Wir haben von unseren Kunden, Helmut Heinicke, einen Erfahrungsbericht mit dem Herschelprisma und Graufilter erhalten, um andere vor gleichem (teurem und gefährlichen) Schicksal zu warnen. Wir bedanken uns vielmals für den Bericht.
Zu dem Herschelprisma gehören 2" - Graufilter verschiedener Dichte für die erforderliche weitere Lichtreduktion. Ich hatte in den vergangenen Jahren schon oft mit dieser Kombi Sonnenbeobachtung gemacht. Aber jetzt kommt etwas, was ich nur mit eigener Dummheit beschreiben kann. Diesmal hatte ich das Filter fälschlicherweise vor das Herschelprisma geschraubt, anstatt dahinter - wie es richtig ist, und wie ich es bisher auch immer gemacht hatte.
Als ich dann beobachtete, dauerte es nur kurze Zeit, dann gab es einen "Knack" , und das Bild wurde schlecht. Ich stellte fest, dass das Glas des Graufilters einen großen Sprung hatte.
Irgendwie hatte ich aber noch immer nicht geschaltet und habe ein anderes Filter aufgeschraubt, mit dem Erfolg, dass auch bei diesem Filter das Glas zersprang.
Ich muß wohl einen Blackout gehabt haben, jedenfalls hatte ich schließlich 3 kaputte Filter, das 0.6 ND , 1.8 ND - und das 3.0 ND - Filter.
Das schlimme ist, dass ich natürlich weiß, wie die Filter einzubauen sind. Aber so etwas kann passieren, wenn man nicht 100%ig bei der Sache ist. Glücklicherweise ist das Filterglas "nur" gesprungen und nicht weggeplatzt, was genauso hätte passieren können. Das hätte einen schlimmen bleibenden Augenschaden verursachen können.
Um andere vor gleichem (teurem und gefährlichen) Schicksal zu warnen, habe ich diesen Bericht verfasst, und die Filter zur Illustration auch noch fotografiert.
Fotos, auf denen man die kaputten Filtergläser erkennen kann, sind gar nicht einfach zu machen. Ich habe nach einigen Versuchen die Filter senkrecht auf eine Leuchplatte gestellt und dann schräg von oben aufgenommen. Das 0.6 ND - Filter ist besonders stark zerstört. Beim 1.8 ND Filter sieht man den Sprung auch noch auf der Aufnahme. Bei dem sehr dunklen 3.0 ND - Filter ist es aber fast unmöglich eine Aufnahme hin zu bekommen, auf der man das gesprungene Glas erkennen kann. Hier gehen die Sprünge aber ebenfalls über das ganze Glas.
28.10.2022
Helmut Heinicke
Ein Erfahrungsbericht nach der fotografischen Aquisition von fünf verschiedenen Himmels-Objekten.
Von Dr. Claus Possberg, Sternwarte Freyung (www.possi.space) – Oktober 2022
Der Einsatz höchstlichtstarker Systeme wie Celestron RASA, Hyperstar oder spezieller Astrographen hat in den letzten Jahren die Aufnahme lichtschwacher Nebelobjekte revolutioniert, erfordert aber eine spezielle Filtertechnik, die ich hier besprechen möchte.
Die Privatsternwarte des Autors Claus Possberg, auch zu finden mit weiteren Informationen auf unserer Sternwarten-Weltkarte
Eine Emissionslinie, wie z.B. die H-alpha mit 656,28 Nanometern, erfährt beim Durchgang durch ein Linienfilter im Zentralstrahl optimalerweise nur eine sehr geringe Abschwächung. Die weltbesten Filter erreichen hier gut 90% Transmission. Geht der Strahl aber durch die Peripherie des Teleskopsystems, verschiebt sich die Emissionslinie geringfügig in Richtung kurzwelligeres Licht (Blueshift). Haben die Filter eine sehr schmalbandige Durchlasscharakteristik, wandert die Wellenlänge vom Maximum der Durchlasskurve in Richtung der Flanke und schwächt den Strahl unerwünscht ab. Die beliebten Fotonewtons, die üblicherweise eine Lichtstärke von f4 aufweisen, sind noch nicht so weit geöffnet, daß die Randstrahlen auch bei sehr schmalbandigen Filtern (3nm) signifikant geschwächt werden. So schmalbandige Linienfilter sind prinzipiell besonders begehrenswert, wenn man in einen nicht perfekt dunklen Umgebung Astrophotographie betreibt (durch Lichtverschmutzung oder Mondlicht) – davon ist fast jeder Astrofotograf irgendwann betroffen, denn wirklich stabil klare Nächte sind in unseren Breiten nicht allzu häufig.
Bei der Nutzung höchstlichtstarker Systeme (ich nutze u.a. ein Celestron RASA 36 mit Blende f/2.2 in einem Bortle 3-4 Himmel) ist der Blueshift aber bereits so ausgeprägt, dass zum Teleskop-Rand hin zunehmend die Strahlen zunächst abgeschwächt, nahe dem Rand völlig unterdrückt werden. Da Spiegelteleskope prinzipiell keinen Zentralstrahl haben – bei dem RASA ist hier z.B. die Kamera angebracht – sind im Prinzip alle Strahlen mehr oder weniger "Randstrahlen" mit unterschiedlich ausgeprägtem Blueshift. Früher hatte man sich damit beholfen, Linienfilter mit breitem "Fenster" einzusetzen (z.B. 12nm oder mehr Halbwertsbreite), so daß die Randstrahlen noch nicht ausgelöscht werden. So breite Linienfilter lassen allerdings auch eine Menge Lichtverschmutzung mit durch.
Anmerkung von Baader Planetarium:
Die hier erwähnte Preshift-Problematik und die daraus folgenden Resultate haben wir in diesem Blogbeitrag und Whitepaper ausführlich dargestellt.Eine Auswahlhilfe um den passenden Filter für Ihr Teleskop zu finden, finden Sie hier: www.baader-planetarium.com/preshift
Eine bessere Möglichkeit stellt ein sogenannter "Preshift" dar, wo die Mittenfrequenz des Linienfilters etwas in Richtung blau versetzt wird (üblicherweise zwischen 1,5 und 3nm). Spezielle Filter für hochlichtstarke Systeme verwenden heutzutage diese Technik. Die neuen [product sku="cmosSetUltraHighspeed" style="imgright"] von Baader kombinieren dies erstmals mit einer sehr engen Halbwertsbreite von nur 3,5nm (bei H-alpha) bzw. von 4nm (bei SII und OIII). Bei so engen Durchlasskurven muß der Betrag des Blueshift und somit die Mittenfrequenz des Filters exakt auf die Lichtstärke des Teleskops angepasst sein – sonst werden die Randstrahlen oder auch die mittennahen Strahlen ausgelöscht. Diese Lektion musste auch Baader lernen, denn Kunden, die z.B. ein Teleskop mit einer Lichtstärke von z.B. f/3.2 einsetzen, litten bereits unter deutlichem Lichtverlust bei den mehr zentralen Strahlen. Das Problem ließ sich physikalisch korrekt nur dadurch beheben, daß Baader seit kurzem zusätzlich eine weitere Version "f/3" anbietet, empfohlen für schnelle optische Systeme von f/3.4 bis f/2.3.[br]
Die f/2 Ultra-Highspeed Filter im Einsatz
IC1318 Sadr Region: Mosaik 2x4 mit 2,03 Gbyte Originaldateigroesse in APP gestackt und fusioniert. Belichtungszeit zusammen 22,6h (24 Panes mit je 60', davon 95% verrechnet. HSO mit eigener Palette). Kamera ZWOO ASI6200MM PRO mit Baader f2 high speed Narrowbandfiltern. Download Full Size:15MB, 20.000px Seitenlänge
Für mein RASA 36 (Lichtstärke f/2.2) habe ich einen Testsatz der Version "f/2 UNB" mit 50,4mm Durchmesser eingesetzt. Diese Version wird empfohlen für extrem schnelle optische Systeme von schneller als f/2.3, dürfte aber bei Lichtstärken von noch mehr als f/1.8 aber wohl auch nicht mehr funktionieren (extremst lichtstarke Fotoobjektive beispielsweise).
Ich hatte die Gelegenheit – mein Dank geht an Tobias Baader für die lange Testzeit – ohne irgendwelche Vorgaben die neuen Filter für etwa zwei Monate zu testen und habe fünf verschiedene Objekte damit aufgenommen (Aufnahmen siehe unten). Zum Vergleich hatte ich auch noch einen HSO-Satz 6nm Astronomik "FR" hier, die ebenfalls einen Blueshift aufweisen, aber eben nicht so schmalbandig sind.
Ich füge einige Ergebnisse als Beispiele für die neuen Baader "f/2"-Filter an. Ich möchte hier die Eigenschaften stichpunktartig aufzählen, die die neuen Filter bei meinen Aufnahmen aufweisen:
sehr schmalbandig, es kommt nur sehr wenig Lichtverschmutzung durch. Das ist v.a. beim OIII Filter wichtig. In diesem Punkt besser als 6nm breite Filter
kaum Lichtverlust beim hochlichtstarken System in allen drei Linien
sehr niedrige Halo-Neigung. Einen Hauch Halo findet man nur bei extrem hellen Sternen
keine Reflexe (zumindest sind mir keine aufgefallen)
geschwärzte Ränder reduzieren auch innere Reflexe
spezielle Beschichtung versiegelt die Kanten (trotzdem extreme Vorsicht – Anstoßen und Fingerabdrücke unbedingt vermeiden)
H-alpha und SII sind parfokal, OIII muß nachfokussiert werden (beim RASA egal, da sowieso ein Filterschieber verwendet werden muß, da für ein Filterrevolver kein Platz ist)
Individuelle Meßprotokolle lagen nicht bei. Der Kunde muß darauf vertrauen, daß es keine nennenswerte Exemplarstreuung gibt.
wie alle hochwertigen Schmalbandfilter teuer (auch meiner Sicht aber immer noch kompetetiv bepreist). Dafür die engsten Linienfilter für hochlichtstarke Systeme am derzeitigen Markt mit der besten Störlichtunterdrückung.
Fazit:
Ich habe für mich persönlich entschieden, daß ich diese exzellenten neuen Filter behalten werde. Die hochwertigen 6nm Filter, die ich bisher genutzt habe, werden verkauft.
SH2-115 und Abell 71: Schmalbandaufnahme Hubble II (modifiziert), ASI6200MM PRO als 2x1 Mosaik, insgsamt 15,6h Belichtungszeit in drei Nächten, davon 12,5h verrechnet. Gutes Seeing 1,2...1,4".
SH2-119: Schmalbandaufnahme Hubble II (modifiziert), ASI6200MM PRO, insgsamt 17,6h Belichtungszeit in vier Nächten, davon 14,1h (80%) verrechnet. Gutes, zeitweise sehr gutes Seeing 1,2...1,5".
SH2-134: Schmalbandaufnahme RGB Palette (modifiziert), ASI6200MM PRO, insgsamt 11,1h Belichtungszeit in drei Nächten, davon 8,9h (80%) verrechnet. Gutes, zeitweise sehr gutes Seeing 1,2...1,5".
IC1318 Sadr Region: Aufnahme wie oben, jedoch entsternt und verkleinert. Man beachte die Feinstruktur des Crescent-Nebels am Rand oben rechts sowie die kleine Blase JU1 darunter, die erst vor gut 10 Jahren von einem Amateur entdeckt wurde
Manchmal lohnt es sich, Dingen nach vielen Jahren eine neue Chance zu geben. Panta rhei, wie es so schön heißt…
Der Solar Continuum Filter ist so ein unscheinbares Ding, das ich nach einem ersten schnellen Test vor 15 Jahren weitestgehend ignoriert hatte und das nun in der aktuellen Version mit Baader 7,5nm vollkommen überzeugt hat: [product sku="solarcontinuumfilter" style="imgright"]. Dies liegt sowohl an meiner Beobachtungserfahrung als auch an der Produktentwicklung und einem größeren Fuhrpark an Teleskopen, der mir jetzt zur Verfügung steht.
Um es gleich vorwegzunehmen: Wenn man ihn richtig einsetzt, hat er ein wahnsinniges Potential – nicht nur, um wie erwartet den Farbfehler von Achromaten zu beseitigen, sondern zu meiner großen Überraschung auch für die Sonnenfotografie selbst an farbreinen Teleskopen.
Hier ein Vergleichsbild an einem Zeiss AS 150/2250 Refraktor, mit Baader Herschelkeil und integriertem ND3-Filter – links mit ND0,9-Filter (wie beim visuellen Einsatz), daneben mit dem Baader 7,5nm Solar Continuum. Kamera war jeweils eine monochrome ZWO ASI Mini. Unten jeweils ein Screenshot der Aufnahmeeinstellungen, darüber das gestackte Endergebnis.
Zeiss AS 150/2250 mit Herschelkeil, ND3 und ND0,9
Zeiss AS 150/2250 mit Herschelkeil, ND3 und Baader 7,5 nmSolar Continuum
[br]Obwohl der Baader Solar Continuum eine längere Belichtungszeit benötigt, ist der Kontrastgewinn an dem Halbapo beeindruckend und hat zu weiteren Experimenten eingeladen. Unter jedem Bild ist ein Screenshot mit den Einstellungen bei der Aufnahme und dem Livebild.
Da dieser Test etwas umfangreicher geworden ist, hier ein kleines Inhaltsverzeichnis, damit Sie gleich zum für Sie interessanten Teil springen können:
Theorie – Wozu ein Baader 7.5 nm Solar Continuum Filter?
Erst einmal kurz zur Theorie: Man kann die Sonne entweder im Weißlicht bzw. Continuum beobachten (auch bekannt als Kontinuum, d. h. in allen Farben auf einmal, die von der Photosphäre - ihrer glühend heißen Oberfläche - abgestrahlt werden), oder in speziellen Spektrallinien (vor allem H-alpha bei 656,3nm und Kalzium bei 396,8 nm und 393,4nm).
Zum Vergleich die selbe Region der Sonne, die am 19. April auch dem Solar Continuum fotografiert wurde, durch einen 0,6Å [product sku="1363056"], ebenfalls mit dem Vixen 80/910Mf. Das Bild wurde nachträglich eingefärbt.
Diese speziellen Spektrallinien fluoreszieren in der Chromosphäre der Sonne und leuchten daher weniger hell als die übrige Oberfläche der Sonne, sodass die Filter das Licht vorzugsweise nur exakt innerhalb der ausgewählten Emissionslinie durchlassen dürfen. Dies erfordert extrem engbandige Filter, die unverschämt teuer sind. Aus diesem Grund müssen insbesondere 656,3nm H-alpha-Filter extrem schmal sein, mit einem Transmissionsfenster von etwa 0,06nm oder 0,6 Angström (+/- 0,1 Ang).
Andererseits ermöglichen die breiteren 396,8 nm und 393,4 nm Calcium-Filter (K-Line-Filter mit etwa 8 nm Halbwertsbreite) im Vergleich dazu die gleichzeitige Beobachtung beider Calcium-Linien und liefern einen ausgezeichneten Kontrast, auch wenn ihr Durchlassfenster wesentlich breiter ist als H-alpha. Für die Kalziumbeobachtung – nur mit einer Kamera! – ist jedoch ein fotografischer Weißlicht-Sonnenfilter (Astrosolar-Folie ND3.8, Herschelkeil oder spezielle Energieschutzfilter, wie sie in den Triband-SCs verwendet werden) vor dem eigentlichen, schmalbandigen Kalziumfilter erforderlich.
Noch engbandigere Kalziumfilter mit unter einem Angström Halbwertsbreite zeigen weitere Details im Kalziumlicht und verwenden im Grunde die gleiche Technik wie H-alpha-Filter. Beide Filter sind daher ähnlich teuer. Allerdings liegt die Kalziumlinie fast im UV, was zwei Nachteile hat: Sie ist bereits schädlich für das Auge, und selbst wenn die optische Berechnung des Teleskops diese Wellenlänge in ausreichender Qualität durchlassen würde, nehmen wir das Kalziumlicht mit unseren Augen kaum wahr. Die Kalzium-Sonne ist daher lediglich ein Ziel für die Fotografie.
Lesen sie dazu den ausführlichen Bericht von Dipl.-Ing. Wolfgang Paech:
Die Sonne als Beobachtungsobjekt für Amateurastronomen
Welche solaren Strukturen lassen sich mit Baader-Zubehör beobachten?
Hochaufgelöste Bilder und ausführliche Informationen zur Sonnenbeobachtung im
Wenn wir uns die Kontinuumsstrahlung anschauen – also die Sonne im Weißlicht – , gehen diese speziellen Fraunhofer-Fluoreszenzlinien unter, da sie schwächer sind als die Strahlung der glühendheißen Sonnenoberfläche. Wir beobachten im Weißlicht also ausschließlich die Photosphäre. In einem Herschelkeil mit guten Neutraldichtefiltern zur zusätzlichen Helligkeitsdämpfung erscheint die Sonne daher rein weiß; manche Filter verleihen ihr eine bläuliche oder gelbliche Tönung – die aber rein durch den Filter verursacht wird.
Daher können wir uns bei der Sonnenbeobachtung im Weißlicht auch ohne Informationsverluste auf einen beliebigen Bereich des Sonnenspektrums beschränken. Der Baader Solar Continuum Filter hat in seiner Version von 2022 eine Halbwertsbreite von 7,5 nm (statt zuvor 10 nm). Das ist zwar viel breiter als die spezialisierten H-alpha- oder Kalzium-Filter, hat aber erstaunliche Effekte. Der Durchlass liegt bei 540nm und somit im grünen Teil des Spektrums. Damit zeigt er einen Ausschnitt des Sonnenkontinuums in dem Bereich, in dem die meisten Linsenteleskope das beste Bild liefern, ohne dass Strukturen verloren gehen – die Strukturen im Continuum sind in allen Wellenlängen des sichtbaren Spektrums vorhanden.
Erster Eindruck – visueller Einsatz: Bestes Bild am Achromat
Meine ersten, wenigen Beobachtungen machte ich vor gut 15 Jahren noch mit einem nicht gestackten 10nm Solar Continuum Filter (der ersten Generation, der 2006/2007 zum Lieferumfang meines Herschelkeils gehörte. Damals war ich vorwiegend visuell unterwegs und von dem Filter wenig beeindruckt: Ich testete ihn am Zeiss AS 150/2250 Refraktor der Sternwarte Heilbronn und an meinem Celestron ED80/600 – beides Teleskope, die ein sehr farbreines Bild liefern, wenn man nicht gerade die Wega im Spektroskop betrachtet. Der Effekt war eher dezent: Die knatschgrüne Sonne zeigte am Zeiss-Refraktor bei niedriger Vergrößerung (so 50-100x) etwas mehr Details, bei hoher Vergrößerung war der Unterschied zur Beobachtung mit einem ND-Filter kleiner. Am ED80 zeigte er dagegen bei hoher Vergrößerung über 100x etwas mehr Details. Immerhin: das Bild war besser als mit einem einfachen Grünfilter, aber solange ich visuell mit farbreinen Teleskopen unterwegs war, war mir ein einfacher Polfilter lieber, mit dem ich die Helligkeit durch Drehen des Okulars hinter dem Herschelkeil anpassen kann und weiterhin eine reinweiße Sonne sehe.
Nun, die Zeiten ändern sich, man sammelt mehr Erfahrung und Ausrüstung, und im Frühjahr 2022 hielt ich dann die neueste Version des [product sku="solarcontinuumfilter" style="imgleft"] in den Händen: mit geschwärzten Rändern, einer alterungsbeständiger, reflexfreier LifeCoat-Vergütung, besserem Kontrast und nur noch 7,5nm Halbwertsbreite.
Visuell zeigt der Baader 7,5 nm Solar Continuum seine Stärken am besten am großen, schnellen Achromat.
Visuell erlebte ich keine Überraschung: Am 150/2250 Zeiss AS und am ED80/600 war der Effekt gering. Wesentlich effektiver war der Filter an den Achromaten, die seitdem dazu gekommen waren – ein 150/1200 Achromat, der von der ehemaligen Sternwarte Schriesheim nach Heilbronn gelangt war, und ein Vixen 80/910Mf in meiner eigenen Sammlung. Hier verschwand der Farbfehler erwartungsgemäß, und das Sonnenbild wurde deutlich kontrastreicher. Hier lohnt es sich tatsächlich, eine grüne Sonne zu beobachten, man kann deutlich höher gewinnbringend vergrößern. Soweit, so gut.
Der Wow-Effekt mit der monochromen Kamera
Anders als vor über 15 Jahren stehen mir nun auch einige Digitalkameras zur Verfügung. 2006 beschränkte sich meine Sonnenfotografie noch auf Einzelaufnahmen der gesamten Sonnenscheibe mit einer Nikon D50 DSLR. Um so verblüffter war ich von den Bildergebnissen des ersten Tests des Baader 7,5nm Solar Continuum Filters (erhältlich ab September 2022) am 150/2250 Zeiss AS mit Baader Herschelkeil und einer monochromen Kamera, die ich am Anfang dieses Berichts schon gezeigt hatte. Mit diesem großen Unterschied zwischen Graufilter und 7,5 nm Solar Continuum hätte ich nicht gerechnet, vor allem nicht an einem praktisch farbreinen Halb-Apo!
Ein paar Tage später hatte ich nach Ostern die nächste Chance. Diesmal kam mein kleiner Vixen 80/910Mf dran, den ich vor allem für H-alpha benutze. Dank f/11 ist er kein übler Farbwerfer, aber er zeigt doch schon etwas Farbe, wenn man höher vergrößert. Man merkt doch, dass Vixen hier keine japanische Optik verbaut hat.
Nun, zu einem günstigen Teleskop gehört ein günstiger Filter, also setzte ich zuerst den ASSF80 Filter Astrosolar-Folie ND5 in einer Fassung ohne Temperaturkompensation ([product sku="assf" style="imgright"]) vor das Objektiv. Zusätzlich verwendete ich einen zweiten Graufilter mit ND1,8, um auf vergleichbare Belichtungszeiten zu kommen wie mit dem Baader 7,5 nm Solar Continuum.
Das Vorschaubild auf dem Laptop (diesmal mit SharpCap, mit dessen Kontrastbeurteilungsfunktion auch fokussiert wurde) war so lala, aber in den Daten steckte mehr: Die Bildbearbeitung mit Autostakkert und Registax lieferte ein ganz brauchbares, wenn auch überraschend streifiges Bild.
Nächstes Bild: Wieder mit Astrosolar-Folie, aber jetzt wurde der ND1,8 durch den 7,5nm Solar Continuum ersetzt: Die Vorschau war bereits deutlich schärfer und somit auch leichter zu fokussieren. Das Ergebnis wurde wieder durch Autostakkert und Registax gejagt und zeigt im Vergleich schon deutlich mehr:[br]
Vixen 80/910 Mf mit AstroSolar ND5 und ND1,8
Vixen 80/910 Mf mit AstroSolar ND5 und Baader 7,5 nm Solar Continuum
[br]
Vixen 80/910 Mf mit Herschelkeil und ND3, ohne weitere Filter
Nach dem Test mit vergleichbaren Belichtungszeiten ist natürlich noch interessant, was mit kürzeren Belichtungszeiten geht. Dazu verwendete ich wieder den Vixen 80/910Mf mit Herschelkeil und ND3, ohne weitere Filter. Das Ergebnis war überraschend…Obwohl ich noch deutlich kürzer hätte belichten können, ist das Bild der ZWO ASI Mini unbrauchbar. Jede Menge Streifen. Da hilft auch Stacking und nachträgliches Einfärben nicht viel.
Also doch stärker filtern, damit die Kamera zufrieden ist? Soviel zu kurzen Belichtungszeiten...
Zum Abschluss also noch zwei Bilder, diesmal nicht mit Folie, sondern mit Herschelkeil, ND3 und ND0,9 bzw. 7,5nm Solar Continuum. Zuerst mit dem ND0,9, dann mit dem Baader 7,5nm Solar Continuum: [br]
Vixen 80/910 Mf mit Herschelkeil, ND3 und ND0,9
Vixen 80/910 Mf mit Herschelkeil, ND3 und Baader 7,5nm Solar Continuum
[br]Auch hier ist noch einmal ein deutlicher Kontrastgewinn zu sehen. Überraschend ist auch, wie gut die Astrosolar-Folie im Vergleich abschneidet – aber eine höhere Vergrößerung war bei dem Seeing nicht sinnvoll.
DSLR und Systemkameras – Die Sonne in Farbe
Was bleibt jetzt noch? Natürlich die ganze Sonne, mit einer Farbkamera. Ich griff zur Panasonic G91; der MFT-Sensor ist bei 910mm Brennweite groß genug. Da die Kamera nicht per PC gesteuert werden kann, musste über den Monitor fokussiert werden. Nicht ganz trivial im Sonnenschein...
Hier machte sich dann wieder bemerkbar, dass bei einer Farbkamera und einem Farbfilter nur ein Teil des Sensors genutzt wird; die roten und blauen Pixel liegen im Dunkeln. Daher sind die Unterschiede nicht so deutlich; dafür hat Autostakkert Probleme mit 24-Megapixel-Dateien, und die Wavelets von Registax waren praktisch ohne Effekt. Stattdessen habe ich das gestackte Bild dann in Luminar bearbeitet, mit Schärfen und Detailverbesserung.
Vixen 80/910 Mf mit Herschelkeil, ND3 und ND09 – gestacktes Bild aus 15 Einzelfotos mit Panasonic G91
Vixen 80/910 Mf mit Herschelkeil, ND3 und Baader 7,5nm Solar Continuum – gestacktes Bild aus 15 Einzelfotos mit Panasonic G91
[br]Einmal ND3 und ND09 am Herschelkeil: Es gibt einige Stacking-Artefakte, aber sonst nicht wesentlich schlechter als im Anschluss mit ND3 und Solar Continuum Filter.[br]
Fazit
Mein Fazit des Tests ist zweigeteilt. Zuerst einmal der visuelle Einsatz:
Für Benutzer von Achromaten lohnt sich der Filter eindeutig, da die Teleskope dann endlich auch an der Sonne scharfe Bilder bei höherer Vergrößerung zeigen.
An hochwertigen, farbreinen Apochromaten ist der Effekt subtiler. Am Apo lohnt sich der [product sku="solarcontinuumfilter"] wohl vor allem, wenn man wirklich auf feine Details bei hoher Vergrößerung aus ist und nicht nur gelegentlich beobachtet. Am Herschelkeil ist mir ein einfacher Polfilter zur Lichtdämpfung bei gleichzeitig weißem Sonnenbild lieber.
Fotografisch sieht es ganz anders aus. Wer ernsthaft die Sonne fotografiert und eine Schwarzweiß-Kamera verwendet, wird enorm von dem Baader Solar Continuum Filter profitieren, auch am Apochromat. An Spiegelteleskopen dürfte der Effekt ähnlich beeindruckend sein.
Wer dagegen nur mit einer Farb-DSLR die gesamte Sonne fotografiert und ggf. auch ohne Stacking arbeitet, wird weniger von dem Filter profitieren, da nur die Hälfte der Pixel genutzt wird. Hier ist der Kontrastgewinn ähnlich dem visuellen Eindruck und hängt davon ab, wie stark der Farbfehler des Teleskops ist.
Bei den OIII-Filtern sind – im Gegensatz zu H-Beta (siehe hierzu den Blog-Beitrag zum 5,5nm H-Beta-Filter) – schon lange Optionen am Markt, die über die als “visuell” vermarkteten Filter hinausgehen. Während die “visuellen” OIII-Filter mit Halbwertsbreiten von 12nm bzw. 10nm aufwarten, reichen die fotografischen OIII-Filter bis 3nm, was einen beträchtlichen Kontrastgewinn bedeutet.
Mit dem 8,5nm OIII CCD-Filter von Baader Planetarium habe ich schon in der Vergangenheit gute visuelle Erfahrungen gemacht. Als Baader im Herbst 2021 seinen [product sku="cmosO3Narrow"] einführte, fragte ich nach, ob ich den neuen Filter zwecks Erkundung seiner visuellen Möglichkeiten in der Beobachtung galaktischer Nebel ausleihen könnte. Zu meiner Freude erhielt ich daraufhin leihweise den gewünschten Filter in sowohl 1,25” als auch 2” Schraubfassungen.
Der Sinn der engbandigen CCD- und CMOS-Filter ist, das Signal-Rausch-Verhältnis im Foto zu verbessern. Dieser Gewinn tritt in der visuellen Beobachtung ebenso ein – besonders dort, wo es viel Rauschen gibt in Form von Lichtverschmutzung, Mondlicht oder überstrahlender Sterne im Gesichtsfeld. Im folgenden Beobachtungsbericht lege ich beispielhaft dar, wie der 6,5nm Filter genutzt werden kann, um dem Mond einen Nebelstrauß abzutrotzen.
[br]
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In der Nacht des 7. Februar 2022 war die Himmelstransparenz gut, jedoch stand der Mond halbvoll im Übergang vom Widder zum Stier. Hierdurch wurde der FST-Wert auf 4m5 gedrückt, d.h. der schwächste mit blossen Augen sichtbarer Stern hatte eine Helligkeit von 4m5. Ich richtete ein 100mm Fernglas bei 23x zunächst auf den Rosettennnebel NGC 2237 im Sternbild Einhorn, nacheinander den Baader UHC-S Filter sowie drei verschiedene OIII Filtertypen paarweise in die Okulare schraubend. Die Beobachtungen im Einzelnen:
Astronomischer Arbeitskreis Salzkammergut, CCD Guide 2020. Bildautoren: Franz Klauser und Manfred Wasshuber.
-Ungefiltert: Kein Nebel zu sehen. Der direkt nordwestlich des Nebels stehende offener Sternhaufen NGC 2252 zeigt sich als glitzernde Sternverdichtung, was die sehr gute Himmelstransparenz unterstreicht.
-Baader UHC-S: Der Nebel ist nicht mit Gewissheit auszumachen. Um den zentralen Sternhaufen NGC 2244 herum herrscht zwar eine gewisse Unruhe, aber dies ist überall nordöstlich des Haufens in weitem Umfeld ebenso der Fall.
-Baader OIII 10nm Visual: Mit diesem Filter ist ein unruhiger nebliger Ring um NGC 2244 herum auszumachen. Die engere Umgebung des Haufens ist relativ dunkel. Ich kann gerade so erkennen, dass 12 Mon (ein Vordergrundstern, kein Haufenmitglied) am inneren südöstlichen Rand des Rings steht.
-Baader OIII 8,5nm CCD: Dieser Filter liefert einen erheblichen Kontrastgewinn im Vergleich zum 10nm Filter. Der Nebelring ist nun eindeutig zu sehen. Mehr noch: er hat eine 15 bis 20 Bogenminuten messende Ausbuchtung nach Südosten.
-Baader OIII 6,5nm CMOS: Beim Wechsel von 8,5nm zu 6,5nm braucht es einige Zeit, bis meine Augen an das wesentlich dunklere Bild adaptiert sind. Es lohnt sich, denn nun ist der Nebelring stark und sehr präsent. Im Ring sehe ich drei hellere Stellen, die mir nicht mit dem 8,5nm Filter aufgefallen waren.
[br]
Anschliessend schwenkte ich 15° nach Norden zum Affenkopfnebel NGC 2174, der zwar im Sternbild Orion gelegen ist aber physikalisch zur Assoziation Gemini OB1 gehört.
Astronomischer Arbeitskreis Salzkammergut, CCD Guide 2020. Bildautor: Bernhard Hubl.
-Ungefiltert: Um die Himmelstransparenz abzuschätzen schaue ich zunächst nach dem offenen Sternhaufen NGC 2158, der etwa 4° nördlich des Affenkopfnebels in Gemini nahe am Sternhaufen Messier 35 steht. NGC 2158 ist eindeutig als unaufgelöste kleine Wolke auszumachen. Ja, die Transparenz ist gut! Der Affenkopfnebel ist ohne Filter nicht zu sehen. Pismis 27, ein kleiner Sternhaufen, der evolutionär mit dem Nebel zusammenhängt und an dessen nordöstlichem Rand steht, ist deutlich als kompakte Sterngruppe mit einem halben Dutzend Mitgliedern zu sehen.
-Baader UHC-S: Mit diesem Filter kann ich weiterhin den offenen Sternhaufen NGC 2158 in Gemini ausmachen. Das belegt die hohe Transmission dieses Filtertyps. Beim Hin- und Herschwenken im Zielgebiet (Field Sweeping) wird der Affenkopfnebel NGC 2174 als eine sehr schwache Nebeligkeit um den zentralen Stern HD 42088 erkennbar (7m6 visuelle Helligkeit und Hauptanregungsquelle des Nebels).
-Baader OIII 10nm Visual: Nun ist der Affenkopfnebel ganz eindeutig auszumachen und braucht kein Field Sweeping, um erkannt zu werden. Ich kann keine bestimmte Form wahrnehmen.
-Baader OIII 8,5nm CCD: Dieser Filter liefert einen Kontrastgewinn im Vergleich zum 10nm Filter. Es kommt mir vor, allerdings etwas unsicher, als könnte ich die Braue des Affen (d.h. den südwestlichen Rand des Nebels) sehen.
-Baader OIII 6,5nm CMOS: Der Wechsel von 8,5nm zu 6,5nm liefert einen erheblichen Konstrastgewinn. Bemerkenswert ist ebenfalls, dass die Sterntiefe im Vergleich zum 8,5nm-Filter kaum reduziert ist, obwohl der Himmelshintergrund sehr viel dunkler ist. Ich kann nun die Braue des Affen eindeutig sehen – sehr zufriedenstellend, dieser Filter lohnt sich!
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Ich fasse zusammen, dass mit zunehmend engeren Halbwertsbreiten der OIII-Filter zunehmend mehr sichtbar wurde, und zwar in beeindruckend deutlicher Weise. Die obigen Beobachtungen fanden unter einem Himmel statt, der durch den halbvollen Mond erheblich aufgehellt war. Hieraus sollte nicht geschlossen werden, dass der 6,5nm OIII Filter nur unter eingeschränkten Bedingungen gewinnbringend ist, denn auch unter besserem Himmel habe ich diesen Filter wiederholt mit Gewinn eingesetzt.
Herr Hay ist ein visuell beobachtender Hobbyastronom und Ko-Autor des Beobachteratlas für Kurzentschlossene (BAfK). Dieser Beobachtungsführer ist kostenlos zum Download erhältlich unter: www.freunde-der-nacht.netDort berichtet Herr Hay in der Rubrik “Filterexperimente – OIII” über weitere erfolgreiche Beobachtungen mit dem OII 6,5nm CMOS-Filter.
Selbstverständlich wird es Situationen geben, in denen der 8.5nm, 10nm Filter oder auch ein 12nm OIII Filter eines Wettbewerbers von Vorteil ist. Schließlich würde auch niemand behaupten wollen, dass ein einziges Okular für alle Situationen optimal ist. Es kann jedoch gesagt werden, dass mit der Ankunft des Baader 6.5nm OIII Filters Himmelsbeobachter Zugang zu einem sehr engbandigen und zugleich erschwinglichen OIII-Filter haben, der in vielen Situationen den entscheidenden visuellen Kontrastgewinn liefert.
Mein Dank an Fa. Baader für ihr Bewusstsein der potenziellen visuellen Leistungsfähigkeit von fotografisch ausgelegeten Schmalbandfiltern, und für ihre Bereitschaft zur Leihgabe, womit es mir möglich wurde, diese Leistungsfähigkeit zu erkunden.
Christopher Hay,
64342 Seeheim-Jugenheim
März 2021: Die Idee hinter der visuellen Verwendung von Blaufiltern aus RGB-Paletten ist, dass diese viel hohere Transmissionwerte im Blauen und steilere Kurvenflanken aufweisen als die üblichen Blaufilter, die aus der Planetenbeobachtung bekannt sind – z.B. die Wratten 80A/B/C-Filter oder auch Baaders Dunkelblau 435nm und Hellblau 470nm Filter. Ein CCD- oder CMOS-Blaufilter lässt wesentlich mehr Licht der blauen Reflexionsnebel unserer Galaxie ans Auge und filtert zugleich das Störlicht im Grünen und Gelben sehr wirksam weg.
Vergleich blaue Baader Farbfilter
Aus diesen Überlegungen heraus bat ich Baader Planetarium nach Erscheinen ihrer neuen CMOS-Filterpalette um die Ausleihe von CMOS-Blaufiltern [product sku="cmosRGBb"] in allen visuell brauchbaren Formaten:
1¼" Einschraubgewinde zur okularseitigen Anbringung,
2" Einschraubgewinde für 2-Zoll-Okulare an Teleskopen sowie zur objektivseitigen Anbringung an Ferngläsern bis 45mm Öffnung, sowie
65x65mm quadratisch zur objektivseitigen Anbringung an 60mm-Ferngläsern.
Ich rannte offene Türen ein, denn bei Baader bestand ein großes Interesse an den visuellen Möglichkeiten dieser Filter. Binnen weniger Tage erhielt ich ein prall gefülltes Paket.
Gerade bei der Pleiaden-Nebulosität setzte ich große Hoffnungen in die Blaufilter. So nutzte ich eine mondlose Nacht Ende Februar 2022, um die Filter am Merope-Nebel und Maja-Nebel miteinander zu vergleichen. Die Himmelsqualität betrug FST 5m0 – ein typischer vorstädtischer Wert. Zur Anwendung kam ein Cassegrain-Teleskop mit 180mm Öffnung und 2400mm Brennweite mit einem 2-Zoll-Filterrad vor dem Zenitspiegel.
Über die Jahre hat sich in meiner Praxis das [product sku="2454636"] wegen seiner hervorragenden Transmission in Verbindung mit einem grossem Gesichtsfeld und angenehmem Einblickverhalten als die erste Wahl bei der Nebelbeobachtung heraus kristalliert. Mit diesem Okular ergab sich am Cassegrain eine Vergrößerung von 67x und ein Gesichtsfeld von knapp über 1°.
Bildquelle: Astronomischer Arbeitskreis Salzkammergut, CCD Guide 2020. Bildautor: Sebastian Voltmer.
Die Beobachtungen im Einzelnen (Die Beschriftungen sind von mir eingefügt. Norden ist oben, Osten links.):
-Ungefiltert: Im ganzen Bereich der Pleiaden herrscht eine visuelle Unruhe. Diese führe ich eher auf die Blendung durch die vielen hellen Sterne zurück als auf die Nebel.
-Baader UHC-S: Dieser Filter reduziert die Blendung. Nun ist im Dreieck zwischen Merope und den zwei 8mag-Sternen südwestlich (HD 23326) und südlich (HD 23512) eine Nebligkeit zu sehen, die im Bereich östlich von Alys Zopf fehlt: somit eine eindeutige Sichtung, immerhin!
-Baader CCD Blau: Nun sind der Ostrand und der Südrand (die “Haube”) des Meropenebels klarer abgesetzt als mit UHC-S. Der Westrand des Meropenebels bleibt sehr unklar. Eine schwache Ahnung des Nebels südlich von Maja kommt auf.
-Baader CMOS Blau: Jetzt ist der Meropenebel gut abgesetzt, auch nach Westen. Der Himmelshintergrund ist dunkler als mit Baader CCD Blau, gleichzeitig ist die Sterntiefe einen Hauch größer. Der Maja-Nebel ist eindeutig über ca. 4’ nach Südwesten von Maja weg zu sehen.
In derselben Nacht richtete ich das Teleskop auf den Running Man Nebula NGC 1973/1975/1977 im Orion:
Diese Zeichnung wurde im Januar 2020 von Mathias Sawo ohne Filter mit einem 12,5-Zoll-Teleskop bei 90x in den chilenischen Anden bei sehr guter Transparenz angefertigt, mit dem Running Man fast im Zenit. Die Beschriftungen A bis G sind von mir eingefügt. Norden ist oben-rechts, Osten oben-links.
Meine Beobachtungen mit 7 Zoll bei 67x, FST 5m0:
-Ungefiltert: Die Sterne A und B haben jeweils einen nebligen Hof nach Süden, diese Höfe sind nicht verbunden. Um Stern E (eigentlich ein Sternpaar, aber ich sehe den nördlichen Begleiter nicht) ist ein Nebelhof eindeutig auszumachen, um Sternpaar F ein Nebelhof an der Wahrnehmungsgrenze.
-Baader UHC-S: Die Nebel um A und B sind nun klarer von der Umgebung abgesetzt und verbunden. Der Nebel um E ist vorhanden, jener um F ist nicht mehr sichtbar.
-Baader CCD Blau: Der südlicher Nebelteil bei A und B ist nun verbunden und reicht fast bis Stern C. Der Nebel um E scheint einen kleinen Fortsatz Richtung Stern G zu haben und der Nebel um F ist zu sehen.
-Baader CMOS Blau: Alle Nebelteile sind nochmals besser abgesetzt im Vergleich zum Bild mit Baader CCD Blau. Der Himmelshintergrund ist dunkler. Der südliche Nebelteil reicht weiterhin bis C und dazu noch leicht über D hinaus. Der Fortsatz von E nach G ist deutlicher als mit CCD Blau.
Der Gewinn der Blaufilter gegenüber sowohl ungefiltert als auch gegenüber UHC-S war am Running Man Nebula in dieser Nacht erheblich. Unter den zwei Blaufiltern wiederum war der Vorteil des CMOS-Filters subtil aber deutlich. Sterne an der Wahrnehmungsgrenze waren besser zu halten, der Himmelshintergrund dunkler und das Bild insgesamt kontrastreicher. Stern B nahm mit dem CMOS-Filter eine kräftige Aquamarin-Färbung an und erschien so hell, dass er den Nebel fast schon überstrahlte – ein interessanter Effekt, der mit den anderen Filtern nicht auftrat.
Die Unterschiede zwischen den Filtern an der Pleiaden-Nebulosität waren ebenfalls deutlich. Es ist häufig zu lesen, dass ein UHC-Filter nicht bei den Reflexionsnebeln hilft. Offenbar reicht das Transmissionsfenster des Baader UHC-S jedoch weit genug ins Blaue bei gleichzeitig sehr hoher Transmission, um durchaus die Detektion der hellsten Reflexionsnebel zu ermöglichen.
Herr Hay ist ein visuell beobachtender Hobbyastronom und Ko-Autor des Beobachteratlas für Kurzentschlossene (BAfK). Unter www.freunde-der-nacht.netberichtet Herr Hay in der Rubrik “Filterexperiment – Blaufilter” über weitere erfolgreiche Beobachtungen mit dem CMOS-Blaufilter
Es waren jedoch die CCD/CMOS-Blaufilter, die einen wirklich grossen Gewinn an der Pleiaden-Nebulosität sowie am Running Man brachten. Interessant ist der weiterer Gewinn des neuen CMOS-Filters gegenüber dem alten CCD-Filter trotz sehr ähnlich aussehender Transmissionskurven. Offenbar wird die Leistungsfähigkeit eine Filters von komplexen Merkmalen bestimmt, die sich nicht einfach aus der Transmissionskurve ablesen lassen. Jedenfalls halte ich den Baader CMOS-Blaufilter für eine echte Bereicherung im Filterkoffer des visuellen Beobachters.
Christopher Hay,
64342 Seeheim-Jugenheim
Wenn beim RASA 8 eine Sensordiagonale von 22mm für eine korrekte Abbildung ideal ist, aber „nur“ eine Kamera mit 28,5mm Diagonale zur Verfügung steht – geht das überhaupt?
Ich habe das einmal ausprobiert und beschreibe hier Schritt für Schritt meinen Weg zum fertigen Aufnahme mit dem [product sku="baaderfcct"] und der QHY 268M ([product sku="QHY268"]) am RASA 8, insbesondere die Justage des Gesamtsystems. Ich schlage vor, dass Sie alles einmal in Ruhe zu lesen, bevor Sie es selbst ausprobieren!
Kontrollieren Sie zur Sicherheit jeden Handgriff – und alles auf eigene Verantwortung!
In der Vergangenheit habe ich auch schon oft zeigen können, dass ich die RASAs allesamt ganz gut lesen kann. Was meine ich mit „Lesen“? Nun, ich meine damit die „Deutung“ der Abbildung des Systems im Fokus: Arbeite ich mit den richtigen Werten für den Backfokus, und wie muss ich die Justage machen, damit alle Bildecken passen. Letzteres ist bei f/2 und großen Sensoren wirklich eine Herausforderung.
Das Preis-/Leistungsverhältnis der Optik mit 8“ Öffnung inkl. der Obstruktion bezüglich Feld und Kamera ist sehr gut. Der [product sku="baaderfcct"] eine feine Ergänzung!
Laut Beschreibung des RASA 8 f2.0 kann das Feld bis 30mm Chip Diagonale verwendet werden, wenn auch mit Abstrichen oder Kompromissen in den Ecken – es ist für 22mm bis 32mm optimiert. Zuvor hatte ich ja „nur“ gezeigt, dass die Angaben zur Abbildungsqualität der RASAs stimmen, wenn man sie korrekt verwendet.
Legen wir los und lesen Sie, was ich mit einer größeren Kamera als empfohlen machte und was Sie machen müssen!
Vorbereitung des RASA 8:
Als erstes habe ich den „Klarglas-Filter“ des RASA 8 entfernt, denn die Backfokus-Rechnung ergab, dass ich mit dem FCCT und einem Spacer-Ring sowie den Filtern genau in den richtigen Abstand kommen werde. Das ist bei f2 einfach ein MUSS – denn bereits 0,5mm sind hier eine zu große Abweichung und bei meinem Versuch sicherlich nicht hilfreich! Was bei f4-Systemen oder noch weniger Lichtstärke eine geringere Rolle spielt, ist bei f2.0 eine Welt.
Und immer kontrollieren: Ist alles sauber und staubfrei?
Vorbereitung der QHY 268M:
Die Anleitung des FCCT gibt einen guten Eindruck davon, wie er montiert wird.
Ich habe bei der QHY268M alles abgebaut, bis ich die Sensorglas-Heizung vor mir hatte, und die winzigen originalen M2-Schräubchen sorgfältig aufbewahrt. Dann konnte ich den Kamera-Basisteil des FCCT montieren. Dazu muss der FCCT wie in der Anleitung beschrieben in drei Teile zerlegt werden.
A) Ausrichtung des Baader FCCT an der Kamera:
Dazu sei gesagt, dass der Sensor der QHY 268M im Hochformat verbaut ist, damit „Norden“ im Bild immer oben ist. Das heißt: Ich habe die Kamera so am FCCT angeschlossen, dass der Einschub des Filters in den FCCT später von oben erfolgt. „Oben“ ist sehr gut an der Rückseite der Kamera ersichtlich. Dieser Ausrichtung liegt noch eine weitere Überlegung zu Grunde: Ich wollte das Stromkabel nach links oder rechts (= Strom) und das USB-Kabel nach unten wegführen. Wenn die Kabel schön gerade verlaufen, kann ein Spike entstehen; der Effekt des Spikes ist dann immer gespiegelt.
Aber zugleich würde ich die Lage der Kabel nicht mehr verändern. Wenn ich Acht gebe (!) und nirgends anstoße, ändert sich während der Aufnahme nichts mehr, und ich kann auch ohne Probleme Flats erstellen und verwenden.
Verändere ich dagegen die Lage der Kabel zwischen den Aufnahmen, wird dies an den Sternen sichtbar und führt zu Artefakten. Auch der Filterwechsel ist einfacher, wenn kein Kabel im Weg ist!
Flats sind ein absolutes Must-have: Ohne Flats kann ich das Bild nicht in der Tiefe „aufdrehen“ wie ich es gerne mache. Wenn das System das liefern soll, was ich mir erwarte, dann muss während der Vorbereitung alles richtig gemacht werden.
Und immer kontrollieren: Ist alles sauber und staubfrei?
B) Anbringen des FCCT-Tilters am Basisteil des FCCT mit der montierten Kamera:
Nehmen Sie nun den FCCT-Basis zur Hand und drehen Sie die Tilter-Schrauben so weit, dass die Schraubenköpfe innen am FCCT gerade zu sehen sind. Die Schrauben dürfen NICHT überstehen, also nicht in den FCCT ragen. Der FCCT besteht kameraseitig aus zwei Teilen, die zur Montage getrennt werden, nämlich FCCT-QHY-Flansch und FCCT Basis mit den Tilter-Schrauben. Das dritte Teil, den RASA-Flansch, benötigen wir im Augenblick nicht.
Wichtig:Achten Sie darauf, dass sich beide Teile in einer Flucht sind, damit der Filter ohne „Zwicken & quetschen“ eingeführt und herausgenommen werden kann!
Als nächstes legen Sie die FCCT-Basis auf den Tisch und drehen Sie sie, dass der Einschub des Filters zu ihnen zeigt. Im nächsten Schritt nehmen Sie die Kamera mit dem montierten FCCT-QHY-Flansch und orientieren diese so, dass der Einschub des Filter ebenfalls zu Ihnen zeigt. Erst wenn beide Ausrichtungen passen, können Sie die Kamera sanft in die Tilter-Basis drücken.[br]
Wichtig: Alle drei Schraubenpaare sollten gleichmäßig tief eingeschraubt und fixiert werden, denn so ist die Ausgangsbasis für die Justage am Stern nicht verkippt! (Und wieder die Kontrolle: Ist alles sauber und staubfrei?)
Als nächstes werden beide Teile fixiert:
Dazu dienen die drei Schraubenpaare, die paarweise mit 120° Versatz angeordnet sind. Fixieren Sie bitte zuerst die „Zug-Schraube“, bis sie einen sanften Widerstand spüren. Idealerweise ziehen Sie jede Zug-Schraube abwechselnd an! Danach folgen die „Druck-Schrauben“. Diese müssen ebenfalls fixiert werden! Genau wie bei den Zugschrauben gilt: → Anziehen, bis Sie einen Druck/ Kontakt spüren.
Hinweis:Alle Schritte bis jetzt, die das Handling mit dem FFCT beschreiben, können vorab ohne die Montage der Kamera getestet werden, damit etwas Übung in der Handhabung kommt.
Vorbereitung des FCCT am RASA 8:
Wichtig:Ich habe den Flansch des FCCT so mittig zentriert wie es nur irgend möglich war!
Das heißt: Zwischen dem Konterring des RASA 8 und der fertig montierten FCCT Basis ist ein Abstand sichtbar. Mein Ziel war nun, dass dieser Abstand rundherum gleich groß war. Als ich den Konterring festgezogen habe, habe ich immer wieder die Mitte zum System überprüft.
Dazu habe ich den FCCT-RASA-Flansch mit einem Spacer und der Überwurfmutter des RASA 8 verschraubt.
Das Verschrauben des Konterrings erfolgt nicht übertrieben fest, aber bestimmt – kennen sie den schönen Ausdruck “handfest“? Bitte kein „Festknallen“… Wichtig: Ziehen sie den Überwurfring so gut / fest an, dass er später in der Nacht nicht locker wird, wenn es abkühlt.
Würde ich die Kamera in der Nacht neu fixieren müssen, würde sich die Kamera mit Sicherheit minimal verdrehen oder aus der optischen Achse verschieben. Das wollte ich unbedingt vermeiden. Das muss etwas geübt werden, aber es war nicht mein erstes Mal mit dem RASA
Achtung: Zieht man den Konterring zu fest, kann der Überwurf-/ Konterring später nur mehr mit viel Kraftaufwand abgeschraubt werden, was nach mehreren Malen dazu führen kann, dass sich der Korrektor des RASA 8 in der Schmidtplatte drehen lässt – dann ist die Justage „weg“, und der RASA 8 muss zum Service!
(Und immer wieder kontrollieren: Sauber und staubfrei!)
Nebenbei bemerkt: FCCT-RASA-Flansch kann am RASA 8 bleiben, und ich kann den Staubschutzdeckel des RASA 8 weiterhin verwenden. So kann die Optik transportiert werden. (Dazu muss „nur“ die Kamera wieder abgenommen werden. Markieren Sie die Mitte der Kamera zum FCCT hin, das erleichtert das erneute Anbringen der Kamera!)
Der Kameraumbau für den FCCT muss nur einmal durchgeführt werden, der FCCT verbleibt später an der Kamera.
RASA 8 auf die Montierung setzen, alles verbinden und verkabeln.
Was ich jetzt mache, wird mich in allen Nächten begleiten, in denen ich mit diesem Setup aufnehme – bei jedem Bild, das herunter geladen wird. Es ist also wichtig!
Hier gilt kein „passt schon, geht schon“ – nein, wirklich exakt sein ist hier das A & O!
A) Zuerst setzte ich den RASA 8 auf meine CGX-Montierung und fixierte ihn mit einem (leichten) Übergewicht zum Hauptspiegel, denn mit der Kamera wandert der Schwerpunkt wieder nach vorne. Die CGX hatte ich schon zuvor eingenordet – das musste in dieser Nacht also nicht mehr geschehen.
Den Hauptspiegel drehte ich 8-9x um je eine halbe Umdrehung gegen den Uhrzeigersinn – die Optik ist damit nicht im Fokus! Es geht mir um die Verteilung des Gewichts, denn wenn ich dies nicht jetzt mache, sehe ich später nicht mehr, ob es etwas mehr zur Kamera oder zum Hauptspiegel hin zieht.
Dass ich mit einem f2 System aufnehme bedeutet nicht nur, dass ich sehr schnell Tiefe gewinnen kann, nein: Ich sehe auch jeden kleinen Nachführfehler – f2 zeigt das sofort!
UND es ist noch viel, viel wichtiger, dass mein Setup gut läuft! Wenn ich justiere, muss ich die Montierung bis zu 10 Sekunden oder länger laufen können, ohne Autoguider – aber die Sterne müssen rund bleiben, damit ich die Abbildung an den Rändern und im Feld gut bewerten kann. Wenn mich die Montierung im Stich lassen und nicht „frei und korrekt“ laufen würde, würde ich auf den Nachführfehler und nicht auf die Optik justieren!
B) Anbringen der QHY 268M am FCCT-RASA-Flansch (Sehr wichtig, und vorsichtig arbeiten!)
Im nächsten Schritt lassen wir die Montierung mit dem RASA 8 in der Polarstern–Parkposition fixiert; die Optik zeigt also genau Richtung Himmelspol. Nehmen Sie nun die Kamera und setzten diese an dem FCCT-RASA-Flansch an, der am RASA 8 mittig fixiert wurde. Lassen Sie die Kamera währenddessen nicht los!
Dabei drehen Sie alles so, dass die Mitte der Kamera genau nach oben bzw. zur Mitte der Optik zeigt!
Halten Sie die Kamera immer fest und ziehen sie nun die Schrauben fest. Ich verwende dazu ein Sternmuster, bis die Schrauben fest angezogen sind. Damit alles passt, müssen Sie abschließend die Ausrichtung der Kamera zur Optik überprüfen!
Kontrolle: Sind die Kamera und der FFC aufeinander zentriert, und beide zusammen wiederum auf den RASA? Das ist notwendig, damit sich der Stern später nur in einer Richtung bzw. Achse bewegt, wenn Sie eine Achse der Montierung bewegen, und nicht diagonal durch das Feld.
Hinweis: Vielleicht haben Sie es schon bemerkt: Die Schrauben für die Justage der Kamera befinden sich links (S1) bzw. rechts (S2) oben am FCCT sowie genau unten (S3) am FCCT! Somit ist jede Schraube einer Achse im Feld zugeordnet! (Und immer wieder kontrollieren: Sauber und staubfrei! So vermeiden Sie Überraschungen bei der Aufnahme.)
Die wichtigste Regel: Keine Lageveränderung der Kabel vor der Optik!
Verkabeln und die finale Balance des Systems
Wenn alle Schritte erledigt sind (und besser 2x kontrolliert wurden), machen Sie nun alles einsatzbereit. Dazu verbinden Sie das Strom- und USB-Kabel mit der Kamera. In meinem Fall fixiere ich beide Kabel an einer Heizungsmanschette und zusätzlich mit Klettverschluss-Kabelbindern.
Blicken Sie von vorne auf die Optik: Die Kabel sollten – oder besser: müssen – gerade und zueinander im rechten Winkel an die Ränder der Optik verlaufen, ohne Beulen, Knoten usw.
Bei einem um mehr als 120° versetzten, radialen Verlauf (169°) werden die Kabel „unsichtbar“, dann entsteht kein Spike auf dem Foto.
Auto-Guiding:
Celestron RASA 8 mit StarAid Rev. B & QHY MiniGuide Scope
Den [product sku="1485001B" style="imgright"] habe ich dieses Mal in einer [product sku="2457000"] angebracht. Ab diesem Zeitpunkt beginnt nun die finale Balance des Teleskops und die Fertigstellung der Verkabelung.
Die Balance wird auf beiden Seiten der Montierung geprüft, auf der Ost- und der Westseite. Einmal zeigt die Öffnung des RASA 8 dabei nach Norden und wird dann um 180° gedreht, damit sie nach Süden zeigt. Die Optik ist dabei jeweils parallel zum Boden ausgerichtet.
In diesem Vorgang überprüfe ich jede Stellung, die ich erreichen kann. Die Montierung muss in allen Positionen gleichmäßig in der Balance sein. Das dient auch zur Kontrolle meiner Kabelführung – kein Zug oder Druck! Achtung:Mit der Kälte werden Kabel „widerspenstig“ und beeinflussen die Nachführung!
Fertig!!! Der Aufbau ist geschafft, nun kommen das First Light am Stern und die Justage der QHY 268M mit dem FCCT am RASA 8.[br]
First Light am Stern und die Justage der QHY 268M mit dem FCCT am RASA 8
Die Justage des RASA 8 + FCCT + QHY268M am Stern
Zuerst noch ein paar Hinweise zu den Schritten, sowie allgemein zur Verwendung der Geräte.
Die QHY 268M habe ich bei -10°C mit Gain 26 und Offset 60 betrieben;
Als Basis habe ich LRGB Daten am Ost- und Westhimmel aufgenommen, dazu dann H-Alpha, OIII und SII; und das Ganze für Deklinationswerte von -6° bis hoch in den Himmel. So bekam ich einen Eindruck über eine mögliche Durch-/Verbiegung oder eine Veränderung der Lage des Hauptspiegels sowie die Stabilität der Justage und des FCCT zum RASA 8;
Was ich jedem ans Herz legen muss, ist Folgendes: Die Fokussierung muss auf der optischen Achse stattfinden, mit einer sehr geringen Abweichung (weniger als 150-200 Pixel). Das gilt besonders bei der Justage! Danach wird es weniger kritisch, aber maximal 1/3 von Zentrum ist eine goldene Regel;
Korrektur mit Bias, Darks und Flats. Darks und Bias nahm ich mit dem [product sku="2459197" style="imgright"] auf, das ging sogar als der Halbmond aufgegangen war! Aber natürlich war das Teleskop 180° vom Mond abgewendet und ohne direkten Lichteinfall auf die Öffnung des RASA.
Die LRGB und Ultra Narrowband-Filter müssen perfekt sauber sein. So konnte ich mit den Flats das Verhalten testen, denn das Flat muss so nur den Verlauf der Helligkeit korrigieren, keine Verschmutzung an Chip oder Filter…
Green Flats (avg. 31000 ADU) haben bei allen Ultra Narrowband-Filter gut funktioniert, wobei mir für alle Kanäle eine konstante Flat-Sättigung als Vorteil erscheint.
Start der Justage direkt am Stern:
Die Montierung wurde ganz normal sorgfältig eingenordet – jeder weiß wohl am besten, wie das für die eigene Montierung funktioniert. Danach suchte ich mir einen hellen Stern auf ca. 50° Grad Höhe, um an ihm die Justage in Ruhe abzuschließen.
Hinweis: Der ASCOM-Treiber der QHY 268M war seit der Installation unverändert. Das hatte zur Folge, dass jedes Bild auf dem Kopf stand.
Wenn das Setup so wie beschrieben aufgebaut ist, sind die Schrauben S1 / S2 / S3 am FCCT wie folgt zugeordnet; die S1 und S2 sind immer in der Diagonale wirksam.
S1: Rechts oben nach links unten
S2: Links oben nach rechts unten
S3: Im Feld zwischen links und rechts[br]
Das Feld des RASA 8 und der QHY 268M bei 100% und die Bildecken; eingezeichnet ist auch, in welche Richtung die Justierschrauben wirken.
[br]
Testbild vor der Justage
A) Der erste Schritt besteht darin, den RASA 8 genau zu fokussieren (über FWHM-Werte und Helligkeit!)!
Dann habe ich die erste Aufnahme mit diesen Einstellungen gestartet;
Filter: Lum
Belichtung: 10sec
Bin: 1x1
Abspeichern: in einem neuen Ordner mit dem Namen „Justieren“
Name der Datei: 0001_Start_10sec_Lum
Weitere Bilder: 0002_(Bildecke / Schraube usw…)_....
Als erstes Bild bzw. Ergebnis sehe ich einen Links-/Rechts-Unterschied, den ich mit der Schraube S3 später beheben werde. Aber zuerst arbeite ich mit S2, denn dort war die Abweichung am Größten. Das ist nun auch die Regel: Es wird die Achse / Bildecke optimiert, in der der Fehler am Größten ist.
Wichtig: die Sterne müssen in der Mitte wirklich rund sein! Nun ist kein Nachführfehler mehr erlaubt!
Arbeiten Sie vorsichtig: Achten Sie auf alle Kabel, stoßen Sie nicht grob ans Teleskop, verwenden Sie eine Stirnlampe, halten Sie die Sechskant-Schlüssel sicher,…
B) Nach der ersten Aufnahme habe ich mir ein Subframe der Bildecke vergrößert (über die Region of Interest), in der die Sterne am unschärfsten/größten waren.
Danach habe ich diesen Bildbereich 2 – 4 Sekunden lang belichtet. Die Belichtungszeit hängt von der Helligkeit der Sterne in dem Feld ab.
Beim Anpassen der Belichtungszeit muss man eine Übersättigung der Sterne vermeiden, ansonsten ist keine exakte Bewertung möglich. Den Aufnahmemodus setzte ich für diese Fokus-Subframes auf Endlosschleife, bis die Justage der Bildecke abgeschlossen war! Um die Subframes zu beurteilen, drehen Sie den Monitor möglichst so, dass er gut sichtbar ist, und stellen den Zoom auf 200 bis 400%!
Der Prozess: Jetzt ist es einfach: Ich sage laut die Bezeichnung der Schraube und was ich tun will. Also „S2 + untere Schraube (am FCCT!) + anziehen“! Dabei drehe ich die Schrauben immer um etwa 1/8 Umdrehung. Das hilft dabei, im Laufe der Zeit eine Routine zu bekommen: Laut ausgesprochen merkt man es sich besser 😊
Wenn ich das gemacht hatte, habe ich zwei Aufnahmen abgewartet, dann war die Montierung wieder ruhig und die Sterne ruhig. Jeder muss für sich selbst herausfinden, was für die eigene Montierung passt.
Als Ergebnis und Ziel müssen die Sterne kleiner werden. Da es noch Sensortilt gibt, müssen Sie aber noch nicht rund sein – kleiner ist das Ziel! Okay!
Nun wieder das ganze Bildfeld aufnehmen und die nächste „schlechteste Bildecke“ suchen!
Ich nahm die „S1“ Achse, wählte die Ecke, in der die Sterne wieder am „Größten“ waren, und wieder wird am FCCT gedreht, damit die Sterne kleine(r) werden.
C) Nachdem nun zwei Ecken „behandelt“ wurden, ist wieder eine neue Aufnahme des ganzen Felds angesagt.
Nun sollten Sie sehen, was sich in den Bildecken, die Sie sich vorgenommen haben, getan hat, und was in den gegenüberliegenden Bildecken! Nun müssen Sie entscheiden, wie zufrieden Sie damit sind!
Das Ziel ist (immer): Die Abbildung gegenüber den vorherigen Bildern besser geworden sein, dann ist der Weg gut. Bei mir wurde es in der Summe besser, aber die Links-/Rechtsabweichung im Bild war noch vorhanden. Bei einer auffälligen Verschlechterung können Sie noch einmal die Schrauben S1 / S2 verwenden, um die Bildecken mit der größten Abweichung zu korrigieren.
D) Starten Sie eine neue Fokus-Routine für die ganze Optik und stellen Sie erneut in der Bildfeldmitte scharf! (fokussieren Sie sehr exakt, denn die Fehler werden zu den Rändern hin kleiner!)
Danach folgt eine länger belichtete Aufnahme von etwa 10 bis 15 Sekunden. Hier sind keine Nachführfehler erlaubt!
Schauen Sie sich nun alle Bildecken bei min. 100% an und vergleichen Sie sie mit den vorangegangen Bildern. In meinem Fall kam jetzt einmal die Schraube S3 dran, denn ich hatte links / rechts im Bild ähnliche Sterne bis in die Bildecken.
Daher nahm ich mir die Seite im Bild vor, in der die Sterne am größten waren. Also wieder per Region of Interest eine Bildecke als Fokus-Subframe auswählen und mit 2 bis 4 Sekunden Belichtungszeit in einer Endlosschleife belichten lassen. Dann an der S3 Schraube drehen, damit die Sterne kleiner werden. (Sie können eventuell leicht Ei-förmig sein, aber sie werden dann rund.)
E) Danach wieder eine Aufnahme des ganzen Feldes bei 10 bis 15 Sekunden Belichtungszeit.
Wieder die Kontrolle aller vier Bildecken bei 100%. Eventuell steht eine erneute Justagerunde an, in der Sie die Schrauben S1 + S2 oder auch S3 verwenden müssen:
Erneutes Fokussieren nach 2-3 Korrekturen in den Bildecken ist immer sinnvoll – die Fehler werden immer kleiner!!
Diese Justagerunden sind so lange zu machen, bis am Ende in allen vier Bildecken nur runde Sterne übrig sind;
Je besser die Luftqualität (Seeing), desto besser sieht man Qualität der Justierung – schlechtes Seeing lässt es schneller „gut“ wirken, aber es kann bei besserem Seeing wieder eine Abweichung auftreten!
Da an einem f2 System justiert wird und 3,7mü Pixel klein sind, kann es durchaus etwas dauern.
Ich hatte in den letzten Jahren Zeit, um an meinen RASAs zu üben – aber es ist keine Hexerei!
Für den Fall:
Es kann dazu kommen, das Sie merken, dass die Schrauben sich nicht mehr so leicht anziehen lassen. Denken Sie daran: Zu viel Kraft ist kein gutes Werkzeug!
In dem Fall müssen Sie dann beispielsweise die S2 + obere Schraube leicht lösen (1/16 – 1/8 Umdrehung). Das machen sie bitte immer mit einem aktiven Subframe, damit sie sehen, was passiert!
Kontrollieren Sie: Drehen Sie in die richtige Richtung, wird es also besser?
Ist man nahe an der Perfektion, so kann man dieses letzte kleine „bisschen“ schon in die andere Richtung gegangen sein, sodass Sie ohne es zu bemerken schon durch den idealen Fokus gegangen sind! Oder es handelt sich um den Tilt im Feld, der dann wieder dazu führen kann, dass Sie die S1 und S2 Schraube wieder verwenden müssen, denn es kann ein Pendeln entstehen zwischen den Bildecken und Links / Rechts im Feld. Um das zu beseitigen, ist immer sorgfältigere Justage nötig!
Fazit:
Eines hat sich in all den Nächten, in denen ich fotografiert habe, immer wieder bestätigt: Es sollte immer beim Objekt fokussiert werden; Drifts im Fokus verschlechtern die Abbildung!
Ansonsten habe ich keine Abweichung festgestellt.
Zur System-Optimierung: Eine zweite 3“ Schiene oben am RASA 8 wäre hilfreich, damit kann der StarAid-B über der Optik besser in die Balance gebracht werden.
Die Justage habe ich in drei Nächten bis zum finalen Zustand gebracht (nach insgesamt etwa 2,5 Stunden). Dabei war es hilfreich, dass ich dabei immer Daten aufgenommen hatte. So konnte ich einen Vergleich zur vorangegangen Nacht ziehen, was Justage und Stabilität betrifft. Damit konnte ich die Konstanz der Optik feststellen, sowie eine stabile Lage des FCCT. Nachdem Abschluss der Justage war die Abbildung an jedem Objekt gleich.
Aber keine Sorge: Die aufwändige Justage ist nur einmal nötig, danach bleibt das System erfreulich stabil, in allen Tubusstellungen! Sowohl am Ost als auch am West Himmel von -6° Dec bis hoch in den Himmel… Wenn ich in der ersten Nacht bereits optimales Seeing gehabt hätte, wäre die Justage an einem Abend erledigt gewesen.
Was ich in der Nacht 1 justierte, war in Nacht 2 wieder so, und auch das aus Nacht 2 war in Nacht 3 genau gleich. Nur wegen dem besseren Seeing in den folgenden Nächten musste ich noch nachjustieren. Der Zeitaufwand: 15-20min – wenn am es nicht das erste Mal macht!
Dabei habe ich einen "teilmobilen" Setup: Ich baue CGX und Teleskop zwar immer wieder ab, aber die Kamera bleibt am Teleskop. Bei „ordentlicher" Behandlung bleibt die Justage erhalten, nur die Bildausrichtung ist ein großes Thema: Wenn die Kamera abgenommen und wieder angesetzt wird, können die einzelnen Sub-Frames leicht gegeneinander verdreht werden.
Da ich aber Bilder in Schmalband und LRGB haben wollte und dies auch als Stacking musste ich so präzise vorgehen. Im Pre-Stacking zeigte sich, ob es gehen würde. Darum mache ich nach einer Nacht immer einen Durchlauf mit den Daten und einen Mix aus zwei Nächten, ob diese zusammen passen werden.
Der Fokus muss exakt getroffen werden. Für den Fall, dass man über den Fokuspunkt hinaus gekommen ist, sollte noch einmal von vorn fokussieren. Dabei gilt: IMMER AUF DRUCK, also gegen den Uhrzeigersinn!
Um den perfekten Fokus zu finden: Testen Sie die FWHM-Werte in einem Fokusdurchgang von intra- zu extrafokal und bewerten Sie sie! Meine RGB Filter zeigten sehr ähnliche FWHM-Werte. Die Sterne bleiben bis an den Rand des Feldes rund und zeigen keine Säume.
Und der große Sensor? Lässt sich problemlos verwenden, wenn man den gesamten Image Train sorgfältig justiert und Flats verwendet, kommt ein super Bild heraus!
Zur Aufnahme der RGB-Serien: Die Blau Aufnahmen machte ich bei der größten Höhe des Objektes am Himmel, danach Grün und hinterher und zuletzt rot, wenn das Objekt schon tiefer stand. Lum (UV/IR) ist die Summe aus RGB und bildet den FWHM gemittelt ab.
Die Fokuslage der Ha und SII Filter war gleich, OIII zeigte eine Abweichung beim Fokus. Nachdem alles justiert ist, kann fotografiert werden!
Ich belichtete jedes Subframe 180 Sekunden lang. RASA 8, StarAid, CGX und QHY268M arbeiteten nun PERFEKT miteinander. Schon eine Einzelaufnahme lässt erahnen, was uns erwartet. Hier ein Original Luminanzbild nach 180s - es wurde nur noch eine milde STF gemacht und im Jpeg gespeichert:[br]
Einige Aufnahmen später waren alle Aufnahmen "im Kasten", und nach der Bildbearbeitung nun das Ergebnis der Mühe: M65 / M66 und nur 400mm Brennweite in LRGB!
Und um zu zeigen, dass das auch reproduzierbar ist, hier noch zwei weitere Einzelbilder mit der großen QHY268M am RASA8 – die Bildserien warten noch auf die Bearbeitung:
Immer wieder können Amateurastronomen auch heutzutage noch zu wissenschaftlicher Forschung beitragen. So eröffnen unsere neuen photometrischen Filter nun ein weiteres Fenster in die Tiefen der Atmosphäre des Planeten Venus.
Die Venus lässt Forscher staunen. Sie ist so groß wie die Erde, unterscheidet sich aber extrem von dieser. Die Venus ist eine Höllenwelt mit Temperaturen von bis zu 450 Grad an der Oberfläche. Die Ursache dafür ist eine enorm dichte Atmosphäre, welche einen Druck erzeugt, wie er auf der Erde nur in einer Meerestiefe von 900m herrscht. Diese Atmosphäre besteht zu 90% aus Kohlendioxid, eine dichte Schicht aus Schwefeldioxidwolken macht sie für uns undurchsichtig. Es gibt nur sehr wenige eng begrenzte Wellenlängen, in denen eine Raumsondenkamera oder gar ein irdisches Teleskop andeutungsweise zeigen kann, was unter der für den visuellen Beobachter einfach nur strahlend weißen und konturlosen Wolkendecke liegt.
Schon länger bekannt ist, das im ultravioletten Licht verschieden Strukturen in den Wolken sichtbar sind. Die US Raumsonde Mariner 10 lieferte im Jahr 1974 erste Aufnahmen bei einem Vorbeiflug.
Die Atmosphäre von der Venus, aufgenommen mit C11-Teleskop und Baader U-Venus Filter, Sebastian Voltmer
Sie zeigen die Wolken in ungefähr 60km Höhe, mit der damaligen Technik war es nicht möglich tiefer vorzudringen. Mit unserem [product sku="ufilter" style="imgright"], der auch Venus Filter genannt wird, gelingt es seit einigen Jahren sogar Astro-Amateuren, diese UV Strukturen der Venus mit gängigen Teleskopen zu beobachten, deren Herkunft immer noch nicht ganz geklärt ist. Beispielhaft sind die Fotos unseres Kunden Sebastian Voltmer[br]
Erst die Magellan Venus Sonde der USA konnte 1990 mittels Radar detailliert die Oberfläche unseres Schwesterplaneten kartographieren. Zum ersten Mal wurde eine erstarrte Welt ohne Meere und Kontinente sichtbar, mit zahlreichen erloschenen Vulkanen, aber nur sehr wenigen Meteoritenkratern in den Hoch- und Tiefländern.
Die Frage, ob man wirklich nur mit Radar bis ganz unten auf die Oberfläche vordringen kann, oder ob sich die Infrarotstrahlung des heißen Gesteines mit entsprechender Technik direkt aufnehmen lässt, konnte erst Jahrzehnte nach der Magellan-Mission beantwortet werden. Die besten Ergebnisse erzielte hierbei bisher die Venussonde Akatsuki. Ihre Infrarotfotos zeigen neben einer völlig überbelichteten Tagseite des Planeten das fast schon gespenstische infrarote Glühen aus den Tiefen des Planeten auf der Nachtseite - und darüber die Schwefeldioxid-Wolken als dunkle Schatten.
Wie weit man noch immer von einem völligen Verständnis der Venusatmosphäre entfernt ist, liessen im Jahr 2021 Aufnahmen der Parker Solar Probeerahnen. Auf ihrem Weg zur Sonne kam diese Sonde mehrfach an der Venus vorbei und lieferte Aufnahmen mit Instrumenten, die eigentlich für die Beobachtung der Sonnenkorona gedacht waren. Zur Verblüffung der Wissenschaftler zeichneten sich auf Fotos der Nachtseite der Venus sehr deutlich die von den Radarscans der Magellan-Sonde bekannten Oberflächenstrukturen ab – und zwar im Infraroten. Es handelt sich also um Wärmestrahlung direkt von der Gesteinsoberfläche. Kein Wissenschaftler hatte mit diesen Ergebnissen gerechnet. Es ist immer noch Gegenstand von Diskussionen, warum die Fotos die Oberfläche zeigen.
Wie die bekannte Website www.spaceweather.com am 8.6.2021 berichtete, wurde im Rahmen der Überwachung der Venus-Atmosphäre durch Amateure ein seltsamer Effekt wiederentdeckt, die sogenannte „Venuswolken-Diskontinuität“. Nur mit einem C14 Teleskop von Celestron ausgestattet und unter Verwendung eines Baader SLOAN z` Nah-IR-Filters gelang, es eine tausende Kilometer lange Wolkenwand sichtbar zu machen, die mit hoher Geschwindigkeit die Venus umrundet.
Sie ist seit ihrer Entdeckung durch die japanische Venussonde Akatsuki Gegenstand der Forschung, und man vermutet, dass man durch ihre Beobachtung Erkenntnisse über die extrem schnelle Rotation der Venusatmosphäre gewinnen kann. Amateurastronomen sind aufgefordert bei der Erforschung des Phänomens mitzuwirken. In diesem pdf werden die Beobachtungstechniken erläutert.
Eigentlich sind die SLOAN Filter für photometrische Messungen ausgelegt, d.h.zur Bestimmung der physikalischen Eigenschaften insbesondere von Sternen. Diese Filter an Planeten einzusetzen und damit zur Forschung beizutragen ist wieder ein Beweis dafür, wie kreative Amateur-Experimente mit neuer Technik die professionelle Forschung ergänzen können. Sicherlich werden in den nächsten Jahren noch viele weitere Amateurastronomen mit unseren Filtern weitere neue Ideen ausprobieren. Wir freuen uns über jeden Bericht hierzu, den wir gerne in unserem Blog veröffentlichen.
Test report on our new Baader dielectric Bessel filters (prepared by Gianni Galli)
First, I obtained the transmission curves of the filters from the OD data I find in your website. To transform the OD data in curves, I used the following equation:
Transmission = 1/10^OD.
In this way, I was able to get the following curves for U, B, V, R and I filters:
[br] [br][br]
So now I can compare the transmission curve of your filters with the Bessell standard UBVRI filter curves.
My opinion is that your U,V,R filters are well aligned to the standard, while B and I filters show some differences.
B filter shows the so-called “read-leak”, a transmission peak at about 1200 nm: this is a well-known problem in AAVSO and in ANS Collaboration. The first version of Astrodon B filter showed this characteristic: Henden (at that time AAVSO President) asked to Astrodon to modify the B filter and the last version of this one was correct. The “read-leak” can give some problems when you want to measure a very red target, because the CCD not always have zero response over 1000 nm.
It’s difficult to judge the I filter curve, because it shows large transmission over 900 nm, instead I Bessel filter has zero response just over 900 nm.
The V filter shows a minor problem: it is better that at 656,2 nm the transmission is very low (1% or less) because greater transmission can make the measures wrong when the target has a great emission at this wavelength (for example, a nova star). The transmission of your filter is about 5%: this is a percentage higher than Astrodon (0,40%) and Schuler (0,90%) filters while the Optec one is slightly inferior (4,00%).[1]
The Baader filters have shown me the same reflection problem I saw with Astrodon dielectric filters: the reflection of my focal reducer is very evident. But I was able to find a good solution to this problem.
My Schmidt-Cassegrain has a mirror lock and my CCD is fixed to the telescope, so my astronomic setup cannot move reciprocally: I use the TCF-S Optec focuser and I can focus with great precision and above all in an absolutely repeatable way. When I take CCD images of the target I can note the position of the focus (for example, 3500 counts) and when I take flat field images (through a led panel) I can use the same focus position, so the distance between filter and focal reducer in the target images is the same than in the flat ones. In this way, the reflection in my target images and in the flat ones is almost the same and I am able to eliminate it almost completely with the usual calibration technique (I usually use Maxim DL to calibrate my images). The calibrated image shows a good uniformity, with a percentage difference between the brighter zone and the darker one (respect to the average measure of the field) between 1% and 4%, so I am satisfied with this result.
Finally, I measured the transforms of B, V and R filters (the filters I want to use in my photometric activity) following the instructions given by Brian D. Warner in his book “A pratical guide to lightcurve photometry and analysis”.
I observed with the filters above mentioned the Henden field of V371 Per and I measured the transforms of B, V, R filters and the Hidden transforms of (B-V) and (V-R) color index [2] through Canopus software.
The results are the following:
With reference to (B-V) color index:
With reference to (V-R) color index:
T(B-V) = +1,125 +/- 0,030
T(V-R) = +1,170 +/- 0,020
T(B) = +0,183 +/- 0,027
T(B) = +0,367 +/- 0,030
T(V) = +0,066 +/- 0,021
T(V) = +0,131 +/- 0,021
T(R) = -0,006 +/- 0,024
T(R) = -0,024 +/- 0,024
[br]
The transforms of V and R filters are good, while the B transform is fairly good.
Some years ago, using a C11, a SBIG ST8XME and Astrodon B, V, R filters, I measured the following transforms:
With reference to (B-V) color index:
With reference to (V-R) color index:
T(B-V) = 1,085 +/- 0,012
T(V) = -0,009 +/-0,010
T(B) = 0,072 +/- 0,014
T(R) = -0,031 +/- 0,008
T(V) = -0,009 +/- 0,007
T(V-R) = 1,034 +/-0,009
[br]In the Baader filters tests I used:
Celestron C14 + focal reducer Optec 0,50x with a focal length 2.050 mm (focal ratio 5,76x), CCD Moravian G2-3200 with KAF 3200. The graph of KAF3200ME Quantum Efficiency is:
Datasheet from ON Semiconductor
1) Misure di trasmittanza dei filtri fotometrici ANS, by Stefano Moretti ARAR Ravenna ANS Collaboration, web site http://ans-collaboration.org
The difference between the color channel is also visualized in the following figure where the color components from the image above can be compared interactively.
(requires JavaScript)Click on the buttons to switch between the filters and view the different color channels as monochrome image.Typical RGB filter sets for astronomy only cover the spectral range of the G' and R' filters, about 400nm to 700nm. The bandwidth of on-sensor color filter arrays of consumer cameras is even narrower. The information contained in the I' channel would be lost with RGB filter. Especially the denser regions of molecular clouds that absorbs shorter wavelengths are bright in infrared. These nebulae are red or orange in the color composite above. In a RGB images they are dark. This is also shown in the next figure.
RGB Comparison
The following pictures are an attempt to compare the results from the SDSS filters with RGB shots.
Click on the picture to toggle between RGB and SDSS I'R'G'.
The image shows a 4° × 2.6° large region from the picture from top of this page for which RGB data was available. This data was captured with two D=200mm Newton telescopes and Nikon D800e cameras. The resolution of the larger instrument is higher, but the SNR is lower (despite of the longer total exposure time: 57.8h vs. 20.2h. Reason: The RGB image is a 2×2 mosaic and the sensitivity of the QHY600L with SDSS filters is about 4 times higher than the sensitivity of the Nikon sensor with its filter array).
Due to the lower SNR of the RGB data both images here are a little bit darker than the one at top of this page. It is not possible to produce similar results with both filter sets because nebulae that are dark in RGB are bright in infrared, i.e. red or orange in the I'R'G' composite.
That was already shown in previous figure: The Information captured with the I' filter is missing in the RGB variant.
[br]
Image data
FOV:
6.25° × 4.25°
Date:
12/2021 to 01/2022
Location
Pulsnitz, Germany
Instrument:
2-3 × Nikon 300mm f/2.8 AF-S
Camera:
2-3 × QHY600L
Orientation:
North is up (exactly)
Scale:
3 arcsec/pixel (at full resolution)
Total exposure times:
SDSS G': 6.3 h
SDSS R': 7.5 h
SDSS I': 6.4 h
[br]
Image processing
All image processing steps are deterministic, i.e. there was no manual retouching or any other kind of non-reproducible adjustment.
Image processing steps where:
Bias correction, dark current subtraction, flatfield correction, noise estimation
Alignment and brightness calibration using stars from reference image
Stacking with masking unlikely values and background correction
Star subtraction
Denoising and deconvolution
Color composition
Dynamic range compression using non-linear high-pass filter
[br]The difference between the color channel is also visualized in the following figure where the color components from the image above can be compared interactively.
(requires JavaScript)Click on the buttons to switch between the filters and view the different color channels as monochrome image.Typical RGB filter sets for astronomy only cover the spectral range of the G' and R' filters, about 400nm to 700nm. The bandwidth of on-sensor color filter arrays of consumer cameras is even narrower. The information contained in the I' channel would be lost with RGB filter. Especially the denser regions of molecular clouds that absorbs shorter wavelengths are bright in infrared. These nebulae are red or orange in the color composite above. In a RGB images they are dark. This is also shown in the next figure.
RGB Comparison
The following pictures are an attempt to compare the results from the SDSS filters with RGB shots.
Click on the picture to toggle between RGB and SDSS I'R'G'.
The image shows a 4.2° × 2.6° large region from the picture from top of this page for which RGB data was available. This data was captured with two D=200mm Newton telescopes and Nikon D800e cameras. The resolution of the larger instrument is higher, but it took about 114h of total exposure time in order to detect about the same amount of photons from the Object as with the smaller instruments within 26.5h. (Due to obstruction and vignetting each D=200mm telescope collects about 3 times as much photons from the object as a D=100mm lens. But because it's a 2×2 mosaic, only 25% of the light is used. Furthermore the sensitivity of the QHY600L with SDSS filters is about 4 times higher than the sensitivity of the Nikon sensor with its filter array.) That means, if low-pass filtered to the same resolution both data sets from RGB and SDSS filters have about the same SNR.
Nevertheless, the images here are a little bit darker than the one at top of the page, in order order to make more of the Iris Nebula visible. That is easier to achieve with the SDSS filters, because with them only the G' channel is highly saturated (also see the previous figure) while in the RGB image all channels are more or less saturated. This is also the reason why the Iris Nebula is more colorful with SDSS filters.
Apart from that, it is also not possible to produce similar results with both filter sets because nebulae that are dark in RGB are bright in infrared, i.e. red or orange in the I'R'G' composite. That was already shown in previous figure: The Information captured with the I' filter is missing in the RGB variant.
[br]
Image data
FOV:
6.25° × 4.25°
Date:
12/2021 to 01/2022
Location
Pulsnitz, Germany
Instrument:
2-3 × Nikon 300mm f/2.8 AF-S
Camera:
2-3 × QHY600L
Orientation:
North is up (exactly)
Scale:
3 arcsec/pixel (at full resolution)
Total exposure times:
SDSS G': 10.5 h
SDSS R': 9.9 h
SDSS I': 6.1 h
[br]
Image processing
All image processing steps are deterministic, i.e. there was no manual retouching or any other kind of non-reproducible adjustment.
Image processing steps where:
Bias correction, dark current subtraction, flatfield correction, noise estimation
Alignment and brightness calibration using stars from reference image
Stacking with masking unlikely values and background correction
Star subtraction
Denoising and deconvolution
Color composition
Dynamic range compression using non-linear high-pass filter
Herr Hay ist ein visuell beobachtender Hobbyastronom und Ko-Autor des Beobachteratlas für Kurzentschlossene (BAfK). Dieser Beobachtungsführer ist kostenlos zum Download erhältlich unter: 
Intro
Iris Nebula
Pleiades
LDN 1495
