Astronomie Oberartikel (Root)

Neue astronomische Beiträge 2021

 

Themenstruktur zur Astronomie

Das Thema Astronomie versuche ich in Themengebiete zu strukturienen:

Meine Blog-Artikel zu astronomischen Themen

Es gibt vieles Astronomisches, was man im Internet findet. Ausserdem habe ich als Amateur, der sich ein wenig mit der Astronomie beschäftigt,  einige Informationen in meinem Blog zusammengestellt.

Dazu habe ich vieles in einzelnen Artikeln aufgeschrieben:

Vereine und Institutionen für Amateurastronomie

Links im Internet zu Astronomischen Themen

Links von Hans:

Links von Prof. Dr. Stefan Jordan auf dem ATT 2018

Gesammelte Links

Astrofotografie: Überblick

Gehört zu: Astronomie
Siehe auch: Aufnahmeverfahren – Image Capturing

Astrofotografie

Bei den Astros kann man zwei “Lager” unterscheiden:

  • visuelle
  • fotografische

Ich persönlich möchte meine astronomischen Beobachtungen unbedingt festhalten, sprich als Foto dokumentieren.

Bei der Astrofotografie benötigt man deutlich mehr Technik als für die “nur” visuelle Astronomie.
Technik bedeutet hier: Gerätschaften (meine Geräteliste), Computer-Software (meine Softwareliste) und die zweckmäßige Vorgehensweise (Image Capturung).

Welche Websites können helfen?

Im Internet gibt es viele Quellen, die bei der Astrofotografie helfen können z.B.

Welche Objekte will ich fotografieren?

Da gibt es ganz unterschiedliche Motive/Beobachtungsobjekte:

  • Weitwinkel: Sternbilder, Milchstraße, Strichspuren, Zodikallicht, Erdschattenbogen, Halo-Erscheinungen, Leuchtende Nachtwolken,…
  • Objekte im Sonnensystem, wie Planeten/Kleinplaneten/Mond/Sonne
  • Deep Sky Objekte (“DSO”) Galaxien
  • Deep Sky Objekte: Sternhaufen, Asterismen
  • Deep Sky Objekte: Planetarische Nebel
  • Deep Sky Objekte: Emmissionsnebel, Absoptionsnebel

Wie ziele ich auf mein Beobachtungsobjekt?

Um das Beobachtungsobjekt in das Gesichtsfeld zu bekommen (“Framing”) gibt es verschiedene Methoden:

Wie hell ist das Beobachtungsobjekt?

Wenn es hell ist, kann man sehr kurz belichen

Wenn es dunkel ist, muss man sehr lange belichten

Wenn man lange belichtet, muss man evtl. nachführen, um die Erdrotation zu kompensieren.

Wie groß ist das Beobachtungsobjekt?

Das Beobachtungsobjekt muss in das Gesichtsfeld (Field of View = FoV) passen.

Bei der Astrofotografie macht es keinen Sinn von “Vergrößerung” zu sprechen. Das Bild entsteht auf dem elektronischen Sensor und kann dann in verschiedener Größe angezeigt werden. Wir haben ja kein Okular, mit dem wir das Bild betrachten (visuelle Astronomie). Bei Betrachtung durch ein Okular kann man von einer Vergrößerung sprechen und diese berechnen als f1/f2.

Womit kann ich fotografieren?

Zum Fotografieren benötigt man eine bildgebende Optik (Fotoobjektiv oder Teleskop) und einen bildaufnehmenden Sensor (DSLR oder Astro-Kamera CCD/CMOS).

Als Optiken für die Astrofotografie kommen infrage:

Bei Fotografieren entseht das Bild auf einem sog. Sensor:

  • Fotoapparate (DSLR)
  • Astro-Kameras (CCD/CMOS)

Linse und Sensor müssen zusammenpassen, um die beste Auflösung zu erzielen.

Aufnahmeverfahren (Image Capturing)

Wie gehe ich nun konkret vor beim Fotografieren von astronomischen Objekten? Das habe ich in diesem gesonderten Artikel beschrieben.

Astrofotografie – Überblick und Begriffe

Gehört zu: Astronomie

Mein Einstieg in die Astrofotografie

Als Amateurastronom möchte ich nicht nur visuell beobachten, sondern meine Beobachtungen auch gerne fotografisch festhalten.
Besonders interessant finde ich die Tatsache, dass ich auf einem Foto mehr sehen kann als mit bloßem Auge (dunklere Objekte, Farben,…).

Im Einzelnen habe ich für die Astrofotografie folgendes beschrieben:

  • Liste meiner Geräte (Equipment)
    • Montierung (Stativ etc.)
    • Kamera / Sensor
    • Fernauslöser (Remote Control,…)
    • Optik / Objektiv

 


Astrofotografie: Begriffe – Jargon

Wie häufig bei Spezialgebieten werden auch bei den erfahrenen Amatuerastronomen viele schöne Spezalbegriffe und Abkürzungen verwendet, die ein Einsteiger vielleicht nicht immmer gleich richtig versteht.

  • Lucky Imaging: Um der Luftunruhe ein Schnäppchen zu schlagen, macht man viele sehr kurz belichtete Aufnahmen (etwa 1/100 sec) und verwendet dann die wenigen Aufnahmen mit gutem “Seeing” zum Stacken…
  • Pretty Pictures: Leicht abwerted für “der macht keine wissenschftlichen Fotos”, sondern “nur” etwas, was schön aussieht
  • Tracking: Nachführung
  • Guiding
  • Pointing-Modell
  • DMK
  • ASI: USB-Kameras von der Firma ZW Optical
  • LX200
  • Seeing
  • fokal / afokal
  • xyz

———————

Kamera bzw. Sensoren für Astrofotografie

Astrofotografie kann man heutzutage ganz einfach mit “normalen” digitalen Kameras (z.B. Canon, Nikon, Sony, Panasonic u.a.) machen.

Eine sehr niedrige Einstiegschwelle bietet die sog. afokale Fotografie, wo eine Kamera mit ihrem Objektiv direkt hinter das Okular eines Fernrohrs gehalten wird. Klassischerweise verwenden die “Profis” aber die sog. fokale Fotografie, wo der Sensor einer Kamera in die (primäre) Fokalebene eines Fernrohrs plaziert wird.

Weiterhin werden seid einiger Zeit auch kleine Video-Kameras eingesetzt, die aber keinen Bildspeicher haben, sondern ihr Bild immer an einen PC liefern müssen.
hatte ich mir (als “Sensoren“) angeschafft:

Optiken

Als Optiken für die Sony habe ich verschiedene Möglichkeiten (Festbrennweiten mit Adapter auf E-Mount) –> DLSR-Objektive

  • Olympus G.ZUIKO AUTO-S  f=50mm, 1:1,4  (leichtes Tele z.B. für die Große Magellansche Wolke)
  • Vivitar AUTO WIDE-ANGLE f=24mm, 1:2 (Weitwinkel, z.B. für Polarlichter, die Milchstraße etc.)
  • MC Zenitar-M f=16mm, 1:2,8 (Überweitwinkel “FISH-EYE” z.B. für die Perseiden)
  • Asahi Optics Takumar f=135, 1:3,5
  • LidlScope 70/700 “SkyLux”  (z.B. für Sonnenbeobachtung)
  • Russentonne Rubinar f=500, 1:5.6   —> schlechte Qualität –> verkauft
  • und seit dem 1.11.2016 auch noch die sog. “Wundertüte” Beroflex, aber mit f=300mm, 1:4,0

Als Optiken für die Altair GP-CAM habe ich erst einmal:

  • Die mitgelieferte sog. “Meteorlinse”: This is a CS lens f=2.1mm    f/1.6   FOV 150 Grad
  • Eine zusätzlich als Sucher gekaufte f=12mm  f/1.2  FOV 17 x 22 Grad

Fernauslöser – Remote Control – für die Sony NEX-5R

In der Astrofotografie ist es erforderlich die Kamera erschütterungsfrei auszulösen.Das kann mit Hilfe spezieller Gerate (Fernauslöser) oder auch per Software von einem Computer erfolgen.

Außerdem kann es sinnvoll sein auch weitere Funktionen der Kamera per Software “Remote Control” zusteuern.

Fokussierung

Wir müssen das Teleskop bzw. das Foto-Objektiv so einstellen, das der Fokus genau in der Bildebene liegt und die astronomischen Beobachtungsobjekte “scharf” sind.

Astrofotografie für Einsteiger: Wie fokussiere ich mein Bild?

Montierungen – Stative – Nachführung

Zur Nachführung bei der Astrofotografie gibt es viele Möglichkeiten

Auffinden von Beobachtungsobjekten – Sucher

Oft ist es garnicht so einfach das gewünsche Beobachtungsobjekt im Gesichtsfeld von Kamera oder Teleskop einzustellen.

Beobachtungsorte – Lichtverschmutzung

Beobachtungsplanung

Welche Beobachtungsobjekte mit welchem Gerät zu welcher Zeit an welchem Ort?

Astrofotografie für Einsteiger: Welche Objekte kann ich fotografieren?

Bildbearbeitung

  • Stacken
  • Stretchen
  • Farbstich
  • Vignettierung
  • Farbrauschen
  • Gradienten
  • xyz

Meine Artikel zum Thema Astronomie

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Computer: Object Management Group

Object Management Group

Gehört zu: Standards, Objektorientierung
Siehe auch: CORBA, OMA

Object Management Group, Abk. OMG, 1989 gegründetes internationales Konsortium von Unternehmen mit dem Ziel, die Portabilität, Interoperabilität, Verteilung und Wiederverwendung objektbasierter Software in heterogenen Umgebungen zu fördern. Dazu definiert die OMG u.a. ein Referenzmodell und verschiedene Standards (OMA, CORBA) für verteilte Objektsysteme. Mittlerweile umfasst die OMG mehr als 500 Mitglieder verschiedener Branchen.

Retrieved from my Lexikon

Physik: Energie, Arbeit und Leistung

Gehört zu: Physik
Siehe auch: Energie, Begriffslexikon

Praktische Physik: Energie, Arbeit, Leistung

Welche Arten von Energie gibt es? In welchen Maßeinheiten misst man Energie?

  • Wärme-Energie: Die Engergie, die ich brauche, um ein Kilogramm Wasser um 1 Grad Celsius zu erwärmen: Das war die gute alte Kilokalorie. Seit dem 1.1.1978 in der EG abgelöst durch die Maßeinheit Joule und Kilojoule.
  • Elektrische Engergie: Eine Gühlampe von 100 Watt soll zehn Stunden leuchten. Das ist die Energiemenge von 1 Kilowattstunde (1 kWh). Die Stadt Hamburg verbraucht im Jahr ca. 12.000.000.000.000 Wattstunden, das nennt man 12   Terawattstunden (12 TWh).
  • Mechanische Engergie ist Kraft mal Weg: Ein Gewicht von 75 Kilo um einen Meter hochheben (dafür benötige ich eine bestimmte Energiemenge) – wenn ich das innerhalb von 1 Sekunde tue, leiste ich 1 Pferdestärke (1 PS).
  • Bewegungsenergie: Wenn ich einen Körper der Masse 1 Kilogramm von Null auf eine Geschwindigkeit von 1 m/sec beschleunige, hat er eine kinetische Energie von ½mv² d.h. 0,5 Joule.
    Wenn ich das ganze in einer Sekunde vollbringe, leiste ich 0,5 Joule/s = 0,5 Watt.
    Die Beschleunigung beträgt 1 m/sec²; d.h. ich habe eine Kraft von 1 Newton aufgebracht.
  • Explosionsenergie: Die Atombombe von Hiroschima hatte eine Sprengkraft von 20 Kilotonnen TNT, die erste Wasserstoffbombe von 10 Megatonnen TNT.
  • Der Asteroid, der vor 65 Mio Jahren auf der Erde aufschlug und die Dinosaurier zum Aussterben brachte soll eine Sprengkraft von 10 Millionen Megatonnen TNT gehabt haben.
  • Vulkanausbrüche: Der Ausbruch des Vesuvs im Jahre 79 soll VEI=6 gehabt haben.
  • Atomteilchen: Wenn man ein Elektron durch eine Spannung von 1 Volt beschleunigt, hat es eine Energiemenge von 1 Elektronenvolt dazubekommen (1 eV).
  • Kinetische Energie – Potentielle Engergie
  • Masse ist Energie E = mc2, nach Einstein.

Energie und Arbeit sind im Prinzip das Gleiche. Das ist nur eine sprachliche Feinheit z.B. Ich leiste eine bestimmte Arbeitsmenge d.h. ich setze eine bestimmte Energiemenge ein, verbrauche sie – oder genaugenommen setze sie in eine andere Energieform um (Energie-Erhaltungssatz). Die offizielle Maßeinheit für Energie und Arbeit ist das Joule. Was was eigentlich ist, später.

Leistung ist sozusagen die “Arbeitsgeschwindigkeit”, also Arbeit pro Zeiteinheit oder “Engergie­verbrauchs­geschwindigkeit”, also Energie pro Zeiteinheit. Gemessen also in Joule/sec, was immer das eigentlich ist.

Zeitmessung, Zeitzonen, Atomuhr, Schaltsekunde: Zeit

Physikalische Größen, die wir bisher erwähnt haben: Temperatur (Celsius, Fahrenheit, Kelvin), Kraft/Gewicht (?), Weg (m, km), Zeit (Sekunde, Stunde, Jahre), Geschwindigkeit (km/h, m/sec) elektrische Leistung (Watt), elektrische Spannung (Volt), Masse (kg).

Generell kann jede Maßeinheit mit Vorsilben versehen werden, um größere Mengen einfacher ausdrücken zu können. Beispiel: Gramm, Kilogramm. Manche sind allgemein bekannt, andere nur in bestimmten Zusammenhängen “üblich”:

Tabelle 1: Vorsilben für Masseinheiten

Vorsilbe Zehnerpotenz Ausgeschriebene Zahl Beispiel
kilo 103 1.000 Kilometer, Kilogramm
Mega 106 1.000.000 Megabyte, Megawatt, Megahertz
Giga 109 1.000.000.000 Gigabyte, Gigahertz
Tera 1012 1.000.000.000.000 Terawatt
Peta 1015 1.000.000.000.000.000
Exa 1018 1.000.000.000.000.000.000

Physikalische Größen und ihre Maßeinheiten (sog. SI-Einheiten)

Größe Maßeinheit Symbol Andere Maßeinheiten
Zeit Sekunde s Stunde (h), Tag, Jahr
Länge (Entfernung) Meter m Meilen, Seemeilen, Astronomische Einheiten,
Parsec, Lichtjahre
Masse Gramm g Tonne (t), Atomäquivalent
Temperatur Kelvin K Grad Celsius, Grad Fahrenheit
Geschwindigkeit m/s km/h
Kraft (Gewicht) Newton N Kilopond (kp)
Leistung Watt W PS
Ernergie (Arbeit) Joule J Kalorie (cal), kWh, Megatonne TNT, VEI, Tonne Steinkohleneinheit (t SKE)

Umrechnungen

    • Masse
      • 1 Tonne = 1000 kg
    • Zeit
      • 1 h = 3600 s
    • Kraft / Gewicht
      • 1 kp = 9,80665 N
    • Leistung
      • 1 PS = 75 mkp/s = 75 * 9,80665 Nm/s = 735,49875 Watt
    • Energie
      • 1 J = 0.2388 cal
      • 1 cal = 4,186 J
    • Energie – Arbeit
      • 1 kWh = 3.600.000 Ws = 3.600.000 J = 3,6 MJ
      • 1 MWh = 3.600 MJ = 3,6 GJ
      • 1 GWh = 3.600.000 MJ = 3,6 TJ
      • 1 TWh = 3.600.000.000 MJ = 3,6 PJ
    • Energie – bei Explosionen
      • 1 Megatonne TNT = 4,6 PJ
      • 1 kt TNT = 4,6 TJ
      • 1 t TNT = 4,6 GJ
      • 1 kg TNT = 4,6 MJ
    • Temperatur

0 Kelvin = -273,15 Grad Celsius

    • Entfernung – in der Astronimie

1 Astronomische Einheit = 149,597870691 Millionen km

    • Geschwindigkeit

Lichtgeschwindigkeit im Vakuum: 299.792.458,00000000 m/s

    • Chemie

Avogadrosche Zahl: 6,02204 x 1023 (Anzahl C12-Atome in 12g)

Energieträger

  • Heizöl 40 MJ/kg
  • Benzin: 44 MJ/kg (ca. 9 kWh/l)
  • Kerosin: 42,84 MJ/kg
  • Wasserstoff: 119,88 MJ/kg
  • Steinkohle: 30 MJ/kg

Links zum Thema Energie:

Berechnung der kinetischen Energie

Ein Körper (z.B. ein Asteroid) der Masse m bewegt sich mit der Geschwindigkeit v durch die Gegend (z.B. den Weltraum). Er hat eine Bewegungsenergie von ½mv². Diese wird beim Aufschlag auf der Erde in “Zerstörungsenegie” umgesetzt, d.h. Wärme (Joule, kWh,…) oder Explosionskraft (Megatonnen TNT).

Masse:
Kilogramm
Tonnen
Geschwindigkeit: Km/h
m/s
Energie in Joule:
Energie in kWh:
Energie in Tonnen TNT:

Beispiele von Energiemengen

Objekt Grösse Dichte Masse Geschwindigkeit Energie
Steinasteroid 50 x 100 Meter 900000 t 81000 km/h 50 Megatonnen TNT
Eisenasteroid 2 x 3 km 400e+9 t 81000 km/h 25 Teratonnen TNT
Komet am Jupiter 100-1000 m 1 25-250e+9 t 60 km/s 10-100 Teratonnen TNT
Auto 4 m 1 t 120 km/h 0,5 kg TNT
Lastwagen 30 m 40 t 95 km/h 1-2 kg TNT
Boeing 767-300 Startgewicht 53 m 156 t 850 km/h 1 t TNT
Boeing 767-300 Treibstoff 50 t 465 t TNT
Space Shuttle im Orbit 37,2 m 125 t 28800 km/h 1 Kilotonne TNT
Hiroshimabombe 20 Kilotonnen TNT
Wasserstoffbombe 20 Megatonnen TNT
Atomwaffenarsenal 20 Gigatonnen TNT
Asteroid Dinosaurier 10 km 100 Teratonnen TNT
Asteroid Nördlinger Ries 1200 m 5 Teratonnen TNT
Asteroid Tunguska 80 m 30-50 Megatonnen TNT
TNT: 4000 kJ/kg
Dietrich Kracht © 2015 All rights reserved. Page last modified:

Astronomie: Tri Narrowband Filter

Gehört zu: Astrofotografie
Siehe auch: Filter, Gewinde, Lichtverschmutzung
Benutzt: Fotos von Flickr

Tri Narrowband Filter

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)

Youtube Astrobackyard: Using Narrowband Filters with a Color Camera (Results)

Bestellung

Heute bestellt (8.6.2019): Tri-Narrowband: Der Omega Optical NPB DGM Skyglow Filter

Fassung

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

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:

Abbildung 1: Transmissionskurve NPB DGM (Omega) Skyglow 95% Transmission (Flickr: Filter-NPB-Improved.jpg)

Filter-NPB-Improved.jpg

NPB DGM (Omega) Skyglow 95% Transmission

Beobachtungsobjekte

Tabelle 1:  Interessante Nebel-Objekte für diesen Filter sind u.a.:

Objekt Name Sternbild Größe Art Bemerkungen
M8 Lagoon Sgr 90′ x 35′ Emission & Reflektion
M16 / IC 4703 Adler-Nebel Ser 35′ Emission & OC Pillars of Creation
M17 Omega-Nebel Sgr 15′ Emission
M42 Orionnebel Ori 60′ Emission
M57 Ringnebel in der Leier Lyr 2′ PN
M27 Hantelnebel /Dumbbell Vulpecula 8′ x 5,7′ PN
IC 410 “Kaulquappen”-Nebel Aur 40′ Emission & OC HII und OIII
IC 434 Horsehead Ori 10′ x 60′ Emission
IC 1396 Elefantenrüssel Cep 170′ x 140′ Emission & OC
IC 1848 Seelennebel Cas 60′ x 30′ Emission
IC 1805 Herznebel Cas 150′ x 150′ Emission
IC 2944 Running Chicken Cen 75′ Emission
IC 5067-70 Pelikan-Nebel Cyg 60′ x 50′ Emission
NGC 281 Pacman-Nebel Cas 35′ x 30′ Emission
NGC 896 Herz-Nebel Cas 6′ x 4,5′ Emission heller Teil des Herznebels
NGC 1360 “Rotkehlchenei” For 6,5′ PN
NGC 2237-9 Rosetten-Nebel Mon 80′ x 60′ Emission
NGC 3372 Eta Carinae Car 120′ Emission
NGC 6334 Katzenpfoten-Nebel Sco 35′ x 20′ Emission
NGC 6781 Schnellball-Nebel Aql 1,8′ x 1,9′ PN
NGC 6888 Crecent Cyg 18′ x 13′ Emission
NGC 7000 Nordamerika Cyg 120′ x 100′ Diffuser Gasnebel HII
NGC 7293 Helix-Nebel Aqr 16′ x 28′ PN Good’s Eye
NGC 7822 Diffuser Nebel Cep 100′ Emission HII-Region
Sh 2-112 Diffuser Nebel Cyg 9′ x 7′ HII-Region

 

Wohnung: Ein Tierarzt für unsere Katzen

Gehört zu: Familie, Wohnung

Ein Tierarzt für unsere Katzen

Wir halten in unserer Wohnung zwei Katzen, die ab und zu auch zum Tierarzt müssen.

Viele Jahre lang sind wir zu Dr. Seeburg in der Bismarckstraße  111 gegangen. Aufeinmal war der nicht mehr da.

MIt einer Suche im Internet fanden wir bei uns in der Nähe:

“Cats Only”

Eppendorfer Weg 50, 20259 Hamburg

Telefon: 040 49222468
E-Mail: info@catsonly-hamburg.de

Alternativ empfahl eine Nachbarin aurch:

Tiermedizin am Rothenbaum – Tierarzt Hamburg

Rothenbaumchaussee 195, Phone: 040 451772

Shopping: Amazon

Gehört zu: Shopping
Siehe auch: Video, Fernsehen, Android, Streaming, MediaPlayer

Amazon Online Shopping

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

Was ist der FireTV Stick?

  • Ein kleiner Computer im “Stick Format”
  • Betriebsystem: Fire OS 5  ( Android  )
  • Stromversorgung über USB-Buchse
  • Bildschirm und Audio über HDMI
  • Netzwerk über WLAN
  • Bluetooth
  • Eingabe/Tastatur: nur über eine separate Fernbedienung (über Bluetooth)
  • Software: Media Player

Kleine Besonderheit: Auch Amazons kleines Helferlein “Alexa” ist integriert.

Ähnlich

Apple TV, Roku, Chromecast,…

Apps installieren auf dem FireTV Stick

Als erstes machen wir ein paar grundsätzliche Einstellungen auf dem FireTV:

  • Einstellungen -> Mein Fire TV
    • Entwickeroptionen
    • ADB-Debugging: An, Apps unbekannter Herkunft: An
  • Zurück
    • Info -> Netzwerk -> IP-Adresse (die IPadresse merken wir uns)

Dann auf dem Windows-Computer installieren: adblink

 

Physik: Hohmann-Transfer-Orbit

Gehört zu: Himmelsmechanik, Raumfahrt
Siehe auch: Lagrange-Punkte, Swing-by Manöver

Hohmann-Transfer-Bahn

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.

Walter Hohmann (1880-1945)

Wikipedia: Diese Datei ist unter der Creative-Commons-Lizenz „Namensnennung – Weitergabe unter gleichen Bedingungen 2.5 generisch“ (US-amerikanisch) lizenziert.

Physik: Messung der Helligkeit

Gehört zu: Physik
Siehe auch: SI-Einheiten, Himmelshelligkeit, Größenklassen
Benutzt: LateX Plugin für WordPress, Fotos aus Flickr, Grafiken aus der Wikipedia

Messung der Helligkeit

Maßeinheiten für die Helligkeit

In der Physik misst man die Helligkeit einer Lichtquelle in der SI-EinheitCandela” (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: https://www.youtube.com/playlist?list=PL_LcX6eHMr3hIsiFwYkkUdqUpaecEYj4-

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:

  1. Exakte Definitionen, die von der Systematik her in das SI-System passen
  2. Kompatibilität bzw. Anbindung an ältere Maßeinheiten
  3. 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 (Flickr: DK_20210608_Lumen.jpg)

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.

Abbildung 2: Spektrale Helligkeitsempfindlichkeit (Wikipedia: V-lambda-phot-scot.svg)

λ

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

Tabelle 4: Strahldichte und Leuchtdichte

physikalisch (radiometrisch) photometrisch (biologisch)
Physikalische Größe Strahldichte Leuchtdichte
Formelzeichen Le Lv
Messeinheit Watt/m² sr cd / m²
Definition ./. ./.

Hintergrund und Schlussfolgerungen

Lumen und Photonen

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:

\( 1 \enspace Quadratgrad = (\frac{2 \pi}{360})^2 = 3,0462 10^{-4} sr \)

und

\( 1 \enspace Quadratbogenminute = 1 \enspace arcmin^2 = (\frac{2 \pi}{360 \cdot 60})^2 = 8,46159 10^{-8} sr   \)

sowie

\( 1 \enspace Quadratbogensekunde = 1 \enspace arcsec^2 = (\frac{2 \pi}{360 \cdot 60 \cdot 60})^2 = 2,35044 10^{-11} sr   \)

Umrechnung Candela – Lumen

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.

 

Astrofotografie: Nachführung mit der Montierung (Tracking)

Gehört zu: Astrofotografie
Siehe auch: Nachführung, Montierungen
Benutzt: Fotos von Flickr

Nachführung mit der Montierung (Tracking)

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:

  1. Nachführgenauigkeit der Montierung (Tracking)
  2. Himmelshelligkeit

Wir wollen also zuerst einmal praktisch herausfinden, wie gut dieses sog. Tracking durch die Montierung eigentlich ist.

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 und der Kamera ASI294MC Pro auf einen Himmelsbereich möglichst nahe zum Himmelsäquator. In meinem begrenzen Himmelsausschnitt kommt dafür der Stern Albireo (Beta Cyg) infrage.

Nach einem guten Fokussieren und Platesolving in der Software APT gelingt Sync und Goto mit der Software Cartes du Ciel und der gewünschte Himmelsausschnitt ist erreicht.

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 (Flickr: DK_20210530_Tracking.jpg)

DK_20210530_Tracking

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 PHD2 Guiding) ist nicht erforderlich.

Ungenauigkeit im Tracking durch Schneckenfehler

Der Antrieb der Achsen meiner Montierung HEQ5 Pro erfolgt über Schrittmotoren mit einem Getriebe wobei zuletzt eine Schneckenwelle (worm) die Drehung auf ein auf der Achse befindliches Zahnrad überträgt. Durch kleinste Fehler in der Schnecke können Fehler in der Nachführung auftreten, die sich periodisch mit dem Zyklus des Schneckenrades wiederholen. Bei 135 Zähnen wäre die Scheckenperiode: 86164/135 = 638 Sekunden bei meiner HEQ5 Pro.

Zur Berücksichtigung eines eventuellen Schneckenfehlers (Periodic Error = PE) gehen wir in folgenden Schritten vor:

  1. Messen PE; also Abweichung des Trackings gegen den echten Himmel
  2. Analysieren der PE; also der Abweichungen
  3. Gegenmaßnahmen planen; d.h. PEC-Kurve erzeugen
  4. Gegenmaßnahme bei der Montierung einbauen; d.h. PEC-Kurve laden

Messung des Schneckenfehlers

Dazu müssen wir den Schneckenfehler messen, also die Abweichungen zwischen mototischer Drehung per Montierung und tatsächlicher Drehung des Sternenhimmels messen und ein einer Datei festhalten. Solche Meßwerte bekommt man z.B. durch die Log-Dateien von Guiding-Programmen, wie PHD2 Guiding.

Das Programm PECPrep aus dem EQMOD Project (http://eq-mod.sourceforge.net/ppindex.html) kann Dateien mit den Messwerten von verschiedenen Programmen einlesen; z.B. Log-Dateien von PHD2 Guiding. Zur Auswertung wir der genaue Pixel-Maßstab der benötigt, also: Brennweite (GuideScope 180mm), Pixelgröße (GuideCam 3,87μ)  und die Deklination des Himmelsobjekts. Dann kann PECPrep die Daten als Kurve darstellen und auswerten.

Damit ist sogar eine Fouriertransformation zur Bestimmung der verschiedenen Fehlerperioden möglich. Man findet eine ganze Anzahl von Anleitungen dazu.

Verbesserung des Trackings durch Periodic Error Correction

Eine kleine Ungeauigkeit im Tracking könnte sich durch einen Schneckenfehler (Periodic Error) bei der Monierung HEQ5 Pro einschleichen…

Viele Montierungen unterstützen dafür die sog. “Periodic Error Correction” (“PEC”) um Schneckenfehler auszugleichen. Auch meine Montierung HEQ5 Pro kann das per Handbox aber auch Hilfe von EQMOD.

Dazu mass man im ersten Schritt den Schneckenfehler, möglichst über mehrere Schneckenperioden messen und in einer Datei abspeichern (das nennt man “PEC Training“). Dann kan man im zweiten Schritt diese Datei zwecks Korrektur in EQMOD laden…

Verbesserung des Trackings durch Autoguiding

Hierzu habe ich einen separaten Artikel “Autoguiding” geschrieben.

 

 

Astronomie: Hintergrundlimitiert

Gehört zu: Astrofotografie
Siehe auch: Belichtungszeiten, ASI294MC Pro, Tracking
Benutzt: WordPress Latex-Plugin

Astrofotografie: Hintergrundlimitiert

Wie ist der Begriff “hintergrundlimitiert” definiert?

Von “hintergrundlimitiert” spricht man, wenn der Bildhintergrund so hell ist, dass das Kamerarauschen (Ausleserauschen, Dunkelstromrauschen) im Vergleich zum Photonenrauschen des Himmelshintergrundes vernachlässigbar klein wird.

Es gibt keine verbindliche Definition dafür, ab welcher Zahl das Kamerarauschen gegenüber dem Photonenrauschen des Hintergrunds 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.

Quelle: https://www.astronomicum.de/forum/35/275

Youtube Video von Daniel Nimmervoll: https://www.youtube.com/watch?v=rdCETOYvGds

Was ist der Nutzen, wenn ich hintergrundlimitierte Fotos mache?

Die generelle Gleichung

\( TotalNoise = \sqrt{TargetNoise^2 + ReadNoise^2 + DarkNoise^2 + SkyNoise^2} \)

reduziert sich auf:

\( TotalNoise = \sqrt{TargetNoise^2 + SkyNoise^2} \)

Wenn ich also meine Einzelfotos schon hintergrundlimitiert habe, kann ich durch Verlängerung der Einzelbelichtungszeit keine Verbesserung des SNR im Summenbild mehr erreichen (bei gleicher Gesamtbelichtungszeit).

Wann ist mein Astrofoto hintergrundlimitiert?

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 + …)

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 Softwre 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.
  • 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

Messung des Himmelshintergrunds

Wir bezeichnen ein Foto als “hintergrundlimitiert”, wenn das Rauschen des Himmelshintergrunds mindestens dreimal so groß ist, wir 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.

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.