Förderverein der Archenhold-Sternwarte und des Zeiss-Großplanetariums Berlin e.V.
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Andreas Heidenreich

Digitale Astrofotografie

2 Bildergalerie

2.1 Unser Sonnensystem

Der Mond

(a)

(b)

(c)

Abb. 26: (a) Mare Imbrium mit Kaukasus-Gebirge, (b) Krater Kopernikus, (c) Gebiet um den Schickard-Krater. Bilder (a) und (b) wurden am 19.5.2006, 8 Tage vor Neumond, bei 66% Beleuchtungsanteil des Mondes aufgenommen, Bild (c) am 23.5.2006, 4 Tage vor Neumond, 21% Beleuchtungsanteil. Aufnahmen: LX50 10 Zoll f/10 Schmidt-Cassegrain-Teleskop, 0,63 Reducer, DSI1pro CCD, Komposit einiger Dutzend Einzelaufnahmen mit 10-30ms Belichtungszeit, digitaler Schärfefilter. Aufnahmeort: Sternwarte Givatayim.

 

Der Mars

(a)

(b)

(c)

Abb. 27: Mars

(a) aufgenommen am 10.9.2005, 1:03 UT, (b) am 25.9.2005, 23:08 UT und (c) am 11.10.2005, 22:02 UT.
Man sieht, wie das Marsscheibchen mit der Annäherung an die Oppositionsstellung am 7. 11. 2005 immer größer und runder wird. Größe und Beleuchtungsanteil betrugen (a) 15",2, 89%, (b) 17",2, 92%, (c) 19",1, 96%.
Aufnahmen: LX200 16Zoll f/10 Schmidt-Cassegrain-Teleskop, Barlow-Linse, (a) Meade LPI (Lunar Planetary Imager), (b,c) DSI1-Farb-CCD.
Stacking einiger Dutzend Aufnahmen, Belichtunszeiten von 0,28, 0,13 und 0,10s pro Einzelaufnahme. Kontrastverstärkung des Komposits durch unscharfe Maskierung.
Aufnahmeort: Sternwarte Givatayim.

Die Marsbahn ist sehr exzentrisch; der Marsabstand zur Sonne schwankt zwischen 206,7 (Perihel) und 249,2 Mio. km (Aphel). Dementsprechend schwankt sein Abstand zur Erde zur Oppositionszeit zwischen 55,6 (Perihelopposition) und 101 Mio. km (Aphelopposition), der Durchmesser des Marsscheibchens zwischen 25",2 und 14",1. Die Opposition 2005 gehörte zum Periheltyp mit einer Erde-Mars-Entfernung von 69 Mio. km und einem Scheibchendurchmesser von 20",2.

Das auffälligste Oberflächenmerkmal ist die weiße Südpolkappe (auf den Bildern ist Süden unten), die aus Eis und Trockeneis besteht. Die Polkappe ist relativ klein, da sie im Frühling und Sommer abschmilzt bzw. sublimiert (Sommeranfang auf der Südhalbkugel: 16.8.). Bei einer Perihelopposition ist immer die südliche Hemisphäre der Erde zugewandt, die Gebiete um den Marsnordpol sind damit nicht beobachtbar. Auf den Bildern sichtbar ist die viel größere nördliche Polhaube, die aus Dunst und Wolken besteht und nicht so hell ist wie die Polkappe. Die Polhaube bildet sich im Herbst und Winter. Die Albedostrukturen, d.h. die Hell-Dunkel-Gebiete, sind auf unterschiedliches Oberflächenmaterial zurückzuführen und nicht (von ganz wenigen Ausnahmen abgesehen) auf topographische Gegebenheiten. Die dunklen Gebiete sind mit grobkörnigem basaltischem Material bedeckt, die hellen orangebraunen Gebiete mit feinem Eisenoxidstaub.

Anhand der Albedostrukturen kann man die Marsrotation verfolgen. Ein Marstag dauert 24 Stunden 37 Minuten, die Rotationsgeschwindigkeit damit 14.6° pro Stunde. Die Identifizierung der Albedostrukturen auf einer Marskarte wird durch die Kenntnis des Zentralmeridians erleichtert. Der Zentralmeridian ist der Längengrad, den der Beobachter gerade in der Mitte des Marsglobus sieht. Die Zentralmeridiane der Aufnahmen (a-c) sind 331°, 154° und 353°.

 

Jupiter

(a)

(b)

(c)

(d)

Abb. 28: Jupiter

(a) 19.1.2004, 0:32 UT mit dem großen roten Fleck und Mond Europa, dessen Schatten als dunkler Punkt nahe des linken Randes der Planetenscheibe sichtbar ist.
(b) Am 7.4.2004, 18:53 UT mit dem großen roten Fleck sowie den Monden Europa und Ganymed (Ganymed ist der größere von beiden).
(c) Eine halbe Stunde später, am 7.4.2004, 19:22 UT, haben der große rote Fleck und die Monde deutlich ihre Position verändert.
(d) Am 25.1.2005, 0:58 UT, mit dem großen roten Fleck und Mond Ganymed.
Optik:
(a-c): LX50 10 Zoll f/10 Schmidt-Cassegrain-Teleskop, Barlow-Linse.
(d) LX200 16 Zoll Schmidt-Cassegrain-Teleskop, Barlow-Linse. (Bild skaliert)
Aufnahmen:
Meade LPI (Lunar Planetary Imager), Komposit einiger Dutzend Aufnahmen, Belichtungszeit pro Einzelaufnahme: (a-c) 0,35s, (d) 0,7s. Kontrastverstärkung durch unscharfe Maskierung.
Aufnahmeort: Sternwarte Givatayim.

 

Saturn

(a)

(b)

Abb. 29: Saturn

Aufnahmen:
(a) LX50 10 Zoll f/10 Schmidt-Cassegrain-Teleskop, Barlow-Linse, LPI,
(b) LX200 16Zoll f/10 Schmidt-Cassegrain-Teleskop, Barlow-Linse, Farb-DSI1.
Stacking einiger Dutzend Einzelaufnahmen mit Belichtungszeiten von 0,4s. Kontrastverstärkung durch unscharfe Maskierung.
Die Helligkeiten der Monde in Bild (b) wurde in der Nachbearbeitung drastisch erhöht (bei Enceladus und Mimas um den Faktor 10, bei Dione um den Faktor 5), damit sie bei diesen Helligkeits- und Kontrasteinstellungen überhaupt sichtbar wurden.

 

Sonne

Abb. 30: Die Sonne, aufgenommen am 3.4.2007 mit einem 70mm Coronado Solarmax-Teleskop und einem DSI2pro-CCD.

Coronado-Teleskope sind speziell für Sonnenbeobachtung und -fotografie konstruiert. Sie besitzen einen eingebauten Hα-Filter, der nur einen extrem schmalen Bereich des Spektrums im Bereich der Hα-Spektrallinie (elektronischer Übergang des Wasserstoffatoms bei einer Wellenlänge von 656,3nm, d.h. im Bereich des roten Lichts) passieren lässt. In diesem engen Spektralbereich werden die Protuberanzen am Sonnenrand sichtbar, die ansonsten von der viel helleren Sonnenoberfläche überstrahlt werden. Die Konvektionszellen auf der Sonnenoberfläche werden ebenfalls sichtbar. Sonnenflecken waren nicht vorhanden, da sich die Sonne in einem Aktivitätsminimum befand.

Die vorliegende Aufnahme ist ein Komposit zweier Einzelaufnahmen mit unterschiedlichen Belichtungszeiten. Da die Protuberanzen selbst mit Hα-Filter noch deutlich lichtschwächer sind, wurden sie mit einer erheblich längeren Belichtungszeit (2ms) aufgenommen als die Sonnenoberfläche (0,1ms). Beide Aufnahmen wurden dann einfach übereinandergelegt, wobei der überbelichtete Sonnenkörper der 2ms-Aufnahme durch die 0,1ms-Aufnahme ersetzt wurde. Die Einzelaufnahmen sowie das Komposit sind monochrom. Um den Eindruck einer visuellen Beobachtung zu vermitteln, wurde das Komposit rot eingefärbt.
Aufnahmeort: km-101 (Negev).

Warnung: Niemals mit einem normalen Teleskop oder Feldstecher in die Sonne schauen, nicht einmal für einen winzigen Bruchteil einer Sekunde. Der sofortige Verlust des Augenlichtes wäre die Folge!

 

Venus

(a)

(c)

(d)

(b)

Abb. 31: Venus

Bild (a) zeigt die Venus am 25.5.2004 noch als Abendstern (Durchmesser 52",8, Beleuchtungsgrad 6,1%).
(b) Am 8.6.2004 stand Venus (Durchmesser: 57",8) dann nicht nur in unterer Konjunktion mit der Sonne, sondern es kam auch nach 120 Jahren wieder zu einem Venusdurchgang, bei dem die Venus für mehrere Stunden als kleine dunkle Scheibe vor der Sonne entlangwanderte.
(c) Eine Woche später nur (15.6.2004) wurde Venus am Taghimmel fotografiert (Durchmesser 56",2 , Beleuchtungsgrad 2,0%).
(d) Am 4.9.2004 war das Venusscheibchen auf 19",8 geschrumpft und der Beleuchtungsgrad auf 58,9% angewachsen. Dass das Venusscheibchen in dieser Aufnahme nicht kleiner erscheint, liegt an der verwendeten Barlowlinse.

Aufnahmen: LX50 10 Zoll f/10 Schmidt-Cassegrain-Teleskop, Meade LPI (Lunar Planetary Imager), Stacking von jeweils einigen Dutzend Aufnahmen. Bei dem Venustransit handelt es sich um eine Einzelaufnahme. Vor der Teleskopöffnung wurde ein Filter angebracht, das nur 1/100000 des Lichts durchläßt.
Aufnahmeort: Sternwarte Givatayim.

Konjunktion Merkur-Venus am 27.6.2005 am Taghimmel (10:53 UT). Der Winkelabstand zwischen Venus und Merkur (viel lichtschwächer am rechten Bildrand, Helligkeit von Venus und Merkur: 3^m,9 und 0^m,0) betrug zu diesem Zeitpunkt 5',4. Saturn (Helligkeit 0^m,2) befand sich nur 1,9 Grad südwestlich (d.h. nahe aber außerhalb des Gesichtsfelds), konnte aber nicht aufgefunden werden.

Abb. 32: Konjunktion Merkur-Venus, Aufnahme: Meade LX200 16 Zoll f/10 Schmidt-Cassegrain-Teleskop, LPI, Komposit einiger Dutzend Einzelaufnahmen. Aufnahmeort: Sternwarte Givatayim.

 

Planetoid 2002 NY40

Abb. 33: Planetoid 2002 NY40

2002 NY40 ist ein kleiner Planetoid vom Apollo-Typ, d.h. ein Planetoid der die Erdbahn kreuzt und im Prinzip auf der Erde einschlagen kann. Er besitzt einen Durchmesser von 280 m und wurde erst am 14.7.2002 entdeckt. In der Nacht vom 17./18.8. 2002 flog er an der Erde in einer Entfernung von nur 526000km vorbei. Die Aufnahme zeigt den Planetoiden in der Nacht seiner größten Erdannäherung. Die Winkelgeschwindigkeit des Planetoiden war dabei so groß, dass er auf einer 60s-Aufnahme eine Strichspur verursachte.

Aufnahme: LX200 16 Zoll f/10 Schmidt-Cassegrain-Teleskop, 0,63 Reducer, Pictor 1616 CCD. 60s-Einzelaufnahme, Dunkelbild- und Weißbild-Korrektur sowie Subtraktion des Himmelshintergrundes.
Aufnahmeort: Sternwarte Givatayim.

 

Uranus

(a) Mit Monden Oberon (14^m,1), Ariel (14^m,3) und Titania (13^m,9) am 29.7.2004, 20:41 UT.
Miranda (16^m,5) und Umbriel (15^m,0) waren dem Planeten zu nahe, um mit der gewählten Brennweite vom Planeten getrennt werden zu können. Um die Monde zu sehen, musste eine Belichtungszeit von 15s gewählt werden, bei der der Planet bereits überbelichtet ist und auch wegen der Helligkeits- und Kontrasteinstellungen größer erscheint, als er eigentlich ist.

(b) Farbaufnahme von Uranus vom 17. 8. 2004.

	(a)		(b)
Abb. 34: Uranus

Aufnahmen:
(a) LX200 16 Zoll f/10 Schmidt-Cassegrain-Teleskop, 0,63 Reducer, Pictor 1616 CCD. Median-Komposit aus 20 Aufnahmen je 15s nach Dunkelbild-, Weißbildkorrektur und Subtraktion des Himmelshintergrundes.
(b) LX50 10 Zoll f/10 Schmidt-Cassegrain-Teleskop, Barlow-Linse, LPI, Komposit aus 296 Aufnahmen je 1,5s
Aufnahmeort: Sternwarte Givatayim.

 

Pluto am 6. und 7. Juni 2004.

Abb. 35: Pluto

Die Aufnahmen von beiden Nächten sind in ein einziges Bild kopiert worden, um die Bewegung Plutos (durch Kreuze markiert) besser sichtbar zu machen. Pluto bewegte sich retrograd, d.h. gegenüber dem Himmelshintergrund von Ost nach West (Westen ist im Bild rechts, Norden ist oben), da er sich gerade in seiner Oppositionsschleife befand.
Das Pluto-Scheibchen ist mit 0',1 so klein, dass es wie ein Stern erscheint (Abstand von der Erde: 4,46 Mrd. km, Helligkeit: 14^m,0).

Aufnahme: LX200 16Zoll f/10 Schmidt-Cassegrain- Teleskop, 0,63 Reducer, Pictor 1616 CCD, 10 Einzelaufnahmen je 60 s pro Nacht.
Dunkelbild-, Weißbild-Korrektur, Subtraktion des Himmelshintergrundes, Bildung der Median-Komposits (separat für jede Nacht). Am Ende sind die beiden Median-Komposite in ein einziges Bild kopiert worden, indem immer der höhere von den Pixelwerten beider Aufnahmen für das zusammengesetzte Bild verwendet wurde ("Maximum Combine").
Aufnahmeort: Sternwarte Givatayim.

 

Komet Tempel 1 / Deep Impact Mission

Die Deep Impact Mission bestand darin, eine Sonde zum Kometen Tempel 1 zu schicken, um damit dessen innere Beschaffenheit zu untersuchen. Am 4.7.2005 ließ die Sonde einen 370 kg-Kupferkörper auf dem Kometen aufschlagen, was einen Krater mit einem Durchmesser von 100m erzeugte. Dabei hielt sich die Sonde in einem Abstand von 500 km vom Kometen auf und untersuchte das ausgeworfene Material mit einem Infrarotspektrometer. Das durch den Einschlag ausgeworfene Material erhöhte die Helligkeit des Kometen beträchtlich. Der Helligkeitsanstieg konnte mit Amateurteleskopen registriert werden. Der Einschlag fand am 4.7.2005 um 5:52 UT statt. Aufnahme (a) stammt vom 3.7., 18:09 UT, Aufnahme (b) vom 4.7., 19:00 UT, also von ca. 12 Stunden vor und 13 Stunden nach dem Einschlag. Eine Beobachtung zur Zeit des Einschlags war nicht möglich, da der Komet vom Beobachtungsort aus gesehen unter dem Horizont stand. Dennoch war der Helligkeitsanstieg auch noch 13 Stunden nach dem Einschlag erheblich. Die Helligkeit eines Objekt lässt sich am einfachsten durch einen Vergleich mit bekannten Sternhelligkeiten vergleichen. Direkte Helligkeitsmessungen sind viel komplizierter und aufwendiger, denn die Helligkeit eines Objekts hängt auch von der Extinktion der Atmosphäre und damit von der Höhe des Objekts über dem Horizont und den Wetterbedingungen ab. Der Vergleichsstern in Bild (a) hatte eine Helligkeit von 12^m,0. Obwohl der Vergleichsstern in Aufnahme (b) mit 11^m,8 sogar noch etwas heller war, übertraf ihn der Komet deutlich, was bereits durch einfaches Betrachten der Aufnahmen erkennbar ist.

	(a)
	(b)
Abb. 36: Komet Tempel 1

Aufnahmen: LX200 16 Zoll f/10 Schmidt-Cassegrain-Teleskop, 0,63 Reducer, Pictor 1616 CCD.
Bild (a) ist ein Komposit aus 83, Bild (b) aus 43 20 s-Aufnahmen, jeweils nach Dunkelbild-, Weißbild-Korrektur und Subtraktion des Himmelshintergrundes.
Da sich der Komet mit einer Winkelgeschwindigkeit von 1',5/h gegenüber dem Himmelshintergrund bewegte, wären in einem Median-Komposit entweder der Komet oder die Hintergrundsterne verschwunden, je nachdem, ob man einen Hintergrundstern oder die Kometen als Referenzpunkt benutzt hätte. Denn ein Objekt, das nur auf einer einzigen Einzelaufnahme an einer bestimmten Stelle des Bildes ist, wird bei der Medianbildung wie ein statistischer Ausreißer zum Verschwinden gebracht. Daher wurden aus demselben Satz Einzelaufnahmen zunächst zwei getrennte Median-Kompositbilder erstellt: eines, auf dem nur die Hintergrundsterne zu sehen sind und eines, das nur den Kometen zeigt. Beide Komposite wurden dann durch Maximum Combine vereinigt, d.h. für jedes Pixel wurde der jeweils höhere Pixelwert aus beiden Kompositen herangezogen.
Aufnahmeort: Sternwarte Givatayim.

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