Immer wieder kommt die Frage auf, ob eine Barlow überhaupt die richtige Vergrößerung liefert. Dabei wird gerne übersehen, dass der Vergrößerungsfaktor immer auch vom korrekten Abstand abhängt – mehr dazu finden Sie am Beispiel der VIP-Barlow in diesem PDF: Verschiedene Vergrößerungen mit der VIP-Barlow # 2406101
Um diese Frage zu beantworten, haben wir ein paar Vergleichsaufnahmen gemacht, an einem ED80/600-Refraktor mit einer monochromen Kamera. Bei 30° Außentemperatur waren die Aufnahmen eines benachbarten Dachs etwas unruhig, sodass die Schärfe der Einzelaufnahmen nur bedingt zur Beurteilung der Barlowlinsen taugt, aber es geht hier ja nur um die Bildgröße.
Bei dieser Gelegenheit wurde auch die Fokusverschiebung gemessen: Eine Barlow verlagert den Fokus und wird gerne verwendet, um bei zu geringem Backfokus in den Fokus zu kommen. Dazu wird das eigentliche Barlow-Linsenelement tiefer im Okularauszug platziert, und der Fokus wandert nach außen.
Die Referenz: Fokal, ohne zusätzliche Barlowlinse
Zuerst eine Aufnahme ohne zusätzliche Barlowlinse:
[br]Der Sensor dieser Kamera liegt im Gehäuse der Kamera und wurde mittels einer Schieblehre am Übergang zur 1,25"-Okularklemme platziert (also dort, wo in der Regel auch die Feldblende von 1,25"-Okularen liegt), hinter einem T-2-Prisma.
In Photoshop wurde der Abstand zwischen zwei auffälligen Flecken auf den Dachziegeln gemessen: Etwa 416 Pixel ohne Barlow-Linse.
Der Okularauszug musste 7,7 cm ausgefahren werden.
Die Werte sind ca.-Werte im Rahmen der Messgenauigkeit.[br]
Die [product sku="2956185" style="imgright"]
Die Q-Barlow-Linse hat eine Besonderheit: Ihre 2,25fache Vergrößerung ist für den Einsatz mit den Baader Classic Plössl/Ortho-Okularen gerechnet, deren Feldblende 2 mm tiefer in der Steckhülse liegt als üblich. Daher musste die Kamera auch 2 mm tiefer in die Okularaufnahme gesteckt werden als üblich.
Auf dem Testbild liegen die beiden Bezugspunkte auf dem Dach etwa 917 Pixel auseinander. Das entspricht einer Vergrößerung von 2,2x – und ist im Rahmen der Messgenauigkeit (kein exakter Anschlag für den Kamerasensor, Messpunkte in der Aufnahme) nah genug an den rechnerisch zu erwartenden 936 Pixel Abstand.
Bekanntlich verlagert eine Barlowlinse den Brennpunkt und spart so Backfokus ein; mit der Q-Barlow musste der Okularauszug noch 7,3 cm ausgefahren werden – gerade mal 4 mm weniger als ohne Q-Barlow.
[br]
Die [product sku="2956180" style="imgright"]
Die Hyperion Barlow ist ebenfalls eine Spezialkonstruktion: Sie wurde ursprünglich speziell für das [product sku="2454826"] entwickelt und kann mit dem 1,25"-Adapter "A" direkt in das Filtergewinde des Hyperion Zooms geschraubt werden (und in jedes andere Filtergewinde – der exakte Vergrößerungsfaktor hängt dann wiederum von der Länge der Steckhülse des Okulars und dem Abstand zur Feldblende ab. Wie so oft in der Astronomie gibt es auch hier keine Standards).
[br]Mit T-2-Verlängerungen und einer T-2-Okularklemme wurde die Kamera in den 55mm Abstand positioniert, die auch bei einer DSLR mit dem T-2-Adapter genutzt würden. Das Ergebnis: Die beiden Referenzmarken liegen etwa 1133 Pixel auseinander, was einer Vergrößerung von etwa 2,7x entspricht - deutlich mehr als die die angegebenen 2,25x.
Der neue Fokus lag bei 6,6 cm, also 1,1 cm weiter innen im Vergleich zu dem Fokus ohne Barlowlinse.
Da die Hyperion-Barlow so ausgelegt ist, dass sie im Einsatz mit einem Hyperion 8-24mm Zoom-Okular den Faktor 2,25x liefert (wenn sie direkt vor der ersten Linsengruppe montiert ist) und sich die Vergrößerungsfaktor erhöht, wenn der Abstand zunimmt, ist die höhere Vergrößerung mit dem großen Arbeitsabstand einer DSLR nicht weiter verwunderlich.
Um den Vergrößerungsfaktor bei verschiedenen Abständen zu bestimmen, wurden etwas später noch weitere Testbilder aufgenommen. Dabei ergaben sich für einen Abstand vom Beginn des T-2-Gewindes des B-Adapters bis zum Kamerasensor im Rahmen der Messgenauigkeit folgende Faktoren:
25 mm Abstand: 2,3x
36 mm Abstand: 2,5x
55 mm Abstand: 2,7x
Die 36 mm Abstand sind dabei besonders interessant, da sie dem Auflagemaß einer Micro-Fourthirds-Kamera mit dem [product sku="2408330"] (ohne die mitgelieferte 19mm-Verlängerung) entsprechen.
Knapp 25 mm entsprechen somit auch etwa der Brennweite der Barlow.
Ohne Barlow
mit 25mm Abstand.
[br]
36mm Abstand (MFT)
55mm Abstand (T-2-Standard)
[br]
Die [product sku="2406101"style="imgright"]
Zuletzt wurde die VIP-Barlow getestet. Sie ist eine "klassische" Barlow, die an allen Okularen 2x liefern sollte, bei denen die Feldblende am Übergang zur Steckhülse liegt. Durch Entfernen der T-2-Verlängerungen lässt sie sich auch für Kameras mit anderem Backfokus wie einer DSLR einstellen. Für diesen Test wurde der Kamerasensor so genau wie möglich an den die Auflage der Okularklemme gebracht.
Das Ergebnis war wie erwartet: Mit 853 Pixeln entspricht die Verlängerung 2,05x, was im Rahmen der Messgenauigkeit mehr als genau ist. Der neue Fokuspunkt lag bei 4,4 cm, es wurden also sogar 3,3cm Weglänge eingespart.
[br]
Die Baader-Barlowlinsen im Überblick
Auf den Vergleich von zwei weiteren Barlow-Linsen wurde verzichtet: Sowohl der FFC als auch die Zeiss Abbe Barlowlinse sind bereits gut dokumentiert und seit Jahren im Einsatz, hier sind keine Überraschungen zu erwarten.
Bei aktuell fünf verschiedenen Barlowlinsen im Lieferprogramm von Baader Planetarium ist es nicht ganz leicht, den Überblick zu behalten, welches Modell welche Funktion am besten erfüllt.
[product sku="2458200"]
90mm Bildfeld auch für Mittelformatkameras – kompromisslose Qualität auch für extreme Vergrößerungen
Fokusgewinn: Je nach Konfiguration etwa 1,5-2,6cm
[product sku="1603321"]
Legendäre Zeiss-Qualität für den gängigen Vergrößerungsbereich von 2x bis 3x (mit zusätzlichen T-2-Verlängerungen). Mit T-2-Anschluss für Kameras oder Okularklemmen. Die qualitativ gleichwertige Lösung wie der Fluorit-FFC, wenn kleinere Feldgrösse und kleinere Nachvergrösserung gewünscht werden.
Fokusgewinn: Etwa 3 cm
[product sku="2406101"]
Vielseitige Barlowlinse für Vergrößerungen ab 2x, zum Einsatz mit Kameras (über T-2-Gewinde) und Okularen. Gerechnet für 35mm Bilddiagonale (Vollformat). Durch zusätzliche T-2-Verlängerungen kann sie auch für etwas höhere Vergrößerungsfaktoren eingesetzt werden.
Fokusgewinn bei 2x: Etwa 3,3 cm
[product sku="2956185"]
Preiswerte und erstaunlich hochwertige Barlowlinse für den niedrigeren Vergrößerungsbereich: Neben der Verwendung als normale Barlowlinse mit Okularklemme (mit Faktor 2.25x) kann das Barlow-Element auch als negative Linsengruppe auch direkt in (fast) alle Okularsteckhülsen oder direkt vor eine Kamera mit 1,25"-Filtergewinde geschraubt werden und liefert dann eine niedrigere Vergrößerung von ca 1.3 x. Ideal, um eine moderne Planetenkamera an die Auflösung eines ohnehin langbrennweitigen Teleskops anzupassen. Voraussetzung: In der jeweiligen Einschraubhülse dürfen keine weiteren Elemente vorhanden sein, die das Einschrauben der ca 13 mm langen Q-Barlow-Linsengruppe verhindern.
Fokusgewinnbei 2,25x: Etwa 0,4 cm
[product sku="2956180"]
Speziell für das Hyperion Zoom Okular gerechnet, passt auch an das Filtergewinde anderer Okulare.
Mit dem beiliegenden T-2-Adapter kann sie auch direkt an Kameras verwendet werden; liefert bei 55mm Arbeitsabstand etwa 2,7x und bei 25mm etwa 2,3x.
Fokusgewinn: Etwa 1,1 cm
Exkurs: Telezentrik oder Barlow?
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.
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.
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.
Wenn Sie feststellen, dass die Abbildung am Rand Ihrer Bilder nicht scharf ist, liegt möglicherweise eine Verkippung in Ihrem System vor. Eine Verkippung entsteht, wenn der Kamerasensor nicht senkrecht zum Lichtweg steht. Es gibt viele Ursachen für eine Bildverkippung, wie z. B. Bildfeldebner/Komakorrektoren, ein verkipptes Auszugsrohr des Fokussierers, Verlängerungshülsen, Kamerarotatoren oder sogar schief im Kameragehäuse verbaute Sensoren. Die Möglichkeit, diese Neigung der Bildebene zu korrigieren, ist wichtig und unerlässlich, um eine perfekt fokussierte, scharfe Sternabbildung über das gesamte Gesichtsfeld zu erhalten.
Baader Planetarium hat aktuell drei Zubehörteile – die Baader Tilter-Systeme – im Angebot, die eine Verkippung der Bildebene korrigieren können.
Beispielaufbau: UFC Basis (links) mit UFC Tilter (Mitte) und teleskopseitigem S70 T-2 Adapter (rechts).
UFC Tilter: Klicken Sie auf das Bild, um den Tilter in Aktion zu sehen, und wie Korrekturen vorgenommen werden
[product sku="2459146"]: Dieses Zubehör mit S70 Schwalbenschwanz passt an den teleskopseitigen Anschluss des UFC und ist mit dem gesamten Baader UFC System. kompatibel. Die Einheit ermöglicht es, die UFC-Basis (und somit auch eine daran montierte Kamera) um bis zu 1° zu neigen, um eine Verkippung der Bildebene auszugleichen. Der Tilter hat eine optische Länge von lediglich 9,75-10,5mm, abhängig von der eingestellten Neigung. Die große Auswahl an teleskop- und kameraseitigen Adaptern ermöglicht den Anschluss der UFC-Tilter-Kombination an einer Vielzahl von Teleskopen mit ausreichend Backfokus, vom kleinen Refraktor bis zum großen Celestron RASA36 oder noch größeren Optiken wie den PlaneWave Teleskopen sowie einer großen Anzahl von Kameras verschiedenster Hersteller.
M68 Tilter: Klicken Sie auf das Bild, um den Tilter in Aktion zu sehen, und wie Korrekturen vorgenommen werden.
Beispielaufbau mit Baader M68 Adapter + M68-Tilter + Nikon D810A
[product sku="2458170"]: Er ergänzt das M68 (Zeiss) System für den Anschluss von schwerem Zubehör. Das M68 System ermöglicht den sicheren Einsatz von schwerem Zubehör wie großen Kameras und Filterrädern ohne Durchbiegung und – dank des großen Durchmessers – ohne Vignettierung. Mit dem M68-Tilter können Sie nun auch jegliche Verkippung schnell und einfach korrigieren. Der Neigemechanismus ähnelt dem von UFC Tilter und FCCT (siehe unten) und wurde so konstruiert, dass die Korrektur nicht verloren geht, wenn der M68-Tilter samt Kamera abgebaut und durch anderes Zubehör ersetzt wird. Der M68 Tilter ist für das M68 System ausgelegt, kann aber auch in die weit verbreiteten kleineren M42(T-2) und M48 System integriert werden – dazu werden wir bald einen weiteren Blogbeitrag verfassen.
Weitere Informationen über den M68 Tilter und einige Beispiele für den Einsatz an großen Teleskopen mit schweren Astro-Kameras oder DSLRs finden Sie in diesem Artikel von Christoph Kaltseis: Mit dem Baader M68-Tilter zur perfekten Justage.
[br]
FCCT am RASA8 mit einer QHY-Kamera. Zum Lieferumfang der FCCTs gehört auch ein extralanger Sechskantschlüssel zur einfachen Justage.
Die beiden Versionen des FCCT für verschieden große QHY Kameragehäuse.
Im Gegensatz zu den UFC und M68 Tiltern, die reine Tilter-Einheiten sind, kombiniert der FCCT die Funktionalität eines Tilters mit einem integrierten Filterwechsler. Der FCCT wurde entwickelt, da zuvor eine Vielzahl der beliebten gekühlten CMOS-Kameras von QHY aufgrund des geringen Backfokus des RASA8 an dieser Optik nicht mit einer Filterschublade zum Wechseln von Filtern und gleichzeitig einer Möglichkeit zur einfachen Korrektur der Verkippung genutzt werden konnten. Mit dem FCCT können Sie die Filter einfach austauschen und die Bildneigung korrigieren, ohne die Kamera während der Justage ausbauen zu müssen. Der FCCT ist in zwei Versionen erhältlich. Welche Sie benötigen, hängt von Ihrem Kameramodell ab:
FCCT I für RASA 8" – passend für QHY Kameras mit 77 mm Durchmesser (z.B. QHY 174 / 163 / 183)
FCCT II für RASA 8" – passend für QHY Kameras mit 90 mm Durchmesser (z.B. QHY 268 / 294)
Ein 3D-gedruckter Filterhalter; hier die 36mm-Version. Die beiden kleinen silbernen "Punkte" sind eingebaute Neodym-Magnete, die dafür sorgen, dass der Filterhalter immer in der selben Position bleibt und nicht herausfallen kann.
Der FCCT wird durch drei verschiedene hochwertige, 3D-gedruckte Filterschubladen, ergänzt, die separat erhältlich sind (einzeln oder im Viererpack). Sie passen für ungefasste Filter in den Standard-Größen von 31 mm und 36 mm sowie neu 47,4mm Durchmesser (gefasste 2" Baader Filter, jedoch ohne Fassung). Für den lichtstarken RASA 8 können Sie die Baader LRGB CMOS-optimierten Filter und die Narrowband und Ultra Narrowband Highspeed H-Alpha, S-II und O-III Filter verwenden, die alle ungefasst in den zuvor genannten Größen 31/36/47,4mm erhältlich sind. Außerdem ist ein [product sku="2459075"] zusätzlich erhältlich, mit dem der FCCT I in einen FCCT II umgebaut werden kann, wenn Sie später eine größere Kamera anschaffen.
Jedes Modell aus der Tilter-Serie hilft dabei, Verkippung zu beseitigen, aber Anwendung und Einsatz sind unterschiedlich. Ihnen allen ist ein wichtiges "praktisches Detail" gemein: Die Justierschrauben liegen mit je 120° Abstand an der Außenseite des Gehäuses, sodass sie auch dann leicht zugänglich sind, wenn eine Kamera angeschlossen ist. Bei anderen Tiltern sind sie oft der der Kamera zugewandt und werden von ihr verdeckt, sodass die Kamera für jede Korrektur erst abgenommen und dann wieder angeschlossen werden muss. Mit den Baader-Tiltern kann die Justage vorgenommen werden, ohne den gesamten Image Train immer wieder auseinanderzunehmen. Diese Justage wird mit drei gegenüberliegenden Schraubenpaaren an der Außenseite des Tilters vorgenommen, die die Neigemechanik im Inneren einstellen. Diese Sechskantschrauben haben konische und gehärtete Spitzen, die auf ein präzisionsgehärtetes, spielfreies inneren Stahlgegenstück wirken. Die Richtung, in die jede Stellschraube den Neiger bewegt, wird durch einen kleinen geätzten Pfeil neben jeder einzelnen Einstellschraube angezeigt. Mehr über die Feineinstellung der Neigung mit den UFC-, M68- und FCCT-Tiltern erfahren Sie in diesem Beitrag. Alle drei Tilter sind vollständig aus Metall gefertigt und werden mit höchster Präzision in Deutschland hergestellt.
[br] Die folgende Tabelle gibt einen Überblick über die Eigenschaften der einzelnen Tilter
Modell
UFC Tilter
M68 Tilter
FCCT I
FCCT II
Gewicht
0,08kg
0,083kg
0,15kg
0,16kg
Optische Länge
9.75-10.50mm
9.50-10.25mm
21.5mm (incl. 2x 0,5mm Spacer wich can be added)
21.75mm (incl. 2x 0,5mm Spacer wich can be added)
Außendurchmesser
92mm
92mm
93mm
93mm
Teleskopseitiger-Anschluss
Verschiedene: Teleskopseitige UFC Adapter
M68x1 (i; innen)
Direkt an die RASA 8 Linsenfassung mit Anschlussring
Direkt an die RASA 8 Linsenfassung mit Anschlussring
Kameraseitiger-Anschluss
Verschiedene: Kameraseitige UFC Adapter
M68x1 (a; außen)
Anschluss an die QHY Kameraplatte nach Entfernung des Ringschwalbenschwanzes
Anschluss an die QHY Kameraplatte nach Entfernung des Ringschwalbenschwanzes
Neigebereich
0°-1°
0°-1°
0°-1°
0°-1°
Traglast
5kg
5kg
2kg
2kg
Filtereinsatz
Mit UFC und UFC Filterschubladen
Mit UFC und UFC Filterschubladen
Mit 3-D-gedruckten 31/36/47.4mm Filterschubladen
Mit 3-D-gedruckten 31/36/47.4mm Filterschubladen
[br]
Die Planeten Saturn, Mars, Venus und Jupiter stehen am Morgenhimmel und bilden eine schöne, fotogene Himmelskonstellation. Etwa eine Stunde vor Sonnenaufgang kann man den prächtigen Gasriesen und zweitgrößten Planeten unseres Sonnensystems, Saturn, im Südosten sehen, während unser rot gefärbter Nachbar Mars unter ihm und östlich von ihm steht. Als Nächstes ist die Venus an der Reihe, die mit einer Helligkeit von ca. 4,2mag hell leuchtet und eine zunehmende Phase zeigt, und ganz tief am östlichen Horizont steht der größte Planet Jupiter. Diese Planeten wandern im Laufe des Jahres an den Abendhimmel und werden dann länger zu beobachten sein. Unser Mond ist fast den ganzen Monat über gut zu sehen, so dass er ein häufiges und einfacheres Ziel für die Beobachtung und/oder Fotografie ist.
Simulierter Blick auf den Morgenhimmel Mitte April etwa eine Stunde vor Sonnenaufgang. Die Venus dominiert die Planetenaufstellung tief am Ost- bis Südosthorizont.
Planetenbeobachter besitzen wahrscheinlich mehrere Okulare und wechseln zwischen ihnen, um unterschiedlich vergrößerte Ansichten unseres Mondes, der Planeten (und vieler Deep-Sky-Objekte) zu erhalten. Der Besitz mehrerer Okulare bringt ein paar Probleme mit sich. Zum einen muss man natürlich das aktuelle Okular entfernen und sicher aufbewahren, dann ein anderes Okular suchen und in den Fokussierer einsetzen und gegebenenfalls neu fokussieren. Außerdem muss man sich Gedanken darüber machen, wo man die (unbenutzten) Okulare in der Zwischenzeit aufbewahrt - zum Beispiel auf einem Tisch, in einer Schachtel oder einem Aufbewahrungsbehälter.example.
Wäre es nicht nützlich, ein Gerät zu haben, das eine Reihe von Okularen aufnimmt, die man am häufigsten benutzt, so dass der Wechsel zwischen ihnen viel einfacher und bequemer ist? Hier kommt der Baader Q-Turret Okularrevolver.
[br]
Der 1,25" Q-Turret Okularrevolver 4x
Der Q-Turret ist sehr kompakt.
[product sku="2957010"]
Der [product sku="2957010"] ist ein Zubehörteil, mit dem Sie schnell und einfach zwischen Okularen wechseln können - oder zwischen Okularen und einer kleinen Planetenkamera, ohne ein neues Okular ausbauen, aufbewahren und dann in den Strahlengang des Teleskops einsetzen zu müssen.
Mit dem Q-Turret können Sie bis zuvier 1,25"-Okulare (oder drei Okulare und eine kleine Planetenkamera) auswählen, die Sie am Teleskop verwenden möchten. Der Revolver ist für kleine Okulare mit geringem Gewicht, wie z. B. Plössl oder ähnliche (siehe unten), und nicht für größere, schwerere Optiken ausgelegt. Setzen Sie dann die Okulare in die Okularhalter des Q-Turret ein und befestigen Sie sie mit der Rändelschraube an der Seite jedes Okularhalters. Setzen Sie den 1,25-Zoll-Objektivrevolver in den Okularauszug Ihres Teleskops ein und befestigen Sie ihn, und drehen Sie dann den Revolver, um das Okular auszuwählen, das sich im Strahlengang des Teleskops befinden soll. So einfach ist das. Das Gerät verfügt über einen einfachen, aber festen "Klick-Stop", damit Sie wissen, wann ein Okular die richtige Position im Strahlengang des Teleskops erreicht hat.h.
Wie Sie die Okulare im Revolver anordnen, hängt von Ihrer persönlichen Entscheidung ab. Sie könnten die Okulare beispielsweise so anordnen, dass die Brennweite abnimmt (und die Vergrößerung zunimmt), wenn Sie den Revolver im Uhrzeigersinn (oder gegen den Uhrzeigersinn) vom anfänglichen Okular mit der geringsten Leistung aus drehen, so dass Sie wissen, wie sich das Bild verändert.
Die geringe Baulänge benötigt nur etwa 38mm Backfokus
Baader Q-Turret mit 3 Okularen und Kamera
Der Q-Turret ist kein sperriges Zubehörteil. Er ist vielmehr recht kompakt und passt mit einem Durchmesser von nur 120 mm gut in Ihre Handfläche. Der Q-Turret baut auch nicht sehr hoch auf und benötigt nur einen Backfokus von etwa 38 mm (d. h. er der Okularauszug muss um diesen Betrag weiter eingefahren werden), so dass er in einer Vielzahl von Teleskopen verwendet werden kann.
Um das Gesamtgewicht niedrig und die Kosten erschwinglich zu halten, ist der Revolver aus stabilem, aber haltbarem Kunststoff gefertigt und wiegt daher (ohne Okulare) nur knapp 100 g zusätzlich zum Teleskop.
Das im Bild rechts gezeigte Beispielsetup besteht aus dem Q-Revolver zusammen mit einem Celestron 40mm E-Lux und 13mm Plossl, einem Baader Genuine Orthoscopic Okular und einer Celestron Skyris Planetenkamera, wobei das Gesamtgewicht dieses visuell/fotografisch Setups bei knapp 520g liegt.
[br]
Der Q-Turret im Set mit Barlow und Okularen
[product sku="2957000"]
Der Q-Turret ist nicht nur als eigenständiges Zubehörteil erhältlich, sondern auch als Teil eines kompletten Sets aus Okularen und Barlowlinse: [product sku="2957000"]
Dieses Set besteht aus den folgenden hochwertigen Komponenten:
drei 1.25" 6mm, 10mm, 18mm orthoskopische "Classic Ortho" Okulare,
Das Set ist ideal für diejenigen, die ein komplettes und vielseitiges Zubehörpaket für die Mond- und Planetenbeobachtung benötigen. Schauen wir uns den Inhalt des Pakets ein wenig genauer an.
Orthoskopische Okulare sind für viele Mond- und Planetenbeobachter aufgrund ihrer sehr hohen Bildqualität und Schärfe das Okular der Wahl. Die Baader Classic Ortho-Okulare sind mit Brennweiten von 6mm, 10mm und 18mm erhältlich. Eines der ersten Dinge, die auffallen, ist ihr geringes Gewicht, das von knapp unter 40g für das 6mm Classic Ortho bis zu knapp über 90g für das 32mm Classic Plossl reicht. Auch wenn ihr geringes Gewicht vermuten lässt, dass ihre optische Qualität gering ist, verwenden sie dasselbe Glas und dieselbe Triplet-Element-plus-eins-Plankonvex-Linsenoptik wie die ursprünglichen orthoskopischen Okulare, die von Zeiss Jena hergestellt wurden - ein gutes Zeichen für hohe Qualität! Das Set aus Q-Turret und Okularen wurde von Sky and Telescope in der Oktoberausgabe 2013 getestet und als eines der Hot Products für 2014 ausgewählt!
Die Classic Ortho-Okulare haben jeweils ein scheinbares Sehfeld von 52°, das 32-mm-Plossl hat mit 50° etwas weniger. Alle Okulare der Serie sind parfokal, d. h. beim Wechsel zwischen den verschiedenen Classic-Okularen ist keine oder nur eine sehr geringe Schärfeneinstellung erforderlich. Jedes Objektiv verfügt über scharfe Feldblenden, und um den Lichtdurchsatz zu maximieren und interne Reflexionen zu minimieren, sind alle Glas-Luft-Oberflächen mit einer hochtransmissiven Mehrfachbeschichtung (HT-MC) versehen. Die Okulare haben außerdem eine geschwärzte Innenseite zur Unterdrückung von Streulicht und für maximalen Kontrast. Die 1,25-Zoll-Okulartuben sind mit einem Gewinde für die Aufnahme von Standard-1,25-Zoll-Filtern versehen, die bei der Mond- und Planetenbeobachtung hilfreich sind (z. B. 1,25-Zoll-Sechsfarbfilter-Set - Mond und Planeten). Alle vier Okulare werden mit abnehmbaren Flügelaugenmuscheln aus Gummi geliefert (auch separat erhältlich - falls Sie eine Ersatzmuschel benötigen [product sku="2454652"]), die ideal sind, um Streulicht (z. B. Mondschein oder das Licht der Nachbarn) bei der Beobachtung fernzuhalten, was ebenfalls zur Verbesserung der Sicht beiträgt. Die geflügelten Augenmuscheln lassen sich leicht zurückklappen, so dass eine flache Oberfläche entsteht, die für manche Menschen (z. B. Brillenträger) geeignet sein kann.
Die Vergrößerung und das Sichtfeld, das Sie mit diesen Okularen erhalten, hängen vom verwendeten Teleskop ab. Schmidt-Cassegrain-Teleskope sind gute Allrounder für diejenigen, die den Mond und die Planeten sowie Deep-Sky-Objekte betrachten und abbilden möchten. Das Bild (rechts) zeigt das simulierte Sichtfeld und die Vergrößerung, die Sie (mit Stellarium) bei unserem Mond, einem beliebten Himmelsziel, mit dem 32-mm-Classic-Plössl (oben links) und im Uhrzeigersinn mit den 18-mm-, 10-mm- und 6-mm-Classic-Ortho-Okularen erhalten.
Nachfolgend finden Sie eine Tabelle mit weiteren Einzelheiten zu diesen Classic-Okularen.
Brennweite (mm)
Optische Bauart
Steckhülse
Linsenelemente / Gruppen
Gesichtsfeld
Parfokal
Augen-abstand
Feld-blende
Höhe
Außen-durchmesser
Gewicht
6
Classic Ortho
1¼”
4 / 2
52°
Ja
5mm
5mm
34.2mm
34.8mm
37g
10
Classic Ortho
1¼”
4 / 2
52°
Ja
8mm
8.7mm
41.12mm
34.8mm
48g
18
Classic Ortho
1¼”
4 / 2
52°
Ja
14.67mm
16.8mm
54.46mm
34.8mm
81g
32
Classic Plössl
1¼”
4 / 2
50°
Ja
21mm
26mm
78.8mm
34.8mm
94g
[br]
Die 2,25x/1,3x Q-Barlow Linse
[product sku="2956185"]
Die mitgelieferte Barlow-Linse erweitert den Nutzwert des Pakets, da sie mit dem mitgelieferten Classic-Okularsatz einen zusätzlichen Vergrößerungsbereich bietet. Die Barlow-Linse ist einzigartig, da sie eine höhere Vergrößerung von 2,25x anstelle der üblichen 2x bietet, die die meisten anderen Barlow-Linsen bieten. Wie die Classic-Okulare verfügt die Q-Barlow über eine geschwärzte Innenseite und eine High-Transmission-Multi-Coating-Beschichtung auf allen Luftglasoberflächen für maximale Lichtdurchlässigkeit und extrem geringe interne Reflexionen.
Das Q-Barlow hat einen 1,25-Zoll-Objektivrevolver und nimmt 1,25-Zoll-Zubehör auf, das mit einer einfachen Feststellschraube fixiert wird. Die Barlow-Linsenzelle kann auch vom Hauptteil abgeschraubt und direkt auf den Objektivrevolver des Q-Turret aufgeschraubt werden. In dieser Konfiguration bietet die Barlow-Linse eine Bildverstärkung von 2,25x und einen Bildkreis von 25 mm.
The Q-Barlow lens ready for attachment into the Q-Turret nosepiece
Das abnehmbare Gehäuse der Barlow-Linse verfügt über ein M28,5-Filter-Außengewinde, so dass Sie die Q-Barlow-Linse auch direkt in die Classic-Okulartuben oder vollständig in das 1,25"-Gewinde des Objektivrevolvers einschrauben können. Wenn Sie die Barlow auf diese Weise verwenden, beträgt die Vergrößerung den Faktor 1,3, für Kameras bietet die Barlow dann einen vollen, nicht vignettierten Bildkreis von 13 mm. Die Barlow-Linse kann auf die gleiche Weise auch mit vielen anderen 1,25"-Okularen mit Filtergewinde verwendet werden, obwohl die Bildverstärkung etwas anders sein kann.
Die folgende Tabelle zeigt die Brennweiten der Classic-Okulare und die daraus resultierenden Brennweiten mit der Q-Barlow in den Konfigurationen 2,25x und 1,3x. Wenn wir die Brennweiten der Okulare in aufsteigender Vergrößerung mit der 2,25x Barlow auflisten, sind es:
Wie oben gezeigt, gibt es eine gute Verteilung der Brennweiten und damit der Vergrößerungen.
Brennweite des Classic Okulars
Brennweite mit 2.25x Barlow
Brennweite mit 1.3x Barlow
6mm
2.7mm
4.6mm
10mm
4.4mm
7.7mm
18mm
8mm
13.8mm
32mm
14.2mm
24.6mm
[br]
Aufbewahrungsbox: Baader Astro-Box #1
Die Aufbewahrungsbox mit Schaumstoffpolsterung: Astro-Box #1
Das Paket aus Q-Turm, vier Okularen und Barlowlinse wird durch die Aufbewahrungsbox komplettiert:[product sku="2957005"] (diese ist auch einzeln erhältlich!). Dieser kleine Behälter ist ideal für den sicheren Transport und die Aufbewahrung dieses Zubehörs. Die Box ist aus Aluminium gefertigt, hat eine Schaumstoffeinlage für zusätzlichen Schutz bei Lagerung und Transport, verfügt über ein Fenster (damit Sie sehen können, was drin ist) und ist mit einem schönen Bild der Andromeda-Galaxie verziert, das den Deckel ziert.
[br]
QHY-5-IIII-462C Kamera im Q-Turret
Das QHY-5-III-462C Planeten-Bundle (VIS/NIR) mit komplettem Q-Turret Okularsatz
Q-Turret mit Classic-Okularen, Q-Barlow, QHY-5-III-462C Kamera Fokus-Stellring (an der Kamera montiert), 1.25" UV/IR Cut und 1.25" 850nm Bandpassfilter
Das Q-Turret-Paket ist auch als Bundle mit der Mond- und Planetenkamera QHY-5-III-462C erhältlich (Planetary-Bundle (VIS/NIR) with complete Q-Turret Eyepiece Set). Dieses Paket ist ideal für alle, die die visuelle Mond- und Planetenbeobachtung mit einigen Planetenaufnahmen kombinieren möchten.
Das Paket enthält alle oben genannten Komponenten sowie die QHY-5-III-462C Farbkamera für Mond- und Planetenbeobachtung, einen 1,25-Zoll-UV/IR-Sperrfilter, einen 1,25-Zoll-IR-Passfilter (850 nm), einen Fokus-Stellring, um die Kamera parfokal zu stellen, ein ST-4-kompatibles Autoguiding-Kabel und ein USB3.0-Daten-/Stromkabel.
Die QHY462C verfügt über einen ungekühlten CMOS-Farbsensor mit 1920x1080 Pixeln und 2,9 Mikron großen quadratischen Pixeln und einer hohen maximalen Vollbildrate von 135 Bildern pro Sekunde (höher bei Verwendung einer kleineren ROI [Region of Interest]). Der Sensor, ein back-illuminated Sony IMX462 CMOS, weist ein sehr geringes Ausleserauschen auf, wodurch er sich ideal für das Addieren einer sehr großen Anzahl von Bildern eignet, um ein sauberes endgültiges "gestacktes Bild" zu erzeugen, und verfügt außerdem über eine hohe Empfindlichkeit im sichtbaren Bereich von 400-700 nm. Darüber hinaus erhöht die Struktur des Sensors seine Empfindlichkeit im roten und nahen infraroten (NIR) Bereich des Spektrums, was aus dem Diagramm der spektralen Empfindlichkeit des Sensors ersichtlich ist. Für diejenigen, die die Planeten mit einem Methanfilter ( [product sku="2458295"] ) abbilden wollen, der z.B. Wolkenstrukturen auf dem Jupiter sichtbar machen kann, ist diese Kamera ideal.
Die spektrale Empfindlichkeit der QHY 5-III-462C
Der Sensor und seine Elektronik sind in einem langen, zylindrischen 1,25"-Gehäuse untergebracht, so dass er leicht in einen 1,25"-Fokussierer - oder in diesem Fall in den Q-Turret oder den Q-Barlow - geschoben werden kann. Vier "Rippen" mit größerem Durchmesser in der Nähe der Kamerarückseite helfen bei der Wärmeableitung (und könnten auch verhindern, dass die Kamera in das Teleskop fällt!). Die Kamera wird mit einem Feststellring geliefert, der auf das Gehäuse geschoben geschoben wird. Sobald Sie Ihr Objekt im Blick haben und mit einem der Okulare fokussiert haben, drehen Sie den Revolver, um die Kamera in den Strahlengang des Teleskops zu bringen. Wenn die Kamera über die QHY-Software (oder eine andere Software) betrieben wird, halten Sie den Stellring gegen das Gehäuse des Q-Revolvers oder des Fokussierers und schieben Sie die Kamera hinein bzw. heraus, bis das Bild scharf ist, und ziehen Sie dann die Feststellschraube des Rings an. Die Kamera und die Okulare sind dann alle parfokal und müssen nicht oder nur sehr wenig nachfokussiert werden. Der Wechsel zwischen den Okularen und der Kamera ist daher ein sehr schneller, einfacher und unkomplizierter Vorgang.
Simulierter Anblick (Stellarium) von Saturn in einem Celestron 8" SCT mit der QHY-III-462C. Oben ohne Barlow; in der Mitte mit 2x Barlow und unten mit der Q-Barlow bei 2.25x
Simulierter Anblick (Stellarium) von Venus in einem Celestron 8" SCT mit der QHY-III-462C. Oben ohne Barlow; in der Mitte mit 2x Barlow und unten mit der Q-Barlow bei 2.25x
Die Stromversorgung und Datenübertragung erfolgt über USB3.0 mit dem USB-Anschluss auf der Rückseite der Kamera, so dass kein zusätzliches Stromkabel erforderlich ist, was zu einem einfachen Kabelmanagement beiträgt. Neben der Planetenfotografie kann die 462C auch zum Guiding verwendet werden. An der Rückseite der Kamera befindet sich ein 6-poliger Anschluss, über den das mitgelieferte Standard-RJ11-Kabel mit direkt mit Montierungen verbunden werden kann, die über einen Autoguider-Anschluss verfügen.
Die Bilder auf der linken Seite sind simulierte Ansichten aus Stellarium von Saturn (links) und Venus (rechts), wie sie derzeit am Morgenhimmel durch ein Celestron 8" f/10 SCT mit der 462C Kamera sichtbar sind.
Für beide ist das Bild oben ohne Barlow, mit einer 2x-Barlow (Mitte) und unten mit der Q-Barlow bei 2,25x-Vergrößerung. Das Ergebnis der zusätzlichen Vergrößerung der 2,25-fachen Barlow im Vergleich zu einem 2-fachen Modell ist deutlich zu erkennen.
Abschließende Gedanken
Als jemand, der eine große Auswahl an verschiedenen Okularen besitzt, verwende ich das Q-Turret oft in seiner rein visuellen Konfiguration bei der Beobachtung von Mond, Planeten und sogar der Sonne (mit entsprechender Sonnenschutzausrüstung wie AstroSolar Safety Film). Die Möglichkeit, schnell zwischen den Okularen zu wechseln, ist ein großer Vorteil, und ich finde seine geringe Größe und sein geringes Gewicht ideal, vor allem wenn ich ein tragbares Teleskop und eine Montierung verwende, die ich mitnehmen kann. Wenn Sie bereits über eine Reihe geeigneter Okulare verfügen, ist das Q-Turret allein schon ein ideales Zubehör. Wenn Sie Ihr Okularsortiment für die Sonnensystembeobachtung erweitern möchten, ist das preisgünstige Komplettpaket aus Classic-Okular und Barlow perfekt. Für diejenigen, die sich zusätzlich mit der Planeten- und Mondbeobachtung beschäftigen möchten, ist das Planeten-Bundle mit der QHY462C eine Überlegung wert.
[br]
Für Einsteiger empfehlen wir folgende Produkte
Die QHY533 gekühlte CMOS Kamera ist für eine sehr gute und preislich günstige Einsteigerkamera. Sie hat alles, was eine moderne CMOS Kamera leisten kann. Für die an allen Bereichen der astronomischen Fotografie interessierten Amateurastronomen können mit der QHY533 M/C ein breites Spektrum Ihrer Bilder abdecken. Mit ihrem BSI Sony Sensor ist die Kamera im DeepSky Bereich extrem empfindlich und rauscharm. Dank der guten Kühlleistung sind mit ihr lange Belichtungszeiten realisierbar. Die Pixelgröße von 3,76 µm x 3,76 µm ist optimal an kürzere Brennweiten von 500 bis 750 mm angepasst.
Mehr Details finden Sie hier [product sku="qhy533"]
Das außergewöhnlich geringe Rauschen bei gleichzeitig hoher Empfindlichkeit der einfachen und preiswerten QHY-CMOS Kameras haben sie zur ersten Wahl vieler Amateurastronomen für die Sonnen-, Mond- und Planetenfotografie gemacht, bei denen das Stapeln und Verarbeiten einer sehr hohen Anzahl von Einzelbildern das Rohsummenbild enorm verbessert („Lucky Imaging“). Mit ihrem geringen Rauschen eignen sich insbesondere die Farb-Kameras auch für EAA, also Electronically Aided Astronomy, bei der die Bilder per LiveStacking direkt während der Beobachtung zu einem Livebild kombiniert werden. Dafür wird oft die Software Sharpcap eingesetzt, die mit den QHY-Kameras natürlich zusammenarbeitet.
Für einen Einsteiger kann es verwirrend sein, die passende Kamera für den Anfang auszuwählen. Wir raten Ihnen deshalb Schritt für Schritt vorzugehen, beginnend mit der Ausrüstung, die es erlaubt eine Teleskopmontierung so nachzuführen (guiding), dass Ihre ersten Versuche auch punktförmige Sternabbildungen zeigen.
Bevor man sich zum Kauf einer neuen Kamera entscheidet, sollte man sich dazu einige Gedanken machen und sich die folgenden Punkte überlegen:
Was sind die vom Nutzer bevorzugten Beobachtungsobjekte?
Welche Sensorgröße brauche ich dafür in Kombination mit dem Teleskop?
Welche Pixelgröße passt zu meiner Brennweite und dem „seeing“? Hier finden Sie einen hilfreichen Online-Kalkulator: astronomy.tools
Soll Monochrom mit Filtern oder mit einer Farbkamera (OSC – One Shot Colour) gearbeitet werden?
Unsere Empfehlung für den Einstieg: Guiding- und Planetenkameras
Guiding Kameras für Langzeitbelichtungen
Für die länger belichtete Astrofotografie ist das Guiding der Teleskopmontierung von ausschlaggebender Bedeutung. Alle Montierungen weisen während der Aufnahme einen gewissen Nachführungsfehler auf, sei es durch Aufstellungsfehler der Montierung oder anderen mechanische Ursachen. Dieser Nachführungsfehler sorgt dafür, dass die Sterne auf den einzelnen Aufnahmen zu Strichen verzogen werden, was letztlich das Bild ruiniert.
Die Guidingkamera sorgt, nach Auswahl eines geeigneten Leitsterns - zusammen mit einer entsprechenden Software - dafür, dass Nachführfehler der Montierung während der Belichtung automatisch korrigiert werden und der Leitstern subpixel-genau auf dem Sensor abgebildet wird. Dabei kann das Guiding-Modul an einem externen Leitrohr (z.B. der [product sku="variofinder"] oder das [product sku="1932051"]) oder über einen so genannten [product sku="QHYOffAxisGuider"] direkt am Aufnahmeteleskop angeschlossen sein.
QHYCCD hat eine lange Tradition in der Entwicklung und Produktion von Guiding Kameras und war der erste Anbieter, der die preiswerte CMOS Technologie - einschließlich vieler eigener Firmenpatente – für die Amateurastronomie eingeführt hat. Auch viele der höherwertigen QHYCCD Kameras verfügen über eine Guiding-Schnittstelle, die mit dem SBIG ST4 Standard kompatibel ist.
Über die ST4-Schnittstelle kann die Kamera direkt mit der Montierung verbunden werden; die Guiding-Software läuft dennoch auf dem per USB angeschlossenen PC. Das ist dann interessant, wenn die Monterung nicht ohnehin ebenfalls über den PC gesteuert wird. Wenn die Montierung z.B. über die ASCOM-Schnittstelle ebenfalls vom Laptop aus gesteuert wird, können auch die Guidingsignale über diese VErbindung gesendet werden, und das ST4-Kabel wird nicht benötigt. Die am weitesten verbreitete Guiding Software ist PHD2
Für Einsteiger möchten wir an dieser Stelle 2 preiswerte Module vorstellen:
Die QHY 5L-II-M ist eine 1.2 Megapixel Guidingkamera mit sehr hoher Empfindlichkeit (auch lichtschwache Sterne können so zur Nachführung benutzt werden) und einer USB 2.0 Schnittstelle. Sie sind ideal für den Einsatz als leichte Autoguider oder Planetenkameras, wo kurze Belichtungen typisch sind.
[product sku="qhy5III678 "]
Die zweite ist die QHY 5-III-178M (leider wird die Kamera nicht mehr produziert) mit einer schnelleren USB3.0 Schnittstelle, die neben ihrer Guidingfunktion wegen der höheren Datenrate noch besser als Planetenkamera für das „Lucky Imaging“ (Sonne, Mond und Planeten) erfolgreich eingesetzt werden kann. Die QHY 5-III-678 M/C ist die neueste Entwicklung der Version 2 der QHY 5III-Serie von Planeten- und Guidingkameras. Die QHY 5 III 678 M/C kann als verbesserte Version ihres Vorgängers, der QHY 5-III-178M CMOS Kamera betrachtet werden.
[br] Der Grund zur Empfehlung dieser beiden Produkte beruht auf den grundlegenden Anforderungen an eine gute Guiding Kamera. Sie sollte folgende Merkmale aufweisen:
Kleine Pixel. Kleinere Pixel führen zu einer höheren Auflösung des Sensors, insbesondere bei kurzen Leitrohrbrennweiten und kleinen Öffnungen, die wiederum mechanisch die Montierung entlasten (Größe und Gewicht des Leitrohrs). Die QHY-5L-II-M und die QHY-5-III-178M haben Pixelgrößen von 3.75 µm bzw. 2.4 µm, recht klein im Vergleich zu vielen Kameras von Mitanbietern auf dem Markt.
Hohe Empfindlichkeit. Das Erkennen und Guiden auf lichtschwache Sterne ist zum einen abhängig vom Objektivdurchmesser des Leitrohrs (je größer, desto schwächere Sterne können erfasst werden) und zum anderen von der Empfindlichkeit der Pixel des Sensors. Der Sensor der QHY-5L-II-M hat eine Quanteneffizienz von 74%, und die QHY-5-III-178M setzt einen Backside-Illuminated Sensor mit einer Quanteneffizienz von über 80% ein. Mit einem geeigneten Leitrohr können beide Kameras Leitsterne im Bildfeld detektieren, unabhängig davon, wohin das Leitrohr am Himmel ausgerichtet ist. Moderne Guidingsoftware unterstützt Subpixelgenauigkeit, sodass bereits ein kleines Leitrohr wie z.B. der VarioFinder oder das QHY MiniGuideScope auch für große Teleskope ausreichen, die Guidinggenauigkeit ist nur durch die Luftunruhe beschränkt. Ein Off-Axis-Guider hat den Vorteil, dass er das selbe Bild sieht wie die Aufnahmekamera und mechanische Verbiegung des Teleskops im Lauf der Nacht kein Problem ist, dafür hat er ein kleineres Bildfeld.
Klein und geringes Gewicht. Beide Kameras haben einen Durchmesser von nur 25.4 mm und passen somit direkt in jede 1¼" Okularaufnahmehülse. Die QHY-5L-II-M wiegt nur 51g, die QHY-5-III-178M nur 86 Gramm. Je geringer die Größe und das Gewicht, desto weniger werden Leitrohr, Okularauszug und Montierung mechanisch belastet.
Beide Kameras sind mit monochromen Sensoren ausgestattet, dies ist für eine reine Guidingfunktion ausreichend. Die Schnittstelle der QHY-5L-II-M ist USB 2.0, schnell genug für das Guiding, die QHY-5-III-178M hat eine schnelle USB 3.0 Schnittstelle und kann aufgrund der hohen Bildübertragungsfrequenz auch als monochrome Sonnen-, Mond- und Planetenkamera eingesetzt werden.
Kameras für das „Lucky Imaging“ von hellen Objekten des Sonnensystems. Für Einsteiger ist die Fotografie von Planeten, der Mondoberfläche und von solaren Strukturen wie z.B. Sonnenflecken einfacher und am Anfang erfolgsversprechender, denn der technische Aufwand ist wesentlich unkomplizierter als in der Langzeitbelichtung von DeepSky-Objekten. Da die Belichtungszeiten sowohl im Guiding als auch im Lucky Imaging sehr kurz sind, kann man eine Kamerawahl kombinieren, um sie für beide Anwendungsgebiete einsetzen zu können. Das Modul sollte möglichst über eine schnelle USB 3.0 Schnittstelle verfügen.
QHY 5-III Serie USB 3.0 Guiding und Planetenkameras:
Die Modelle der QHY 5-III Planeten- und Guidingkameras sind Kameramodule für die Sonnen-, Mond- und Planetenfotografie (Lucky Imaging Technik), sowie für Guidinganwendungen und teilweise als Kameras für die Deep Sky Fotografie für Einsteiger mit schnellem USB 3.0 Datentransfer.[br]
Wir bieten folgende Produkte der QHY 5-III Serie an:
Simuliertes Bildfeld der Kameras in Kombination mit einer Brennweite von 1000mm
Die QHY-5-III- Serie bieten die Wahl zwischen insgesamt 7 Modellen, Mono- und Farbversionen mitgezählt. Alle bieten Varianten der Sony STARVIS™ oder PREGIUS™ (QHY174) Bildsensoren, die für den Überwachung- und Industrieeinsatz konzipiert wurden.
Primär unterscheiden sich die Modelle in der Sensorgröße, daraus resultierend dem Bildfeld, wie anhand des Mondes und einem exemplarischen Teleskop zu sehen ist. Die Modelle lassen sich grob in drei Größenklassen einteilen, deren physikalische Dimensionen sich durch ihr optisches Format definieren:
1/2.8“,⌀6,4mm (5,6 x 3,1mm)
1/1.8“,⌀8,9mm (7,7 x 4,4mm)
1/1.2“, ⌀12,8mm(11,2 x 6,3mm)
Die Mehrzahl der verbauten Detektoren der Planetenkameras sind in einem Seitenverhältnis von 16:9 konstruiert. Zwischen Sensoren im Videoformat 16:9 verfügt die QHY 5-III-178 über einen Sensor im klassischen Kleinbildformat 3:2, der größte Vertreter QHY 5-III-174 über ein selteneres 16:10-Format. Das Format definiert in Kombination mit der Auflösung das digitale Ausgabeformat:
So nimmt die QHY 5-III-462 & QHY 5-III-200 im klassischen 1080p-HD Format auf. Eine steigende Anzahl an Kameras speichert 4K-Bild- & Videodateien, darunter die QHY 5-III-715/678/485 & 585. Sehr flexibel bezüglich der Wahl des Aufnahmeformats sind Sie mit den Kameramodellen QHY 5-III-178 (nicht mehr lieferbar) und QHY 5-III-174, die mit digitalem Crop die Wahl mehrerer Verhältnisse anbieten, darunter 1:1, 6:5, 5:4, 4:3, 3:2, 16:10 und 2:1.
Sony STARVIS™-Sensoren stehen für hochsensitive BSI-Sensoren mit rückseitig integrierten Leiterbahnen. Diese erlauben es, die Fläche der Fotodiode zugunsten der höchstmöglichen Umwandlungsrate (Quanteneffizienz) zu maximieren. Sony PREGIUS™-Sensoren zeichnen sich durch einen Global-Shutter aus. Hierbei wird der Sensor komplett ausgelesen, statt der üblichen zeilenweisen Auslese bei Rolling-Shutter-Kameras. Bewegungsartefakte können so ausgeschlossen werden.
Bei den beiden STARVIS™-Generationen von Sony-Sensoren ist das Substrat der Photodioden physikalisch tiefer als bei vorhergehenden, sodass auch Photonen mit längeren Wellenlängen (NIR) tiefer in das Substrat eindringen können und ein Elektron freisetzen. Zusätzlich ist die Oberfläche der Photodioden auf der Mikrostrukturebene leicht rau, sodass längerwelliges Licht gebrochen und detektiert wird. Durch diese Maßnahmen wird die Empfindlichkeit des Sensors für rotes und nahinfrarotes Licht drastisch erhöht. Die Spitzenempfindlichkeit (Quanteneffezienz) des Sensors im NIR-Spektralbereich ist fast genauso hoch wie für das Licht im sichtbaren Spektrum. Zu den Kameramodellen der neuesten Sensorgeneration STARVIS 2 zählen die QHY678 und QHY585, die neben der Empfindlichkeitsverbesserung auch einen höheren Dynamikumfang aufweisen.
Sony PREGIUS™-Sensoren zeichnen sich durch einen Global-Shutter aus. Hierbei wird der Sensor komplett ausgelesen, statt der üblichen zeilenweisen Auslese bei Rolling-Shutter-Kameras. Bewegungsartefakte können so ausgeschlossen werden. Die QHY174 bietet als einzige Planetenkamera einen Sensor dieser Produktlinie.
Eine technische Besonderheit zeichnet die QHY 5-III-462 und QHY 5-III-485 aus: Ihre Sensoren einer neuen Generation verfügen über einen „Super High Conversion Gain“-Modus. Die sHCG-Funktion erlaubt die Generierung eines starken Output-Signals bei geringer Beleuchtungsstärke und sehr geringem Ausleserauschen von unter einem Elektron.
Die QHY 5-III-178 verfügt als einziges der Modelle über eine hardwareseitige 14-Bit Analog-Digitalwandlung und kann somit nativ 16384 Helligkeitsabstufungen abbilden.
Welche Planetenkameras kommen besonders für Einsteiger infrage?
Im Segment der Farbkamera empfehlen wir zwei Optionen:
Die [product sku="QHY5III462C" style="imgright"] bietet als performante Planetenkamera die höchste Bildrate mit Full-HD-Auflösung und als Besonderheit eine herausragende Sensitivität im infraroten Spektrum. Zudem verfügt Sie über ein hervorragendes Preis-Leistungs-Verhältnis.
Sie vereint zwei CMOS-Kameras in einem Gehäuse. Wie gewohnt lassen sich mit ihr normale One-Shot Farbbilder der Planeten des Sonnensystems (auch von Sonne und Mond) aufnehmen. Aufgrund des extrem geringen Ausleserauschens lassen sich darüber hinaus auch RGB-Bilder von helleren DeepSky-Objekten bei kürzeren Belichtungszeiten mit der Lucky Imaging Technik aufnehmen.
Basierend auf der gleichen Sony-Sensortechnologie, aber mit der vierfachen Fläche, erweitert die QHY485 den Funktionsumfang recht erheblich, mit einer 4K-Auflösung und der Möglichkeit, einen größeren Himmelsbereich zu belichten. Die hochauflösende 8,3MP-Kamera bietet eine 4K-Auflösung und die Möglichkeit, einen größeren Himmelsbereich zu belichten – mit dem im Lieferumfang enthaltenen Fischaugen-Objektiv sogar als All-Sky-Kamera. Die [product sku="1931030"] hat zwar nicht die im Infrarot-Spektrum erweiterte Empfindlichkeit, dafür liefert sie mit dem sHCG-Modus Rohbilder mit außergewöhnlich niedrigem Ausleserauschen (kleiner 1e-). Der Sensor und seine Elektronik liefern über USB 3.0 bei voller Auflösung Bildraten von 18,5 Bilder (fps) und 16 Bit Datentiefe pro Sekunde, bei einer Datentiefe von 8 Bit sogar 44 Bilder pro Sekunde.
Neu im Portfolio des Herstellers ist die [product sku="1931031" style="imgright"], die die technischen Fähigkeiten der QHY-5-III-485C aufweist, diese jedoch um die erweiterte Empfindlichkeit im infraroten Spektrum ähnlich der QHY-5-III-462C erweitert und die [product sku="1931038" style="imgleft"], eine preisgünstige Sonnen-, Mond- und Planetenkamera der 2. Generation und gleichzeitig ein perfektes Guiding Modul für extrem kurze Brennweiten. Ähnlich wie der QHY 5-III-462 M/C verfügt auch die QHY 5-III-715C über eine erweiterte Empfindlichkeit im nahen infraroten Spektralbereich.[br]
Für Interessenten von Mono-Kameras oder potenzielle Filter-Nutzer ist die QHY-5-III-178M Kamera spannend. Ihr sehr fein aufgelöster Sensor positioniert sich Flächen- und Auflösungstechnisch zwischen jenen der QHY462 und QHY485 und erlaubt die Wahl mehrerer Aufnahmeverhältnisse bei nur minimaler Reduktion der Auflösung.
Die [product sku="qhy5III678" style="imgleft"]ist die neueste Entwicklung der Version 2 der QHY 5III-Serie von Planeten- und Guidingkameras. Die QHY 5-III-678 M/C kann als verbesserte Version der QHY 5-III-178M Kamera betrachtet werden. Wie der Sony IMX 178 ist auch der neue IMX 678 Sensor von Sony ein back-illuminated (BSI) Sensor im Format 1/1,8 Zoll. Er hat jedoch im Vergleich zum IMX 178 eine höhere Auflösung (kleiner Pixel) und eine höhere QE sowie eine erhöhte Empfindlichkeit im nahen infraroten Spektralbereich (NIR)
Falls Sie Bedarf an einer schnellauslesenden Full-HD-Kamera haben, ohne jedoch den Limitierungen eines Bayer-Farbfilters unterworfen zu sein, ist die [product sku="1931035" style="imgright"]] eine spannende Mono-Alternative zur QHY-5-III-462C.
[br]
Ergänzend zu den Empfehlungen von QHYCCD beachten Sie bitte auch unsere Blogbeiträge zu den Auswahlkriterien:
Immer wieder erreichen uns Anfragen zur Nutzung von H-alpha-Ansätzen an Schmidt-Cassegrain oder EgdeHD-Teleskopen. Das ist prinzipiell machbar, und eine große Öffnung liefert auch an der Sonne eine wesentlich bessere Auflösung als kleinere Geräte. Bei Teleskopen mit Sekundärspiegel gibt es jedoch ein paar Details zu beachten; das Folgende gilt daher insbesondere für Schmidt-Cassegrain- und EdgeHD-Teleskope und lässt sich auch für Cassegrains, Newtons und andere obstruierte Systeme anwenden.
Das Problem: Um das Teleskop vor der Sonnenenergie zu schützen, muss ein Filter vor das Objektiv. Bei der Weißlicht-Beobachtung besteht sonst Gefahr für die Halterung des Sekundärspiegels, die so nah am Brennpunkt schmelzen kann, wenn die Nachführung nicht perfekt funktioniert (schließlich hat der Hauptspiegel eines Schmidt-Cassegrains etwa f/2), und für H-alpha ist ohnehin ein Energieschutzfilter nötig.
Wir erhalten die meisten Anfragen zu den C8, daher betrachten wir einmal vor allem dieses Teleskop.
Das Ziel: Ein Frontfilter für die ganze Öffnung
Wer ein großes Teleskop für die Sonnenbeobachtung nutzen will, hat es auf die höhere Auflösung abgesehen, die durch die große Öffnung möglich ist. Im Idealfall deckt also ein Frontfilter die gesamte Öffnung ab.
Für die Weißlichtbeobachtung geht das noch einfach: Im günstigsten Fall mit einem selbstgebauten Filter aus [product sku="astrosolarfoto"]. Bereits mit einem preiswerten Bogen im A4-Format (20x29cm) verliert man an einem C8 kaum Öffnung durch die Filterfassung. Besser ist ein gefasster [product sku="astf" style="imgright"], der nicht nur die gesamte Öffnung ausnutzt, sondern auch über eine temperaturkompensierende Fassung verfügt: Die Folie ist spannungsfrei und beweglich gelagert, sodass sie nicht unter Spannung gerät, wenn die Fassung sich erwärmt. Eine einfache Fassung kann sich dagegen bei längeren Beobachtungen erwärmen und ausdehnen, sodass die Folie unter Spannung gerät. Dadurch bricht die Bildqualität ein, und das Bild wird matschig.
Ein Objektivfilter aus Glas würde zwar wertiger aussehen, bietet aber in der Regel keine bessere Bildqualität: Planoptisch polierte, ebene Oberflächen sind schwieriger herzustellen als gewölbte Flächen, daher sind die meisten Glas-Objektivfilter entweder wesentlich teurer als AstroSolar-Folie, oder wesentlich schlechter, oder viel zu oft beides.
Ein Herschelkeil ([product sku="safetyherschel"]), der das beste Bild liefert, scheidet wegen des Sekundärspiegels an obstruierten Systemen aus.
Für die H-alpha-Beobachtungist ein Energieschutzfilter nötig, der nur das Licht in der Nähe der H-alpha-Linie passieren lässt. Da er mit "sündhaft" teuren H-alpha-Filtersystemen kombiniert wird, dürfen hier keinerlei Abstriche in der optischen Qualität gemacht werden. Auch daher gibt es keine ERF-Folie, und Energieschutzfilter aus Glas sind nur bis Durchmessern von 180 cm erhältlich. Sie sind somit lediglich für ein C5 oder C6 groß genug – und das zu einem Preis, der den hohen Aufwand für die erforderliche Qualität widerspiegelt. Eine beidseitige Politur auf λ/10 ist sehr aufwendig und in dieser Größe nicht für ein paar 100 Euro machbar – ein hochwertiger 180mm E-ERF mit Fassung ([product sku="derffilter" style="imgright"]) kostet bereits deutlich mehr als ein komplettes C8.
Der mit 180mm Durchmesser größte erhältliche D-ERF (rot) ist kleiner als die Schmidtplatte (blau) eines C8. Die freie Öffnung sinkt, während die Halterung des Sekundärspiegels (schwarz) gleich bleibt – die Obstruktion steigt.
Ein C8 mit dem größten erhältlichen Frontfilter mit 180mm Durchmesser (abzüglich der Fassung) wird also zwangsweise abgeblendet. Am Refraktor wäre das noch zu verschmerzen, auch 180 mm Öffnung zeigen noch sehr viele Details. Allerdings hat das C8 als katadioptrisches System eine Obstruktion durch den 6,9cm großen Fangspiegel. Mit einem 18cm-D-ERF würde diese Obstruktion von 34% auf rund 40% steigen – in der Praxis sogar noch stärker, weil der Filter ja auch noch eine Fassung braucht (die ebenfalls ihr Geld kostet). So wird aus dem 8"er rasch ein Teleskop mit lediglich 6 bis 7" Öffnung und übergroßer, kontrastmindernder Obstruktion. Fotografisch mag das durch Bildbearbeitung noch einigermaßen beherrschbar sein, visuell stört der Kontrastverlust mehr.
Die Lösung
Statt ERFs für große Schmidt-Cassegrains anzubieten, die deutlich mehr als das Teleskop kosten würden, haben wir uns entschieden, einen völlig anderen Weg zu gehen und die Schmidtplatten ausgewählter Schmidt-Cassegrains mit einem Energieschutzfilter zu versehen. So sind mit den Baader [product sku="tribandsct" style="imgright"] Teleskope entstanden, die die gesamte Öffnung eines C8, C925 oder C11 nutzen und dennoch günstiger sind als ein entsprechendes Teleskop mit passendem Energieschutzfilter. Um den Anwendungsbereich der Teleskope nicht auf die Sonne zu beschränken, sind die Geräte mit einer aufwendigen Triband-Beschichtung versehen, die zusätzlich die Deep-Sky-Fotografie mit Schmalbandfiltern oder die Weißlicht-Sonnenbeobachtung mit einem Herschelkeil ermöglicht – auch wenn die Sonne dann statt reinweiß grünlich erscheint.
So lässt sich auch ein großes Schmidt-Cassegrain mit voller Öffnung für die Sonnenbeobachtung in Weißlicht oder H-alpha nutzen – lediglich der Umbau eines vorhandenen Schmidt-Cassegrains ist nicht möglich, ohne die Öffnung zu verringern und die Obstruktion zu vergrößern.
Kleinere Energieschutzfilter als Alternative?
Jetzt ist es natürlich verständlich, dass nicht jeder gleich ein neues Teleskop kaufen will, wenn schon ein bewährtes C8 o.ä. vorhanden ist.
Es liegt zunächst nahe, einfach einen kleineren Energieschutzfilter zu nehmen – schließlich sind schon mit 80mm sehr schöne Sonnenbeobachtungen möglich, und tagsüber begrenzt die Luftunruhe die möglichen Vergrößerung ohnehin, wenn man keinen sehr guten Standort hat.
Aber auch hier gilt: Während es am Refraktor kein Problem ist, ihn abzublenden und vielleicht gar ein Filtersystem wie den [product sku="1363056"] zu verwenden, dessen integrierter Bockfilter bei Teleskopen bis 80mm Öffnung auch als ERF ausreicht, ist das bei einem Schmidt-Cassegrain nicht so leicht möglich. Um die Sekundärspiegelfassung zu schützen, ist auf jeden Fall ein teurer ERF nötig, und der Preisvorteil entfällt.
Übrigens: Auch bei einem so stark abgeblendeten Teleskop ist eine Telezentrik weiterhin nötig, da ein Etalon einen parallelen Strahlengang benötigt.
Welche Möglichkeiten gäbe es also, wenn kein neues Teleskop her soll?
Große, off-Center-montierte Energieschutzfilter
Wenn ein großer D-ERF seitlich montiert wird, wirkt er durch den Sekundärspiegel ähnlich wie eine Scheinerblende und verursacht unerwünschte optische Effekte.
Theoretisch könnte man einen größeren ERF Richtung Rand verschieben, sodass die Obstruktion des Fangspiegels anteilsmäßig sinkt – oder mehrere kleine ERFs rund um den Fangspiegel verteilen. In der Praxis handelt man sich damit aber zahlreiche gelinde gesagt interessante Effekte ein. Statt eines Filtersystems mit verringerter, aber immer noch vorhandener Obstruktion konstruiert man nämlich eine komplizierte Form der Scheinerblende, die gnadenlos jede Dejustage und Unschärfe offenbart.
Die Bildqualität wird also leiden, daher können wir von dieser Option nur abraten.
Ein kleiner, obstruktionsfreier Energieschutzfilter?
Die preiswerteste Lösung, die keine optischen Kompromisse macht, wäre ein ERF, der nur den Bereich zwischen Fangspiegelfassung und Schmidtplattenfassung frei lässt – beim C8 ist das ein Ring mit etwa 63cm Breite. Immerhin genügt dann der kleinste D-ERF mit 75mm Durchmesser. Der Preisvorteil wird aber dadurch aufgefressen, dass der Okularauszug um etwa 3° gekippt werden muss: Durch den schiefen Lichteinfall trifft der Strahlengang nicht mittig auf den Sekundärspiegel, und damit das Licht gerade auf den Etalon trifft, muss der Okularauszug auf die neue, kleinere Teleskopöffnung ausgerichtet werden. Das wäre zum Beispiel mit einer schrägen Ansatzplatte oder besser einem Tilter möglich, der ausreichend stabil ebenfalls keine billige Lösung ist. Sobald mit voller Öffnung beobachtet wird, muss das natürlich wieder zurückgebaut werden.
Das zweite Problem: Aus einem 200/2000 f/10 Teleskop wie dem C8 wird ein 63/2000 f/32. Und auch bei f/32 ist kein paralleler Strahlengang gegeben, der nötig ist, damit ein H-alpha-Etalon perfekt funktioniert. Mit dem [product sku="1363070" style="imgleft"] wird aus dem abgeblendeten C8 ein 63/6000 f/96, der mit einem 40mm-Okular eine Mindestvergrößerung von 150x bei 0,4mm Austrittspupille hat – weit jenseits von dem, was auch die beste 63mm-Optik an sinnvoller Vergrößerung liefern kann. Natürlich könnte man die Brennweite mit dem [product sku="2459260"] wieder auf 2400mm drücken – aber es ist wesentlich ökonomischer, stattdessen lieber einen günstigen 80mm-Refraktor ohne D-ERF mit dem SunDancer II auszurüsten und ggf. einen besseren Okularauszug wie den SteelTrack mit optionalem SteelDrive Motorfokussierer nachzurüsten. Bei größeren Öffnungen als 80 mm oder SolarSpectrum-Filtern ohne integrierten Energieschutzfilter ist natürlich noch ein D-ERF nötig – aber solange man nicht in die Preisklasse eines TriBand kommt, ist das Preis/Leistungsverhältnis immer noch besser als bei einem C8, das in seinen Möglichkeiten beschnitten wird.
Bei größeren, fest aufgestellten Sternwartenteleskopen lohnt sich das schon eher: Bei einem C14 können immerhin rund 12 cm Öffnung genutzt werden, hier kann ein 135mm-ERF off-center montiert werden, bei dieser Auflösung lohnt sich dann auch ein Telekompressor. Bei einem C14 ist diese Lösung auch interessant, da die kompakten Teleskope oft in Sternwarten eingesetzt werden, bei denen kein Platz für einen zusätzlichen 12cm-Refraktor ist.
[br] Attn. click above images for complex content
[br]
Both, CMOS and CCD cameras designed for (amateur) astronomy typically have a spectral sensitivity from 400nm to more or less 850nm. But RGB filter sets for astronomy only use the range from about 400nm to 700nm and the on-sensor color filter arrays of consumer cameras only cover about 420nm to 640nm. That means, about one third of the spectral bandwidth is wasted.
The three central filters used for the Sloan Digital Sky Survey (SDSS) split the the spectral range of interest into three approximately equal parts: G': 410nm to 550nm, R': 555nm to 695nm and I': 695nm to 845nm. So these filters would be a perfect choice for three-color images with modern cameras. That's probably one reason why these filters became quite popular in professional astronomy. But professionals normally use custom-made filters which are out of reach for amateurs.
Baader Planetarium is now the first company which offers these SDSS filter to a wider clientele.
This article presents tests and first lights of the long awaited SDSS G', R' and I' filters and compares them with RGB shots. All SDSS filter images in this article are taken with QHY600L cameras and Nikon 300mm f/2.8 AF-S lenses at full aperture.
Test on artificial star
There is not much to write. No reflections or diffuse halos are visible. It makes no difference whether the filter is placed close to the sensor (in a distance of about 35mm) or in the filter holder of the lens (distance to sensor about 120mm).
The following pictures are shots from an artificial star. They are up-scaled by factor 6 without interpolation. Size of each pixel (block in the up-scaled image) is 3.8µm. Brightness is scaled linearly, but the scaling factor on the right side is 1000 times larger.
Brightness: ×1
Brightness: ×1000
G'
R'
I'
Field results
Three test shots are presented on separate pages. Click on the images below to view the results and for detailed descriptions. The pictures where captured with an array of up to three cameras, lenses and filters in parallel (the array was not fully operational at beginning).
[br] The filters perform as expected and show no reflections. These would be very critical, because stars where reduced by a factor of up to 40 in oder to make the faint nebulae visible. That kind of image processing cannot reduce reflections (because they are shifted depending on angle of incidence and distance of the reflecting surfaces) such that they would become very prominent.
Hints and Tricks
Water vapour absorbs infrared radiation (and according to Kirchhoff's law of radiation it also emits in the same wavelengths). The effect is even measurable in visible spectrum: if there is a lot of water vapour in the atmosphere the sky becomes reddish. In infrared the effect even becomes more significant.
On the other hand, sky is blue (due to Rayleigh scattering of the molecules in the atmosphere), even at night. That means, without water vapour sky is darker in (infra)red than in blue. These effects, water vapour and blue sky, more or less compensate each other. Nevertheless, in order to optimize the observation session both issues should be considered if filters are changed during the night('s):
Use the blue G' filter if the humidity is high or if you shot through a larger amount of water vapour because the object stands low.
Use the infrared I' filter if the moon is shining ar the sun is not far below the horizon.
The test shot where captured in parallel which allows to quantify then sky conditions during the test shots. The average brightness ratio for G':R':I' of the sky measured during the test shots was about 4:4:1 (± 10%). The color factors which compensate the quantum efficiency and transparency (in order or achieve white stars) where about 1:1:2 (± 10%). This leads to a background SNR ratio of 1:1:1, i.e. at same exposure time the SNR (which is mainly determined by the background photon noise) is approximately the same for each filter if the stated color calibration factors (which lead to white stars) are used.
[product sku="baaderfcct"]
Wir bedauern die Verzögerung der Verfügbarkeit des FCCT sehr. Wir hatten den FCCT vor allem für die QHY163 M/C Medium Size CMOS Kameras, gekühlt entwickelt. Unser Kunde Christoph Kaltseis hatte den Prototyp bereits in der ersten Phase der Entwicklung mit der QHY163M testen können (siehe seinen Bericht unten). Als wir fast fertig waren, kam eine Nachricht von QHY, Sony würde den 163er Chip einstellen. Daraufhin haben auch wir die FCCT-Produktion frustriert eingestellt. Mitte 2021 war jedoch die QHY163 auf einmal doch wieder verfügbar – und wir wollten unbedingt auch eine Lösung für die nächstgrößeren Kameragehäuse mit 90 mm Durchmesser konstruieren. Daraus sind nun zwei Versionen des FCCT entstanden, sodass der FCCT II auf die neuen Kameras QHY 294M / C Pro Medium Size Cooled CMOS Kamera und QHY268 M/C BSI Medium Size APS-C Kameras, gekühlt passt. Nun ist es möglich, alle QHY-Kameras mit 77mm (FCCT I) bzw. mit 90 mm (FCCT II) Gehäusedurchmesser am RASA 8 anzubringen, Filter zu wechseln - und die Bildlage des Chips präzise und rasch bei montierter Kamera einzustellen. DEr FCCT I kann bei Bedarf auch für 90mm aufgerüstet werden. Nach ewig langer Verzögerung ist nun endlich der Baader FCCT (Filter Changer Camera Tilter) für den Celestron RASA 8" Astrographen und für QHY-Kameras in zwei Versionen erhältlich:
FCCT I für RASA 8" – geeignet für QHY-Kameras mit 77 mm Durchmesser (z.B. QHY 174 / 163 / 183)
FCCT II für RASA 8" – geeignet für QHY-Kameras mit 90 mm Durchmesser (z.B. QHY 268 / 294)
Lesen Sie hier den ausführlichen Bericht von Christoph Kaltseis zum Baader FCCT und zur QHY163M , QHY268M-PH und QHY294M PRO
Team Baader Planetarium
RASA 8, mit dem Prototyp Baader FCCT + QHY163M Kamera
Als der allererste Prototyp des FCCT I zur QHY163M ankam und das Wetter am gleichen Abend gut aussah war klar: Jetzt muss es sein – nur gab es für diesen Prototyp noch keine Anleitung...
Der Baader FCCT (Filter Changer & Camera Tilter) macht vom Funktionsumfang (Filterwechseln und gleichzeitig Bildlage perfekt einstellen) einen tollen Eindruck, vor allem verursacht die ganze Mechanik zusammen mit QHY-Kameragehäusen keinerlei Vignettierung. Beim ersten Hinschaun dachte ich, die Montage ist in 5 Min erledigt, aber sooo einfach war es dann doch nicht! Ich wollte ihn einfach in einem Stück an der Kamera montieren. Das ging nicht. Ich musste also zuerst mit einem langem Sechskant-Schraubendreher mit 2mm Schlüsselweite nur die drei kameraseitigen M4 Madenschrauben vorsichtig ca 3,5 Umdrehungen öffnen (wenn man mehr dreht, fallen die Schrauben heraus). Die drei Schrauben in jeweils 120° Abstand voneinander waren zwar schnell gefunden, aber der Außenring der Filterkammer ließ sich dennoch nicht vom Innenteil der Filterkammer abheben. Etwas verhakte sich immer noch.
Was ist da los?
Dann machte es klick bei mir: Ich erinnerte mich an den Ausbau der Schmidtplatte von meinem C14 beim allerersten Mal! Da waren die Celestron-Schrauben auch doppelt - einmal vorn an der Schmidtplatte - und dann noch ganz versteckt an der Seite des Tubus…
Gesucht, gefunden: Auch am FCCT-Außengehäuse fanden sich einander gegenüberliegend noch zwei winzige Schräublein, die die Filterschublade und den Flansch für die QHY-Kamera zur Sicherung fixierten. Dazu fand ich einen winzigen Sechskantschlüssel mit gerade mal 0.9 mm Schlüsselweite. Nachdem ich diese Schräublein soweit herausgedreht hatte, dass auf der Seite wo sie innen vorschauen nichts mehr zu sehen ist, konnte ich den Außenring mit etwas Gewalt von FCCT-Innenteil abziehen (das Teil ist "zu Null" auf Passung gearbeitet - denn seitlich wackeln darf im FCCT gar nichts!). Dieses FCCT-Innenteil musste ich ja anstelle der Ringschwalbe von QHY direkt am Kameragehäuse anschrauben. Das hat ohne Anleitung zunächst auch etwas Hirnschmalz gekostet, denn dazu muss man sich trauen, drei der Schrauben zu entfernen, die den Kameradeckel der QHY-Chipkammer festhalten. Die richtigen Schrauben hatte ich mit etwas Logik schnell gefunden und es lagen auch drei etwas längere Schrauben dabei. Dazu brauchte ich einen beiliegenden 1.5 mm Inbusschlüssel für diese winzigen M2 Schrauben, damit war der kameraseitige Teil des FCCT schnell montiert und die Chipkammer war auch mit drei Originalschrauben einwandfrei dicht geblieben (nur alle sechs Schrauben wollte ich lieber nicht aufmachen). Nun konnte der teleskopseitige Anschluss erfolgen.
Dabei merkte ich, dass ich den FCCT auch auf der anderen Seite zerlegen muss, weil der Celestron-Überwurfring nur montiert werden kann, wenn man den dafür vorgesehenen RASA-Flansch vorher vom FCCT löst und vor der Überwurfmutter anbringt. Daher habe ich die dafür vorgesehenen sechs kleinen Madenschrauben mit dem beiliegenden 1.3 mm Sechskantschlüssen ebenfalls ca drei Umdrehungen geöffnet. Die sechs Schrauben liegen tief im Außenring des FCCT und sind zunächst kaum sichtbar. Da ich die teleskopseitige Hälfte der FCCT-Adapter (Teil 1) noch immer nicht am RASA 8 anbringen konnte, musste ich den eingeklemmten Kunstoffring noch aus der Überwurfmutter "heraushebeln". Ich habe dann die Überwurfmutter zwischen den FCCT-Außenkörper und den Haltering eingelegt und die sechs Schrauben wieder mit dem 1.3 mm Schlüssel fest angezogen. Beim Anschrauben der Überwurfmutter vorn am RASA 8 Bildfeldkorrektor habe ich in einer Ahnung gleich beide der mitgelieferten 0.5 mm dicken Distanzscheiben mit eingelegt – das war schlussendlich auch richtig, um die ideale Fokusposition zu erreichen, denn ich hatte ja vorher auch das Schutzglas vorn aus dem Frontoptik des RASA 8 rausgeschraubt, weil ich keine Vignettierung durch den Filter riskieren wollte. Übrigens - beim Anschrauben der Überwurfmutter war ich ziemlich vorsichtig, um sie nicht zu fest anzuziehen, denn ich hatte schon beim allerersten Versuch - noch ohne FCCT - mit der ATIK festgestellt, dass man bei zu viel Kraft versehentlich die ganze Frontoptik in der Schmidtplatte verdrehen kann.
B) Bilder in LUM mit der QHY163M am RASA 8
Bitte beachten Sie: Der FCCT kann ausschließlich ungefasste Baader-Filter mit den Durchmessern 31 mm / 36 mm und 2" (ohne Fassung) aufnehmen. Sie können die entsprechenden Filterschubladen auf der Produktseite direkt mit bestellen.
Filter 1: Luminanz Filter
Der Filter sollte mir bei den ersten Bildern dabei helfen, den RASA 8 mit dem Baader FCCT am Stern zu justieren. Im Vergleich zur Fokusposition der ATIK fiel mir auf, dass ich jetzt mit der QHY den Hauptspiegel am RASA 8 weiter zurück drehen musste. Für mein Empfinden war es viel, da der Stern deutlich unscharf war – 5-6 Umdrehungen war sicher nötig.
Später fand ich den Grund dafür: Der mechanische Backfokus der ATIK beträgt nur 12,5 statt der angegebenen 13mm. Mit den T-2 Fein-Abstimmringe aus Aluminium (0,3 / 0,5 / 1 mm) konnte ich die ATIK damals auf den angegebenen Arbeitsabstand bringen - bei einem so schnellen System kommt es auf die korrekten Abstände an!
Aber beim FCCT waren ja die zwei 0.5 mm dicken Abstimmringe schon im Lieferumfang. Mit der QHY163M funktionierte alles gut. Der erste Alignmentstern war wie schon bei der ATIK wieder Arktur, und wie schon in der ersten Nacht suchte ich einen schwachen Stern in der Nähe der optischen Achse. Gesucht, gefunden und fokussiert: Ich musste ja erst einmal die Abbildung des Systems überprüfen und ggf. justieren. Die Testaufnahme mit der QHY 163M bei Arktur zeigte eine Dejustage links unten im Bild.
Okay!!! Also justieren wir den RASA 8 f2 am Stern. Dazu fuhr ich Wega an (mein zweiter Alignment-Stern), die am Osthimmel stand. Hier hatte ich einen langen Weg bis zum Meridian, den ich aber nicht ganz ausnutzen wollte. Die Justage war wie bei meinem bereits vertrauten RASA 11. ZUERST muss die Bildmitte exakt im Fokus sein, dann erst geht es bei der schlechtesten Bildecke weiter. Dort startet die Justage. Mit Erfahrung und Glück hatte ich gleich die richtige Ecke erwischt!
Mit den sechs M4 Madenschrauben am FCCT (je 1 für Druck und Zug an jeder der drei um 120° versetzten Positionen) und dem ewig langen 2 mm Sechskant-Schlüssel heißt es nun, die Sterne durch sanftes Drehen an einer Schraube deutlich kleiner und zugleich runder zu bekommen (dabei vermisste ich meine Bathinov-Maske). Danach wieder ein Bild mit gleicher Belichtungszeit und LUM machen - am RASA reichen schon 5 Sekunden Belichtungszeit um gut zu erkennen, was sich getan hat. Dann geht es Schritt um Schritt, bis das Feld beim Chip der QHY163M am Ende perfekt rund bis in die Bildecken wird.
Zwischen den Schritten darf man nicht vergessen, immer wieder einmal neu zu Fokussieren. Vor allem: mit Ruhe und Sorgfalt arbeiten, am Ende wird man dafür belohnt!
Mein Tipp: Sagen Sie sich laut vor, was Sie gerade machen, welche Schraube und welche Richtung. Merken Sie sich die Ausrichtung der Schrauben zum Feld der Kamera um zu sehen, wie welche Schraube wirkt. Ich verspreche Ihnen, das macht es einfacher… auch wenn meine Frau mich in einer kleinen Kaffeepause fragte, mit wem ich eigentlich sprechen würde.
Nach einiger Zeit war die Justage fertig, und alle Sterne waren rund bis in die Bildecken! Also richtete ich den RASA 8 mit der QHY163M und Lum Filter (bei nur -10°C eingestellter Temperaturdifferenz) auf NGC7000 und den Pelikan Nebel. Ich richtete den Kamerachip so aus, dass Norden oben war und die RA + DEC Achsen den Kanten synchron waren. Also noch einmal fokussieren, und los geht’s wie gehabt.
Dann belichtete ich bei NUR Gain 10 (von über 500!) und Offset 25 gerade einmal 180 Sekunden, und es war IRRE!
Die Dynamik mit der enormen Tiefe war grandios!
Ich habe dann eine Serie bei -10°C gestartet, 180s Lum, Bin1, Download: Fast alles lief perfekt, und 30 Minuten später waren die Daten „im Kasten“.
Der RASA 8 mit der QHY163 und dem Baader FCCT ist der nächste Schritt in der Astrofotografie: Die Bilder machen einfach nur Spaß! Der RASA 8 Hauptspiegel machte !keine! Verkippung, wenn er am Objekt fokussiert wird.
Der FCCT hat auch nach drei Nächten seine Justage exakt gehalten ohne sich zu verändern, die Abbildung im Feld ist TOP! Ich habe dem RASA 8 mit der QHY auf meiner EQ 8 Platte hin und her geschoben, das System ist stabil!
C) Ein paar Worte zur QHY163M und was Sie beachten sollten
Ich habe die Kamera anfangs nicht ohne Probleme zum Laufen bekommen. Bildfehler, lange Download Zeiten, keine Bilder, Abstürze von MaxIm DL, und mit der original QHY Software das gleiche wie in MaxIm DL…
In der ersten Nacht mit dem RASA 8 musste ich den Treiber der Kamera und den ASCOM-Treiber für MaxIm DL (direkt von der QHY Webseite) neu installieren. Danach ging es erst einmal ohne Fehler, das war aber nicht die Lösung des Problems. Ich verwendete einen PC mit Windows 10, i7, SSD, ASCOM 6.4 SP1 und USB 3.0… aber dieser Rechner wurde von einer Windows 7 Installation über Windows 8.1 auf Windows 10 upgedated. Der Gerätemanager zeigte alles korrekt an, das war es aber nicht!
In der nächsten Nacht wollte ich die H-Alpha-Aufnahme nachholen, aber es gab nur Stress – die Kamera lief nie wirklich ohne Problem. Schließlich sorgte das Wetter für ein Ende der Tests.
DANN nahm ich einen anderen Windows 10 Rechner mit ASCOM 6.4 SP1 und USB 3 (meine Wacom MSP16). Auf dem Rechner war von Anfang an nur Windows 10 installiert, ohne Updates von früheren Versionen. Ich lud die Treiber wie auf der QHY Seite bei der QHY163M genannt herunter, installierte sie (System und ASCOM zur QHY163M) und machte den Neustart des Computers.
Nun die Kamera eingeschaltet, danach über USB 3.0 angesteckt.
Jetzt kam der große Unterschied und der Hinweis, dass es funktioniert: Der Treiber wurde geladen und ich musste eine Verifizierung des Treibers von Hersteller in Windows 10 mit O.K. bestätigen. Das war neu! Zuvor erkannte der Computer zwar die Kamera, aber es war nicht korrekt, obwohl der Gerätemanager sagte: Alles funktioniert einwandfrei! Auch das akustische Signal war zuvor schon ertönt, mit dem neue USB-Gerät erkannt werden.
Das liegt daran, dass unter Windows 7, 8 und 8.1 die USB-Anschlüsse anders gehandelt wurden als unter Windows 10. Da musste ich auch erst einmal dahinter kommen.
Wenn ich nun die Kamera in MaxIm DL starte, läuft sie OHNE einen Fehler.
Noch ein zweiter Hinweis: Der ASCOM-Treiber in MaxIm DL merkt sich die Werte für Gain und Offset. Wenn die Werte nicht korrekt sind, sind Gain 174 und Offset 77 ein guter Startwert.
Und zu guter Letzt: Vertrauen Sie weder den Angaben zur Fokuslage des Teleskopherstellers noch den Backfokus-Angaben Ihrer Kamera! Leichte Abweichungen können - bei jedem Teleskop unterschiedlich - durchaus vorkommen. Man muss evtl mit den 0.5 mm Distanzringern experimentieren.
Baader FCCT für die QHY294M PRO und QHY268M-PH Kamera
Nachdem der Baader FCCT für weitere QHY-Kameras mit 90 mm Durchmesser entwickelt wurde, konnte ich diese modifizierte FCCT-Ausführung an meinen RASA 8" gleich ausprobieren. Der Baader FCCT ermöglichte es (mit der gleichen Vorgehensweise wie beim FCCT I), die QHY294 und sogar die QHY268 perfekt auf die optische Achse des RASA einzustellen.
[br]
Celestron RASA 8, QHY 294C Baader FCCT mit Baader Neodymium Filter / RGB 17x120sec = 34min bei 400mm
[br]
Ich werde auf jeden Fall noch weiter mit dem RASA 8 experimentieren!
Kostenloser Download: 3d-gedruckter FlipMirror II Spiegelhalter
Update: Wir freuen uns, dass der [product sku="2458055"] so gut angenommen wird und einige Kunden zum Träumen anregt, was noch alles möglich wäre. Da wir selber gar nicht alle verschiedenen Konstellationen von teildurchlässigen bis dichroischen Spiegeln realisieren können, haben wir uns entschlossen, die Spiegelhalter, die wir im FlipMirror verbauen, zu veröffentlichen. So können unsere Kunden und Anwender per 3D-Druck die Halter selber herstellen, um dann jede Spiegelart und Form ausprobieren zu können. Wir freuen uns, über Ihre Ergebnisse und Erfahrungsberichte!
Nachfolgend finden Sie den Download-Link (dieser funktioniert erst, wenn Sie eingeloggt sind). Bitte beachten Sie dabei unbedingt die Hinweise zur Creative Commons Lizenz.
Die Datei ist für Drucker nach dem FDM Verfahren optimiert. Ideal wäre ein beheiztes Druckbett. Material mit wenig Warping oder beheiztem Bauraum. Vorzugsweise PLA. Als Haftgrund empfehlen wir Bluetape.[br]
[br]
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Kostenloser Download: 3d-gedruckter FlipMirror-Adapter für die DADOS-Kalibrierlampe
Der [product sku="2458055"] bietet die Möglichkeit, ein Teleskop visuell zu verwenden und gleichzeitig ein Instrument wie eine Kamera oder einen Spektrografen fest installiert zu lassen. Als dritten, unteren Port bietet er daher eine Anschlussmöglichkeit entweder für einen Off-Axis/Autoguider über den [product sku="2956951"] oder für eine eigene Kalibrierlampe. Um das Licht der Kalibrierlampe zum Sensor zu leiten, ist der FlipMirror auch auf der Rückseite verspiegelt.
Auch unser beliebter [product sku="2458550"] kann mit dem FlipMirror betrieben werden, um einfach zwischen visueller Beobachtung bzw. dem Einstellen des Objekts und seiner spektroskopischen Vermessung zu wechseln.
Die optionale [product sku="2458590"] ist so ausgelegt, dass sie auf den 2"-Anschluss des DADOS gesteckt wird, um ein Vergleichsspektrum aufzunehmen, wenn der DADOS nicht am Teleskop angeschlossen ist.
Als das Schülerforschungszentrum Lörrach mit der Sternwarte Gersbach mit der Idee auf uns zu kam, die Kalibrierlampe des DADOS am BFM-II anzuschließen, hatten wir jedoch noch keinen passenden Adapter im Angebot. Für eine schnelle Lösung bot sich der 3D-Druck an: Rasch war ein Adapter konstruiert, der an den FlipMirror angeschraubt werden kann. Die Neon-Kalibrierlampe wird dann lichtdicht in den Adapter eingesetzt.[br]
[br]Der Adapter hat sich bereits im Einsatz bewährt, und wir freuen uns, dass wir die Druckdatei der Spektroskopie-Gemeinde kostenlos zur Verfügung stellen können! Wir bieten Ihnen die STL Dateien zum kostenlosen Download an. Sie müssen sich dazu nur auf unserer Webseite mit Ihrem Kundenkonto anmelden bzw. registrieren.
Nachfolgend finden Sie den Download-Link (dieser funktioniert erst, wenn Sie eingeloggt sind). Bitte beachten Sie dabei unbedingt die Hinweise zur Creative Commons Lizenz.
Die Datei ist für Drucker nach dem FDM Verfahren optimiert. Ideal wäre ein beheiztes Druckbett. Material mit wenig Warping oder beheiztem Bauraum. Vorzugsweise PLA. Als Haftgrund empfehlen wir Bluetape.[br]
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Weitere Hinweise
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Leider haben wir in unserer Produktion nicht die Kapazitäten, diese Adapter in großer Stückzahl herzustellen. Einzelanfertigungen wiederum wären zu kostspielig. Daher müssen wir Anfragen zum Druck dieser Adapter in unserem Hause leider ablehnen.
Falls Sie einen 3D-Drucker besitzen, können Sie die Download-Datei direkt ausdrucken
Falls Sie keinen 3D-Drucker besitzen und dennoch Interesse an dieser Schachtel haben, können sie sich an eine 3D-Druckerei wenden. In diesem Bereich sind online mittlerweile zahlreiche Anbieter vertreten – oder vielleicht haben Sie bereits die 3D-Druckerei Ihres Vertrauens?
[br]Der Sensor dieser Kamera liegt im Gehäuse der Kamera und wurde mittels einer Schieblehre am Übergang zur 1,25"-Okularklemme platziert (also dort, wo in der Regel auch die Feldblende von 1,25"-Okularen liegt), hinter einem T-2-Prisma.
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[br]Mit T-2-Verlängerungen und einer T-2-Okularklemme wurde die Kamera in den 55mm Abstand positioniert, die auch bei einer DSLR mit dem T-2-Adapter genutzt würden. Das Ergebnis: Die beiden Referenzmarken liegen etwa 1133 Pixel auseinander, was einer Vergrößerung von etwa 2,7x entspricht - deutlich mehr als die die angegebenen 2,25x.
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Exkurs: Telezentrik oder Barlow?
Intro
Iris Nebula
Pleiades
LDN 1495
