Facharbeit Maximilian Mohr, Paul

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Carl-Fuhlrott-Gymnasium Jahrgangsstufe 12
Wuppertal Schuljahr 2010 / 2011
Facharbeit im Leistungskurs Physik
Thema:
Aufnahme, Kalibrierung und Auswertung von
Deep-Sky-Astroaufnahmen
Verfasser:
Maximilian Mohr (0151 17140479)
Paul-Anselm Ziegler (0163 1453168)
Kursleiter:
Michael Winkhaus
Foto: Paul-Anselm Ziegler
1. Einleitung
Wer einmal eine Astrofotografie des Hubble-Weltraumteleskops gesehen hat, wird die
Faszination nachempfinden, die von den leuchtenden, fremden, fast magischen
„Welten“ ausgeht. Der Sternhimmel hat schon zu Urzeiten die Blicke der Menschen ebenso
angezogen.
Wir vom Carl-Fuhlrott-Gymnasium haben wie wenige Schüler in Deutschland, vielleicht auch
der ganzen Welt, die ungewöhnliche Chance, durch unsere Sternwarte auf dem Dach der
Schule selbst in den Weltraum zu schauen. Und das tiefer als berühmte frühere Astronomen,
was ausdrücklich den Respekt der Heutigen vor der Leistung dieser großen Wissenschaftler
noch erhöht.
Als Mitglieder der Astronomie-AG von Herrn Winkhaus, dem wir persönlich viel verdanken,
wollten wir uns der Herausforderung stellen, selbst eine Astrofotografie aufzunehmen, die
sogar wissenschaftlichen Ansprüchen standhält.
Diese Arbeit war nicht einfach und sehr zeitraubend, aber außergewöhnlich spannend. Für
diese Herausforderung im Rahmen unserer Facharbeit sind wir dankbar.
Das gilt besonders für die Betreuung durch Bernd Koch.
Außerdem gilt unser Dank unserer Schule und den Sponsoren für die Errichtung der unserer
Kenntnis nach einzigen, derart professionell ausgestatteten und von Herrn Winkhaus
geplanten und realisierten Schulsternwarte.
Begründung des Themas
Durch den Besuch der Kurse von Herrn Koch war uns klar, dass wir die von uns beabsichtigte
Astrofotografie nur dann realisieren können, wenn wir die nicht einfache Technik
beherrschen. Das verlangt genaue Detailkenntnisse auch der Geräte, die konsequente
Verfolgung von Schritten der Bildbearbeitung und, vor diesem Hintergrund, auch das Wissen
um physikalische Gesetzmäßigkeiten. Deshalb ist ein Schwerpunkt dieser Arbeit auch die
Dokumentation vieler einzelner Ablaufschritte.
Die Wahl unseres Zielobjektes fiel nicht zufällig auf den Orionnebel. Für uns, wie für die
meisten der Menschen, die sich für die Astronomie interessieren, ist dieser Nebel das
vielleicht schönste von der Erde aus sichtbare Objekt am Nordhimmel. Diese Bewunderung
verstärkt sich für jeden, der darüber nachdenkt, dass das, was wir fotografiert haben, in einer
für uns Menschen unvorstellbar großen Entfernung leuchtet, in der sogar neues „Leben“ in
Form neuer Sterne entsteht.
1
Inhaltsverzeichnis
1. Einleitung
S.1
2. Inhaltsverzeichnis
S.2
3. Das Aufnahmeobjekt Orionnebel M42
S.3
3.1. Charles Messier und sein Katalog
S.3
3.2. Der Orionnebel Messier 42
S.4
4. Aufnahmetechnik
S.5
4.1. Allgemeine Grundlagen der Astrofotografie
S.5
4.2. Die Digitalkamera EOS 450D
S.5
4.2.1. Funktionsweise der Canon EOS 450D
S.6
4.2.2. Aufnahmesoftware (EOS Utility)
S.10
4.3. Teleskope und Filter
S.12
4.3.1. Der apochromatische Refraktor Pentax 75 SDHF S.12
4.3.2. Celestron 11 Edge HD
S.14
4.3.3. Filter
S.16
4.4. Montierung AP900
S.18
4.5. Anordnung am Pentax
S.20
5. Planung und Durchführung der Aufnahmen
S.20
5.1. Checkliste Beobachtungsnacht
S.20
5.2. Aufnahmebedingungen
S.21
5.3. Probleme bei der Durchführung der Aufnahmen
S.25
5.4. Durchführung der Aufnahmen
S.25
6. Sichtung der Aufnahmen
S.31
6.1. Aussortierung von unscharfen und verwackelten Bildern S.31
6.2. Identifizierung bekannter Objekte
S.32
6.3. Identifizierung unbekannter Objekt
S.34
7. Erstellung eines Summenbildes von M42
S.37
7.1. Auswahl geeigneter Bilder
S.37
7.2. Stacking mit Deep-Sky-Stacker
S.38
7.3. Nachbearbeitung des gestackten Bildes
S.41
8. Vergleich C11 Edge HD von Celestron /Pentax 75 SDHF
S.43
9. Ergebnis
S.44
9.1. Fertiges Ergebnisbild
S.44
9.2. Auswertung des Ergebnisbildes
S.45
10. Schlussüberlegungen
S.45
11. Abschlusserklärung
S.46
2
3. Das Aufnahmeobjekt Orionnebel M42
3.1 Charles Messier und sein Katalog
1
Charles Messier wurde am 26.Juni 1730 in Badonviller in
Lothringen in Frankreich als das zehnte von zwölf Kindern
von Nicolas Messier und Francoise Grandblaise geboren.
Nach dem frühzeitigen Tod seines Vaters, als Charles 11 war,
übernahm der 26 Jahre alte Bruder Hyacinthe die Rolle des
Vaters. In Folge eines Unfalls, bei dem sich Charles den
Oberschenkelknochen eines Beines brach, wurde er aus der
Schule genommen und daraufhin von seinem älteren
Bruder unterrichtet, wobei dieser besonderen Wert auf
administrative und methodische Arbeit legte. Hierbei wurde
wahrscheinlich der Grundstein für seine späteren genauen
Beobachtungen und Aufzeichnungen gelegt.
Abbildung 1 : Charles Messier
Als der große Komet von 1744 auftauchte, der sogar „am
Tage weithin sichtbar war“2, wurde das Interesse des Dreizehnjährigen Charles Messier an
der Astronomie geweckt, insbesondere an Kometen.
Er begann eine regelrechte Jagd nach ihnen: Zwischen 1758 und 1804 beobachtete er 44
Kometen, von denen er zwischen 1760 und 1798 14 neue entdeckte.
Bei seinen Beobachtungen fielen ihm auch häufig kometenähnliche Objekte auf, die er anfing
in einem Katalog aufzulisten, um sie nicht mit Kometen zu verwechseln.
Diese kometenähnlichen Objekte waren neben Sternhaufen und Galaxien häufig Nebel, was
dem Katalog den Spitznamen „Nebel“-Katalog eingebracht hat. Heute sind sie allgemein als
Messier-Objekte bekannt. Die Namen der Objekte haben dann vorausgehend eine Nummer
vor denen ein M (für Messier) steht (so zum Beispiel: M42 – Orionnebel).
Als er am 28. August 1758 den von de la Nux entdeckten Kometen beobachtete, fand
Messier zufällig ein nebliges Objekt und zeichnete es in seine Sternkarte ein.
Dieses Objekt war der vom englischen Arzt und Amateurastronomen John Davis schon im
Jahre 1731 entdeckte Krebsnebel, der auch den „Anstoß“ zu seinem Nebelkatalog gab.
Erst im Mai 1764 begann Messier systematisch nach kometenähnlichen Objekten zu suchen,
und 1771 wurde sein Katalog mit 45 Objekten von der französischen Akademie der
Wissenschaften veröffentlicht. Später publizierte er im Jahr 1780 seinen erweiterten und 68
Objekte umfassenden Katalog, der stetig im Laufe der Zeit vergrößert wurde und mit M110
im Jahr 1966, also fast 200 Jahre nach seiner Erstveröffentlichung, beendet wurde.
Heute zählt der Messier-Katalog mit seinen teils wunderschönen Nebeln und Sternhaufen zu
den wahrscheinlich berühmtesten aller astronomischen Kataloge.
1
2
Abbildung 1 : http://astronomy.meta.org/monatlich/0911_monatsthema_k.jpg, 01.05.2011
Bernd Koch, Stefan Korth, Die Messier Objekte. Kosmos-Verlag, Stuttgart (2010), Seite 4
3
3.2 Der Orionnebel Messier 42 3
Übersicht4
Name
Messier-Nummer
NGC-Nummer
Sternbild
Objektklasse
Rektaszension
Deklination
Ausdehnung
Entfernung
Orion-Nebel
M42
1976
Orion
Emissionsnebel
05h 35,3m
-05°23‘
90x60‘
1350Lj
Abbildung 2: Orionnebel, Aufnahme des
Hubble-Weltraumteleskops im UV-,
Normal- und Infrarotbereich
Allgemeine Informationen5678
Der Orionnebel ist das von Astronomen meist beobachtete Objekt am nördlichen
Sternenhimmel. Entdeckt wurde er im November des Jahres 1610 von Nicolas-Claude Fabri
de Peiresc (1580-1637), einem französischen Gelehrten. Im Jahre 1774 wurde der Orionnebel
in Charles Messiers Katalog unter der Bezeichnung Nummer 42 aufgenommen.
Der Orionnebel ist ein sogenannter Emissionsnebel, bestehend vorwiegend aus Wasserstoff,
welcher in diesem Fall durch die vier Trapezsterne zum Eigenleuchten angeregt wird. Der
sichtbare Teil des Spektrums des Nebels macht nur einen kleinen Teil einer weitaus größeren
„H II Wolke“ aus.9
Das größte Interesse der Wissenschaft am Orionnebel liegt wohl darin, dass es sich bei M42
um ein Sternentstehungsgebiet handelt. Dabei war die größte Entdeckung, dass man
Protoplanetare Scheiben entdeckt hat. Dies sind Ansammlungen von Gas und Staub, die sich
im Laufe der Zeit zu einem Planetensystem entwickeln können.10
Das Zentrum des Emissionsnebels besteht aus vier Trapezsternen, „Θ
Θ1 Orionis A“, „Θ
Θ1 Orionis
B“, „Θ
Θ1 Orionis C“ und „Θ
Θ1 Orionis D“, welche wie ein Trapez angeordnet sind und einen
optischen Mehrfachstern ergeben. Der Doppelstern „Θ
Θ1 Orionis C“ ist der hellste Stern der
vier. Erstaunlicherweise sind „Θ
Θ1 Orionis A“, „C“ und „D“ Doppelsterne, wovon „Θ
Θ1 Orionis
A“ ein bedeckungsveränderlicher Doppelstern ist. Das sind Doppelsterne, die sich auf
Kreisbahnen bewegen, die so abgewandt zu uns im Raum liegen, dass man nur über
Helligkeitsmessungen herausfinden kann, ob es sich um einen bedeckungsveränderlichen
3
Abbildung 2 : http://www.raumfahrtinfos.de/bilder/orion_nebel1.jpg, 01.05.2011
Bernd Koch, Stefan Korth, Die Messier Objekte. Kosmos-Verlag, Stuttgart (2010), Seite 86
5
vgl. http://www.maa.clell.de/Messier/D/m042.html, 01.05.2011
6
vgl. http://www.weltderphysik.de/de/3098.php
7
vgl. http://www.astropix.com/HTML/B_WINTER/TRAPEZ.HTM
8
vgl. http://www.astronomie-heute.de/artikel/1046945
9
http://www.astro-hungeling.de/deepsky/messier/m42.html, 01.05.2011
10
http://www.tat.physik.uni-tuebingen.de/~kley/lehre/planeten/folien/kap4.pdf, 01.05.2011
4
4
Doppelstern handelt. Solche Sterne schwanken in ihrem Helligkeitswert, da sie sich beim
gegenseitigen Umlauf voreinander schieben können. „Θ
Θ1 Orionis B“ ist sogar ein
Vierfachstern.
4. Aufnahmetechnik
4.1 Allgemeine Grundlagen der Astrofotografie
In der Astrofotografie werden im Deep-Sky-Bereich Objekte fotografiert, die relativ
lichtschwach und somit auch relativ schwer zu fotografieren sind.
Um gute Resultate zu erzielen, benötigt man sehr gute Geräte, also eine manuell einstellbare
empfindliche Kamera, ein lichtstarkes und optisch perfekt abbildendes Teleskop und eine
gute, standfeste Montierung.
4.2 Die Digitalkamera Canon EOS 450D11
Die Aufnahmen wurden mit einer digitalen
Spiegelreflexkamera EOS 450D von Canon
aufgenommen.
Um sie für astronomische Aufnahmen besser nutzen
zu können, wurde sie speziell modifiziert, denn
normale Kameras nehmen dank eines Filters, der sich
vor dem Bildsensor befindet, nur den für das
menschliche Auge sichtbaren Teil des Lichtes auf.
Bei der Modifikation wird dieser Filter durch einen
anderen ersetzt, der über einen größeren
Wellenlängenbereich das Licht passieren lässt.
Dadurch fällt mehr Licht auf den Bildsensor, was die
Lichtempfindlichkeit „steigert“.12
Steckbrief: Canon EOS 450D
Bildsensortyp: CMOS-Sensor
Sensorgröße: 22,2 x 14,8 mm
Pixel effektiv: 12,2 Megapixel
Auflösung:
4.272 x 2.848 Pixel
Pixelgröße: 5,2 µm
11
12
Abbildung 3: Canon EOS 450D
Abbildung 3 : Foto : Paul-Anselm Ziegler
http://www.canon.de/For_Home/Product_Finder/Cameras/Digital_SLR/EOS_450D/index.aspx?specs=1
5
4.2.1 Funktionsweise der Canon EOS 450D
Der Hauptbestandteil der Canon EOS 450D ist ihr CMOS-Bildsensor. „CMOS“ ist die
Abkürzung für „Complementary Metal Oxide Semiconductor“, welche das
Herstellungsverfahren des Chips beschreibt, bei dem die Transistoren paarweise
komplementär zueinander angeordnet werden.13
Der CMOS-Sensor ist im Aufbau dem CCD-Sensor sehr ähnlich. CCD- und CMOS-Sensor
bestehen aus eine Vielzahl an Fotodioden, die die Lichtenergie der Photonen in elektrische
Ladungen umwandeln. 14 Die nach Albert Einsteins Quantentheorie dabei entstehenden
Elektronen können das Trägermaterial Silizium des Chips aber nicht verlassen15 und sammeln
sich dann, bis die Aufnahme beendet wird und die „gesammelten“ Elektronen, als
ermittelten Helligkeitswert, ausgelesen werden.
Der grundlegende Unterschied zum CCD-Sensor ist die separate Verdrahtung jedes einzelnen
Pixels. Hierdurch wird es möglich, neben dem „Sammeln“ von Photonen z.B. weitere
Verarbeitungs- und Kontrollschritte für jeden Pixel parallel auszuführen, oder auch jeden
einzelnen Pixel direkt anzusteuern.
Da bis jetzt aber nur Helligkeitswerte erfasst wurden, muss das Graustufenbild in ein Farbbild
umgewandelt werden. Dies geschieht mit Hilfe von Mikrofarbfiltern, die vor jedem einzelnen
Pixel angebracht sind
16
Abbildung 4: Die nach ihrem Erfinder Bryce E. Bayer benannte und von Kodak am 5. März 1975 als Patent
eingereichte Bayer-Matrix
Es gibt drei verschiedene Filter: Einen, der nur rotes Licht hindurch lässt, einen für grünes,
und einen für blaues Licht. Die verschiedenen Mikrofarbfilter sind nach dem Raster der
Bayer-Matrix angeordnet, das heißt, es gibt eine Reihe mit Grün-Blau-Grün-Blau-Grün-Blau
13
Axel Martin, Bernd Koch: Digitale Astrofotografie. Oculum-Verlag, Erlangen. S.28
vgl. Axel Martin, Bernd Koch, Digitale Astrofotografie, Oculum Verlag, S. 24
15
vgl. Axel Martin, Bernd Koch, Digitale Astrofotografie, Oculum Verlag, S. 28
16
Abbildung 4 : http://www.patana.ac.th/secondary/science/anrophysics/ntopic14/images/483pxBayer_matrix_svg.png, 01.05.2011
14
6
und so weiter, auf die eine Reihe mit dem Muster Rot-Grün folgt. Bei der Bayer-Matrix sind
also die Hälfte der Pixel für Grün empfindlich, Rot und Blau belegen jeweils 25%.
Bis jetzt besteht dieses Rohbild aber nur aus Graustufen, in denen als zusätzliche Information
die jeweilige Farbe des Farbfilters gespeichert ist.
Um ein Farbbild aus dem Raw-Image-Format CR2, also dem Rohbild-Format von Canon,
entwickeln zu können, muss eine Farbinterpolation, auch als „Debayering“ bezeichnet,
durchgeführt werden. Das heißt, es werden in einem mathematischen Vorgang aus den
Helligkeitswerten der umliegenden Pixel für die jeweils fehlenden zwei Farben
wahrscheinlich passende Werte errechnet.
Abbildung 5: Beispiel eines Bildsensors mit Bayermatrix17
Um für den Grünen Pixel P5 die Rot- und Blauwerte zu ermitteln, werden die Rot- und
Blauwerte der anliegenden Pixel benutzt. Hier wird davon ausgegangen, dass zwischen zwei
benachbarten Pixeln kein großer Farbunterschied auftritt, was aber nicht für jedes Bildmotiv
gilt. Ein Beispiel für die allgemeine oder auch bilineare Interpolation:18
Berechnung für den grünen Pixel P7:
R= G= P7
B=
Bei dieser Berechnung werden die Helligkeitswerte der benachbarten Pixel einer Farbe
addiert und dann durch ihre Anzahl dividiert, also insgesamt ein Mittelwert gebildet.
Somit erhält man für die fehlenden Farben einen Durchschnittswert der umliegenden Pixel.
17
18
Abbildung 5: Grafik: Maximilian Mohr
vgl. http://www.matrix-vision.com/info/articles/pdf/art_bayermosaic_de.pdf
7
Berechnung für den blauen Pixel P6:
R=
G=
B= P6
Hierbei wird die eigentlich geringere Auflösung „hochgerechnet“, um die volle Auflösung zu
erreichen. Da man dabei aber nach Wahrscheinlichkeiten vorgeht, die sich an fließenden
Farbverläufen orientieren, kann es bei relativ harten Übergängen zu Farbverfälschungen oder
sog. Moiré-Mustern kommen. Um diese Fehler abzuschwächen, ist ein „AntialiasingFilter“ vor dem Bildsensor angebracht, der scharfe Kanten verwischt, was dazu führt, dass die
Farben leicht mit einander vermischt werden und damit harte Übergänge vermieden werden.
Diese sich daraus ergebende leichte Unschärfe wird jedoch durch eine kamerainterne
Bildbearbeitung wieder behoben. Da sich durch diesen von Canon standardmäßig
eingebauten Filter aber auch die Transmission bei Hα auf 25% reduziert, wurde er gegen den
ACF-Filter der Firma Baader Planetarium ausgetauscht19 . Dieser hat bei der wichtigen
Wasserstoff-Linie Hα bei 656,28nm eine Transmission von 98%, wodurch z.B. der Orionnebel
seine leuchtend rote Farbe erhielt, bzw. diese nicht abgeschwächt wurde.
Abbildung 6: Vergleich der Transmission des Canon-Original-Filters (roter Graph) und des für die Astrofotografie
eingesetzten ACF-Filters (schwarzer Graph)20
19
20
http://www.baader-planetarium.de/sektion/s45/s45.htm
Abbildung 6 :
8
Ein weiteres Problem der Kamera ist das sogenannte „Rauschen“. Dieses tritt bei dieser
eigentlich für Tageslicht konstruierten Kamera erst bei stark vom üblichen Einsatz
abweichenden, wie Axel Martin und Bernd Koch beschreiben „extremen Bedingungen, wie
z.B. langen Belichtungszeiten und/oder hohen Empfindlichkeitseinstellungen“ 21 störend
sichtbar auf. Eigentlich gleich helle und farbige Pixel weisen dann Helligkeits- und
Farbunterschiede auf. Hierbei spricht man auch von „Helligkeits- und Farbrauschen“. Je höher
die vom Benutzer eingestellte Empfindlichkeit, desto mehr werden die Signale des einzelnen
Pixels verstärkt, und desto mehr werden auch die fehlerhaften Signale mit verstärkt.
Bei längerer Belichtungszeit wird die Wahrscheinlichkeit, dass durch thermische Energie
Elektronen spontan freigesetzt werden und sich zu den durch Lichtenergie freigesetzten
Elektronen, und damit dem eigentlichen Signal, „hinzuaddieren“. Bei zusätzlich höherer
Empfindlichkeit wird dieser sog. Dunkelstrom weiter verstärkt. Ab einer gewissen
Empfindlichkeit und Belichtungszeit wird das Bildrauschen so stark, dass Details und
Kontraste im Bild sichtbar verloren gehen.
Die Empfindlichkeit der Digitalkamera wird wie bei dem in analogen Kameras verwendeten
Film in einem Wert für die ISO-Empfindlichkeit angegeben. Die Empfindlichkeit ist im
Gegensatz zu den früher hauptsächlich verwendeten Filmen variabel durch die Einstellung
der Vorverstärkung der Fotodiode im einzelnen Pixel. Die einstellbare
Empfindlichkeitsbereich der Canon EOS 450D liegt zwischen ISO 100 und ISO 1600. Je höher
der ISO-Wert ist, desto empfindlicher ist die Kamera, desto kürzer kann man also belichten.
Jedoch erhöht sich das Rauschen mit zunehmender Empfindlichkeit, was einen Kompromiss
zwischen den beiden Komponenten erforderlich macht.
Wenn man mit der Kamera fokussieren, also scharf stellen möchte, funktioniert dies
normalerweise sehr gut mit dem Autofokus. Da man aber mit dem Pentax 75 SDHF den
Autofokus nicht verwenden kann, weil dieser bei der geringen Helligkeit des Objekts M42
sowieso nicht arbeiten würde, muss man manuell fokussieren. Mit der Funktion „Live-View“,
die das Bild direkt (engl. live – direkt, mitlaufend) auf dem LCD-Bildschirm der Kamera
anzeigt, kann man, wenn man einen genügend hellen Stern betrachtet, scharfstellen. Hierbei
empfiehlt es sich, durch den digitalen Zoom, den Bildausschnitt zu vergrößern, um genauer
zu arbeiten.
21
Axel Martin, Bernd Koch, Digitale Astrofotografie, Oculum Verlag, S. 39
9
4.2.2 Aufnahmesoftware (EOS Utility)
Abbildung 7: Startmenü von EOS Utility22
Die Aufnahme der Bilder erfolgt über die vom Hersteller Canon, mitgelieferte Software „EOS
Utility“. Dazu schließt man die Kamera per USB-Kabel an den Computer an und schaltet diese
ein. Dann führt man die Software „EOS Utility“ über das dazugehörige Icon aus und wählt als
erstes die Option „Kamera-Einstellungen/Fernaufnahme“. Dadurch gelangt man in das
Aufnahme-Menü.
Hier hat man jetzt eine Übersicht über die Blende, den Iso-Wert, die Belichtungszeit und
andere wichtige Informationen. Doch bevor man jetzt mit den Aufnahmen anfangen kann,
muss man noch ein paar Voreinstellungen vornehmen. Als erstes empfiehlt es sich an dieser
Stelle den Speicherort auszuwählen. Als nächstes sollte man überprüfen, ob die Kamera auch
die Bilder in Form von „Raw +L“ aufnimmt. Das „L“ steht dafür, dass das Bild zusätzlich zur
„RAW“-Datei noch als „JPG“-Datei mit hoher Qualität gespeichert wird. Wenn das soweit
alles stimmt, kann man jetzt an die Fokussierung gehen. Dazu wählt man unten die
Einstellung „Remote Live View-Aufnahme“. Jetzt öffnet sich ein neues Fenster und man sieht,
was man auch sehen würde, wenn man direkt durch das Teleskop guckt. Unterhalb des
Bildes finden sich jetzt noch ein paar weitere Schaltflächen, wovon die mit der
„Lupe“ sinnvoll ist, weil das Bild dadurch vergrößert wird und man so besser scharfstellen
kann. Jetzt kann man sich nach das Histogramm anzeigen lassen. Dabei besteht die
Möglichkeit zwischen Helligkeit und RGB.
22
Abbildung 7: Screenshot
10
23
Abbildung 9: Aufnahmemenü EOS
Utility
24
Abbildung 8: Remote Live View-Menü
Bei Astroaufnahmen sollte man sich hier an der Helligkeit orientieren und darauf achten,
dass das Maximum des Histogramms ungefähr in der Mitte des Histogramms ist, da die
Sterne sonst ausbrennen, sprich einfach nur noch weiße Flecken sind Das Histogramm gibt
die Helligkeit des Bildes wieder. Auf der X-Achse ist von links nach rechts die Helligkeit von
Dunkel bis Hell aufgetragen. Je nach „Bit“-Anzahl ist das Maximum anders. Bei „8-Bit“ ist der
Maximalwert 255, bei „16-Bit“ beträgt das Maximum 65535. Auf der Y-Achse ist die Anzahl
der Pixel aufgetragen, die diesen Helligkeitswert aufweisen.
Abbildung 10: Histogramm im Remote Live View-Menü des EOS Utility25
23
Abbildung 8 : Screenshot
Abbildung 9 : Screenshot
25
Abbildung 10 : Screenshot
24
11
Über das vorherige Fenster stellt man jetzt noch die Belichtungsoptionen, wie die
Empfindlichkeit (ISO), die Blende und die Zeit ein. Der runde Button oben rechts stellt den
Auslöser dar. Jetzt macht man erst einmal ein paar Probeaufnahmen und schaut sich das
Resultat in dem sich öffnenden Fenster an. Da man in der Astrofotografie aber viele Bilder
mit denselben Einstellungen macht, gibt es hier eine Option zur Reihenaufnahme. Dazu
wählt man die Schaltfläche mit der „Uhr“ aus. Dazu muss man jedoch das „Live ViewBild“ schließen. In dem Fenster, das sich nun öffnet, hat man zuerst die Option
„Verzögerungseinstellung“, die dafür sorgt, dass man in Ruhe vom Teleskop weggehen kann
bevor die Aufnahmen beginnen, um so beispielsweise Erschütterungen zu vermeiden.
Zudem sollte man in der Kamera die „Spiegelvorauslösung“ aktivieren, bei der erst der
Spiegel hochgeklappt wird und die Aufnahme erst um einige Sekunden verzögert beginnt,
wodurch die entstehenden Schwingungen abklingen können. In der nächsten Auswahl kann
man ein Intervall wählen, das für Pausen zwischen den einzelnen Aufnahmen sorgt und die
Kamera so das jeweilige Bild verarbeiten lässt. Dann wählt man die Anzahl der Aufnahmen.
Die unterste Option braucht man bei Aufnahmen bis 30 Sekunden nicht zu beachten. Diese
ist für Aufnahmen in der Einstellung „BULB“ gedacht, die für Belichtungszeiten über 30
Sekunden verwendet wird. Hier kann man dann manuell die zu belichtende Zeit wählen, die
es bei der Kamera sonst nicht gibt. Zuletzt aktiviert man den Vorgang über den Button „Start“.
4.3 Teleskope und Filter
4.3.1 Der apochromatische Refraktor
Pentax 75 SDHF26
Typbezeichnung
Pentax 75 SDHF27
Optischer Aufbau
3 Linsen
Gruppen
Freie Öffnung
75 mm
Brennweite
500 mm
Öffnungsverhältnis
1:6,7
Grenzgröße visuell
11,5 m
Auflösungsvermögen
1,55 "
Lichtsammelvermögen
115 x
Tubusdurchmesser
75 mm
Länge über alles
530(480) mm
Gewicht
2.2 kg
26
27
/
3
Abbildung 11: Der apochromatische
Refraktor Pentax 75 SDHF
http://www.baader-planetarium.de/pentax/pentax.htm, 01.05.2011
Abbildung 11 : Foto : Paul-Anselm Ziegler
12
Bei dem Pentax 75 SDHF28 handelt es sich um einen nahezu Vollapochromaten mit drei
Linsen. Um die Benutzung des Pentax auch für astrofotografische Zwecke zu nutzen, besteht
die Möglichkeit eine Vielzahl von Kameras an das Gerät, sowie darüber hinaus viele Filter
vignettierungsfrei anzuschließen. Das Pentax ist ein ziemliches Allroundmodell, das viele
Anwendungsbereiche unterstützt. Mit ihm kann man von Mondbeobachtungen über
Planeten bis hin zu, Nebeln und Doppelsternen alles gut beobachten.
Bildfeld29
Die Höhe des Bildfeldes lässt sich mit der folgenden Formel beschreiben:
tan =
2∗
2
Höhe des Bildfeldes in Grad: α
Höhe des Chips der Canon EOS 450D: a=14,8mm
Brennweite des Pentax: f=500mm
= 2 ∗ ∗
= 1,6955°
Für die Breite des Gesichtsfelds kann man wieder dieselbe Formel verwenden
β: Breite des Gesichtsfeldes in Grad
Breite des Chips der Canon EOS 450D: b=22,2mm
# = 2°33′
Somit ergibt sich für das Gesichtsfeld: 2°33′ X 1°42′
Abbildungsmaßstab30
Der Abbildungsmaßstab lässt sich hierbei durch die folgende Formel ermitteln:
[′′ ] = 206 ∗
[µ+]
[++]
Abbildungsmaßstab in Bogensekunden/Pixel: α
Pixelgröße der Canon EOS 450D: a=5,2µm
Brennweite des Pentax: f=500mm
= 2,14[′′ /-./01]
28
http://www.vegaoptics.de/Pentax-75-SDHF-inkl-Rohrschelle_p1727_x2.htm
29
Bernd Koch, Handout: Astrofotografie mit der Canon EOS 450D, S.3
Bernd Koch, Handout: Astrofotografie mit der Canon EOS 450D, S.3
30
13
4.3.2 Celestron 11 Edge HD
Allgemeine31 Informationen
Typbezeichnung
Celestron 11 Edge HD32
Optischer Aufbau
Aplanatisches SchmidtCassegrain Teleskop
Freie Öffnung
280 mm
Brennweite
2800 mm
Öffnungsverhältnis
10
Auflösungsvermögen
0,5 ‘‘
Lichtsammelvermögen
1600 x
Tubuslänge
610 mm
Gewicht
12,7 kg
Abbildung 12: Celestron 11 Edge HD
Das Celestron 11 Edge HD beruht auf dem Aufbau des aplanatischen Schmidt-Cassegrain
Teleskops. Dies hat den Vorteil, dass eine sehr lange Brennweite in einem kompakten
Gehäuse verbaut wird, wodurch sich gute Transportierbarkeit und geringe Windanfälligkeit
ergeben.
Die Besonderheit an den Edge HD Teleskopen von Celestron ist ihre Einsetzbarkeit als
Astrographen. Das heißt, sie können trotz langer Brennweiten große Felder am Himmel
erfassen und sie lichtstark abbilden.33 Zudem produziert dieses Optiksytem „völlig
unverzerrte, scharfe Bilder bis zum Rand (= "Edge") des großen visuellen und fotografischen
Gesichtsfeldes“34. Normale Optiken würden ein gewölbtes Bild liefern, das an den Rändern
nicht mehr die gleiche Schärfe der Mitte hätte.
Zitat von Celestron-Nexstar:
„Bei den CELESTRON Edge HD Teleskopen wird neben der Koma auch diese Bildfeldwölbung
bis zum Rand hin auskorrigiert so dass selbst Aufnahmen mit großen CCD-Chips völlig scharf
sind, mit gleichförmig großer Sternabbildung über den ganzen Chip - bis hin in die Ecken des
Bildfeldes.“
31
Vgl. http://www.celestron-deutschland.de/product.php?CatID=10&ProdID=916 6.5.2011
Abbildung : 12 http://www.celestron-deutschland.de/product.php?CatID=10&ProdID=916
33
Vgl. http://www.uni-protokolle.de/Lexikon/Astrograf.html
34
Zitat: http://www.celestron-nexstar.de/edgehd/default.htm
32
14
Bildfeld35
Die Höhe des Bildfeldes lässt sich durch folgende Formel beschreiben:
=
2∗
2
Höhe des Bildfeldes in Grad: α
Höhe des Chips der Canon EOS 450D: a=14,8mm
Brennweite des Celestron 11 Edge HD: f=2800mm
= 2 ∗ 2
3
2∗
= 18′
Für die Breite des Gesichtsfeldes kann man wieder dieselbe Formel verwenden.
Breite des Bildfeld in Grad=#
Breite des Chips der Canon EOS 450D: b=22,2mm
# = 27′
Somit ergibt sich für das Gesichtsfeld: 18′ X 27′
Abbildungsmaßstab36
Der Abbildungsmaßstab lässt sich durch die folgende Formel ermitteln:
[′′ ] = 206 ∗
[µ+]
[++]
Abbildungsmaßstab in Bogensekunden/Pixel: α
Pixelgröße der Canon EOS 450D: a=5,2µm
Brennweite des Celestron 11 Edge HD: f=2800mm
= 0,38[′′ /-./01]
35
36
Bernd Koch, Handout: Astrofotografie mit der Canon EOS 450D, S.3
Bernd Koch, Handout: Astrofotografie mit der Canon EOS 450D, S.3
15
4.3.3 Filter
Abbildung 12: IDAS LPS-P2 Filter37
Da die Aufnahmen aus einer Großstadt, zusätzlich in Umgebung des Ruhrgebiets und der
großen Städte Köln und Düsseldorf erfolgten, war die „Lichtverschmutzung“ relativ groß.
Zudem liegt die Wuppertaler Sternwarte in bebautem Gebiet mit vielen Straßenlaternen.
Straßenlaternen werden hauptsächlich mit Quecksilber- und Natriumdampflampen
betrieben, das heißt, sie emittieren Licht nur in bestimmten Wellenlängenbereichen, man
spricht von Emissionslinien.38
Der IDAS LPS P2 Filter absorbiert das „städtische Streulicht“ und das sogenannte Night- oder
Airglow. Im Gegensatz zu den störenden Linien der Straßenlaternen werden aber die
„wichtigen Linien im Deep Sky Bereich (z.B. Hα und [O III] (welche eigentlich bis auf im sehr
teilchenarmen Weltraum nicht vorkommt)) zu 90% durchgelassen“. Damit erlaubt dieser
Filter eine „Belichtungszeitverlängerung um den Faktor 2“, was die Folge hat, dass man bei
gleicher Aufhellung des Hintergrundes eine doppelt so lange Belichtungszeit wählen kann
und sich somit das Deep-Sky-Objekt besser vom Hintergrund abhebt.
37
Abbildung 12 : Foto : Paul-Anselm Ziegler
http://www.teleskop-express.de/shop/product_info.php/info/p2580_Hutech-IDAS-2--Nebelfilter-LPS-P2fuer-Deep-Sky-Fotografie.html, 01.05.2011
38
16
Abbildung 13: Transmissionskurve des IDAS LPS-P2 Filters der Firma
Hutech/USA39
Abbildung 14: Spektrum des Orionnebels M42. Die Hauptemissionen des Nebels
stammen vom angeregtem Wasserstoff (H) und Sauerstoff (O)40
Bei der Betrachtung des Transmissionsspektrums des IDAS LPS-P2 Filters (Abb. 12) und des
Spektrums von M42 (Abb. 13) erkennt man, dass die Emissionslinien des Orionnebels genau
in den Bereich fallen, in denen der Filter seine höchste Transmission, also Durchlässigkeit hat.
Die meisten Emissionslinien des Streulichtes von Straßenlaternen liegen jedoch, wie gesagt,
in Wellenlängenbereichen, bei denen der Filter eine sehr geringe bis keine Transmission
aufweist, das Licht also absorbiert wird. Vereinfacht gesagt wird die Aufhellung des Himmels
abgeschwächt.
39
Abbildung 13 : http://www.teleskop-express.de/shop/product_info.php/info/p2580_Hutech-IDAS-2-Nebelfilter-LPS-P2-fuer-Deep-Sky-Fotografie.htm l, 01.05.2011
40
Abbildung 14 : http://www.baader-planetarium.de/dados/kundenreferenz/dados_kundenreferenz.htm ,
01.05.2011
17
4.4.2 Montierung AP900
41
Abbildung 15: Skizze der Montierung AP900
Abbildung 16: Steuerung GOTO für AP900 42
Die Montierung des Pentax ist eine AP900 der Firma Astro Physics, die auf einem
parallaktischen Prinzip basiert. Das heißt, die Stundenachse wird exakt parallel zur Erdachse
ausgerichtet. Am Nordpol wäre das also senkrecht zur Erdoberfläche. Dadurch, dass die
Drehachsen nicht senkrecht zur Erde stehen, aber zueinander senkrecht sind erlaubt es diese
Art der Montierung nachzuführen, ohne dass sich das Bild dabei im Bildfeld dreht. Die AP900
lässt sich ganz einfach durch eine mitgelieferte Steuerung bedienen. Ein Computer wird dazu
nicht benötigt. Das Menü der Steuerung verfügt über verschiedene Möglichkeiten zur
Auswahl des anzufahrenden Objektes. Zum einen greift es auf verschiedene Kataloge zu, wie
den „Messier-Katalog“ oder den „ New General Catalogue of Nebulae and Clusters of
Stars“ (NGC).
Zum anderen findet man noch eine Auswahl über die Planeten in unserem Sonnensystem.
Da die Montierung nicht durch einen „Auto-Guider“ gesteuert wird sondern nur der
Programmierung folgt, entsteht somit gezwungenermaßen nach einer gewissen Zeit eine
Ungenauigkeit, weil das Schneckenrad eine begrenzte Anzahl an Zähnen hat. Die
Ungenauigkeit in der Nachführung begründet eine Möglichkeit zu strichförmigen Bildern. Um
also Langzeitbelichtungen durchführen zu können muss man eine „GuidingKamera“ anschließen. Bei der AP900 Steuerung beträgt die Ungenauigkeit maximal
0,0039‘‘ pro Sekunde. Dies lässt sich darauf zurückführen, dass eine Umdrehung des
Schneckenrades (laut Siegfried Bergthals Artikel, veröffentlicht in „Sterne und Weltraum“,
vom März 2001) mit 225 Zähnen 7 Minuten dauert. Bei der Beobachtung von γ CMi über
eine Länge von 21 Minuten, drei Umdrehungen des Rades entsprechend, war hinterher eine
41
42
Abbildung 15 : Quelle : Baader Planetarium
Abbildung 16 : Foto : Paul-Anselm Ziegler
18
Abweichung von maximal 5‘‘ zu messen. Dies ist „[…] jedoch nicht nur auf den periodischen
Fehler der Schnecke zurückzuführen, sondern es ist die Summe aus dem Periodenfehler der
Schnecke, dem Teilungsfehler des Schneckenrades und dem Fehler des am Motor
angeflanschten Untersetzungsgetriebes.“ 43 Zitat: Siegfried Bergthal/ Abschnitt
Nachführgenauigkeit)
Gemessener Fehler: ≤ 5‘‘ pro 21 Minuten
Nachführgenauigkeit= 5′′ /(21 ∗ 608) = 0,0039′′ /8
Mit dem Pentax 75 bei einer Canon EOS 450D: 1Pixel = 2,14 Bogensekunden44
Ab einer Abweichung von 2,14‘‘ würde der Lichtpunkt eines Sternes um einen Pixel verzerrt
werden.
Da man eine Verzerrung von bereits einem Pixel wahrscheinlich sehen würde, sollte der
Fehler insgesamt also deutlich weniger als 2,14‘‘ betragen. Dies (siehe Werte oben)
entspricht einer Belichtungszeit von 548.7s
2,14 = ∗ 0,0039
=
2,14
0,0039
= 548.78
Mit dem Celestron 11 Edge HD bei einer Canon EOS 450D: 1Pixel = 0,38 Bogensekunden
= 97,448
Dieser Fehler wirkt sich also erst ab einer relativ langen Belichtungszeit spürbar auf die
Aufnahme aus. Strichförmig werdende Sterne bei längeren Belichtungszeiten müssen sich
somit auf andere Ursachen zurückführen lassen, da wir nur bis maximal 30 Sekunden
belichtet haben, aber trotzdem strichförmige Bilder bekommen haben. Ursachen dafür
werden wohl z.B. Wind oder durch Erschütterungen des Daches durch Schritte, der sich auf
der Sternwarte befindlichen Personen ausgelösten Vibrationen sein, die sich auf die
Montierung und das Teleskop übertragen.
43
Siegfried Bergthal/ Abschnitt Nachführgenauigkeit, http://www.baaderplanetarium.de/suw_artikel/htm/ap_900/ap900-start.htm , 01.05.2011
44
Vgl. Bernd Koch, Handout: Astrofotografie mit der Canon EOS 450D, S.3
19
4.5 Anordnung am Pentax
Abbildung 17: Skizze der Anordnung von Kamera, Zwischenringen, Filter und Pentax 75 SDHF45
5. Planung und Durchführung der Aufnahmen
Um wirklich gute astronomische Fotografien zu erstellen, ist eine genaue und systematische
Planung, in der besonders die Aufnahmebedingungen berücksichtigt werden müssen wichtig.
5.1 Checkliste Beobachtungsnacht
Hierbei kann eine Checkliste von Vorteil sein:
Proviant
Wasser, Cola, evtl. Tee oder Kaffee
Butterbrote
Süßigkeiten
Evtl. Geld für Pizza
Kleidung
Feste Schuhe
Warme Socken
Handschuhe
Mütze
45
Abbildung 17 : Zeichnung : Paul-Anselm Ziegler
20
Schal
Skihose (zum Überziehen)
Warme Jacke
Pullover evtl. 2x
Für Notizen usw.
Notizblock
Stifte
Kamera
USB-Stick
Festplatte zur Datensicherung
5.2 Aufnahmebedingungen
Wenn man die Grundlagen der Astrofotografie verstanden hat, die Techniken zum
Aufnahmen eines Bildes mit einer Spiegelreflexkamera sowie den Umgang mit dem Teleskop
und der der Montierung sicher beherrscht, bestimmen hauptsächlich die
Aufnahmebedingungen die Bilder.
Die Aufnahmebedingungen lassen sich in mehrere Bereiche aufteilen:
-
Wetter/Atmosphäre (Transparenz)
Astronomische Bedingungen (Mondphase, Seeing)
Auswirkungen der Zivilisation
Eigene Leistungsgrenze
Alle Bereiche können starken Einfluss auf die Aufnahmen haben, manchmal reicht ein
einziger Faktor aus um das Fotografieren von Deep-Sky-Objekten unmöglich zu machen.
Teilweise überschneiden sich die Bereiche.
Wetter / Atmosphäre:
Das Wetter hat wahrscheinlich den größten Einfluss auf eine Beobachtungsnacht:
Ob es überhaupt möglich ist, nach draußen zu gehen und die Teleskope aufzubauen, kann
durch schlechtes Wetter direkt verhindert werden. Feuchtigkeit in Form von Regen oder
Schnee kann die Geräte beschädigen oder zerstören. Ist die Wahrscheinlichkeit für einen
Wetterumschwung zu groß, sollte man lieber davon absehen, die teuren Geräte aufzubauen
und kein zu großes Risiko eingehen.
Doch auch hohe Schneehöhen können, z.B. durch ein wegen zu hoher Belastung durch
Schnee gesperrtes Dach und damit auch gesperrte Sternwarte, eine Beobachtungsnacht
verhindern.
21
Dünne Wolkenschleier wirken sich negativ auf die Aufnahmen aus, da das Licht durch die
Wassertropfen in den Wolken gestreut und reflektiert wird, wobei nicht nur Licht verloren
geht (um gleich helle Aufnahmen zu erreichen, werden längere Belichtungszeiten oder
höhere Empfindlichkeiten nötig), sondern es gibt auch Einbußen in der Schärfe und Klarheit
der Farben. Zudem wirkt der Hintergrund durch die Streuung des Lichtes heller, was die
Abgrenzung von z.B. schwach leuchtenden Nebelpartien zum Hintergrund erschwert.
Aber auch ein klarer Himmel kann bei genauerer Betrachtung nicht ausreichend sein.
Hierbei ist eine genauere Betrachtung der Atmosphäre wichtig.
Die Atmosphäre besteht aus vielen Schichten, die sich in ihrer Temperatur, Dichte,
Zusammensetzung und Luftfeuchtigkeit unterscheiden. Hierbei kann es zur Brechung des
Lichtes kommen.
Bei starker Bewegung der verschieden dichten und warmen Luftschichten kommt es zur sich
ständig ändernden Brechung des Lichts, was zum umgangssprachlich genannten
„Funkeln“ der Sterne, also einem Flimmern in der Atmosphäre führt. Dieser Effekt ist auch im
Sommer über der durch die Sonne stark erwärmten Asphaltdecke einer Straße zu
beobachten: Die Luft darüber scheint zu flimmern, und Objekte, die sich in der Ferne
befinden, flackern und erscheinen verschwommen. Je stärker die Bewegung in der
Atmosphäre ist, desto stärker kommt es zu Beeinträchtigungen. Diese Bewegung lässt sich
auch mit dem bloßen Auge erkennen: Die Sterne flackern oder flimmern. Im Teleskop lässt
sich dieses Flimmern noch genauer erkennen, dann hat man den Eindruck, der Stern würde
in einem gewissen Bereich hin und her springen.
Der Begriff „Seeing“ beschreibt dieses Phänomen: Ein gutes Seeing beschreibt eine ruhige
Atmosphäre, also ein geringes Flackern. Bei sehr schlechtem Seeing ist es das beschriebene
„Springen“ der Sterne sogar ohne Teleskop sichtbar, die Sterne scheinen sehr stark zu
flackern.
Die (nicht in Wolken gebundene) Luftfeuchtigkeit spielt auch eine Rolle, da durch das Wasser
in der Atmosphäre bestimmte Bereiche des Lichtes herausgefiltert werden, was zu blasseren
oder verschobenen Farben kommen kann. Dieser Effekt ist aber für von der Erde aus
fotografierte Deep-Sky-Objekte nicht zu beheben.
Astronomische Bedingungen:
Der Mond ist ein nicht zu unterschätzender Faktor, denn der Mond ist das hellste Objekt am
Nachthimmel. Durch Mondlicht kommt es zu einer Aufhellung des Himmels, was zur Folge
hat, dass der Hintergrund eines Astrofotos heller wird und sich schwache Objekte nicht mehr
stark genug vom Hintergrund abheben oder ganz darin untergehen.
Die Stärke der Aufhellung des Himmels durch den Mond hängt hauptsächlich von der
aktuellen Mondphase ab. Bei Vollmond ist die gesamte sichtbare Fläche des Mondes
beleuchtet, dann ist der Aufhellungseffekt durch den Mond am stärksten. Je weiter der
Mondphase abnimmt, desto weniger beleuchtete Oberfläche bleibt übrig und desto weniger
Licht wird auf die Erde reflektiert. Bei Neumond ist der Mond scheinbar „unsichtbar“ und hat
keinen Einfluss mehr auf die Helligkeit des Nachthimmels. Doch auch der Winkelabstand des
22
Mondes zum Aufnahmeobjekt ist ausschlaggebend. Ein sehr geringer Abstand kann selbst bei
einem „schmalen“ Mond den Hintergrund des Aufnahmeobjektes stark aufhellen. Bei sehr
großem Abstand lassen sich selbst bei Vollmond noch brauchbare Ergebnisse erzielen. Wenn
der Mond schon sehr früh am Abend untergeht oder erst sehr spät in der Nacht aufgeht, ist
der Aufhellungseffekt zu vernachlässigen.
Interessante Konstellationen, die nur selten auftreten, wie zum Beispiel das Vorbeiziehen
eines Kometen an einem Deep-Sky-Objekt, können jedoch einen gewissen Reiz eines Fotos
ausmachen.
Auswirkungen der Zivilisation:
Der größte Einfluss der Zivilisation auf astronomische Aufnahmen geht von der Beleuchtung
aus. Der Verursacher dieser sogenannten Lichtverschmutzung sind
hauptsächlich
Straßenlaternen, die den gesamten Himmel aufhellen. Dass diese Lichtabstrahlung in den
Himmel teils enorm ist, sieht man an der folgenden Satellitenaufnahme. In großen
Ballungsräumen wie zum Beispiel einer Großstadt sind die Auswirkungen der
Lichtverschmutzung bei bewölktem Himmel sehr gut sichtbar: Die ganze Stadt scheint sich
unter einer leuchtenden „Glocke“ zu befinden, die Wolkendecke über der Stadt ist wie von
Scheinwerfern beleuchtet.
Abbildung 18: Satellitenaufnahme der Erde bei Nacht; Durch die Beleuchtung sind Städte in der Nacht auch aus dem
Weltall zu sehen;46
Zudem gibt es oft sich in der Nähe befindende Industrieanlagen, die Abgase und
Wasserdampf, zusätzlich zu den Abgasen der Autos und Heizungen der Häuser, ausstoßen.
Je nach Wetterlage bilden diese Emissionen eine Dunstschicht, die sich wie Wolkenschleier
auf die Aufnahmen auswirken.
46
Abbildung 18 : http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap001127.html; 03.05.2011
23
Durch das Zusammenwirken dieser beiden anthropogenen Faktoren verschlimmert sich die
Lichtverschmutzung in großen Ballungsräumen noch einmal, denn der Dunst führt zu einer
Reflexion des Lichtes der Straßenlaternen.
Abbildung 19: Langzeitbelichtung auf der Sternwarte am
Carl-Fuhlrott-Gymnasium, Wuppertal; Sehr gut sichtbar
die starke Lichtverschmutzung ; Blick in Richtung Stadt47
zentrum
Abbildung 20: Blick von der Sternwarte in Richtung Süden;
Abgasfahne der naheliegenden Müllverbrennungsanlage
48
gut sichtbar
Ein weiteres zivilisatorisches Problem kann sich durch die Nähe zu einem Flughafen und dem
damit erhöhten Aufkommen des Flugverkehrs ergeben. Wenn ein Flugzeug im
Belichtungszeitraum den Himmelsausschnitt der Aufnahme überfliegt, hinterlässt dieses eine
Spur auf dem Foto. Da so etwas aber trotz eines hohen Flugaufkommens relativ selten
vorkommt, sind die Auswirkungen auf das fertig gestackte Bild nicht wahrnehmbar, da
Unregelmäßigkeiten, wie zum Beispiel die Spur eines Flugzeuges, aus dem Bild
„herausgerechnet“ werden.
Auch die sich im Erdorbit befindenden Satelliten können die Bilder beeinflussen, indem die
glatte Oberfläche z.B. der Solar-Paneele für die Stromversorgung der Satelliten das Licht der
Sonne reflektiert und der Satellit dadurch scheinbar leuchtet. Die Folge ist wie bei einem
Flugzeug eine strichförmige Spur.
47
48
Abbildung 19: Foto: Paul-Anselm Ziegler
Abbildung 20: Foto: Paul-Anselm Ziegler
24
Eigene Leistungsgrenze:
Ein nicht zu unterschätzender Faktor ist die eigene Leistungsgrenze.
Für gelungene Aufnahmen ist wichtig, die Einstellungen an Kamera, Teleskop und
Montierung ständig den sich ändernden Aufnahmebedingungen anzupassen und eventuell
auftretende Fehler zu beheben. Dies ist nur mit ausreichender Aufmerksamkeit und
Konzentration gut zu erreichen. Da man aber teils spät nachts arbeitet, wird man schnell
müde und die Konzentration lässt nach. Um Erschöpfung zu vermeiden, sollte man ausgeruht
arbeiten und sich in Pausen erholen. Zudem sollte man sich wegen der nächtlichen kalten
Temperaturen warm genug anziehen.
Ein starker Wille, vor allem Geduld und Durchhaltevermögen, machen einen guten
Astrofotografen aus. Richtiges Einschätzen der Situation ist wichtig, um die eigene Kraft und
Ausdauer für den richtigen Moment aufzuheben, um so gute Aufnahmebedingungen für ein
gutes Bild nutzen und Fehler vermeiden zu können.
5.3 Probleme bei der Durchführung der Aufnahmen
Probleme bei der Durchführung der Aufnahmen ergaben sich hauptsächlich durch das teils
schlechte „Seeing“. Ein weiteres Problem war die unmittelbare Nähe zur
Müllverbrennungsanlage, von der bei ungünstiger Windrichtung die Abgase direkt über die
Sternwarte zogen und somit ein Schleier auf den Aufnahmen sichtbar wurde (Abb. 19).
Außerdem verschlechterte sich durch die Wärme der Abgase das Seeing. An einem weiteren
Beobachtungstermin herrschte fast sturmartiger Wind, sodass alle Aufnahmen verwackelt
waren und somit keine brauchbare Aufnahme entstand. Beim Auf- und Abbau kam noch die
Kälte hinzu, wegen sonst fehlender Griffigkeit konnten wir keine Handschuhe anziehen.
5.4 Durchführung der Aufnahmen
M42 ist ein für die Astrofotografie relativ anspruchsvolles Objekt, denn es enthält mit den
Trapezsternen sehr helle sowie mit den Nebelausläufern sehr dunkle Bereiche, die jedoch auf
der fertigen Fotografie alle erkennbar sein müssen. Um die verschiedenen Bereiche
abdecken zu können, braucht man mehrere Belichtungsreihen mit unterschiedlichen
Einstellungen. Vorher muss jedoch scharfgestellt werden, die Kamera korrekt orientiert
(Norden oben) und die Zeit synchronisiert sein.
Eine Serie besteht aus einer großen Zahl an Aufnahmen mit den gleichen Einstellungen, das
heißt mit der gleichen ISO-Empfindlichkeit und der gleichen Belichtungszeit. Durch die große
Anzahl an Aufnahmen erhält man durch das Stacken eine sehr lange Gesamtbelichtungszeit,
die für die sehr dunklen Deep-Sky-Objekte auch wichtig ist.
25
Beispiel:
Wenn man 50 Einzelaufnahmen mit 30s Belichtungszeit macht, erhält man (50 x 30s =
1500s = 25 min) eine Belichtungszeit von 25 Minuten. Damit die Aufnahmen nicht
strichförmig, verwackelt, durch Unregelmäßigkeiten (wie z.B. Satelliten, Flugzeuge) gestört
werden, stückelt man die Aufnahme mit einer langen Belichtungszeit (der
Gesamtbelichtungszeit) in mehrere kurze Einzelaufnahmen. Hierdurch werden auch Fehler
der Nachführung und des fehlenden Autoguidings nicht sichtbar. Fehlerhafte Aufnahmen
können so einfach aussortiert werden, was zu einem besseren Ergebnis führt.
Die Belichtungszeit konnte aus technischen Gründen nicht länger als 30s sein, um zu
vermeiden, dass die Sterne strichförmig und die Aufnahmen verwackelt wurden. Da bei
kürzeren Belichtungszeiten aber auch weniger Licht auf den Bildsensor fällt, muss man die
Empfindlichkeit des Sensors, also den ISO-Wert erhöhen. Hierbei erhöht sich aber auch
das Bildrauschen, welches die durch die kürzere Belichtungszeit gewonnene höhere
Qualität wieder verringert. Das heißt es ist wichtig, einen Kompromiss zwischen den
beiden Komponenten zu finden. Vor jeder Serie wird dieses Ausbalancieren durchgeführt,
um die „goldene Mitte“ und damit die beste Qualität zu finden.
Die erste Serie (Abb. 20) hat eine mittlere Belichtungszeit von 15s und einen ISO-Wert von
1600 und umfasst 100 Aufnahmen. Hierbei sollen die Bereiche mit mittlerer Helligkeit erfasst
werden, also die helleren Bereiche des Nebels sowie eher schwach leuchtende Sterne. Das
Zentrum ist überbelichtet und die sich darin befindlichen Trapezsterne sind nicht mehr
zuerkennen und bilden einen weißen Lichtfleck. Die Ausläufer des Nebels sind auch nicht
erkennbar, da sie zu schwach leuchten.
Abbildung 21: Beispiel einer Aufnahme der Serie : Belichtungszeit 15s, ISO 160049
49
Abbildung 21: Foto : Maximilian Mohr, Paul-Anselm Ziegler
26
Die zeitnah angefertigte zweite Serie (Abb. 21) von 50 Aufnahmen erfolgte mit einer etwas
kürzeren Belichtungszeit von 10s bei ISO 1600. Hierbei werden helle Sterne kleiner und
punktförmiger, und das Trapez ist schon besser zu erkennen.
Die dritte Serie soll die lichtschwachen Partien mit einer Belichtungszeit von 30s und einem
ISO von 1600 mit 50 Aufnahmen hervorheben. Hierbei ist das Zentrum stark
„ausgebrannt“ und der Hintergrund ist stark aufgehellt. Doch es werden auch feinere
Strukturen des Nebels sichtbar.
Abbildung 22: Beispiel einer Aufnahme der Serie : Belichtungszeit 30s, ISO 1600 50
Bei der letzten, vierten Serie (Abb. 22) wird eine kurze Belichtungszeit von 10s mit einer
niedrigen Empfindlichkeit von ISO 400 gewählt, um das helle Zentrum des Orionnebels
differenziert und ohne Überbelichtung darzustellen. Zudem wird so der stark aufgehellte
Himmel dunkler und erscheint so in natürlicherem (fast) Schwarz.
50
Abbildung 22: Foto : Maximilian Mohr, Paul-Anselm Ziegler
27
Abbildung 23: Beispiel einer Aufnahme der Serie : Belichtungszeit 10s, ISO 40051
Nach den bildgebenden Aufnahmeserien werden sogenannte Dark- und Flat-Serien
aufgenommen, die dem Entfernen von Bildfehlern dienen. Bei der Dark-Serie handelt es sich,
wie das englische Wort „dark“, also dunkel, sagt, um Aufnahmen, die im Dunkeln, das heißt
mit auf dem Teleskop aufgesetztem Deckel aufgenommen werden. Hierbei fällt kein Licht auf
den Bildsensor der Kamera, es entsteht ein Bild, dass nur das Bildrauschen zeigt. Dieses wird
dann mit Hilfe der Dark-Serie von den bildgebenden Aufnahmen abgezogen und erfährt
dadurch eine Rauschreduzierung.
51
Abbildung 23: Foto : Maximilian Mohr, Paul-Anselm Ziegler
28
52
Abbildung 24: Beispiel eines Dark-Bildes, sichtbare « Hotpixel » (Kästen: Vergrößerung), Pixeldefekte
zeigen sich u.a als störende rote und blaue « Pixelansammlungen ».
Bei der Flat-Serie handelt es sich um das Gegenteil der Dark-Serie. Hierbei wird eine hell
leuchtende Platte auf die Teleskopöffnung gesetzt. Es entstehen helle Bilder, auf denen man
Fremdkörper wie zum Beispiel Staubkörner, die sich auf den Bildsensor gelegt haben, erkennt.
Diese werden dann beim Stacken mit Hilfe der Flats entfernt. Sowohl bei den Darks, als auch
bei den Flats ist zu beachten, dass sie noch am selben Abend ohne Veränderungen an den
Geräten sowie Öffnen des Strahlengangs aufgenommen werden. Denn eine Änderung der
Temperatur der Kamera (des Bildsensors) führt zu einer Änderung des Rauschverhaltens.
Eigentlich müssten die Darks bei exakt gleicher Temperatur des Bildsensors wie bei der
Aufnahme der Bilder gemacht werden, das ist aber wegen des Aufbaus der Canon EOS
Spiegelreflexkamera und vor allem der fehlenden Kühlung und damit fehlenden
Temperaturregelung nicht möglich.
52
Abbildung 24 : Foto : Maximilian Mohr, Paul-Anselm Ziegler
29
Abbildung 25: Die Aufnahme zeigt die Autoren bei der Aufnahme einer Flatfield-Serie. Maximilian Mohr platziert die
Flatfield-Leuchtfolie vor dem Pentax 75 SDHF und Paul-Anselm Ziegler nimmt das Flatfield am Notebook auf.
53
53
Abbildung 25 : Foto : Bernd Koch
30
Vor der Aufnahme der Flats darf die Aufnahmeanordnung keinesfalls verändert werden, da
sonst die sich im Strahlengang befindlichen Fremdkörper deplatziert werden würden und
sich dann ein anderes Staubbild als das zum Aufnahmezeitpunkt der anderen Bilder zeigen
würde. Aus diesen Gründen müssen Darks und Flats für jede neue Beobachtung wieder neu
aufgenommen werden.
54
Abbildung 26: Flatfield mit Staubflecken (mit Pfeil gekennzeichnet)
6. Sichtung der Aufnahmen
6.1 Aussortierung von unscharfen und verwackelten Bildern
Am besten sichtet man die Aufnahmen direkt am ersten Tag nach der Aufnahme, da man
sicherlich astronomisch interessante Objekte auf den Bildern entdecken wird, wie zum
Beispiel Kleinplaneten oder Satelliten. Dabei empfiehlt es sich, schon einmal grob unscharfe
und verwackelte Aufnahmen auszusortieren, damit diese bei einer späteren genaueren und
feineren Auswertung gar nicht mehr dabei sind und sonst gegebenenfalls beim Stacken das
fertige Bild ruinieren könnten. Dazu dunkelt man seinen Raum gut ab und geht die Fotos
sorgfältig einzeln durch. Was man schon auf den ersten Blick sieht, sondert man direkt ab.
So braucht man sich später nur noch auf die Feinheiten zu konzentrieren.
54
Abbildung 26 : Foto : Maximilian Mohr, Paul-Anselm Ziegler
31
55
Abbildung 27: Aussortiertes, verwackeltes Bild (Kasten: Vergrößerung)
6.2 Identifizierung bekannter Objekte
Neben M42, dem Orionnebel, lassen sich noch weitere Objekte auf den Bildern finden. Zum
einen den „Running Man Nebel“ 56 . NGC 1977 ist ebenso wie der Orionnebel ein
Emissionsnebel. Er befindet sich nördlich des Orionnebels und hat eine Winkelausdehnung
von 20.0‘ X 10.0‘. Seinen besonderen Name „Running Man“ verdankt er der Tatsache, dass es
in dem Nebel eine Dunkelwolke gibt, die der Form eines laufenden Menschen sehr ähnelt.
Dunkelnebel sind Wolken bestehend aus interstellarer Materie.57 Das ist ein Sammelbegriff
für Gas und Staub, der sich zwischen Sternen sammelt und aus dem sich, wenn er in
genügender Dichte vorhanden ist, Sterne und Planeten bilden können.
Zum anderen findet man noch M4358 (NGC 1982), den „De Mairans Nebel“, der einen Teil
des Orionnebels ausmacht. Er ist nördlich von M42 und hat eine Größe von 20.0‘ X 15.0‘.
Genau wie der Orionnebel ist auch M43 ein Emissionsnebel. Beobachtet wurde dieser
erstmals 1731 durch den Franzosen Jean Jacques d’Ortrous de Mairan, der zugleich auch der
Namensgeber des Nebels ist. Innerhalb dieses Nebels befindet sich der veränderliche Stern
NU Orionis, welcher das Gas um sich herum zum Leuchten anregt.
55
Abbildung 27 : Foto : Maximilian Mohr, Paul-Anselm Ziegler
http://www.sternwarte-singen.de/orionnebel_runningman_060205tp1.htm, 01.05.2011
57
Vgl. http://www.lexikon-der-astronomie.de/Weltall/ISM.html, 01.05.2011
http://abenteuer-universum.de/sterne/materie.html, 01.05.2011
58
http://www.astro-hungeling.de/deepsky/messier/m42.html, 01.05.2011
56
32
Abbildung 28: stark aufgehelltes Bild zeigt deutlich: Running Man, Orionnebel (M42), De Mairans Nebel (M43)59
59
Abbildung 28 : Foto : Maximilian Mohr, Paul-Anselm Ziegler
33
6.3
Identifizierung unbekannter Objekte
Beim Sichten der Rohaufnahmen entdeckten wir strichförmige Spuren, die im Laufe jeweils
einer Aufnahmeserie sich über das gesamte Bildfeld zogen.
60
Abbildung 29: Strichspur des geostationären Satelliten MILSTAR 5; Ausschnitt aus dem Bild IMG_6112, 16.1.2011
20:40 MEZ
Hierbei fiel auf, dass alle vier Objekte sich ungefähr in die gleiche Richtung bewegten. Um
herauszufinden um welche Objekte es sich handelt, bestimmten wir die scheinbare
Geschwindigkeit.
Mit Hilfe des „Linealwerkzeugs“ in Photoshop CS3 (zu finden im Bereich Analyse) haben wir
die Spurlänge in Pixeln bestimmt. In Abhängigkeit von der Belichtungszeit ergaben sich in
etwa konstante Längen. Daraus kann man schon schließen, dass es sich zumindest bei den
gleichen Belichtungszeiten um ähnliche Objekttypen handeln muss. Aus der Länge der Spur
und der Belichtungszeit kann man errechnen, mit welcher Winkelgeschwindigkeit sich das
Objekt bewegt.
60
Abbildung 29 : Foto : Maximilian Mohr, Paul-Anselm Ziegler
34
;ä<0=0>.ℎ[email protected]ℎA<8D0.: . 100-./01
100-./01
-./01
≈ 6,7
158
>0GA=0
HBB.1=A<8+ß8B0.08-./018B0.500++C0I0.0+.JKLM>450N: 61
2,14"/-./01
P.G01<08ℎI.=.<G0.MBQ0G.CK<[email protected]=0
6,7-./01/8 ∗ 2,14"/-./01 ≈ 14,4"/8
L.0L=A+=0ℎA< = 360°.24ℎ
L=0ℎA<.CK<[email protected]=0:15"/8
Aus der Rechnung, mit einer gewissen Ungenauigkeit, ist ersichtlich, dass sich das Objekt mit
ungefähr der Geschwindigkeit der Erddrehung bewegt. Hieraus lässt sich schließen, dass es
sich um einen geostationären Satelliten handeln muss.
Geostationäre Satelliten sind meistens Kommunikationssatelliten, die sich in einem
besonderen Erdorbit befinden. Dieser Orbit in ungefähr 35.787km62 Höhe erlaubt es, dass sie
permanent über derselben Stelle über der Erde „still“ stehen.
Dann öffnet man das Sternkartenprogramm „Guide 8“ und ermittelt über „Vergleichen“ die
ungefähre mittlere Position des Objektes am Sternenhimmel in der Rektaszension und der
Deklination. Mithilfe der Informationen der mittleren Uhrzeit, dem Ort der Sternwarte , und
der mit dem Programm „Guide 8“ ermittelten Koordinaten in Rektaszension und Deklination
kann man auf der Internetplattform „Calsky“63 den beobachteten Satelliten herausfinden.
Hierbei wählt man erst einmal die Optionen „Satelliten“ und „Geostationäre Satelliten“.
Zuerst muss man jetzt die Koordinaten der Sternwarte angeben. Im nächsten Schritt gibt man
dann weiter das Datum und die Uhrzeit, wobei man auch die Sekunden achten muss, an.
Nachdem man dann auf „GO“ kommt, zeigt die Webseite dann in Frage kommende Satelliten
an. Dann geht man die Liste durch und sucht den Satelliten, der den Koordinaten am
nächsten ist. Zur Hilfe nehmen kann man dabei die Angabe über das Sternbild, vor dem sich
der Satellit zu dem Zeitpunkt befunden hat.
61
Bernd Koch, Handout: Astrofotografie mit der Canon EOS 450D, S.3
62
The 1945 Proposal by Arthur C. Clarke for Geostationary Satellite Communications,
http://lakdiva.org/clarke/1945ww/, 01.05.2011
63
Internetseite : www.calsky.com
35
Abbildung 30: Erfolgreiche Suche in calsky.com nach dem geostationären Satelliten «Milstar 5 64
Abbildung 31: Informationen zu Milstar 5 aus calsky65
64
65
Abbildung 30: Bildschirmfoto
Abbildung 31: Bildschirmfoto
36
Bei uns handelte es sich um die folgenden Satelliten:
IMG_6112
Mittlerer Aufnahme Zeitpunkt: 20:41:04 MEZ
Rektaszension: 5h33m37,4s
Deklination: -05° 02‘19‘‘
Satellit: MILSTAR 5
IMG_6164
Mittlerer Aufnahme Zeitpunkt: 21:02:07 MEZ
Rektaszension: 05h33min11,4s
Deklination: -05° 08‘35‘‘
Satellit: INMARSAT 4-F2
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Mittlerer Aufnahme Zeitpunkt:21:15:47 MEZ
Rektaszension: 05h34min3,5s
Deklination: -05° 27‘12‘‘
Satellit: COSMOS 2449
IMG_6204
Mittlerer Aufnahme Zeitpunkt: 21:23:47
Rektaszension: 05h35min13s
Deklination: -05° 05’20’’
Satellit: DFH-3 2
7. Erstellung eines Summenbildes von M42
7.1 Auswahl geeigneter Bilder
Um die einzelnen Rohbilder anschließend mit der Software „DeepSkyStacker“ zu Stacken,
müssen die schlechten Bilder noch anhand von ein paar wichtigen Kriterien aussortiert
werden. Zum einen müssen die Bilder scharf sein, da sonst hinterher das gesamte Ergebnis
auch unscharf sein könnte. Des Weiteren müssen die Sterne auf den Bildern punktförmig
sein, da strichförmige Sterne hinterher auch auf dem fertig gestackten Bild auftauchen. Auf
der anderen Seite kann man Strichspuren von Objekten vernachlässigen, da diese nur auf ein
paar wenigen Bildern sind und in der Summe hinterher herausgerechnet werden. Beim
Aussortieren sollte man sehr gründlich vorgehen, da sonst schlechte Bilder beim Stacken das
Ergebnis negativ ausfallen lassen können.
37
7.2 Stacking mit DeepSkyStacker
Abbildung 32: Übersicht "DeepSkyStacker"66
Nun müssen wir die ausgewählten Bilder stacken. Dazu lassen wir uns zuerst kalibrierte
„Objektbilder“ erzeugen. Dafür werden von jedem unserer „Objektbilder“ jeweils das
„Master-Dunkelbild“ subtrahiert. Dann wird das ganze durch das „Master-Flatfield“ geteilt.
Dieser Vorgang wird für jedes der ausgewählten „Objektbilder“ vorgenommen. Die nun
kalibrierten „Objektbilder“67 werden nach gewählten „Stacking-Methode“ weiterverarbeitet.
Dies alles erfolgt durch das Programm „DeepSkyStacker“. Dazu fügen wir unsere Bilder über
die Optionen: „Lightframes öffnen“, „Darkframes“, „Flatframes“, hinzu. Dann öffnet man als
erstes unter Optionen, die Einstellung „Registrierungs-Einstellungen“. Man stellt den
„Sternerkennungs-Schwellenwert“ ein, welcher hinterher dazu dient, die Sterne auf den
Rohbildern zu erkennen, um dann die entsprechenden Sterne auf den anderen Bildern
darüber zu legen.
66
Abbildung 32 : Screenshot
67
Vgl. : Bernd Koch, Kalibrieren und Stacken.jpg
38
Abbildung 33: Registrierungs-Einstellungen68
Entscheidend sind jetzt die Stacking Parameter, die von Bild zu Bild anders gewählt werden
müssen. Dazu geht man auf die Fläche: „Ausgewählte Bilder stacken“. Dort öffnet sich ein
neues Fenster mit acht Reitern. Jetzt klickt man sich von links nach rechts durch und wählt
die gewünschten Optionen.
Für unser M42 Bild haben wir als Ergebnis den Standard-Modus beibehalten. Bei der
nächsten Option, den „Lightframes“, hat sich die „Kappa-Sigma Clipping“69 Methode als
besonders sinnvoll erwiesen. Bei dieser Methode werden alle Pixel derselben Koordinate
miteinander verglichen. Nach und nach werden so, die Pixel entfernt, die zu stark von den
anderen abweichen, abhängig der vorher angegebenen Anzahl an Wiederholungen. Aus den
verbliebenen Pixeln wird dann der Mittelwert berechnet, der den neuen Pixel im endgültigen
Bild repräsentiert. Bei den „Darkframes“ haben wir hingegen die „Median Kappa-Sigma
Clipping“70 Methode genommen. Der Unterschied zur „Kappa-Sigma“ Methode besteht darin,
dass statt des Mittelwerts der Median verwendet wird. Auch bei den „Flatframes“ haben wir
diese Methode verwendet. Die Option „Ausrichtung“ haben wir einfach auf
„Automatisch“ gelassen. Bei den Zwischenbildern brauchte man auch nichts zu verändern, da
die Option „als TIFF-Datei speichern“ schon ausgewählt war. Bei dem nächsten Reiter, der
„Kosmetik“, musste dann schon etwas mehr verändert werden. Zunächst haben wir die
„Hotpixel“ Erkennung ausgestellt, da wir das später noch manuell in Photoshop
nachvollziehen werden. Aber die „Cold-Pixel“ haben wir entfernen lassen; das bei einer
Filter-Größe von 1 Pixel und einem Erkennungs-Schwellenwert von ca. 80%. Schließlich beim
letzten Reiter der „Ausgabe“ haben wir noch gewählt, in welchem Ordner unser fertiges
Ergebnis gespeichert werden soll.
Nun ist man soweit fertig. Was sich jetzt noch empfiehlt, ist die Option „Alle verfügbaren
Prozessoren verwenden“ mit einem Häkchen zu versehen, da man dadurch die gesamte
Rechenleistung des Computers nur für das Stacken zur Verfügung stellt. Somit kann man den
Prozess zeitlich etwas beschleunigen, was gerade bei komplizierten und sich wiederholenden
Methoden hilfreich ist. Als letztes klickt man auf „ok“. Dann nimmt der gesamte Prozess
seinen Lauf und das Programm arbeitet die vorgegeben Parameter ab.
68
Abbildung 33 : Screenshot
vgl. Axel Martin, Bernd Koch, Digitale Astrofotografie, Oculum Verlag, S. 309
70
vgl. Axel Martin, Bernd Koch, Digitale Astrofotografie, Oculum Verlag, S. 309
69
39
Abbildung 34 : Übersicht Stacking Parameter71
71
Abbildung 34: Screenshot
40
7.3 Nachbearbeitung des gestackten Bildes
Abbildung 35: Photoshop CS 3 Übersicht72
Nachdem die Bilder mit Hilfe des DeepSkyStackers zu einem einzigen verarbeitet worden
sind, beginnt die Nachbearbeitung am Computer. Dies geschieht in mehreren Schritten mit
dem Programm Photoshop CS 3. Dabei empfiehlt es sich nach jedem dieser Schritte das Bild
zu speichern, um ein falsch bearbeitetes Bild nicht wieder von Anfang an bearbeiten zu
müssen.
Der erste Schritt nach dem Stacken besteht darin, das Bild noch etwas aufzuhellen, ohne dass
dabei die Sterne überbelichtet werden und „ausbrennen“. Dazu verwendet man das
Zusatztool „Aufhellen ohne Ausbrennen“, welches man unter den „Aktionen“ auf der linken
Seite findet.73
Im Prinzip arbeitet der Rechner mit dieser Option eine vorher vorgegebene Aufgabenliste ab,
die man sich auch selbst erstellen kann, zum Beispiel, um Bilder mit Rahmen und den
wichtigsten Daten zu versehen. Meistens verwendet man das Tool „Aufhellen ohne
Ausbrennen“ zwei bis drei Mal hintereinander.
Im nächsten Schritt verwendet man die Tonwertkorrektur, zu finden unter Bild/
Anpassungen/ Tonwertkorrektur, alternativ die Tastenkombination „Strg + L“, um den
Hintergrund noch etwas abzudunkeln und die Objekte in ihrer Helligkeit anzuheben.
72
73
Abbildung 36 : Screenshot
http://www.watchgear.de/Photoshop/Aufhellen.zip
41
Abbildung 36: Tonwertkorrektur74
Nun muss man den Hintergrund noch über die Farbbalance („Strg + B“ oder Bild/
Anpassungen / Farbbalance) neutral färben, indem man dafür sorgt, dass die Farbwerte R, G
und B des Hintergrunds fast genau denselben Wert aufweisen.
Abbildung 37: Farbbalance75
Als nächstes versucht man noch so gut wie möglich, Flecken auf dem Bild mit dem
Stempelwerkzeug zu entfernen. Dazu nimmt man mit dem Reparatur-Pinsel, zu finden bei
den anderen Werkzeugen auf der linken Seite, neben den entsprechenden Stellen den
Hintergrund auf. Dann klickt man auf die Stellen der Flecken, um diese durch den
aufgenommenen Bereich des Hintergrundes zu ersetzen.
Nachdem das Bild optisch soweit fertig ist, empfiehlt es sich, sehr weit rein zu zoomen und
das Bild Schritt für Schritt nach „Hotpixeln“ abzusuchen; das sind Pixel, die eine Farbe haben,
die aber nicht durch Lichteinfall des Teleskopes zustande kommt, sondern defekte Pixel sind.
74
75
Abbildung 37 : Screenshot
Abbildung 38 : Screenshot
42
8. Vergleich C11 Edge HD von Celestron / Pentax 75 SDHF
Zur genaueren Darstellung der Trapezregion in M42 wurde das gegenüber dem Pentax 75
SDHF deutlich höher auflösende Celestron 11 Edge HD eingesetzt.
Abbildung 38: Ausschnittsvergrößerungen des Trapezes in M42, aufgenommen
mit C11 Edge HD von Celestron (links) und Pentax 75 SDHF (rechts)
Die hohe Abbildungsleistung des C11 lässt sich gut an einem Bildausschnitt, der nur das
Trapez von M42 zeigt, erkennen. Die vier „Hauptsterne“ sind einzeln aufgelöst. Der Vergleich
(siehe Abbildung 39) zeigt diese Überlegenheit bei hohen Vergrößerungen des C11
gegenüber dem Pentax. Neben der besseren Abbildung der Sterne lassen sich auch feinere
Nebelstrukturen sowie feinere Farbunterschiede erkennen, wodurch eine höhere Plastizität
des fertigen Bildes ergibt.
Interessant ist zudem, dass auch trotz schlechterer Aufnahmebedingungen, wie z.B.
stärkerem Wind und schlechterem Seeing, bessere Bildergebnisse entstanden.
Abbildung 38: Gestacktes Bild von M42, aufgenommen mit C11 Edge HD am
2.3.2011 von 22.00 bis 00.17 MEZ auf der Sternwarte des
Carl-Fuhlrott-Gymnasiums, Wuppertal76
76
Abbildung 39: Foto : Maximilian Mohr, Paul-Anselm Ziegler
43
9. Ergebnis
9.1 Fertiges Ergebnisbild
Abbildung 39: Zum Schluss legt man um das fertig bearbeitete Bild noch einen Rahmen, den man dann mit den
wichtigsten Informationen versieht. Diese sind Datum, Uhrzeit, Ausrüstung, Fotograf und Ort der Aufnahme, sinnvoll
mit Koordinaten
44
9.2 Auswertung des Ergebnisbildes
Anhand des Ergebnisbildes lassen sich gut die beiden Objekte M42 und M43 erkennen.
Auch der „Running Man“ ist sichtbar.
Es lassen sich dank der verschiedenen Belichtungszeiten der Aufnahmeserien sowohl die
hellen Trapezsterne als auch Nebelstrukturen erkennen. Auch der Bildhintergrund ist
farbneutral, und trotz der Lichtverschmutzung weder sehr stark aufgehellt noch durch
falsche Bearbeitung zu dunkel.
Die hauptsächlich rote Farbe des Nebels weist zudem auf die ausgeprägte Hα-Linie mit der
Wellenlänge 656,28 nm hin, was zeigt, dass der Nebel zu einem Großteil aus ionisiertem
Wasserstoff besteht.
Trotzdem sind lichtschwache Nebelausläufer sowie feinere Farbnuancen nicht sichtbar, da sie
wegen der Aufhellung des Himmels und der wegen nicht möglicher längerer Belichtungszeit
nicht aufzunehmen waren.
10. Schlussüberlegungen
Mit der Arbeit an der Sternwarte, den Aufnahmen des Orionnebels und dem Bearbeiten
wollten auch wir nachweisen, dass man auch aus einer Großstadt und trotz den sich daraus
ergebenden Problemen doch brauchbare und relativ gute Astrofotografien der „schwierig zu
bearbeitende(n) Nebelregion“77 erstellen kann.
Doch es zeigte sich auch, dass um z.B. noch mehr Details erkennen zu können, noch einige
weitere Verbesserungen denkbar und auch umsetzbar wären.
Das wichtigste hierfür sind bessere Aufnahmebedingungen. Ein klarer Himmel, Windstille,
gutes Seeing und geringe Aufhellung durch den Mond lassen sich jedoch leider nicht selbst
beeinflussen, es bleibt also nur Geduld bis der „richtige Augenblick“ gekommen ist. Oder
man sucht einen Ort in der näheren Umgebung, der eine geringere Lichtverschmutzung des
Himmels aufweist, doch der Transport der teuren und auch schweren Geräte dürfte sich als
schwierig und eventuell riskant gestalten. Zudem ist die Stromversorgung ein weiteres
Problem.
Außerdem ließe es sich über den Einsatz des Autoguidings, z.B. mit der Kamera ALccd 5.2,
nachdenken, um damit sehr viel längere Belichtungszeiten aufnehmen zu können, also auch
lichtschwache Partien abbilden zu können. Dies setzt aber gute Aufnahmebedingungen
voraus.
77
Bernd Koch und Stefan Korth, Die Messier-Objekte, Kosmos-Verlag, S.86
45
11. Abschlusserklärung
Hiermit versichern wir, dass wir diese Arbeit selbstständig angefertigt, keine anderen als die
von uns angegebenen Quellen und Hilfsmittel benutzt und die Stellen der Facharbeit, die im
Wortlaut oder dem Inhalt nach aus anderen Werken entnommen wurden, in jedem einzelnen Fall mit genauer Quellenangabe kenntlich gemacht habe.
Verwendete Informationen aus dem Internet sind der Arbeit als PDF auf der CD beigefügt.
Ich bin damit einverstanden / nicht einverstanden*, dass die von mir verfasste Facharbeit
der schulinternen Öffentlichkeit in der Bibliothek der Schule zugänglich gemacht wird.
Ort, Datum Unterschrift
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