Da ich mit meinem astronomischen Gerät in der Hamburger Innenstadt stehe (Eimsbüttel), möchte ich auch einfach von dort aus erproben, welche Himmelsobjekte ich mit meinen Gerätschaften fotografieren kann. Um der Lichtverschmutzung ein Schnippchen zu schlagen, hatte ich Narrowband-Filter erwogen. Speziell H-Alpha hatte ich in Erwägung gezogen.
Ganz neu bin ich gerade auf die sog. Dual-Narrowband-Filter gestossen, die speziell für Farbkameras (OSC) geeignet sein sollen. Also auch für meine ASI294MC Pro.
Am 08.06.2019 habe ich einen 2 Zoll Filter Omega Optical NBP DGM Skyglow gekauft (s.u.) (NBP=Narrowbandpass für Nebel aus dem lichtverschmutzten Hamburg)
Dual- oder Tri-Narrowband Filter sind ein modischer Trend geworden in 2021. Oft genannt werden:
Optolong L Extreeme
Altair Astro Dual Band 7 nm
IDAS NBZ 12 nm
Meine Bestellung Omega Optical
Heute bestellt (8.6.2019): Tri-Narrowband: Der Omega Optical NPB DGM Skyglow Filter
Fassung Omega Optical
Mit 2 Zoll Fassung und Gewinde.
Dies ist ein klassiches “Filtergewinde” M48*0,75. und passt bestens in meinen “Optical Train” vorne auf den SKFlat-Stutzen des Flatteners.
Transmission Omega Optical
Der Filter blockiert alle Wellenlängen bis auf:
O III: bei 496,9 nm und 500,4 nm
H beta: bei 486 nm
H alpha: bei 656,3 nm
Der gemeinsame Bandpass für O III und H beta soll eine Breite von 24 nm (FWHM) haben, sagt man.
Dieser Filter wird auch bei Farbkameras (OSC) eingesetzt. Aus dem Farbbild kann man mit geeigneter Software (z.B. Astro Pixel Processor) die Schmalband-Bilder (H alpha und OIII) wieder separieren und daraus ein Bicolor-Bild machen. Damit ist er ein Klasse Nebelfilter, der aus lichtverschmutzen Gegenden sehr hilfreich sein sollte.
Vom Hersteller stammt folgende Transmissionskurve:
In 2022 mussten wir den tierärztlichen Notdienst in Anspruch nehmen. So sind wir zu Frau Dr. Jungblut, Steewisch 105, gekommen, bei der wir nun geblieben sind.
Beim Online-Shopping ist Amazon eine beliebte Website. Angefngen hatte alles bei Amazon mit Büchern. Heutzutage (2021) kann man bei Amazon fast alles bekommen – oder auch nur recherchieren und vergleichen…
Amazon versucht mit dem Brand “Amazon Prime” Zusatzleistungen (“Premium”) gegen Geld zu machen.
Beim Shopping wird man als Abonnent von “Amazon Prime” schneller beliefert und kann auch die Versandkosten sparen.
Ausserdem versucht Amazon in allen möglichen Bereichen Fußzufassen, wo auch Konkurrenten es vor machen: z.B. “Amazon Prime Video”…
Ein interesantes Produkt habe ich mir mal “nur so zum Spielen” bei Amazon gekauft: Amazon FireTV Stick
Der Hohmann-Transfer ist ein energetisch günstiger Übergang zwischen zwei Bahnen um einen dominierenden Himmelskörper. Die Transfer-Ellipse verläuft sowohl zur Ausgangsbahn als auch zur Zielbahn tangential; dort ist jeweils ein Kraftstoß nötig, um die Geschwindigkeit anzupassen. Nach: Walter Hohmann (1880-1945)
In der Physik misst man die Helligkeit einer Lichtquelle in der SI-Einheit “Candela” (Einheitenzeichen: cd).
Ausserdem kennt man noch: Lux und Lumen – was ist das denn das alles? Wir unterscheiden zwischen physikalischer Größe (z.B. Länge) und der Maßeinheit (z.B. Meter). Wir betrachten hier lichttechnische physikalische Größen und zwar:
Lichtstrom (flux) in Lumen – SI-Einheit – Formelzeichen Φv – Wieviel Licht (Lichtmenge) wird pro Zeiteinheit von einer Lichtquelle insgesamt abgegeben
Beleuchtungsstärke in Lux – SI-Einheit – Formelzeichen Ev -Wieviel Licht (Lichtmenge) trifft pro Zeiteinheit auf eine Fläche auf
Lichtstärke einer punktförmigen Lichtquelle in Candela – SI-Einheit – Formelzeichen Iv – Im Prinzip “Lichtstrom durch Raumwinkel” (1 Candela = 1 Lumen pro Sterad)
Leuchtdichte einer flächigen Lichtquelle in cd/m² – Formelzeichen Lv -Wieviel Licht strahlt eine flächige Lichtquelle pro Flächeneinheit ab
Youtube Video:
Hintergründe und Problematik
Traditionell wurde die Lichtstärke in verschiedenen Ländern mit einfachen technischen Geräten definiert und gemessen: z.B. in Deutschland mit Hilfe der sog. Hefnerkerze (HK).
Die Generalkonferenz für Maß und Gewicht (CGPM) wollte diese lichttechnischen physikalischen Größen und ihre Messung neu wissenschaftlich festlegen und mit den anderen bereits definierten SI-Einheiten verbinden.
Früher gab es im Prinzip nur eine Technik, Licht zu erzeugen: die sog. Glühbirne. Da konnte man das abgegebene Licht von Glühbirnen einfach anhand der aufgenommenen elektischen Leistung (Watt) vergleichen. Heutzutage gibt es viele unterschiedliche Techniken, Licht zu erzeugen (Energiesparlampen, LEDs etc.) bei denen aus der gleichen aufgenommenen elektischen Leistung in Watt ganz unterschiedlich viel Licht (und damit unterschiedliche Helligkeit) erzeugt werden kann. Deswegen wird heuzutage (2021) bei jedem Leuchtmittel die Lichtmenge angegeben, die pro Sekunde abgegeben wird: das ist der sog. Lichtstrom gemessen in Lumen.
Um Helligkeiten in einer für menschliche Zwecke brauchbaren Form zu messen, benötigt man “augenrelevante” Größen (sog. photometrische Größen), um das Helligkeitsempfinden des menschlichen Auges zu berücksichtigen.
Die Generalkonferenz (CGPM) hatte sich also einigen Herausforderungen zu stellen:
Exakte Definitionen, die von der Systematik her in das SI-System passen
Kompatibilität bzw. Anbindung an ältere Maßeinheiten
Berücksichtigung des Helligkeitsempfindens durch das menschliche Auge
Die Definitionen stammen von der 26. General Conference on Weights and Measures (CGPM) und wurden zum Mai 2019 inkraft gesetzt.
Es werden hier also eigenständige physikalische Größen mit ihren Einheiten neu definiert. Die Lichtstärke als neue SI-Basiseinheit, gemessen in Candela und der Lichtstrom und die Beleuchtungsstärke als zwei abgeleitete SI-Einheiten, gemessen in Lumen und Lux. Die Leuchtdichte dagegen wird nicht zur SI-Einheit erhoben.
Die Lichtmenge
Bleibt die generelle Frage “Was ist genau mit Lichtmenge gemeint?”. Im Prinzip ist die “Lichtmenge” eine Engergiemenge, wobei so eine Energiemenge einerseits klar und eindeutig physikalisch gemessen werden kann (in Joule) und eine Energiemenge pro Zeiteinheit in Joule pro Sekunde, also in Watt. Das nennt man die “Strahlungsleistung” mit dem Formelzeichen Φe.
Das menschliche Auge empfindet Licht bei unterschiedlichen Wellenlängen unterschiedlich stark. Zur photometrischen Definition betrachten wir deswegen (zunächst) monochromatisches Licht der Frequenz 540 1012 Hz (ca. 555 nm). Als Lichtstärke 1 Candela ist dann definiert eine Strahlungsleistung von 1/683 W pro Sterad. Bei anderen Lichtwellenlängen kommt dann eine sog. “phototopic luminosity function” K(λ) ins Spiel, die aber für andere Wellenlängen nicht weiter genormt ist.
Die physikalischen Größen Lichtstrom und Beleuchtungsstärke sollen geeignet sein, für die Bemessung menschlicher Angelegenheiten (z.B. Helligkeit von Leuchtmitteln, Beleuchtung von Arbeitsplätzen,…) deshalb wird die Helligkeitswahrnehmung von Licht verschiedener Wellenlängen durch das menschliche Auge hier eingebaut:
\( \Phi_v = K(\lambda) \cdot \Phi_e \) wobei K(555 nm) = 683 Lumen/Watt
Abbildung 1: Lichtstrom von 5000 Lumen bei einem industriellen Leuchtmittel (Google Drive: DK_20210608_Lumen.jpg)
Wenn man die Lichtmenge als Energiemenge in Joule misst, entspricht einem Fluss von 1 Joule pro Sekunde (= 1 Watt) ein Lichtstrom von 683 Lumen bei einer Lichtwellenlänge von 555 nm.
Ursprünglich wollte die 26. General Conference on Weights and Measures (CGPM) als SI-Basiseinheit nicht mehr die Candela nehmen, sondern das Lumen. Dieses Vorhaben wurde aber zurückgestellt, um die offizielle Verabschiedung nicht hinauszuzögern. Im Folgenden stelle ich das Lumen schon als SI-Basiseinheit dar und das Candela als davon abgeleitet – ich finde, das ist einfacher…
Helligkeitsempfindlichkeit des Auges
Wenn wir von den radiometrischen (pysikalischen) Einheiten zu den photometrischen übergehen wollen, müssen wir das Helligkeitsempfinden des Auges berücksichtigen. Unser Auge nimmt Licht, also elektromagnetische Strahlung, im Bereich von ca. 400 nm bis 700 nm wahr mit einer maximalen Empfindlichkeit bei etwa 555 nm.
In rot ist das Tagessehen, in blau das Nachtsehen dargestellt.
In Deutschland ist die rote Kurve in DIN 5031 genormt.
Mit dieser relativen spektralen Empfindlichkeit V(λ) wird unsere oben genannte Kurve:
K(λ) = V(λ) * 683 lm/W
Wobei die 683 von der CGPM so gewählt wurde, das die alte Definition von Lumen bzw. Candela gut mit dieser neuen Definition übereinstimmt.
Der Lichtstrom
Tabelle 1: Strahlungsleistung und Lichtstrom
physikalisch (radiometrisch)
photometrisch (biologisch)
Physikalische Größe
Strahlungsleistung
Lichtstrom
Formelzeichen
Φe
Φv
Messeinheit
Watt (W)
Lumen (lm)
Definition als SI-Basiseinheit
./.
Eine monochromatische (λ=555 nm) Lichtquelle mit einer Strahlungsleistung von 1/683 Watt gibt einen Lichtstrom von 1 Lumen ab.
oder abgeleitete Definition
./.
1 lm = 1 cd sr
Die Lichtstärke
Tabelle 2: Strahlstärke und Lichtstärke
physikalisch (radiometrisch)
photometrisch (biologisch)
Physikalische Größe
Strahlstärke
Lichtstärke
Formelzeichen
Ie
Iv
Messeinheit
Watt/Sterad (W/sr)
Candela (cd)
Definition als SI-Basiseinheit
./.
Eine monochromatische (λ=555 nm) Lichtquelle mit einer Strahlungsleistung von 1/683 Watt in einen Raumwinkel von 1 sr hat eine Lichtstärke von Candela
oder abgeleitete Definition
./.
1 cd = 1 lm sr-1
Die Beleuchtungsstärke
Tabelle 3: Strahlstärke und Lichtstärke
physikalisch (radiometrisch)
photometrisch (biologisch)
Physikalische Größe
Bestrahlungsstärke
Beleuchtungsstärke
Formelzeichen
Ee
Ev
Messeinheit
Watt/m²
Lux (lx)
Abgeleitete Definition
./.
1 lx = 1 lm m-2
Die Leuchtdichte
Die Leuchtdichte drückt aus wieviel Licht (z.B. Candela) eine flächige Lichtquelle pro Fläche (z.B. m²) abstrahlt.
Der Lichtstrom von 1 Lumen mit λ=555 nm erzeugt also einen Energiestrom (Strahlungsleistung) von 1/683 Joule pro Sekunde = 1,4641 10-3 J/s.
Der Wellenlänge λ=555 nm entspricht eine Frequenz von ν = c/λ = 540 1012 Hz.
Ein Photon der Wellenlänge λ=555 nm hat eine Energie von E = h * ν = h * 540 1012 Hz = 6,62607 * 540 * 10-22 J = 3,579 * 10-19 J
Dem Lichtstrom von 1 Lumen bei einer Wellenlänge von 555 nm entspricht also ein Photonenstrom von 1,4641 10-3 / 3,579 10-19 = 4,09 1015 Photonen pro Sekunde.
Der Raumwinkel (Einheit: Sterad)
Ein Raumwinkel ist die Oberfläche dividiert durch die Entfernung zum Quadrat. Ein voller Raumwinkel ist also die Kugeloberfläche dividiert durch den Kugelradius zum Quadrat.
\( Kugeloberfläche = 4 \pi r^2 \\\ \)
Damit ist der volle Raumwinkel also:
\( \Omega = 4 \pi = 12,56637 sr\)
Der physikalische Größe “Raumwinkel” ist (eigentlich) dimensionslos. Man nimmt aber gerne als Einheitenzeichen “sr” um damit anzudeuten welche physikalische Größe gemeint ist.
In der Astronomie verwendet man ab und zu auch gerne die Winkeleinheiten Grad, Bogenminute und Bogensekunde und kommt damit auf:
Lichtstärke (cd) und Lichtstrom (lm) beziehen sich auf einen Sender (eine Lichtquelle) – Die Beleuchtungsstärke (Lux) bezieht sich auf das, was bei einem Empfänger ankommt.
Die in Candela gemessene “Lichtstärke” und der in Lumen gemessene “Lichtstrom” sind über den Raumwinkel, in den das Licht abgestrahlt wird mit einander verbunden.
Der Lichtstrom (in Lumen) ist die gesamte Lichtmenge, die eine Lichtquelle in alle Richtungen – also in den vollen Raumwinkel von 12,56637 sr (= 4 π) – ausstrahlt; während die Lichtstärke (in Candela) einer Lichtquelle bezogen wird auf den – normalerweise kleineren – Raumwinkel, in den die Lichtquelle die Lichtmenge tatsächlich abstrahlt.
\( Lichtstärke = \frac{Lichtstrom}{Raumwinkel} \)
Ein Lichtstrom von 12,56637 Lumen würde in eine Lichtstärke von 12,56637 / 12,56637 = 1 Candela bewirken.
Lichtverschmutzung / Himmelshelligkeit
Die Qualität (Dunkelheit) des Sternhimmels messen wir ja mit dem SQM in Einheiten von Magnituden pro Quadratbogensekunde. Die Website http://clearoutside.com zeigt die Himmelsqualität neben der SQM-Zahl auch in Einheiten von Milli-Candela pro Quadratmeter an – also als “Leuchtdichte“; beispielsweise war dort heute für meinen Standort in Hamburg eine Himmelsqualität von SQM 18,61 bzw. 3,88 mcd/m² angezeigt.
Jetzt müssten wir nur noch die traditionellen Magnituden in Candela umrechnen. Also die Frage, wie war nocheinmal die “Magnitude” physikalisch definiert?
Von einem Stern der scheinbaren Helligkeit m geht ein Lichtstrom (gemessen in Lumen) aus von:
\( \Phi_v = 10^{(-m-14.2064)/2.5} Lumen \\\ \)
Diese Umrechnung verwenden wir auch bei den Betrachtungen zur Belichtungszeit von Astrofotos.
Die parallaktische Montierung mit ihren Motoren soll eine gute Nachführung bewirken, deswegen habe ich viel Geld dafür ausgegeben (Für mich ist meine Montierung Skywatcher HEQ5 Pro durchaus teuer).
Wenn wir Astrofotos machen, werden wir mehrere Einzelfotos zu einem Summenbild “stacken“. Dabei sollte die Gesamtbelichtungszeit wohl schön lang sein (2 Stunden und mehr), aber die Einzelbelichtungszeit wird ja begrenzt durch:
Nachführgenauigkeit der Montierung (Tracking)
Himmelshelligkeit
Wir wollen also zuerst einmal praktisch herausfinden, wie gut dieses sog. Tracking durch die Montierung eigentlich ist.
Wenn die Genauigkeit des Trackings durch die Montierung nicht ausreichen sollte, wäre evtl. ein Autoguiding hilfreich.
Ist das Tracking der Montierung gut genug?
Dazu stelle ich meine Montierung HEQ5 Pro auf meiner Terrasse in Eimsbüttel schön waagerecht auf und mache mit SharpCap ein gutes Polar Alignment. SharpCap zeigt mir schließlich eine Genauigkeit von 2 Bogenminuten an.
Dann gehe ich mit meinem Teleskop Orion ED80/600 (f=600mm) und der Kamera ASI294MC Pro (Pixelgrösse 4,63 µm) auf einen Himmelsbereich möglichst nahe zum Himmelsäquator. In meinem begrenzen Himmelsausschnitt kommt dafür der Stern Albireo (Beta Cyg) infrage.
Nun mache ich eine Belichtungsreihe 60s, 120s, 240s, 480s,… von diesem Sternenfeld nur mit eingeschaltetem “Siderial Tracking” durch die Montierung HEQ5 Pro, um zu sehen, ab welcher Belichtungszeit die Sterne nicht mehr punktförmig (bzw. kreisförmig) werden, weil das Tracking der Montierung die Erdrotation nicht genaugenug kompensiert.
Als Ergebnis sei hier die Aufnahme mit 240s (=4 Minuten) Belichtungszeit gezeigt, wo ich keinerlei Nachführfehler feststellen kann.
Abbildung 1: Testfoto mit 240s Belichtungszeit (Google Drive: DK_20210530_Tracking.jpg)
Das Bild mit 480s Belichtungszeit wurde dann doch zu hell.
Schlussfolgerung: Die Nachführung durch meine Montierung HEQ5 Pro mit meinem Equipment (ED80/600 & ASI492MC Pro) ist vollkommen ausreichend. Ein Autoguiding (z.B. mit der Software PHD2 Guiding) ist nicht erforderlich.
Von “hintergrundlimitiert” spricht man, wenn der Bildhintergrund so hell ist, dass das Kamerarauschen (Ausleserauschen plus Dunkelstromrauschen; Read Noise + Dark Noise) im Vergleich zum Photonenrauschen (Sky Noise) des Himmelshintergrundes vernachlässigbar klein wird.
Wenn ich meine Einzelfotos in diesem Sinne schon hintergrundlimitiert habe, kann ich durch Verlängerung der Einzelbelichtungszeit keine Verbesserung des SNR im Summenbild mehr erreichen (bei gleicher Gesamtbelichtungszeit), da bei längerer Belichtung die Lichtverschmutzung dominieren würde.
Wie genau ist der Begriff “hintergrundlimitiert” definiert?
Es gibt keine verbindliche Definition dafür, ab welcher Zahl das Kamerarauschen gegenüber dem Photonenrauschen des Hintergrunds (Sky Noise) vernachlässigbar klein wird, aber Mischa Schirmer hat einmal in einem Forum als denkbare Definition genannt, dass das Photonenrauschen des Hintergrunds mindestens drei mal größer sein muss als das Kamerarauschen.
Ob ein Foto hintergrundlimitiert ist, kann man am Histogramm alleine nicht ablesen, weil man dem Histogramm nicht ansieht, wie hoch das Rauschen ist und schon gar nicht, wie hoch der Anteil des Kamerarauschens am Gesamtrauschen ist. Es ist aber sicher ein gutes Zeichen, wenn der Histogrammberg deutlich vom linken Bildrand losgelöst ist.
Messung des Kamerarauschens (Dunkelstromrauschen + Ausleserauschen)
Wir machen ca. 20 Dark-Frames und daraus ein Master-Dark. Im Master-Dark ist das Dark-Noise (quasi) verschwunden und nur noch das Dark-Signal vorhanden. Wir merken uns natürlich die Sensor-Temperatur, die Belichtungszeit und das Gain (ISO) dieser Darks.
So ein Master-Dark können wir mit der Software Fitswork leicht erstellen: Fitswork-Menüleiste -> Datei -> Masterdark / -flat erstellen
Wir subtrahieren dann von jedem Einzel-Dark dieses Master-Dark. Das Ergebnis ist jeweils ein Dark in dem das Dark-Signal abgezogen ist und nur noch das DarkNoise übriggeblieben ist. Beispielsweise können wir das mit der Software Fitswork ganz einfach machen.
So eine Subtraktion machen wir z.B. mit der Software Fitswork: Fitswork Bilder öffnen dann Menüleiste -> Bilder kombinieren -> Subtrahieren
Das Einzel-Dark muss dabei das selektierte Foto sein, das Master-Dark muss im Hintergrund liegen.
Als Ergebnis erhalten wir ein Bild, in dem nur noch das Kamerarauschen enthalten ist, weil wir das Dunkelstrom-Signal abgezogen haben
Von so einem “nur Noise”-Bild bestimmen wir die Standardabweichung. Auch das können wir beispielsweise mit der Software Fitswork ganz einfach machen.
Evtl. mitteln wir den Wert der Standardabweichung über mehrere dieser Einzel-Darks (Fitswork: Rechte Maustaste -> Bildstatistik zeigen).
Dieser Wert der Standardabweichung ist ein Maßzahl für das Dunkestromrauschen (gemessen in ADU). Genaugenommen ist natürlich auch ein gewisser Teil Ausleserauschen darin, also sagen wir mal dieser Wert ist eine Maßzahl für das Kamerarauschen.
In meinem Beispiel (240 s, Gain 121, 18° C) erhalte ich als Wert des Kamerarauschens 32 ADU
Mit meiner Astro-Kamera ASI294MC Pro habe ich folgendes mit Dark Frames gemessen:
Temperatur
Belichtungszeit
Gain
Kamera-Rauschen
-10° C
120 s
300
75 ADU
-10° C
120 s
200
26 ADU
-10° C
60 s
200
21 ADU
-10° C
30 s
200
19 ADU
-10° C
20 s
300
51 ADU
Messung des Himmelshintergrunds
Wir bezeichnen ein Foto als “hintergrundlimitiert”, wenn das Rauschen des Himmelshintergrunds mindestens dreimal so groß ist, wie das Kamerarauschen (Dunkelstromrauschen + Ausleserauschen).
Wir müssen also nun den Himmelshintergrund im zur Frage stehenden Einzelfoto (Light-Frame) messen. Wenn wir das einfach so im original Light-Frame machen würden, hätten wir zusätzlich zum Himmelshintergrund ja noch das Dunkelstrom-Signal und das Dunkelstrom-Rauschen darin. Das Dunkelstrom-Signal können wir abziehen, das Dunkelstrom-Rauschen nicht. Also subtrahieren wir von dem Light-Frame unser Masterdark.
Also in der Software Fitswork:
Menüleiste Datei -> Open -> das Master-Dark
Menüleiste Datei -> Open -> ein Light-Frame
Menüleiste Bilder kombinieren -> subtrahieren
Wenn wir nun im so bereinigten Light-Frame einen kleinen Bereich, wo nur Hintergrund ist, messen (z.B. wieder mit Fitswork), so erhalten wir den Wert des Hintergrund-Signals als “Average” und den Wert von Hintergrund-Rauschen plus Dunkelstriom-Rauschen als “Standardabweichung” (gemessen jeweils in ADU). Wir haben also den korrekten Signal-Wert, aber (noch) nicht den korrekten Rausch-Wert. Um den “richtigen” Rauschwert des Hintergrunds zu bekommen, können wir die Tatsache benutzen, dass das Hintergrund-Signal einer Poisson-Verteilung genügt. Also:
\( Standardabweichung = \sqrt{Mittelwert} \)
Deshalb können wir auch sagen, das die Wurzel aus dem Signal (Average) im Hintergrund des bereinigten Light-Frames muss mindesten 3 mal so hoch sein, wie das oben gemessene Kamerarauschen (Dunkelstromrauschen+…).
Bei meinem Beispiel (Light-Frame mit 60 s, Gain 121, 18 C) komme ich auf ein Hintergrund-Signal von 12000 ADU, was einem Hintergrund-Rauschen von 109,5 ADU entspricht (Wurzel aus 12000), was gerade etwas über unserer Grenze von dreimal Kamera-Rauschen (3 x 32 ADU = 96 ADU) liegt. Das 60s Foto ist also bei mir hintergrundlimitiert.
Mit meiner Astro-Kamera ASI294MC Pro habe ich folgendes mit Light Frames am Standort “Bundesstrasse” gemessen:
Temperatur
Belichtungszeit
Gain
Ort
Hintergrund-Signal
Hintergrund-Rauschen
Kamera-Rauschen
Faktor
-10° C
120 s
300
Bundesstrasse
27700 ADU
166 ADU
75 ADU
2,2
-10° C
120 s
200
Bundesstrasse
15400 ADU
124 ADU
26 ADU
4,8
-10° C
60 s
200
Bundesstrasse
8300 ADU
91 ADU
21 ADU
4,3
-10° C
30 s
200
Bundesstrasse
4860 ADU
70 ADU
19 ADU
3,7
-10° C
20 s
300
Kiripotib
2600 ADU
51 ADU
51 ADU
1,0
Ich hatte eine maximale Belichtungszeit von 120s wegen der Trackinggenauigkeit meiner Montierung AZ-GTi bei f=135mm schon gefunden.
Mit einem Gain von 200 bin ich dann deutlich Hintergrundlimitiert….
Maßeinheiten: ADU, Elektronen, Photonen
Mit Fitswork können wir unmittelbar in Einheiten von ADUs pro Pixel über die Belichtungszeit arbeiten. Wenn wir eine Elektronenrate haben wollen, müssen wir das Unity Gain der Kamera kennen. Bei Unity Gain wäre ein ADU gleich einem Elektron.
Wenn man von der Anzahl Elektronen zurück auf die Anzahl Photonen schließen will, benötigt man die sog. Quanteneffizienz “QE” des Sensors…
Wenn die Software die echten ADU-Werte (z.B. 14 Bit) hochgechnet auf z.B. 16 Bit, muß man dass ggf. auch noch korrigieren…
Lessons learned
Nachdem die Genauigkeit meines Trackings mit der HEQ5 Pro auch ohne Autoguiding ausreichend ist, wäre nur noch die minimale Belichtungszeit für meine Einzelfotos (bei der “Hintergrundlimitierung” eintritt) genauer zu bestimmen. In der nächsten sternklaren Nacht werde ich Aufnahmen probieren mit Belichtungszeiten: 10s, 20s, 30s, 60s bei Gain 121 und Kühlung auf -10 Grad und dazu passende Darks machen.
Geplante Belichtungszeit: 60 x 120 Sekunden bei Gain 300
Probefotos ergaben, dass bei dieser Belichtung das Histogramm (Abb. 1) der Einzelfotos “gut” aussah; d.h. deutlich vom linken Rand abgesetzt und vom rechten Rand noch sehr weit entfernt
Hilfe beim Wiedereinstieg in die Astronomie bekam ich auch von der GvA, der Gesellschft für volkstümliche Astronomie in Hamburg, der ich im Mai 2015 beitrat.
Die GvA veranstaltet Workshops im Kirchenzentrum Feste Burg, in Neuallermöhe (seit Sommer 2022: Haus Christo, Nettelnburg) und zwar:
Sonnen-Workshop
Anfänger-Workshop
Video-Webcam-Workshop
GvA Treff
Ausserdem gibt es einmal im Monat einen “Hauptvortrag” im kleinen Hörsaal
Es gibt eine sog. “ASW” (Aussensternwarte) in Handloh, südlich von Hamburg.
Dort steht ein Container mit Rolldach, der eine Montierung, Teleskope und Computer beherbergt.
Vereinsmitglieder können dort größere astronomische Geräte benutzen bzw. auch mit eigenen Geräten der Hamburgder Lichtverschmutzung entkommen.
Ausserhalb des Containers können Stromanschlüsse für selbstmitgebrachte Teleskope benutzt werden.
λ