für Astronomie Nr. 18 Zeitschrift der Vereinigung der Sternfreunde e.V. / VdS
CCD-Astronomie
ISSN 1615 - 0880 www.vds-astro.de III/ 2005 [email protected] • www.astro-shop.com Tel.: 040/5114348 • Fax: 040/5114594 Eiffestr. 426 • 20537 Hamburg
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Liebe Mitglieder, liebe Sternfreunde, wir leben in einer, astronomisch betrach- Diese enorme Aktivität hat auch bei den Supernova in einer der am meisten beob- tet, spannenden und hoch interessanten Hobby-Astronomen Spuren hinterlassen. achteten Galaxien, M 51 im Großen Zeit: So konnten wir beispielsweise 1994 So steht uns heute ein technisches Bären! In drei Nächten fotografierte er die den Einschlag des Kometen Shoemaker- Equipment zur Verfügung, das früher nur Galaxie und vermeldete, was Fachastrono- Levy auf Jupiter, die beiden großen den Fachastronomen vorbehalten war. men zuerst nicht glauben wollten: die Kometen Hale-Bopp und Hyakutake Mitte Eine der bedeutendsten technischen Entdeckung der Supernova SN 2005cs. der 1990er Jahre, die in Deutschland sicht- Revolutionen im Amateurbereich ist sicher Lesen Sie dazu seinen Bericht in diesem bare Sonnenfinsternis 1999 sowie den die CCD-Astronomie. Grund genug, sich Heft. Herzlichen Glückwunsch dem jun- Merkur- und den Venusdurchgang vor der in unserem VdS-Journal diesem Thema gen Sternfreund! Sonne in den letzten beiden Jahren als schwerpunktmäßig zu widmen. Doch Amateur-Astronomen quasi „life“ am lesen Sie selbst! Die nächsten astronomischen Großereig- Fernrohr mit verfolgen. Hinzu gesellen nisse kündigen sich bereits an: Die ring- sich Meisterleistungen der Raumfahrt wie Eine CCD-Kamera war es auch, mit der förmige Sonnenfinsternis am 3. Oktober die „Cassini-Huygens-Mission“ oder der dem deutschen Hobby-Astronomen Wolf- 2005 und die totale Sonnenfinsternis am jüngste Erfolg von „Deep Impact“, der im gang Kloehr Ende Juni 2005 eine spekta- 29. März 2006! Fernsehen zu verfolgen war. kuläre Entdeckung gelang: Er fand eine Etwas weniger spektakulär geht es am Samstag, 10. September 2005 zu: beim, von der VdS initiierten, 3. bundesweiten Astronomietag. Wir hoffen für die lokalen talkamera passte (Sensorgröße ca. 15,7 Veranstalter auf gutes Wetter und erwar- mm x 23,1 mm). Zusammen mit einem ten, wie in den letzten Jahren, ein großes Bild der südlichen Mondhälfte habe ich Interesse der Öffentlichkeit. Machen auch ein Mosaik erstellt. Sie mit beim 3. Astronomietag; Kurzent- Warum so viel Aufwand, wenn man den schlossene können sich auf unserer Mond auch ohne Brennweitenverlänger- Webseite www.astronomietag.de informie- ung ganz abbilden kann? Je mehr Pixel ren. Die VdS selbst organisiert, zusammen der Mond überdeckt, desto besser die mit dem Planetarium Stuttgart, eine zen- Auflösung, vorausgesetzt das Seeing trale Veranstaltung. Austragungsort ist das spielt mit, da sich mit steigender Planetarium Stuttgart; ab 13:30 Uhr wer- Brennweite auch die Belichtungszeit den dort Vorträge und Planetariumsvor- verlängert. Alle Bilder wurden im RGB- führungen geboten. Informieren Sie sich Farbmodus aufgenommen und die über das Programm auf unserer Webseite Unser Titelbild zeigt den zunehmenden Farbkanäle in Hinblick auf ihre Schärfe www.vds-astro.de. Mond im Alter von 8,71 Tagen am 20. überprüft. Überraschenderweise war Dezember 2004 um 18:36 UT die Bildschärfe in den einzelnen Farb- Am Samstag, 17. September 2005 laden kanälen von Aufnahme zu Aufnahme wir Sie herzlich zu unserer 27. VdS- Ist Ihnen schon aufgefallen, dass das unterschiedlich. Genommen habe ich Tagung und Mitgliederversammlung nach Mare Crisium in diesem Bild sehr weit dann schließlich zwei Bilder, deren Recklinghausen ein. In Anbetracht der am vom Mondrand entfernt steht? Am Grünkanäle am schärfsten waren. 18. September möglichen Bundestags- westlichen (rechten) Mondrand sind Nach dem Zusammensetzen des wahl, hat sich der Vorstand entschlossen, aufgrund der großen Libration in Mosaiks wurde das finale Bild mit einer das Programm auf den 17. September zu Länge (+6° 48’) viele Mondformationen unscharfen Maske zwei Mal schonend beschränken. Bitte beachten Sie die beilie- zusätzlich sichtbar. Beachtenswert sind geschärft (beim ersten Mal Pixelradius gende, separate Einladung nebst Rückant- das Mare Humboldtianum (oben 2,1 Pixel, Stärke 150x, beim zweiten Mal wort. rechts), das Mare Marginis (rechts vom Pixelradius 1,4 Pixel, Stärke 140x). Mare Crisium) und das Mare Smythii Dazwischen wurden Helligkeit und Beim Studium der nächsten 160 Seiten (!) (unterhalb von Mare Marginis). Kontrast der dunklen Partien mit der wünschen wir Ihnen viel Spaß und interes- Die Aufnahmedaten: Aufnahmeoptik ist Tonwertkorrektur etwas angehoben, um sante Stunden mit unserer Mitglieder- der EDFS 130 mm Astro-Physics-Re- dem Helligkeitsabfall zum Mondtermi- zeitschrift, dem VdS-Journal für Astro- fraktor mit Baader Flat-Field-Conver- nator hin zu begegnen, gleichzeitig aber nomie. ter zur Brennweitenverlängerung. Die die hellsten Partien der Strahlenkrater Brennweite wurde mit Verlängerungs- nicht überstrahlen zu lassen. Herzlichst Ihr hülsen so weit vergrößert, dass die nörd- Foto und Bearbeitung: liche Mondhälfte in ganzer Breite ins Bernd Koch, Sörth/Westerwald, Querformat der Canon EOS 10D Digi- [email protected] Otto Guthier 2 INHALT
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EDITORIAL 1 NACH REDAKTIONSSCHLUSS - SN 2005 cs- Bericht einer Entdeckung 4 - 3. Astronomietag 4 - Treffen der VdS-Fachgruppen am 11. Juni 2005 5 - 27.VdS-Tagung 5 SCHWERPUNKTTHEMA - Die Fachgruppe CCD-Technik im Wandel der Zeit 6 - Zukünftige Schwerunktthemen 7 - CCD-Technik in der Amateurastronomie – 7 Stand der Dinge M 31 digital - Pixel-Puzzle: Mosaikbilder im CCD-Zeitalter 11 Seite 7 - RGB-Fotografie oder: Wie sehen reale Farben aus 11 - CCD-Bilder ausmessen, addieren, subtrahieren und dividieren 18 - Schärfen von Astro-Bildern 22 - CCD-Photometrie bei bewölktem Himmel 25 - Veränderlichenbeobachtung mit der CCD-Kamera 26 - Zwei digitale Spiegelreflexkameras 30 - Fernbedienung (nicht nur) für Digitalkameras 32 - Untersuchung des Temperaturverhaltens von CMOS- Sensoren beim Betrieb in Digitalkameras 34 - Wasserkühlung für CCD-Chips (2) 36 - Vom Vidikon zum CCD-Chip 25 Jahre Astro „live“ durch Video-Aufnahmen 38 FACHGRUPPENBEITRÄGE Selbstbau - Tipps und Tricks zur Astrotechnik: 40 - Kontaktschwierigkeiten 40 Selbstbaudobson - Mythen und Legenden: „Offene Gittertuben Seite 42 leiden unter Streulicht und machen flaue Bilder“ 40 - 12"-Lomo-Dobson „Little Hubb“ 42
Amateurteleskope - Einstieg in die ED-Klasse-Erfahrungsbericht über den Skywatcher ED 80 Refraktor 44
Astrofotografie - Objekte für Spätsommer und Herbst 46 - Ergebnisse des Projektes Zwerggalaxien (3) 48 - Präsenz der VdS-FG Astrofotografie in „astronomie.de“ 53
Atmosphärische Erscheinungen - Ungewöhnlich häufiges Auftreten von Perlmutterwolken im letzten Winter 54
Computerastronomie - Grenzgrößenkarten für den Südhimmel 56
Perlmutterwolken Geschichte der Astronomie - Neues aus der FG „Geschichte der Astronomie“ 57 Seite 54 - Die Geschichte der Nova 1885 (Supernova S Andromedae) im Rückblick der Zeit 58 - Hermann Oberth: eine Biografie und das Hermann- Oberth Raumfahrtmuseum 62
Jugendarbeit - Vega News 65 - Watt`n datt? Oder: Wie viel Watt hat unsere Sonne? 67 - Astronomie für Kinder und Jugendliche – Ein Erfahrungsbericht 70
Kleinplaneten - Astrometrie in der Fachgruppe „Kleine Planeten“ 71 - Vier Kleinplaneten von A13 entdeckt 73 - Asteroidenverfolgung mit Arnie in New Mexico 74 - Raumsonde Rosetta flog planmäßig knapp an der Erde vorbei 78
Mars Kometen - Aktivitäten der Fachgruppe Kometen im Jahre 2004 79 Seite 87 - Der freisichtige Winterkomet C/2004 Q2 (Machholz) 81
Meteore - Videometeorbeobachtungen 2004 83 - Zum Raten: Spektakuläres Meteorfoto 86
Planeten - Mars 2003 87 - Tipps für die Marsbeobachtung 88
VdS-Sternwarte Kirchheim - Beobachten in Kirchheim 90 - VdS-Sternwarte Kirchheim – Bilanz und Ausblick 92
Sonne - Die Sonne im H-Alpha-Licht: Ein Vergleich zwischen den DayStar-Filtern und den neuen H-Alpha-Filtersystemen 97 VdS-Sternwarte Kirchheim Spektroskopie - Spektroskopie als Bereicherung der amateurastronomi- Seite 92 schen Tätigkeit (2) 99 INHALT 3
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Sternbedeckungen - Lichtschwache Sterne sicher finden – Suchhilfe mit einem eigenen „GOTO“-Verfahren 102
Veränderliche - Neuigkeiten und Aktivitäten der FG Veränderliche der VdS (BAV) 103 - NGC 6946 - Galaxie der Supernovae 104
Deep-Sky - Neues aus der Fachgruppe „Visuelle Deep-Sky- Beobachtung“ 107 - Ergebnisse des Projektes „Zwerggalaxien“ – (2): Leo I und Leo II 107 - Die Entdeckungen von David P. Todd – (2) 109 SERVICE - M wie Messier 113 EINSTEIGERASTRONOMIE Namibische Impressionen - Einsteiger, Aufsteiger und Aussteiger 115 ZUM NACHDENKEN Seite 118 - Ausflug ins All 116 - Größenwahnsinn 117 BEOBACHTERFORUM - 10 Planetarische Nebel: ein Gemeinschaftsprojekt der FG Astrofotografie, CCD-Technik und Deep-Sky 117 - Schweif-, Wandel- und Fixsterne – mit namibischen Impressionen 118 - AU Leonis und der Kleinplanet (1301) Yvonne 123 - Späte Sonnenbeobachtung - aber nicht zu spät 124 - Beobachtungsbericht zum Venustransit vom 8. Juni 2004 125 - Mein astronomischer Jahresrückblick 2004 125 - Thema Sicherheit – welche Risiken geht ein Ama- teurastronom beim Beobachten in freier Natur ein? 127 - Supernova in NGC 6946 mit einer digitalen Supernova NGC 6946 Spiegelreflexkamera und einem kleinen Maksutov im Seite 128 Feldeinsatz erwischt 128 - Beeinflussen die Mondphasen die Erdbeben-Häufigkeit? 129 - Rückblick auf Saturn im Februar 2005 130 VDS-NACHRICHTEN - 27. VdS-Tagung in Recklinghausen und ordentliche Mitgliederversammlung 131 - Leserbriefe 132 - Wir begrüßen neue Mitgleider 132 - Der 2. und 3. Astronomietag, (2) 132 - Schulsternwarte Betzdorf präsentiert „Astronomischer Abend“ und „Astronomietag 2004“ 136 - Verdienstmedaille des Verdienstordens der 2. Astronomietag 2004 Bundesrepublik Deutschland für einen Sternfreund 137 Seite 130 - Eine kleine Journalstatistik 138 - Einladung 3. AT am 10. September 2005 – VdS VDS VOR ORT/ Regionaltagung in Stuttgart 140 TAGUNGSBERICHTE - Bericht zum Mitgliedertreffen der Fachgruppe Kometen 140 - 1. Tagung der VdS – FG „Geschichte der Astronomie“ 142 - 50 Jahre Volkssternwarte Hagen/Westfalen 144 - Schulsternwarte Betzdorf feierlich eröffnet 144 - Das Deep-Sky-Treffen 2005 in Bebra 145 VDS VOR ORT/ PORTRAIT - 40 Jahre Astronomie mit Freude 146 REZENSIONEN - SuW Special 2/2004 „Lebendige Galaxis“– Astrophysiker enträtseln ihre wechselvolle Geschichte 148 - Geschichte der Astronomie – In Texten von Hesiod bis Verdienstmedaille für André Knöfel Hubble 149 Seite 137 - Deep Sky Reiseführer – Sternhaufen, Nebel und Galaxien mit eigenen Augen entdecken 149 VORSCHAU - 2. Tagung der VdS-FG „Geschichte der Astronomie“ 150 - Samuel Thomas von Soemmerring-Preis 2006 150 IMPRESSIONEN 151 VORSCHAU - Veranstaltungstermine 155 - Einladung zur „astrobux 2005“ 156 - Vorschau auf astronomische Ereignisse 157 HINWEISE - Komet im Vorgarten 159 - Hinweise für Autoren 160 - Auf einem Blick 160 - Inserentenverzeichnis 72 - Impressum 29 Impressionen - Erratum 123 Seite 151 NACH REDAKTIONSSCHLUSS
SN 2005cs – Bericht einer Entdeckung von Wolfgang Kloehr
Abb. 1: Das M 51 - Abb. 2: Abb. 3: Abb. 4: Das Bild mit der endgültigen Referenzbild vom Das Entdeckungsfoto der Super- Die Supernova wird heller! Bestätigung: SN 2005cs 26.5.2005 nova in M 51 vom 27.6.2005 (Alle Aufnahmen Wolfgang Kloehr)
Stelle wo gestern noch der kleine Punkt war, 30. Juni 2005 leuchtete heute ein heller Stern. Der Befund Immer noch keine Meldung auf der aktuel- war deutlich (Abb. 3). Als erstes prüfte ich len Supernova-Liste der CBAT. Irgend Abb. 1: die aktuelle Supernova-Liste der CBAT: jemand muss dieses helle Ding doch sehen... Unser noch keine Meldung. Ebenso prüfte ich die Es hatte zwar gerade geregnet aber der Supernova- Positionen der bekannten Kleinplaneten um Himmel lockerte kurz auf. Also schnell auf- Entdecker M 51: keiner in der Nähe. GCVS Katalog: bauen und hoffen, dass wenigstens ein Bild Wolfgang kein Veränderlicher an dieser Position. gelingt. Es klappte! Deutlich war der helle Kloehr Simbad / NED: kein bekanntes Objekt wel- Stern noch zu sehen, und er hatte sogar ches einen solchen Helligkeitsanstieg recht- etwas an Helligkeit zugenommen (Abb. 4). 27. Juni 2005 fertigt. Es war also das eingetreten, was man Schnell lud ich das neue Bild ins Web und Routinemäßig fotografierte ich einige der sich als Amateur zwar immer wünscht: die schrieb eine Mail an Mr. Green. Es dauerte helleren Galaxien – M 101, M 106, M 51. mögliche Entdeckung einer Supernova! keine Minute bekam ich auch schon eine Wie gewohnt verglich ich im Anschluss die BUH... Jetzt nur keinen Fehler machen. Und Antwort. Die Überschrift lautete „SN gemachten Bilder mit älteren Aufnahmen. so schrieb ich meinen ersten Discovery 2005cs in M 51“. Jetzt stellte sich nur noch Auf der Aufnahme von M 51 (Abb. 2) fiel Report und versendete ihn an die CBAT. 30 eine Frage. War ich als offizieller Entdecker mir ein kleiner heller Punkt in einem HII- Minuten später: schon eine Antwort von Dan anerkannt oder war mein Name nur einer in Klumpen des inneren Armes auf. Auf einer Green. Meine Angaben waren natürlich einer langen Liste oder überhaupt in einer älteren Aufnahme (Abb. 1) war zwar der unvollständig. Wenn ich ihm doch nur die Liste. Das IAU 8553 stand schon auf der HII-Klumpen zu sehen, aber der kleine helle Bilder zeigen könnte. Ohne Aufforderung Seite der aktuellen Supernova an erster Punkt nicht. Sollte ich etwas entdeckt darf man ja keine Bilder an die CBAT Stelle. Langsam zog ich den Cursor nach haben? Ganz sicher konnte ich mir nicht schicken, aber ein Link auf eine Website war rechts zur Spalte „Discoverer“ – In der sein. Ich beschloss der Sache am nächsten ja nicht verboten, der so nebenbei in einer Spalte stand nur ein Name: mein Name. Tag auf den Grund zu gehen. Mail erwähnt wird. Also schnell die Bilder Ich wünsche euch allen hochladen und zweiten Anlauf wagen. „Clear Skys and good hunting“! 28. Juni 2005 Schließlich nach der dritten Korrektur meiner Literaturhinweise: Es zogen immer wieder Wolken durch. Angaben klickte Dan Green (der meine Mails [1] Ausrüstung: http://www.dsi- Schnell machte ich ein paar Fotos bevor die wirklich freundlich und geduldig bearbeitete) astronomie.de/Ausruestung.htm nächste Wolkenbank durchzog. Und da war dann doch auf meinen Link. Er brauchte [2] IAU 8553 : http://www.dsi- sie, die große Überraschung: An derselben jedoch noch eine neue positive Bestätigung. astronomie.de/IAU8553.htm 3. Astronomietag und „Lange Nacht der acht Planetarien angeschlossen, u. a. wird es im Zeiss-Planetarium in Stuttgart eine zen- Sterne“ am 10. September 2005 trale Veranstaltung mit Prof. Dr. Hans-Ulrich In der letzten Ausgabe unseres VdS-Jour- Webseite www.astronomietag.de ständig Keller und der VdS geben. Helfen auch Sie nals, Ausgabe 17 (II/2005), hatten wir unse- aktualisiert. Am 23. Mai erreichte uns vom mit, dass der dritte bundesweite Astronomie- re Mitglieder über die Vorbereitungen zum Magazin STERN die Nachricht, dass sich tag in Deutschland ein Erfolg wird! Infor- 3. bundesweiten Astronomietag informiert die Illustrierte STERN in diesem Jahr aus mieren Sie sich auf www.astronomietag.de und den neuen, aktuellen Astronomietag- Kostengründen nicht an der Organisation über die Aktivitäten der Teilnehmer und den Flyer beigefügt. Bis zum 18. Juni 2005 „Lange Nacht der Sterne“ beteiligen wird. aktuellen Stand der Vorbereitungen. Gerne haben fast 100 Sternwarten, Planetarien, Der „Rat Deutscher Planetarien“ (RDP) ist nehmen wir Ihre Anregungen und astronomische Vereine, sowie Einzelmit- auf die VdS zugekommen und hat diese um Vorschläge an. Unterstützen Sie diese Idee glieder verbindlich ihre Teilnahme zugesagt. eine Kooperation und gemeinsame Aktion und beteiligen Sie sich aktiv an dieser Die Anmeldungen dauerten bei Druck- gebeten. Diesem Wunsch sind wir gerne Veranstaltung. legung noch an und werden auf unserer nachgekommen. Bis Mitte Juni hatten sich Otto Guthier / VdS-Vorstand
VdS-Journal Nr. 18 NACH REDAKTIONSSCHLUSS
Treffen der VdS-Fachgruppen am 11. Juni 2005 in Heppenheim – Verabschiedung von Frau Charlotte Wehking
Am 11.Juni 2005 trafen sich auf Einladung gruppen-Poster (Abb. 2) wurden vorgestellt des Vorstandes die Referenten und – sie sind demnächst am VdS-Stand auf ver- Redakteure der VdS-Fachgruppen auf der schiedenen Tagungen und Treffen zu sehen. Starkenburg-Sternwarte in Heppenheim. Die Gestaltung oblag Martin Hörenz, dem Exakt 18 von 20 FG’s folgten dieser nachdrücklich für seine Arbeit gedankt Einladung, dazu kamen noch Mitglieder des wurde. Spontan erklärten einige noch feh- Vorstandes und der VdS-Journal-Redaktion. lende Fachgruppen ihre Bereitschaft eben- Etwas außerhalb der Tagesordnung, aber falls ein Poster anfertigen zu wollen. nicht minder bedeutsam, war die Verab- Eine Fachgruppen-CD ist in Produktion und schiedung von Frau Charlotte Wehking, die soll bis Ende Juli zur Verfügung stehen. Um Abb. 1: fast sieben Jahre die VdS-Geschäftsstelle ein einheitliches Bild abzugeben, wird die Frau Charlotte Wehking wird nach betreute. Dr. Eberhard H. R. Bredner dankte VdS demnächst einen eigenen VdS-Server ihrem Ausscheiden aus der Geschäfts- Frau Wehking im Namen der Fachgruppen, betreiben. Er wird den Fachgruppen in Hin- stelle der VdS von Eberhard Bredner die mit ihrer Arbeit einen wichtigen Anteil blick auf ihre Webpräsentation oder E-Mail- (links) und Otto Guthier mit einem am Gelingen des Journals in den letzten Blumenstrauß verabschiedet. Jahren hatte. Auch der Vorsitzende der VdS, (Aufn. Wolfgang Steinicke) Otto Guthier, dankte im Namen des Vorstandes Frau Wehking für ihre absolut Langenbach und Dennis Möller betreut. zuverlässige und hervorragende Arbeit. Weitere Themen waren der 3. Astronomietag (Abb. 1) Ihre Nachfolgerinnen sind Frau am 10. September 2005 und die 27. VdS- Ruth Lulay und Frau Eva Garbe, die an- Tagung und Mitgliederversammlung am 17. schließend vorgestellt wurden. Beide Damen September 2005 in Recklinghausen. Zu bei- sind nun an der VdS-Geschäftsstelle seit 1. den Terminen werden die Fachgruppen im Juni für die Mitglieder und die Vereinigung Abb. 2: Rahmen ihrer Möglichkeiten beitragen. Zur im Rahmen eines geringfügigen Beschäfti- Hinter den neuen Fachgruppen- Stärkung gab es Pizza, die im Vortragsraum gungsverhältnisses tätig. Postern braucht sich niemand zu ver- eingenommen wurde, sowie Kaffee und Eines der wichtigsten Themen dieses alljähr- stecken … (Aufn. Otto Guthier) Kuchen. Im Anschluss an das harmonische lich einmal stattfindenden Treffens war das Treffen lud der Vorstand zu einem gemeinsa- VdS-Journal. Viel Lob gab es für die Listen neue Möglichkeiten bieten. Zuständig men Abendessen ein, ehe sich die ersten Gestaltung und redaktionelle Arbeit, an der hierfür ist unser neuer Webmaster Christoph Vertreter der Fachgruppen auf den Weg nach die Fachgruppen großen Anteil haben. Die Prall. Hause machten. Vorab gab es selbstverständ- Schwerpunktthemen für die nächsten Hefte In Heppenheim hat sich die neue Fach- lich noch das obligatorische Gruppenfoto. wurden diskutiert und festgelegt. In Ausgabe gruppe „Astro-Technik“ konstituiert. Sie ist Der Vorstand bedankt sich bei allen Fach- 19 wird es um „Dark Sky-Initiative gegen ein Zusammenschluss der bisherigen Fach- gruppen, die im Interesse unserer Mitglieder Lichtverschmutzung“ gehen, des Weiteren gruppen „Amateurteleskope“, „Selbstbau“ und unseres VdS-Journals ehrenamtliche sind geplant: „Kleinplaneten“ (Ausgabe 20) und „CCD-Technik“. Diese neue Fach- Tätigkeiten ausüben und engagiert in der und „Einsteigerastronomie“ (Ausgabe 21). gruppe wird um den Bereich „Elektronik“ VdS mitarbeiten. Die ersten 11 einheitlich gestalteten Fach- ergänzt und von Herbert Zellhuber, Dirk Wolfgang Steinicke und Otto Guthier 27. VdS-Tagung und ordentliche Mitglieder- versammlung 2005 in Recklinghausen
Die Veranstaltung wird am Samstag, 17. September 2005 statt- zunehmen. Wir denken, dass der finden. Tagungsorte sind die Westfälische Volkssternwarte gewählte Tagungsort von seiner (www.sternwarte-recklinghausen.de) und das benachbarte Fest- Lage (in einer herrlichen Park- spielhaus. Das Programm (siehe Rubrik „VdS-Nachrichten“) bein- landschaft), Infrastruktur und haltet für den Samstag Amateurvorträge, den Festvortrag von Prof. nicht zuletzt seinem astronomi- Dr. Hannes Ruder, Tübingen, zum Thema „Tests der Relativi- schen Angebot sehr attraktiv ist. tätstheorie“ und die Mitgliederversammlung (ab 16:00). Am Verpassen Sie also nicht, VdS- Sonntag Vormittag sind weitere Vorträge geplant, anschließend Mitglieder persönlich kennenzu- gibt es eine Exkursion zur Halde Hoheward (bei Herten) mit der lernen und aktiv Einfluss auf die geplanten überdimensionalen Sonnenuhr. Am Freitag Abend, wie weitere Entwicklung der VdS zu Abb. 1: auch am Samstag Abend, sind ein „gemütliches Beisammensein“ nehmen. Aktuelle Informationen Tagungsort ist neben in einer Recklinghauser Gaststätte geplant. entnehmen Sie bitte unserer Web- dem Festspielhaus auch Im August werden alle VdS-Mitglieder per Brief eingeladen. seite www.vds-astro.de. der Turm der Volksstern- Diesem Brief liegt auch eine Rückantwort bei, um die Zahl der warte mit Planetarium in Teilnehmer sowie besondere Wünsche (Vortrag, Mittagessen) auf- Recklinghausen.
VdS-Journal Nr. 18 CCD-ASTRONOMIE
Die Fachgruppe CCD-Technik im Wandel der Zeit von Dennis Möller
Kodak 103a-E, TP2415, TMax 3200... Den ne Fragen, die beantwortet werden wollten. fotografie vorüber. Je mehr die CCD- Astrofotographen aus der Filmära dürften Internetforen wie z. B. die CCD-Liste gab Technik von den Amateuren als etwas voll- diese Bezeichnungen noch etwas sagen. Es es noch nicht. Genügend Gründe also, eine kommen Normales und fast schon sind Namen von Filmemulsionen, die Fachgruppe CCD-Technik ins Leben zu Altbewährtes angenommen wird, um so heute aufgrund der Verbreitung der CCD- rufen. mehr verschwimmen die ohnehin unschar- Technik entweder gar nicht mehr oder nur Anfangs rekrutierten sich viele der CCD- fen Grenzen beider Fachgruppen. Was noch vereinzelt in der Amateur-Astrofoto- Interessierten aus der Fachgruppe Astro- damals noch Korn und Schwarz- grafie eingesetzt werden. Damals lud ich fotografie, was sich zwangsläufig aus der schildexponent bei der Fachgruppe meine Kleinbild-Spiegelreflexkamera auch Interessenslage ergab. Andere kamen aus Astrofotografie war, ist heute natürlich mit diesen Filmen, heute greife ich zu einer dem Lager der Elektrotechniker und Pixel und Quanteneffizienz. Die neue der gängigen und ganz normal gewordenen Informatiker. Immer aber arbeiteten die Detektortechnologie wurde von den 6-Megapixel SLR-Digitalkameras. Diese beiden Fachgruppen eng zusammen und Amateuren gut angenommen und mir beiden Extreme beschreiben den Stand der ergänzten sich vorbildlich. Die Interessen- kommt es sogar so vor, als bereiteten die Technik von damals und heute. lage der Amateure hat sich in den letzten notwendigen Grundlagen der CCD- 10 Jahren jedoch deutlich gewandelt. Die Technik keine Verständnisschwierigkeiten Die Fachgruppe CCD-Technik wurde in technischen Grundlagen sind heute weni- mehr. Dennoch ist das Feld der CCD- der Übergangszeit vom analogen zum digi- ger gefragt als noch anfangs, die Technik längst nicht abgegrast! Erst seit talen Zeitalter der Astrofotografie gegrün- Anwendung der CCD-Technik steht im wenigen Jahren sind astrotaugliche det. Zu einer Zeit also, als der Computer Vordergrund. Der Amateur möchte so Digitalkameras mit Megapixel-Sensoren gerade im Begriff war, etwas ganz schnell wie möglich zum „pretty picture“ auf dem Markt. Der Trend geht hin zu Alltägliches zu werden und die ersten kommen. Das technische Know-How CMOS-Sensoren, die als Massenartikel kommerziellen CCD-Kameras für Ama- steckt heutzutage größtenteils in den ver- noch preisgünstiger gefertigt werden kön- teure auf den Markt kamen. Die damalige schiedensten Hard- und Softwarepaketen nen als CCD’s. Neue Kameragenerationen Auswahl an CCD-Kameras war nicht sehr und kann aufgrund der Komplexität kaum warten mit immer rauschärmeren und groß und die Technik aus heutiger Sicht noch von einem Hobbybastler in dem größeren Sensoren auf. Das Maß der einfach gehalten. Es waren Kameras mit Bedienungskomfort und mit der Qualität Dinge für Megapixelsensoren ist das CCD-Chips, die nur einige Zehntausend nachgebaut werden. Die Auswahl an CCD- Kleinbildformat. Dann wäre das Ziel der Pixel besaßen. Megapixel-CCD’s lagen Kameras ist derart umfangreich und das 20-Megapixel-Sensor. Das Betätigungsfeld außerhalb der finanziellen Reichweite von Angebot an Software so ausgedehnt, dass der Fachgruppe CCD-Technik wird also Amateurastronomen und waren den Profis kaum noch ein Amateur der Idee verfällt, noch einiges Interessantes zu bieten haben. technisch gerade erst verfügbar geworden. ein eigenes Kamerasystem zu entwickeln. Können Sie sich noch an die Lynxx- Die Geschwindigkeit, Kamera oder an die ST-4 erinnern? Das mit der neue und waren die ersten kommerziellen CCD- immer bessere Pro- Kameras, die für Amateure erschwinglich dukte auf den Markt waren. CCD-Kameras mit Antiblooming kommen, tut ihr übri- oder zweitem Nachführchip? CCD- ges. Gestern noch Kameras mit Farb-Chip? Fehlanzeige! eine EOS 10D ge- Dies alles wurde damals Ende der 80er, kauft, soll es heute Anfang der 90er Jahre nicht angeboten. schon eine 20D mit Manche Begeisterte wollten sich in der deutlich minimiertem CCD-Gründerzeit ihre Kamera selbst Rauschen sein. Und bauen und teilweise auch modifizieren. Ein das ist auch alles gut Unterfangen, das durch manche Selbst- so! Man vergleiche GAUMENFREUDEN „Wir eröffnen die Mittagessen mit eine Süpp … bausätze wie z. B. die Cookbook-Kamera heutige Ergebnisse im Consomme = ANDROMEDA = … deutlich erleichtert wurde. Es war sogar Bereich der Amateur- gefolgt von die Hauptgang, eine Braten … möglich, auf größere CCD-Chips zurück- Astrofotografie nur = CANIS MAJOR = … zugreifen und diese zu verwenden. Ein einmal mit denjenigen avec sieben Beilagen - Legumes = PLEIADES = … sehr verständlicher Wunsch, besaß der von vor 10 Jahren... und schließen mit die Dessert … damals vorrangig verwendete CCD-Sensor Diese Entwicklung Eisbomb = HERCULES = … namens TC211 doch nur 192x164 Pixel. geht natürlich auch Dazu divers Weinsort, wie … Und was das Arbeitsprinzip und den nicht spurlos an den = LACERTA = sehr trocken oder = VULPECULA = ein Spätles …“ Umgang mit der neuen Technik angeht, so Fachgruppen CCD- „Halt, stopp … Im Bus war’s sehr trocken, gab es bei den Anwendern auch viele offe- Technik und Astro- ich hätte gerne erst mal einen = CRATER = Pils …“
VdS-Journal Nr. 18 CCD-ASTRONOMIE
CCD-Technik in der Amateurastronomie – Stand der Dinge von Dirk Langenbach
Es ist nun 35 Jahre her, dass die ersten Der bekannteste Vertreter der ersten Sony. Ende der Neunziger durchbrachen CCD´s das Licht der Welt erblickten. 1969 Generation der „Amateur”-CCD-Kameras Firmen wie Apogee mit den ersten back- entwickelten George Smith und Willard ist wohl die legendäre ST-4 der Santa illuminated CCD`s die 1-Megapixel- Boyle (Bell Laboratories) die ersten Chips, Barbara Instrument Group (SBIG). Diese Grenze. die zur Bildgewinnung tauglich waren. Kamera, ursprünglich als reiner Auto- Das Lager der Astrofotografen war gespal- 1970 folgte Shigeyuki Ochi (Sony) mit guider konzipiert, war natürlich ebenso in ten: Auf der einen Seite stand die Gruppe einer Eigenentwicklung. Das erste kom- der Lage, brauchbare Aufnahmen von der „chemischen” Fotografen, die sich der merziell genutzte CCD wurde von Deep-Sky-Objekten zu liefern. Natürlich immer besseren Filmemulsionen bedien- Fairchild 1973 hergestellt. Die Qualität konnten die so erzielten Ergebnisse von ten, hervorragende Ergebnisse lieferten dieser Chips ließ noch sehr zu wünschen der Auflösung her (192x165 Pixel) nicht und in der CCD-Technik bestenfalls so übrig, an den Einsatz in der Astronomie mit der chemischen Fotografie mithalten, etwas wie eine nicht ganz ernstzunehmen- war noch nicht zu denken. 1976 wurden allerdings erlaubte die enorme Empfind- de Konkurrenz sahen. Auf der anderen von J. Westphal und J. E. Gunn am 5-m- lichkeit der CCD’s Aufnahmen von Seite die elektronischen Astrofotografen, Spiegel des Mount Palomar Observa- Objekten, denen bisher selbst mit hochsen- die sich begeistert auf die neue Technik toriums die ersten brauchbaren Ergebnisse siblem Filmmaterial kaum beizukommen stürzten. Diese betraten völliges Neuland. mit einem 400x400-Pixel-CCD von Texas war. Kurz darauf waren die ersten Die Fachliteratur war dünn gesät, „alte Instruments erzielt. Erst vierzehn Jahre Kameras mit größeren Chips erhältlich. Hasen”, die man um Rat fragen konnte, später, zu Beginn der neunziger Jahre, Marktführend waren hier die Firmen SBIG gab es noch nicht. Es blieb also nichts hielt die CCD-Technik Einzug in den mit CCD´s von Texas Instruments, später anders übrig, als sich untereinander auszu- Bereich der Amateurastronomie. Kodak und Starlight Xpress mit Chips von tauschen, die beste Grundlage für eine
Zukünftige Schwerpunktthemen
Liebe Leser und Autoren, mit der folgenden kleinen Tabelle informieren wir Sie über die zukünftigen Schwerpunktthemen in unserem VdS-Journal für Astronomie und die zugehörigen Redaktionsschlüsse für diese Themen. Bitte beachten Sie, dass die im Impressum genannten allgemeinen Redaktionsschlüsse für die Schwerpunktthemen nicht gültig sind. Um dem betreffenden Fachgruppen-Redakteur für die Organisation und Zusammenstellung der vielen Einsendungen zum Schwerpunktthema etwas mehr Zeit zu geben, müssen wir die Redaktionsschlüsse für die Schwerpunktthemen etwas vorziehen. Bitte reichen Sie Ihren Beitrag zu einem bestimmten Schwerpunktthema möglichst früh- zeitig ein. Sie erleichtern uns damit sehr die Arbeit. Wir bitten Sie um Verständnis und wünschen Ihnen viel Freude bei der Lektüre des in diesem Heft vorgestellten Schwerpunktthemas. Die Redaktion
Ausgabe Nr. 19 20 21 22 I / 2006 II / 2006 III / 2006 I / 2007 Schwerpunktthema Lichtverschmutzung Kleinplaneten Einsteiger-Astronomie Planetarische Nebel Redaktionsschluss 17.09.2005 21.01.2006 20.05.2006 09.09.2006 zuständige Fachgruppe(n) Dark Sky Kleine Planeten - Astrofotografie (AF) Spektroskopie (SP) Visuelle Deep-Sky Beobachtung (DS) Ansprechpartner Torsten Güths Gerhard Lehmann Jürgen Kemmerer AF: Peter Riepe Am Pfahlgraben 45 Persterstr. 6h St.-Rupert-Str. 13 Lortzingstr. 5 61239 Ober-Mörlen- 09430 Drebach 93055 Regensburg 44789 Bochum Langenhain SP: Ernst Pollmann Charlottenburger Str. 26c 51377 Leverkusen DS: Jens Bohle Frankenstr. 6 32120 Hiddenhausen CCD-ASTRONOMIE
fruchtbare Zusammenarbeit. Man organi- sierte Zusammenkünfte, präsentierte Hardwareverbesserungen (Konrad Horns „Würstchenglas-Trockner” schrieb CCD- Geschichte) und half sich gegenseitig mit Tipps und Material. Selbstbauprojekte wie die COOKBOOK von Berry, Munger und Kanto oder die AUDINE aus Frankreich, maßgeblich von Christian Buil, einem der „CCD-Päpste” entwickelt, wurden in Angriff genommen. Der Lerneffekt beim Selbstbau einer solchen Kamera war immens. Jede dieser Kameras war ein Unikat, Modifikationen der Elektronik, der Mechanik und des Kühlsystems wurden durchgeführt und den oft staunenden, manchmal aber auch erschütterten Mit- streitern präsentiert. Stundenlang konnte über die Gewinnung eines Flatfield- Abb. 1: Frames, über Dunkelströme und Rauschen Der Andromedanebel M 31 mit Digitalkamera EOS 20D (Einstellung ISO 800, 12 x diskutiert werden. 5 Min. belichtet) am 100-mm-Newton-Teleskop, Brennweite 450 mm. Aufnahme Diese „Aufbruchstimmung hat sich in den Waldemar Skorupa. letzten Jahren leider gelegt. Das Angebot an kommerziellen CCD-Kameras hat sich Preis/Pixel-Verhältnis zwischen CMOS sen Kameras ein riesiges Potential, auch vervielfacht, die Kinderkrankheiten sind und CCD bei ca. 1:10, d. h., während der für den etwas schmaleren Geldbeutel rückt im Großen und Ganzen beseitigt, die Anschaffungspreis einer High-End-CCD- die digitale Astrofotografie in den Bereich Sensoren haben mittlerweile eine akzepta- Astrokamera durchaus im Bereich von des Machbaren. ble Größe erreicht, so dass auch die einigen tausend Euro liegt, lässt sich die Die technische Entwicklung wird weiter- „Chemiker” ins Lager der CCD´ler überge- Anschaffung einer CMOS-Kamera noch gehen, im Bereich des Massenmarktes ist laufen sind. durch einen Griff in die gut gefüllte sicherlich noch viel zu erwarten, was wir Parallel zur „Astro”- CCD-Kamera haben Haushaltskasse realisieren. Hinzu kommt Amateure nutzbringend anwenden können. Video- und Webkameras ihren Einzug in oft der Argumentationsvorteil gegenüber Nicht vergessen sollte man dabei die anfal- die Amateurastronomie gehalten. Diese dem Lebensgefährten, dass so ein Ding ja lenden „Sekundärkosten”, oft ist die Kameras waren meist schon vorhanden eigentlich nur für die Urlaubsfotos ange- Anschaffung eines leistungsfähigen und wurden für Urlaubsvideos oder für das schafft wird und die Zweckentfremdung Rechners zur Bewältigung der Daten- Internet benutzt. Ohne oder mit geringen der Kamera für die eigenen Astroakti- mengen erforderlich, das Zubehör wie Umbauten erwiesen sich diese Kameras als vitäten nur ein angenehmer Nebeneffekt Filter, Filterräder, Korrektoren usw. hat mehr oder weniger „astrotauglich”. ist. Welche Ergebnisse mit einer solchen ebenfalls seinen Preis. Wirtschaftlichkeit Programme wie Registax oder Giotto Kamera erreichbar sind, zeigt die ist jedoch ein Argument, das beim Reiten machten diese dann zu mächtigen Werk- Abbildung 1. eines Steckenpferdes nicht von Bedeutung zeugen für die Planetenfotografen unter Allerdings sollte nicht vergessen werden, ist, es soll einfach nur Freude machen! uns. Besonderer Dank gilt hier Dr. Georg dass auch solche Dittié (VdS-Medaillenträger 2004, Anm. Ergebnisse nicht mit LIEBE d. Red.), der mit Giotto eine Software einer „Plug-and-Play- geschaffen und uns Amateuren unei- Mentalität” erreichbar gennützig zur Verfügung gestellt hat. Die sind, sondern Ergebnisse, die mit solchen Kameras und Erfahrung, Geduld der entsprechenden Bildverarbeitung und Können voraus- erzielt werden können, waren vor einem setzen. Leider geht der Jahrzehnt unvorstellbar. Trend immer häufiger Ein weiterer „Quantensprung” der digita- in die Richtung, dass len Fotografie stellen die digitalen Praktiken wie Spiegelreflexkamaras dar, die unter den Dunkelbildabzug, Amateuren seit fast zwei Jahren immer Flatfieldkorrektur beliebter geworden sind. Diese verwenden usw. scheinbar in an Stelle der teuren CCD´s die in der Vergessenheit geraten Herstellung bedeutend preiswerteren und häufig nach dem CMOS-Sensoren. Neue Technologien Motto „Photoshop erlauben die Herstellung von Sensoren, wird es schon richten” deren Eigenschaften annähernd die der verfahren wird. „Ich hab’s Dir ja gesagt: Der Schorchi ist richtig CCD´s erreichen. Dabei liegt das Dennoch steckt in die- verliebt in seinen neuen Dobson!!!!“
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Pixel-Puzzle: Mosaikbilder im CCD-Zeitalter von Axel Mellinger
Die Kombination von Kleinbildobjektiven Abb. 2: mit CCD-Chips und schmalbandigen Projektion der Filtern erlaubt es heute lichtschwache Himmelskugel auf Emissionsnebel zu fotografieren, die den ebenen CCD- früher bestenfalls mit Schmidtkameras Chip. Die Sterne erreichbar waren. Oftmals reicht aber das haben am Himmel Bildfeld nicht aus, um die ganze den gleichen Ausdehnung zu erfassen. Mit moderner Winkelabstand, Software können jedoch Einzelbilder zu rücken jedoch einem großflächigen Mosaik zusammen- auf dem Chip mit gesetzt werden. zunehmendem Abstand von der Die Fotografie ausgedehnter Emissions- optischen Achse nebel (auch HII-Regionen genannt) ist kein immer weiter aus- einfaches Unterfangen (vgl. Abb. 1). einander. Aufgrund ihrer oft geringen Flächen- helligkeit heben sie sich kaum vom Himmelshintergrund ab, so dass man für gelungene Aufnahmen ein wenig in die gen auf, ähnlich einer Luftballonhaut, die Die Parameter p1, p2, p3, ... stehen dabei z. Trick- (genauer gesagt, in die Filter-) Kiste Falten wirft, wenn man sie auf einer Ebene B. für die Ausrichtung der Kamera, die greifen muss. Mit einem schmalbandigen ausbreitet. Brennweite, die Pixelgröße, etc. Sie wer- Filter, welches nur das Licht der roten Hα- den berechnet, in dem man auf der Linie bei einer Wellenlänge von 656,3 nm Bildtransformation Aufnahme einige Referenzsterne identifi- durchlässt, kann der Kontrast relativ zum Wie erreicht man nun eine „faltenfreie“ ziert und deren Pixel- und Himmels- Hintergrund beträchtlich gesteigert wer- Abbildung? Hierzu muss das Bild in geeig- koordinaten bestimmt. Für erstere könnte den. Die geringe Helligkeit ließ Auf- neter Weise entzerrt werden. Das Ver- man mit einem Bildbearbeitungsprogramm nahmen auf herkömmlichem Film jedoch fahren wurde bereits an anderer Stelle in das Bild hineinzoomen und die Position nur mit großem Öffnungsverhältnis zu, beschrieben [1]. Dessen Kernstück besteht des Sterns ablesen, letztere erhält man z. B. weshalb die Fotografie dieser Objekte bis darin, eine Beziehung F zwischen den aus dem Hubble Guide Star Catalog [2]. vor kurzem eine Domäne der Schmidt- Pixelkoordinaten (x, y) auf dem CCD-Chip Bei 10 oder mehr Referenzsternen wird Kameras war. Moderne CCD-Kameras mit einerseits und den Himmelskoordinaten (z. dieses Verfahren jedoch schnell mühsam. einer Quantenausbeute von mehr als 50% B. Rektaszension α und Deklination δ) Aber wozu von Hand „Sterne suchen“, bieten jedoch eine kompakte Alternative: andererseits zu finden: wenn ein Computer dies viel rascher
Über einen Adapter mit einem Kleinbild- (α, δ) = F (x, y; p1, p2, p3, ...) (1) bewerkstelligt? Im Folgenden wird erläu- Fotoobjektiv bestückt, können Bildfelder mit mehreren Grad Durchmesser aufge- nommen werden. Leider sind CCD-Chips, die eine vergleichbare Fläche wie Klein- bildfilm (24x36 mm2) aufweisen, noch sehr teuer. Aber auch mit kleinen Chips kann das nötige Gesichtsfeld erzielt wer- den, wenn man mehrere Teilbilder zu einem Mosaik zusammensetzt. Dummer- weise hat die Natur hier eine Tücke einge- baut: Ein Kameraobjektiv bildet die Himmelskugel mittels einer so genannten „tangentialen“ oder „gnomonischen Projektion“ auf den ebenen CCD-Chip ab, Abb. 3: bei der der Abbildungsmaßstab mit zuneh- Prinzip der automatischen Sternerkennung nach Valdes et al. [4]: Mithilfe der mendem Abstand von der Achse anwächst Seitenverhältnisse a/c und b/c werden ähnliche Dreiecke in den beiden Bildern bzw. (Abb. 2). Beim Zusammensetzen benach- Listen gefunden. Dabei ist es unerheblich, ob die beiden Bilder einen unterschiedli- barter Aufnahmen treten daher Verwerfun- chen Maßstab haben oder gegeneinander gedreht sind.
Abb. 1 (links): Orion im Hα-Licht, zusammengesetzt aus 8 Teilbildern. Starlight XPress SXV-H9 mit Astronomik Hα-Filter und Minolta 50- mm-Objektiv, abgeblendet auf f/2,4. Aufgenommen im Februar/März 2004 in Baruth/Brandenburg und Sutherland/Südafrika.
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tert, wie die Referenzsterne weitgehend artigen Umgebungen (z. B. Linux) behei- automatisch gefunden und identifiziert matet. Um nicht alle drei Programme werden. nacheinander von Hand starten zu müssen, wurde vom Autor dieses Artikels ein SExtractor, GSC und Match Skript in der Programmiersprache Perl Schritt 1: erstellt, welches die Programme nachein- Der von E. Bertin am Institut d´Astro- ander aufruft und mit den richtigen physique in Paris entwickelte „SExtractor“ Parametern „versorgt“. Am Ende sieht (Source-Extractor) [3] erkennt in einem man anhand einer graphischen Darstellung Bild die Punktquellen (in der Regel (Abb. 4) sofort, ob die Zuordnung erfolg- Sterne) und listet diese mit ihren reich war. Intensitäten und Pixelkoordinaten auf. Anhand der Referenzsterne kann die Mittels einer ziemlich umfangreichen Abbildungsfunktion F aus Gleichung (1) Liste von Optionen kann man erreichen, nach dem in [1] beschriebenen Verfahren dass nur die N hellsten Sterne gefunden Abb. 4: mittels Ausgleichsrechnung bestimmt wer- werden. Im praktischen Einsatz sind dies Resultat der automatischen den. Dies erledigt das vom Autor zunächst oft mehrere Hundert. Sternerkennung:Viele der mit + für das Milchstraßenpanorama entwickelte gekennzeichneten Sterne im Hubble PASCAL-Programm „MWPAN“. An- Schritt 2: Guide Star Catalog decken sich mit den schließend könnte man die Bilder von der Als nächstes benötigen wir die ungefähre im Bild gefundenen Punktquellen . ursprünglichen gnomonischen Projektion Rektaszension und Deklination der Zur Orientierung wurde das CCD-Bild auf eine äquidistant-zylindrische Projek- Bildmitte (welche sich leicht aus einem in grau unterlegt. tion umrechnen und mit einem Standard- Himmelsatlas ablesen lassen) sowie den Bildbearbeitungsprogramm zusammenfü- Winkeldurchmesser a des Gesichtsfelds. gen. Speziell bei CCD-Aufnahmen ist Letzterer kann aus der Objektivbrennweite Die drei beschriebenen Programme sind jedoch das im nächsten Abschnitt f sowie der Länge l und Breite b des CCD- als Quellcode frei erhältlich und können beschriebene Vorgehen günstiger. Chips mittels auf allen gängigen Computer-Plattformen kompiliert werden. Da es sich um Fits & Co. l2 + b2 a = 2arctan (2) Kommandozeilen-Programme handelt (die Wer schon einmal Bilder mit einer für 2f Maus ist garantiert arbeitslos!) ist der astronomische Zwecke gebauten CCD- berechnet werden. Jetzt können wir aus Arbeitsstil allerdings doch eher auf Unix- Kamera aufgenommen hat, wird diese dem Hubble Guide Star Catalog die N hellsten Sterne innerhalb unseres Gesichtsfelds extrahieren. Auf der Downloadseite [2] findet sich hierzu ein kleines Programm namens „gsc“, welches eine Textdatei mit den Koordinaten (α, δ) dieser Sterne erstellt.
Schritt 3: Nun haben wir je eine lange Liste A mit den (x, y)-Koordinaten der Punktquellen in unserem Bild sowie eine Tabelle B mit Abb. 5: den (α, δ)-Koordinaten der N hellsten ASCII-Vorspann einer FITS-Datei. Durch die eingefügten Kommentare ist der Sterne in unserem Gesichtsfeld. Wie aber Vorspann selbsterklärend. Die hellgrauen Ziffern dienen der Spaltennummerierung ordnen wir die Einträge von A den Sternen und sind nicht Bestandteil der FITS-Datei. in Tabelle B zu? Für dieses auf den ersten Blick schwierige Unterfangen wurde von F. Valdes et al. ein Verfahren entwickelt [4], das grob gesagt wie folgt funktioniert: Aus den Einträgen in Liste A und B wer- den jeweils alle möglichen Kombinationen von Dreiecken gebildet. Anhand der Seitenverhältnisse a/c und b/c (siehe Abb. 3) können die Dreiecke der Liste A den ihnen ähnlichen Dreiecken aus Liste B zugeordnet werden. Eine „match“ genann- te Implementierung dieses Verfahrens in der Programmiersprache C kann auf der Homepage von M. Richmond herunterge- Abb. 6: laden werden [5]. WCS-Information im FITS-Vorspann.
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Daten höchstwahrscheinlich im so genann- ten FITS-Format abgespeichert haben. Dieses bereits 1981 erstmals beschriebene [6] Dateiformat (das Akronym steht für Flexible Image Transport System) besteht aus einem Vorspann von n mal 36 Zeilen zu je 80 ASCII-Zeichen (die Lochkarten lassen grüßen ...) sowie den eigentlichen Bilddaten. Der Vorspann beschreibt durch eine Reihe von Schlüsselwörtern nicht nur das Format der folgenden Binärdaten, son- dern kann auch – im Gegensatz zu reinen Bildformaten, wie z. B. TIFF oder BMP - detaillierte Informationen über das Objekt, das verwendete Instrument und den Beobachter enthalten (siehe Abb. 5). Da im Laufe der Zeit immer neue Schlüssel- wörter definiert und standardisiert wurden, wuchs das FITS-Format mit den Aufgaben. Eine besonders wichtige Erweiterung ist das so genannte World Coordinate System (WCS). Hiermit ist es möglich, die Umrechnung von den Pixelkoordinaten (x, y) in Weltkoordinaten zu spezifizieren (das können z. B. Rektaszension und Deklina- tion sein, aber auch galaktische Koor- dinaten oder – bei Spektren – Frequenz Abb. 7: und Wellenlänge). Also genau das, was wir Der Bildbetrachter "SAOImage". oben bereits ausgerechnet haben! Wie in der Abbildung 6 gezeigt, muss für jede Koordinatenachse die Art der mit einem Programm lesen, welches WCS- sich um ein Kommmandozeilenprogramm, Koordinate sowie deren Projektion über Informationen versteht, kann zu jedem welches mit einer Konfigurationsdatei in das CTYPEi-Schlüsselwort angegeben Bildpunkt augenblicklich die Position am vielfältiger Weise steuerbar ist. Mit einem werden. (Der Index i gibt die Nummer der Himmel berechnet werden. Ein solches kleinen Trick erreichen wir, dass das Koordinatenachse an. Üblich sind i=1 für Programm ist beispielsweise der Bild- Endresultat keine Nahtstellen zeigt: Zu Rektaszension und i=2 für Deklination.) betrachter „SAOImage“ [10]. Zeigt man jedem Teilbild erstellen wir eine Weight Im vorliegenden Beispiel bedeutet mit der Maus auf eine beliebige Stelle im Mask (das ist eine FITS-Datei, die für CTYPE1 = 'RA-TAN', dass die erste Bild, werden sofort die Koordinaten ange- jeden Bildpunkt einen „Gewichtsfaktor“ Koordinatenachse die Rektaszension dar- zeigt (vgl. Abb. 7). zwischen 0 und 1 enthält). Wählt man eine stellt, und zwar in gnomonischer (tangen- Wie aber fügt man die WCS-Information Maske, deren Gewichte zum Rand hin auf tialer) Projektion. Analog würde CTYPE1 in eine FITS-Datei ein? Hierzu bietet sich 0 abnehmen, erzeugt SWarp einen gleiten- = 'GLON-AIT' eine ovale Aitoff- die CFITSIO-Bibliothek an, mit der die in den Übergang zwischen den Teilbildern Projektion in galaktischen Koordinaten Abschnitt 3 berechneten Parameter in eine (siehe Abb. 8). Das Erzeugen der Maske (GLON = galactic longitude) spezifizie- bereits existierende FITS-Datei eingefügt wurde ebenfalls in MWPAN integriert. ren. oder eine neue FITS-Datei angelegt wer- Als nächstes gibt man mit dem den kann. Das schon erwähnte MWPAN- Ergebnis Schlüsselwort CRPIXi die Pixelkoordi- Programm wurde um diese Funktionalität Als Ergebnis sei hier in der Abbildung 1 naten der Bildmitte an, sowie mit CRVALi erweitert. ein Mosaik des Sternbilds Orion gezeigt. die Weltkoordinaten dieses Punktes am Deutlich erkennt man die weitläufigen Himmel. Schließlich benötigen wir noch SWarp: Der finale Schritt Filamente von Barnard's Loop, welcher den Abbildungsmaßstab in Grad pro Pixel, Nachdem alle Teilbilder des Mosaiks einen den größten Teil des unteren Sternbilds welcher durch CDELTi festgelegt wird, WCS-Vorspann erhalten haben, folgt als einschließt, sowie den Emissionsnebel um sowie den Positionswinkel CROTAi, um letzter Schritt das Zusammenfügen zu λ Ori. Das gesamte Gesichtsfeld der den das Bild gegenüber der Nord-Süd- einem Gesamtbild. Hierzu bedienen wir Aufnahme beträgt 17°x23°. Achse gedreht ist. uns des Programms „SWarp“ [11] von E. In diesem Artikel konnten aus Die vollständige WCS-Spezifikation ist in Bertin, der uns ja bereits als Autor von Platzgründen nur die wichtigsten Schritte einer Reihe von Artikeln von E. W. Greisen „SExtractor“ bekannt ist. SWarp liest die der Mosaikerstellung beschrieben werden. und M. Calabretta veröffentlicht [7, 8], einzelnen Bilder ein, transformiert sie mit Neben der rein geometrischen Projektion welche auf der Webseite einer der Autoren Hilfe der WCS-Information in eine belie- können auch objektivspezifische Verzer- im PDF-Format erhältlich sind [9]. big wählbare Projektion und fügt sie zum rungen (z. B. kissen- und tonnenförmige Wenn wir nun die so ergänzte FITS-Datei Mosaik zusammen. Auch hier handelt es Verzeichnung) berücksichtigt werden;
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allerdings ist hierfür noch kein verbindli- cher WCS-Standard verabschiedet [9]. Für kleinere Projekte, die nur aus 2 bis 3 Teilbildern bestehen, mag überdies auch ein einfacherer Ansatz mittels des kom- merziellen „Registar“-Programms [12] genügen. Das hier gezeigte astrometrische Verfahren funktioniert hingegen auch bei größeren Mosaik-Projekten - bis hin zu einem All-Sky-Bild.
Literaturhinweise: [1] A. Mellinger, 2000: „Die Milchstraße im Computer“, SuW 39 (2-3/2000), 174 [2] J. E. Morrison et al., 2001: „The Guide Star Catalog Version 1.2: an astrometric recalibration and other refinements”, Astron. J. 121, 1752, ftp://cdsarc.u- strasbg.fr/pub/cats/I/254/ Abb. 8: [3] E. Bertin: „Sextractor”, Überlagerung zweier Teilbilder mittels „SWarp“. Durch die Masken (rechts) wird http://terapix.iap.fr/soft/sextractor/ ein gleitender Übergang erzielt. [4] F. Valdes, 1995: „FOCAS Automatic Catalog Matching Algorithms”, Publ. Suppl. Ser. 44, 363 [9] M. R. Calabretta: http://www.atnf Astron. Soc. Pacific 107, 1119 [7] E. W. Greisen, M. R. Calabretta, 2002: .csiro.au/people/mcalabre/WCS/ [5] M. W. Richmond: „Match”, „Representations of world coordinates in [10] SAOImage DS9 : http://hea-www.harvard. http://spiff.rit.edu/match/ FITS”, Astron. Astrophys. 395, 1061 edu/RD/ds9/ [6] D. C. Wells, E. W. Greisen and R. H. [8] M. R. Calabretta, E. W. Greisen, 2002: [11] E. Bertin: „Swarp”, Harten, 1981: „FITS – a flexible image „Representations of celestial coordinates http://terapix.iap.fr/soft/swarp/ transport system”, Astron. Astrophys. in FITS”, Astron. Astrophys. 395, 1077 [12] Registar: http://www.aurigaimaging.com RGB-Fotografie oder: Wie sehen reale Farben aus? von Bernd Thinius
Farbige Astroaufnahmen, mit monochro- sprechenden Filtern, separat in den 3 Chips men CCD-Kameras und einem geeigneten Spektralbereichen Rot-Grün-Blau (RGB) • Luftschichtdicke (d. i. Luftmasse) und Filtersatz, oder mit single-shot-CCD’s in aufgenommen und mit einem geeigneten Verschmutzung der Atmosphäre Kombination mit astrotauglichen Farb- Grafikprogramm im Anschluss zu einem (Extinktion) matritzen [1], haben längst Einzug in den Farbbild überlagert. Die Kunst liegt nun in • Streulicht / Lichtverschmutzung – Farbe Amateurbereich gehalten. Das Problem der richtigen Wichtung der 3 Farbbilder, des Himmelshintergrundes farbgetreue Aufnahmen zu erhalten ist aber die oft erhebliche Intensitätsunterschiede ganz und gar nicht trivial und so alt wie die bezüglich der realen Farbkomponenten des Besteht nun der Wunsch seine eigenen Farbfotografie selbst. Erschwerend kommt aufgenommenen Objektes aufweisen. Ein Farbaufnahmen zu kalibrieren, sind zwei hinzu, dass die meisten astronomischen Ausgleich erfolgt entweder durch unter- Herangehensweisen zur Bestimmung der Objekte bezüglich des Farbeindrucks für schiedlich lange Belichtungszeiten oder eigenen Wichtungsfaktoren denkbar. das menschliche Auge schlicht unerreich- durch nachträgliche Multiplikation der 1. Ermittlung des Übertragungsverhaltens bar sind, der eigene visuelle Vergleich Pixelintensitäten der Teilbilder vor deren der optischen, elektronischen Elemente, damit fehlt. Das menschliche Auge emp- Kombination zum Farbbild. der astronomischen Extinktion und theore- findet Objekte als weiß, bei denen die 3 Die Ursachen sind vielschichtig, werden tische Ableitung der Belichtungszeiten Farbkomponenten gleich groß vertreten sie doch durch alle Elemente des optischen oder RGB-Wichtungsfaktoren. sind. Dabei liefert die Sonne sozusagen und elektronischen Übertragungsweges 2. Kalibrierung an Hand eines Referenz- das Weißnormal, wenn es auch physika- beeinflusst: objektes, sonnenähnlicher Stern mit glei- lisch exakt als gelb-weiß, Spektraltyp G2, • Durchlassbereich der Filter, der opti- cher Farbtemperatur, ca. 5.800 K, Spektral- einzustufen ist. schen Elemente des Teleskops und des typ G2, was wir als annähernd weiß emp- Das grundsätzliche Prinzip scheint simpel. Kamerafensters finden. Das aufzunehmende Objekt wird mit ent- • spektrale Empfindlichkeit des CCD-
VdS-Journal Nr. 18 CCD-ASTRONOMIE 1
Abb. 1 (oben): Transmissionen der R-, G-, B-, IR- Filter, relevanter Ausschnitt UV(300 nm) bis nahes Infrarot (s1.200 nm).
Durchlassbereich und spektrale Empfindlichkeit Der größte Intensitätseinfluss wird ver- ständlicherweise durch das Farbfilter selbst und die spektrale Empfindlichkeit unseres Photonendetektors, des CCD- Chips, bestimmt. Für RGB-Aufnahmen verwende ich den Filtersatz von „True Technology Ltd., Woodpecker Cottage Red Lane, Alder- Abb. 2: maston (UK)“, der sich wie alle Inter- Überlagerung der Transmissionskurven mit spektraler Empfindlichkeit des CCD‘s ferenzfiltersätze durch steile, scharf TC245 begrenzte, spektrale Fenster auszeichnet und dementsprechend nur die gewünsch- ten Farbbereiche passieren lässt. Mit einem Spektrographen wurden die Trans- missionskurven ermittelt (Abb. 1). Neben den drei RGB-Filtern ist noch der Durchlassbereich des Infrarotsperrfilters (braun) dargestellt. Das Verhältnis der Flächeninhalte unter den jeweiligen Kurven stellt damit eine erste gesuchte Größe dar. Die Integration erfolgte durch Addition der Transmissons- werte, der einzelnen Punke einer jeden Kurve von 190 bis 2.500 nm in 0,5-nm- Schritten. In der Abbildung 2 wird nun der resultie- rende Zusammenhang aus den beiden Haupteinflüssen, den Durchlasskurven der Abb. 3: Filter und der spektralen Empfindlichkeit Integrale RGB-Verhältnisse und Wichtungsfaktoren R1.0-G1.7-B2.0 des Siliziumchips (TC245) der Cookbook
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Abb. 4: Atmosphärische Extinktion in Abhängigkeit der Zenitdistanz und Wellenlänge [7].
CCD-Kamera ersichtlich. Die spektrale Empfindlichkeit entstammt dem Daten- blatt des Herstellers [2] und wurde von der logarithmischen in die lineare Darstellung gewandelt und einheitslos mit den Werten der Transmissionskurven R, G und B mul- tipliziert. (IR-Sperrfilter noch nicht berücksichtigt). Es ist gut zu erkennen wie die Empfind- lichkeitskurve des CCD’s (schwarz) die verbleibenden RGB Filteranteile/Farb- fenster unterschiedlich stark beschneidet. Zu beachten ist die hohe Infrarot- empfindlichkeit um 800 nm, was zu einem unerwünschten Aufziehen, d. h. einem weiteren Grün- und Blaufenster, und damit zwangsläufig zu einer Farbbalance- verschiebung führt. Da die meisten Optiken für den Infrarotbereich ohnehin nicht korrigiert sind und unscharfe, „auf- Abb. 5: geblähte“ Sternscheiben zur Folge haben, Farbverschiebung durch Extinktion, vom 1.4.2002 um 23:51 bis zum 2.4.2002 um ist der Einsatz eines Infrarotsperrfilters 00:59 MESZ, Farbkomposit mit Belichtungen in R: 6 Min, G: 12 Min, B: 24 Min, (IR) auch aus diesem Grund für RGB- mit CCD-Kamera TK1024-01 an 70-cm-SC des AIP Potsdam. Aufnahmen dringend zu empfehlen. Interessant sind hier auch die Astronomik- LRGB Filter der neuen Generation [3], die jetzt zusätzlich ein IR-Sperrfilter in jedem Farbfilter integriert haben. Die Abbildung 3 zeigt nun die weitere Eingrenzung der Spektralfenster durch das verwendete IR-Filter von „True Techno- logy“, aber auch, was von der Gesamt- intensität des Photonenstroms allein durch diese beiden Einflussgrößen – Filteranteil und CCD-Empfindlichkeit – übrig bleibt. Die Integrale unter den drei Farbanteilen geben in einer ersten Näherung die resul- tierenden Wichtungsfaktoren (Wf) wieder, mit denen die Belichtungszeiten verlängert werden müssen oder gleich lange belichte- te Aufnahmen vor der Überlagerung zu multiplizieren sind. Abb. 6: Weiß = Rot * Wfrot + Grün * Wfgrün + Wahl eines sonnenähnlichen Referenzsterns aus dem Sternkatalog in Guide8. Blau * Wfblau
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Abb. 7: sich auf den Hintergrund und die Farbkorrektur Bildinformation auf und kann wohl nur Schritt 1: experimentell ermittelt werden. Nivellieren der Hintergrundhellig- Geeignete Belichtungszeiten und keiten. Farbabgleich am Referenzstern Die vorangegangenen Betrachtungen haben gezeigt, dass mehrere konstante, be- stimmbare Einflussfaktoren unserer Auf- nahmegerätschaft, aber auch klimatisch variable Größen von Bedeutung sind. Die große Zahl möglicher Einfußfaktoren setzt Abb. 8: Versuche voraus und so sind sie theore- Farbkorrektur tisch nicht vollständig zu beschreiben. Schritt 2: Das nachfolgende Beispiel zeigt an einem Anpassen der Drei-Farben-Komposit die Kalibrierung an Intensitätsmaxima Hand von bekannten sonnenähnlichen G2- der 3 Farbkompo- Sternen oder durch das (B-V)-Verhältnis nenten. abgeleiteten Spektralklassen von Sternen im Gesichtsfeld. Dabei werden die Pixelintensitäten im Rot-, Grün- und Blaubild des ausgewählten Referenzsterns so geschickt gewichtet (◊ Wf), dass sie alle Abb. 9: drei die gleichen Pixelintensitäten aufwei- Farbkorrektur sen und damit als weiß dargestellt werden. Schritt 3: Oft, so auch in diesem Beispiel, stehen fertiges, in Offset aber keine bekannten klassifizierten und Amplitude Referenzsterne im Gesichtsfeld. Hier ist korrigiertes entweder Vorarbeit mit einer Kalibrier- Farbkomposit. aufnahme eines sonnenähnlichen Sterns mit annähernd vergleichbarer Höhe über dem Horizont (Extinktion) voranzustellen oder an Hand des (B-V)-Indexes die Spektralkasse abzuleiten. Die B- und V- Helligkeiten sind aus Guide8 [5], die ent- Korrekturfaktoren für die Extinktion Wellenlängen wurden angenähert die sprechende Spektralklasse der (B-V)- Die spektrale Dämpfung durch die vom Mitten der Spektralfenster aus Abbildung Differenzen sind [6] entnommen. Zenit zum Horizont nichtlinear zunehmen- 3, R[680nm], G[550nm] und B[450nm] In der Beispielaufnahme des Planeta- de Luftmasse M(z), wobei z = Zenitdistanz verwendet. Dies deckt sich annähert mit rischen Nebels PK164+31.1 (vgl. Abb. 6) in Grad, wirkt sich auf die drei dem standardisierten astronomischen wurde im Gesichtsfeld der sonnenähnliche Farbbereiche unterschiedlich aus. Neben Farbsystem UBVRI [366, 440, 553, 700, Stern A2_1425_07053824 mit (B-V) = 0,6 der Luftmasse und der Wellenlänge des 880 nm]. als Weißreferenz ausgewählt. Lichtes hat auch die Trübung des Himmels Die Korrekturfaktoren durch Extinktion In einem ersten Bildbearbeitungsschritt einen entscheidenden Einfluss auf die wirken sich zusätzlich auf die gewichteten müssen die Hintergrundhelligkeiten der Extinktion bei einer bestimmten Farbverhältnisse aus: drei Farbbilder durch eine geeignete Zenitdistanz. Sie ist durch die Anzahl und Weiß = Rot * Wfrot * Extrot + Grün * Offsetaddition auf ein Niveau angeglichen Größe lichtstreuender Teilchen pro Wfgrün * Extgrün + Blau * Wfblau * werden, um die wirklichen Intensitäts- Volumeneinheit bestimmt. Extblau maxima auszumessen (vgl. Abb. 7). Bekannterweise werden die kurzwellige- Die Multiplikation mit einem geeigneten ren Spektralanteile stärker gestreut und In der Abbildung 5 ist einmal der reine Wichtungsfaktor Wfgrün = (10.250 / gedämpft, was uns einerseits einen blauen Einfluss der Extinktion veranschaulicht, 8.500) = 1,206 hebt das grüne Intensi- Himmel, aber auch das Abend- und wie er sich auf den Eulennebel (M 97) aus- tätsniveau auf das vom Roten. Die Morgenrot beschert und als Extinktion wirken würde, hätte ich ihn mit gleichen Hintergrundhelligkeiten müssen gegebe- durch Rayleigh-Streuung und Dunst- Belichtungszeiten mit unterschiedlichen nenfalls nachkorrigiert werden (vgl. Abb. Extinktion beschrieben wird. Der funktio- Höhen über dem Horizont aufgenommen. 8). nale Zusammenhang ist ausführlich in [4] Das Streulicht aus nächtlicher Beleuch- Im Ergebnis dieser RGB-Farbkorrektur beschrieben. In der Tabelle in Abbildung 4 tung, welches als nur zu gut bekannte erscheint unser Referenzstern als weißes habe ich Extinkionswerte für verschiede- Lichtverschmutzung störend ist, bringt Objekt (Abb. 9). ne Höhen über dem Horizont (d. h. 90°- durch das farbige Licht der Gasent- Auf die Beschreibung der auf dem Markt Zenitdistanz), bei einer normalen Durch- ladungslampen einen weiteren Einfluss- vorhandenen Bildbearbeitungssoftware sicht (β = 0,1, α = 1,3) berechnet. Als faktor hinzu. Dieser Lichtanteil addiert konnte hier nicht mehr detailliert einge-
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gangen werden. Der Beitrag sollte die Literaturhinweise: [4] G. D. Roth, 1989: „Handbuch für Machbarkeit astronomischer Farbkom- [1] z. B. Sony ICX413AQ in SXV-M25 Sternfreunde, Band 2“, Springer Verlag, 4. posite umreißen und die technischen und http://www.starlight-xpress.co.uk/SXV- Auflage, 594 atmosphärischen Widrigkeiten ansprechen M25.htm oder KODAK KAI-2001CM CCD [5] B-V Helligkeiten aus Sternkatalog in und vor allem eine Anregung zu eigenen in ST-2000XMC Guide8: http://www.projectpluto.com Versuchen geben. http://www.sbig.com/sbwhtmls/st2000xm_P [6] G. D. Roth, 1989: „Handbuch für rod_improve2.htm [2] TC245 Texas Sternfreunde, Band 1“, Springer Verlag, Instruments 4.Auflage, 387 [3] Astronomik LRGB Filtersatz: [7] B. Thinius: Excelsheet, http://www. http://www.gerd.neumann.net inastars.de/rgbspect.htm CCD-Bilder ausmessen, addieren, subtrahieren und dividieren – Oder: Was man mit CCD-Aufnahmen so alles anstellen kann von Hans G. Diederich
Mit einer CCD-Kamera lässt sich viel mehr anstellen, als üblicherweise gedacht Abb. 1: wird. CCD-Aufnahmen treten uns häufig Krüger 60 A, B – als beeindruckend schöne Bilder („pretty Bestimmung des pictures“) entgegen. Eine andere, nicht Positionswinkels mehr ganz so geläufige Anwendung hat große Ähnlichkeit mit einer Beob- achtungsweise der visuellen Deepsky- Szene. Hierbei wird versucht, durch besonders lange Integrationszeiten und ausgefeilte Bildbearbeitung Objekte her- aus zu kitzeln, die bisher der Fachastro- nomie vorbehalten waren. Der Schwerpunkt dieses Aufsatzes liegt nicht bei diesem konventionellen CCD- der mathematischen Funktion arcustan- Vollmann geposteten Ephemeriden) weist Einsatz. Es werden stattdessen Methoden gens und dem Satz des Pythagoras zu einen Wert von 70,1° auf. Bei so schlech- vorgestellt, mit denen es gelingt, unseren Positionswinkel (Pw) und Abstand (d) tem Bildmaterial ein erstaunlich gutes CCD-Aufnahmen bislang verborgene umgerechnet werden. Wer will, kann bei Ergebnis. Informationen zu entlocken. einem Sternscheibchen mehrere Pixel aus- Bei größerem scheinbaren Abstand, mit messen, mit unterschiedlicher Gewichtung parallaktischer Montierung und Drift- Bilder ausmessen arbeiten und so die Genauigkeit des Ergeb- methode ergibt sich ein Summenbild, das Die CCD-Kamera ist eine Kamera, ... und nisses noch erhöhen. In der Abbildung 1 die Richtung der Rektaszension unmittel- ein Messinstrument. Sie misst Licht- wird die Bestimmung des Pw im engeren bar anzeigt und uns etwas einfacher zu Pw intensitäten und Positionen, da ihr Chip Doppelsternsystem Krüger 60 A und B und d kommen lässt. Dies ist in der aus vielen rechtwinklig angeordneten gezeigt. Selbst in den beiden vergrößerten Abbildung 2 an Alpha Centauri dargestellt. Pixeln besteht. In einer CCD-Aufnahme Detailansichten sind die unterschiedlich Diese Aufnahme war Anlass zu einem län- ist jeder x-y-Position der Bildfläche ein hellen Komponenten nicht getrennt son- gerfristigen Projekt: Die Orbitalbewegung Helligkeitswert zugeordnet. Diese Eigen- dern nur als Elongation der helleren zu von α Cen A, B soll über einen vollen schaften der CCD-Kamera werden für die erkennen. Dennoch gelang nach der eben Umlauf von ca. 80 Jahren verfolgt und aus Beobachtung von veränderlichen Sternen angedeuteten Methode die Bestimmung den einzelnen Aufnahmen eine Animation und Planetoiden eingesetzt. Hier soll auf des Pw zu 69,8°. Der Sollwert des Pw erstellt werden. die Bestimmung von Abstand und (abgeleitet aus Werten der von Wolfgang Positionswinkel eingegangen werden, mit denen die Verfolgung der Umlaufbe- wegung von engeren Doppelsternen zu Abkürzungen einer reizvollen Beobachtungsaufgabe wird. AAVSO US-amerikanische Organisation der Veränderlichenbeobachter Bildbearbeitungsprogramme zeigen die Aladin (siehe Linkliste der FG Deepsky) Koordinaten der Pixel, auf die der Maus- DSS Digital Sky Survey zeiger gerade ruht, in einer Informations- 2MASS Two Micron All Sky Survey zeile an. Diese Koordinaten können mit
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Abb. 2: Abb. 3: Alpha Centauri – Bestimmung von Positionswinkel und Ausbreitung des Lichtechos von V838 Monocerotis Abstand
Bilder addieren ziehen, so daß in diesem nur noch das wandten. An ihrem Entstehungsort stehen Der Anlass für diese Bildauswertung Licht des wesentlich schwächeren, bisher beide in einem bestimmten Verhältnis zu könnte sein, die Bewegung eines Objekts verborgenen Objekts übrig bleibt und die- einander. Die Beobachtung eines abwei- in einem einzigen Bild darzustellen. Eine ses dann identifiziert werden kann. chenden Verhältnisses weiter weg (bei uns Animation aus den Einzelbildern (als Gezeigt wird das am Beispiel des Verän- auf der Erde) lässt Rückschlüsse auf den Blinksequenz oder animiertes .gif) ist derlichen RV Sagittarii, der sich auf einer zwischen uns befindlichen Staub zu. sicher besser geeignet, aber die klassi- Aufnahme trotz perfekter Zentrierung Viele Sternfreunde verfügen heute über schen Printmedien sind da etwas einge- nicht finden ließ. die erforderlichen Linienfilter ([OIII], Hα schränkt, es sei denn, man druckt sich ein In der linken Hälfte der Abbildung 5 sind und Hβ). Als Optiken können Teleskope „Daumenkino“. So ließe sich der Umlauf ein heller Stern in der Nähe der Position und sogar Kleinbildobjektive eingesetzt von Neptunmond Triton um seinen von RV Sgr und ein weiter weg stehender werden. In [2] wird über eine solche Planeten zeigen, oder aber die Ausbreitung Vergleichsstern der Helligkeit 8,7 mag Untersuchung mit dem Teleskop am des Lichtechos von V838 Monocerotis als neben einander montiert. Der linke Stern Orionnebel berichtet. Es geht aber noch Überlagerung verschieden eingefärbter erschien mir im Gegensatz zum kreisrun- einfacher. Viele HII-Regionen sind so Aufnahmen (Abb. 3). den Sternscheibchen des Vergleichssterns groß, das sie nur mit einer Kleinbildoptik Neben der Überlagerung eigener Auf- elongiert. Lag die Ursache dieser aufgenommen werden können. Hierunter nahmen kommt auch häufig die Überlage- Elongation etwa im schwächeren, nicht werden erste Ergebnisse vom Eta-Carinae- rung der eigenen mit fremden Bildern zur sichtbaren RV Sgr? Kurzerhand wurde das Nebel – gewonnen mit einem 135-mm- Anwendung. Dieses empfiehlt sich bei Sternscheibchen von „87“ vom linken Kleinbildobjektiv – vorgestellt. Jeder Fotokarten, Aufnahmen des DSS, des Stern abgezogen. Im Differenzbild (rechts Sternfreund mit entsprechenden Filtern 2MASS oder bei Aladin-Screenshots. Auf mit zwei Versionen) taucht der gesuchte kann sich sein eigenes Objekt am diese Weise lassen sich auch in schwieri- Veränderliche auf. Der helle Stern und RV Nordhimmel aussuchen. gen Fällen, Positionen, Objekte und Sgr hatten sich als Folge von Eigen- Da die Aufnahmen mit einem Hβ-Filter Strukturen zuordnen und identifizieren. bewegung einander angenähert. misslangen, beschränkte sich die Für die Abbildung 4 wurden alle DSS- Bildauswertung auf Hα- und [OIII]-Auf- Aufnahmen von Proxima Centauri der Bilder dividieren nahmen. Extinktion und Anregung sind eigenen überlagert und die jeweiligen Welchen Grund könnte es geben, eine folglich miteinander verwoben. Aber die Positionen in die eigene Aufnahme über- CCD-Aufnahme durch eine andere zu tei- Wiederholung der Hα-Aufnahmen ist nommen. Eine Animation kann unter [1] len? Für Fachastronomen ist das ein gängi- geplant, um beide Effekte doch noch angeschaut werden. ges Verfahren. Das Intensitätsverhältnis getrennt betrachten zu können. Die der Nebellinien [OIII] / Hβ ist ein Maß für Abbildung 6 zeigt in ihrer linken Hälfte Bilder subtrahieren die Anregung einer HII-Region, und das ein Farbkomposit: Als Luminanzsignal Liegen zwei unterschiedlich helle Objekte Intensitätsverhältnis Hα / Hβ ein solches wählte ich die gut durchbelichtete, unge- sehr nahe nebeneinander, so überdeckt das für die Extinktion, die Lichtschwächung sättigte Hα-Aufnahme. Hα- und die OIII- Licht des helleren Objektes das schwäche- durch Staub in Dunkelwolken. Letzteres Aufnahme wurden als rotes bzw. grünes re. Hier hilft oftmals die Subtraktions- erscheint plausibel, da die roten Hα- Teilbild verwendet und auf ein blaues methode. Diese besteht darin, das störende Photonen weniger durch Staub beeinträch- Teilbild verzichtet. Licht des hellen Objekts vom Bild abzu- tigt werden als ihre grünen Hβ-Ver- Es scheint, als bildeten mehrere (teilweise
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geradlinig verlaufende) Dunkelwolken Abb. 4: zwischen sich ein rechteckiges Fenster, Eigenbewegung durch das der Blick mitten hinein in das von Proxima Inferno eines hoch-angeregten Gasnebels Centauri fällt, in dem sich um die Sterncluster Tr 16 und Tr 14 herum Gebiete besonders hoher Anregung der Gasmassen befinden. Am Rand des Fensters werden von innen kom- mend zunächst die grünen OIII-Photonen, weiter außen dann auch die roten Ha- Photonen vom Staub der Dunkelwolken ausgelöscht. In das Innere ragen zwei „Zungen“ und auch so etwas wie ein „Elefantenrüssel“ hinein. In der rechten Hälfte ist kein Bild, keine
Abb. 5: Abb. 6: RV Sgr wird heraus präpariert ... Eta-Carinae-Nebel mit Hα- und [OIII]-Filter
Aufnahme, sondern eine Karte zu sehen. Anregungen zu eigenem Experimentieren Literaturhinweise: Sie stellt das Verhältnis „[OIII] zu Hα“ dar und eigenen Beobachtungs- und [1] Die Eigenbewegung von Proxima Centauri: und ist das Ergebnis der Division der Auswertungsprojekten gegeben zu haben. http://www.ias-observatory.org/IAS/ [OIII]-Aufnahme durch die Hα- Ein Teil der Aufnahmen entstand auf der HGD/proxima.htm (21.04.2005) Aufnahme. Im Detail sind Unterschiede Sternwarte Hakos der IAS in Namibia, [2] H. G. Diederich, 2002: „Orionnebel mit zum linken Farbkomposit zu erkennen. Mit andere im heimischen Odenwald. Filtern beobachtet“, VdS-Journal 9 längerer Brennweite, etwa ab 300 mm, (II/2002), 140 dürften diese noch deutlicher werden. Eine neue Art und Weise des Umgangs mit unseren CCD-Aufnahmen eröffnet sich. Und wenn wir zu fragen beginnen, was wir dort eigentlich sehen, dann stellt sich auch ein Hauch von Astrophysik ein ...
Zusammenfassung CCD-Aufnahmen, gewonnen mit Kleinbildoptiken und Teleskopen, lassen sich vielen verschiedenen Methoden der Bildbearbeitung unterziehen, die nicht aus- schließlich das Ziel eines schönen Bildes verfolgen. Mit unseren Gerätschaften ver- fügen wir über das Potential, die gewohn- ten Deepsky-Objekte in ganz anderem Licht zu sehen und viel Neues zu ent- decken. Einige der vorgestellten Methoden berühren das Arbeitsgebiet mehrerer VOLL DIGITAL „Wir waren ja schon immer elektronisch ganz weit vorne, meine Herren. Ein neuer Fachgruppen und bieten damit die Durchbruch: Selbst bei völlig bedecktem Himmel findet das Teleskop automatisch das Möglichkeit zu fachgruppenübergreifen- Zielobjekt präzise und projiziert zugleich ein virtuelles Bild ins Okular, so dass Sie selbst bei den Projekten. Ich hoffe, Ihnen einige Regenwetter … !!!“
VdS-Journal Nr. 18 fra_152/05 VdSJournal 22.06.2005 14:06 Uhr Seite 1
A1 Bald ist wieder Weihnachten!
Q Das umfassende Referenzbuch – alle wichtigen Himmelsereignisse für 2006 im Überblick
Q Ausführliche Angaben zu Sonne, Mond, Planeten und Fixsternhimmel
Q Mit 12 spannenden Monatsthemen
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Q Das Praxisbuch der VdS
Q 12 Beobachtungsprojekte mit klaren Schritt-für-Schritt-Anleitungen
Q Mit den wichtigsten Daten zu Sonne, Mond, Planeten und Fixsternhimmel
Werner E. Celnik Kosmos Himmelspraxis 2006 112 Seiten, 110 Abbildungen €/D 9,95; €/A 10,30; sFr 17,50 ISBN 3-440-10268-8 erhältlich ab September
www.kosmos.de 22 CCD-ASTRONOMIE
Schärfen von Astro-Bildern von Bernd Marquard
– Teil 1 – Bildbearbeitungsprogramme bieten nun die Möglichkeit, die Intensitätsverteilung Wenn man ein Astro-Bild unscharf machen in horizontaler oder vertikaler Richtung will, so ist das normalerweise kein großes einer bestimmten Stelle im Bild darzustel- Problem. Es gibt diverse Verfahren, dies zu len. Die Abbildung 4 zeigt die Intensi- bewerkstelligen. Die Rechenzeiten sind tätsverteilung von drei unterschiedlich hel- (auch auf einem alten 386er PC) sehr kurz len Sternen aus der Abbildung 3 (Y-Achse: und die Ergebnisse sind zufrieden stellend Intensität, X-Achse: Pixelnummer). Bei (siehe auch: weiter unten). einem sehr hellen Stern (Abb. 4c) tritt Wenn man dagegen ein Astro-Bild schär- bereits eine Sättigung bei der Darstellung fen will, dann wird die ganze Sache etwas Abb. 1: auf. schwieriger. Es gibt viele Verfahren zur Der „aufrechte” Zylinder”. Eine normale Grafikkarte kann nur 256 Schärfung von Astro-Bildern. Das eine Graustufen darstellen. Werden Helligkeit Verfahren funktioniert beim ersten Bild und Kontrast des Bildes stark gesteigert, so (mit einer Galaxis) sehr gut, das andere werden bestimmte Teile des Sterns oben Verfahren wirkt beim zweiten Bild (mit „abgeschnitten“. Die Darstellungsfarbe für einem planetarischen Nebel) sehr gut – die Pixel, die „oben abgeschnitten“ sind, ist beim ersten Bild klappt es aber gar nicht so also „rein-weiß“ (so wie in der berühmten gut. Manche Verfahren benötigen relativ Waschmittelwerbung). Bei der Intensitäts- lange Rechenzeiten – besonders auf den verteilung des Sterns in Abbildung 4a tritt älteren „Rechenknechten“, die auch heute diese Sättigung noch nicht auf. Hier kann noch eingesetzt werden, um eine einfache Abb. 2.: man recht gut erkennen, dass die Funktion CCD-Software laufen zu lassen. Die Arbeiter schlagen oben den Fels ab. eines unscharfen Sterns sehr gut durch eine Dieser Artikel soll dem interessierten Gauß-Funktion beschrieben werden kann. Anfänger erklären, wie das denn eigentlich Das Bild in Abbildung 4b liegt etwa zwi- mit der Schärfung funktioniert. Zur Zylinder wieder erzeugen! Das hört sich schen den beiden anderen Bildern. Es liegt Abschreckung: Hin und wieder spielt auch doch ziemlich einfach an. Mathematisch bereits eine gewisse Sättigung vor, diese ist die „leidige“ Mathematik eine Rolle - aber gesehen ist es auch ziemlich einfach (da ist aber noch nicht so extrem, wie im rechten keine Angst, die mathematischen Metho- sie schon, die lästige Mathematik). Beispiel. den werden separat genau erklärt. Der Stern als Gauß-Funktion Kleiner Einschub: Die Gauß-Funktion Was bedeutet eigentlich „Schärfung“? Wenn wir einen Stern unter optimalen Bevor wir uns in die Mathematik „versen- Um zu verstehen, was „Schärfung“ ist, Bedingungen (keine Atmosphäre, optimale ken“, wollen wir uns einige „ideale“ wollen wir uns an einem einfachen Montierung und Nachführung, keine (mathematisch berechnete) Gauß-Funktio- Beispiel einmal ansehen, wie ein Bild Abbildungsfehler im Teleskop, usw.) mit nen anschauen (Abb. 5). Die Ähnlichkeit unscharf wird. Stellen Sie sich einmal einer CCD-Kamera aufnehmen könnten, dieser Funktionen mit den Intensitäts- einen aufrecht stehenden Zylinder aus dann wäre auf dem Stein vor (Abb. 1). So, und nun fangen Bild genau ein Pixel einige fleißiger Arbeiter oben an Rand an, zu sehen. Sterne den Fels mit Hammer und Meißel abzu- sind so genannte schlagen. Die Steintrümmer fallen (laut „Punktlichtquellen“. Newton) nach unten und bilden nach und D. h. die Sterne sind nach einen leicht abgeschrägten Haufen so weit weg, dass sie (Abb. 2). in der Größe nicht Wenn man nun von oben auf den Zylinder optisch aufgelöst blickt und die Höhe der Steine im Geist werden können. Die durch die Lichtintensität des Sterns ersetzt, ausgedehnten Stern- sieht man (in etwa) eine unscharfe scheiben (Abb. 3) Sternabbildung. Aber was bedeutet das auf den Astro-Fotos nun? entstehen also durch Ganz einfach! Um das unscharfe Bild aus diverse „Unzuläng- der Abbildung 2 zu schärfen, müssen wir lichkeiten“ unserer doch eigentlich nur ein paar Arbeiter ein- Umgebung und des stellen, die den Schutt von unten wieder verwendeten Mate- nach oben bringen und dort „ordentlich“ rials. Abb. 3: zusammensetzen und den richtigen Die meisten CCD- Unterschiedlich große Sternscheiben (Aufnahme von M 27).
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Abb. 4 Intensitätsverteilung verschieden heller Sterne: (a) schwacher Stern, (b) heller Stern, (c) sehr heller Stern.
Gleichung (2) sieht nun schon wieder etwas komplizierter aus. Das soll uns aber nicht stören. Die Konstante a gibt die Breite der Gauß-Funktion in halber Höhe an und b gibt den Mittelwert an, d. i. die Stelle, auf der X-Achse, an der die Gauß-Funktion ihr Maximum erreicht. Die maximale Höhe lassen wir im Moment einmal „links liegen“. Diese Höhe Abb. 5.: kann leicht modifiziert werden, Mehrere „ideale“ Gauß-Funktionen. indem die „1“ im Zähler des ersten Bruches in Gleichung (2) durch einen beliebigen verläufen aus Abbildung 4 ist deutlich Faktor ersetzt wird. Allerdings ist die Abb. 7: erkennbar. Die Gauß-Funktionen in maximale Höhe nun abhängig von der (a) ein unscharfer Stern, (b) ein Abbildung 5 lassen sich mathematisch in Breite der Gauß-Funktion. Je breiter die unscharfer Stern, 9-fach vergrößert. einer einfachen Weise darstellen: Funktion, desto niedriger ist sie. Um das 2-dimensionale Abbild eines Sterns. Abbildung 7 entspricht somit der (1) Sterns mathematisch darzustellen, muss Darstellung in Abbildung 6 in Form der man nur noch zwei Gauß-Funktionen in X- Intensität bei einem normalen Astro-Foto. Wir ordnen nun in Tabelle 1 die beiden und Y-Richtung durch Multiplikation über- X- und Y-Achse liegen jetzt in der Konstanten A und B aus der Gleichung (1) lagern, vgl. Abbildung 6 und Gleichung Fotoebene, die Z-Achse ist die Intensität den Kurven in der Abbildung 5 zu: (3). Die Konstanten A und B sind für beide des jeweiligen Pixels. Gauß-Funktionen gleich. Nun wieder zurück zur Schärfung von (3) Bildern. Wenn man eine „unscharfe“ Gauß- Die Abbildung 7 zeigt eine berechnete, Funktion (unsere Stern-Abbildung auf „ideale“ unscharfe Abbildung eines dem Foto) schärfen will, brauchen wir also Tab. 1 irgendein mathematisches Verfahren, wel- ches die schwachen Bereiche der Gauß- Man erkennt eigentlich sofort, dass die Funktion (rechts und links neben dem Konstante A die maximale Höhe der Maximum) wieder zum starken Teil Gauß-Funktion angibt. Bei der Konstanten (Mitte) der Funktion hinzuaddiert. Das B erkennt man den Zusammenhang jedoch Resultat sollte dann eine schärfere nicht sofort. Es sieht aber so aus, als ob B Abbildung des Sterns sein, da er nicht irgendwie eine Kombination aus der Breite mehr so „verschmiert“ ist (vgl. Abb. 8). und der maximalen Höhe der Gauß- Funktion darstellt. In Gleichung (1) ist das Schärfe durch Matrix-Multiplikation Maximum der Gauß-Funktion auch immer Das einfachste Verfahren, um das zu reali- bei „0“ auf der X-Achse. Darum gibt es in sieren, was in der Abbildung 8 dargestellt der Mathematik eine etwas andere wurde, ist eine Multiplikation der Gauß- Darstellung dieser Funktion: Funktion mit einer „Schärfungsmatrix“. Abb. 6: Nun haben wir bisher immer mit (2) Eine 2-dimensionale Gauß-Funktion „Funktionen“ gearbeitet. Bei einem Astro- bildet einen Stern ab. Foto liegen die Intensitäts-Werte jedoch
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Hier ist die Konstante A für die Normierung der Intensität des Bildes ver- antwortlich. Durch die Multiplikation mit A ändert sich also die Gesamthelligkeit des Bildes nicht. Um den Faktor A zu berech- nen, werden einfach alle Elemente des Schärfungsvektors addiert. Von der Summe wird dann der Reziprokwert (= 1 / Summe) gebildet:
(6)
Gleichung 6 kann auch in mathematischer Form etwas anders geschrieben werden: Abb. 8: Die unteren Bereiche müssen „irgendwie“ oben hinzugefügt werden. (7)
normalerweise als diskrete Ganzzahlen Wie Sie sehen, gehen zwei Pixelwerte (Integer) für ganz bestimmte Pixel vor. (Pixel01 und Pixel11) verloren. Man sollte Auch die Pixelwerte (X- und Y-Achse) also den Multiplikations-Algorithmus so können nur ganzzahlige Werte annehmen: ändern, dass die Multiplikation schon bei Pixel01 beginnt und für den Pixel links daneben einfach der Wert „0“ oder der Wert des Hintergrundrauschens benutzt wird. Das Gleiche gilt natürlich auch für den ganz rechts fehlenden Datenwert. Die Ergebnisse sind in der Tabelle 4 und in der Abbildung 8 zu sehen.
Bei der obigen Berechnung wurde für die fehlenden „Randwerte“ der Pixelwert „0“ benutzt. Die Normierungs-Konstante A beträgt für den benutzten Schärfungs- Tab. 2 vektor S (aus Gleichung 4) genau 3,0 (= Absolutwert von -1 + 5 - 1). Negative In der Tabelle 2 ist die leicht unscharfe (4) Grau-Werte können natürlich nicht auf Abbildung eines Sterns zu sehen. Das Bild dem Bildschirm angezeigt werden. Aus ist mathematisch erzeugt worden. So sieht diesem Grund sollten alle Werte, die klei- die Ausgabe einer 16-bit-Kamera aus. Der Der Schärfungs-Vektor S aus Gleichung 4 ner sind als das mittlere Rauschen des Intensitäts-Wert kann maximal den Wert muss nun sukzessive mit dem Datenvektor Bildes, genau auf den Wert des Hinter- „65535“ (= 216 - 1) annehmen. Wir wollen des Fotos multipliziert werden. Also: grund-Rauschens des Bildes gesetzt wer- nun erst einmal das Schärfungs-Verfahren den (im Idealfall ist das gleich Null). für eine 1-dimensionale Gauß-Funktion Pixel02, neu = A*(Pixel01* S1+ Pixel02* Wie das Ergebnis nach der Schärfung aus- durchführen. Die Daten liegen in Form S2 + Pixel03* S3 ) sieht, folgt im nächsten Teil des Artikels. eines Vektors der Größe M vor, z. B. eine Pixel03, neu = A*(Pixel02* S1+ Pixel03* bestimmte Zeile aus der obigen Tabelle 2, S2 + Pixel04* S3 ) M wäre dann = 11 (vgl. Tab. 3). Pixel04, neu = A*(Pixel03* S1+ Pixel04* S2 + Pixel05* S3 ) Die Daten, die geschärft werden sollen (5) (also des Astro-Foto), liegen ebenfalls in einem Vektor einer bestimmten Größe N usw. bis: vor. Der Schärfungsvektor für N = 3 sieht Pixel10, neu = A*(Pixel09* S1+ Pixel10* folgendermaßen aus: S2 + Pixel11* S3 )
Tab. 3
Tab. 4
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CCD-Photometrie bei bewölktem Himmel von Wolfgang Quester
CCD-Kameras haben photometrische Messungen an Veränderlichen und Klein- planeten unter Amateuren populär gemacht. Zwei Vorteile gegenüber den früher dafür verwendeten Multipliern haben das bewirkt: 1) Hochspannungsversorgung ist unnötig. Die Handhabung ist wesentlich verein- facht. 2) Zu messendes Objekt und Vergleichs- sterne werden gleichzeitig abgebildet. Als dritten Vorteil kann man die Automatisierung der Bildauswertung anführen. Alle notwendigen Daten lassen sich aus den Bildern extrahieren und zur Weiterverarbeitung z. B. in einem Rechen- blatt aufbereiten. CCD-Kameras an einem Fernrohr bilden ein relativ kleines Himmelsfeld ab; 0,5° x 0,5°, also etwa Vollmondgröße, werden kaum überschritten. Dies und die gleich- zeitige Abbildung aller Objekte ermögli- Abb. 1: chen es, auch bei Durchzug von Wolken Durch Wolken beeinflusste Rohhelligkeiten von Sternen. Photometrie mit hoher Genauigkeit zu betreiben. Besonders Schleierwolken, von Meteorologen Zirrus genannt, sind ein Ärgernis in klaren Nächten. Sie gehen sehr häufig aus Kondensstreifen von Flug- zeugen hervor und entstehen deshalb in der Nacht immer wieder neu. Glücklicherweise sind es hohe, lockere Wolken, genügend Licht findet noch den Weg ins Fernrohr. Sie treten in Höhen von ungefähr 10 km auf. Einem Bildfeld mit 0,5° Seitenlänge entspricht in dieser Höhe ein Areal von 90 x 90 m2 Fläche, also der Größe eines Fußballfeldes. Damit eine zie- hende Wolke alle Elemente dieser Fläche gleich beeinflusst, muss sie während der Belichtung das Feld mindestens ganz durchqueren. Bei Belichtung t = 30 Sek. muss ihre Geschwindigkeit etwa 3 m/s = 10 km/h betragen. Das ist nicht viel, es entspricht Windstärke 2. Längere Belicht- ungszeiten sind unkritischer. Abb. 2: Entwickeln sich die Zirren zu einer ein- Die Lichtkurve des Minimums von AB Cas zeigt keinen Einfluss der Wolken. Er heitlichen Schicht (Zirrostratus) ist aller- wird durch Differenzmessung des Veränderlichen gegen den Vergleichsstern elimi- dings Vorsicht geboten. Auch bei dichteren niert, weil sich die Wolken auf alle Sterne des Bildfelds gleich auswirken. Weitere Wolken sind genaue Messungen möglich. Erklärungen im Text. Es ist aber darauf zu achten, dass das gewünschte Signal-Rausch-Verhältnis B. Kumuli. Zwischen den Wolken mag es Ein Beispiel aus der eigenen Beob- nicht unterschritten wird. sehr klar sein, aber die klaren Momente achtungspraxis soll das Gesagte erläutern. Die Aufnahmen müssen laufend kontrol- dauern meist kürzer als man vermutet. In Zur Photometrie von Veränderlichen liert werden, ob die Lichtschwächung Serienaufnahmen können große Lücken benutze ich ein Vixen VC200L mit 200 nicht zu groß wird. Gleiches gilt für die entstehen, die den Wert stark einschrän- mm Öffnung. Eine Shapley-Linse verkürzt Beobachtung in Lücken tieferer Wolken z. ken. die ursprüngliche Brennweite von 1.800
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mm auf 1.280 mm (f/6,4). CCD-Kamera RM (S) = -2,5 * log [ ADU(S) ] + C (1) Absorption mit 0,8 mag ihren Höchstwert. ist eine SBIG ST-7E im 2 x 2 Binning. Die Differenz zwischen den Vergleichs- Zumeist wird ein V-Filter vorgesetzt. Hier bedeutet ADU(S) die Zahl der von der sternen hat trotzdem nur eine Meine Belichtungszeiten liegen je nach Photometriesoftware gemessenen Standardabweichung von ±0,01 mag. Helligkeit der zu messenden Sterne zwi- Analog/Digital-Einheiten des Sterns und C Die Abbildung 2 zeigt die Lichtkurve des schen 20 und 180 Sekunden. Das nutzbare eine Konstante für alle Sterne. Minimums von AB Cas und die Differenz Bildfeld ist 10’ x 15’ groß. Seine geringe Die Luftmasse X berechnet sich aus der Ref - K1 plus einer Konstanten. Der Größe kommt der Messung bei Wolken Zenitdistanz z des Bildfelds mit Einfluss der Wolken wird durch entgegen. Differenzmessung des Veränderlichen Die Abbildung 1 zeigt über der Luftmasse X = sec z = 1 / cos z (2) gegen den Vergleichsstern eliminiert, weil aufgetragen die Rohhelligkeiten von sich die Wolken auf alle Sterne des Vergleichs- und Kontrollstern (Ref bzw. Der zackige Verlauf der Rohhelligkeiten Bildfelds gleich auswirken. K) sowie ihre Differenz. Die Belichtung zeigt, dass während der drei Stunden dau- der einzelnen Bilder betrug 60 Sekunden. ernden Beobachtung Wolken über den Die Rohhelligkeit RM eines Sterns S wird Himmel zogen. Gegen Ende der Beob- berechnet mit achtung, bei X = 1,25, erreichte die
Veränderlichenbeobachtung mit der CCD-Kamera von Hans Jungbluth
CCD-Kameras eignen sich bekanntlich verliert man dabei ca. 2 mag. an Grenz- lichen Veränderlichen werden über nicht nur sehr gut für Deep-Sky- größe, und das ist doch schmerzlich. Starhopping mit einem einfachen 50-mm- Aufnahmen, sie sind auch sehr leistungs- Beobachtungsplatz ist der Balkon meiner Sucher und passenden, über GUIDE 8 her- fähig bei der Photometrie. Seit 1995 besit- Wohnung in der Karlsruher Innenstadt. gestellten Karten aufgesucht. ze ich eine ST-7 von SBIG. Es ist dies noch Das Fernrohr ist transportabel und wird zur Die photometrische Auswertung der die „alte“ Ausführung mit dem Chip, der Beobachtung aus dem Zimmer herausge- Aufnahmeserien wird mit zwei verschiede- im Blauen wenig empfindlich ist. Mit die- bracht. Die Himmelshelligkeit ist dort nen Programmen gemacht: einmal mit ser Kamera habe ich zunächst von meiner zwar beachtlich und der Horizont durch AIP4WIN, zum anderen mit einem Karlsruher Wohnung aus Deep-Sky- Dächer und Bäume stark eingeschränkt. Programm von Herrn Dr. Achterberg. Aufnahmen gemacht und habe die enorme Der große Vorteil ist aber die schnelle Beide Programme arbeiten zuverlässig. Leistungsfähigkeit dieser Kameras auch Verfügbarkeit des Fernrohrs! Auf- und Eine Auswertung mit zwei verschiedenen unter lichtverschmutztem Himmel kennen Abbau geht so schnell, dass man auch in Programmen bringt mehr Sicherheit. Die gelernt. Da ich langjähriges BAV-Mitglied zweifelhaften Nächten einen Beob- Photometrieergebnisse werden über ein bin, kam ich dann 2001 auf die Beob- achtungsversuch wagen kann. EXCEL-Programm zu einer Lichtkurve achtung veränderlicher Sterne zurück, jetzt Zu Beginn einer Aufnahmeserie werden verarbeitet. Bei der Veränderlichen- mit der CCD-Kamera. zunächst die Kalibrieraufnahmen für die beobachtung sind die Zeiten des kleinsten Mein Fernrohr ist ein Celestron C8 auf Kamera gemacht. Es werden jeweils fünf bzw. größten Lichts wesentliche Ergeb- einer Superpolaris-DX-Montierung. Die Dunkelbilder passender Belichtungszeit nisse der Beobachtung. Diese lassen sich Montierung hängt über die Baader-Sinus- genommen und zu einem Masterdark ver- ebenfalls mit einem Programm von Herrn II-Ansteuerung am Rechner. Hierdurch arbeitet. Ebenso werden mit einer Dr. Achterberg ermitteln. Es wurden aber kann man die Nachführfunktion der ST-7 Flatfieldbox fünf Flats genommen und auch zahlreiche eigene Programme hierfür mit dem zweiten Chip ausnützen; es sind ebenfalls zu einem Masterflat verarbeitet. erstellt. Ein wesentlicher Punkt bei diesen dadurch lange Belichtungsreihen möglich, Die Flatfieldbox hat eine Beleuchtung Auswertungen ist immer die Berechnung ohne dass man sich um die Nachführung über Glühbirnen. Die Fernrohrmontierung eines Fehlers für die Minimums- bzw. kümmern muss. besitzt keine „GOTO“-Funktion. Die frag- Maximumszeit, ein Problem, welches nicht Die Kamera wird über eine Shapley-Linse an das Fernrohr angeschlossen. Es kom- men zwei verschiedene Brennweiten- Rektaszension (1900.0) 01h 52m 0,0s verkürzer zum Einsatz: Die Version von Deklination (1900.0) 78° 05,3’ Baader liefert ca. 1.170 mm Brennweite, max. Helligkeit 11,4 mag die von MEADE 775 mm Brennweite. Bis Amplitude 0,4 mag jetzt wird kein Filter im Strahlengang Typ Bedeckungsveränderlicher benutzt. Ein V-Filter wäre zwar wün- Minimum JD 2426649,400 + 1,675064(d) * E schenswert, weil man dann in einem wohl definierten Spektralbereich beobachtet. Tabelle 1: Aber bei dem alten Chip in der Kamera Daten des Veränderlichen EX Cep aus dem Jahr 1963
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Abb. 1: Abb. 2: EX Cep im Normallicht am 31.7.2003. EX Cep im Anstieg am 21.8.2003.
Abb. 3: Abb. 4: Ex Cep im Anstieg am 17.9.2003. Lichtkurventeile von EX Cep.
ganz trivial ist. 20, es wird im Circular der BAV aber Nächten zeigte der Stern keinerlei Hellig- Die Genauigkeit der Helligkeitsmessung, keine bekannt gewordene BAV- keitsänderung, man bekam horizontale die man erzielt, liegt bei 0,01 bis 0,015 Beobachtung angegeben. Die wohl einzige Lichtkurven, wie in der Abbildung 1 ein mag. Dies wird bei jeder Aufnahmenserie bisherige Veröffentlichung zu diesem Beispiel zeigt. Das schöne Wetter des geprüft, indem man die Konstanz der Stern ist die „Veröffentlichungen der Sommers 2003 kam einem jedoch sehr Helligkeitsdifferenz zweier Vergleichs- Remeis-Sternwarte“, Astronomisches entgegen. Denn schon in der 13. Beob- sterne kontrolliert. Institut der Universität, Band V, Nr. 16 von achtungsnacht, am 21. August, zeigte der Aus dem reichhaltigen Angebot an verän- 1963 (1). W. Strohmeier, R. Knigge und H. Stern erstmals Lichtwechsel! Es hatte sich derlichen Sternen habe ich mir speziell die Ott geben dort eine „Liste Neuer Veränder- also gelohnt, durchzuhalten. Die Kurzperiodischen vorgenommen, also die licher“, die auf Bamberger Platten gefun- Abbildung 2 zeigt die Lichtkurve dieser Bedeckungsveränderlichen und die RR- den wurden und von denen die Nr. BV 410 Nacht. Man kann an ihr schon ablesen, Lyrae-Sterne. Dies liegt im Wesentlichen der Stern EX Cep ist. Es finden sich dort dass der Stern offensichtlich ein „d“ (d = daran, dass man es bei dem mitteleuropäi- die in Tabelle 1 zitierten Angaben. Des Dauer des konstanten Lichts im Mini- schen Wetter schwer hat, Beobachtungs- Weiteren werden 13 Minima nebst deren mum) haben muss und dass der Stern gera- reihen über Tage und Monate zusammen (B-R) gegen obige Elemente gegeben. de beim Übergang vom d zum Anstieg zu bekommen; die Kurzperiodischen lie- Da eine Beobachtung nach Ephemeride erwischt wurde. Dies war nun sehr ermuti- fern in einer Nacht ein Ergebnis. bei mir zu keinem Ergebnis führte, wurde gend und so wurden auch die nächsten kla- Ein Beispiel für einen solchen Stern ist EX der Stern ab 31. Juli 2003 in jeder klaren ren Nächte EX Cep gewidmet. Cep. Er ist ein Stern des BAV-Programms Nacht beobachtet. In den ersten 12 Dennoch dauerte es jetzt erst wieder wei-
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tere sieben Nächte, in denen EX Cep nur imMinimum nach [1] / JD (B-R) I / h (B-R) II / h im Normallicht gesehen wurde! Am 17. September endlich eine weitere Nacht mit 2426649,353 27,13 0,90 Lichtwechsel (s. Abb. 3). Auch hier ein 2426649,460 29,70 3,47 Übergang vom d zum Anstieg in Richtung 2428046,378 21,97 -2,86 Normallicht. Damit war aber endlich die 2428046,404 22,60 -2,24 Möglichkeit gegeben, Perioden anzugeben. 2436453,545 -53,46 - Man konnte jetzt Vorhersagen machen und 2436604,255 16,74 0,48 musste nicht mehr jede Nacht auf gut 2437316,244 15,16 -0,39 Glück beobachten, um einen Lichtwechsel 2437316,292 16,31 0,76 zu finden. Ehe auf die Periodenbe- 2437907,508 18,13 3,18 stimmung eingegangen wird, sind in der 2437907,556 19,29 4,33 Abbildung 4 die weiteren Nächte mit erfol- 2438001,262 11,15 -3,71 greichen Beobachtungen dargestellt. 2438001,310 12,30 -2,56 Beginnend mit dem 6. Dezember 2003 2438001,359 13,48 -1,39 sind auch Abstiege mit dabei. 2452873,342 0,00 0,03 Nun zur Frage der möglichen Periode. Nimmt man aus den Beobachtungen vom Tabelle 2: 21.8.2003 und vom 17.9.2003 das Die Tabelle gibt links das Jul. Datum der einzelnen Minima aus [1]. Das letzte Julianische Datum des Knickpunktes der Minimum ist das E0 aus ( I ). Die Spalte (B-R) I gibt die Abweichungen gegen ( I ) Lichtkurve heraus, wo das d in den Anstieg in Stunden. Man sieht, dass die (B-R) doch recht groß sind. Das (B-R) bei JD = übergeht, so ergeben sich folgende mögli- 2436453,545 scheint aus dem Rahmen zu fallen. Eine Epochen- und che Perioden: Periodenverbesserung ist also sinnvoll. P = (52900,38 - 52873,53) / N wobei N eine ganze Zahl ist mit N = 1, 2, Messpunkte verschiedener Nächte auf den 3, 4, 5, 6, ... Zeitbereich des Minimums der Normal- beiden Flanken des Hauptminimums. Die Hieraus ergeben sich folgende mögliche lichtkurve auf einmal Punkte des Abbildung 6 zeigt das Hauptminimum und Perioden P: Normallichts finden, was ja nicht sein den bis jetzt beobachteten Teil des P = 26,850 Tage kann. Macht man dies mit den oben ange- Nebenminimums in Einzeldarstellung. Die 13,425 Tage gebenen Perioden, so findet man sofort, gestrichelte Linie links im Diagramm des 8,950 Tage dass nur der Wert P = 13,425 Tage sinnvoll Nebenminimums soll den erwarteten 6,713 Tage ist; bei allen anderen ergeben sich Abstieg ins Nebenminimum darstellen; 5,370 Tage Widersprüche. In der Abbildung 5 ist diese dieser wäre aber noch zu beobachten. 4,475 Tage Normallichtkurve abgebildet. Sie wurde An dieser Stelle kann man als Ergebnis der ... Tage berechnet aus allen bis heute gewonnenen bisherigen Beobachtungen und Auswert- Welche Periode nun definitiv die richtige Beobachtungen. Man findet bei Phase = 0 ungen folgendes sagen: ist, kann man nur entscheiden, indem man das Hauptminimum, aber auch bei Phase = aus allen vorhandenen Beobachtungen mit 0,5 den Anstieg aus dem Nebenminimum. Der Stern hat eine Periode von 13,435 obigen möglichen Perioden die Normal- Beobachtungen des Abstiegs in das Tagen. lichtkurven berechnen lässt. Dann ent- Nebenminimum liegen noch nicht vor. Bei Das Hauptminimum ist 0,45 mag tief. scheidet man, welche „am schönsten“ aus- obiger Normallichtkurve wurde die Das Nebenminimum ist 0,1 mag tief. sieht, oder besser gesagt, bei welcher sich Periode schon „verbessert“ auf P = 13,435 Das D beträgt ca. 16,5 Stunden (D = keine Widersprüche ergeben. Ein solcher Tage statt 13,425 Tage. Dies war möglich Gesamtdauer des Minimums). Widerspruch könnte z. B. sein, dass sich durch genaues Beurteilen der Lage der Das d beträgt ca. 8,5 Stunden (d = Dauer
Abb. 5: Normallichtkurve von EX Cep.
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Abb. 6: Haupt- und Nebenminimum von EX Cep. des konstanten Lichts im Minimum). ( I ) 8,5 Stunden passen. Auch liegen die (B-R) Die Epoche eines Normalminimums Min = 2452873,3424 + 13,435(d) * E jetzt um den Nullpunkt herum, wie man es beträgt E0 = 2452873,3424. erwartet. Die Fehler in den Elementen wer- Führt man eine Approximation ohne den den recht klein. Abschließend wäre jetzt noch zu klären, Wert bei JD=2436453,545 aus, so erhält Weitere Beobachtungen des Sterns sind ob man mit den in [1] angegebenen man: auf jeden Fall nützlich und werden von mir Minima, die von 1931 bis 1962 stammen, ( II ) auch durchgeführt. in Übereinstimmung mit den hier neu Min = 2452873,3410 + 13,43444(d) * E abgeleiteten Elementen ist oder ob eine Verbesserung der Epoche und der Periode ±0,083 ±0,00006 Literaturhinweise: mit diesen Minima möglich ist. [1] W. Strohmeier, R. Knigge, H. Ott, 1963: Ausgangspunkt sind die hier gefundenen Jetzt sind die (B-R) so klein, dass sie Veröffentlichungen der Remeissternwarte, Elemente: jederzeit zu einem Stern mit einem d von Band V, Nr. 16, 1963 (1)
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Zwei digitale Spiegelreflexkameras: „Pentax ist DS“ und „Canon EOS 20D“ von Udo Bojarra
Welches der vielen Modelle soll ich neh- Blende 22 möglich, nur eben bei offener Aufnahme noch einmal die gleiche Zeit men? Diese Frage stellt sich wohl jeder, Blende nicht. Er habe auch mit Japan benötigt wie bei der eigentlichen der vor dem Erwerb einer digitalen gesprochen und man habe ihm gesagt, Belichtung. Spiegelreflexkamera steht. Natürlich spielt Belichtungen über 1 Sekunde seien nicht Nach meinen Tests zeigt sich nun, welche für die meisten an erster Stelle der Preis sinnvoll. Ob in Japan noch nie etwas von Kamera am besten für die Astrofotografie eine Rolle. Eine zweite Frage ist, welche Astrofotografie gehört wurde? geeignet ist. Wenn ich Schulnoten verge- alten Objektive auch auf die neue Kamera Danach fragte ich in dem Fotogeschäft ben sollte, würde ich sagen: die Canon passen. Da ich nur Pentaxobjektive besitze nach, von dem ich die Kamera bezogen EOS 20D erhält die Note gut, die Pentax und alle meine Teleskopanschlüsse einen hatte. Man würde sich umgehend bei „ist DS“ dagegen mangelhaft. Pentax-K-Anschluss haben, entschied ich Pentax erkundigen. Als Info ergab sich, mich für die neue „Pentax ist DS“. Im dass die Daten (30 Sekunden) nur Langzeitbelichtung Nachhinein habe ich festgestellt, dass diese Richtwerte wären. Die ISO-Einstellung spielt natürlich auch Kamera nur bedingt für die Astronomie zu eine Rolle. Aber selbst bei einer gebrauchen ist. Als Vergleich hatte ich Fatale Folgerung Einstellung von nur ISO 200 ist die „ist dabei die Canon EOS 20D von einem Selbst technischen Daten ist nur bedingt zu DS“ ab 5 Minuten Belichtungszeit ohne Freund zur Verfügung. Hier meine trauen. Bei allen Testzeitschriften ist es Rauschunterdrückung nicht mehr zu Ergebnisse. normalerweise eine Grundvoraussetzung, gebrauchen. Die EOS hat selbst nach 30 dass diese Daten überprüft werden, doch Minuten noch ein brauchbares Bild. Zur Bedienung leider werden die Herstellerdaten anschei- Beim fotografischen Film ist die Bei der EOS 20D kann das Display nend meist eins zu eins übernommen. So Körnigkeit bei 1.600 ASA sehr grob. Bei beleuchtet werden und so die Einstelldaten auch bei der Zeitschrift CHIP, die mich mit den Digitalkameras sind die Fotos wesent- auch im Dunklen abgelesen werden. beeinflusst hat die „ist DS“ zu kaufen. lich feinpixeliger und schärfer. Nur das Außerdem wird bei einer Langzeit- Manchmal verzweifelt man an einigen thermische Rauschen tritt bei Lang- belichtung (bulge) die verstrichene Zeit Zubehörteilen. So habe ich mich über den zeitbelichtung sehr stark in den Vorder- angegeben. Beides ist bei der „ist DS“ Auslöser beider Kameras geärgert, die bei grund. So ist die „ist DS“ bei 1.600 ASA nicht vorhanden. Wenn die Rauschunte- längeren Belichtungen als 30 Sekunden ohne Rauschunterdrückung gar nicht zu rdrückung (Beschreibung weiter unten) Probleme machen. Außerdem hat die EOS gebrauchen. Doch auch mit Rauschunter- eingeschaltet wird, ist bei beiden Kameras einen speziellen Stecker (N3-Anschluss), drückung hört die Belichtung spätestens nicht zu ersehen, wie lange der den ich hier noch nirgends gefunden habe. bei 10 Minuten auf. Selbst ein bei abge- Belichtungsvorgang noch dauert. Nur ein decktem Objektiv gemachtes Foto zeigte – Blinken des Displays zeigt an, dass der Astrofotografie auch mit nachfolgender Rauschunter- Vorgang noch andauert. Nun aber zu den wichtigsten Funktionen drückung – einige 100 heiße (helle Punkte) Beide Kameras können laut technischen für die Astrofotografie. CCD Kameras Pixel. Daten bis zu 30 Sekunden automatisch werden bei der Aufnahme gekühlt, damit Bei der EOS ist nach 10 Minuten belichten. Dies stimmt aber nur für die das Bildrauschen unterdrückt wird. Je wär- Belichtung ohne Rauschunterdrücken die EOS. Als ich Nachtaufnahmen mit der „ist mer ein Chip bei der Aufnahme ist, desto Aufnahme nicht wesentlich schlechter als DS“ machen wollte (die Belichtung hätte mehr Pixel wirken belichtet, obwohl kein bei der „ist DS“ mit Rauschunterdrückung. ca. 4 bis 5 Sekunden gedauert), wurde der oder wenig Licht darauf fällt. Das heißt, Wenn bei der EOS auch bei 10 Minuten die Verschluss schon nach 2 Sekunden auf der Aufnahme erscheinen plötzlich Rauschunterdrückung eingeschaltet wird, geschlossen. Tests zeigten dann, dass die „Sterne“, wo in Wirklichkeit gar keine vor- dann waren in meinem Test nur 10 bis 20 Anzeige je nach ISO-Einstellung bei voller handen sind. Es können auf den heiße Pixel zu sehen. Bei 30 Minuten Öffnung maximal nur für 1/3 bis 2 Aufnahmen auch Lichtreflexe entstehen, Belichtung mit Rauschunterdrückung war Sekunden richtig angezeigt wurde. Danach die das ganze Bild verfälschen. Deshalb das Dunkelbild der „ist DS“ kein Dunkel- blinkte die Anzeige, was heißen soll, dass wurde bei den Spiegelreflexkameras eine bild mehr, sondern blendend rot bis weiß. die Aufnahme unterbelichtet wird. Ich Software mit folgender Funktion einge- Bei der EOS hat sich gegenüber der 10- dachte, die Kamera sei fehlerhaft. plant: minütigen Belichtung nichts geändert. Nach Rücksprache mit Pentax konnte man Nach einer Aufnahme belichtet die Auch hier waren nur einige wenige heiße mir auch nicht helfen. Ich sollte die Kamera ein zweites Foto mit derselben Pixel zu sehen. Länger konnte ich diesen Kamera nach Hamburg schicken. Der Zeit, allerdings ist dabei der Verschluss Test nicht durchführen, da der Akku seinen Service ging schnell. Ein Pentax- geschlossen. Das zweite Foto wird dann Dienst aufgab. Hier müsste man mit einem Mitarbeiter rief mich schon nach zwei vom ersten Foto abgezogen, so dass man Netzteil arbeiten (der Test wurde bei 20 Tagen an und sagte, dass kein Fehler vorlä- (bedingt) ein Foto ohne Rauschen und Grad Celsius durchgeführt). ge. Eine automatische Belichtung von 30 internes Streulicht bekommt. Für die Ein Trost für die Pentax-Besitzer: Sie kön- Sekunden sei bei ganz geschlossener Astrofotografie bedeutet das, dass jede nen normale Mignon-Akkus verwenden.
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Ich habe hierzu 4 NiMH-Akkus zu je stabil. Nach den Vorurteilen kam der Test: das Manko bei Langzeitaufnahmen in 2.500 mAh eingesetzt. Diese haben in der Wie sind die Sterne im Randbereich abge- Kauf, ist die Pentax „ist DS“ für gewöhn- letzten Astronacht bei ca. 0 Grad gut 4 bildet? Alle alten Objektive waren besser liche Aufnahmen eine tolle Kamera. Ist Stunden gehalten. Die Ersatzbatterien als das Digitalobjektiv. Ein 6x6-Objektiv aber die Astronomie das Ziel Nr. 1, dann waren schnell ausgewechselt. Die leeren kann doch nur besser sein, denn von dem gibt es für mich nur die Canon EOS 20D kamen in ein Schnellladegerät und waren Chip wird doch nur die Mitte des ausge- (bzw. die EOS 20 Da, wenn es sie in schon nach 20 Minuten wieder voll. leuchteten Bildfelds genutzt. Deutschland gäbe!) Ich höre jetzt noch die Stimmen der Eine Alternative wäre die neue EOS 350, Rotempfindlichkeit Fotofachleute, die Optiken in einem Kit sie kostet nur die Hälfte. Sie soll laut Ein weiteres Problem ist die Unempfind- seien natürlich nicht so gut. Also habe ich Canon den gleichen Chip wie die EOS lichkeit für das rote Hα-Licht. Vor jedem mir noch ein Sigma DIGITAL MACRO 20D haben. Nur, warum hat dann laut Chip sitzt ein IR-Sperrfilter, damit im nor- Objektiv gekauft (18-125 mm) für technischen Angaben die EOS 20 D 8,2 malen Lichtbereich die Fotos schärfer wer- „schlappe“ 350 Euro. An den Sternen Million Pixel und die EOS 350 8,0 den. Er beginnt schon im roten Spektral- konnte ich es nicht ausprobieren, da ich im Millionen? bereich zu sperren, so dass in der Astrofotografie rote Gasnebel nur schwach oder gar nicht abgebildet werden. Es gibt nur eine serienmäßige Kamera, die diesen Filter nicht hat: das ist die Canon EOS 20Da. Leider wird diese Kamera nur in Japan vertrieben. Hier die japanische Internetadresse: http://cweb.canon.jp/camera/eosd/20da/ index.html Ob und wann sie in Deutschland erhältlich ist, konnte man mir bei Canon Deutsch- land nicht sagen. Außerdem gibt es in den USA eine Firma, die diesen Filter bei vie- len Kameras entfernt. Hier diese Adresse: http://www.sciencecenter.net/hutech/
Neues Digital- oder altes Analog- Abb. 1: Objektiv? Die beiden getesteten Digital-Spiegelreflexkameras: Pentax ist DS und Canon Noch etwas zu den Objektiven der EOS 20D. Digitalkameras. Durch meinen Beruf habe ich viel Kontakt zu Fotogeschäften, und immer wenn das Thema digitale Spiegel- Sauerland wohne und wir seit Wochen Aufruf reflexkameras und die dazu passenden Schnee und schlechtes Wetter hatten. In allen Tests von Digitalkameras wird nie Objektiven zur Sprache kam, hatte man MACRO, diese fünf Buchstaben prägten die Langzeitbelichtung getestet. Wer mir gesagt: „Verkaufe deine alten Objek- sich ein, also probierte ich es aus. Blume schickt mir (E-Mail: [email protected]) tive (Zeiss 180 mm oder Pentax 50mm und Zwischenringe her, und ich machte folgende Bilder von seiner digitalen usw.) und kaufe dir dafür ein Digital- Makroaufnahmen ohne Ende. Als Gegen- Spiegelreflexkamera: objektiv“. Selbst Bücher von Olympus stück hatte ich ein 50-mm-Makroobjektiv • Objektiv abgedeckt, 10 und 30 Minuten hatte man mir geschenkt (um mich zu mit M42-Anschluss auf irgendeinem belichtet bei Einstellung ISO 1.600 ohne überzeugen), wo ausführlich beschrieben Trödelmarkt für 50 DM erworben. Und Rauschunterdrückung. wird, dass alte Objektive nur bedingt ge- dann großes Staunen bei allen, denen ich • das Gleiche mit Rauschunterdrückung. eignet seien. Im Labor und den techni- die Bilder zeigte: Das Objektiv für 350 Auf meiner Internetseite www.bojarra. schen Daten nach mag das stimmen, doch Euro zeigte im Nahbereich der Blume nur com sind diese Bilder für alle zugäng- ich habe ein paar Tests gemacht und sage noch ein weiches Gelb der Pollen, das lich. Bevor Fotos zu mir geschickt wer- allen: Behaltet Eure Objektive, denn viele Objektiv für 50 DM dagegen zeigte jede den, bitte prüfen, ob dort auch noch sind besser als die meisten Digital- einzelne Polle der Blume. keine Fotos von der entsprechenden objektive. So geht es mit vielem Zubehör weiter. Kamera veröffentlicht wurden. Zur EOS gehört ein Zoom-Objektiv 18-55 Mein 20 Jahre alter Metz-Blitz funktio- mm. Eine Entfernungsangabe war nicht niert mit einem neuen Kontaktschuh (für vorhanden. Auch wird in vielen Zeit- 30 Euro) auch noch an der neuen „ist DS“. schriften das Gewicht als Kriterium Mein Freund, Besitzer der EOS, musste benutzt, doch dass Plastik weniger wiegt 400 Euro für einen neuen Blitz ausgeben. als Metall oder Glas, dürfte jedem klar sein. Das Objektiv wog nur die Hälfte mei- Fazit nes alten 50-mm-Objektivs. Die Führung Hat man viele alte Objektive mit M 42 der vorderen Linsen war alles andere als oder Pentax K-Bajonett, und nimmt man
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Fernbedienung (nicht nur) für Digitalkameras von Udo Bojarra
Manchmal verzweifelt man an den sich aus Produkten einiger Hersteller. Letztens T (in Sekunden) = 1,1 * C1 * R1 habe ich mich über den Auslöser an meiner Wobei C1 in µF und R1 in MΩ anzugeben digitalen Spiegelreflexkamera (Pentax sind, so laut Datenblatt für den IC NE555. istDS) geärgert. Folgendes Problem ist auf- Bei meiner Schaltung kam ich auf einen getreten: anderen Multiplikator, nicht 1,1 sondern Möchte man länger als 30 Sekunden 1,27. Das liegt daran, dass die Potis eine belichten, so muss der Auslöser während große Fehlertoleranz aufweisen. Die unten der ganzen Zeit gedrückt bleiben. Das gilt stehende Schaltung kann auf einen Bereich auch für die Canon 20D (oder für meine von 1 s bis 10 min eingestellt werden. alte Ricoh). Warum, so frage ich mich, Jeder kann sich die Schaltung für seine kann es werksseitig nicht so eingerichtet Bedürfnisse anpassen. Es muss nur R1 werden, dass ab dem ersten Auslösen Abb. 1: bzw. C1 verändert werden. belichtet wird und beim zweiten Mal der Zwei Fernauslöser – oben der käuflich Mit dem Taster „Start“ beginnt die Verschluss wieder geschlossen wird? erworbene, unten der selbstgebaute. Belichtungszeit. Mit „Reset“ kann die Kommentar von Pentax: „Dadurch werden Belichtung jederzeit beendet werden. Die die Aufnahmen verwackelt.“ Wofür es dem Federkontakt mündete (Abb. 1). Leuchtdioden zeigen den jeweiligen dann die Einstellung gibt, dass beim Kostenpunkt für die Einzelteile bei Conrad Zustand an. Bei Grün wird nicht belichtet, Auslösen erst der Spiegel und 2 Sekunden Elektronik ca. 2 Euro. So kam mir die Idee, bei Rot wird belichtet. Der Schalter S1 ist später der Verschluss ausgelöst werden, ist wenn ich schon einmal einen Lötkolben in nur dazu da, dass die Kamera auch ohne mir ein Rätsel. Und hat man bei dieser die Hand nehme, dann baue ich mir eine die Elektronik ausgelöst werden kann. Firma noch nie etwas von der Hut- Elektronik, die mir viel Arbeit bei der Da für die Kamera keine hohen Schalt- Methode gehört? Ich wurde dahingehend Astrofotografie abnimmt. Ich habe hierzu leistungen benötigt werden, kann das beraten, mir einen Fernauslöser zu drei Schaltungen entwickelt (Abb. 2). Relais leistungsschwach ausfallen. In die- beschaffen. Gesagt getan. Zu einem hor- ser Schaltung habe ich das Relais SIL renden Preis von 40 Euro bekam ich einen Zu Schaltung 1 REED 5V von Conrad Elektronik bezogen 2,5mm-Klinkenstecker an einem 50 cm Hiermit kann ich über die Potentiometer- (Bestell-Nr. 504599). Es könnte aber auch langen Kabel, welches in ein billig wirken- einstellung die Länge der Belichtungszeit jedes andere Relais dafür genommen wer- des Plastikgehäuse mit einem innen liegen- festlegen. Die Belichtungsdauer berechnet den, nur sollte es nicht zuviel Strom zie-
Abb. 2: Die im Text beschriebenen Schaltungen.
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hen. Zum einen geht das auf die Belastung Zu Schaltung 2 T (in Sekunden) = 1,3 * C2 * R2 der Batterie, zum anderen können die bei- Die Schaltung 2 ermöglicht eine Intervall- Mit C2 in µF und R2 in MΩ, wobei 1,3 für den IC’s maximal nur 100 mA vertragen. vorgabe für gleichlang belichtete Serien- meinen Poti zutrifft. Solange übrigens S2 Die unten stehende Schaltung benötigt aufnahmen, z. B. bei einer Mondfinsternis. nicht geschlossen wird, hat die Schaltung 2 einen Strom von nur ca. 10 mA. Mit dem Poti R2 können Intervalle zwi- keine Auswirkung auf die Schaltung 1. Das Eichen des Potis ist sehr zeitaufwän- schen 1 Sekunde bis zu 2 Minuten einge- Ich habe zwei einzelne Schaltungen ent- dig. Kamera anschließen, Poti auf stellt werden. Wird die Einstellung bei- worfen, damit jeder für sich auswählen Maximum stellen und eine Belichtung spielsweise auf ein Intervall von 1 Minute kann, was er benötigt. So könnte auch nur durchführen. Ist die Belichtung beendet, einstellt, so wird jeweils nach 1 Minute ein die Schaltung 2 aufgebaut werden, wobei kann die Belichtungszeit bei der Kamera Foto geschossen, bis der Speicherchip voll dann die Diode wegfallen kann. Dafür abgelesen werden. In meinem Fall waren ist. Auch bei 2 m Brennweite wird mit der muss das Relais an Pin 3 und gegen Minus es 598 Sekunden. Nach Einstellung des Pentax das Bild nicht verwackelt, da der geschaltet werden. Außerdem sind IC Potis auf die Hälfte betrug die Belichtung Spiegel und der Verschluss getrennt aus- 78L05 und der Kondensator 47 µF als 320 Sekunden. Eine weitere Änderung um gelöst werden. Wird R1 auf Null gedreht, Spannungskonstanthalter mit einzubezie- wenige mm ergab 298 Sekunden. So kann R2 auf 10 Sekunden und die Kamera auf hen. Die Schaltung würde auch ohne diese man durch Probieren zu exakten Strich- Auto gestellt, dann wird alle 10 Sekunden beiden Bauteile laufen (direkt an 9 Volt), markierungen finden, die eine Aufteilung ein Foto erstellt, das automatisch belichtet nur wären dann die Intervallzeiten nicht bis in Minutenschritte ergeben. In der wird. Es ist aber auch möglich, R1 z. B. mehr so stabil. Praxis wird aber die Belichtung nie exakt auf 10 Sekunden zu stellen und R2 auf 1 3 oder 6 Minuten betragen, sondern man Minute (Kamera in dem Fall aber auf Zu Schaltung 3 hat eine Toleranz von ± 10 Sekunden. Wer „Bulb“). Dann wird jede Minute ein Foto Wer einen PC am Teleskop nutzen kann, eine genaue Schaltung haben möchte, soll- von 10 Sekunden Belichtung erstellt. Auch der benötigt nur die Schaltung 3. Sie wird te den Poti gegen einen 10-fach- in dieser Schaltung kann jeder die Zeiten einfach an der COM1-Schnittstelle ange- Drehschalter auswechseln und jeweils an für sich so verändern wie er möchte. Dazu schlossen, dann die entsprechende Software jedem Kontakt einen entsprechenden müssen nur R2 und C2 entsprechend ver- von meiner Internetseite herunterladen Spindelpoti anlöten. Damit wäre eine ändert werden. Hier wieder die Berechung (www.bojarra.com), und die Kamera kann Eichung in Sekundengenauigkeit möglich. der Belichtungsdauer: über diese Software angesteuert werden.
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Untersuchung des Temperaturverhaltens von CMOS-Sensoren beim Betrieb in Digitalkameras von Dennis Möller
In den letzten Jahren wurden im Bereich Untersuchung der Wärmeerzeugung der Digitalkameras CCD-Sensoren von Wie warm wird denn nun so ein CMOS- CMOS-Sensoren immer weiter verdrängt. Sensor beim Betrieb? Bleibt seine Die neuen Sensoren wurden und werden Temperatur konstant oder steigt sie? Und immer lichtempfindlicher und ihr Rausch- wenn sie steigt, wie stark steigt sie und verhalten von Generation zu Generation wann ist das Temperaturgleichgewicht stetig verbessert. Ihr Herstellungsprozess erreicht? Die Möglichkeit diese Fragen zu entspricht demjenigen von Mikropro- klären ergab sich im Rahmen des CCD- zessoren, was es gestattet, CMOS- Praktikums in Kirchheim im Jahr 2004. An Sensoren zusätzlich noch mit digitalen vier Kameras des Typs Canon EOS 10D Schaltkreisen verschiedenster Funktionali- und einer Kamera des Typs Canon EOS tät auszustatten. Damit sind diese Sensoren 300D wurde die Erwärmung der Sensoren nicht mehr nur Lichtdetektoren im Sinne bei einer Langzeitintegration thermogra- eines CCD-Sensors (der „nur“ über phisch gemessen. Hierfür stellte Georg Schiebe- und Ausleseregister und einen Dittie seine Thermographiekamera dan- Ausleseverstärker verfügt, um die detek- kenswerterweise zur Verfügung. Mit tierte Lichtinformation auszulesen), son- Thermographiekameras ist es möglich, dern recht komplexe Schaltkreise mit einer Objekte im thermischen Infrarot zu beob- umfangreichen Funktionalität auf ein und achten und ihre Temperatur bis auf wenige demselben Chip (Verstärker, Analog/ Zehntel Grad ortsaufgelöst in Form eines Digitalwandler, Kompensationsschaltun- Wärmebildes zu messen. Typisches gen, Register zur Konfigurierung etc.). Je Einsatzgebiet ist z. B. das Erfassen von nach Betriebsmodus und der damit verbun- Gebäuden in der kalten Jahreszeit zur denen Leistungsaufnahme erzeugen sie bei Beurteilung ihrer Wärmeisolation und dem Bestromung Wärme. Hinzu kommt noch Auffinden von Wärmelecks. die restliche Elektronik im Kamera- Zur Messung des Temperaturverhaltens der gehäuse, die beim Betrieb der Kamera Sensoren wurden die fünf Digitalkameras ebenfalls Wärme erzeugt. nebeneinander in einem Regal aufgebaut Dieses Aufheizen ist für Anwendungs- und zur Anpassung an Raumtemperatur bereiche, in denen mit langen Belichtungs- zwei Sunden lang an Ort und Stelle belas- zeiten gearbeitet wird, unerwünscht. Denn sen (Abb. 1). Zuvor wurden sie für die mit zunehmender Temperatur des Sensors eigentliche Messung mit Auslöserkabeln steigt auch sein Dunkelstrom an, der sich ausgestattet und die Belichtungszeit auf der detektierten Lichtinformation während „B” (also Langzeitbelichtung) gestellt. Es des Belichtens überlagert und diese ver- wurde darauf geachtet, dass die Kameras fälscht. Durch eine Dunkelstromkorrektur ausgeschaltet waren. Zur Aufnahme der lässt sich der reproduzierbare Anteil des Messreihe wurden die Objektive entfernt, unerwünschten Dunkelstromsignals zwar alle Kameras gleichzeitig eingeschaltet entfernen, jedoch ist hierfür die Tempera- und eine 20-minütige Langzeitbelichtung turkonstanz des Sensors bei der Anferti- ausgelöst. Auf diese Weise konnte die gung von Roh- und Dunkelstrombild erfor- Thermografiekamera direkt auf die derlich. Zudem wird mit niedrigerer Sensoren beziehungsweise deren Schutz- Temperatur und dem damit verbundenen gläser blicken. Im Minutenintervall wurde niedrigeren Dunkelstromsignal auch der von den fünf Kameras ein Wärmebild auf- Abb. 1: Anteil des durch ihn eingebrachten genommen, so dass der Verlauf der Die Messanordnung: (a) Die für die Rauschens verringert. Dies ist auch der Temperaturentwicklung mit einer ausrei- Messreihe aufgebauten Kameras, links Grund, weswegen professionelle CCD- chenden Zeitauflösung verfolgt werden unten die Canon EOS 300D, sonst sind Kameras stark heruntergekühlt werden. konnte. Die Abbildungen 2a bis 2c zeigen alle Kameras Canon EOS 10Ds. Bei normalen Digitalkameras ist eine sol- die Wärmebilder, wie sie sich nach 0, 10 (b) Wärmebilder der Kameras zu che Kühlung nicht implementiert und so ist und 20 Minuten darstellten. Beginn der Messreihe, man im Hinblick auf eine gute Dunkel- Die Bilder sind farbcodiert. Jeder Farbe ist (c) nach 10 Minuten Integrationszeit, stromkorrektur entsprechend limitiert. dabei eine Temperatur zugeordnet, die an (d) nach 20 Minuten Integrationszeit.
VdS-Journal Nr. 18 ANZSUW2005U4ETX-AKTION 04.07.2005 13:44 Uhr Seite 1