Deep-Sky-Fotografie galaktischer Nebel im Sternbild Orion
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Deep-Sky-Fotografie galaktischer Nebel im Sternbild Orion Projektkurs 2014/2015 bei Herrn Bernd Koch Carl-Fuhlrott-Gymnasium Wuppertal Christian Zahn & Tobias Stamp Inhaltsverzeichnis Inhaltsverzeichnis ....................................................................................................................... 0 1. Einführung in das Thema ........................................................................................................ 2 2. Theorie .................................................................................................................................... 3 2.1 Die verschiedenen Nebeltypen ..................................................................................................... 3 2.2 Zusammensetzung der Nebel........................................................................................................ 7 2.3 Sternentstehung............................................................................................................................ 8 2.4 Autoguiding ................................................................................................................................... 9 3. Das „Experiment“ ................................................................................................................. 10 3.1 C11 Edge HD ................................................................................................................................ 10 3.2 Hyperstar-System ........................................................................................................................ 10 3.4 Canon EOS 450D .......................................................................................................................... 12 3.5 CCD Kamera - SBIG STF-8300 M .................................................................................................. 14 3.6 Der H-Alpha Filter ........................................................................................................................ 16 3.7 Aufbau für die Aufnahme von Deep-Sky-Objekten..................................................................... 17 4. Digitale Bildbearbeitung ....................................................................................................... 20 4.1 Stacking mit Maxim DL5 .............................................................................................................. 20 4.2 Stacking mit dem Deep-Sky-Stacker............................................................................................ 24 4.3 Maskentechnik mit Photoshop ................................................................................................... 25 5. Auswertung der Himmelskörper .......................................................................................... 28 5.1 Auswertung des Flammennebels ................................................................................................ 28 5.2 Auswertung des Pferdekopfnebels ............................................................................................. 30 5.3 Auswertung des Sterns Alnitak ................................................................................................... 31 5.4 Das Endergebnis .......................................................................................................................... 32 5.5 Auswertung des Runningman Nebels ......................................................................................... 34 5.6 Auswertung des Orionnebels ...................................................................................................... 34 5.7 Das Endergebnis .......................................................................................................................... 36 6. Fazit....................................................................................................................................... 37 7. Danksagung .......................................................................................................................... 37 8. Abschlusserklärung ............................................................................................................... 38 9. Quellverzeichnis.................................................................................................................... 39 1 1. Einführung in das Thema Aufgrund unserer großen Begeisterung für die Astronomie und wegen der einzigartigen Möglichkeit den Projektkurs in diesem Bereich zu belegen haben wir uns dazu entschieden diesen Kurs zu wählen und hoffen ausführliche Informationen über den Bereich der Astronomie durch den Unterricht von Herrn Koch und Herrn Winkhaus zu erlangen. Nach einer kurzen Einführungsphase sollten wir uns Gedanken machen über welchen Bereich wir unsere Facharbeit schreiben wollten. Da wir sehr fasziniert über die Aufnahme galaktischer Nebel waren, haben wir uns entschieden uns näher damit zu beschäftigen und die Projektarbeit über dieses Thema zu schreiben. 2 2. Theorie 2.1 Die verschiedenen Nebeltypen Die Milchstraße, auch bekannt als Galaxie in der unser Sonnensystem liegt, entstand vor etwa 10 Milliarden Jahren aus gewaltigen Mengen von Wasserstoff und Helium. Die heutigen Annahmen zur Entstehung der Milchstraße sind, dass sich in der ungleichmäßig verteilten Materie Protogalaxien1 bildeten, die nach und nach mit der vorhandenen Materie zur heutigen Milchstraße zusammenschmolzen. Der erste Mensch, der die Milchstraße beobachtete war Galileo Galilei2, der 1609 das Fernrohr auf die Galaxie richtete und von Anfang an begeistert war. Jedoch war es ihm unerklärlich, woher das milchige Licht komme. Im 18. Jahrhundert vermutete Thomas Wright of Durham3, dass sich um die Erde eine Art Sternschicht befände und im 20. Jahrhundert kategorisierte Hubble4 die Milchstraße zu den Spiralnebel. Die Milchstraße bietet viele Anlaufstellen für Astronomen. Zum einen gibt es das Sonnensystem, welches durch seine hohe Komplexität Bewunderung auf sich zieht. Am verblüffendsten am gesamten Sonnensystem ist die perfekte Anordnung der Planeten. Während sich auf dem Mars und der Venus nach Vermutungen kein Leben oder Vegetation gebildet hat, hat sich auf der Erde alles uns bekannte Abbildung 1 : Die Milchstraße Leben gebildet. 1 Protogalaxien : Eine Gaswolke, welche der Vorgänger einer Galaxie sein könnte Galileo Galilei : *15. Februar 1564 in Paris †29. Dezember 1642 bei Florenz 3 Thomas Wright of Durham : *22. September 1711 in Byers Green †22. Februar 1786 4 Edwin Hubble : 20. November 1889 in Missouri †28. September 1953 in Kalifornien 2 3 Eine weitere Anlaufstelle bilden die vielen Sterne, welche auch auf eine hohe Bewunderung stoßen. Dazu gehören die Sternhaufen aber auch der Vorgang der Sternentstehung, welcher mit einer hohen Bewunderung und Komplexität aufwartet. Schließlich sind da noch die astronomischen Nebel, welche jedoch völlig zu Unrecht in Vergessenheit geraten sind, wodurch sie aber nicht zwingend uninteressanter werden. Was viele nicht wissen ist, dass astronomische Nebel viel mit Sternen verbindet, da diese Nebel im Endstadium eines Sternes entstehen. Abbildung 2 : Unser Sonnensystem (Fotomontage) Anfangs wurden alle leuchtenden und gleichzeitig großflächigen Objekte im Weltall als Nebel oder Nebelflecken bezeichnet. Auch Galaxien und Sternhaufen wurden, durch geringe Auflösung der Beobachtungsgeräte und Wahrnehmung mit bloßem Auge, als Nebel bezeichnet bzw. klassifiziert. Heute werden nahezu ausschließlich Wolken aus Gas und Staub als Nebel bezeichnet, die in Kategorien wie Gas-und Dunkelnebel eingeteilt werden. Die meisten dieser Objekte sind im sogenannten Messier-Katalog aufgeführt und mit einer Nummer gekennzeichnet. Der Katalog wurde von dem gleichnamigen Astronomen Charles Messier5 im 18. Jahrhundert zusammengestellt. Emissionsnebel : Emissions-Nebel sind Gaswolken die Licht emittieren. Dies tun sie indem sie durch, von umliegenden Sternen ausgesandte, Photonen ionisiert werden und anschießend, durch Quantensprünge wieder Energie bzw. Licht aussenden. Da dazu größere Mengen an 5 Charles Messier : *26.Juni 1730 in Badonviller †12. April 1817 in Paris 4 Energien von den anliegenden Sternen benötigt werden sind die Nebel nur in der Nähe von sehr heißen, jungen bzw. massereichen Sternen der Spektralklassen6 O, B oder A zu finden. Die Farbe in der wir den Nebel sehen hängt davon ab, aus welchen Stoffen sie bestehen. Da Emissionsnebel oft zu großen Teilen aus Wasserstoff bestehen, leuchten sie meist rot. Teilweise bestehen die Wolken jedoch auch zu größeren Teilen aus anderen Stoffen wie zum Beispiel Helium, Sauerstoff oder auch Stickstoff. Da diese Stoffe allerdings noch mehr Energie brauchen um ionisiert zu werden ist das von ihnen ausgestrahlte Licht meist unauffällig und seltener zu finden, weil die von den Sternen ausgesandte Energie meist nicht ausreicht. Diese Art von Gaswolken sind meist die Überreste der Entstehungsregion aus der die Sterne stammen. Eine weitere Art von Emissionsnebel lässt sich gelegentlich in der Umgebung von weißen Zwergen7 finden. Die dort zu findenden Nebel bestehen aus den abgestoßenen, äußeren Hüllen des Sterns. Diese Nebel werden planetarische Nebel genannt gehören aber auch zu der Gruppe der Emissionsnebel. Einige der Emissionsnebel sind zudem partiell von sogenannten Dunkelwolken, oder auch Dunkelnebel genannten Wolken verdeckt. Außerdem können Emissionsnebel und Abbildung 3 : Orionnebel (eigene Aufnahme) Reflexionsnebel auch zusammen auftreten. Eine solche gemischte Wolke bezeichnet man als diffusen Nebel. Oft genannte Beispiele für diese Nebelgruppe sind der Orionnebel (M42) und der Lagunennebel (M8). Reflexionsnebel : Reflexionsnebel sind Staubwolken, die das Licht nicht speichern oder selbst erzeugen sondern reflektieren bzw. streuen. Die Nebel sind meist in blau zu sehen, weil blaues Licht am stärksten gestreut wird. Die Wolken sind an kälteren und älteren Sternen zu finden. Denn diese strahlen nicht genug Energie aus um die Gase zu ionisieren und somit zu eigenem Leuten anzuregen. Emissionsnebel sind meist lichtstärker als Reflexionsnebel was daran liegt, dass die Emissionsnebel oft eine höhere Dichte haben. Vor allem dann, wenn diese noch Teil einer Sternentstehungsregion sind. Rund 500 Reflexionsnebel wurden bisher entdeckt. Oft genannte Beispiele 6 Spektralklassen : Klassifizierung der Sterne nach Masse/Temperatur, O, B und A sind in dieser Reihenfolge die massenreichsten und heißesten Arten von Sternen 7 Weißer Zwerg : Sternüberrest 5 für diese Nebelgruppe sind Bereiche in der Region der Plejaden (M45) und das nördliche Gebiet des Trifidnebels (M20). Dunkelnebel : Dunkelnebel sind Wolken aus einem Staub- und Gasgemisch, die das Licht anderer Sterne absorbieren und dadurch aussehen wie tiefschwarze dunkle Felder. Dunkelwolken sind durch fehlende Lichtquellen, die von ihnen verdeckt werden oder dessen Licht absorbiert wurde, oder durch von ihnen ausgesandte Mikrowellenstrahlung zu finden. Die Form der Wolken ist ungewöhnlich und die Grenzen nicht klar definiert. Diese Art von Nebel besteht, wie Emissions- und Reflexionsnebel ebenfalls, meist zum Hauptteil aus Gasen wie Wasserstoff oder Sauerstoff, kann aber auch zu größeren Teilen aus Abbildung 4 : Pferdekopfnebel (eigene Aufnahme) kosmischen Staub bestehen. Die größten Dunkelwolken sind mit bloßem Auge als schwarze Flächen in dem Licht der Milchstraße zu erkennen. Denn die größten Wolken dieses Nebeltyps besitzen eine Größe von 150 Lichtjahren8. Die Temperatur im inneren einer solchen Wolke beträgt ca. -260° Celsius. Außerdem lässt sich im inneren der Wolke ein nach außen wirkendes Magnetfeld finden das der Gravitation entgegenwirkt. Trotzdem vermutet man, dass im Zentrum der Dunkelwolken eine hohe Dichte herrscht und, dass dort Globulen 9 zu finden sind. Durch ihre enorme Größe und ihrer dadurch resultierenden Anziehungskraft, verursachen die Dunkelnebel regelmäßig Störungen in den Umlaufbahnen von Sternen. Als Entdecker der Dunkelnebel gilt Edward Emerson Barnard10 der im nach ihm benannten Katalog über 300 Dunkelwolken auflistete. Oft genannte Beispiele für diese Nebelgruppe sind der Pferdekopfnebel (B33, IC 434) und die Dunkelwolke Barnard 68. Planetarische Nebel : Planetarische Nebel sind Gashüllen, die von abgestorbenen Sternen abstammen und von dem Stern zum Leuchten angeregt wurden. Planetarische Nebel haben, wie der Name es erahnen ließe, nichts mit Planeten zu tun. Supernova-Reste : 8 12 Lichtjahr : Astronomische Längeneinheit (1 Lichtjahr = 9.460.730.472.580.800 m ≈ 9,461 * 10 km Globulen : Sternentstehungsregionen 10 Edward Emerson Barnard : *16. Dezember 1857 in Nashville †6. Februar 1923 9 6 Supernova-Reste sind Emissionsnebel, die durch eine Supernova entstehen und weisen meist eine Schalenstruktur auf, die dem Materieeinfall geschuldet ist. 2.2 Zusammensetzung der Nebel Wenn man einen Nebel beobachtet kann man feststellen, dass sie in unterschiedliche Farben leuchten. Diese unterschiedlichen Farben kommen durch die verschiedenen Bestandteile eines Nebels zustande. Die meisten der astronomischen Nebel bestehen zu etwa 70% aus Wasserstoff und zu ca. 28% aus Helium. Außerdem lassen sich Stickstoff, Kohlenstoff, Sauerstoff und zusätzliche geringe Mengen anderer Stoffe nachweisen. Die Bestandteile eines Nebels lassen sich Anhand eines Spektrums gut erkennen. Abbildung 5 : Spektrum des Orionnebels (Fotomontage) [Quelle : Tutorials für Projektkurs-Nebelspektren | Spektrum : Bernd Koch] Anhand dieses Beispiels des Orionnebels kann man die einzelnen Bestandteile des Nebels erkennen. Zuerst fällt auf, dass es eine durchgängige Linie im Spektrum gibt und einige schmale Ausschläge. Die durchgängige Linie ist die Spektrallinie des Sterns ϑ11 Orionis und die schmalen Ausschläge geben Aufschluss über die Bestandteile des Nebels der im Hintergrund ist. 11 Theta : 8. Buchstabe des griechischen Alphabets 7 So fallen beispielsweise rot, blau, und grün ins Auge. Durch diese Farbe kann man zwar Aussagen über die Bestandteile des Objektes fällen, jedoch nur begrenzt über die Prozentuale Verteilung dieser Elemente. Rot und blau stehen für Wasserstoff und grün für Sauerstoff. Der schwach erkennbare orangefarbene Ausschlag steht außerdem noch für einen Heliumanteil im Nebel. 2.3 Sternentstehung Der Begriff Sternentstehung bezeichnet alle Phasen und Zustände, die einen Stern in seiner Entstehungszeit durchläuft. Darin enthalten ist die Bildung eines Kerns, eines Protosterns12 und eines Vorhauptsterns. Sterne die isoliert von anderen Sternen entstehen erreichen nie genug Masse um als Massereicher Stern bezeichnet zu werde. Nur Sterne die innerhalb eines Sternhaufens entstehen können später auch den Status eines Massereicher Sterns erreichen. Dieser und andere Indikatoren bestimmen die Eigenschaften späterer Galaxien. Abbildung 6 : Sternentstehung (Fotomontage) [Copyright MPIFR : http://www.mpifr-bonn.mpg.de/473576/starform ] Am Anfang steht die Bildung von Gebieten erhöhter Dichte in den interstellaren Wasserwolken, die durch die eigene Schwerkraft zusammengehalten werden. Durch Magnetfelder wird die Rotation der hunderttausenden Wasserstoffmoleküle abgebremst, wodurch die Wolkenkerne immer dichter und dichter werden. Die Folge dieser Verdichtung ist, dass sich der Kern immer mehr erhitzt. Daraufhin wird Wasserstoff in Helium umgewandelt was zur Folge hat, dass Unmengen an Energie 12 Protostern : Bezeichnet eine Phase in der Sternentstehung in der sich, in einer interstellaren Wolke, in einem Bereich ein hydrostatisches Gleichgewicht gebildet hat und stetig an Masse zunimmt 8 abgegeben werden und der Stern entstanden ist. Im Gegensatz zu einer Bombe explodiert der Stern nicht, sondern wird durch seine eigene Schwerkraft zusammen gehalten. Da bei dieser Sternentstehung nicht alles Gas das ursprünglich vorhanden war verbraucht wird, stößt der Stern die Gaswolken nach außen ab. Diese Gaswolken sind für uns als astronomische Nebel bekannt. 2.4 Autoguiding Autoguiding ist eine Funktion, die es ermöglicht längere Belichtungszeiten zu wählen falls dies nötig ist, ohne, dass die Sterne dabei strichförmig werden, da die Nachführung nicht perfekt funktioniert. Dazu wird ein Gerät an die Kamera und an die Montierung angeschlossen, welches das Blickfeld überwacht und je nach Bedarf Impulse zur Bewegung an die Montierung gibt, sodass das Blickfeld immer dasselbe bleibt und die Sterne auf dem Endergebnis punktförmig sind. Da bei unseren Aufnahmen nicht so hohe Belichtungszeiten gewählt werden mussten, konnten wir ohne Abstriche in Sachen Qualität zu machen, auf die genannte Technik verzichten. 9 3. Das „Experiment“ 3.1 C11 Edge HD Das C11 Edge HD ist ein Objektsystem des Herstellers Celestron und dient der qualitativeren Aufnahme des Nachthimmels und seinen Objekten. Das Licht kommt durch die Öffnung herein und wird anschließen vom ersten, konkaven13 Fangspiegel zum zweiten, konvexen14 Fangspiegel reflektiert. Anschließend fällt das Licht durch die Endöffnung in z.B. eine Kamera oder ein Okular (Abbildung 7) Technische Daten zum C11 Edge HD : Brennweite 2800mm Blendenzahl f/10 Öffnung 280mm Durchmesser Fangspiegel 92,3mm Fokuslage15 146,05mm Abbildungsmaßstab 0,47``/Pixel 3.2 Hyperstar-System Das Hyperstar-System ist ein Aufsatz welcher für jedes Teleskop der Edge HD Serie erhältlich und ein mehrlinsiges Korrektursystem ist, das anstelle des konvexen Fangspiegels zum Einsatz kommt. Es dient hauptsächlich zur Aufnahme lichtschwächerer Objekte, jedoch muss auch in Kauf genommen werden, dass der Abbildungsmaßstab, aufgrund der geringeren Brennweite, größer ist als beim C11 Edge HD. 13 Konkav : Nach innen gewölbt Konvex : Nach außen gewölbt 15 Fokuslage : Abstand zwischen Tubusanschlussgewinde des Teleskops und des Brennpunkts 14 10 Im Gegensatz zum C11 Edge HD laufen die Lichtstrahlen durch die Öffnung zu dem erstem, konkaven Fangspiegel und werden anschließend, durch das Ersetzen des zweiten Fangspiegels durch das Hyperstar-System in die Kamera eingeleitet (Abbildung 7) Das Hyperstar-System ist lichtstärker, da das Verhältnis von Brennweite und Öffnung besser ist. Das bedeutet, dass die Blendenzahl niedriger als beim C11 Edge HD ist. Brennweite 560mm Blendenzahl f/2 Ein besonders wichtiger Vorteil des Hyperstar-Systems ist, dass es besonders Lichtstark ist. Um genau zu sein ist es 25x lichtstärker als das C11 Edge HD ohne Hyperstar-Aufsatz. Bei dem Hyperstar-System handelt es sich um ein Korrektursystem, da aufgrund der konkaven Wölbung des ersten Fangspiegels Bildfehler, in Form von unscharfen Objekten an den Rändern auftreten würden, die durch den Einsatz von Korrekturlinsen behoben werden. Abbildung 7 : Strahlenlauf der beiden System im Vergleich (Quelle : http://www.celestrondeutschland.de/brands.php?BrandID=97) 11 3.4 Canon EOS 450D Technische Daten : Sensortyp CMOS – Sensor (22,2mm x 14,8mm) Sensordiagonale 26,7mm Megapixel 12,2 Auflösung 4272 x 2848 Pixel Pixelgröße 5,2 µm Bildprozessor DIGIC III Cropfaktor 1,61 Abbildung 8 : Frontansicht der Kamera (eigene Aufnahme) 12 Abbildung 9 : Rückansciht der Kamera (eigene Aufnahme) Der CMOS-Sensor: Der CMOS-Sensor ist der wichtigste Bestandteil der Kamera. CMOS steht für „complementary metal oxid semiconductor16 “. Der Sensor wandelt durch Transistoren, die direkt an den Pixeln liegen, eintreffendes Licht in Spannung um. Ein Vorteil der CMOS-Sensoren ist der günstige Herstellungspreis und zusätzliche Funktionen, wie die Belichtungssteuerung und Analog/Digital-Wandler die das Auslesen vereinfachen sollen. Der CMOS-Sensor kann nur hell und dunkel unterscheiden, wodurch die Farberkennung nur durch vorgeschaltete Farbfilter erfolgen kann. Durch diese wird das Licht in die Farben Rot, Grün und Blau unterteilt. Da das Auge im grünen Bereich besonders empfindlich ist werden doppelt so viele Pixel mit einem Grünfilter versehen als Pixel mit einem Rotfilter oder einem Blaufilter. Dieser Filter wird Bayer-Filter genannt und wurde nach seinen Erfinder Dr. E. Bayer benannt. 16 Abbildung 10 : Bayer-Filter (Quelle : http://www.xinstruments.com/knowledge-base/digitalimaging-glossary.html) Deutsche Übersetzung : „sich ergänzender Metalloxid-Halbleiter“ 13 Live View Aufnahmen : Mithilfe der Live View Funktion hat man die Möglichkeit das Bild, welches aufgenommen werden soll, im Großformat auf dem PC-Bildschirm oder auf dem Kamerabild zu sehen. Besonders praktisch ist diese Funktion bei der Verwendung der Kamera auf einem Stativ oder an einem Teleskop. 3.5 CCD Kamera - SBIG STF-8300 M CCD-Kameras sind Kameras mit einem CCD-Chip als Bildsensor. Anfangs wurden sie zur Datensicherung benutzt bis jedoch bemerkt wurde, dass die Charge-Couple Devices(CCD) sehr Lichtempfindlich sind und daher hervorragend für Bild- und Videoaufnahmen geeignet waren. Als Erfinder des CCD-Chips gelten Boyle17 und Smith18 welche außerdem den Nobelpreis in Physik für diese Erfindungen bekamen. Die CCD-Sensoren bestehen aus einer Matrix von Fotodioden die das Licht bzw. Strahlung in elektrischen Strom umwandeln. Abbildung 11 : Bildliche Darstellung eines CCD-Sensors (Quelle : http://de.wikipedia.org/wiki/CCDSensor#/media/File:CCD.jpg) SBIG STF-8300M : 17 18 Willard Sterling Boyle : *19. August 1924 in Amherst †7. Mai 2011 in Halifax George Elwood Smith : *10. Mai 1930 in White Plains 14 Die SBIG STF-8300M ist ein Modell einer CCD-Kamera. Dabei handelt es sich um eine Schwarz/Weiß Kamera mit eingebauter Kühlung. Diese kann die Kamera auf bis zu -40°C unter Umgebungstemperatur abkühlen, wodurch sich diese Kamera hervorragend zu der Deep-Sky-Fotografie eignet, da durch die niedrige Temperatur der Kamera nur geringes thermisches Rauschen auftritt. Dadurch sind Aufnahmen in einer deutlich besseren Qualität möglich als mit ungekühlten Kameras. Abbildung 12 : CCD-Kamera : SBIG STF-8300M (Fotomontage) [eigene Aufnahme] Technische Daten : Sensortyp CCD-Sensor (17,96mm x 13,52mm) Sensordiagonale 22,5mm Megapixel 8,3 Auflösung 2504 x 3326 Pixel Pixelgröße 5,4µm Bildprozessor Kodak KAF-8300 15 3.6 Der H-Alpha Filter Filter dienen in der Astrofotografie zur Ausblendung bzw. Aufnahme von bestimmten Spektralbereichen oder Wellenlängen. H-Alpha-Filter : Als H-Alpha wird Licht mit einer Wellenlänge von 656,28 nm bezeichnet. Dieses Licht wird beispielsweise von angeregtem Wasserstoff ausgesandt. Daher ist dies auch das Licht in dem der Orionnebel leuchtet. Mit seiner Wellenlänge liegt es allerdings außerhalb des Bereiches der Farben die das menschliche Auge erfassen kann. Da bei der Fotografie von Deep-Sky-Objekten, wie zum Beispiel galaktischen Nebel, Licht in anderen Wellenlängen unwichtig oder auch störend ist werden Filter eingesetzt um nur bestimmte Wellenlängen aufzunehmen. Der von uns verwendete Filter lässt Licht mit einer Wellenlänge von 670 nm-700 nm teilweise durch und nur Licht mit einer Wellenlänge von 700 nm und mehr wird komplett durchgelassen. Abbildung 13 : H-Alpha Filter (Fotomontage) [eigene Aufnahme] 16 3.7 Aufbau für die Aufnahme von Deep-Sky-Objekten Zu Anfang muss die Montierung an der gewünschten Insel „freigelegt“ werden. Dies geschieht indem man die Wetterschutzhaube abnimmt und beiseite räumt. Anschließend bringt man den Zubehörwagen inklusive C11 Edge HD zu der ausgesuchten Insel und dreht die Einstellschrauben der Führungsschiene für das Teleskop so weit lose bis das Teleskop eingesetzt werden kann. Anschließend kann man das gewünschte Teleskop einsetzten (C11 Edge HD) und das Netzgerät (Abbildung Abbildung 14 : Führungsschiene der Montierung (Fotomontage) [eigene Aufnahme] 15) Abbildung 15 : Netzgerät für die Teleskopsteuerung (Fotomontage) [eigene Aufnahme] sowie die Steuereinheit (Abbildung 16) des Teleskops anschließen. Anschließend schließt man die Kabel des Netzgeräts an eine Steckdose der Montierung und das Stromzufuhrkabel der Teleskopsteuerung an das Netzgerät und das andere Kabel an die Montierung, um diese auf das gewünschte Objekt auszurichten. Anschließend baut man das Notebook auf, schließt es per Ethernet-Kabel an die Montierung an, schließt das Stromkabel an und startet das Notebook. Wenn dies getan ist kann man das Pentax (Abbildung 16) an die orangene Schiene des C11 Edge HD befestigen, um dieses als „Zielfernrohr“ zu benutzen. 17 Abbildung 16 : Teleskopsteuerung (Fotomontage) [eigene Aufnahme] Anschließend muss man den Fangspiegel an der Vorderseite des Teleskops rausschrauben, um den Hyperstar-Aufsatz an diese Stelle zu montieren. Der Hyperstar-Aufsatz befindet sich in einer schwarzen Box im Aufenthaltsraum der Sternwarte. Abbildung 17 : Pentax (Fotomontage) [eigene Aufnahme] Wenn dieser Aufsatz montiert ist kann anschließend die CCD-Kamera oder die Spiegelreflexkamera angeschlossen werden. Zwischen die Kamera und den HyperstarAufsatz muss jedoch noch die Filterschublade (falls S/W-Aufnahmen gewünscht sind) und je nach Bedarf Abstandshalter werden geschraubt damit der Brennpunkt auf die Kamera trifft und sich nicht vor oder hinter der Kamera befindet. Abbildung 18 : Ansicht der CCD-Kamera am Hyperstar-Aufsatz mit Filterschublade (Fotomontage) [eigene Aufnahme] 18 Weiterer Verlauf mit CCD-Kamera (SBIG STF-8300M) : Wenn die Kamera montiert ist muss sie an das Notebook angeschlossen werden und man öffnet das zugehörige Programm. Mit diesem Programm lassen sich Aufnahmen tätigen, die Kühlung einschalten und weiter Einstellmöglichkeiten bedienen. Bevor man mit den Aufnahmen beginnen kann muss noch die Kühlung eingeschaltet werden, um das thermische Rauschen zu unterbinden. Anschließend wird die gewünschte Anzahl der Bilder eingestellt und die Aufnahme kann beginnen. Weiterer Verlauf mit der Spiegelreflexkamera (Canon EOS 450D) : Auch die Spiegelreflexkamera wird an die Filterschublade bzw. den Hyperstar-Aufsatz montiert und anschließend mit dem Ladekabel verbunden. Außerdem wird es per USB-Kabel an das Notebook angeschlossen, woraufhin sich ein Programm zu der Steuerung der Kamera öffnet. In diesem Programm kann man sich das „Live View“ ansehen und auf andere Einstellungen der Kamera, wie die Belichtungszeit oder den ISO-Wert zugreifen und nach Belieben im Bereich des Möglichen verändern. Weiterhin kann man die Aufnahmen mithilfe des Programms starten, sodass der Auslöser nicht von der Kamera aus bedient werden muss und das Teleskop so kaum Erschütterungen zu spüren bekommt. Abbildung 19 : Endgültiger Aufbau (Fotomontage) [eigene Aufnahme] 19 4. Digitale Bildbearbeitung Ein Verfahren um bessere Helligkeitsergebnisse zu erlangen ohne Abstriche bei der Schärfe durch längere Belichtungszeiten zu machen ist das Stacken19 von mehreren kürzer belichteten Bildern. Das Stacken funktioniert durch Übereinanderlegen und aneinander Anpassen der Verschiedenen Bilder. 4.1 Stacking mit Maxim DL5 Das stacken mit Maxim DL 5 wird in diesem Teil Anhand des Pferdekopfnebels dargestellt. Zu Anfang öffnet man das Programm Maxim DL 5. Anschließend klickt man auf den Button „Process“ und fortfolgend auf den Button „Stack“. Abbildung 20 : Bilder stacken (eigene Aufnahme) 19 Stacken : Übereinanderlegen vieler Bilder, um bessere Helligkeitswerte zu erzielen. 20 Im folgenden Schritt öffnet sich ein Fenster mit dem Namen „Stack“, man wählt „Add Files“ aus und sucht den Ordner im Computer bzw. auf dem Speichermedium, in dem man die zu stackenden Bilder gespeichert hat. Anschließend wählt man die gewünschten Bilder aus. Abbildung 21 : Auswahl der Bilder (eigene Aufnahme) Hat man dann auf „Öffnen“ geklickt, werden die ausgewählten Bilder gescannt. In diesem Vorgang werden die Bilder passend zueinander ausgerichtet, sodass die aufgenommenen Objekte auf den Bildern übereinander liegen und im späteren Ergebnis nicht versetzt stehen. Abbildung 22 : Scanner der ausgewählten Bilder (eigene Aufnahme) 21 Darauffolgend klickt man auf den Button „Align“ und wählt die Methode aus wie die Objekte ausgewählt werden, die als Fixpunkte dienen (z.B. Sollen die Objekte manuell oder automatisch ausgewählt werden). Abbildung 23 : Auswahl der Anhaltspunkte auf den zu steckenden Bildern (eigene Aufnahme) Anschließend wählt man das Feld „Combine“ aus. Dieses Feld dient dazu, die Methode, mit der die einzelnen Bilder zu einem großen Ganzen zusammengesetzt (gestackt) werden auszuwählen, um die bestmöglichen Helligkeitswerte und Schärfe für das endgültige Bild zu erreichen. Abbildung 24 : Methode zum Stacken der Bilder (eigene Aufnahme) 22 Um den Vorgang zu starten muss man auf den Button „Go“ klicken und der Vorgang startet. In diesem Abschnitt des stackens werden die gesamten Bilder unter Beachtung der vorgegebenen Kriterien zusammengesetzt. Die Länge des Vorgangs kann je nach Leistungsfähigkeit des Computers und der Anzahl der Bilder variieren. Nach der Fertigstellung des Vorgangs wird das fertige Bild angezeigt und man kann mithilfe des Histogramms die Helligkeit der Tiefen und Lichter einstellen, um möglichst viele Details zu erhalten. Abbildung 25 : Helligkeitsverteilung auf dem Bild (eigene Aufnahme) 23 Zuletzt wird das Bild noch gedreht. Dazu klickt man auf den Button „Edit“ und anschließend auf den Button „Mirror“, wodurch das Bild, aufgrund der falschen Ausrichtung, vertikal gespiegelt wird. Abbildung 26 : Spiegeln des Bildes (eigene Aufnahme) 4.2 Stacking mit dem Deep-Sky-Stacker Das Stacken wird hier Anhand des Orionnebels beschrieben. Am Anfang öffnet man den Deep-Sky-Stacker und klickt auf „Lightframes öffnen“. Anschließend wählt man die gewünschten Bilder aus und öffnet sie. 24 Abbildung 27 : Bilder auswählen (eigene Aufnahme) Danach kann man die Einstellungen verändern aber dies war bei unserer Bearbeitung nicht nötig. Daraufhin bestätigt man dies und die Bilder werden Registriert, was bedeutet, dass die Bilder passend zueinander ausgerichtet werden. Abbildung 28 : Einstellungen für das Stacken/Stacken starten (eigene Aufnahme) Im folgenden Verlauf werden die Bilder gestackt und am Ende wird das fertige Bild angezeigt. Dieses wird im „.FITS“ oder im „.TIF“ Format in 16 BIT gespeichert und anschließend in Photoshop geöffnet. Bei genauerer Betrachtung konnten wir bei unserem Ergebnis feststellen, dass das Zentrum des Nebels ausgebrannt20 war aber jedoch der Hintergrund gute Details darstellte. Aus diesem Grund haben wir uns nochmal alle Bilder angeschaut und die ausgewählt, wo das Zentrum des Nebels ausgeprägter und der Hintergrund etwas schwächer war. Anschließend werden diese Bilder erneut gestackt um später das fertige Bild aus diesem Vorgang mit dem Bild aus dem vorherigen Vorgang mit der Maskentechnik in Photoshop zusammenzulegen. 4.3 Maskentechnik mit Photoshop Die Maskentechnik kommt zum Einsatz wenn ein bestimmter Bereich eines Bildes überbelichtet, also ausgebrannt ist. Die Maskentechnik ist eine Art Stacking, jedoch wird dies nicht von einem Programm automatisch durchgeführt, sondern muss von Hand per Photoshop geschehen. 20 Ausgebrannt : Ein bestimmter Teil des Bildes ist überbelichtet (ausgebrannt) 25 Um die Maskentechnik anzuwenden muss zuerst Photoshop geöffnet werden. Anschließend wählt man das Bild mit der höchsten Helligkeit und das dunkelste Bild aus und öffnet diese, sodass das hellere Bild in der Hintergrund-Ebene liegt. Abbildung 29 : Auswahl des helleren und des dunkleren Bildes (eigene Aufnahme) Daraufhin klickt man auf das dunklere Bild, wählt es mit STRG-A aus und kopiert es mit STRGC. Im folgenden Schritt fügt man dies in den Hintergrund ein, jedoch bleibt Ebene 1 aktiviert (blau hinterlegt). Anschließend benennt man die Ebene 1 in „Ebene 1 kürzere Belichtungszeit“ um. Anschließend wird Maske erzeugt, die Maskenbox das eine indem man in klickt und auf Maskensymbol Nach der Abbildung 31 : Umbennung (eigene Aufnahme) klickt. Ausführung 26 von Abbildung 30 : Umbennenung (eigene Aufnahme) Abbildung 32 : Maske erzeugen (eigene Aufnahme) diesem Befehl erscheint eine leere weiße Maskenbox in „Ebene 1 kürzere Belichtungszeit“. Abbildung 33 : Maskenbox (eigene Aufnahme) Daraufhin wird die Hintergrundebene aktiviert (blau hinterlegt) und durch STRG-A wird das angezeigte Bild ausgewählt und mit STRG-C kopiert. Fortfolgend klickt man mit gedrückter ALT-Taste in die Maskenbox und mit STRG-V das Bild aus der Zwischenablage in die Box einfügen. Abbildung 34 : Bild wurde in die Maskenbox kopiert (eigene Aufnahme) 27 Anschließend wird eine Art Vorschaufenster des Bildes erzeugt, um die Bearbeitungsschritte zeitgleich zu erkennen. Dies macht man indem man auf „Fenster“, dann „Anordnen“ und zuletzt auf „Neues Fenster 25.02 TIF“ klickt. Abbildung 35 : Erzeugen eines zweiten Fensters (eigene Aufnahme) Im folgenden Schritt wird mit gedrückter ALT-Taste in die Maskenbox geklickt und daraufhin klickt man auf „Filter“, dann auf „Weichzeichnungsfilter“ und zum Schluss wählt man „Gaußscher Weichzeichner“ aus. Den Pixelradius wählt man auf 50 Pixel. Da die Bilder bei uns nicht perfekt ausgerichtet waren, haben wir durch einen Linksklick auf „Hintergrund“ und durch auswählen des Unterpunkts „Ebene aus Hintergrund“ den Hintergrund verschiebbar gemacht sodass wir die Bilder aneinander anpassen konnten. Dies klappt am besten wenn man sich eine markante Sternenkombination raussucht und versucht, dass alle Sterne überdeckt werden. Durch diese Maskentechnik kann man den ausgebrannten Kern um einiges detailreicher machen ohne den Hintergrund zu beeinflussen. 5. Auswertung der Himmelskörper 5.1 Auswertung des Flammennebels 28 Abbildung 36 : Gaußscher Weichzeichner (eigene Aufnahme) Abbildung 37 : Flammennebel (Fotomontage) [eigene Aufnahme] Wie im oben dargestellten befindet sich der Flammennebel oben links im Bild (Rot markiert). Der Flammennebel auch Flammender Baum genannt ist im „New General Catalogue of Nebulas and Clusters of Stars“(NGC) unter der Nummer 2024 vorzufinden. Der Nebel gehört zu der Gruppe der Emissionsnebel und hat eine Ausdehnung von 6,5 Lichtjahren. Seinen Namen bekam der Flammennebel, wie auch viele andere Objekte im Weltall durch sein Erscheinungsbild. Das Flammenartige Aussehen entsteht durch eine Wolke aus Staub und Gas die große Teile des Zentrums verdeckt. Die Entfernung zur Erde wird auf ungefähr 1500 Lichtjahre geschätzt. In der Nähe des Nebelzentrums befindet sich ein, mit weniger als einer Million Jahren, sehr junger Sternhaufen der jedoch von einer Staubwolke verdeckt ist. Man vermutet, dass der Stern IRS2b, einer der Sterne aus dem Sternhaufen und auch der Stern Alnitak den Nebel zum Leuchten anregen. Der Flammennebel wurde von Friedrich Wilhelm Herschel21 im Jahr 1786 entdeckt. Seine Winkelausdehnung entspricht etwa der des Mondes (ca. 30). Das heißt wenn seine scheinbare Helligkeit bei, anstatt bei 7 mag22, bei 6 mag läge (ab dem Helligkeitswert 21 Wilhelm Herschel : *15. November 1738 in Hannover † 25. August 1822 in Slough Magnitude : Maß für Helligkeit/Strahlungsleistung in der Astronomie; je kleiner der Wert, desto heller das Objekt 22 29 sind Objekte im Weltall sichtbar), dann könnte man den Flammennebel in ähnlicher Größe wie den Mond von der Erde aus sehen. Des Weiteren wurde NGC 2024 schon von einigen Namenhaften Teleskopen aufgenommen, wie zum Beispiel dem Chandra – Weltraumteleskop und dem Spitzer – Weltraumteleskop. 5.2 Auswertung des Pferdekopfnebels Abbildung 38 : Pferdekopfnebel (Fotomontage) [eigene Aufnahme] Zentral im Bild befindet sich deutlich sichtbar der Pferdekopfnebel. Der Pferdekopfnebel (B33) ist eine Dunkelwolke im Sternbild Orion die eine Ausdehnung von drei Lichtjahren hat, wobei der Kopf selbst eine Ausdehnung von näherungsweise zwei Lichtjahren hat und etwa 27-Mal so schwer wie unsere Sonne ist. Damit ist die Sonne um ein vielfaches größer als unser gesamtes Sonnensystem und zudem auch viel schwerer als die gesamte Materie in unserem Sonnensystem zusammen. Seinen Namen bekam der Nebel durch seine pferdekopfähnliche Form. Jedoch ist er durch seine kaum wahrnehmbare Helligkeit mit dem bloßen Auge nicht sichtbar, obwohl er von der Erde aus gesehen ca. ein Viertel so groß wie der Erdmond erscheint. 30 Entdeckt wurde der Nebel im Jahre 1887 von der schottisch/amerikanischen Astronomin Williamina Fleming23. B33 liegt von der Erde aus betrachtet in etwa 1500 Lichtjahren Entfernung und vor dem rötlich leuchtendem Emissionsnebel IC 434 der durch die Sterne Alnitak (ζ24 Orionis) und σ25 Orionis zum Aussenden von Licht erregt. Durch die Bewegung der Gase und des Staubs aus dem die Wolke besteht verändert sich seine Form immer mehr, sodass der Nebel in einiger Zeit seine Pferdekopf-Form verlieren wird. Dies ist die Folge des durchgehenden Auftreffens von geladenen Teilchen aus dem Emissionsnebel IC 434. Experten gehen davon aus, dass sich die heutige Struktur zum größten Teil in ungefähr fünf Millionen Jahren aufgelöst haben soll. Die Dunkelwolke beinhalten unter anderem auch Globulen. Das heißt, dass dort neue Sterne entstehen. Der Hauptbestandteil von B33 ist molekularer Wasserstoff. Außerdem enthält er Kohlenwasserstoffverbindungen und geringe Mengen an Schwefel und Sauerstoff. Im Inneren der Wolke herrschen Temperaturen von ca. -258 °C und in den äußeren Teilen etwa -173°C. Der Pferdekopfnebel wurde schon zum Motiv von bekannten Teleskopen wie dem Hubble – Teleskop oder dem Very Large Teleskop. 5.3 Auswertung des Sterns Alnitak Der Stern Alnitak rechts vom Flammennebel vorzufinden. Wie schon erwähnt regt er den Emissionsnebel IC 434 Aussenden von Licht an. Abbildung 39 : Stern Alnitak (Fotomontage) [eigene Aufnahme] 23 Williamina Fleming : *15. Mai 1857 in Dundee †21. Mai 1911 in Boston ζ ist das Zeichen für den griechischen Buschstaben Zeta (6. Buchstabe des griech. Alphabets) 25 σ ist das Zeichen für den griechischen Buchstaben Sigma (18. Buchstabe des griech. Alphabets) 24 31 zum 5.4 Das Endergebnis Abbildung 40 : Pferdekopfnebel und Umgebung: 14.01.2015 | 19:43-21:13 MEZ | 75 Aufnahmen | C11 Edge HD mit Hyperstar-Aufsatz | CCD SBIG STF-8300 M | Foto : Christian Zahn, Tobias Stamp | CFG-Wuppertal | Koordinaten : 51° 13‘ 50,25“ Nord 07° 08‘ 29,01“ Wie das Bild verdeutlicht ist das Endergebnis fast perfekt. Ein kleines Problem bei der Aufnahme des Pferdekopfnebels war, dass die Kollimation der optischen Achsen von Kamera und Teleskop nicht perfekt übereingestimmt haben. Das bedeutet, dass die Spiegelstellung von Kamera und Teleskop nicht genau aufeinander abgestimmt waren und somit bei genauerem betrachten der Aufnahme wenige Sterne ins Auge fallen, die nicht rund sondern leicht oval sind. Trotzdem bleibt zu sagen, dass sich das Ergebnis sehen lassen kann, obwohl der Standort Wuppertal nicht den Besten Ruf hat wenn es um die Aufnahme von Galaktischen Nebeln geht. An einem weiteren Abend haben wir außerdem noch einige Aufnahmen des Pferdekopfnebels mit der Canon EOS 450D gemacht. Dabei handelt es sich um Farbaufnahmen und nicht um S/W – Aufnahmen. Nach der Aufnahme haben wir die Bilder anschließend mit dem „Deep-Sky-Stacker“ gestackt, um bessere Helligkeitswerte zu erzielen ohne dabei Verluste an bei der Qualität machen zu müssen. 32 Abbildung 41 : Pferdekopfnebel : 11.02.2015 | 20:00-21:00 MEZ | 34 Aufnahmen | ISO-Werte: 400-800 | Gesamtbelichtungszeit: 1005 sec | C11 Edge HD mit Hyperstar-Aufsatz | Canon EOS 450D | Foto : Christian Zahn, Tobias Stamp | CFG-Wuppertal | Koordinaten : 51° 13‘ 50,25“ Nord 07° 08‘ 29,01“ Wie auf Abbildung 41 zu sehen sind die Helligkeitswerte nicht so gut wie auf dem zuvor dargestellten S/W – Bild. Genau aus diesem Grund haben wir uns dagegen entschieden das Farbbild als Endergebnis zu benutzen. Außerdem fällt auch die niedrigere Detailtreue auf, was ein weiteres K.O. Kriterium war. Trotzdem bleibt anzumerken, dass, obwohl viele Kritiker solche Ergebnisse in Wuppertal für fast unmöglich halten, das Bild selbst mit anderen öffentlichen Bildern des Pferdekopfnebels konkurrieren kann und das trotz der nicht optimalen Standortbedingungen. Vergleichsobjekt : http://www.sternwarte-singen.de/images/pferdekopfnebel_maxi_2711206to2_vss2006.jpg 33 5.5 Auswertung des Runningman Nebels Das Rot–markierte Feld zeigt den Runningman-Nebel(NGC Dieser Nebel ist 1973/5/7). ein diffuser Nebelkomplex im Sternbild Orion und besteht aus drei einzelnen Nebeln, die im NGC unter den Nummern 1973, 1975 und 1977 aufgeführt sind. Die einzeln aufgeführten Nebel sind außerdem auch sichtbar voneinander getrennt, da dunkle, nicht leuchtende Staubwolken zwischen ihnen liegen, wobei NGC 1973 im Nord-Osten der Wolke zu finden ist, NGC 1975 im Nord-Westen und NGC 1977 im Süden. Der 1500 Lichtjahre entfernte Nebel wurde am 18. Januar 1784 von Wilhelm Herschel entdeckt. Abbildung 42 : Runningman Nebel (Fotomontage) [eigene Aufnahme] 5.6 Auswertung des Orionnebels In diesem markierten Bereich des Bildes zu sehen ist der Orionnebel (M42). Dieser gehört zu den Emissionsnebeln und ist im Sternbild Orion vorzufinden. Der Orionnebel hat einen Durchmesser von 30 Lichtjahren und ist ca. 1350 Lichtjahre von der Erde entfernt. Damit ist seine scheinbare Größe doppelt so groß wie die des Mondes. Allerdings ist ein Großteil des Nebels nicht mit bloßem Auge erkennbar, da nur das Zentrum mit einer scheinbaren Helligkeit von vier mag hell genug ist. Er besteht aus zwei Einzelobjekten, die unter anderem im Messier Katalog und im New General Catalogue of Nebulas and Clusters unter den Bezeichnungen M42/M43 bzw. NGC1976/NGC1982 gelistet sind. Diese Zweiteilung der Nebel kommt zu Stande, da sie von einer nicht leuchtenden Staubgrenze getrennt werden und außerdem von unterschiedlichen Sternen ionisiert werden. So wurde der nördliche und 34 zudem auch kleinere Teil, der von dem Stern Nu Orionis zum Leuchten gebracht wird, von Messier als M43 betitelt. M43 wird auch De-MairansNebel genannt, da der Geophysiker de Mairan26 M43 zuerst als einzelnen Nebel wahrnahm. Der südliche und auch größere Teil des Orionnebels ist M42. Dieser wird von dem, in seinem Zentrum befindlichen Sternhaufen zum Leuchten gebracht. Unter anderem auch von dem 40 Sonnenmassen schweren und zur Spektralklasse 0 gehörendem Hauptreihenstern27 ϑ Orionis. Seine Form bekommt M42, weil die Sterne in seinem Zentrum das Gas aus der Wolke, durch ihren Strahlungsdruck, von sich weg treiben. Im Orionnebel lassen sich auch Abbildung 43 : Orionnebel (Fotomontage) [eigene Aufnahme] Globulen finden, denn er zählt zu einem der aktivsten Sternentstehungsregionen in der Nähe der Sonne. Dadurch lässt sich auch bereits ein Sternhaufen im Nebel finden der ungefähr eine Million Jahre alt ist. 1610 dokumentierte Nicolas-Claude Fabri de Peiresc28 den Orionnebel, aber dadurch, dass er hell genug ist um vom Menschen ohne Teleskop gesehen zu werden, lässt sich vermuten, dass er schon vorher im Himmel gesehen wurde. Das Erste von ihm aufgenommene Bild, welches außerdem als Erste Deep-Sky-Fotografie gilt, entstand 1880. Durch seine Größe und relativ geringe Entfernung zur Erde ist der Orionnebel einer der besterforschtesten Gaswolken. Außerdem wurde der Orionnebel bereits von einigen bekannten Teleskopen aufgenommen. Unter diesen ist auch das Hubble-Weltraumteleskop. 26 Jean Jacques d’Ortous de Mairan : *26.November 1678 in Beziers †20. Februar 1771 in Paris Sterne die ihre Energie durch Kernfusionen von Protonen freisetzen 28 Fabri de Peiresc *1580 in Belgentier †1637 in Aix-En-Provence 27 35 5.7 Das Endergebnis Abbildung 44 : Orionnebel : Sternwarte : 11.02.2015 | 20:00-21:00 MEZ | C11 Edge HD mit Hyperstar-Aufsatz | Canon EOS 450 M | Foto : Christian Zahn, Tobias Stamp | CFG-Wuppertal |87 Aufnahmen | Koordinaten : 51° 13‘ 50,25“ Nord 07° 08‘ 29,01“ 36 Das Endergebnis ist in unseren Augen so gut wie perfekt. Lediglich ein kleiner Fehler ist uns unterlaufen, der auf etwas unsaubere Arbeit unsererseits zurückzuführen ist. Das Bild ist nämlich nicht perfekt ausgerichtet. Für eine perfekte Ausrichtung hätten wir die Kamera in der Halterung des Teleskops etwas drehen müssen. Jedoch ist auch vieles sehr gelungen. Zum einen sind alle Sterne punktförmig und die Kontraste und Farben im Bild sind sehr gut erkennbar. Andererseits sind selbst kleinste Details im Zentrum des Nebels erkennbar. 6. Fazit Zusammenfassend lässt sich sagen, dass wir durch den Projektkurs viel Erfahrung sammeln konnten und außerdem noch eine Menge Spaß dabei hatten. Vor allem haben wir viel über die verschiedenen Aufnahmetechniken und über die Bildbearbeitungsprogramme gelernt. Außerdem sind wir auch sehr zufrieden mit den verschiedenen Aufnahmen der Deep-Sky Objekten und nicht zuletzt auch mit der fertigen Projektarbeit. 7. Danksagung Zum Schluss möchten wir uns noch bei allen Bedanken, die uns ermöglichten die Projektarbeit zu schreiben und natürlich an alle, die uns während unserer Facharbeit tatkräftig unterstützt haben. Vor allem möchten wir Herrn Koch danken, der uns bei Fragen nie im Stich gelassen hat und uns bei der Auswertung der Aufnahmen sowie bei der Anfertigung der Projektarbeit half. Nicht außer Acht zu lassen ist außerdem Herr Winkhaus, durch den es uns überhaupt ermöglicht wurde diesen Projektkurs zu wählen, da er sich mit der Planung und Finanzierung der Sternwarte besonders auseinander setzte. Des weiteren wollen wir allen Sponsoren danken, die der Finanzierung der Sternwarte zu Gute kamen. 37 8. Abschlusserklärung Hiermit versichern wir Christian Zahn und Tobias Stamp, dass wir diese Arbeit selbständig angefertigt, keine anderen als die von mir angegebenen Quellen und Hilfsmittel benutzt und die Stellen an der Facharbeit, die in Wortlaut oder dem Inhalt nach aus anderen Werken entnommen wurden, in jedem einzelnen Fall mit genauer Quellenangabe kenntlich gemacht habe. Sämtliche verwendete Informationen aus dem Internet sind der Arbeit als PDF auf einer CD beigefügt. Wir sind damit einverstanden / nicht einverstanden*, dass die von uns verfasste Projektarbeit der schulinternen Öffentlichkeit in der Bibliothek der Schule zugänglich gemacht wird. Ort, Datum, Unterschrift Christian Zahn Tobias Stamp * Nicht zutreffenden bitte Streichen Für Rückfragen oder andere Anmerkungen stehen wir gerne zur Verfügung Christian Zahn : [email protected] Tobias Stamp : [email protected] 38 9. 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