht” im Universum. Modellrechnungen ergaben, das diese “Rekombination” so etwa 380000 Jahre nach dem Urknall geschah.
Genauere Messungen der CMB wurden später mit Erdsatelliten gemacht.
Der Satellit COBE hat die CMB bei verscheidenen Frequenzen gemessen und so sehr genau die Kurve eines Planckschen schwarzen Stralers erhalten. Die Temperatur dieses Schwarzen Strahlers (Mikrowellenhintergrund) beträgt 2,735 K
Noch genauere Messungen durch WMAP und Planck zeigten in verscheidenen Richtungen minimale Schwankungen dieser Temperatur.
Abbildung 3: CMB Temperatur Fluktuationen gemessen vom WMAP (Wikimedia: WMAP_2010.png)
CMB Temperatur Fluktuationen gemessen vom WMAP
Wenn man aus diesen minimalen Schwankungen (Frequenz bzw. Temperatur) die bekannten Bewegungen (Milchstraße, Sonne etc.) herausrechnet, bleiben relativ gleichmäßg verteilte kleinste Temperaturschwankungen übrig, von denen man das sog. “Leistungsspektrum” (Stärke der Schwankung in Abhängigkeit von der Winkelausdehnung) analysiert.
Die Astrophysiker haben ein mathematisches Modell entworfen, das die Entwicklung des Universums seit dem Urknall beschreibt. Mit Hilfe der Methode der kleinsten Quadrate kann man die Modellparameter, die die beste Passung ergeben bestimmen. Das ganze nennt sich “Lambda-CDM-Modell”, was auch als “Standardmodell der Kosmologie” bezeichnet wird.
Zu den Modellparametern dieses Standardmodells gehören:
Das Alter des Universums ergibt sich zu 13,8 Millarden Jahren.
Dies stark vereinfachte Modell habe ich gefunden bei: http://scienceblogs.de/hier-wohnen-drachen/2010/09/19/wie-gross-ist-das-beobachtbare-universum/
Nur eine Raumkoordinate: x und eine Zeitkoordinate: t
Messung der Zeit in Sekunden, Messung der Raumkoordinate in Lichtsekunden
Wir beobachten 7 Galaxien (n = 1, 2, …, 7), die sich vom Beobachter mit Fluchtgeschwindigkeit entfernen.
Anfangsbedingungen (zum Zeitpunkt t=0):
Differentialgleichung (Bewegungsgleichung): \( \dot x_n(t) = \Large \frac{n}{4} \)
Lösung: \( x_n(t) = \Large \frac{n}{4} t + n \)
Damit wäre der Hubble-Parameter in unserem “Vereinfachten Modell”:
\( H(t) = \Large \frac{\dot x}{x} = \frac{\Large \frac{n}{4}}{\Large \frac{n}{4} \cdot t + n} = \Large \frac{1}{t+4} \)
Abbildung 4: Raum-Zeit-Diagramm der 7 Galaxien (Github: Kosmologie-1.svg)
Raum-Zeit-Diagramm der 7 Galaxien
Zusätzlich zu Szenario 1 wird zum Zeitpunkt t=0 ein Lichtsignal von Galaxis 7 in Richtung des Beobachters gesendet.
Anfangsbedingungen (zum Zeitpunkt t=0):
Bewegungsgleichung des Lichtsignals:
Abbildung 5: Raum-Zeit-Diagramm der 7 Galaxien mit einem Lichtsignal (Github: Kosmologie-2.svg)
7 Galaxien und ein Lichtsignal
Gehört zu: Nachführung
Siehe auch: Geräteliste, Polar Alignment
Benutzt: Fotos aus Flickr
Für die Nachführung habe ich mir im Mai 2018 einen Star Adventurer Mini bei Teleskop-Service (EUR 205,00) angeschafft, um auch bei weiten Flugreisen (Südafrika, Namibia) eine mobile Nachführungsmöglichkeit für meine Astro-Aufnahmen mit dem Fotoapparat (Sony NEX-5R) bzw. meiner neu erstanderen DSLR Canon EOS 600D zu haben.
Ich hatte am 24.7.2017 schon die Skywatcher Star Adventurer Wedge gekauft (EUR 71,00 bei Astro-Shop), auf die ich damals meinen vorhandenen NanoTracker installiert habe.
Nun (7.5.2018) habe ich mich entschlossen, keine solche Kompromisse mehr zu machen und auch eine Star Adventurer Mini (“SAM”) Nachführ-Einheit zu kaufen (EUR 205,00 bei Teleskop Express) – Damit ist die Polausrichtung einfacher, da ein beleuchtetes Polfernrohr dabei ist; ausserdem kann wohl mein QHY PoleMaster auf dem Star Adventurer installiert werden und auch das Polar Alignment mit SharpCap Pro ist mögliech.
Mein ganzes Anwendungs-Szenario habe ich beschieben in “Astrofotografie mit leichtem Gepäck“.
Alternativen zur Nachführung mit SAM wären:
Abbildung 1: Skywatcher Star Adventurer Mini auf Skywatcher equatorial wedge (Flickr: DK_20180512_2527.JPG)
DK_20180512: Star Adenturer Mini auf Star Adventurer Wedge
Die Schneckenperiode von 19,95 Minuten ergibt sich wie folgt:
Siehe dazu auch die Web-Seite von Lorenzo Comolli: www.astrosurf.com/comolli/strum56.htm
Als erstes (24.7.2017) habe ich mir die Wedge gekauft (siehe Bild oben), denn damit kann man Azimuth und Polhöhe fein verstellen, wie man es von den “großen” Montierungen her kennt. Vorher hatte ich dafür Kugelköpfe und Neiger im Einsatz.
Um komplett zu sein. habe ich mir später auch noch die sog. “Deklinationseinheit” gekauft. Damit kann man die Deklination fein verstellen. Ausserdem hat es eine Gegengewichtsstange mit Gegengewicht. Interessant für bestimmte Anwendungen ist auch die Tatsache, dass die Befestigung der Kamera o.ä. mit einer Fotoschraube um 90 Grad geneigt ist (sog. L Bracket).
Abbildung 2: Deklinationseinheit des Star Adventurer (Flickr: 20200626_SAM_Deklinationseinheit.jpg)
Den elektrischen Strom bekommt der Star Adventurer Mini “SAM” entweder über zwei AA-Batterien oder über einen Micro-USB-Anschluss (der sonst keine weitere Funktion hat).
Das An- und Ausschalten ist die einzige Bedienung, die per Hand vorgenommen werden kann. Alles andere erfolgt ausschliesslich über die App “SAM Console”.
Das Anschalten aktiviert das WiFi; Frage: wird auch die motorische Nachführung damit gestartet???
Die Bedienung erfolgt ausschließlich über eine per WiFi verbundene App (iOS und Android) namens “SAM Console“.
Voraussetzung für eine gute Nachführung durch den Star Advanterre MIni ist natürlich eine ordenliche Ausrichtung auf den Himmelpol. Zum Polar Alignement kann man verscheidene Methoden verwenden:
Zum Einnorden (Polar Alignment) kann man das Polfernrohr benutzen, das ist im Süden allerdings problematisch, weil Sigma Octantis nicht so leicht zu finden ist.
Das Polfernrohr wird von hinten in den SAM gesteckt. Dazu muss hinten der “Curled Tripoid Connector” abgeschraubt werden. Vorne schaut das Polfernrohr dann etwas aus dem “Dovetail Saddle” heraus und man kann die Polfernrohr-Beleuchtung aufstecken.
Allerdings kann man dann den “Ball Head Adapter” nicht mehr zusammen mit dem Polfernrohr benutzen. D.h. erst mit Polfernrohr ausrichten, dann Polfernrohr abbauen und “Dovetail Saddle” mit Kamera aufbauen: Das kann die vorgenommene Polausrichtung zerstören; ausserdem möchte man seine Geräte nicht “im Felde” umbauen.
Ausweg: Nicht den “Ball Head Adapter” verwenden, denn der blockiert die Sicht für das Polfernrohr, sondern eine Vixen-Schiene mit Aussparung (Langloch) in der Mitte benutzen. Dann blickt das Polfernroht durch die Aussparung in der Schiene – allerdings passt dann nicht mehr die Polfernrohr-Beleuchtung drauf.
Abbildung 3: Star Adventurer Mini “SAM” mit Polfernrohr (Flickr: DK_20180512_2529.jpg)
SkyWatcher Polfernrohr an Star Adventurer Mini (SAM)
Mit SharpCap Pro kann man ein sehr gutes Polar Alignment machen. ShapCap macht dabei ein vollautomatsiches Plate Solving und benutzt das vorhandene Guiding-Equipment.
Das habe ich im separaten Artikel Polar Alignment mit SharpCap beschrieben.
Die bekannte Faustformel ist: Max. Belichtung in Sekunden = 500 dividiert durch Brennweite in Millimetern
Das Getriebespiel (Backlash) kann man vermeiden, wenn man den SAM fünf Minuten vor eine Aufnahme “vorlaufen” lässt. Dann sollte der Backlash “vorbei” sein.
Was dann bleibt, ist der Schneckenfehler (Periodic Error).
Der Periodic Error (PE) könnte mit PEMPRO V2.8 gemessen werden.
Beispiel:
Bisher hatte ich mit meiner Sony NEX-5R maximal 30 Sekunden belichtet und dabei Objektive von 16mm (Zenitar – z.B. Perseiden), 24mm (Vivitar – z.B. Nordlicht) und 50mm (Olympus – z.B. Magellansche Wolke) benutzt. Da war die Nachführgenauigkeit des NanoTracker überhaupt kein Problem.
Aber die Anforderungen an die Genauigkeit sind bei mir durch zwei Entwicklungen gestiegen:
Für eine sehr genaue Pol-Ausrichtung sorge ich mit meinem QHY PoleMaster. Dann sollten weitere Fehler auf den NanoTracker selbst und da im Wesentlichen auf den PE (Periodic Error) oder auch Schneckenfehler zurückzuführen sein. Aber wie kann ich ganz einfach mal die Genauigkeit der Nachführung (quasi end-to-end) messen?
Meine ganz simple Idee ist, einfach eine Serie von Aufnahmen von ein und demselben Objekt mit eingeschalteter Nachführung zu machen (z.B. 15 sec Belichtung, 15 sec Pause und das 30 Minuten lang – weil die Scheckenperiode 28,72 Minuten sein soll). Diese Aufnahmeserie könnte ich z.B. Plate Solven und die Ergebnisse dann in Excel darstellen….
In CloudyNights https://www.cloudynights.com/topic/210905-how-to-measure-periodic-error/ finde ich dazu einen ähnlichen Rat:
Posted 16 March 2009 – 10:27 AM
Hi all,
I used my Atlas EQ-G with the Orion 102ED f/7 scope this weekend to shoot my first set of astro pictures (will post some results here at a later time). However, since I don’t have an Auto-guider setup and I heard a lot of good things about the Atlas I figured I’ll see how long the mount can track accurately and was a little surprised to only get relatively short exposures. At 60s I had to throw out almost half of the exposures due to some star trailing (in RA direction), 30s exposures consistently looked good, except for a few. I also took some 120s exposures and also had to throw out at least half. Not quite what I had in mind. Did I expect too much here?
Anyhow, I drift aligned the mount to the best of my abilities actually using the DSLR since I also don’t have a cross hair eye piece, yet. I used the technique where you expose for 5s to mark the star and then move the mount forward in RA for about 60s at twice the siderial rate and then essentially stop the tracking for another 60 seconds, all while the shutter is open. The result is a V shaped line in the image if there is any misalignment. Worked like a charm and I might actually perform the alignment this way in the future instead of using the eye piece. I adjusted the mount as needed and got no more drift in the image for up to 3 minutes.
So, to make a long story short, the only reason for the star trails that I can think of now is RA tracking errors in the mount. I’d like to actually “see” the periodic error, etc. somehow in an image but can’t quite figure out how I would go about doing that. Do you guys have any suggestions?
Thx in advance,
/ThJ
Posted 16 March 2009 – 11:14 AM