Entdecken Sie auf unserer Seite alle wichtigen Helfer-Tools, die speziell entwickelt worden, um Ihnen die Auswahl für Ihre astronomischen Beobachtungen zu erleichtern. Von spezifischen Filter-Selektoren bis hin zu individuell angefertigten Schwalbenschwanz-Schienen bieten wir Lösungen, die auf Ihre Bedürfnisse zugeschnitten sind. Erfahren Sie mehr über unsere Produkte und wie sie Ihren Blick auf den Himmel verändern können.
Um Ihnen in Zukunft bei der Entscheidung zu helfen, welche Art von Highspeed- (oder Schmalband-) Filter Sie für Ihr Teleskop benötigen, nutzen Sie bitte den Filter-Selektor, der Ihnen auf Basis Ihrer Eingaben die richtige individuelle Auswahlgrafik liefert.
Wie finde ich den richtigen Sonnenfilter für mein Instrument". Nutzen Sie unseren Baader Solar Filter Auswahlhelfer und wählen Sie Ihr Beobachtungsgerät aus.
Auf diesem Formular können Sie alle benötigten Eingaben eintragen und eine Zeichnung sowie Beschreibung an uns abschicken, der voraussichtliche Endpreis wird Ihnen angezeigt. Ihre Bestellung werden wir dann zeitnah bearbeiten und eine Vorauskasse-Rechnung schicken.
Haben Sie eine allgemeine Anfrage (z.B. zu Lieferfähigkeit etc.)? Dann kontaktieren Sie uns gerne über untenstehendes Formular. Felder die mit * markiert sind müssen ausgefüllt werden.
Beachten Sie: Bitte stellen Sie spezifische technische Fragen zu Produkten direkt auf der Seite des entsprechendes Produktes mit dem Button "Frage stellen" (siehe rechts). Damit wird gewährleistet, dass auch andere Kunden von Ihren Fragen profitieren.
Worauf sollten Sie bei einem astronomischen Filter achten? Jeder hat andere Anforderungen und Ziele, und bei der Vielzahl der heute erhältlichen Filter stellt sich die Frage, wie man die richtigen Filter auswählt, um das volle Potenzial der Astrofotografie auszuschöpfen.
In diesem Blog gibt unser Kunde Ian Aiken einige wichtige Ratschläge, worauf man bei der Wahl eines Filters achten sollte, und begründet, warum er sich für die CMOS-optimierten LRGB- und Ultra Narrowband f/2-Filter von Baaderentschieden hat. Außerdem zeigt er Beispiele für LRGB- und SHO-Bilder, die er mit diesen Filtern auf seinem Celestron RASA 11von seinem Standort in Bortle 7 am Stadtrand aufgenommen hat.
Blog-Beitrag von Ian Aiken:
Ich lebe im Nordosten Englands im Vereinigten Königreich, wo ein gemäßigtes maritimes Klima mit milden Sommern und kühlen Wintern herrscht. Die Bewölkung kann das ganze Jahr über schwanken, und es kommt mir so vor, als ob ich an meinem Bortle 7 Standort nur 20 brauchbare klare Nächte pro Jahr bekomme, und zwar während der sechs Monate, in denen tatsächlich astronomische Dunkelheit herrscht. Ich bin seit über 20 Jahren Astrofotograf und habe in dieser Zeit alle möglichen Teleskope, Montierungen, Filter (einschließlich Optolong, Astro Hutech, Chroma, Baader) und Kameras (Atik, QHYCCD, ZWO, Canon) für die Planeten- und Deep-Sky-Fotografie benutzt. Finanziell habe ich auf die harte Tour lernen müssen, indem ich meine derzeitige Sammlung immer wieder fein abgestimmt habe, das meine Himmelsbedingungen, mein Budget, meine Zeit und meine Abbildungsziele unterstützt.
Zurzeit besitze ich eine Skywatcher EQ8, die in meinem Roll-Off-Dachobservatorium montiert ist. Darauf habe ich ein RASA 11 mit Baader UFC, QHY268M Kamera und Baaders CMOS-optimierten LRGB- und Ultra-Narrowband f/2-Filtern.
Hier sind die Faktoren, die ich bei der Auswahl meiner Filter berücksichtigt habe:
Preis: Bewerten Sie den Preis des Produkts im Verhältnis zu seinen Merkmalen, seiner Qualität und seiner Leistung. Ist der Preis im Vergleich zu ähnlichen Produkten auf dem Markt angemessen und wettbewerbsfähig? Überlegen Sie, ob das Produkt wesentliche Vorteile oder einzigartige Merkmale bietet, die seinen Preis rechtfertigen.
Meiner Meinung nach sind die Filter von Baader absolut preiswert. Man hat dort den Preis wettbewerbsfähig und die Leistung hoch gehalten. Ein ganzer Satz von Baader-Filtern kostet ein wenig mehr als ein einzelner Chroma-Filter. Chroma-Filter sind gut, aber im Vergleich nicht preiswert. (Baader 2" LRGB Set ~ € 500 vs. Chroma LRGB ~ € 2.238).
Qualität: Entspricht es Ihren Erwartungen in Bezug auf Haltbarkeit, handwerkliche Ausführung und allgemeine Verarbeitungsqualität? Ein gut verarbeitetes und langlebiges Produkt bietet langfristig einen besseren Wert.
Die Baader CMOS-optimierten Filter, die mit der Baader Planetarium's Life-Coat™- Technologie ausgestattet sind, sind so haltbar, dass Baader eine Garantie auf die Beschichtungen für die gesamte Lebensdauer des Filters gewährt. Baader garantiert, dass die Beschichtungen nicht abblättern, abplatzen oder sich physikalisch abbauen und einer wiederholten Reinigung mit feinoptischen Reinigungsmitteln standhalten. Eine solche Garantie belegt, dass die Verarbeitungsqualität hoch ist, dass die Beschichtungen auf größtmögliche Haltbarkeit ausgelegt sind und ich kann nachvollziehen wie Baader eine solche lebenslange Garantie anbieten kann. Ich glaube nicht, dass ein anderer Anbieter eine derartige Zusicherung macht.
Performance: Bewerten Sie, wie gut das Produkt seine beabsichtigte Funktion erfüllt. Liefert es die erwarteten Ergebnisse oder erfüllt es Ihre Anforderungen? Berücksichtigen Sie seine Effizienz, Genauigkeit, Zuverlässigkeit und alle zusätzlichen Vorteile, die es im Vergleich zu anderen Optionen bietet.
Ich habe am Ende dieses Blogs einige Bilder veröffentlicht. Sie können die Qualität selbst beurteilen. Ja, bei einer früheren Filtergeneration gab es Probleme mit Halos, die inzwischen behoben sind. Halos können sehr lästig sein, und es liegt nicht immer am Filter (in den meisten Fällen liegt es nicht am Filter). Reflexionen können in Ihrem Abbildungssystem auftreten und durch eine Reihe von Faktoren verursacht werden: u. a. durch den Abstand zwischen den optischen Elementen, den Abstand zur CMOS-Kamera, das Frontfenster der CMOS-Kamera selbst usw. Sie müssen sich Zeit nehmen, um Ihr gesamtes optisches System und seine einzelnen Nuancen zu verstehen.
Features und Spezifikationen: Überprüfen Sie die Funktionen, Spezifikationen und die Möglichkeiten die das jeweilige Produkt bieten soll. Gibt es einzigartige oder erweiterte Funktionen, die sich von Konkurrenzprodukten unterscheiden? Stellen Sie fest, ob diese Funktionen für Ihre Bedürfnisse wesentlich sind und ob sie den Preis rechtfertigen.
Ich habe mich für ein High-Speed Ultra-Narrowband Filter entschieden, der zu meinem RASA 11 passt. Diese Entscheidung beruhte auf meinen Bedürfnissen (die weiter unten erläutert werden). Was die Funktionen angeht, so stachen die in die Filter integrierten Funktionen zur Vermeidung von Reflexionen und Halos hervor. Zum Beispiel:
Reflex-Blocker - mit Beschichtungen zur Reduzierung von Halos, die durch mein Abbildungssystem verursacht werden.
Parfokal - das hilft, bei einem Filterwechsel nicht so viel nachfokussieren zu müssen. Da der Filterwechsel bei meinem RASA 11 mit dem Baader UFC-System manuell erfolgt, muss ich meinen motorisierten Fokussierer weniger bewegen und kann schneller wieder mit der Aufnahme beginnen (und der Fokussierer ist nicht ewig am arbeiten um den Fokus zu erreichen, wobei er evtl. sogar immer weiter aus dem Fokus gerät, was bei der Verwendung eines SCT-Designs ohne weiteres passieren kann).
Geschwärzte Ränder - wiederum zur Verringerung von Reflexionen in meinem Abbildungssystem, viele Spiegel und Glas = hohes Reflexionspotenzial
Versiegelte Beschichtungsränder - jeder Filter wird einzeln beschichtet und nicht aus einer Platte geschnitten. Dies ist wahrscheinlich der Grund warum Baader eine Life-Coat-Garantie anbieten kann wonach die Filter unbegrenzt haltbar sind.
Markenreputation und Kundenbewertungen: Recherchieren Sie den Ruf der Marke und die Kundenbewertungen zu dem Produkt. Achten Sie auf das Feedback anderer Kunden, die das Produkt verwendet haben, um einen Einblick in die Leistung, Zuverlässigkeit und Kundenzufriedenheit zu erhalten. Positive Bewertungen und ein guter Ruf der Marke können auf ein besseres Preis-Leistungs-Verhältnis hindeuten.
Baader Planetarium ist seit 1966 im Geschäft. Ich habe noch nie eine schlechte Kundenbetreuung von Händlern oder Baader direkt erlebt (ich gebe zu, dass ich auch noch nie Probleme hatte, mit Ausnahme eines Problems mit der frühen Baader Steeltrack-Software, das von Baader selbst schnell gelöst wurde). Als familiengeführtes Unternehmen habe ich das Gefühl, dass sie mit Leidenschaft bei der Sache sind und das Richtige zum richtigen Preis tun wollen, indem sie die Astronomie für jeden Geldbeutel zugänglich machen und wirklich "Aiders in Astromony" sind (das ist ihr Slogan).
Langlebigkeit und zuküntige Kompatibilität: Berücksichtigen Sie die Langlebigkeit und zukünftige Kompatibilität des Produkts. Wird es über einen angemessenen Zeitraum hinweg relevant und nutzbar bleiben? Beurteilen Sie, ob das Produkt aufrüstbar oder mit künftigen Entwicklungen oder Technologien kompatibel ist, um seinen Wert auf Dauer zu sichern.
Ich habe auch noch die älteren Baader 2" CCD-Filter, die sich in demselben Zustand befinden, wie ich sie gekauft habe. Ich habe daher auch keine Bedenken, was die Langlebigkeit der neuen CMOS-optimierten Filter von Baader angeht, vor allem nicht mit der Life-Coat-Garantie als Rückhalt. Ich habe in den letzten 20 Jahren gefasste 2"-Filter verwendet und obwohl die Sensoren moderner CMOS-Kameras immer größer werden, sehe ich keine Notwendigkeit, in nächster Zeit aufzurüsten.
Garantie und Kundenservice: Prüfen Sie die vom Hersteller angebotene Garantie und die Verfügbarkeit des Kundendienstes. Eine verlässliche Garantie und ein reaktionsschneller Kundendienst können einen zusätzlichen Wert darstellen, indem sie Sicherheit und Unterstützung bei Problemen oder Defekten bieten.
Baader bietet Life-Coat™, eine lebenslange Garantie auf seine CMOS-optimierten Filter (vorausgesetzt, sie werden korrekt verwendet und behandelt). Als familiengeführtes Unternehmen, das seit über 50 Jahren tätig ist, ist Baader vertrauenswürdig und bietet einen hervorragenden Kundenservice.
Persönliche Bedürfnisse und Präferenzen: Schließlich sollten Sie prüfen, inwieweit das Produkt auf Ihre spezifischen Bedürfnisse, Vorlieben und den beabsichtigten Verwendungszweck abgestimmt ist. Verschiedene Produkte können unterschiedliche Anforderungen erfüllen, daher ist es wichtig, ein Produkt zu wählen, das Ihren Umständen und Prioritäten am besten entspricht.
Was habe ich ausgewählt?
Ich habe mich bei meinem RASA 11 für die 3.5 und 4 nm Ultra-Narrowband-High Speed Filter entschieden. Warum? Die Begründung mag Sie überraschen. Die etwas breitbandigeren 6.5 nm High-Speed-Filter haben zwar ein ausgezeichnetes Preis-Leistungs-Verhältnis, aber mein Garten grenzt an andere Gärten und meine Nachbarn haben viele LED-Leuchten, vor allem an Wochenenden, immer genau dann wenn es nicht windig ist, der Mond nicht scheint und die Himmelsbedingungen gut sind. Sie können sich die Herausforderungen sicher vorstellen. Außerdem gibt es Bäume, die mir nicht gehören und die im Weg stehen. Ich arbeite Vollzeit und habe zwei kleine Kinder, meine Zeit ist begrenzt. Ich bin im mittleren Alter, aber noch nicht im Ruhestand, also kann ich nicht die ganze Nacht aufbleiben und bis in die frühen Morgenstunden Bilder machen. Deshalb habe ich mich für ein RASA-Gerät für Hochgeschwindigkeitsaufnahmen entschieden, wodurch sich meine Aufnahmezeit erheblich verkürzt. Ich könnte zwar mehrere Nächte lang Aufnahmen machen, aber das muss ich nicht. Für meine derzeitige Situation ist das genau richtig. In meiner Situation sind deshalb die Ultra-Narrowband-Baader-Filter am RASA 11 hervorragend, denn ich kann trotz aller Herausforderungen hervorragende Ergebnisse erzielen (siehe weiter unten im Blog).
Ich hoffe, die obigen Ausführungen helfen Ihnen, eine Entscheidung darüber zu treffen, welche Filter für Ihre Bedürfnisse geeignet sind. Baader Planetarium hat ein wirklich gutes Tool entwickelt, das Ihnen hilft die für Ihr Abbildungssystem am besten geeigneten Filter zu finden. Zum Zeitpunkt der Erstellung dieses Artikels können Sie auf dieses Tool zugreifen: Baader Narrowband-/Highspeed Filter Selektor
Beispiel für Astrofotografie, aufgenommen mit Baader CMOS-optimierten Filtern
Ich könnte darüber sprechen, wie klein und dicht die Sterne sind (das sind sie), dass die Filter viel mehr Kontrast bieten als ihre Vorgänger (das tun sie), aber das kann immer noch sehr subjektiv sein und von den Himmelsbedingungen beeinflusst werden. Mein Himmel ist nicht großartig, wirklich nicht, und ich habe mit all den anderen Problemen zu kämpfen, die das Leben in einer Vorstadt mit sich bringt. Diese Bilder wurden auch unter ziemlich schlechten Bedingungen mit dünnem Dunst aufgenommen. Ich muss auch darauf hinweisen, dass ich nicht allzu viel Zeit mit der Bearbeitung meiner Bilder verbringe. Ich bin der Meinung, dass man mit guten Daten auch ein gutes Bild machen kann. Meiner Meinung nach muss man ein Bild nicht so stark bearbeiten, dass es hell und bunt aussieht. Für mich sieht das zu sehr bearbeitet aus, und ich bevorzuge die dunkleren Bilder mit einfachen Histogramm- und Kurventransformationen. Damit sind die Haftungsausschlüsse aus dem Weg geräumt.
Mein Arbeitsablauf besteht aus der Verwendung von PixInsight zum Kalibrieren, Stacken, mit automatischer Hintergrundneutralisierung, BlurXterminate, NoiseXterminate und vielleicht StarXterminate. Sofern möglich verwende ich TGV Denoise nach dem Streckvorgang, aber bei diesen Beispielen habe ich das nicht getan. Ich verwende einfach die ScreenTransferFunction (STF) in PI, die auf das Histogramm angewendet wird, und einen Hauch von Curves Transformation, bevor ich in ein PNG/JPG exportiere. Es gibt wahrscheinlich noch so viel mehr, was ich tun könnte, aber ich tue es nicht. Oh, das hätte ich fast vergessen. Ich verwende PhotometricColorCalibration in PixInsight, das einen Weißabgleich auf das Bild anwendet.
NGC 7023 - Der Iris Nebel 2 hour Integration von Bortle 7 Himmel
NGC 7023, auch bekannt als Irisnebel, ist ein fesselndes und visuell auffälliges Himmelsobjekt im Sternbild Cepheus. Dieser Reflexionsnebel liegt etwa 1.300 Lichtjahre von der Erde entfernt und ist aufgrund seiner einzigartigen Eigenschaften ein beliebtes Ziel für Amateur- und Profi-Astronomen gleichermaßen. Der Irisnebel verdankt seinen Namen der markanten Form und dem Aussehen seiner zentralen Region, die an eine Iris oder ein Auge erinnert. Dieses auffällige Merkmal entsteht durch eine dichte Wolke aus interstellarem Staub, der das von nahen Sternen ausgesandte Licht streut und reflektiert. Die Staubpartikel im Nebel bilden auch verschlungene dunkle Fäden, die den visuellen Reiz des Nebels noch verstärken. Im Herzen von NGC 7023 befindet sich ein junger Sternhaufen, der das umgebende Gas und den Staub mit seiner intensiven Strahlung beleuchtet. Durch diese Wechselwirkung entstehen die leuchtenden Blau- und Gelbtöne, die auf vielen Astrofotos des Nebels zu sehen sind.
Imaging System: QHY286M CMOS Kamera montiert am RASA 11 mit Baader UFC. Filter: Baader CMOS-optimierte LRGB Montierung: Skywatcher EQ8 Belichtungsdetails: 30 x 60 Sekunden pro Kanal (LRGB). Insgesamt 2 Stunden Integrationszeit von Bortle 7 Himmel.
NGC 7023 - CMOS-optimierter Baader UV IR CMOS-Filter, verwendet für Luminanz in LRGB-BildNGC 7023 - Baader R CMOS-optimiertNGC 7023 - Baader G CMOS-optimiertNGC 7023 - Baader B CMOS-optimiertNGC 7023 - LRGB mit Sternen (es tut mir nicht leid, dass ihc hier nicht auf die Farbe gesetzt habe.)NGC 7023 - LRGB mit weniger SterneNGC 7023 - LRGB ohne SterneNGC 7023 - LRGB ohne Sterne (OK - ich habe die Farbsättigung ein wenig erhöht!)
NGC 7635 - Der Bubblenebel 17 Stunden Integration von Bortle 7 Himmel
NGC 7635, auch bekannt als Bubblenebel, ist ein fesselnder und visuell beeindruckender Emissionsnebel im Sternbild Kassiopeia. Seine einzigartige Struktur und sein unverwechselbares Aussehen haben ihn ebenfalls zu einem beliebten Ziel für Amateur- und Profi-Astronomen gemacht. Der Bubblenebel verdankt seinen Namen der kugelförmigen, blasenartigen Struktur in seinem Zentrum, die durch den starken Sternwind und die Strahlung eines massereichen, heißen und jungen Zentralsterns entsteht. Dieser Stern mit der Bezeichnung BD+60 2522 ist schätzungsweise um ein Vielfaches massereicher als unsere Sonne und sendet intensive ultraviolette Strahlung aus, die das umgebende Wasserstoffgas ionisiert. Das ionisierte Gas strahlt dann Licht aus und erzeugt das auffällige rötliche Leuchten, das auf Bildern des Nebels zu sehen ist.
Imaging System: QHY286M CMOS Kamera montiert am RASA 11 mit Baader UFC. Filter: Baader CMOS-optimierte 3.5/4nm f/2 Ultra Highspeed (Ultra-Narrowband) Filter. Montierung: Skywatcher EQ8 Belichtungsdetails: Ha: 354x60s, SII: 121x60s & 104x120s, OIII: 175x120s. Insgesamt ~17 Stunden Integrationszeit von Bortle 7 Himmel.
Fragen Sie nicht nach dem Grund für die unterschiedliche Belichtung! Ich würde auch gerne zu gegebener Zeit mehr Daten über SII und OIII sammeln, da dies etwa die Hälfte dessen ist, was ich geplant habe und brauche. Man sieht an den Bildern, dass mehr benötigt wird. Vielleicht beim nächsten Mal, oder? Astrofotografie ist für das Leben, nicht nur für Weihnachten, oder so ähnlich…
Ich habe die Kombination mit PixelMath in PixInsight gemischt.
NGC 7635 - Baader f/2 3.5nm Ha CMOS-optimiertNGC 7635 - Baader f/2 4nm OIII CMOS-optimiertNGC 7635 - Baader f/2 4nm SII CMOS-optimiertNGC 7635 - RGB/SHO Kombination mit SternenNGC 7635 - RGB/SHO Kombination mit weniger SternenNGC 7635 - RGB/SHO Kombination ohne SterneNGC 7635 - RGB/SHO Kombination Crop
Und zum Schluss noch M45, aufgenommen mit Baader CMOS-optimierten LRGB-Filter mit den gleichen Kits wie oben.
M45 aufgenommen mit Baader CMOS-optmierten LRGB Filter
Im Jahr 1999 veröffentlichten wir die 32-seitige Broschüre Die Beobachtung der Sonne mit Geräten und Zubehör von Baader Planetarium. Schon damals produzierten wir ein vielfältiges Sortiment an Geräten zur Sonnenbeobachtung. Die Broschüre stellte nicht nur die damaligen Instrumente vor, sondern gibt auch einen umfassenden Überblick über die technischen Hintergründe der Sonnenbeobachtung. Im Prinzip war es damals unser Anliegen das Wissen des 20. Jahrhunderts über die Sonnenbeobachtung mit Amateurmitteln übersichtlich zusammen zu fassen.
Seitdem hat sich viel getan, und die Broschüre ist darüber in Vergessenheit geraten. Wir haben uns dazu entschlossen sie nun endlich als PDF wieder verfügbar zu machen – denn die Theorie ist unverändert geblieben, nur die Geräte (und die Beobachtungsbedingungen) haben sich geändert. Da unser Schwerpunkt damals auf der Theorie dahinter lag, ist sie weiterhin aktuell und interessant.
Ein weiterer Grund zur erneuten Veröffentlichung sind die ebenfalls beinahe in Vergessenheit geratenen realen Aufnahmen einer Sonnenprotuberanz – ohne jegliche Filter (bzw. mit einer durch atmosphärische Besonderheiten bewirkten Filterung). Solche Bildergebnisse waren auch für uns so unglaubwürdig, dass wir diese Bilder eines japanischen Amateurfotografen nur ein einziges Mal auf dieser Broschüre gezeigt hatten. Erst jetzt – über 20 Jahre später – berichtet ein anderer Fotograf aus Scottland von einer ähnlichen Erscheinung (siehe www.spaceweather.com). Dies hatte lebhafte Diskussionen in vielen Foren zur Folge – u.a. in diesem Beitrag auf Astronomie.de. Wir möchten folglich durch diese erneute Veröffentlichung ebenfalls einen Betrag zu der Erkenntnis leisten, dass es sich wohl tatsächlich um eine natürliche Erscheinung handeln könnte, wenn historische Berichte z.B. beschreiben, dass am Sonnenrand "Drachen" sichtbar seien oder dass die Sonne in vielen Kulturen als "Drache" dargestellt wurde. So vieles an uralten Volksmythen wird plötzlich glaubhaft – wenn man es mit eigenen Augen sieht.
Der wichtigste Unterschied zu dem japanischen Titelbild unserer Broschüre ist wohl mittlerweile die Luftqualität: Beobachtungen der Sonnenprotuberanzen mit bloßen Augen, die – wie das Titelbild beweist – noch in den 1980ern gelegentlich möglich waren, gehörten bis vor Kurzem (siehe oben) in das Reich der Legenden. Immer engbandigere Filter sind notwendig geworden, um die Chromosphäre der Sonne zu beobachten. Zum Glück sind diese Filter nun auch für Amateure immer erschwinglicher geworden und bleiben nicht nur professionellen Sternwarten mit entsprechendem Budget vorbehalten.
Die Broschüre behandelt mehrere Themenbereiche. An dieser Stelle seien noch die technischen Fortschritte der letzten 20 Jahre erwähnt:
Die Beobachtung der Sonne
Teil 1: Das Teleskop für die Sonnenbeobachtung
Hier hat sich am wenigsten geändert, auch wenn die kleinen, aber sehr hochwertigen Teleskope, wie sie Zeiss hergestellt hatte, durch günstigere Optiken verdrängt wurden, die Mängel in der Abildungsqualität durch eine größere Öffnung für das selbe Geld (weitestgehend) ausgleichen. Die wichtigste Neuerung der letzten 20 Jahre sind die vergleichsweise günstigen und guten ED-Apochromaten, die die "echten", langbrennweitigen Fraunhofer-Achromaten verdrängt haben (Die kurzbrennweitigen zweilinsigen Achromaten, die heute gerne als Fraunhofer angepriesen werden, erfüllen das Fraunhofer-Kriterium nicht – Ihr Farbsaum muss bei der Sonnenbeobachtung z.B. mit einem zusätzlichen Solar Continuum Filter unterdrückt werden).
Sowohl die C-Objektive von Zeiss als auch unsere ALLSTAR®-Teleskope sind daher nicht mehr erhältlich, aber die in diesem Kapitel beschriebenen Auswahl- und Testkriterien gelten weiterhin. Heute können wir für die anspruchsvolle Sonnenbeobachtung zum Beispiel unseren [product sku="2300095" style="imgright"] empfehlen, ebenso wie unsere erst vor wenigen Jahren eingeführten [product sku="tribandsct" style="imgleft"] mit acht bis elf Zoll Öffnung, die sich an ambitionierte und erfahrene Beobachter richten.
Teil 2: Beobachtung der Photosphäre
Wie vor 20 Jahren gilt bei der Beobachtung der Sonne im Weißlicht: Am sichersten ist es, das Sonnenlicht direkt vor dem Teleskop abzufangen. Unsere [product sku="astrosolarsafety"] erfüllt diese Aufgabe noch immer hervorragend und ist einfachen Glasfiltern weiterhin überlegen. Besonders interessant ist die Beschreibung des Schlierentests in diesem Kapitel, mit dem Sie die Qualität eines Objektivfilters selbst abschätzen können.
Tatsächlich ist die Astrosolarfolie insbesondere mit dem neuen [product sku="solarcontinuumfilter" style="imgright"] so gut, dass wir die Herstellung von Objektiv-Glasfiltern längst eingestellt haben – sie bieten bei der nötigen Oberflächenpräzision keinen Vorteil, der den höheren Preis und das höhere Risiko, zu Bruch zu gehen, rechtfertigen würden.
Refraktoren sind bei der Sonnenbeobachtung für die Öffnungsklasse bis etwa 20 cm immer noch die erste Wahl, da das Licht den Tubus nur einmal durchquert, es keine Fangspiegelobstruktion gibt und der Kontrast vergleichbar großen Spiegelteleskopen somit überlegen ist. Mit größeren Öffnungen werden Refraktoren für Amateure in der Regel zu unhandlich. Der beste Sonnenfilter für diese Linsenteleskope ist ein Herschelprisma, das das überschüssige Licht nach außen lenkt. Unser [product sku="SafeyHerschelMarkii" style="imgleft"] ist in seiner neuesten Version dem damals gezeigten Modell in Sachen Streulichtunterdrückung noch einmal überlegen; die geschlossene Lichtfalle mit integriertem Sonnensucher erleichtert die Handhabung. Außerdem kann nun auch ein zusätzlicher Polfilter zur variablen Helligkeitsdämpfung fest installiert werden.
Mittlerweile aus der Mode gekommen ist die Sonnenprojektion, auch weil die dafür hervorragend geeigneten Huygens-Okulare mit unverkitteten Linsen nicht mehr in guter Qualität hergestellt werden. Moderne Okulare mit verkitteten Linsen dürfen nur mit Vorsicht verwendet werden, da sich der Kit zwischen den Linsen erhitzen und verfärben kann. Spezielle Okulare zur Sonnenprojektion können wir daher aktuell nicht empfehlen. Die Alternative zu den damals vorgestellten Sonnenprojektionsschirmen ist das [product sku="2903405"] – ein vollständiges und sicheres Gerät zur Sonnenprojektion.
Teil 3: Beobachtungen der Chromosphäre
Am meisten hat sich bei der Beobachtung der Sonnenoberfläche im H-alpha-Licht getan. Die damals noch recht breitbandigen Filter, mit bis zu 10 Å Durchlassbreite, lassen sich mit der heutigen Luftverschmutzung nicht mehr verwenden. Die Protuberanzenansätze, die Wolfgang Lille in eine für Amateure handhabbare Form brachte, gemeinsam mit uns produzierte und die vielen Amateuren und Volkssternwarten erstmals den Blick auf die Sonnenprotuberanzen ermöglichten, wurden durch engbandigere Filter verdrängt, die auch die Sonnenoberfläche in H-alpha zeigen. Die Filter von Zeiss und Halle/Berlin gehören der Vergangenheit an, und neben den Daystar-Filtern gibt es heute weitere Anbieter von hochwertigen H-alpha-Filtern. Unser [product sku="1363056" style="imgright"] kann an Teleskopen bis 80mm Öffnung sogar ohne weiteren Vorfilter eingesetzt werden; die Modelle von SolarSpectrum verwenden noch größere Filter, um auch an großen Teleskopen ein größeres Bildfeld zu ermöglichen.
Große Fortschritte gab es bei den Energieschutzfiltern, die vor dem Teleskop montiert wurden, um den teuren H-alpha-Filter vor der Sonnenhitze zu schützen. Der Aufwand, eine planparallele Scheibe herzustellen und zu vergüten, ist gleich geblieben. Aber statt eines einfachen Rotfilters kamen erst die C-ERF (Cool Energy Reflection Filter) und mittlerweile die dielektrisch vergüteten [product sku="derffilter" style="imgleft"], die die Sonnenenergie nicht absorbieren, sondern reflektieren. Dadurch heizen sie sich nicht auf, und es gibt keine zusätzliche Quelle für Luftturbulenzen mehr vor dem Objektiv.
Telezentrische Systeme statt Barlowlinsen sind immer noch eine Grundvoraussetzung für den Einsatz mit H-alpha-Filtern. Dieser Abschnitt ist weiterhin gültig, wobei wir mittlerweile weitere Telezentriken im Angebot haben, die nicht nur für die H-alpha-Beobachtung optimiert sind, sondern auch für die Planetenfotografie geeignet sind.
Was in der Broschüre noch fehlt
Ein Kapitel fehlt in dieser Broschüre, da es Ende das 20. Jahrhunderts für Amateure noch keine große Rolle gespielt hat: Die Sonne im Licht der Kalzium-Linien bei 393 und 396 nm. Mit einem Kalzium-Filter in Verbindung mit einem Herschelkeil oder AstroSolar-Folie sowie modernen, in diesem Bereich empfindlichen monochromen CMOS-Kameras wie sie z.B. QHY mit Kühlung und ohne Kühlung herstellt, ist dieser Bereich nun auch für Amateure ein spannendes Betätigungsfeld. Unser gestackter K-Line-Filter kam erst gut fünf Jahre nach Veröffentlichung der Broschüre auf den Markt, und sein Nachfolger, der 2023 vorgestellte [product sku="2961590" style="imgright"], liefert ohne das aufwändige Filterstacking die selben Ergebnisse – und das mit allen Vorteilen unserer CMOS-optimierten Filter.
Wir hoffen, dass diese Broschüre auch heute noch zum Verständnis der für die Sonnenbeobachtung notwendigen Technik beiträgt. Trotz des Internets findet sich einiges zu Theorie und Tests heute sonst nur in schwer zugänglicher Literatur oder versteckt in Forumsbeiträgen.
Übrigens: Wir haben noch einige dieser Broschüren auf Lager, die wir Ihnen für jeweils 10€ Unkostenpauschale zukommen lassen können. Bei Interesse kontaktieren Sie uns.
Fallstricke und Möglichkeiten
In diesem Artikel wollen wir die verschiedenen Möglichkeiten vorstellen, um das Bild zu vergrößern oder mit einer Kamera schnell und unkompliziert durch das Okular zu fotografieren. Diese Techniken sind sowohl für die Fotografie von Mond und Planeten interessant als auch für alle, die durch ein Okular fotografieren wollen – zum Beispiel für die Naturfotografie durch ein Spektiv.
Ein Celestron C14 Schmidt-Cassegrain mit 3900 mm Brennweite ist deutlich kompakter – aber auch nur bedingt transportabel.
Der TEC 250 Refraktor mit 2200 mm Brennweite ist ein echtes Sternwartengerät
"Näher ran" ist das Ziel vieler Fotografen. Mit anderen Worten: Eine möglichst lange Brennweite, um die Objekte möglichst groß auf dem Sensor abzubilden. Als praktische Faustregel für Astronomen gilt, dass Sonne und Mond pro Meter Brennweite knapp einen Zentimeter groß abgebildet werden. Da langbrennweitige Teleskope rasch sehr unhandlich werden oder zumindest eine sehr schwere Montierung brauchen, kann man – gerade als Amateur – schlecht zum größtmöglichen Teleskop greifen. Ein 14" Schmidt-Cassegrain mit 3900 mm Brennweite, wie es auf vielen Volkssternwarten steht, ist für die meisten wohl das langbrennweitigste Gerät, auf das sie zumindest über eine Vereinsmitgliedschaft zugreifen können. Wie kommt man also näher ran? Die Antwort ist einfach: Nachvergrößern. Das geht entweder mit Barlowlinsen oder für größere Verlängerungsfaktoren mit der Fotografie durch ein Okular (Lesen Sie hier unseren Blog zu: "Barlowlinsen, ihre Vergrößerungsfaktoren und Abstände") – was unter dem Namen Digiscoping oder Digiskopie gerne genutzt wird, um durch ein Spektiv zu fotografieren und so das Geld für in teures Teleobjektiv zu sparen. Eine andere Kamera mit Cropfaktor bzw. kleinerem Sensor ist dagegen sinnlos, wenn es wirklich um mehr Vergrößerung geht.[br]
Mythos Crop-Faktor
Gerade Einsteiger werden immer wieder vom Begriff des Crop-Faktors verwirrt. Das 100-mm-Objektiv einer Vollformat-Kamera soll an einer APS-C-Kamera auf einmal 160 mm und an einer Micro-Fourthirds (MFT) Kamera sogar 200 mm Brennweite haben! Das ist natürlich Blödsinn: Ein Kameraobjektiv oder ein Teleskop hat immer die selbe Brennweite, egal was für eine Kamera dahinter sitzt. Nur weil der Sensor einer MFT-Kamera nur halb so groß ist wie der einer Vollformat-DSLR, ändern sich weder Brennweite noch Öffnungsverhältnis (Lichtstärke) des Objektivs. Lediglich der Bildausschnitt ist kleiner. Wenn nun beide Kameras die selbe Auflösung (Pixelgröße) haben und das Bild in voller Auflösung dargestellt wird, zeigt die Vollformatkamera bei 100%-Darstellung nur ein größeres Bildfeld und die kleinere Kamera einen Ausschnitt davon – beides aber in identischer Auflösung bzw. gleichem Maßstab. Es hilft auch nicht, das kleinere Bild auf das der Vollformat-Kamera zu vergrößern: Dadurch werden keine neuen Details aufgelöst.
Ein kleinerer Sensor liefert keine höhere Vergrößerung – bei gleicher Pixelgröße ändert sich nur der Bildausschnitt (der "Crop")
Der Cropfaktor gibt also nicht an, wie groß die Brennweite wirklich ist, sondern nur, wie groß der Bildausschnittt ("Crop" oder Beschnitt) eines kleineren Sensors im Vergleich dazu ist, wenn das Objektiv an einer Vollformatkamera benutzt wird. Da bei der Fotografie durch ein Teleskop oder gar Okular sehr hohe Brennweiten verwendet werden, bringt der Vergleich mit einer Vollformatkamera eher wenig – hier ist es sinnvoller, das Bildfeld in Grad anzugeben, bzw. den Abbildungsmaßstab. Bei der Fotografie durch ein Okular hängt die Effektivbrennweite (also die Gesamtbrennweite des Systems) auch vom Abstand des Okulars ab. Mehr zur Berechnung der resultierenden Effektivbrennweite finden Sie weiter unten.
Übrigens sollten Sie nicht beliebig hoch vergrößern: Irgendwann setzt das Auflösungsvermögen des Teleskops zusammen mit der Pixelgröße der Kamera der erreichbaren Vergrößerung Grenzen. Für viele Planetenkameras wird die optimale Auflösung bei einem Öffnungsverhältnis von etwa f/30 erreicht; höhere Vergrößerung bläht das Bild nur auf – genau wie auch bei der Beobachtung mit einem Okular die Höchstvergrößerung von der Öffnung des Teleskops abhängt.[br]
Okularprojektion – die Systemkamera am Okular
Bei der visuellen Beobachtung kann man durch den Einsatz einer Barlowlinse an einem festbrennweitigen Okular eine höhere Vergrößerung erzielen. Im Prinzip macht man bei der Okularprojektion nichts anderes als bei der Beobachtung mit einer Barlowlinse: Man schaltet eine Optik dazwischen, die die Effektivbrennweite des Objektivs (bzw. des Okulars) steigert. Barlowlinsen verlängern die Brennweite in der Regel um den Faktor zwei bis drei. Sie sind meist für die Anwendung mit Okulare ausgelegt, der Faktor hängt dabei auch vom Abstand der Feldblende des Okulars bzw. im Falle einer Kamera der Bildebene zur Barlowlinse ab. Wenn man den Abstand vergrößert, verlängert man auch die Effektivbrennweite bzw. den Bildmaßstab.
Bei der VIP-Barlow liegen in der Standardkonfiguration 64mm zwischen dem Barlow-Element (unten rechts) und der Okularauflage (links), wenn es in die Verlängerungsfülsen eingeschraubt ist.
In gewissen Grenzen kann eine Barlowlinse so auch mit verschiedenen Vergrößerungsfaktoren verwendet werden. Konsequent wird das bei der modularen [product sku="2406101"] umgesetzt: Fotografisch kann das Barlowelement direkt vor die Kamera gesetzt werden und liefert so den gewünschten zweifachen Verlängerungsfaktor; der Abstand kann insbesondere visuell mit weiteren T-2-Zwischenringen variiert werden.
Die Vergrößerung errechnet sich dabei aus dem Abstand des Barlowelements zur Feldblende des Okulars mit folgender Formel:
1 + (Abstand [mm] / 64 [mm]) = Vergrößerung [x]
Die Feldblende eines 1,25"-Okulars liegt meist etwa am Übergang des Okularkörpers zur Steckhülse bzw. am äußeren Ende der Okularklemme.
Natürlich funktioniert eine Barlowlinse am besten, wenn Sie nahe der Spezifikationen eingesetzt wird, für die sie berechnet wurde. Wenn man zu sehr davon abweicht, bricht die Bildqualität irgendwann ein, meist beginnend am Rand.
Es geht auch umgekehrt: Das optische Element der [product sku="2956185"] kann aus dem Gehäuse entfernt werden und in ein Okular eingeschraubt werden – durch den kürzeren Abstand sinkt der Vergrößerungsfaktor von 2,25x auf 1,3x.
Der FFC mit bis zu achtfacher Brennweitenverlängerung ermöglichst höchste Vergrößerungen
Speziell für die Fotografie mit Mittelformatkameras mit 90 mm Bildkreis wurde der FFC ([product sku="2458200"]) entwickelt, der drei- bis achtfache Brennweitenverlängerung ermöglicht. Da er für den fotografischen Einsatz ausgelegt wurde, liefert er das nötige ebene Bildfeld – und zwar auch für sehr große Sensoren! Die Linsen liefern auch die unabdingbare hohe Auflösung, damit das Bild nicht matschig wird. Die "weltbeste Barlowlinse" hat natürlich ihren Preis – aber dafür gibt es auch die zehnfache Linienauflösung z.B. eines Zeiss Abbe Okulars.
Gerade in Amateurkreisen, wo das Budget für einen FFC nicht sofort vorhanden ist oder erst einmal mit der Technik experimentiert werden soll, hat sich die Okularprojektion seit Jahrzehnten etabliert. Statt einer Barlowlinse wird für höhere Vergrößerungen einfach ein Okular eingesetzt.
Dabei sollte die Kamera nicht direkt hinter das Okular gesetzt, sondern in einigem Abstand platziert werden. Letztlich ist ein Okular dafür ausgelegt, im Zusammenspiel mit unserer Pupille ein schönes Bild auf unsere gebogene Netzhaut zu projizieren, und ist nicht für den ebenen Kamerasensor gerechnet. Wenn die Kamera zu nahe am Okular ist, wird das Bild daher an den Rändern stark verzerrt. Je größer der Sensor ist, desto weiter muss er vom Okular entfernt sein. Dabei wird das Bild zusätzlich vergrößert – schon ein Okular mit mittlerer Brennweite bringt Sie so rasch in den Bereich der Höchstvergrößerung. [br][br]
Ein Kameragehäuse kann über einen T-Adapter direkt an viele Okulare gesetzt werden. Für optimale Bildqualität ist jedoch ein größerer Abstand nötig, abhängig von der Sensorgröße
Als Richtwert benötigt eine Vollformat-DSLR rund 95 mm Abstand, eine APS-C-Kamera 85 mm und für MFT haben sich 70 mm bewährt. Bei einer Spiegelreflexkamera mit Standard T-Ring sitzt der Sensor 55 mm tief im Gehäuse (das "Auflagemaß"), sodass man mit einer 40 mm T-2-Verlängerung bereits auf der sicheren Seite ist. Bei spiegellosen Systemkameras sind weitere Verlängerungshülsen nötig, um auf den Mindestabstand zu kommen. Alternativ können Sie natürlich auch nur den scharfen Ausschnitt des Bilds verwenden.
Die effektive Brennweite errechnet sich aus der Vergrößerung des Okulars (die sich aus seiner Brennweite und der des Objektivs ergibt) und dem Abstand a zwischen Okular und Sensor wie folgt:
fÄquivalenz = fSpektiv × ((a/fOku)-1)
Um das Kameragehäuse hinter dem Okular zu befestigen, wurden jahrelang variable Projektionsadapter verwendet. Dabei wird das Okular in ein Hülsensystem eingesetzt, an dessen Ende ein T-Gewinde ist. Teleskopseitig gibt es entweder ein Schraubgewinde oder eine normale Steckhülse. Der Abstand zur Kamera (und damit der Projektionsabstand) wird entweder durch Verschieben von zwei Hülsen eingestellt (was je nach Gewicht der Kamera und Fertigungspräzision des Adapters zu Verkippung führen kann) oder durch zusätzliche Verlängerungshülsen.
Der [product sku="OPFA"] von Baader Planetarium setzt auf stabile Schraubverbindungen und kann sogar an Teleskope geschraubt werden, die ein Gewinde am Okularauszug haben. So ist das System gegen Verkippung ebenso gesichert wie gegen seitliches Streulicht.
Bei einem klassischen Adapter für die Okularprojektion wird das Okular in den Adapter eingesetzt und von den Verlängerungshülsen vollständig umschlossen. Links wird die Kamera über einen Standard-T-Ring angesetzt, rechts ist der Anschluss an das Teleskop z.B. über Steckhülsen.
Das M43-Gewinde der Morpheus-Okulare ist unter der umklappbaren Augenmuschel verborgen.
Diese Adapter haben nur eine Beschränkung: Ihr Innendurchmesser beschränkt den Durchmesser der verwendbaren Okulare. Was mit klassischen orthoskopischen oder Plössl-Okularen wunderbar funktioniert, stößt mit modernen Weitwinkelokularen sprichwörtlich an seine Grenzen. In den OPFA z.B. passen Okulare bis 38 mm Außendurchmesser.
Daher haben die Baader Planetarium Hyperion- und Morpheus-Weitwinkelokularevon ein Anschlussgewinde an der Augenseite. Das M43-Gewinde lässt Platz für eine extragroße Augenlinse und kann mit dem [product sku="2958080"] in ein T-2-Gewinde umgewandet werden. Andere Okulare wie die Zoom-Okulare mancher Celestron-Spektive haben direkt ein T-Gewinde (bei entsprechend kleinerer Augenlinse). So wird die Kamera stabil und verkippungssicher am Okular befestigt; die 2"-Steckhülse der Okulare bietet einen festen Halt im Okularauszug.
Fokussiert wird dann ganz einfach über den Sucher bzw. das Display der Kamera, am besten mit Digitalzoom. Damit Sie ein Bild sehen, müssen Sie wahrscheinlich den Autofokus ausschalten und den manuellen Modus oder die Belichtungsautomatik auswählen. Da es keine Objektivelektronik gibt, mit der die Kamera kommunizieren kann, löst sie sonst eventuell gar nicht erst aus. Fernauslöser oder Selbstauslöser bzw. Intervallfunktion und ggf. Spiegelvorauslösung vermeiden unnötige Erschütterungen.
Anschluss des Hyperion Zooms Okulars an eine APS-C-DSLR mittels 15mm-Verlängerungshülse und Schnellwechsler, um die Kamera unabhängig vom Okular auszurichten. Schnellwechsler und Verlängerungshülse liefern die 30 mm zusätzlichen Abstand, damit das Bild auf dem gesamten Sensor scharf ist.
Bei der Wahl des Projektionsokulars sind ein paar Dinge zu beachten – nicht nur Selbstverständlichkeiten wie eine möglichst gute optische Qualität und ggf. Durchmesser oder Anschlussgewinde. Besonders wichtig ist die Brennweite. Greifen Sie einmal kurz zum Taschenrechner und überschlagen Sie, auf welche Effektivbrennweite Sie kommen. Extrem große Brennweiten bringen nichts, da Sie sowohl durch die Luftunruhe als auch das Auflösungsvermögen des Teleskops begrenzt sind. Und durch den nötigen Abstand erzielen Sie ohnehin rasch hohe Effektivbrennweiten.
Gerade für den Anfang sollten Sie ruhig mit längeren Okularbrennweiten bzw. nicht ganz so extremen Effektivbrennweiten arbeiten. Vergessen Sie nicht, dass mit der Effektiv-Brennweite auch Öffnungsverhältnis und Belichtungszeit steigen. Mit modernen, immer rauschärmeren Kameras lassen sich auch bei der Okularprojektion kurze Belichtungszeiten erreichen. Viele Planetenkameras reizen das Auflösungsvermögen eines Teleskops bei etwa f/30 optimal aus, mit kleineren Pixeln wird das Optimum bereits bei schnelleren Öffnungsverhältnissen erreicht, während die großen Pixel einer DSLR auch eine noch größere Brennweitenverlängerung vertragen.
Digiskopie / Afokale Fotografie – Kompaktkamera und Handy am Okular
Was aus einem Notbehelf geboren war – eine bezahlbare Kompaktkamera mit Objektiv statt einer teuren DSLR hinter das Okular zu halten – macht eigentlich genau das, was wir beim Blick durch's Okular auch machen: Eine Optik (das Kameraobjektiv bzw. die Pupille) hinter das Okular halten und das Bild auf den Kamerasensor bzw. die Netzhaut projizieren. Diese Technik ist als afokale Fotografie altbekannt und erlebt seit einigen Jahren vor allem bei Naturfotografen und Vogelbeobachtern eine Renaissance.
Wenn man das Objekt vorne unterstützt, lässt sich eine Kamera leichter hinter das Okular halten.
Auch wenn man dadurch noch mehr Linsen und somit mögliche Bildfehler in den Lichtweg bringt, sind doch ebenfalls sehr schöne Bilder möglich – und vor allem mit sehr geringem Aufwand. Im Prinzip muss man nur das Kameraobjektiv nahe an das Okular halten (etwa in dem Abstand, der dem Augenabstand des Okulars entspricht), ohne dass die Linsen einander berühren und verkratzen, die optischen Achsen aufeinander ausrichten (also die Kamera mittig und gerade auf das Okular halten), und abdrücken. Wenn das Okular für das Auge scharf gestellt wurde, übernimmt der Autofokus der Kamera den Rest.
Klingt einfach? Ist es mit ein wenig Übung auch. Freihand geht es leichter, wenn Sie das Kameraobjektiv vorne festhalten. Für ein Smartphone können Sie auch die Augenmuschel des Okulars als Auflage verwenden.
Damit das Bild auch formatfüllend ist, müssen Sie noch ein wenig einzoomen oder ein leichtes Teleobjektiv verwenden, ansonsten sieht das Kameraobjektiv am Okular vorbei, und das Motiv ist wie auf uralten Fotografien von einem runden, schwarzen Rand umgeben. Daher bieten sich auch Weitwinkelokulare mit großer Augenlinse an.
Der schwarze Rand um das Motiv verschwindet, wenn Sie mit dem Kameraobjektiv etwas einzoomen.
Einen Vorteil hat der schwarze Rand aber: Er zeigt Ihnen, ob Sie die Kamera schief halten. Wenn er rundum scharf ist, ist die Kamera korrekt ausgerichtet, andernfalls wird er an einer Seite unscharf.
Komfortabler als freihand geht es mit einem Digiskopie-Adapter. Leichtere Kompaktkameras lassen sich mit dem [product sku="2450330"] exakt hinter dem Okular positionieren und zur Seite klappen, um rasch durch das Okular zu schauen. Für die meisten Smartphones bietet der Celestron NexYZ Smartphone-Halter die optimalen Einstellmöglichkeiten; über die Stellschrauben lässt sich nicht nur die Position über dem Okular einstellen, sondern – anders als bei günstigeren Modellen – auch der Abstand zum Okular, um die optimale Ausleuchtung zu erreichen. Mit Adapter lassen sich auch Selbst- oder Fernauslöser nutzen. Besonders angenehm ist heute die Option einiger Kameras, das Bild per Funk zu übertragen – so kann die Kamera bequem aus dem Schatten gesteuert werden. Die ersten Kameraapps unterstützen sogar schon das Live-Stacking, also das Addieren mehrerer Aufnahmen in Echtzeit. So sind am Handy mittlerweile Aufnahmetechniken möglich, die man nur von großen Kameras mit Nachbearbeitung am PC kennt!
Mit dem Celestron NeXYZ Smartphonehalter kann ein Handy perfekt hinter dem Okular platziert werden,
die Baader Microstage II ermöglicht das selbe für Kompaktkameras.
[br]Nicht zuletzt bei Tagbeobachtungen ist ein Streulichtschutz interessant. Das SP54-Gewinde der Hyperion-Okulare lässt sich mit dem [product sku="2954251"] auch an den Morpheus-Okularen nutzen. Vom SP54-Gewinde wiederum kann das Okular mittels der Hyperion DT-Ringe auf das Filtergewinde eine Kamera adaptiert werden (Kameras mit M43-Gewinde lassen sich sogar direkt adaptieren; der M43/M43-Distanzring wird zusätzlich empfohlen).
So ist eine lichtdichte, stabile und perfekt zentrierte Kamera-Adaption möglich. Vergessen Sie nur nicht, dass dann das gesamte Gewicht der Kamera am Filtergewinde hängt, was Objektiv und Gewinde aushalten müssen. Nicht jede Kamera bzw. jeder Fokusmotor verträgt diesen Aufbau. Robuste, leichte Kameras sind hier im Vorteil, auch Videokameras/Camcorder werden so gerne angeschlossen – sei es, um eine Planetenbedeckung durch den Mond oder die Fütterungszeit in einem Vogelnest aufzunehmen.
36er Hyperion mit 40mm-Verlängerungshülse
36er Hyperion mit 2x15mm
[br]
Fazit
Obwohl ein Teleskop fotografisch einem Festbrennweitenobjektiv entspricht, sind Sie noch lange nicht auf eine Brennweite festgelegt.
Mit der afokalen Fotografie bzw. Digiskopie ist es mit wenig Aufwand möglich, durch das Okular zu fotografieren. Mit einer Digi-Klemme oder einem Smartphone-Adapter können auch längere Belichtungszeiten realisiert werden. Damit ist diese Methode ideal für Schnappschüsse, die den Blick durch das Okular festhalten – liefert mit etwas Übung aber auch Bilder mit sehr guter Qualität.
Wer höchste Vergrößerungen aus seinem Teleskop herausholen will oder eine Systemkamera besitzt, erzielt mittels Okularprojektion mit weniger Linsen höhere Vergrößerungen. Bei der stabilen Verschraubung des Kameragehäuses mit dem Okular werden Streulicht und Verkippung ausgeschlossen, und Sie können bei der Mond- und Planetenfotografie die Grenzen Ihres Systems ausreizen.
Mehr zum Thema erfahren sie in dem Buch Digiskopie, das der Autor auf Amazon veröffentlicht hat.
Viele Supportanfragen, die mich über Baader Planetarium erreichen, hängen mit der zunehmenden Verbreitung von USB zusammen – egal, ob Montierungen oder Kameras angeschlossen werden, die alten Anschlüsse (RS-232, FireWire...) wurden weitestgehend durch USB ersetzt. Der USB-Anschluss hat einen Siegeszug um die ganze Welt gemacht, und je mehr damit übertragen wird, wachsen auch die Fehlermeldungen mit.
USB 3.0 steht für Universal Serial Bus und ist eine sehr schnelle Datenschnittstelle, die in der Lage ist große Datenmengen – also auch große Bilder – in schneller Folge an den PC zu übertragen. Die Rohbilddateien werden durch die großen, hochauflösenden Sensoren immer größer, und auch die Bildraten für den Download erhöhen sich immer mehr – und das muss die Schnittstelle dann leisten. USB 3.1 kam im Jahr 2013 auf den Markt und überträgt bis zu 10 Gb pro Sekunde. Kurze Zeit später kam USB 3.2, und die Datenrate steigerte sich auf 20 Gb pro Sekunde. 2019 wurde USB 4.0 mit 40Gb/s eingeführt, diese Schnittstellenversion spielt aber bis heute keine große Rolle. [br]
Schnittstellen
Wir hören immer wieder von Kunden im Zusammenhang mit QHY – oder anderen Kameraherstellern wie FLI oder SBIG – über Probleme mit der USB-Verbindung zwischen Kamera und Laptop. Wir haben deshalb Kundenanfragen gesammelt und versuchen in diesem „Paper“ ein paar Lösungswege aufzuzeigen, die bei USB Problemen vielleicht nützlich sein können.
Generell muss zwischen zwei Problemen unterschieden werden:
Problem 1: Die Software, also z.B. inkompatible Treiber nach Updates des Betriebssystems und
Problem 2: Die Hardware – können große Datenmengen beim Download von Bildern verlustfrei übertragen werden?
Nun muss man schauen, was bei auftretenden Problemen der Anwender tun kann, und was den Steuerrechner betrifft
Die Software
Ein großes Problem sind Windows Updates. So gab es im Herbst 2021 ein Windows Update, das weltweit fast alle USB 3.0 Drucker lahm gelegt hat. Dieses automatische Betriebssystem-Update hat auch zahlreiche Kameras betroffen.
Wichtig: Obwohl beide von QHY bereit gestellt werden, können der native Kameratreiber und der ASCOM-Treiber zu unterschiedlichen Bildgrößen führen. Das heißt, je nach verwendeter Methode ist das Bild zwei Pixel größer/kleiner, und die Daten können nicht gestackt werden…
Ergo: immer den gleichen Treiber nehmen!
[br]Abhilfe schaffte zumindest für QHY-Kameras ein Treiberupdate, das QHY fast zeitgleich mit den Windows-Updates bereitstellte.
Generell: Große Updates von einer bestehenden Windows Version auf eine neuere (vielleicht von 8.0 auf 10) sind immer kritisch zu sehen, weil oft das USB Management nicht aktualisiert wird und es wahrscheinlich wenig Nutzer gibt, die so tief in die Systemsteuerung einsteigen können, um dort eventuell vorhandene Probleme zu beheben. Also: Wenn eine USB-Verbindung zum PC stabil läuft, lieber erst einmal auf ein automatisches Update verzichten.
Wenn ein älteres Windows Betriebssystem aktualisiert werden soll, ist eine Neuinstallation – und kein Update – zu bevorzugen. Nur so ist sichergestellt, dass auch der "Unterbau" auf dem aktuellen Stand ist, und keine Code-Teile Probleme machen können.
Meine Erfahrung dazu gibt es beim FCCT Adapter zum RASA 8 zu lesen. Als ich damals die ersten Bilder mit der QHY 163M machte, hatte ich bei einem PC Stress ohne Ende. Aber die gleiche Kamera mit genau der gleichen Software lief an meinem zweiten PC von damals bis heute ohne ein Problem.
Die Ursache war mein sequentielles Update von Win 7 auf Win 8.1 und dann auf Win 10: Das USB Management war im Hintergrund auf dem Stand von Win 7 geblieben. Das führte dazu, dass mir die Kamera im Gerätemanager als problemlos einsatzbereit angezeigt wurde, aber es gab oft Verbindungsprobleme bis hin zum Verlust des Downloads. Übrigens: Die aktuellen All-In-One Treiberpakete auf der QHY-Seite sind stabil und laufen wirklich gut (Win 10)! Auch INDI soll laufen, habe ich aber nicht überprüft.
ABER – Es gibt noch mehr potentielle Fehlerquellen!
Die Hardware
Die Kameras sind seit USB 3.0 in der Lage, in kurzer Zeit extrem große Datenmenge auf den PC zu schaufeln. Auch bei „Fit to Screen“, also wenn man sich das ganze Bild nur in "klein" auf dem Monitor anschaut, wird immer das ganze Bild an den PC übertragen – und erst dort kleingerechnet. Aber es wird das voll aufgelöste Bild in 16Bit an den PC übertragen!
Oft lese ich von Drops, halben Bildern, Mustern oder gar schwarzen Bildern, sowie Verbindungsproblemen. Für alle, die gleich einmal denken, die Treiber sind schlecht programmiert: Nein, die Kamera-Treiber von QHY sind genauso gut wie Treiber anderer Hersteller und erfüllen ihre Funktion bei vielen Anwendern weltweit problemlos! Hier sollte nicht vergessen werden, dass auch der PC eine Rolle spielt! Nicht immer ist der Kamera-Hersteller schuld, wenn es nicht so läuft wie man es erwartet.
Da die heutigen Datenmengen enorm hoch sind, sollten Sie nicht mit "uralten" Rechnern arbeiten, selbst wenn diese bereits USB3 besitzen. Die Festplatte muss diese Daten auch schreiben können, was meist eine SSD bedingt.
Auch haben ältere Rechner oft nur zwei USB Schnittstellen, sodass mit USB-Hubs gearbeitet werden muss. Passive USB-Hubs bereiten aber gerne Probleme! Wenn ein Hub benötigt wird, dann greifen Sie zu einem aktiven Hub mit eigener, externer Spannungsversorgung. Schließen Sie Kamera und Guider IMMER direkt an den PC an und nicht an den Hub.
Immer und immer wieder machen auch die Kabel Probleme. Die maximale Kabellänge für USB 3 beträgt drei Meter; längere USB-Kabel – oder auch kürzere, aber zu billige Kabel – übertragen zwar auch Signal, aber nicht in der maximal möglichen Geschwindigkeit. Für die Überbrückung größerer Entfernungen kann als Ausweg auf teurere, aktive Kabel zurückgegriffen werden. Diese verfügen über integrierte Signalverstärker, um dem technisch bedingten Signalverlust durch Signaldämpfung, elektrischen Crosstalk oder externe Interferenzen entgegenzuwirken.
Aktive Kabel haben eine eigene Stromversorgung und lassen sich an einer externen Stromversorgung mit einem weiteren Kabel erkennen. Für anspruchsvolle Anwender unserer QHY-Kameras bieten wir aktive Verlängerungen in den Längen 5 Meter und 10 Meter ([product sku="QHYextension" style="imgright"]) an. Somit wird der Arbeitsradius verglichen mit dem 1,8 Meter langen Kabel des Lieferumfangs maßgeblich erweitert.
Außerdem gibt es Lösungen, die das USB-Signal wandeln und für große Distanzen durch ein Netzwerkkabel leiten. Abschließend sei die Signalübertragung mit optischen Signalen erwähnt. Hierbei wird mit einem elektrooptischen Wandler das Signal durch einen Lichtwellenleiter gesendet und vor dem Empfängergerät zurückübersetzt.
Wenn der PC nicht leistungsfähig genug ist, um die Daten schnell genug herunterzuladen und zu verarbeiten, zeigt der Bildschirm im Download manchmal nur halbe oder komplett schwarze Bilder an, und die Datenkommunikation bricht zusammen. Dann ist es empfehlenswert der neuen Kamera auch einen neuen Steuerrechner zu gönnen.
Die Checkliste
Wenn Sie mit Ihrer neuen Astro-Kamera Probleme haben, überprüfen Sie bitte die folgenden Punkte:
Wenn das Betriebssystem mit Updates versorgt wird (und das sollte bei Rechnern mit Internetzugang immer der Fall sein): Installieren Sie das korrekte Treiberpaket und halten Sie es immer aktuell. Beim Installieren der QHY-Software können Sie die passenden Plugins wählen.
Ja, ich kenne den Spruch: „Never change a running system!“ – trotzdem sollten Sie keine Sicherheitsupdates des Betriebssystem ignorieren, und daher muss auch der Kameratreiber aktuell bleiben.
Ein Standard-USB3-Kabel (ohne Verstärkung!) hat eine maximale Länge von 3m – das ist die Spezifikation zum USB 3.0. Längere (oder billige) Kabel liefern nicht die spezifizierte Geschwindigkeit.
Zur Sicherheit nehmen Sie für den Anschluss der Kamera immer den gleichen USB-Port am PC.
Das QHY SDK kann helfen, USB-Kommunikationsprobleme zu lösen, und ist evt. eine Lösung. Es steht auf der QHY Seite zum Download bereit.
Gibt es Probleme mit statischer Aufladung und Entladung beim Kontakt mit dem PC? Wenn das passiert, ist die Kamera „weg“ und muss neu verknüpft werden. Seien Sie in diesem Fall wachsam: Es kann unter Umständen sogar zu einer Beschädigung der Kamera kommen.
USB Traffic: Wählen Sie im Treiber (ASCOM) einen Wert zwischen 1 und 5. Null muss nicht sein!
Kamera-Einstellungen: Deaktivieren Sie den Live View, wenn die Kamera gerade nicht verwendet wird!
Sind die USB-Kontakte noch in Ordnung? Schmutz in Buchse oder Kabel oder ausgeleierte/abgenutzte Kontakte können ebenfalls für Probleme sorgen.
Vorsicht mit USB Hubs:
Da USB 3.0 eine korrekte Kommunikation erwartet, kann es bei einigen Hubs zu Problemen kommen, während andere einwandfrei funktionieren
Wenn mehrere Anwendungen mit voller Leistung einen USB Hub benutzen, der wiederum an einem einzigen USB-Port am PC angesteckt ist, ist das eine Stress-Situation für den PC!
Stromversorgung über USB: Auch eine Stromversorgung über den USB-Port (bei der der Strom somit vom PC geliefert wird), kann die Kommunikation beeinflussen. Stromschwankungen können die Verbindung unterbrechen, und die Kamera muss erneut mit dem PC verbunden werden. (QHY hat Kamera + Kühlung und USB Kommunikation getrennt aufgebaut)
Die USB-Ports und ihre Performance ist bei neueren Computern besser, ABER:
Die Kameras liefern bei aktiven Live View (wenn kein Subframe/ROI ausgewählt wurde) immer das Bild in voller 1:1 Auflösung und 16Bit an den PC. Damit die Kamera dies schnell und stabil liefern kann, hat sie genug DDR-RAM verbaut.
Mini-PCs – klein kann zu klein sein!
Mittlerweile werden gerne kleine, kompakte Mini-PCs direkt am Teleskop verwendet. Wenn diese mit der Datenmenge der Kamera überfordert sind, kommt es zu dem Effekt, dass die Kamera halbe oder schwarze Bilder liefert und die Kommunikation abbricht!
Achten Sie daher genau darauf, was der (Mini) PC im „Dauerfeuer“ der Kamera kann, ob er dem Datentransfer von der Kamera zum PC gewachsen ist und wie viele Daten er verarbeiten kann.
Klein kann auch zu klein sein – das weiß ich aus eigener Erfahrung. Ich stelle lieber meine älteren, aber bewährten PCs für die Aufnahme ans Teleskop statt eines neuen Mini-PCs – der mir eventuell nur neue Probleme erzeugt!
Wenn Sie keine dieser Effekte kennen – SUPER! Dann weiterhin viel Spaß und viele tolle Bilder!
[br]
Wolfgang Paech + Christoph Kaltseis
Über die Autoren: [br]
Christoph Kaltseis ist nicht nur Adobe Photoshop Spezialist und als Nikon Professional für Nikon unterwegs, sondern auch ein erfahrener Astrofotograf. Er gehört zu den Gründern der Central European DeepSky Imaging Conference (www.cedic.at), die seit 2009 regelmäßig alle zwei Jahre in Linz stattfindet.
Neben seinen diversen Projekten hat Christoph mit APF-R (Absolute Point of Focus) in den letzten Jahren einen neuartigen Bildschärfungsprozess entwickelt. Die Prozedur ist dabei nicht immer gleich, sondern wird auf die Kombination von Objektiv und Kamera angepasst. Daher war eine flexible Methode nötig, um die gewünschten Ergebnisse zu erzielen.
In seiner Karriere als Astrofotograf hat Christoph auch bereits einige APODs (NASA Astronomy Picture of the Day) erstellt, z.B. die mit APF-R bearbeitete Aufnahme der M33 Galaxie oder das Herz des Orionnebels (M42).
Wolfgang Paech betreibt Astronomie seit nunmehr über 50 Jahren. Neben seinen zahlreichen Erfahrungen mit Sternwarten-Kuppeln aller Art sind seine Kerngebiete die Sonne und der Mond. Auf der Website www.chamaeleon-observatory-onjala.de finden Sie einen kompletten Mondatlas, aufgenommen mit seiner Standardtechnik. Aber auch in Sachen Deep-Sky und Planeten kann ihm, als langjährig erfahrenem Astrofotograf, niemand etwas vormachen.
Die 50+ Jahre Amateurastronomie mit vielen weiteren Bereichen, wie z.B. der Restaurierung historischer Amateurteleskope, Polarlichtreisen und vielem mehr sind auf seiner privaten Webseite unter www.astrotech-hannover.de aufbereitet.
Neu f/3 Ultra-Highspeed (Ultra-Narrowband) Filterkategorie
In den letzten Monaten nach der Einführung unserer neuen CMOS-optimierten Filterfamilien haben wir viele positive Rückmeldungen von unseren Kunden erhalten.
Allerdings häuften sich die Berichte und langen Diskussionen über Signalschwäche, Halo-Stärke usw., die immer mehr zeigten, dass die Komplexität dieses Themas einer ausführlichen Erläuterung bedarf. Insbesondere wenn man an die physikalischen Grenzen geht, wie bei unseren Ultra-Narrowband (UNB) Filtern, gibt es keine Standardlösung für jeden Nutzer mit unterschiedlichen Teleskopen, Himmels- und Wetterbedingungen.
Diese Situation wurde dadurch verschärft, dass gerade die Kategorie der f/2-Ultra-Highspeed-Filter eine selektivere Kategorisierung benötigt, um Filter mit dem richtigen PRESHIFT auszuwählen, die dem Öffnungsverhältnis (f/ratio) und dem Obstruktionsgrad der jeweiligen Teleskopoptik entsprechen.
Bis vor einigen Wochen erhielten die meisten Kunden Filter, die für sie sehr gut funktionierten, während einige andere die gleichen Filter erhielten – die aber an ihrem Teleskop schlechter funktionierten. Es hat uns einige Zeit gekostet, die notwendige Einsicht zu erlangen und die Wissensbasis zu schaffen, wie man Filter korrekt nach den vielen verschiedenen Öffnungsverhältnissen sowie den verschiedenen Stufen der Obstruktion bei katadioptrischen Teleskopen und Newtons auswählen kann.
Bitte nehmen Sie sich die Zeit an unseren Erkenntnissen teilzuhaben und zu lernen, was bisher noch nirgendwo vernünftig erklärt wurde:
Preshift – was ist das?
Whitepaper: Schmalband-Filter an astronomischen Teleskopen
Die Theorie in Kürze erklärt
Beim Arbeiten mit f/2 (in geringerem Maße auch mit f/3 und längeren Brennweiten) durchquert das einfallende Licht jeden Filter mit einer Neigung von 0° bis maximal 14° bei f/2-Teleskopoptiken. Dies erfordert, dass der Bandpass von Highspeed-Schmalbandfiltern je nach den optischen Parametern des Teleskops um 1 nm bis 2,5 nm rotverschoben (red-shift) werden muss. Die meisten Filterlieferanten "shiften" die Wellenlänge ihrer Filter überhaupt nicht, und die Kunden erhalten immer einen Filter, der "direkt auf das Passband" hergestellt wird. Das funktioniert bei den meisten Teleskopen gut, solange die Halbwertsbreite des Filters groß genug bleibt und das Öffnungsverhältnis des Teleskops deutlich über f/3,4 liegt – und auch nur dann, wenn die Optik des Teleskops keine zentrale Obstruktion aufweist. Ab < f/4 und in Verbindung mit der zunehmenden Obstruktion schnellerer optischer Teleskope ist jedoch nichts mehr "auf Band", da die transmittierte Wellenfront eine immer größere "Blauverschiebung" (blue-shift) erfährt – wie gesagt, abhängig vom Öffnungsverhältnis und dem Ausmaß der Obstruktion. Ohne diese unvermeidliche Blauverschiebung durch eine geeignete Rotverschiebung zu kompensieren, kann ein 95%-Peak-Transmissionsfilter zu einem 30%-Transmissionsfilter mutieren. Aus diesem Grund haben wir immer zwischen regulären Schmalbandfiltern ohne Preshift und Highspeed-Filtern mit Preshift unterschieden, um eine maximale Filtertransmission für den weiten Bereich von Teleskopen mit unterschiedlichen Öffnungsverhältnissen zu erreichen.
Bisher haben Filterhersteller keine Informationen über die Notwendigkeit des Preshift von Schmalbandfiltern veröffentlicht (nur wenige bieten "auf besonderen Wunsch" geshiftete Filter an – zu hohen Kosten). Aus Sicht der Hersteller mag dies einigermaßen verständlich sein, denn es erfordert die Bevorratung einer Vielzahl verschiedener Filtergrößen und verschiedener Filterfamilien für verschiedene Teleskopoptiken, wobei jede Filterkategorie um einen genau definierten Grad unterschiedlich rotverschoben sein muss. Und um die Sache noch schwieriger zu machen, muss sogar die Temperaturverschiebung zu einem geringen Grad berücksichtigt werden. Unter realen Beobachtungsbedingungen in einer Winternacht bei -20 °C hat derselbe Filter beispielsweise ein etwas anders verschobenes Transmissionsfenster als bei der Verwendung im Labor bei + 20 °C. Bei langbrennweitigen Optiken bleibt dies unbedeutend, wird aber bei schnelleren Optiken zunehmend relevant. Aus diesem Grund zeigen wir unten das unterschiedliche Verhalten der Temperaturverschiebung von Filtern für Temperaturbereiche von -20°C bis +20°C in drei separaten Diagrammen.
Abschließend wird all dies in einem 24-seitigen Whitepaper ausführlich und mit erklärenden Grafiken erläutert.
Wenn Sie sich mit dem Thema Preshift bei Schmalbandfiltern auseinandersetzen wollen, bitten wir Sie, das Paper sorgfältig zu studieren.
[br]
Das Problem identifiziert
Beispiel: H-alpha 3.5nm Ultra-Narrowband/Highspeed Filter Selektor Grafik
Normalerweise wird für O III (und S II) eine ähnliche Signalstärke wie bei H-alpha erwartet/erhofft, aber dies ist durch die Physik begrenzt. Die Angleichung der Signalstärke von Schmalband-O-III-/S-II-Daten an die bei H-alpha gewonnenen Daten erfordert immer längere oder mehr Belichtungen als bei H-alpha, da die Emissionslinien von O-III- und S-II-Nebel viel weniger Energie liefern. Eine harte Streckung bei unzureichender Datentiefe wird sicherlich oft Halos hervorbringen. Dies ist der Hauptgrund dafür, dass bei H-alpha-Filtern im Vergleich zu O III- und S II-Filtern selten Halo-Beschwerden auftreten. Diese Tatsache hat dazu geführt, dass wir nicht genau genug aufgepasst haben, wenn Rückmeldungen über unzureichendes Signal auftraten – meist bei der Highspeed-Version der Ultra-Schmalbandfilter, die bei schnellen Optiken verwendet werden.
Beispiel: OIII 4nm Ultra-Narrowband/Highspeed Filter Selektor Grafik
Eigentlich waren wir davon überzeugt, der Astro-Gemeinde bereits etwas Gutes zu tun, indem wir überhaupt vorverschobene (preshifted) Filter in Form einer f/2-Highspeed Filterkategorie anbieten und dabei die Preise für solche kleinen und dedizierten Produktionsserien in einem erschwinglichen Rahmen halten. Bereits vor einigen Jahren haben wir die CCD f/2 Highspeed-Filter eingeführt, die sehr gut funktionieren (bei sogar noch etwas breiteren Durchlassbereichen als die aktuellen 6,5 nm f/2 Highspeed-Filter). Sowohl unsere aktuellen 6,5 nm CMOS-optimierten Highspeed-Filter als auch die früheren CCD-Highspeed-Filter wurden mit einem Preshift hergestellt, um einen Teleskop f/Bereich von f/3,4 bis hinunter zu f/1,8 zu bedienen. Dies funktioniert gut für Filter mit einem FWHM-Passband von bis zu 6,5 nm (siehe die detaillierten Erklärungen im oben verlinkten Whitepaper). Es wurde allerdings bisher nicht vernünftig erklärt, wie man zwischen regulären Narrowband- und Highspeed-Filtern wählen kann, was zu Schwierigkeiten für die Benutzer führte, zwischen den beiden zu unterscheiden. Einige Benutzer erhielten somit einen Filter, der weniger Signal liefert als erwartet. Aus diesem Grund wurden die beiden unterschiedlichen Kategorien 6,5 nm Narrowband/Highspeed-Filter auch in unserem Auswahlhelfer (Filter-Selektor) unten mit aufgenommen.
Aber was mit nur zwei Filterkategorien bei FWHM 6,5 nm (Narrowband und f/2 Highspeed) noch gut funktioniert, funktioniert mit FWHM 3,5 nm und 4 nm Filtern an schnellen Optiken nicht mehr so gut, wie wir lernen mussten. Bei solchen sehr schmalbandigen Passbändern von 3,5 bzw. 4 nm war es mit den beiden bisher verfügbaren Ultra-Narrowband und f/2 Ultra-Highspeed Filterfamilien nicht möglich, die Filter im f/-Bereich von f/3,4 bis hinunter zu f/2,3 perfekt an die Teleskope des Benutzers anzupassen. Falls Ihr Teleskop in diesem f-Bereich schneller als f/3,4 bzw. langsamer als f/2,3 arbeitet, ist die Wahrscheinlichkeit groß, dass Sie mit dem falschen 3,5/4 nm Filter-Preshift beliefert wurden und zu Recht eine geringe Filtertransmission beklagen. Für alle anderen Öffnungsverhältnisse funktioniert die Unterscheidung zwischen Ultra-Narrowband oder f/2 Ultra-Highspeed sehr gut, und hier haben wir nur sehr wenige Rückmeldungen über Signalverluste.
Beispiel: SII 4nm Ultra-Narrowband/Highspeed Filter Selektor Grafik
Wir haben einige Zeit gebraucht, um herauszufinden, dass die Ursache für Berichte über schwaches Signal und Halos fast ausschließlich von Leuten kommt, die einen als f/2 deklarierten Ultra-Highspeed-Filter gekauft haben – ihn aber im Bereich von f/2,3 bis f/3,4 verwenden. Oder Leute, die einen 3,5/4 nm Ultra-Narrowband-Filter gekauft haben, ihn aber mit Optiken schneller als f/3,4 verwenden.
Diese Situation hat uns in den letzten Wochen dazu veranlasst, die Auslieferung von Filtern zu stoppen und die Zeit zu nutzen, um unsere Kategorisierung der 3.5/4 nm Ultra-Narrowband / Ultra-Highspeed Filter in drei verschiedene Kategorien zu überarbeiten
Geänderter Arbeitsbereich: 3.5/4nm f/2 Ultra-Highspeed, mit Preshift ausschließlich für Teleskopoptiken schneller als f/2.3 (früher angegeben von f/3,4 bis f/1,8)
NEU: 3.5/4nm f/3 Ultra-Highspeed, mit Preshift ausschließlich für Teleskopoptiken im Bereich von von f/2.3 bis f/3.4
Die unten abgebildete Auswahlhilfe macht es Ihnen oder Ihrem Händler leicht, die am besten geeignete Filterkategorie für Ihr Teleskop oder Ihre Teleskopserie zu finden. Es wird schnell klar, dass die Wahl von Filtern im breiteren Durchlassbereich von 6,5 nm einen größeren Bereich von Optiken abdeckt und gleichzeitig günstiger ist. Dies sind sehr gute "Brot&Butter"-Filter.
Es gibt jedoch auch gute Gründe, sich für eine der (jetzt) drei Ultra-Narrowband/Highspeed-Kategorien zu entscheiden. Meistens dann, wenn man unter hellem Himmel in oder in der Nähe einer Stadt oder anderer starker Lichtverschmutzung arbeiten muss. Im Allgemeinen rechtfertigt eine Himmelshelligkeit oberhalb von Bortle 7 absolut die Verwendung eines 3,5/4 nm-Filters, das einen ~1,4-fach besseren Kontrast hat als der ansonsten ähnliche 6,5 nm-Filter.
Baader Narrowband-/Highspeed Filter Selektor
Personen mit Teleskopen von f/3.4 bis f/2.3, die Probleme mit der Signalstärke/Helligkeit eines Kanals haben, werden gebeten, uns zu kontaktieren, damit entschieden werden kann, ob eine Rückerstattung oder ein Umtausch in Frage kommt, oder ob es andere Lösungen/Ratschläge gibt.
Um Ihnen in Zukunft bei der Entscheidung zu helfen, welche Art von Highspeed- (oder Schmalband-) Filter Sie für Ihr Teleskop benötigen, nutzen Sie bitte den neuen Filter-Selektor, der Ihnen auf Basis Ihrer Eingaben die richtige individuelle Auswahlgrafik liefert. Generell ist zu beachten, dass es bei der Auswahl eines (Ultra-)Schmalband-/Highspeed-Filters mehrere Faktoren zu berücksichtigen gibt:
Das Öffnungsverhältnis (f/#) sowie die gewünschte Halbwertsbreite (6.5nm oder 3.5/4nm)
Die Vignetting (zentrale Obstruktion in %) des optischen Systems hat einen großen Einfluss auf die Blauverschiebung des Filters und muss in das Diagramm aufgenommen werden, um den am besten geeigneten Filter zu finden.
Temperaturverschiebung: Was auch immer in einem warmen Labor bei 20°C gemessen wird, wird sich bei -20°C um etwa 0,4 nm bis zu einem Maximum von ~1 nm ins Blaue verschieben. Daher sollte die durchschnittliche Temperatur Ihres Beobachtungsortes berücksichtigt werden, vor allem bei der Auswahl von (Ultra-)Narrowband-/Highspeed Filtern.
Vielen Dank für ihre Aufmerksamkeit.
Von Zeit zu Zeit melden sich Kunden bei uns, die eine gekühlte CMOS Kamera gekauft haben und mit ihren Bildergebnissen unzufrieden sind. Sie haben bislang mit einer ungekühlten DSLR Kamera gearbeitet und vergleichen ihre Aufnahmen auch mit Freunden, die vielleicht statt mit einer QHY mit Kameras anderer Hersteller arbeiten und deutlich bessere Bildergebnisse erzielen. So hören wir oft:
Meine Bilder zeigen viel zu viel Rauschen und kaum Signal vom Aufnahmeobjekt“. Und viele angehenden oder umsteigende Astrofotografen schreiben uns: „Meine alten Bilder, aufgenommen mit meiner DSLR, zeigen deutlich mehr Objekt, obwohl die neue Kamera gekühlt ist und viel empfindlicher sein soll.
Wenn das wirklich so wäre, wäre es ja wirklich schlimm! Deshalb wollen wir mal die CMOS Technik anschauen und Ihnen an dieser Stelle ein paar Hinweise geben, wie Sie Ihre Bildergebnisse dramatisch verbessern können, denn CMOS-Sensoren in gekühlten Kameras verhalten sich anders als CMOS-Sensoren in einer DSLR oder CCD-Kameras.
Früher war alles besser, sagt man – oder sagen wir lieber: Früher war alles anders. In der älteren CCD Technik hatte man bei einer Belichtung wenig mit der Einstellung von Parametern zu tun.
Was für CCD-Kameras galt, gilt heute nicht mehr!
Links CCD Kamera (SBIG ST-10XMS, Baujahr 2000) und rechts eine CMOS Kamera (ZWO ASI 071C Pro, Baujahr 2022)
Da hieß es: Kamera an den Rechner koppeln, Kühlung einschalten (möglichst tief kühlen), die Belichtungszeit wählen (möglichst lange belichten) und anschließend das fertige Rohbild abspeichern. Mehr war nicht nötig, also alles easy. Anschließend noch ein Dark und ein Flat subtrahieren und im Photoshop ein wenig die Tonwertkurve anpassen. Aber CCD ist nicht gleich CMOS, die Sensoren unterscheiden sich erheblich in der Technik und somit auch in den Einstellungen für die Bildaufnahme (lesen Sie dazu auch demnächst unseren Beitrag: CCD versus CMOS).
Das Gain
Gain bedeutet Verstärkung; in der CMOS Technik bedeutet es eine elektronische Bildverstärkung. Der Gain ist direkt vergleichbar mit der Wahl eines ISO Werts bei einer DSLR. Hier gibt es die Standardwahl beginnend bei ISO 100 bis hoch zu ISO 6400 und bei modernen Kameras weit darüber hinaus.
Die Einstellung des Gain ist einer der wichtigsten Parameter bei CMOS Sensoren. Aber Achtung: Die korrekte Wahl des GAIN ist abhängig vom Sensortyp, also auch von der Kamera in der der Sensor verbaut ist. Die Hersteller geben meist nur einen so genannten Unity Gain-Wert(1) an, der für Ihre Aufnahmen ein guter Startwert ist. Dieser ist bei den neusten CMOS Sensoren nicht mit dem Schaltpunkt zwischen hohem und niedrigem Ausleserauschen zu verwechseln. Mit der Verbesserung der CMOS-Technologie wird bei den neuen 16-Bit-CMOS-Kameras selbst bei der niedrigsten Verstärkung die Anforderung an die Unity-GAIN-Einstellung (weniger als 1e/ADU) übertroffen.
Am Ende des Beitrages finden Sie eine Tabelle mit Unity Gain Einstellungen für gängige QHY Kameramodelle. Später, wenn Ihr Knowhow gewachsen ist, sollten Sie die GAIN Einstellung für Ihre Bedürfnisse UND die Himmelsqualität, Ihre Standardbelichtungszeiten perfektionieren. Aber bedenken Sie dabei, dass Änderungen der GAIN Einstellungen auch Änderungen der anderen Ausgabeparameter beeinflussen. Wie die aussehen zeigen die Kurven der entsprechenden Kameramodelle.
Das Unity Gain liegt immer an der Stelle, wo aus Ausleserauschen Readout Noise) von einem niedrigem zu einem höherer Wert wechselt.
Wenn man bei einer DSLR bzw. einer spiegellosen Kamera die ISO von 100 auf 800 oder 1600 anhebt, um bei sonst identischen Parametern (Blende, Belichtungszeit) ein helleres Bild zu erhalten, muss man an einer gekühlten CMOS-Kamera entsprechend den Gain anheben.
Ein GAIN von 1 oder 0 ist die minimale Einstellung, die die Hersteller angeben, und vergleichbar mit einer ISO Einstellung von 6 bis 12 bei einer DSLR. Mit dieser Einstelung könnte man bei hellem Sonnenschein Bilder aufnehmen.
ISO einer DSLR und GAIN einer CMOS-Kamera haben also den selben Effekt: Bei Aufnahmen mit einem sehr geringen GAIN müssen Sie sehr lange belichten, um überhaupt Signal von ihrem Aufnahmeobjekt zu bekommen. Nachführung, Himmelsqualität etc. müssen während der Belichtungszeit passen bzw. konstant bleiben.
Die Rauschanteile, die der Sensor und die Sensorelektronik produzieren (z.B. Dunkelstrom) sind aber konstant! Bei niedrigem GAIN – wenn kaum Signal im Bild zu sehen ist – werden ihre Rohbilder daher sehr verrauscht sein, und das Signal des Aufnahmeobjekts wird sich kaum vom Rauschen abheben.
Bei der Wahl eines sehr geringen GAIN Wertes ist allerdings auch die so genannte Full Well Kapazität am höchsten – und damit auch die Bilddynamik. Full Well gibt an, wie viel Ladung (Lichtphotonen) ein Pixel aufnehmen kann, bevor es „voll“ ist und somit bei helleren Sternen in die Überbelichtung geht. Die gesamte Helligkeit, die gesammelt wird, muss nachhher in den 16Bit Dynamikbereich dargestellt werden, in dem die gesammelten Daten gespeichert werden. (Dazu muss natürlich in 16 Bit aufgenommen und gespeichert werden!)
Ein niedriger GAIN bedeutet also eine hohe Dynamik, aber auch längere Belichtungszeiten und damit größere Anforderungen an die Konstanz der Beobachtungsbedingungen, und ein schlechteres Verhältnis von Signal zu Sensorrauschen und Dunkelstrom.
Setzt man den GAIN-Wert für ein besseres Signal/Rausch-Verhältnis zu hoch an, reduziert sich die Bilddynamik. Sterne und helle Aufnahmeobjekte wie z. B. der Kernbereich des Orionnebels gehen in die Sättigung, werden überbelichtet, und der Zentralbereich des Nebel „brennt“ aus. Es gibt also keine Grau- oder Farbschattierungen mehr, alles ist weiß und überbelichtet.
Somit kann über das GAIN die Bildaufnahme optimal an Ihre Beobachtungsbedingungen angepasst werden. Je lichtstärker Ihr Aufnahmeteleskop ist, desto geringer kann das GAIN gesetzt werden. Oder Sie können bei höherem GAIN kürzer belichten. Wichtig ist auch die Qualität „Ihres“ Himmels: Je dunkler desto länger kann belichtet werden. Bei hellerem Himmel mehr Einzelbilder stacken, um das Signal-Rauschverhältnis zu verbessern.
Die Einstellung von GAIN und OFFSET sind übrigens im ASCOM Kameratreiber zu finden und einzustellen.
Ein Beispiel zum Verständnis:
Je lichtstärker eine Optik ist, desto stärker kann der GAIN bei gleicher Belichtungszeit reduziert werden (im Vergleich mit einem lichtschwächeren Teleskop bzw. kleinerer Blende)! Anders gesagt: Mit einer lichtstärkeren Optik kann bei gleichem GAIN kürzer belichtet werden. Beim Erhöhen des GAIN Wertes bei einem durchschnittlich „schnellen Teleskops“ (das anders als ein Teleobjektiv ja eine feste Blende bzw. Lichtstärke hat) kann die Belichtungszeit kürzer werden. -> Das bezieht sich immer auf die Hintergrund-ADU und die hellsten Bereiche im Bild. Es gibt mehr als eine Möglichkeit, um das Maximum der Nacht zu bekommen. Das Ergenis wird u.a. beeinflusst durch die Anzahl der Aufnahmen, das SNR im Stack, bessere Seeing Werte durch kürzere Belichtungszeiten, …
Nach der Aufnahme sollte der Hintergrund im Bild nicht über 10% Sättigung von 16Bit liegen. 16Bit sind 0-65535 Tonwerte und 10% sind um die 6553 Tonwerte (wenn man den ADU misst). Außerdem sollten die hellsten Bildbereiche nicht (viel) überbelichtet sein! Das Zentrum der hellsten Sterne bietet einen guten Anhalt, ob gerade noch nicht (oder nur ganz wenig) überbelichtet ist. Mit mehr Erfahrung in der Bildbearbeitung wird diese Aussage klarer, aber als Basis kann sie so verwendet werden.
Das Offset
Es gilt jedoch noch einen zweiten wichtigen Wert für die Optimierung Ihrer CMOS Rohbilder zu ermitteln, und das ist das so genannte OFFSET. Das OFFSET verschiebt das Histogramm (die Tonwertkurve) nach der analog-digital Wandlung auf der waagerechten Achse.
Das Histogramm zeigt nach der Analog-digital Wandlung die Helligkeitsverteilung (Tonwertverteilung) Ihres Rohbildes. Auf der waagerechten Achse wird die Verteilung der Grauwerte und auf der senkrechten Achse die Anzahl der Pixel und somit die entsprechende Helligkeit dargestellt.
Das Histogramm (Erläuterung dazu im Text)
Das Offset entspricht der Gamma-Korrektur des Bildes und sollte so gesetzt werden, dass am Ende ein Wert von mindestens 300 ADU für den Hintergrund bleibt. Kontrolliert wird das an dem belichteten Bild nach Abzug der Korrekturbilder.
Was ist eigentlich ADU?
Ausführliche Informationen zum Histogramm und zu ADU (Analog Digital Unit) beschreiben wir Ihnen hier:
Die maximale AD Wandlung beträgt 16 Bit, das entspricht zwischen Schwarz (links im Histogramm) und Weiß (rechts im Histogramm) 0 bis 65 535 Graustufen. Bei einer 14 Bit AD Wandlung werden 16 384- und bei einer 12 Bit AD Wandlung nur noch 4096 Graustufen dargestellt. Sie werden auch als ADU´s bezeichnet. Mit abnehmender AD Wandlung wird Ihr Histogramm also zusammen gepresst, und der Unterschied der dargestellten Graustufen zwischen Schwarz (Himmelshintergrund) und Weiß (hellste Sterne) wird deutlich geringer.
Es zeigt zur Verdeutlichung die ADU Werte zweier gemessenen Objekte. Im kleinen Quadrat der Kleinplaneten 1991 RG7 (ca. 18. Größenklasse). Im großen Quadrat dazu einen Referenzstern der 12. Größenklasse.
In der Tabelle entspricht der Kleinplanet der Nummer 1, der Referenzstern der Nummer 2. Man sieht deutlich den Unterschied in den beiden ADU-Werten zwischen 1157 und 39565. Logisch auch, dass in der Tabelle der letzte Wert S/N, das Signal-Rauschverhältnis ähnliche Verhältnisse zeigt. Der Kleinplanet hat natürlich ein wesentlich schlechteres S/N-Verhältnis als der hellere Stern.
Bleiben wir jedoch bei einer AD Wandlung von 16 Bit (0 bis 65 535 ADU). Nach der Belichtung sollte der Hintergrund nicht über 10% der Sättigung liegen, das sind ca. 6500 ADU, und die hellsten Bereiche (helle Sterne) sollten noch nicht überbelichtet sein. Nun ist es so, dass Sie bei Deeps Sky Aufnahmen im Histogramm immer im linken Bereich liegen und sich Ihr (lichtschwaches) Beobachtungsobjekt kaum vom Himmelshintergrund abhebt. Um zu vermeiden, dass das Signal im negativen Bereich des Histogramms verschwindet, wird über das OFFSET die Tonwertkurve nach rechts verschoben. Das OFFSET sollte so gesetzt werden, dass am Ende ein Wert von etwa 300 ADU beim Himmelshintergrund verbleiben. Ist das OFFSET zu gering gewählt, zeigen sich im Himmelshintergrund so genannte „dark patches“, die in der Bildbearbeitung sehr schwierig zu korrigieren sind – abgesehen davon, dass sie natürlich Objektsignal verlieren.
Zwei Schritte zur Ermittlung des korrekten OFFSET
Sie müssen zur Bestimmung des OFFSET zwei Bilder aufnehmen. Es sind ein so genanntes Bias und ein Dunkelbild.
Das Biasframe erfasst für jedes Pixel das elektronische Rauschen, das vom AD Wandler systematisch erzeugt wird. Die Belichtungszeit wird mit der kürzest möglichen Belichtungszeit bei geschlossenem Verschluss (Teleskopöffnung abgedeckt) aufgezeichnet, sodass kein Licht den Aufnahmechip trifft. Das dann ausgelesene Bild enthält im Idealfall nur die durch den Auslesevorgang selbst erzeugte Rauschen für jedes einzelne Pixel – es wird als Read Noise oder Readout Noise bezeichnet.
Der Biaswert als konstantes (aber temperaturabhängiges) Rauschen. Das Dunkelstromrauschen ist sowohl von der Temperatur, der Belichtungszeit und vom GAIN abhängig.
Das Biasframe MUSS mit dem gleichen Einstellungen für GAIN, Temperatur des Sensors, Binning und Readout Modus aufgenommen werden, wie auch die späteren Rohbilder. Machen Sie 30 bis 50 Biasframes und stacken und mitteln Sie diese (z.B. DeepSkyStacker). Nun müssen Sie mit einer Bildbearbeitungssoftware (Fitswork, Pixinsight, Maxim DL) das Signal des Hintergrundrauschens messen. Der Wert sollte um die 850 ADU liegen. Starten Sie mit dem voreingestellten OFFSET Wert im Kameratreiber (z.B. 55 bei der QHY 268M oder 60 bei der QHY 600M).
2. Nun wird ein Dunkelbild (ein Dark Frame) aufgenommen. Wie beim Biasframe müssen GAIN, Sensortemperatur und Readout Modus dem Ihrer am Himmel aufgenommen Bildern entsprechen. Auch das Dunkelbild wird bei geschlossenem Kameraverschluss oder abgedeckter Teleskopöffnung belichtet. Es misst für jedes Pixel den jeweiligen ADU Wert, der ohne Lichteinfall nur durch thermische Bewegungsenergie innerhalb des Sensors und der Kameraelektronik entsteht. Das ist das Dunkelstromrauschen (Dark Noise, Dark Current).
Nun müssen Sie wieder den Wert des Rauschens messen. Der Wert sollte etwa dem Wert des Biasframe entsprechen, keinesfalls jedoch niedriger sein, sonst muss der OFFSET vergrößert werden. Dies geschieht entweder im ASCOM-Treiber der Kamera oder in der Aufnahmesoftware.
Für genauere Ergebnisse nehmen Sie wieder mehrere Dunkelbilder auf, die Sie stacken und mitteln.
Diese beiden kalibrierten Korrekturbilder sind essenziell für die spätere Bildbearbeitung!
Nun geschieht folgendes: Wenn Sie nun ein Bild eines astronomischen Objekts aufnehmen und aus der Kamera herunterladen, enthalten die Daten die Signale der Kamera (das Rauschen) und des Himmels (des Objekts).
Wenn nun Bias und Dark-Frame abgezogen werden, bleibt das reine Signal Ihres Beobachtungsobjekts übrig, Bias- und Dunkelstromrauschen sind eliminiert. Noch besser als ein normales Bias ist übrigens ein Flat-Dark!
Was nicht passieren sollte ist, dass der Himmelshintergrund unter 300 ADU sinkt. Bei 16 Bit ist der Wert sonst zu nahe an Null! Dann muss der OFFSET-Wert leicht angehoben werden. Rund 800 ADU nach der Kalibrierung sind Okay und entsprechen nur knapp 1 % des 16 Bit Tonwertbereichs – da geht nichts an Objektsignal verloren.
Mit dem Offset verschieben Sie also den Gammawert von Null weg, aber nur so weit, dass die Werte von Darks und Bias etwa gleich groß sind.
Außerdem können Pedestal-Werte addiert werden, oft ist ein Wert um 200 voreingestellt.
Das Dunkelbild korrigiert übrigens nicht nur das Rauschen sondern entfernt auch alle Fehlpixel des Sensors (Hot und Cool Pixel, siehe näheres dazu auch hier). Wenn im fertigen Bild nach dem Stacking noch Hotpixel übrig sind, sollten Sie neue Darks aufnehmen – und nicht vergessen, dass nirgends Licht einfallen darf – auch nicht an Okularauszug, Filterschublade oder ähnlichem. Wenn alles korrekt subtrahiert wurde, sollte jedes Hotpixel verschwunden sein!
Erkennt man ein Muster im Hintergrund, hat es oft mit dem Bias zu tun und mit einem zu geringem oder unpassendem Versatz zwischen den Aufnahmen beim Dithern! Eine Lösung ist ein größerer Pixelversatz zwischen den Aufnahmen, ein Flat Dark statt einem normalen Bias (s.u.) sowie Kontrolle ob das Bias im Stack richtig angewandt wurde.
Hinweise:
Wenn GAIN, OFFSET oder Readout Modus geändert werden, MÜSSEN die Kalibrierungsbilder – Bias und Darkframe – neu aufgenommen werden.
Wenn Sie Bias Frames verwenden, MUSS die Bildbearbeitungssoftware „wissen“, dass im Dunkelbild auch der Biaswert steckt, sonst wird doppelt subtrahiert, und es kommt zu vermehrtem Rauschen oder negativen Werten.
Tabelle mit Unity Gain für einige QHY Kameramodelle
Kameramodell
Unity Gain
Switch Point High Gain / Low Gain Conversion
QHY 600 M/C
25 bei Extended Full Well
Photography Mode: 26 / High Gain Mode: 56
QHY 268 M/C
30 bei Extended Full Well
Photography Mode: 26 / High Gain Mode: 56
QHY 183 M/C
10
QHY 163 M/C
120
QHY 533 M/C
68
60
QHY 367C
2800
QHY 247 C
2200
QHY 128C
3300
QHY 168C
10
QHY 410C
90 (Low Gain) 40 (High Gain)
QHY 294 M/C Pro
1600 (11 Mp Mode) 2600 (47 Mp Mode)
11 MP Mode: 1600
QHY 174 GPS
17
QHY 550P
85
Das Unity Gain weiterer Kameramodelle finden Sie auf der QHY Website.
(1)Unity-Gain-Wert: Am Beispiel der neusten CMOS-Sensoren zeigt sich deutlich der Schaltpunkt zwischen „High Gain Conversion und Low Gain Conversion“. Ab dieser GAIN Einstellung fällt das Ausleserauschen (e-) deutlich und ebenso der Dynamikbereich steigt durch das geringere Rauschverhältnis nochmals an. Dieser Schaltpunkt zwischen HGC und LGC ist nicht der Unity Gain, bei dem 1 Elektron pro ADU auf den Sensor treffen (1e=1ADU)
Über die Autoren: [br]
Christoph Kaltseis ist nicht nur Adobe Photoshop Spezialist und als Nikon Professional für Nikon unterwegs, sondern auch ein erfahrener Astrofotograf. Er gehört zu den Gründern der Central European DeepSky Imaging Conference (www.cedic.at), die seit 2009 regelmäßig alle zwei Jahre in Linz stattfindet.
Neben seiner diversen Projekten hat Christoph mit APF-R (Absolute Point of Focus) in den letzten Jahren einen neuartigen Bildschärfungsprozess entwickelt. Die Prozedur ist dabei nicht immer gleich, sondern wird auf die Kombination von Objektiv und Kamera angepasst. Daher war eine flexible Methode nötig, um die gewünschten Ergebnisse zu erzielen.
In seiner Karriere als Astrofotograf hat Christoph auch bereits einige APODs (NASA Astronomy Picture of the Day) erstellt, z.B. die mit APF-R bearbeitete Aufnahme der M33 Galaxie oder das Herz des Orionnebels (M42).
Wolfgang Paech betreibt Astronomie seit nunmehr über 50 Jahren. Neben seinen zahlreichen Erfahrungen mit Sternwarten-Kuppeln aller Art sind seine Kerngebiete die Sonne und der Mond. Auf der Website www.chamaeleon-observatory-onjala.de finden Sie einen kompletten Mondatlas, aufgenommen mit seiner Standardtechnik. Aber auch in Sachen Deep-Sky und Planeten kann ihm, als langjährig erfahrenem Astrofotograf, niemand etwas vormachen.
Die 50+ Jahre Amateurastronomie mit vielen weiteren Bereichen, wie z.B. der Restaurierung historischer Amateurteleskope, Polarlichtreisen und vielem mehr sind auf seiner privaten Webseite unter www.astrotech-hannover.de aufbereitet.
Eine Barlowlinse ist die bekannteste Möglichkeit, um die Brennweite und damit das Öffnungsverhältnis eines Teleskops zu verändern. Eine Telezentrik ähnelt einer Barlow, wird jedoch durch ein positives Linsenelement ergänzt. Das ermöglicht eine Brennweitenänderung des Teleskops bei zugleich parallelem Strahlengang. Für die meisten Anwendungszwecke genügt daher eine Barlowlinse; vor allem im Zusammenhang mit schmalbandigen Interferenzfiltern (wie bei der Sonnenbeobachtung im H-alpha) ist die aufwändigere Konstruktion eines telezentrischen Systems zwingend notwendig. Beide Systeme haben aber ihre eigenen Vorteile.
Zum Verständnis der Unterschiede muss man sich klarmachen: Die Lage eines Bildpunkts hängt davon ab, wie weit er von der Bildmitte entfernt ist. Bei einer Barlowlinse vergrößert sich der Abstand mit dem Verlängerungsfaktor, das Bild wird also nach der Barlow „aufgebläht“.
Schematischer Strahlengang mit einer Barlowlinse (gestrichelt: ohne Barlow-Element). Lichtstrahlen abseits der Bildebene (orange und grau dargestellt) divergieren nach außen. Siehe dazu auch die Animation.
[br]
Bei einer Telezentrik erfolgt die Vergrößerung rein innerhalb des telezentrischen Systems, die Lichtstrahlen bleiben also parallel und divergieren nicht nach außen. Das hat in der Praxis einige Effekte.
Schematischer Strahlengang mit einer Telezentrik (gestrichelt: ohne Telezentrik). Lichtstrahlen abseits der Bildebene (orange und grau dargestellt) bleiben parallel zu denen in der Bildmite (rot). Siehe dazu auch die Animation.
[br]
Zu den typischen Eigenschaften einer Barlowlinse gehört, dass sie den Augenabstand eines Okulars verlängert, da sie den Strahlengang des Teleskops aufweitet. Je nach Bauform (lang-/kurzbauend), Verlängerungsfaktor, Abstand zum Okular und Öffnungsverhältnis des Teleskops kann der Augenabstand um 20-30% zunehmen, was insbesondere bei langbrennweitigen Okularen mit ohnehin größerem Augenabstand unerwünscht sein kann, wenn die optimale Augenposition dann oberhalb der Augenmuschel liegt.
Dieser Effekt ist zuerst einmal unerwartet, da der Augenabstand ja eine Eigenschaft des Okulars ist. Durch den divergierenden Strahlengang der Barlow wird sie jedoch quasi zu einem Teil des Okulars, da sie die erwarteten Eigenschaften des einfallenden Lichtbündels verändert. Der Augenabstand eines Okulars ist für annähernd parallele oder konvergierende Lichtstrahlen angegeben – für divergierende Lichtstrahlen liegt die Bildebene weiter außen.
Das erweiterte Lichtbündel kann außerdem dazu führen, dass Licht an den Linsen des Okulars vorbei geht und das Bild daher vignettiert wird – die Vignetierung kommt dann nicht durch die Blenden oder den Linsendurchmesser der Barlowlinse, sondern entsteht im Okular, das für das resultierende Lichtbündel zu klein ist!
Bei einer Telezentrik wird kein Licht nach außen verlagert, daher ändert sich der Augenabstand auch nicht. Allerdings vergrößert sich das Lichtbündel auch nicht – wenn der Linsendurchmesser der Telezentrik kleiner ist als der des Okulars oder des Kamerasensors, führt dies zu Vignettierung.
Ein weiterer Effekt, der bei Barlowlinsen gerne übersehen wird, ist die Abhängigkeit des Vergrößerungsfaktors vom Abstand zwischen Barlow und Okular/Kamera. Je größer der Abstand, desto höher ist die Vergrößerung – mehr dazu finden Sie in diesem PDF: Berechnung von verschiedenen Vergrößerungen mit der VIP-Barlow. Aus diesem Grund sind viele Barlowlinsen von Baader Planetarium modular aufgebaut und ermöglichen es – ähnlich wie bei einem Zoom-Okular – die ideale Vergrößerung zu finden, um z.B. bei der Planetenfotografie die Vergrößerung an die Auflösung von Teleskop und Kamera anzupassen. Dabei funktioniert eine Barlow natürlich von der Schärfeleistung her nur optimal bei dem Vergrößerungsfaktor, für den sie gerechnet wurde.
Abbildungsvergleich 2.25x Q-Barow (mit Verlängerungshülsen auf 3x gebracht) und [product sku="1363070"]
Dies ist in dem Bildbeispiel der Kirchturmspitze deutlich sichtbar. Hier wird aus Vergleichsgründen die 2.25x Q-Barlow mit Verlängerungshülsen auf 3x Vergrößerung "gequält" – was einen deutlichem Schärfeabfall bewirkt. Ein gutes Beispiel dafür, dass man eine Barlowlinse in dem konstruktiven Vergrösserungsbereich betreiben sollte, für den sie gerechnet wurde.
Bei einer Telezentrik ist der Vergrößerungsfaktor dagegen weitestgehend vom Abstand unabhängig, auch wenn sie ebenfalls für einen optimalen Arbeitsabstand gerechnet ist. In der Praxis kann von diesem rechnerischen Idealabstand sehr deutlich abgewichen werden, ohne dass sich Vergrößerung und Bildqualität merklich ändern. Das TZ3-S ist z.B. so gutmütig gerechnet, dass sogar die riesige Baulänge eines zwischengeschalteten Binokularansatzes keinen Kontrast- oder Schärfeverlust bewirkt. Am Beispiel der älteren Baader TZ-2 finden sie Testergebnisse dazu in diesem PDF: Das Baader Telezentrische System TZS-2: Wie kritisch ist der Abstand des Linsenelements zur Bildebene einzuhalten?
Damit ist eine Barlowlinse flexibler, wenn man eine geringfügige Änderung des Vergrößerungsfaktors erreichen will, während eine Telezentrik immer ziemlich genau den angegebenen Vergrößerungsfaktor liefert – auch wenn sich weiteres Zubehör zwischen Telezentrik und Okular befindet.
Zuletzt ist noch die Verlagerung des Fokuspunkts zu beachten, genauer gesagt die Position des Okularauszugs: Mit einer Barlowlinse muss der Okularauszug um ein bis zwei Zentimeter weiter eingefahren werden als ohne. Bei einer Telezentrik verschiebt sich der Fokuspunkt weniger stark – wobei das auch davon abhängt, wie gut Sie den idealen Arbeitsabstand einhalten wollen. Ausführlichere Informationen dazu finden sie in diesem PDF: Baader Telezentrische Linsensysteme für die Sonnenbeobachtung mit schmalbandigen H-alpha Filtern
Auch das hat Vor- und Nachteile. So wird eine Barlow gerne empfohlen, um auch dann in den Fokus zu kommen, wenn der Okularauszug nicht weit genug eingefahren werden kann. Eine besondere Variante einer Barlowlinse ist der Glaswegkorrektor, der für einen Binokularansatz die Fokuslage so verändert, dass man doch in den Fokus kommt. Bitte beachten Sie: Ein Glaswegkorrektor ist keine reine Barlowlinse, sondern eine spezielle Abwandlung davon. Da er zugleich die lichtbrechenden Effekte der Prismen eines Binokularansatzes korrigiert, ist er anders aufgebaut als eine Barlowlinse.
Telezentriken und die Sonne
Sowohl Barlowlinse als auch Telezentrik haben also ihre Vorteile, und bei guter Fertigungsqualität nehmen sie sich für die meisten Anwendungen wenig. Bei der H-alpha-Sonnenbeobachtung ist ein telezentrisches System jedoch alternativlos: Bei einer Barlowlinse sorgt die Divergenz der Strahlen dafür, dass die Lichtstrahlen mit zunehmendem Abstand von der Bildmitte leicht schräg durch den eigentlichen H-alpha-Filter (das Etalon) laufen.
Da ein Etalon (oder: Filter nach Fabry-Pérot) auf Interferenz beruht, kommt es auf den exakten Weg an, den das Licht zwischen den beiden λ/100 planparallelen Flächen des Etalons zurücklegt. Man muss wissen, dass ein Strahlenbündel in einem solchen – nur ~2/10 mm dicken – Etalon zwischen den beidseitigen dielektrischen Beschichtungen bis zu 1000-fach hin und her gespiegelt wird. Nur so können sich alle unerwünschten Wellenlängen durch Interferenz auslöschen, sodass lediglich nur H-alpha-Licht aus dem Etalon austritt. Wenn jedoch das in das Etalon einfallende Strahlenbündel durch eine Barlowlinse bereits divergent verläuft – oder durch ein natives f/30 Objektiv konvergent –, dann wird bei tausendfacher Spiegelung die Extinktion im Etalon zum Rand hin anders verlaufen als in der Mitte. Dadurch ändert sich von der Mitte zum Rand hin auch die Halbwertsbreite eines derart falsch verwendeten Etalons – was bei hochpräzisen Filtern mit 0,3-0,7 Angstrøm (Å) Durchlassbreite einen enormen Kontrastverlust bewirkt. Wie gesagt – sogar Teleskope, die von Haus aus das gewünschte Öffnungsverhältnis von f/30 oder langsamer hätten, haben dennoch nicht den parallelen Strahlengang einer Telezentrik. In diesem Fall konvergiert der Strahlengang und würde ebenfalls z.B. aus einem 0,5Å-Filter einen 0,7Å-Filter machen – oder zu einem noch breiteren Durchlassbereich (Halbwertsbreite) führen.
Speziell für die High-End-Sonnenfilter von Solar Spectrum und vergleichbare Konstruktionen, bei denen das Etalon hinter dem Objektiv sitzt, bietet Baader Planetarium aus o.g. Gründen seit Jahrzehnten telezentrische Systeme an, die speziell für die H-alpha-Linie gerechnet wurden. Seit 2022 wird die Reihe durch das achromatische SunDancer II TZ3-S ergänzt, welches für das gesamte sichtbare Spektrum gerechnet ist – das folglich auch für die Beobachtung der Kalzium-K-Linie Anwendung finden kann, stets in Verbindung mit einem für Kalzium-K geeignetem Etalon.
Der einzige Nachteil der Telezentriken für die H-alpha-Beobachtung – nämlich die aufgrund des gewünschten Öffnungsverhältnisses von f/30 sehr hohe Brennweite – lässt sich mit einem für die Telezentrik passend gerechnetem Reducer (0,4x bzw. 0,7x Telekompressor) teilweise wieder ausgleichen.
Beispielanwendung: [product sku="2459257"]
Die telezentrischen Systeme von Baader Planetarium
Das [product sku="1363070" style="imgright"] ergänzt seit 2022 die Reihe der Baader Telezentriken; die Telezentrik wird auch in den SunDancer II H-alpha-Filtern verbaut – dort jedoch zusätzlich mit einem integrierten Blockfilter (welches nicht separat erhältlich ist). Für die Verwendung mit anderen H-alpha-Ansätzen, die bereits über einen Blockfilter verfügen, ist die TZ3-S nun auch einzeln ohne Blockfilter erhältlich.
Als achromatisches System liefert sie über das gesamte sichtbare Spektrum ein scharfes, kontrastreiches Bild. Der Bildkreis in 96 mm Abstand beträgt 35 mm, sodass sie auch für die Planetenfotografie bzw. generell für Kamerasensoren bis etwa dieser Diagonale (bzw. generell mit 1,25"-Anschluss) hervorragend geeignet ist. Kameraseitig bietet sie ein T-2-Gewinde, teleskopseitig ist sie mit einem dualen 1,25"/2"-Steckanschluss ausgerüstet.
Ebenfalls seit 2022 rundet das [product sku="1363080" style="imgleft"] die Familie der SunDancer-Telezentriken ab. Genau wie die 3x Telezentrik ist sie ein achromatisches System, jedoch mit einem deutlich größerem Bildkreis von 36 mm und einem Arbeitsabstand von 97 mm. Damit ist sie auch für alle außer den größten SolarSpectrum-H-alpha-Filter geeignet, ebenso wie für die hochaufgelöste Sonnen- und Planetenfotografie im Weißlicht. Für den Einsatz mit dem SunDancer II H-alpha-Filter muss der Blockfilter des H-alpha-Filters in die TZ-4S eingebaut werden.
Die Telezentriken Telezentrisches System Tz-2 und [product sku="2459256"] sind bereits länger auf dem Markt und wurden speziell für die H-alpha-Linie bei 656,3nm ausgelegt, wo sie ihren höchsten Strehlwert aufweisen. Beide haben beidseitig T-2-Anschlussgewinde und teleskopseitig eine 2"-Steckhülse. Da es mittlerweile praktisch keine Teleskope mit f/15 mehr gibt, wird die TZ-2 nicht mehr nachproduziert – als nicht achromatisches System ist sie nur für den Einsatz mit H-alpha-Filtern an langsamen Teleskopen optimal geeignet. Die TZ-4 ist weiterhin lieferbar und für Teleskope mit etwa f/7,5 ausgelegt.
Das [product sku="2459257" style="imgright"] liefert in Abhängigkeit vom verwendeten Teleskopsystem bis zu 99% Strehl bei der H-alpha-Linie von 656,3 nm, sogar für Calcium-K (396nm) liefert es noch beugungsbegrenzte Abbildung mit ca. 80% Strehl. Gegenüber der zwanzig Jahre älteren TZ-4 bietet es nicht nur eine deutlich bessere Optikrechnung, sondern auch ein größeres Bildfeld: Mit 46mm freier Eintrittsöffnung passt es perfekt zu den großen SolarSpectrum Research Grade Filtern mit 46mm Öffnung. So lassen sich auch an großen Teleskopen mit entsprechend großer Brennweite große Kamerasensoren verwenden, um ggf. die gesamte Sonne zu überblicken oder große Felder zu fotografieren – je nach resultierender Brennweite. Nicht zuletzt wegen des größeren Bildausschnitts kann es durchaus sinnvoll sein, statt der TZ-4 zur Research Grade TZ-3 zu greifen und das Teleskop abzublenden, um auf die erforderlichen f/30 zu kommen. Den Verlust an Objektivauflösung gleicht der bessere Filterkontrast in der Regel wieder aus und in Verbindung mit einem Telekompressor lässt sich die Brennweite mindern.
Die 2" Research Grade TZ-3 hat beidseitig 2“ SC- T-2-Gewinde, um auch schwere Kameras und Filtereinheiten frei von Verkippung am Okularauszug fest zu verschrauben.
Telekompressoren für Telezentriken
Der Öffnungsdurchmesser von Telezentrik und H-alpha-Filter sowie die Brennweite bestimmen das überschaubare Bildfeld – also, wie viel von der Sonne auf einmal sichtbar ist.
Wenn hinter einer Telezentrik ein Telekompressor (Reducer) eingesetzt wird, sinkt die Vergrößerung wieder, während der Bildausschnitt gleich bleibt. Mit einem Telekompressor sieht man also nicht mehr von der Sonne, aber die Vergrößerung sinkt, sodass ggf. das gesamte, nun kleinere Bild auf einen Kamerasensor passt oder Beobachtungen auch bei schlechtem Seeing möglich sind, wenn ansonsten die Mindestvergrößerung (bei hoher Luftturbulenz) zu hoch wäre.
Der [product sku="2459260" style="imgright"] reduziert die Brennweite verlustfrei um den Faktor 0,4x. Das Bildfeld beträgt dann 16 mm bei einem Abstand von 74 mm zum Kamerasensor. Ähnlich wie bei einer Barlowlinse hängt der Reduktionsfaktor vom Abstand ab, der Arbeitsabstand sollte also eingehalten werden. Da er das vom H-alpha-Filtersystem vorgegebene Bildfeld deutlich komprimiert, kommt es bei großen Sensoren und kleineren H-alpha-Filtern zu Vignettierung, daher bietet er sich für die großen Research Grade Filter mit 46 bzw. 32mm Öffnung an.
Der [product sku="2459259" style="imgleft"] kann aufgrund der kleineren Linsendurchmessers nur den Strahlengang aufnehmen, den ein Filter mit maximal 35 mm Etalondurchmesser produziert. Da er das Bild aber auch weniger komprimiert, ergibt sich z.B. bei 25 mm Etalondurchmesser mit der TZ-3 ein Felddurchmesser von ca 17 mm, das nutzbare Feld ist also vergleichbar zum 0,4x Telekompressor. Der 0,4x Telekompressor würde also einen genauso großen Sensor ausleuchten – der Bildausschnitt samt Sonne wäre allerdings kleiner, und ein größerer Teil des Bilds wäre vignettiert bzw. würde nur die Rückseite der Filterfassung zeigen.
Ein Energieschutzfilter hat die Aufgabe, möglichst viel Sonnenenergie daran zu hindern, überhaupt erst in das Teleskop zu gelangen und so den Etalon eines H-alpha-Ansatzes übermäßig zu erhitzen.
Am effektivsten erledigt diese Aufgabe ein Filter vor dem Objektiv. Er verhindert gleichzeitig auch eine Erwärmung der Luft im Tubus – Stichwort „Tubus-Seeing“. Wenn wir uns das Sonnenspektrum anschauen, wird klar, dass er vor allem das sichtbare Licht blockieren muss. Idealerweise reflektiert er es, anstatt es zu absorbieren und sich dabei selbst ebenfalls aufzuheizen – deshalb heißen die Energieschutzfilter auf Englisch auch Energy Rejection Filters (kurz ERF), also Energie-abweisende Filter.
Da es gelegentlich gefragt wird: Ein Herschelkeil oder ein Weißlicht-Objektivfilter kann nicht als ERF genutzt werden, da er auch die H-alpha-Linie abdunkelt. In H-alpha leuchtet die Sonne schwächer als im Continuum, es bliebe dann also praktisch kein Licht mehr übrig, das beobachtet werden könnte.
Das Sonnenspektrum auf der Erde mit (rot) und ohne (gelb) Absorption durch die Erdatmosphäre. Quelle: https://en.wikipedia.org/wiki/File:Solar_spectrum_en.svg
Meist werden drei verschiedene Filtertypen als Front-Energieschutzfilter genannt.
Am effektivsten sind die Baader D-ERF, also dielektrische Energieschutzfilter. Die dielektrische Beschichtung ermöglicht steile Filterkanten, sodass gezielt nur der Bereich um die H-alpha-Linie durchgelassen wird. (Als Spezialfall können D-ERFs auch für andere Linien wie die Kalzium-Linie bei 393nm angefertigt werden, oder wie im Fall der Baader Triband-Teleskope so ausgelegt werden, dass die Schmalband-Deep-Sky-Fotografie trotz Energieschutzfilter möglich bleibt).
Ein D-ERF hat ein breites Durchlassfenster von 80nm rund um die H-alpha-Linie, alle übrigen Wellenlängen werden bis weit in den ultravioletten bzw. infraroten Bereich des Spektrums geblockt, bevor sie das Teleskop erreichen. So ist die Energiebelastung für den eigentlichen H-alpha-Filter im Okularauszug des Teleskops gering.
Transmissionsspektrum eines Baader D-ERF
Eine ältere Lösung sind einfache ERF-Filter aus rotem Glas. In der Praxis gab es drei verschiedene Arten dieser ERF-Filter, mit jeweils eigenen Nachteilen. Die günstigste Version bestand aus Aero Glas, das seit den 1980er verwendet wurde. Sie liessen einen Großteil des roten Lichts durch (bis hinab zu 580 nm) und hatten meist keine besonders gute optische Qualität. Die besseren Filter verwendeten die Gläser Schott RG610 oder RG630 (oder vergleichbare Gläser), die bereits bei 610 bzw. 630nm „dicht machen“, aber keinen Schutz vor Infrarotstrahlung bieten. Die Energiebelastung für den Etalon ist also höher.
Als dritte Variante findet man gelegentlich gelbe ERF-Filter – die aber praktisch keinen Energieschutz bieten, wie der Blick auf das Spektrum zeigt, und auf jeden Fall vermieden werden sollten. Sie sind nur wenig besser als der vollständige Verzicht auf einen ERF.
Da diese Energieschutzfilter vor dem Objektiv angebracht werden, sind die Anforderungen an ihre optische Qualität genauso hoch wie an das Objektiv selbst, was den Preis nach oben treibt.
Energie-Schutzfilter hinter dem Objektiv
Daher liegt der Einbau des Energieschutzfilters erst kurz vor dem H-alpha-Filter nahe, sodass ein kleinerer Durchmesser ausreicht. Vor allem bei Eigenbauten wird diese Möglichkeit gerne diskutiert. Sie hat jedoch ein paar Nachteile, u.a.:
Das Innere des Teleskops kann sich erwärmen, was zu Tubus-Seeing führen kann. Somit sind höhere Vergrößerungen nicht nutzbar, und das System ist vor allem für kleinere Geräte interessant, die ohnehin keine besonders hohen Vergrößerungen ermöglichen
Wenn die Sonne aus dem Bildfeld herausläuft, kann sie das Tubusinnere streifen und unter Umständen beschädigen, genau wie bei der Sonnenprojektion
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Für kleinere Teleskope bis 80mm Öffnung und mit langsameren Öffnungsverhältnissen (etwa ab f/8) gibt es Komplettsysteme wie den [product sku="1363056"], bei denen der Blockfilter vor der Telezentrik sitzt und zugleich als Energieschutzfilter ausgelegt ist. Auch die Daystar Quark-Filter verzichten bis 80mm Teleskopöffnung auf einen zusätzlichen ERF. Mit diesen H-alpha-Filtern kann die Sonne auch ohne einen teuren D-ERF beobachtet werden; ein zusätzlicher D-ERF kann ggf. Tubus-Seeing verringern oder den Einsatz an größeren Teleskopen ermöglichen.
An einigen Stellen – nicht nur auf ATM-Seiten, sondern auch auf Händler-Seiten – wird ein gelber ERF-Frontfilter oder gar ein UV/IR-Cut-Filter vor dem Zenitspiegel (und damit der gesamten, kompakten H-alpha-Filtereinheit) als Energieschutzfilter für diese kleinen H-alpha-Komplettfilter empfohlen. Mit Blick auf das Sonnenspektrum können wir davor nur abraten: Der Energieanteil in UV/IR ist vernachlässigbar gegenüber dem Energieanteil, der im sichtbaren Bereich des Spektrums auf den Filter fällt.
Die Idee kommt wohl von der visuellen Sonnenbeobachtung im Weißlicht. Dort ist ein UV/IR-Sperrfilter sinnvoll, wenn man sich nicht sicher ist, dass der Sonnenfilter sowohl das sichtbare Licht dämpft als auch die unsichtbare UV/IR-Strahlung vollständig blockiert. Für das Auge ist die ungefilterte UV/IR-Strahlung schädlich, da wir sie nicht bemerken; für das Filtersystem eines H-alpha-Filters ist sie dagegen kein großes Problem: Wenn sie den Filter zu stark erhitzt, sieht man das an der Temperaturanzeige und der abnehmenden Bildqualität, bevor ein Schaden entsteht – anders als im Auge.
Als einziger Energieschutzfilter für ein H-alpha-System ist ein reiner UV-IR-Filter oder auch ein Gelbfilter somit eine äußerst schlechte Wahl, da er das Gros der Sonnenenergie eben doch passieren lässt.
Unsere Deep Sky Filter (Halpha, UV/IR und alle anderen) sind nicht dafür geeignet, in ein Sonnenteleskop nahe des Brennpunktes eingesetzt zu werden. Sie sind für den Einsatz am Nachthimmel ausgelegt. Das dünne Filterglas kann der konzentrierten Sonnenenergie nicht standhalten, und die Fassung kann dem Filterglas bei Erwärmung nicht den notwendigen Raum zur Ausdehnung geben. Der Filter wird zwangsläufig platzen, wenn Sie ihn in einem Sonnenteleskop nahe dem Brennpunkt einsetzen.
Zur Sonnenbeobachtung können unsere Deep Sky Filter lediglich als zusätzliche Sicherheit verwendet werden (z.B. im Okular oder in einem Kamera-Adapter), wenn ein Energieschutzfilter die Sonnenenergie dämpft und sie ihr nicht ungeschützt in Brennpunktnähe ausgesetzt sind.
Bei Eigenbau-Lösungen (wie modifizierten PSTs) müssen Sie unbedingt darauf achten, dass alle Filter zueinander passen. Unsere Deep Sky Filter sind NICHT als Ersatz für (D-) ERF Vorfilter oder gar als Blockfilter für Sonnenteleskope und Sonnenfilter anderer Hersteller wie Coronado oder Lunt geeignet! Bitte verwenden Sie immer nur das empfohlene Zubehör des Herstellers Ihres Sonnen-/H-alpha-Teleskops, und kombinieren Sie keine dafür ungetesteten Filter mit Ihrem H-alpha Filter/Teleskop. Das kann zu Schäden an Ihrem Equipment (Teleskop, Sonnenfilter, Kamera) oder gar an Ihren Augen führen! Wir raten dringend von Experimenten an der Sonne ab und übernehmen folglich weder die Verantwortung noch die Haftung, wenn es bei Ihren eigenen Experimenten zu Schäden kommt!
Der Sinn eines ERF besteht wie gesagt darin, dass sich der empfindliche Etalon nicht über die Betriebstemperatur (und keinesfalls über die höchste Lagertemperatur) hinaus erwärmt. Wenn die Betriebstemperatur überschritten wird, verschiebt sich die zentrale Wellenlänge von der H-alpha-Linie weg. Eine elektronische Temperaturkontrolle mit Kühlung wirkt dem soweit möglich entgegen. Als in früheren Zeiten noch 4" f/15-Teleskope für die H-alpha-Beobachtung genutzt wurden und keine ERF-Filter zum Einsatz kamen, wurden die Teleskope einfach auf f/30 abgeblendet – und wenn der Filter zu warm wurde, wurde das Objektiv abgedeckt, bis der Filter wieder abgekühlt war. Diese Beobachtungspausen sind auch heute noch eine gute Idee – wenn der Filter zu heiß wird, wird er irreparabel beschädigt.
Folgende Fragen haben wir von einem Kunden erhalten und möchten diese hiermit ausführlich und beantworten um auch anderen Kunden zu helfen:
Ich habe seit einigen Jahren ein azimutal montiertes Schmidt-Cassegrain. Bis jetzt habe ich nur beobachtet und hin und wieder mal versucht ein Bild zu machen. Ich will aber nun mit der Astro-Photographie anfangen. Wichtig ist mir eine einfache Bedienung, und dass ich nicht jedes mal erst eine Stunde alles neu einstellen muss.
Könnt ihr mir ein paar sinnvolle und passende Sachen für mein Teleskop vorschlagen?! Es wäre schön wenn aus jeder Preisstufe etwas dabei ist, wichtig für mich ist: Einmal richtig und sinnvoll kaufen ist besser als zweimal zu billig, denn das wird teurer.
ANTWORT:
Wir bitten um Verständnis, dass wir auf solche Fragen keine zielgerichtete Antwort geben können. Es gibt leider immer noch kein Rundum-Sorglos-Komplettpaket für die Astrofotografie. Die individuellen Wünsche, Ziele und Bedingungen - und vor allem die Teleskope - sind zu verschieden.
Ein azimutal montiertes Schmidt-Cassegrain (SE, Evo, CPC) ist ein wunderbares Gerät für die Fotografie - allerdings dank der azimutalen Montierung in erster Linie für die Planetenfotografie. Mit einer modernen Farbkamera wie den Celestron NexImage oder den QHY 5-III-Kameras haben Sie eine gute Basis, um rasch ansehnliche Ergebnisse erzielen; besonders interessant ist das QHY 5-III-462C Foto-Bundle (VIS/NIR) mit Baader FlipMirror II #1931026F, mit dem Sie rasch zwischen Okular und Kamera umschalten können. Der FlipMiror ist perfekt, um den Planeten trotz der hohen Brennweite auf dem kleinen Kamerasensor zu zentrieren. Sollte das Teleskop beim Fokussieren wackeln, empfehlen wir noch den Celestron Fokussiermotor. So können Sie bequem am Laptop Teleskop und Motorfokussierer über CPWI und die Kamera über ihre eigene Software steuern.[br]
Deep-Sky-Fotografie ist eine ganz andere Sache und leider nicht schnell und einfach möglich. Sie benötigen auf jeden Fall die [product sku=" 820962"] bzw. für NexStar SE und Evolution die [product sku="820953"], dazu eine Autoguiderkamera plus Leitrohr oder Off-Axis-Guider. Außerdem muss die Montierung zwingend exakt eingenordet werden. Bis alles läuft, vergeht einige Zeit. Bitte entschuldigen Sie die offenen, harten Worte: Wenn Sie schnell astrofotografische Ergebnisse erzielen wollen, sollten Sie sich entweder auf die Planeten konzentrieren, oder einen kleinen StarTracker mit einem Weitwinkelobjektiv verwenden, erst einmal ohne Teleskop. Wenn Sie wirklich viel Zeit beim Aufbau sparen wollen, hilft eigentlich nur, das Teleskop fest aufgebaut auf einer Säule stehen zu lassen.[br]
[br]Wir können Ihnen leider nicht in Kürze einen oder mehrere Setups empfehlen, um das CPC 925 zu einem Rundum-Sorglos-Paket für die Deep-Sky-Astrofotografie zu machen, dafür hat die Sache zu viele Details, auf die geachtet werden muss. Es ist möglich, aber mit einer parallaktischen Montierung und einem anderen Teleskop hätten Sie es offen gesagt deutlich einfacher. Visuelle Beobachtung und Fotografie stellen sehr unterschiedliche Anforderungen.
Bitte entschuldigen Sie, dass wir hier daher kein Komplettset zusammenstellen können, auch da wir nicht alle Firmen führen. Daher verweisen wir gerne an unserer Händler, die mehrere Marken im Angebot haben und auch auf die Endkundenberatung ausgelegt sind – ggf. mit einem Ausstellungsraum vor Ort. Darüber hinaus finden immer wieder Messen und Teleskoptreffen statt, an denen man sich mit anderen Sternfreunden austauschen kann. Auch die Sternfreunde, die an den zahlreichen Volkssternwarten tätig sind, geben gerne ihre Efahrungen weiter.
Auch wenn Sie ein Teleskop hätten, das optimal für die Astrofotografie ausgelegt ist, gibt es eine deutliche Lernkurve, bis alles so läuft, wie man es gerne hätte. Und eine große Brennweite verzeiht weniger Fehler. Der Schwerpunkt beim azimutalen CPC, SE und Evolution ist aufgrund der Montierung die visuelle Beobachtung; die parallaktischen Montierungen (AVX, CGEM (II), CGX und CGX-L) sind im Gegensatz dazu für die Fotografie ausgelegt, da es bei ihnen bauartbedingt keine Bildfelddrehung gibt, die bei azimutalen Montierungen durch die zusätzliche Polhöhenwiege ausgeglichen werden muss.
Über die Astrofotografie wurden aus gutem Grund schon Bücher geschrieben, das Thema ist sehr komplex. Da Sie noch am Anfang stehen, würde ich Ihnen folgende Bücher empfehlen:
Ein ebenso rasend schneller Eintritt in das Thema wird also nur mit intensivem Studium geeigneter Literatur zur Astrofotografie - oder mit einem persönlichen Mentor - möglich sein. Aktiv nach solcher Hilfe suchen, oder selber - aber mit Anleitung - lernen, das ist z.B. hier möglich: ATHOS Centro Astronómico S.L.
