Astronomische Informationen und Aufnahmen
Alle Astrofotografien in diesem Bereich sind in Bad Tölz und Umgebung entstanden und sind bezüglich der verwendeten Aufnahmetechnik und den Bedingungen zum Aufnahmezeitpunkt ausführlich dokumentiert. Viele interessante Hintergrundinformationen runden das Angebot ab. Und weil es immer wieder interessante Beobachtungen gibt, wird das beste Bildmaterial diesem Bereich hinzugefügt. Gelegentlich auch auf Kosten älterer und weniger spektakulärer Bilder um die Informationsfülle in beherrschbaren Grenzen zu halten.
Diese ´Bildergalerie´ ist in vielerlei Hinsicht etwas ungewöhnlich, denn sie zeigt nicht nur die interessanten Objekte, wie sie mit relativ einfachen Mitteln beobachtet und fotografiert werden können, sondern enthält zu jedem Objekt auch die astronomischen Informationen aus allen mir verfügbaren Quellen in komprimierter Form, sowie bei den weniger ´pflegeleichten´ Fällen auch Hinweise und gute Tips zur Bildbearbeitung. Anhand der vielen Informationen und Daten zu jedem Himmelsobjekt ist diese ´Bildergalerie´ auch ideal für die so wichtige, sorgfältige Planung einer Astroaufnahme.
Gelegentlich werden auch mißratene Aufnahmen gezeigt, um Fehler aufzuzeigen und die Auswirkungen dieser Fehler zu dokumentieren. Denn aus perfekten Astroaufnahmen lernt man nicht...
Alle Bilder sind sehr sorgfältig optimiert um die Ladezeiten so kurz wie möglich zu halten. Die meisten Bilder werden verkleinert abgebildet und können durch einen Klick darauf in Originalgröße dargestellt werden. Dies wird mit einer kurzen Info über Bildformat und Dateigröße unterhalb der betreffenden Abbildung gekennzeichnet.
Alle Bilder sind, sofern nicht anders angegeben, genordet, d.h. Norden ist oben, Osten links, also die gleiche Orientierung, wie mit dem freien Auge oder mit dem Feldstecher betrachtet. Normalerweise ist die Genauigkeit der Einnordung besser als 2°. ´Präzise eingenordet´ bedeutet, daß die Aufnahme nachträglich gedreht wurde. Die Genauigkeit ist dann besser als 0,2°. Bei ´nicht genau eingenordet´ ohne weitere Angaben ist noch ein Restfehler zwischen 2° und 5° vorhanden.
Einige der verwendeten Abkürzungen in den Beschreibungen rechts neben den Abbildungen sind jedoch etwas erklärungsbedürftig. In den folgenden Absätzen werden diese genau erklärt.
| Vb | Etwas erklärungsbedürftig: Die ´Vergrößerung am Bildschirm´, so wie auf der Seite Optik - Berechnungen näher beschrieben. |
| mittlere FH: | Bei flächigen Objekten wird bei gegebener Helligkeit und Objektgröße die mittlere Flächenhelligkeit in mag / "² (=mag / Quadratbogensekunde) berechnet. Dies erlaubt eine grobe Abschätzung der Gesamtbelichtungszeit einer Aufnahme bzw. -serie. Dabei ist jedoch zu beachten, daß die Helligkeitsverteilung bei DeepSky-Objekten meist extrem inhomogen ist und daher erheblich vom angegebenen mittleren Wert abweichen kann. |
| Horizonthöhe | Die Höhe des Gestirns über dem Horizont zum Zeitpunkt der Aufnahme. |
| Abbildungsmaßstab | Aus Brennweite und Kantenlänge des einzelnen Pixels auf dem Kamerachip ergibt sich der sogenannte Abbildungsmaßstab. Er gibt an, wieviel Bogensekunden (") einem Pixel entspricht. Quadriert man diesen Wert, bekommt man die von einem Pixel abgebildete Fläche am Himmel in Quadratbogensekunden ("²). Danach folgt die reale Ausdehnung, die mit einem Pixel abgebildet wird. |
| Belichtung | Die Angabe der Belichtungszeit bezieht sich auf die in der Aufnahmesoftware eingestellten Werte. Tatsächlich weichen die realen Belichtungszeiten unter Umständen erheblich von diesen eingestellten Werten ab. Auf der Seite ToUcam: Reale Belichtungszeit sind die Einzelheiten dazu in allen Details wiedergegeben. Bei Belichtungen mit einer Astrokamera bezieht sich die Angabe auf die Belichtungszeit einer jeden Einzelaufnahme, wobei im Falle einer unterschiedlichen Belichtung eines ´klassischen´ RGB-Komposits die durchschnittliche Belichtungszeit angegeben wird. In jedem Falle folgen weiter unten genauere Angaben im Abschnitt "Aufnahmedetails". |
| Belichtung eff | Meist wird nicht nur eine einzelne Aufnahme gemacht, sondern vielmehr werden mehrere oder sogar tausende Einzelaufnahmen aufaddiert. Der ´Helligkeitsgewinn´ - oder genauer gesagt - das Signal-Rauschverhältnis verhält sich dann so, als wäre bei völlig dunklem Himmel [Belichtung eff] lang belichtet worden. Das Verhältnis zwischen eff. Belichtungszeit und Belichtungszeit ist übrigens kein lineares! Vielmehr entspricht eine Serie aus 100 Aufnahmen à 10s nicht etwa einer Integrationszeit von 100 * 10s = 1000s sondern vielmehr einer Einzelbelichtung von wurzel(100) * 10s = 100s. Dies gilt aber - wie schon angedeutet - nur bei perfekt dunklem Himmel. Unter realen Bedingungen mit lichtverschmutztem Himmel kann man getrost von einem linearen Verhältnis ausgehen, sofern die Einzelaufnahme mit der ´maximal sinnvollen Belichtungszeit´ belichtet wird. Näheres zu diesem schwierigen Thema auf der Seite "Belichtung mit der Astrokamera". |
| Theor. Grenzgröße | Theoretische Grenzgröße dieser Aufnahme unter Berücksichtigung folgender Parameter: Öffnung, eff. Belichtungszeit, Brennweite / Seeing oder FWHM (sofern erfaßt), Rauschen, Transparenz und Horizonthöhe. Dies ist ein berechneter Wert, kein gemessener, stimmt aber so in etwa mit der Realität überein. |
| Theor. Grenz-FH | Welches flächige Objekt kann man auf der Aufnahme so gerade eben noch erkennen? Diese ´theoretische Grenz-Flächenhelligkeit´ genannte Größe der Aufnahme wird unter Berücksichtigung folgender Parameter berechnet: Öffnung, eff. Belichtungszeit, Rauschen, Abbildungsmaßstab, Transparenz und Horizonthöhe. |
| Extinktion | Gemeint ist die ´relative Extinktion´ bezogen auf den Zenit. Dort ist die ´relative Extinktion´ nach dieser Definition also immer 0. Richtung Horizont muß das Licht durch immer mehr Atmosphäre hindurch, wodurch die Extinktion zunächst allmählich und unterhalb ca. 30° Horizonthöhe stark progressiv zunimmt. |
| FWHM | Das gemessene FWHM in Pixel auf dem noch nicht bearbeiteten Summenbild. Mit dem Abbildungsmaßstab multipliziert, entspricht das dem FWHM in Bogensekunden. Dabei ist zu beachten, daß alle Nachführfehler mit in diesen Wert eingehen, wodurch der FWHM-Wert des reinen Seeing stets etwas besser gewesen ist. |
| Auflösung | Aus dem gemessenen FWHM in Pixel und dem gewählten Abbildungsmaßstab kann man sehr leicht das Auflösungsvermögen bezüglich der realen Ausdehnung berechnen. |
| Seeing: | |
| Sehr Gut | Die Luftunruhe ist fast zu vernachlässigen und läßt bei sehr kurzen Belichtungszeiten (< 1/100 s) Auflösungen von besser als 0,5" zu. Der FWHM liegt bei 1" oder besser. Das Gestirn erscheint knackscharf und sehr kontrastreich auf den Rohbildern. In unseren Breiten extrem selten! |
| Gut | Die Luftunruhe läßt kurzzeitig Auflösungen von besser als 1" zu. Das Gestirn erscheint sehr kontrastreich auf den Rohbildern. Der FWHM ist deutlich besser als 2". Selten! |
| Mittel-Gut | Die Luftunruhe läßt kurzzeitig Auflösungen von um 1" zu. Der FWHM liegt um 2". Nicht allzu häufig! |
| Mittel | Deutliche Luftunruhe, diese ist jedoch noch gut beherrschbar. Strukturen kleiner als 1" sind aber praktisch nicht mehr auszumachen. Leichte Abstriche bezüglich Kontrast. FHWM bei ca. 3". |
| Mäßig | Die starke Luftunruhe läßt das Gestirn hin und hertanzen. Oder kräftiger Schärfeverlust durch die feinen, aber zahlreichen und schnell vorbeiziehenden Schlieren bei einer Föhnwetterlage. Strukturen um 2" sind bei sehr kurzen Belichtungszeiten gerade noch erkennbar. Schwacher Kontrast, FHWM zwischen 4" und 5". |
| Schlecht | Die sehr starke Luftunruhe verzerrt das Gestirn so stark, daß Vergrößerungen von über 100 nicht mehr sinnvoll sind. FHWM zwischen 6" und 9" |
| Grottenschlecht | Extreme Luftunruhe. Für die Astrofotografie indiskutabel und nur noch dann sinnvoll, wenn seltene Ereignisse dokumentiert werden sollen. Der FWHM kann durchaus deutlich über 10" liegen. |
| Transparenz | Diese ist in fst angegeben und läßt sich leicht abschätzen, indem man sich auf eine markante Sterngruppe konzentriert, deren Einzelsterne bezüglich ihrer Helligkeit dem Beobachter bekannt sind. Nach ca. 20-minütiger Dunkeladaption versucht man nun, immer schwächere Sterne dieser Sterngruppe auszumachen und merkt sich denjenigen Stern, den man noch gerade eben erkennen kann. Meist geht das selbst unter guten ´Landhimmelbedingungen´ nicht über 5,5 mag hinaus, in sehr seltenen Ausnahmen sieht man jedoch noch bedeutend mehr. Da diese ´Messung´ jedoch sehr subjektiv ist, ist die Definition der Transparenz hier etwas anders und beschreibt die reine Durchsicht, also die Abwesenheit von Dunst, Aerosolen und hohen Eiswolken möglichst unabhängig von der im folgenden Absatz definierten Himmelshelligkeit. |
| Himmelshelligkeit | Diese ist in mag/"² (mag/Quadratbogensekunde) angegeben und berechnet sich aus den selben Parametern, die auch auf dem ´Taschenrechner´ der Seite Lichtverschmutzung zur Messung der Lichtverschmutzung erforderlich sind. Dabei ist zu beachten, daß Himmelshelligkeit, oftmals auch als ´Himmelsqualität´ bezeichnet, noch nichts über die Transparenz aussagt. Ein bewölkter Himmel bei Neumond fernab von irgendwelchen künstlichen Lichtquellen ist eben auch extrem dunkel... |
Alle Rohbilder wurden mit folgenden Programmen bearbeitet:
| IrfanView | Einzelaufnahmen sichten / selektieren. Für schnelles Sichten und Selektieren per Tastaturkürzel eignet sich dieses Programm ganz vorzüglich. Beispielsweise hat man sich durch eine Aufnahmeserie von 1.000 Bildern binnen 20 Minuten durchgescrollt. ´Erwischt´ man dabei eine gute Aufnahme, kann diese mit ´F8´ in ein zuvor definiertes Verzeichnis kopiert oder mit ´F7´ verschoben werden. Oder ´Negativselektion´: Unbrauchbare Bilder mit <shift>+<Entf> löschen. |
| Giotto | Summenbilder erstellen (´stacken´). Hierbei hat es sich als besonders vorteilhaft erwiesen, die Einzelaufnahmen nach vorhergehender Sichtung zum Stacken zu selektieren (´handverlesen´). Die Menge der zu addierenden Bilder hängt stark von den Umständen, die bei der Aufnahme herrschten und natürlich vom Himmelsobjekt selber ab. |
| FitsWork | Stacken, Schärfen, Filtern, Farb- Histogramm- Hintergrundkorrektur, LRGB. Das Programm arbeitet intern mit Fließkommazahlen, dadurch ist eine verlustfreie Bearbeitung möglich. Das Bild verläßt FitsWork zwecks Weiterverarbeitung auf Wunsch zwar als 8-Bit-Bild, hat aber die groben und "verlustgefährlichen" Verarbeitungsschritte bereits hinter sich. |
| NeatImage | Restrauschen entfernen. Sofern nach dem Schärfen und Filtern in FitsWork noch ein leichtes Restrauschen übrigbleiben sollte, wird dieses in NeatImage entfernt. Da NeatImage aber nur mit 8 Bit / Farbkanal arbeitet, ist dies stets das Mittel der zweiten Wahl. |
| GIMP | Finaler Feinschliff, Kompression als JPG. Da der GIMP nur 8 Bit/Farbkanal ´kennt´, sollte hier, wenn überhaupt, nur noch mit sehr viel Fingerspitzengefühl am Bild gearbeitet werden. Meist wird man sich darauf beschränken, nur das mit FitsWork gespeicherte PNG als JPG komprimieren um die Dateigröße zugunsten kurzer Ladezeiten im WWW so klein wie eben möglich zu halten. |
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