Astrofotografie: Belichtungszeiten

Gehört zu: Astrofotografie
Siehe auch: Stacking, Nachführung, Lichtverschmutzung, SQM Sky Quality Meter

Wie lange sollten die einzelnen Sub-Exposures belichtet werden?

Wir haben ja gelernt, dass wir sehr lange Belichtungszeiten für die so lichtschwachen Objekte der Astrofotografie brauchen.

Lange Belichtungszeit heisst hier aber nicht notwendig, dass ein einzelnes Foto lange belichtet werden muss, sondern wir können auch viele Einzelaufnahmen (Sub Exposures) machen und die dann aufaddieren (Stacken). Es kommt auf die Summe der Einzelbelichtungen an. Man sagt, die gesammte “Integrationszeit” ist das Wesentliche.

Diese Integrationszeit sollte in der Tat lang sein; d.h. mindestens 1 Stunde, besser 2 Stunden, besser 4 Stunden… Die Gesamtzeit (Integrationszeit) kann man ja Planen für die Bobachtungsnacht. Nehmen wir mal an, wir hätten 2 Stunden (also 120 Minuten) angesetzt. Die Frage wäre dann ja, wie lang man jedes Einzelfoto (Sub Exposure) belichten soll. Also ist 120 x 60 sec gut oder 240 x 30 sec oder 24 x 5 min oder… besser?

Auf der “Practical Astronomy Show” am 9.  März 2019 hat Dr. Robin Glover (SharpCap) dazu einen interessanten Vortrag gehalten. Der Titel des Vortrags war “Deep Sky CMOS Imaging” und er ist als Youtube-Video verfügbar.
Youtube:   https://www.youtube.com/watch?v=3RH93UvP358

Zusammenfassung (Executive Summery)

Da die technischen Zusammenhänge doch sehr komplex und vielschichtig sind, hier die “wichtigsten” Erkenntnisse vorweg (für einen gegebenen Standort mit gegebener Lichtverschmutzung):

  • Die Gesamtbelichtungszeit (Integrationszeit) muss lang sein (z.B. 2 Stunden oder mehr)
  • Die Belichtungszeit eines Einzelfotos muss immer so gewählt werden, dass im Histogramm weder links noch rechts etwas abgeschnitten (“geclippt”) wird
  • Die Einzelbelichtungszeit muss nur so groß sein, dass das Einzelbild “hintergrundlimitiert” ist; d.h.
    • Unter lichtverschmutztem Himmel die Einzelfotos (Subs) kurz belichten (z.B. 30 sec), dann aber ganz viele machen
    • Unter dunklerem Himmel können die Einzelfotos schon länger belichtet werden (z.B. 5 min), wenn das Guiding (oder: Autoguiding) das hergibt
  • Ruhig ISO bzw. Gain hochdrehen, dann wird das Ausleserauschen geringer (bei CMOS Sensoren) – aber der Dynamik-Umfang wird etwas sinken
  • Das thermische Rauschen ist häufig viel kleiner als das Rauschen aus anderen Quellen (z.B. Lichtverschmutzung). Deshalb ist extreme Kühlung manchmal garnicht so wichtig.

Haupteinflußfaktor ist die Lichtverschmutzung:

  • Das thermische Rauschen durch Kühlung reduzieren auf 10% der Lichtverschmutzung
  • Das Ausleserauschen wird irrelevant, wenn wir die Subs so lange belichten, das sie quasi “hintergrundlimitiert” werden; soll heissen dass im gestackten Bild das Ausleserauschen maximal 5% der Lichtverschmutzung ausmacht.
  • Das Dunkelstrom-Rauschen wird reduziert durch das Stacken vieler Dark-Frames zu einem Masterdark
  • Das  “Shot Noise” (Photonen-Rauschen) wird reduziert durch das Stacken vieler Light-Frames

Hintergrundlimitiert ???

Was meint man mit “hintergrundlimitiert” ?XYZ???

Mit “Hintergrund” meint man die HImmelshelligkeit (Lichtverschmutzung,  Airglow etc.). Unter “limitiert” durch den HIntergrund meint man, dass die anderen Rausch-Signale (Auslese-Rauschen und thermisches Rauschen) deutlich kleiner sind als das Signal vom Himmelshintergrund und damit vernachlässigt werden können.

Wenn man sich nach der nötigen Belichtungszeit für die Subs fragt, reicht es, wenn man gerade so lange belichtet, dass die Subs hintergrundlimitiert sind. Dann wird durch noch längere Belichtungszeiten das Signal-Rausch-Verhhältnis im Stack nicht mehr verbessert.

Signalstärke

Auf einem Astrofoto kommen verschiedene Signale zusammen:

  • Ein Signal vom eigentlichen Beobachtungsobjekt (Nutz-Signal)
  • Ein zusätzliches Signal vom Himmelshintergrund (Light Pollution)
  • Ein zusätzliches Signal durch den Dunkelstrom (abhängig von der Sensor-Temperatur)

Die Signalstärke ist eigentlich:  Anzahl Photonen pro Pixel pro Sekunde.
Die Photonen schlagen dann Elektronen aus dem Sensormaterial heraus und die Elektronen werden dann gemessen und in eine Zahl umgewandelt (ADU).
Die Quantum Efficiency (QE) ist dabei der Prozentsatz von Photonen, der ein Elektron auslöst.
Messen als Signalstärke im Sensor kann man dann:  Anzahl Elektronen pro Pixel pro Sekunde.

Rausch-Signale

Jedes Signal ist mit einem Rauschen behaftet.

Es gibt mehrere Quellen für Rausch-Signale die sich alle addieren.

  • Kamera-extern hat man (sog. Shot Noise, Photonenrauschen, Schrotrauschen):
    • Rauschen in den Light-Frames im eigentlichen, externen Signal vom Beobachtungsobjekt
    • Rauschen in den Light-Frames im Signal des Himmelshintergrunds (Lichtverschmutzung etc.)
  • Kamera-intern hat man (sog. Kamera-Rauschen):
    • Rauschen in den Light-Frames durch Wärme im Sensor (Thermisches Rauschen – nur Rauschen, kein Signal)
    • Rauschen in den Light Frames durch den Auslese-Vorgang (sog. Read Noise – nur Rauschen, kein Signal)
    • Rauschen in den Dark-Frames  (Rauschen im Dunkelstrom-Signal)
    • Rauschen in den Flat Frames

Rauschen bringt feine Details im Bild zum Verschwinden. Deshalb wollen wir das Rauschen insgesamt reduzieren.

Das Rausch-Signal ist meistens zufällig (stochastisch) und kann also dadurch bekämpft werden, dass man viele Aufnahmen macht und die dann mittelt (siehe: Stacken).

Addieren von Signalen über Stacks

Beim Stacken von Einzelaufnahmen (Sub Exposures) verhalten sich Signal und Rauschen unterschiedlich.

Konstante Signale, bei denen sich die Signalstärke von Sub zu Sub eigentlich nicht ändert, addieren sich einfach.

\((1) \hspace{1 em} S_{1+2} =  S_1 + S_2 \)

Rausch-Signale, die sich von Sub zu Sub zufällig (stochastisch) ändern, addieren sich mit einer “Quadratwurzel” ….    R 1 + R 2   = Wurzel aus (R 1 Quadrat + R 2 Quadrat)

\((2) \hspace{1 em} R_{1+2} =  \sqrt{ R_1^2 + R_2^2} \)

Das bedeutet z.B. dass bei der Addition stark unterschiedlicher Rauschsignale man das schächere “praktisch” vernachlässigen kenn.

Signal-Rausch-Verhältnis

MIt zunehmender Anzahl Subs steigt das Nutzsignal linear und das Rauschen “nur” mit der Quatradwurzel. Damit verbessert sich das Signal-Rausch-Verhältnis.

Näheres dazu weiter unten.

Dunkelstrom-Rauschen

Z.B. macht der sog. Dunkelstrom ein Dunkelstrom-Signal und ein Dunkelstrom-Rauschen.

Das Dunkelstrom-Signal kann man vom vom Nutzsignal (Light Frame) abziehen; das Dunkelstrom-Rauschen bleibt aber erhalten.

Bekämpfung: Das Dunkelstrom-Rauschen kann man nur bekämpfen indem man viele Dark Frames aufnimmt und dann das Dunkelstrom-Rauschen herausmittelt, weil das Rauschen stochastisch ist.

Auslese-Rauschen

Durch den Vorgang des Auslesen der Pixel-Informationen aus dem Sensor ensteht auch ein zusätzliches Auslese-Rauschen.

Wenn man statt ein paar wenigen Aufnahmen mit längerer Belichtung alternativ viele Aufnahmen mit kürzerer Belichtung macht, hat man auf jeder Einzelaufnahme das Ausleserauschen und das würde also bei “vielen kurzen Belichtungen” viel stärker ins Gewicht fallen. Allerdings ist das Auslese-Rauschen bei modernen CMOS-Kameras sehr gering, wenn man den Gain etwas hoch stellt, was die Dynamik evtl. herabsetzt.

Gain bzw. ISO

Das Aufdrehen des “Gain” bei CMOS-Sensoren ist einfach eine Verstärkung aller Bildsignale.

Das Ausleserauschen wird durch den Gain allerdings nicht verstärkt, da diese Verstärkung erst nach der Belichtung des Sensors stattfindet.

Zum Beispiel zeigt der Hersteller der ASI294 folgendes Diagramm:

RobinGlover-02

Bekämpfung: Das Auslese-Rauschen können wir bekämpfen einserseits durch Aufdrehen des Gain, andererseits durch Verlängern der Belichtungszeit der Subs soweit bis “Hintergrundlimitierung” (s. Lichtverschmutzung unten) erreicht ist.

Thermisches Rauschen

Im Sensor entstehen Elektronen nicht nur durch die ankommenden Photonen, sondern auch durch Wärme.

Thermisches Rauschen verdoppelt sich ungefähr bei Temperaturerhöhung um 6,5 Grad Celsius.

Je nach Sensor ergeben sich unterschiedliche Kurven für das thermische Rauschen (Copyright Dr. Robin Glover):

RobinGlover-01

Typisch für moderne CMOS-Sensoren wie Sony 294C sind 0,2 Elektronen pro Sekunde pro Pixel bei einer Sensor-Temperatur von 25 Grad Celsius.

Wenn man diese Kurven sieht, erkennt man, dass ein Herunterkühlen von 25 Grad auf 15 Grad völlig ausreicht, um das thermische Rauschen bedeutungslos zu machen.

Bekämpfung: Das thermische Rauschen bekämpfen wir durch Kühlung des Sensors.  Robin Glover empfiehlt, das thermische Rauschen auf 10% der Lichtverschmutzung zu limitieren. Bei besonders geringer Lichtverschmutzung wäre also eine entsprechende leichte Kühlung notwendig.

Unser “Standard Observer”

Da die optimale Belichtungszeit für unsere Sub Exposures von vielen Gegebenheiten abhängt, definieren wir zunächst einmal einen “Standard-Beobachter”, für den wir unsere Untersuchungen machen wollen.

Der Standard-Beobacher sei definiert durch:

  • Sensor: CMOS, monochrom, 50% QE, Pixelgröße 3,75µ, Temperatur 25 Grad Celsius
  • Öffnungsverhältnis: f/6
  • Lichtverschmutzung:  Bortle 5
  • Gesamtbelichtungszeit: 60 MInuten

Lichtverschmutzung

Die Signalstärke aus Lichtverschmutzung gemessen in Anzahl Elektronen pro Pixel pro Sekunde (nach Dr. Robin Glover) ist:

Bortle 9
Inner City
Bortle 8 City Sky Bortle 7
Urban
Bortle 5
Suburban
Bortle 3
Rural
Bortle 1
Excellent Dark
f/4 175 28 22 5,3 1,2 0,80
f/5 112 18 14 3,7 0,81 0,51
f/6 78 12,3 9,36 2,6 0,56 0,36
f/7 57 9,1 7,1 1,9 0,41 0,26
f/10 28 4,4 3,4 0,85 0,19 0,13

Dies sind Daten für einen Mono-Sensor mit 50% Quantum Efficiency und 3,75μ Pixelgröße (also für den Standard-Observer).
Für einen Colour-Sensor sind diese Zahlen durch 3 zu dividieren.
Link: https://tools.sharpcap.co.uk

Unser Standard-Observer hat demnach eine Lichtverschmutzung von:  2,6 Elektronen pro Pixel pro Sekunde

Beispiele für Lichtverschmutzung

An verschiedenen Orten haben wir ganz unterschiedliche Lichtverschmutzung:

  • Hamburg-Eimsbüttel: SQM 17,5 –> Bortle 7
  • Handeloh Aussensternwarte:  SQM 21,0 –> Bortle 4
  • Kiripotib, Namibia: SQM 21,9 –> Bortle 1
  • Elmshorn: xyz
Standort SQM Teleskop Imager Light Pollution Rate Thermal Noise Limit Erforderliche Sensor Temperatur
Eimsbüttel 17,5 ED80/510 Canon EOS 600D 3,00 0,30
Handeloh 21,0 ED80/510 Canon EOS 600D 0,30 0,03
Elmshorn
Kiripotib 21,9 APM APO 107/700 * 0,75 Canon EOS 600D 0,22 0,02

Lichtverschmutzung mit der DSLR Canon EOS 600D in Eimsbüttel

Bei einer Lichtverschmutzung von Bortle 7 hätte ich bei meiner Canon EOS 600D (Colour) an dem ED80/510 dann eine Lichtverschmutzung von 2,96 Electrons per Pixel per Second.
Robin Glover empfiehlt, das thermische Rauschen herunterzudrücken auf 10% der Lichtverschmutzung, also auf: 0,296 e

Lichtverschmutzung mit der Altair Hypercam 294 Pro Colour

Bei einer Lichtverschmutzung von Bortle 7 hätte ich mit dieser Cam an dem ED80/510 dann eine Lichtverschmutzung von 6,38 Electrons per Pixel per Second.
Robin Glover empfiehlt, das thermische Rauschen herunterzudrücken auf 10% der Lichtverschmutzung, also auf 0,638 e

Lichtverschmutzung mit der Altair GP-CAM

Für meine GP-CAM haben wir:

  • Pixelgröße: 3,75μ
  • Sensor: CMOS mono
  • Quantum Efficiency:   ca. 60%
  • Sensor: Mono

Bei einer Lichtverschmutzung von Bortle 7 hätte ich mit dieser Cam an dem ED80/510 dann eine Lichtverschmutzung von 9,88 Electrons per Pixel per Second.
Robin Glover empfiehlt, das thermische Rauschen herunterzudrücken auf 10% der Lichtverschmutzung, also auf 0,988 e

Lichtverschmutzung in Aussensternwarte Handeloh

Dort haben wir:

  • Lichtverschmutzung: SQM 21,0 –> Bortle 4
  • Sensor: CMOS colour
  • Pixelgröße: 4,3μ
  • Quantum Efficiency: 41%
  • Öffnungsverhältnis: f/6.4

In Handeloh hätte ich mit meiner Canon EOS 600D an dem ED80/510 dann eine Lichtverschmutzung von 0,30 Electrons per Pixel per Second.

Lichtverschmutzung in Kiripotib, Namibia

Dort haben wir:

  • Lichtverschmutzung: SQM 21,9 –> Bortle 1
  • Sensor: CMOS colour
  • Pixelgröße: 4,3μ
  • Quantum Efficiency: 41%
  • Öffnungsverhältnis: f/4,9   (APM APO 107/700 mit Reducer 0,75)

Auf Kiripotib hätte ich mit meiner Canon EOS 600D an einem APM APO 107/700 mit Reducer dann eine Lichtverschmutzung von 0,22 Electrons per Pixel per Second.

Das Shot-Noise

Auch im eigentlichen Nutz-Signal haben wir ja ein Rauschen, das sog. “Shot Noise”  (im Deutschen auch “Schrotrauschen” genannt). Die Ankommensrate der Photonen kann man inetwa mit Regentropfen vergleichen.

Wenn wir länger belichten, kommen mehr Photonen auf den Sensor, wenn wir kürzer belichten, kommen weniger Photonen auf den Sensor.

Bei einem schwächeren Signal ist das Shot Noise im Verhältnis größer   –   Poisson-Verteilung….

Umgekehrt: je länger wir belichten, desto geringer wird das Shot Noise im Verrhältnis. Shot Noise = k mal Wurzel aus Signalstärke

\((3) \hspace{1 em}  Shot Noise = k \cdot \sqrt{Signalstärke}  \)

Absolut gesehen, steigt das Shot Noise mit der Signalstärke, also der Belichtungszeit.
Aber relativ zum Signal wird das Shot Noise (prozentual) immer geringer:   Shot Noise / Signalstärke = k / Wurzel aus Signalstärke

\((4) \hspace{1 em}  \Large  \frac{Shot Noise}{Signalstärke} = \Large \frac{k}{\sqrt{Signalstärke}}  \)

Stacking and Noise

Wenn wir n Frames stacken verhält sich das Read Noise linear: ….

Wenn wir n Frames stacken verhält sich das Stack Noise wie folgt:

Stack Noise = Read Noise + Shot Noise   – wobei das Shot Noise praktisch gleich der Light Pullution ist

nach Robin Glover:

S1 S2 S3 S4
Frames stacked Increase in Image Signal Increase in Image Noise Increase in S/N Ratio
1 1 x 1 x 1 x
2 2 x 1,41 x 1,41 x
5 5 x 2,24 x 2,24 x
10 10 x 3,16 x 3,16 x
20 20 x 4,47 x 4,47 x
50 50 x 7,07 x 7,07 x
100 100 x 10 x 10 x

S2 = S1

\( \Large S_2 = S_1    \)

S3 = Wurzel aus S1

\( \Large S_3 = \sqrt{S_1}  \)

S4 = S2  /  S3  =    S1 / Wurzel aus S1   =   Wurzel aus S1

\( \Large S_4 = \Large\Large\frac{S_2}{S_3}  = \frac{S_1}{\sqrt{S_1}}  = \sqrt{S_1} \)

Die Schlußfolgerung

Wenn wir einfach einen gegebenen Ort, ein gegebenes Astro-Equippment und eine gegebene Zeit haben, was soll wir machen?

Dafür gibt es eine Formel. Wobei wir folgende Symbole benutzen:

R  = Read Noise    (typisch bei CMOS-Sensoren: 0,2 e pro Sekunde pro Pixel)

T = Total Imaging Time

S = Sub Exposure Time

n = Number of Subs      \(  n = \frac{T}{S}  \)

P = Light Pollution Rate   in Electrons per Sekunde per Pixel     (typisch: 2,6 für unseren Standard-Beobachter mit Bortle=5)

Single Frame

Wenn wir als “Shot Noise” einfach mal das Signal der Lichtverschmutzung nehmen (die anderen Rausch-Anteile vernachlässigen wir, da wir ja “hintergrundlimitiert” fotografieren).
dann ergibt sich:

\( SingleFrameShotNoise = \sqrt{S \cdot P} \)

und das ReadNoise in einem Sub ist:

\( SingleFrameReadNoise =  R \)

Damit ist das Gesamt-Rauschen in einem Frame:

\( SingleFrameTotalNoise = \sqrt{SingleFrameReadNoise^2 + SingleFrameShotNoise^2}    \)

Also:

\( SingleFrameTotalNoise = \sqrt{R^2 + S \cdot P}    \)

Total Stack

Dann ist das gesamte ReadNoise im gestackten BIld:

\( TotalStackReadNoise = \sqrt{n \cdot R^2} \)

und wenn wir als “Shot Noise” einfach mal das Signal der Lichtverschmutzung nehmen (die anderen Rausch-Anteile vernachlässigen wir, da wir ja “hintergrundlimitiert” fotografieren).
Dann ist das gesamte ShotNoise im gestackten Bild:

\( TotalStackShotNoise = \sqrt{T \cdot P} \)

Dann haben wir als “Stack Noise”:

\( TotalStackNoise = \sqrt{TotalStackReadNoise^2 + TotalStackShotNoise^2}    \)

also:

\(  TotalStackNoise = \sqrt{n \cdot R^2  + T \cdot P} \)

Wenn wir als “Shot Noise” einfach mal den Betrag der Lichtverschmutzung nehmen (die anderen Rausch-Anteile vernachlässigen wir, da wir ja “hintergrundlimitiert” fotografieren).

Grenzfall: “Perfekte Kamera” d.h.R=0

\( TotalStackNoise = \sqrt{T \cdot P}  \)

Grenzfall “Eine Aufnahme, ganz lang”  n=1

\( TotalStackNoise = \sqrt{R^2  + T \cdot P}  \)

Dieses stellt auch das Optimum (Minimum) für Aufnahmen mit der begrenzten Gesamtbelichtungszeit dar; also die 100%, die unten gebraucht werden.

Ergebnisse: Total Noise in the Stack Bortle=5

Diese Formel als Tabelle dargestellt ergibt:

Sub Exposure Length Total Stack Noise CMOS Total Stack   Noise
CCD
Total Stack Noise CMOS Total Stack Noise      CCD
[s] e/pixel/s e/pixel/s [%] [%]
1 178,5 431,0 184,4 444,3
2 143,6 312,3 148,3 322,0
5 117,7 211,3 121,6 217,8
10 107,7 164,3 111,3 169,4
23 101,6 130,0 105,0 134,0
30 100,5 123,5 103,9 127,3
60 98,7 110,9 101,9 114,3
100 97,9 105,5 101,2 108,7
174 97,4 101,9 100,7 105,0
1000 96,9 97,7 100,1 100,7
3600 96,8 97,0 100,0 100,0

und als grafische Darstellung:

RobinGlover-04

 

Wir sehen, dass sich das Total Stack Noise bei gegebener Gesamtbelichtungszeit (hier: 3600 Sekunden) jeweils einem Optimum (Minimum) annähert (im Beispiel: 96,8 bei CMOS und 97,0 bei CCD).

Die Kurven flachen sehr schnell ab, also können wir durchaus mit Sub Exposures arbeiten, die wesentlich kürzer sind und dabei das optimale (minimale) Rauschen nur ganz knapp erhöhen.

Wenn wir etwa ein 5% höheres Rauschen als das Minimum-Rauschen akzeptieren, landen wir bei Sub Exposures von: 30 Sekunden bei CMOS und 60 Sekunden bei CCD.

Im Beispiel sind das:

  • Standard-Beobachter CMOS 23 sec
  • Standard-Beobachter CCD 174 sec

Optimale Sub Exposures

Zum Schluss bleibt die Frage, wieviel zusätzliches Rauschen im Bild man akzeptieren will.  Wenn wir das akzeptierte zusätzliche Rauschen in Prozent des Minimum-Rauschens mit “E” bezeichnen, erhalten wir:

\( \Large S = C \cdot \frac{R^2}{P}   \)

wobei:

\( \Large C = \frac{1}{(\frac{100 + E}{100})^2 – 1}  \)

Bei E=5% ist C=10. Damit erhalten wir die Formel:

\(  S = 10 \cdot \frac{R^2}{P}   \)

 

Ergebnisse: Total Noise in the Stack Bortle=4 (Handeloh)

 

 

 

Ergebnisse: Total Noise in the Stack Bortle=1 (Namibia)

 

Computer: WordPress: OSM Open Street Map Plugin

Open Street Map Plugin für WordPress

Dieses Plugin

  • OSM Plugin Version 5.3.2 | By MiKa | zur Darstellung von GPS Tracks

ermöglicht es, eine OSM-Kate (=Map) zusammen mit einem GPS-Track in einen WordPress-Artikel einzubetten.

Installation des OSM Plugins

Zunächst läd man sich das OSM Plugin in sein WordPress.

Dann muss das OSM-Plugin aktiviert werden.

Benutzung des OSM Plugins: Die Landkarte

Um eine Landkarte (“Map”) in einem WordPress-Artikel anzuzeigen muss ein sog. OSM-Tag in dem WordPress-Artikel mit folhgendem Aufbau stehen:

Wobei “map_center” die geografische Länge und Breite des Kartenmittelpunkts sein soll und mit “zoom” die gewünschte Vergrößerungsstufe eingestellt werden kann.
Schließlich geben “width” und “height” die gewünschte Größe der Landkarte innerhalb des WordPress-Artikels an.

Achtung: Man muss mit diesen Angaben schon ein bisschen herum zirkeln, bis alles so schön aussieht, wie man es haben möchte.

Achtung: Die Angabe “height=…” muss absolut in Anzahl Pixel erfolgen, wenn man hier eine Prozentzahl angibt, erscheint eine Landkarte mit der Höge Null, also ein Strich.

So wird ersteinmal nur die Landkarte (ohne GPS Track) angezeigt. Die Anzegei erfolgt nicht im WordPress-Edit-Mode, sondern nur im View-Mode.

Benutzung des OSM Plugins: Der GPS-Track

Den GPS-Track muss man unabhängig zuvor mit einem geeigneten GPS-Logger aufgenommen haben und dann auf den Server hochladen wo das WordPress gehostet wird.

Soll auf der Landkarte dieser GPS-Track angezeigt werden, muss man entsprechend zusätzliche Angaben in dem OSM-Tag machen:

 

Astronomie: Checkliste für auswärtige Beobachtungen

Gehört zu: Astronomie
Siehe auch: Geräteliste, Mein Workflow

28267 Unique Visitors,  40409 Page-views

Was muss ich ins Auto packen, wenn ich nach auswärts zur Sternwarte fahre?

Stand: 31.10.2019

Generell

  • Schlüssel zur Sternwarte
  • Astro-Kladde und Bleistift
  • Rotlicht-Taschenlampe
  • Rotlicht-Stirnlampe
  • Camping-Stuhl
  • Camping-Tisch
  • Regenhaube für das Teleskop
  • Warme Kleidung (Handschuhe, Mütze, Stiefel,…)
  • Kabeltrommel
  • Mehrfach-Steckdose
  • Gummiband

Computer

  • Windows-Laptop-Computer
  • Netzteil für Laptop-Computer
  • Maus für Laptop-Computer
  • Maus-Pad für Laptop-Computer
  • USB-Winkelstecker
  • Rotlicht-Folie, Rotlicht-Scheibe für Laptop-Display
  • Laptop-Zelt 
  • Software: PoleMaster, DualMotorFocus, ASCOM-Platform, EQMOD, All Sky Plate Solver, APT, Cartes du Ciel, PHD2 Guiding
  • Mobil-Telefon

Montierung

  • Dreibein-Stativ für HEQ5 Pro
  • Spreitz-Scheibe mit Gewindestange und zwei Muttern für HEQ5 Pro
  • Wasserwaage
  • Polkopf HEQ5 Pro
  • Gegengewicht für HEQ5 Pro
  • 12 Volt Kabel für Polkopf
  • 12 Volt Steckernetzteil
  • Synscan-Handbox für HEQ5 Pro
  • Serielles Kabel mit USB-Adapter zur Verbindung der Handbox mit dem Laptop-Computer
  • PoleMaster mit USB-Kabel

Teleskop

  • Das OTA Orion ED80/600
  • Guiding-Rohr
  • Guiding-Kamera mit ST4-Kabel und USB-Kabel zum USB-Hub
  • Flattener/Reducer mit M48-Cannon-Adapter
  • Barlow-Linse und Verlängerungshülse
  • Taukappe für Orion ED80/600
  • Motor-Fokusser
  • optional: Sonnenfilter

DSLR

  • Den Kamera-Body: Canon EOS 600DA
  • T-Ring
  • Dummy-Akku zur Spannungsversorgung
  • Spezial-Netzteil zur Spannungsversorgung
  • USB-Kabel zum Anschluss an Hub bzw. Laptop-Computer
  • Speicherkarte mit viel Platz
  • Sucherfernrohr auf Blitzschuh
  • optional: Intervallometer

 

Astrofotografie: Platesolving mit ASTAP

Gehört zu: Plate Solving, Astronomie: Software-Liste
Siehe auch: Welche Sterne sind auf meinem Foto?

Die Software “ASTAP”

Zum Plate Solving benutze ich die Software “All Sky Plate Solver” und PlaneWave “PlateSolve2“, weil die beiden von APT unterstüzt werden.

Nun gibt es neu zum Plate Solving  “ASTAP” (Bestandteil von N.I.N.A.). ASTAP kann auch “stand alone”, verwendet werden. Die Bildquellen können ganz einfach JPG-Bilder oder FITS-Bilder sein, die irgendwo auf dem Notebook liegen (also keine Kamera, kein ASCOM, kein garnichts, einfach “Stand Alone”).

Das Plate Solving mit ASTAP leistet “near solving”, was die Angabe eines “ungefähren” Ausgangspunkts (R.A. und Dekl.) sowie die Angabe der  Bildgröße (Bildhöhe) in Grad  ( verlangt. Ebenfalls ist ein “blind solving” mit ASTAP möglich. Dafür ist die Angabe von Pixelsize und Focal Length erforderlich.

Als Ergebnis des Solven werden die Koordinaten des Bildmittelpunkts, der Drehwinkel und der Abbildungsmaßstab bzw. das Gesichtsfeld (FoV) ermittelt.

Bezugsquelle

https://www.hnsky.org/astap.htm

Copyright (C) 2018, 2019 by Han Kleijn, www.hnsky.org.

  • ASTAP Version 0.9.275 (stand alone version)
  • Index Files

Kompatibilität mit PlateSolve2

Wenn man das EXE-File umbenennt in “Platesolve2.exe” kann man ASTAP identisch verwenden. Also:

  • PlateSolve2 mit APT
  • PlateSolve2 mit SGP
  • PlateSolve2 mt XYZ

Installation von ASTAP

ASTAP installiert man, indem man das Setup-Programm astap_setup.exe ausführt. Das ausführbare Programm ist dann “D:\bin\astap\astap.exe”.

Automatisch werden bei der Installation auch das Utility DCRAW.exe und die Index-Files in den Ordner “D:\bin\astap” kopiert.

Bildbeschreibung: ASTAP Setup

ASTAP_Setup_01.jpg

ASTAP Setup

Andere Stern-Kataloge?

Gibt es noch andere Stern-Kataloge als die mit gelieferten???

Erste Schritte zum Plate Solving mit ASTAP

Dann kann’s losgehen: Ich nehme (Menü -> File -> Load FITS or other format) ein vorhandenes Astrofoto: DK_20170708_01380.jpg, das ich am 8. Juli 2017 mit der Sony NEX-5R und einem 135mm Objektiv aufgenommen habe.

Dieses Foto wird zunächst in den sog. “Viewer” geladen – das kann einen Moment dauern.

ASTAP_Load_01

Um die Parameter für das Plate Solving einmal einzustellen, klicken wir auf die Schaltfläche mit dem Symbol “Großes Sigma”. Dadurch öffnet sich ein neues Dialogfeld wo wir auf den Reiter “Alignment” gehen:

ASTAP_Alignment_01

Hier gibt es jetzt vier Möglichkeiten (Radio Buttons), das “Alignment” durchzuführen:

  • Star Alignment
  • Astrometric Alignment
  • Use local Astrometry.net
  • Manual, one star

Wir probieren mal das “Astrometric Alignment” aus.

Dazu müssen wir angeben:

  • die “Field height image in Grad” angeben. also im Beispiel 6,6 Grad
  • die ungefähre Rektaszension (alpha) und Deklination (delta) – da wir hier ein “Near Solving” haben. Also: Alpha = 20h 51m, Delta = 46° 13′

Danach klicken wir ganz rechts auf die Schaltfläche “Solve current image”

ASTAP_Alignment_02

Und nach ganz kurzer Zeit erhält man das Ergebnis:

ASTAP_Alignment_03

Weitere Funktionen von ASTAP

  • Die Stand Alone Version selbst hat keine ASCOM Funktionen (z.B. Steuerung von Kameras und Montierungen).
  • Integration in Host-Software wie APT, SGP etc.
  • Nur in den eingebauten Versionen (z.B. Host-Software APT oder N.I.N.A.) werden Plate-Solving-Ergebnisse an die Host-Software zurückgegeben und können dort zeitnah weiterverwendet werden; z.B. zum genaueren Positionieren des Bildausschnitts (sog. “Framing”).

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Dies stammt aus dem Artikel über Platesolve2:

  • Gesichtsfeld ca. 9,9° x 6,6°
  • Bildmitte ca. 20h 51m, +46° 13′
PlateSolve2-01.jpg

Platesolve2-01: Plate Match Found

Bei den “Starting Parameters” muss das Gesichtsfeld (hier: 9×6 degrees) eingetragen werden.
Meine Astrofotos werden meist nach 5 bis 10 Sekunden “gesolved” d.h. Rektaszension und Deklination des Bildmittelpunkts sowie der Drehwinkel gegen die Nordrichtung werden angzeigt.

Edit Parameters

Hier gebe ich an, ob als Katalog der APM oder der UCAC3 benutzt werden soll und das dazu geltende Äquinoktikum (J2000).

Da bei Digitalkameras Sterne oft etwas gößere “Bobbels” werden, stelle ich die “Max Star Size” von 6 auf 12 hoch. Wenn dann andere Objekte als Sterne erkannt werden, war der Wert zu groß.

Die “Detection Threshold” sorgt dafür, das Rausch-Artefakte nicht als ganz schwache Sterne missverstanden werden. Da meine Digitalkamera deutlich rauscht, stelle ich den Wert von 6 auf 8 hoch. Dadurch werden weniger Sterne erkannt. Wenn es zu wenig werden, hat man den Wert zu groß eingestellt.

Wenn ich einen Haken bei “Highest Accuracy Plate Solution” setze, stürzt der PlateSolve2 ab.

Auch die Default Location (geografische Breite und Länge) des Beobachtungsorts können hier angegeben werden.

PlateSolve2-02.jpg

Platesolve2-02: Parameters

Was kann ich damit anfangen?

  1. Als unmittelbares Ergebnis des Plate Solving bekomme ich angezeigt:
    1. Koordinaten des Bildmittelpunkts (R.A. und Dekl.)
    2. Pixel Size
    3. Drehwinkel
    4. Gesichtsfeld 9,97° x 6,62°
    5. Anzahl der gefundenen Sterne: 12 (die haben auf dem Bild einen kleinen Kreis)
    6. Wurzel aus der Summe der quadratischen Abweichungen (RMS): 2.022″
  2. Wenn ich auf die Schaltfläche “Show Image” drücke, kann das Bild mit gewissen Zusatzinformationen betrachtet werden.
    1. Ich kann mit der Maus über das Bild fahren und sehe unten die Koordinaten
    2. Ich kann mir die im Bild erkannten Sterne als Kreuze (waagerecht/senkrecht) anzeigen lassen
    3. Ich kann die benutzen Katalog-Sterne als Kreuze (45°) anzeigen lassen
    4. Ich kann mir die “gematchten” Sterne mit kleinen Kreisen anzeigen lassen
PlateSolve2-03.jpg

Platesolve2-03: Show Image

Astronomie: Der Null-Meridian (Greenwich)

Gehört zu: Zeitmessung und Navigation

Der Nullpunkt für die Längenmessung

Für die Messung der geografischen Breite ist ja der Erdäquator eine natürliche Referenz.

Für die geografische Länge braucht man aber irgendeinen Null-Meridian, wobei eigentlich kein besonderer dafür prädestiniert ist. So ein Null-Meridian muss also willkührlich festgelegt werden.

Historisch hatte jedes Land, das etwas auf sich hielt, einen eigenen Null-Meridian definiert.

Der Meridian von Paris

Sehr verbreitet war in Europa zunächst der Meridian von Paris.

Der Meridian des Pariser Observatoriums liegt: 2° 20′ 14.025″ östlich von Greenwich

Der Meridian von Greenwich

Erst 1884 wurde auf einer internationalen Konferenz in Washington der Meridian der Sternwarte Greenwich als für alle verbindlicher Null-Meridian festgelegt.

Der heute gültige Nullmeridian des WGS84-Bezugsystems ist überhaupt nicht mehr fest an die Erdoberfläche gebunden, sondern ein modelliertes Geodätisches Datum, da Meridiane in genauerer Rechnung aufgrund von Gezeitenkräften, Polbewegung und Kontinentalverschiebung nicht oberflächen-ortsfest sind.

Der Altonaer Meridian

Quelle: https://de.wikipedia.org/wiki/Altonaer_Meridian

Historisch interessant ist auch der sog. Altonaer Meridian, der durch den Astronomen und Geodäten Heinrich Christian Schumacher als Basislinie für die Vermessung des Dänischen Gesamtstaates und Altona sowie für die topografische Aufnahme von Holstein, Hamburg und Lauenburg nach dem Triangulationsverfahren festgelegt wurde.

Die seinerzeit von Schumacher 1821 eingerichtete Altonaer Sternwarte befand sich an der südlich der erwähnten Haltestelle gelegenen Straße Palmaille (Haus Nr. 9 / Olbersweg). Am Hang zur Elbe, unterhalb dieses Ortes befand sich früher eine weitere Markierung.

Der Altonaer Meridian ist heute durch eine an der Haltestelle Königstraße der Hamburger S-Bahn (Ausgang Struenseestraße) in den Boden eingelassene Bronzeschiene mit der Inschrift “Altonaer Meridian 0s 30’ 25’’ östlich von Paris” markiert. Eine senkrechte Fortsetzung verläuft an der Wand des Haltestellenbauwerkes, neben der sich noch eine Gedenktafel für Heinrich Christian Schumacher befindet.

Bildbeschreibung: Foto von der im Gehweg eingelassenen Schiene

20191017_Altonaer_Meridian.jpg

Altonaer Meridian

 

 

Astronomie: The Astro Zone System

Gehört zu: Astrofotografie
Siehe auch: Bildbearbeitung, Schärfen, Entrauschen

Quelle: Youtube-Video von Frank Sackenheim

Das Prinzip der vier Zonen

Ein typisches Astrofoto eines Deep-Sky-Objekts hat Bereiche verschiedener Qualität, die wir möglicherweise unterschiedlich bearbeiten wollen.

Sichtbar machen kann man diese “Zonen” z.B. mit Adobe Photoshop auf folgende Weise:

  • Wir öffnen ein geeignetes Astrofoto
  • Wir wandeln das Photo in Graustufen um ( Bild -> Modus -> Graustufen)
  • Wir machen eine sog. Tontrennung in vier Stufen (Bild -> Korrekturen -> Tontrennung)

Andere Photoshop-Versionen:

  • Die Funktion “Tontrennung” heist in der englischen Version “Posterize”
  • In Photoshop CS2 findet man das unter Bild -> Anpassen -> Tontrennung

Dann haben wir vier Bereiche “Zonen” in unserem Bild. Dieser Ansatz stammt von Ron Wodaski, der dies “Vier-Zonen-System” nennt. Die vier Zonen sind:

  1. Der Hintergrund “Zone 1 (Dunkelbereich)” soll – ohne Rauschen – sehr dunkel sein
  2. Gebiete mit schwachen Nebeln “Zone 2 (Dunkelgrau)” haben ein schlechtes Signal-Rausch-Verhältnis (SNR) und können nicht geschäft, sondern nur entrauscht werden.
  3. Gebiete mit stärkeren Nebeln “Zone 3 (Hellgrau)” haben ein gutes Signal-Rausch-Verhältnis (SNR) und sollten geschärft werden.
  4. Die ganz hellen Bereiche “Zone 4 (Hell)” das sind überwiegend die Sterne, die haben ein super-gutes SNR und sollten ebenfalls nicht entrauscht werden…

Die Bildbearbeitung

Nachdem wir uns das Prinzip der vier Zonen so klargemacht haben, geht es an die (ggf. unterschiedliche) Bearbeitung der vier Zonen. Dazu laden wir das ursprüngliche Astrofoto (in Farbe) in Photoshop.

Die vorbereitende Bildbearbeitung

Bevor wir die vorgestellten Zonen selektiv betrachten, beginnen wir die Bildbearbeitung ganz “konventionell”:

  • Die Einzelaufnahmen sollten im RAW-Format (d.h. 16 Bit Tiefe) vorliegen
  • Stacken der einzelnen Frames (mit Darks, Flats und Bias Frames)
  • Rand abschneiden (sonst haben wir möglicherweise einen komischen Effekt links im Histogramm)
  • Stretchen – dabei einen “weisen” Schwarzpunkt setzen (weise = nach rechts ans Gebirge heranfahren, aber etwas Abstand halten)

Die Bearbeitung der vier Zonen

Die Zonen 1 und 2 müssen im Wesentlichen entrauscht werden; Zone 2 vorsichtiger als Zone 1.
Die Zonen 3 und 4 müssen im Wesentlichen geschärft werden: Zone 3 klaro, Zone 4 wie ???

Um eine getrennte Bearbeitung von Zone 1 und 2 einerseits von Zone 3 und 4 andererseits zu erreichen, verwenden wie eine Luminanzmaske.

Als Luminanzmaske nehmen wir einfach das Bild selbst als Maske. Das machen wir so:

  • Das ganze Bild auswählen (Strg-A)
  • Das ausgewählte Bild in die Zwischenablage übertragen (Strg-C)
  • Eine leere Maske hinzufügen:  Unten das Symbol “Ebenenmaske hinzufügen”
  • In die leere Maske zum Bearbeiten hineingehen (Alt-Klick)
  • Die Zwischenablage in die leere Maske einfügen (Strg-V)

Bearbeiten von Zone 1 und Zone 2

Ebenenenmaske

Zum Entrauschen (für Zone 1 und 2) müssen wir die Lumanzmaske invertieren (Strg-I).
Die Luminanzmaske sollten wir durch manipulieren am Histogramm (Schwarzpunkt bzw. Weisspunkt verschieben) und durch Weichzeichnung (Gaußscher Weichzeichner) noch etwas verbessern, bevor wir sie zur Bildbearbeitung benutzen.

Entrauschen

Welchen Rauschfilter nehmen wir dazu? Es gibt viele Rauschfilter; alle arbeiten im Prinzip so, das sie die Auflösung verringern; d.h. also etwas “glätten”. Die Unterschiede bei den verschiedenen Rauschfiltern liegen im Wesentlichen bei den Argorithmen nach denen sie die Bildteile auswählen auf die sie wirken sollen. Da wir dafür extra eine schöne Ebenenmaske erstellt haben, genügt zunächt ein ganz einfacher Rauschfilter z.B,:

Photoshop Menüleiste -> Filter -> Rauschfilter -> Rauschen entfernen

Bearbeiten von Zone 3 und Zone 4

Ebenenmaske

Um Zone 3 und 4 isoliert zu bearbeiten, nehmen wie wiederum die Luminanzmaske; diesmal aber ohne sie zu invertieren. Ggf. wollen wir die Luminanzmaske noch leicht modifizieren indem wir im Histogramm die Schwarz- und Weisspunkte verschieben und schließlich einen Gaußschen Weichzeicher einsetzen.

Schärfen

Welchen Schärfungsfilter nehmen wir dazu?

Photoshop Menüleiste -> Filter -> Scharfzeichnungsfilter -> Unscharf maskieren…

Die abschließende Bildbearbeitung

Die entrauschten Zonen 1 und 2 müssen mit den geschärften Zonen 3 und 4 nun zusammengesetzt werden.

Physik: Quantenmechanik

Gehört zu: Physik
Siehe auch: LaTeX

Max Planck konnte im Jahre 1900 ein Strahlungsgesetz entwickeln, das zeigt welche Strahlungsenergie ein “Schwarzer Strahler” einer bestimmten Temperatur (T) in Anhängigkeit von der Wellenlänge (oder Frequenz “ν”) der Strahlung aussendet.

Die früheren Formeln (Hypothesen) z.B. von Rayleigh-Jeans waren nur Teilerfolge, da sie in der sog. “Ultraviolettkatastrophe” endeten.

Plancks Strahlungsgesetz ist eigentlich nur eine Formel wie viele andere in der Physik auch, die endlich die Verteilung der Strahlungsenergie in Abhängigkeit von der Wellenlänge/Frequenz der Strahlung “richtig” darstellt.

\( \Large \frac{8 \cdot \pi  \cdot h \cdot \nu^3}{c^3} \cdot \frac{1}{e^\frac{h \nu}{k T} – 1}\)

In Plancks Formel kommt eine vom ihm so genannte “Hilfskonstante” h vor, die später als das legendäre Plancksche Wirkungsquantum interpretiert wurde.

Häufig hört man, dass aus dieser Formel angeblich die Übertragung der Energie in sog. Quanten (ganzzahlige Vielfache  von h mal ν) folgt. Das kann man aber aus der Formel selbst überhaupt nicht ableiten. Vielmehr ist es so, dass Planck (angeblich) auf diese Formel kam indem er elektromagnetische Strahlung (das Licht) als Teilchen modellierte, die sich wie ein Gas verhalten sollten. Die unterschiedlichen Geschwindigkeiten solcher Teilchen modelliert Planck als unterschiedliche Wellenlängen der Strahlung…

Ein solches Teilchen sollte eine von der Frequenz seiner Strahlung abhängige Energie haben. Das ist die zentrale Formel (Quantenhypothese) von Planck:    \(E = h \cdot \nu \)

Die Formeln für das Strahlungsgesetz hat Planck zunächst durch Probieren herausgefunden und dann später eine Herleitung auf Basis seiner Quantenhypothese gefunden.

Planck glaubte jedoch damals noch nicht an eine allgemeine Quantelung, diese war nur eine Annahme, um die Theorie in Einklang mit den Messungen bringen zu können. Der Erfolg der Planck-Theorie brachte Niels Bohr jedoch dazu, die Quantelung des Lichts auch für die Elektronenzustände in seinem Atommodell anzunehmen.

Quelle: http://www.quantenwelt.de/quantenmechanik/historisch/schwarze_korper.html

Siehe auch: Wiensches Verschiebungs Gesetz, Stefan-Bolzmann….

Computer: Windows 7 in einer Virtual Machine unter Windows 10

Siehe auch: Migrating from Windows 7 to Windows 10

Mehrere Betriebssysteme

Wenn man bei einer Migration auf Windows 10 dennoch Windows 7 noch zur Sicherheit quasi als Notlösung irgendwie behalten möchte, gibt es ja zwei grundsätzliche Möglichkeiten:

  • Windows 7 als zweites Betriebssystem – beim Booten des Systems auszuwählen
  • Windows 7 als Virtuelle Maschine unter Windows 10

Installationsdatenträger für Windows 7

In beiden Fällen benötigt man einen Datenträger (z.B. DVD oder ISO) von dem man sein Windows 7 installieren kann.

So einen Datenträger kann man kostenlos bekommen. Etwa hier:

https://www.chip.de/artikel/Windows-7-Neu-installieren-mit-kostenlosem-ISO_139908928.html

Virtuelle Maschinen

Man kann ja unter Windows 10 sog. “Virtuelle Maschinen” laufen lassen. Lösungen für “Virtuelle Maschinen” sind gibt es viele, z.B.:

  • Microsoft: Windows Virtual PC
  • Oracle: VM VirtualBox
  • VMWare: VMWare Workstation

Den VMWare Workstation Player bekommt man kostenlos bei:

https://www.vmware.com/de/products/workstation-player.html

Infos zu VMWare auch bei: https://www.chip.de/downloads/VMware-Player-Workstation_12994646.html

Definition einer Virtuellen Maschine

Wenn man den VMWare Workstation Player gestartet hat, muss man zuerst seine “Virtuelle Maschine” definieren.
Ich habe z.B. folgende Einstellungen verwendet:

Bildbeschreibung: VMWare Settings  (VMWare-Settings.jpg)

VMware Settings.jpg

VMware Workstation Player Settings

Danach muss man in der (noch leeren) virtuellen Maschine das gewünschte Betriebsystem (hier: Windows 7) installieren. Das geht ganz genau so wie die Windows-Neuinstalltion auf einem (realen) Computer…

Das Ganze ist zwar etwas “fummelig”, aber wenn man es einmal gemacht hat, hat dann jederzeit auf Knopfdruck ein Windows 7 zur Verfügung.

Astronomie: Erdschattenbogen

Gehört zu: Beobachtungsobjekte

Kurz nach Sonnenuntergang und kurz vor Sonnenaufgang kann man der Sonne gegenüber am Horizont den sog. Erdschattenbogen beobachten.

Man muss eigentlich nur wissen, dass es soetwas gibt und einen freien Blick auf den Horizont haben. Die Luft sollte auch relativ klar sein.

Ich habe es sehr schön in Namibia fotografieren können.

Bildbeschreibung: Panoramaaufnahme des Osthorizonts kurz nach Sonnenuntergang im Westen

DK_20170918_2058-2069_stitch.jpg

Namibia 2017: Erdschattenbogen