In der Tat reichen Sensoren mit einer Kantenlänge von wenigen Millimetern völlig aus, um bei noch sinnvollen Aufnahmebrennweiten einen Planeten vollständig zu erfassen. Auch die Anzahl der Pixel spielt keine Rolle, eine simple VGA-Auflösung mit 640x480 Bildpunkten ist ausreichend! Was zählt ist vielmehr die Fähigkeit der Kamera, 10, 20, 30 oder gar mehr Bilder pro Sekunde als Videodatei aufzuzeichnen. Die idealen Aufnahmegeräte für die Planetenfotografie sind daher Web-Kameras (Webcam) und digitale Videokamera-Module (keine Camcorder).
Die Planeten unseres Sonnensystems sind am Himmel vergleichsweise kleine, aber helle Objekte. Die Aufnahmetechnik unterscheidet sich daher grundlegend von den Langzeit-Belichtungen für lichtschwache Deep-Sky-Motive. Bei diesem Aufmacher-Bild handelt es sich um eine Fotomontage.
Teil 14: Planeten mit der Webcam aufnehmen
Außer der Erde umkreisen sieben weitere Planeten die Sonne. Beginnend in Sonnennähe lautet die Reihenfolge: Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun. Merkur und Venus sind demnach innere Planeten, deren Bahnradius kleiner ist als der der Erde. Alle anderen sind noch weiter von der Sonne entfernt als die Erde.
Bis auf Uranus und Neptun sind die Planeten bereits mit dem bloßen Auge am Himmel zu erkennen, sehen aber aus wie ein Stern. Nur aufmerksamen Beobachtern fällt auf, dass ein Planet ein ruhiges Licht zeigt, während die Sterne mehr oder weniger stark „flackern“. Im Fernrohr zeigen sich die Planeten bei entsprechender Vergrößerung als kleine Scheibchen, während Sterne selbst bei maximaler Vergrößerung in riesigen Teleskopen winzigste Lichtpünktchen bleiben.
Aufgrund ihrer Helligkeit ist es also kein Problem, die Planeten Merkur bis Saturn am Himmel aufzufinden. Allerdings sollte man wissen, in welchem Sternbild sie sich gerade aufhalten. Der Begriff „Planet“ ist nämlich von dem altgriechischen Wort „planetes“ abgeleitet, was soviel wie „die Umherschweifenden“ bedeutet. Daraus abgeleitet wurde auch die Bezeichnung „Wandelsterne“ für die Planeten, denn aufgrund ihrer Bewegung um die Sonne stehen sie am Himmel nicht immer im gleichen Sternbild, sondern bewegen sich im Laufe der Zeit durch alle Tierkreiszeichen.
Daher können auch keine jährlich wiederkehrenden Sichtbarkeitszeiten angegeben werden, denn die Geschwindigkeit ihrer Bewegung hängt ab von der Umlaufzeit der Planeten um die Sonne. Und die ist laut dem dritten keplerschen Gesetz abhängig von der Sonnenentfernung: Je näher ein Planet der Sonne steht, desto kürzer ist seine Umlaufzeit. Während Merkur nur rund 88 Tage braucht, um ein „Merkurjahr“ zu vollenden, braucht der sonnenferne Saturn dafür etwa 29,5 Jahre!
Um die aktuellen Positionen und Sichtbarkeiten der Planeten zu erfahren, bieten sich verschiedene Möglichkeiten an. Eine davon ist ein astronomisches Jahrbuch, etwa das „Himmelsjahr“ aus dem Kosmos-Verlag. Es erscheint jährlich neu und beschreibt die Sichtbarkeit der Planeten für jeden Monat. Eine andere ist ein Online-Portal, etwa www.calsky.de.
Ebenso können Sie eine Planetariums-Software verwenden, beispielsweise „Guide“ (www.projectpluto.com) oder die Freeware „Cartes du Ciel“ (http://www.stargazing.net/astropc/).
Ein sehr seltener Anblick ergab sich am Abend des 30. April 2002, als alle fünf mit dem bloßen Auge sichtbaren Planeten gleichzeitig am Westhimmel zu sehen waren.
Grundsätzlich verschieden sind die Sichtbarkeitschancen für die inneren und die äußeren Planeten. Die „inneren“ (Merkur und Venus) umrunden innerhalb der Erdbahn die Sonne, d.h., wir schauen von außen auf die Bahn. Das hat zur Folge, dass sich diese Planeten stets in relativer Sonnennähe aufhalten und sich von dieser nur bis zu einem maximalen Winkelbetrag entfernen. Bei Merkur beträgt dieser Maximalabstand 28, bei Venus immerhin 48 Grad. Die Stellung, bei der dieser maximale Winkelabstand erreicht ist, wird „Elongation“ genannt. In östlicher Elongation sind die inneren Planeten am Abendhimmel nach Sonnenuntergang zu sehen, in westlicher Elongation am Morgenhimmel vor Sonnenaufgang. Aufgrund der Beleuchtungsverhältnisse zeigen die inneren Planeten im vergrößernden Fernrohr eine Phase, ähnlich denen des Mondes. Andere Extremstellungen finden statt, wenn innere Planeten hinter der Sonne („obere Konjunktion“) oder zwischen Sonne und Erde stehen („untere Konjunktion“). Tatsächlich kann es im Falle einer unteren Konjunktion passieren, dass Merkur oder Venus als dunkle Scheibe vor der Sonne zu sehen sind, was aber aufgrund ihrer gegenüber der Erdbahn geneigten Bahnebene nur sehr selten der Fall ist.
Ganz anders verhält es sich mit den äußeren Planeten. Ihr Bahnradius ist größer als derjenige der Erde, sodass sie, von der Erde aus gesehen, zu bestimmten Zeiten gegenüber der Sonne stehen. Dann sind sie besonders gut zu beobachten, denn dann gehen sie bei Sonnenuntergang auf und bei Sonnenaufgang unter, sind also die ganze Nacht über am Firmament zu sehen.
Gleichzeitig sind sie der Erde besonders nahe, d.h. ihre scheinbare Größe im Teleskop und ihre Helligkeit erreichen einen Maximalwert. Diese Optimalstellung wird „Opposition“ genannt. Das Gegenstück ist die „Konjunktion“, wenn sie sozusagen hinter der Sonne stehen und unbeobachtbar sind.
Schematische Darstellung wichtiger Planetenkonstellationen. Im Zentrum steht die Sonne, die Erde (1) ist als blauer Planet eingezeichnet. Bei einem äußeren Planeten (rot) bietet die Oppositionsstellung (3) besonders günstige Beobachtungsbedingungen, während er in der Konjunktionsstellung (2) unbeobachtbar ist. Ein innerer Planet (grün) ist am besten zu sehen, wenn er in maximaler Elongation (6) steht, dann ist sein Winkelabstand zur Sonne besonders groß. In der „Oberen Konjunktion“ (4) ist er nicht zu beobachten, in der „Unteren Konjunktion“ (5) nur dann, wenn er direkt vor der Sonnenscheibe vorüberzieht, sich ein sogenannter „Transit“ ereignet.
Die Planeten erscheinen von der Erde aus gesehen aufgrund ihrer großen Entfernung als winzige Scheibchen, deren scheinbarer Durchmesser in Bogensekunden („Abkürzung") angegeben wird. Ein Grad wird in 60 Bogenminuten unterteilt, eine Bogenminute wiederum in 60 Bogensekunden. Der Vollmond erscheint uns unter einem Winkel von etwa einem halben Grad, was 30 Bogenminuten bzw. 1800 Bogensekunden entspricht. Kein Planet erreicht mehr als 63 Bogensekunden. Noch ein Vergleich: Eine Ein-Euro-Münze in einer Entfernung von 240 Metern erscheint uns unter einem Winkel von 20 Bogensekunden. Das entspricht etwa dem Wert für den Globus des Planeten Saturn!
Derart kleine Objekte scharf abzubilden, womöglich noch mit sichtbaren Oberflächendetails, ist fotografisch eine echte Herausforderung. Nicht nur sehr lange Brennweiten sind gefragt. Die schwierigste Aufgabe ist es, den Schärfeverlust zu kompensieren, der durch die Turbulenzen in der Erdatmosphäre verursacht werden und von Astronomen „Seeing“ genannt werden, die auch die Szintillation (das „Flackern“) der Sterne bedingt.
Wer jemals einen Planeten bei hoher Vergrößerung im Fernrohr angeschaut hat, kennt das Phänomen: Zeitweise erscheint das Bild scharf, dann wieder unscharf und verwaschen. In Nächten mit schlechtem Seeing entsteht überhaupt kein brauchbares Bild, dann lohnt auch die Planetenfotografie nicht. Aber auch bei gutem Seeing sind die Bedingungen nicht stabil, sondern weisen kurze Momente mit besonders detailreichem Anblick auf.
Eine sehr erfolgreich angewandte Strategie ist aus diesen Gründen die Verwendung einer Webcam oder einer Videokamera, die in kurzer Zeit Hunderte oder gar Tausende von Einzelbildern aufnimmt. Mithilfe einer speziellen Software werden aus dieser Bilderflut danach die schärfsten Einzelbilder selektiert und passgenau übereinandergelegt. Aus den selektierten Aufnahmen wird ein Mittelwert errechnet, anschließend erfolgt eine Nachschärfung. Auf diese Weise entsteht ein sehr detailliertes Foto eines Planeten, das im Idealfall mindestens jene Einzelheiten zeigt, die ein erfahrener Beobachter beim Blick durch ein Okular erkennen kann.
Planetenfotografie lohnt sich auch mit relativ kleinen Fernrohren. Hier wurde ein über 30 Jahre alter Refraktor mit nur 75 Millimeter Öffnung und ohne motorische Nachführung mit einer DMK-Firewire-Videokamera ausgestattet:
Aufnahmen der Planeten Saturn (links) und Venus, gewonnen mit der oben gezeigten Ausrüstung.
Bevor die Aufnahmetechnik besprochen wird, sollen zunächst alle Planeten einzeln vorgestellt werden.
Merkur ist der sonnennächste aller Planeten und besitzt keine Monde. Seine scheinbare Größe am Himmel beträgt lediglich knapp 5 bis maximal 12“. Zwar besitzt Merkur keine Atmosphäre, sodass wir auf seine Oberfläche blicken, aber Oberflächendetails sind dennoch kaum sichtbar, allenfalls größere, dunkler abgesetzte Regionen. Das Ziel fotografischer Aufnahmen wird daher sein, seine wechselnde Phase festzuhalten.
Zwei Aufnahmen des Planeten Merkur vom 18. Juni 2005 (links) und 15. April 2003. Zu sehen ist die Phase des Planeten sowie schwach angedeutete Oberflächenstrukturen. In beiden Fällen diente eine Philips ToUCam 740K Webcam als Kamera, links ein 8-Zoll-Refraktor und rechte ein 10-Zoll-Maksutow-Cassegrain-Teleskop als Aufnahmeoptik.
Am 7. Mai 2003 ereignete sich ein Merkur-Transit: Der sonnennächste Planet zog als winziger Fleck (Pfeil) vor der Sonne vorbei.
Erschwerend kommt hinzu, dass sich Merkur stets in relativer Nähe zur Sonne aufhält und sich maximal 28 Grad von ihr entfernt. Das bedeutet, dass er nur etwa eine Stunde nach Sonnenuntergang oder eine Stunde vor Sonnenaufgang in horizontnaher Stellung zu sehen ist. Alternativ kann man versuchen, ihn am Tageshimmel aufzustöbern, wobei extreme Vorsicht angebracht ist, damit man die Sonne nicht ins Blickfeld bekommt.
Während der unteren Konjunktion kommt es hin und wieder vor, dass der Planet als dunkler Punkt vor der Sonnenscheibe zu sehen ist. Dann müssen alle Maßnahmen getroffen werden, die im Teil 6 dieser Tutorial-Reihe („Vorsicht bei Fotos von der Sonne“) beschrieben sind. Die nächsten von Europa aus zu beobachtenden Merkur-Transits finden statt am 9. Mai 2016, 11. November 2019 sowie am 13. November 2032.
Merkur in Zahlen:
Durchmesser: 4878 km
Mittlere Entfernung von der Sonne: 57,9 Millionen km
Umlaufzeit um die Sonne: 88 Tage
Bahnneigung gegenüber der Erdbahn: 7 Grad
Entfernung von der Erde: 80 bis 220 Millionen km
Anzahl der Monde: 0
Mittlere Dichte: 5,4 g/cm³
Venus ist ebenfalls ein innerer Planet, zeigt also Phasen. Ihre Oberfläche ist von der Erde aus nie sichtbar, denn Venus ist von einer dichten, geschlossenen Wolkendecke eingehüllt. Diese reflektiert aber viel des auftreffenden Sonnenlichts, sodass Venus nach Sonne und Mond das dritthellste Gestirn am Himmel ist und in dunklen Regionen sogar einen Schatten wirft! Dank ihrer Helligkeit kann sie zeitweise auch mit dem bloßen Auge am helllichten Tag erkannt werden. Ihr scheinbarer Durchmesser schwankt zwischen 10“ („Vollvenus“) und 63“ (untere Konjunktion). Strukturen der Wolkendecke sind nicht zu erwarten, es sei denn, Sie beobachten im ultravioletten Licht, wozu ein Spiegelteleskop, ein Spezialfilter und eine UV-empfindliche Kamera benötigt werden.
Die Phasen des Planeten Venus. Ganz links „Vollvenus“ nahe ihrer oberen, rechts eine schmale Venus-Sichel nahe ihrer unteren Konjunktion.
Nach 1882 fand am 8. Juni 2004 endlich wieder ein Venus-Transit statt. Während ihrer unteren Konjunktion wanderte sie als dunkler Punkt vor der Sonne vorbei – ein imposanter Anblick! Der Transit dauerte länger als sechs Stunden.
Die Beobachtung von Venus fällt wesentlich leichter als die von Merkur, weil sie sich von der Erde aus gesehen immerhin maximal 48 Grad von der Sonne entfernt. Nimmt sie gleichzeitig eine zur Sonne nördliche Position im Tierkreis ein, ergibt sich eine Sichtbarkeitszeit von bis zu 4,5 Stunden nach Sonnenunter- oder vor Sonnenaufgang. Im Volksmund ist es die Venus, die als „Abendstern“ bzw. „Morgenstern“ bezeichnet wird.
Auch Venus zieht hin und wieder während ihrer unteren Konjunktion als schwarzes Scheibchen vor der Sonne vorbei, was als „Venusdurchgang“ oder „Venustransit“ bezeichnet wird. Venustransite sind seltener als die bei Merkur. Sie finden im Zyklus von 243 Jahren statt. Auf einen Transit folgt nach 8 Jahren der nächste, dann wieder nach 121,5 und weiteren 8 und 105,5 Jahren. Das letzte Ereignis dieser Art nach 121,5 Jahren fand statt am 8. Juni 2004. Der nächste Venustransit folgt am 6. Juni 2012, von dem in Mitteleuropa allerdings nur noch das Ende nach Sonnenaufgang verfolgt werden kann. Dann folgen Wartezeiten bis zum 11. Dezember 2117 und 8. Dezember 2125.
Venus in Zahlen:
Durchmesser: 12104 km
Mittlere Entfernung von der Sonne: 108,2 Millionen km
Umlaufzeit um die Sonne: 224,7 Tage
Bahnneigung gegenüber der Erdbahn: ca. 3,5 Grad
Entfernung von der Erde: 38,8 bis 260,9 Millionen km
Anzahl der Monde: 0
Mittlere Dichte: 5,25 g/cm³
Die Erde soll hier nur zu Vergleichszwecken in Zahlen aufgeführt werden:
Die Erde in Zahlen:
Durchmesser: 12742 km
Mittlere Entfernung von der Sonne: 149,6 Millionen km
Umlaufzeit um die Sonne: 365,25 Tage
Bahnneigung gegenüber der Erdbahn: 0 Grad
Anzahl der Monde: 1
Mittlere Dichte: 5,5 g/cm³
Mars umrundet außerhalb der Erde auf einer relativ stark elliptischen Bahn die Sonne. Zwar verfügt er über eine Atmosphäre, die aber sehr schwach ausgeprägt ist, sodass Einzelheiten auf seiner Oberfläche erkennbar sind. In günstigen Sichtbarkeitsperioden zeigen sich schon in relativ kleinen Teleskopen die Polkappen aus gefrorenem Kohlendioxyd und Wassereis, deren Anwachsen im Marswinter und Abschmelzen im Marssommer verfolgt werden kann. Die Marsoberfläche erscheint rötlich-orange, was auf das Vorkommen von Eisenoxyd zurückzuführen ist und dem Mars die Bezeichnung „Roter Planet“ eingebracht hat. Bei hoher Vergrößerung werden zudem dunkle Regionen sichtbar, die ähnlich den Kontinenten auf der Erde konstant sind und Namen tragen. Dank dieser Strukturen kann die Rotation des Marsglobus im Teleskop verfolgt werden.
Drei unterschiedliche Perspektiven des Planeten Mars. Die linke Aufnahme entstand am 19. Dezember 2007, die mittlere am 14. Oktober 2005 und die rechte am 22. August 2003. Alle drei wurden mit einem 10-Zoll-Maksutow-Cassegrain-Teleskop gewonnen, die beiden linken mit einer DMK-Videokamera und einem Farbfilterrad, die rechte mit einer Philips ToUCam 740K Webcam.
Die Entfernung des Mars von der Erde ist starken Schwankungen unterworfen, daher variiert auch sein scheinbarer Durchmesser von minimal 4“ bis maximal 25“. Doch selbst während seiner Oppositionsstellung, die alle 780 Tage erreicht wird, ist er nicht immer optimal zu beobachten, denn die elliptische Bahn sorgt für große Unterschiede. Die minimale Oppositionsentfernung beträgt nur 55,7 Millionen Kilometer, dann erscheint er unter einem Winkel von 25“. In „schlechten“ Oppositionen ist er fast doppelt so weit von der Erde entfernt, im Fernrohr also nur noch halb so groß. Vor uns liegen vergleichsweise ungünstige Oppositionsstellungen am 29. Januar 2010 (99,3 Millionen km Entfernung, 14,1“ Durchmesser) und am 3. März 2012 (100,8 Millionen km, 13,9“). Eine besonders günstige folgt erst am 27. Juli 2018 (57,6 Millionen km, 24,3“).
Die Beobachtung der beiden Marsmonde Phobos und Deimos sind wegen ihres geringen Durchmessers (27 bzw. 15 km) eine Herausforderung für Amateure mit größeren Fernrohren.
Mars in Zahlen:
Durchmesser: 6794 km
Mittlere Entfernung von der Sonne: 227,9 Millionen km
Umlaufzeit um die Sonne: 687 Tage
Bahnneigung gegenüber der Erdbahn: 1,85 Grad
Entfernung von der Erde: 55,7 bis 400 Millionen km
Anzahl der Monde: 2
Mittlere Dichte: 3,9 g/cm³
Jupiter ist der größte Planet unseres Sonnensystems – sein Durchmesser beträgt rund das Elffache des Erddurchmessers. Während Merkur, Venus, die Erde und Mars zu den erdähnlichen Planeten gehören, ist Jupiter der erste Vertreter der äußeren Gasplaneten, die keine feste, betretbare Oberfläche haben. Statt der Oberfläche schauen wir auf seine dichte Atmosphäre, die schon in relativ kleinen Fernrohren eine Bänderung aus Wolkenstrukturen zeigt.
Manche dieser Wolkenbänder sind ziemlich konstant, andere entstehen und vergehen. Ein auffälliges und konstantes Detail ist ein riesiger Wirbelsturm, der als „Großer Roter Fleck“ bekannt ist.
Der Riesenplanet Jupiter glänzt als Fotomotiv vor allem durch seine kontrastreichen, stark strukturierten Wolkenbänder. Auf der linken Aufnahme ist der „Große Rote Fleck“ zu erkennen, der in Wirklichkeit eher orange gefärbt ist. Beide Fotos entstanden mit einem 10-Zoll-Maksutow-Cassegrain-Teleskop und einer Philips ToUCam 740K Webcam, das linke am 4. April 2003, das rechte am 27. April 2004.
Schon mit kleinen Teleskopen und relativ kurzen Brennweiten können die vier galileischen Monde von Jupiter erfasst werden. Werden im Abstand von Stunden oder Tagen mehrere Aufnahmen gemacht, lässt sich ihre Rotation um den Planeten beobachten.
Jupiter ist am Himmel nach Sonne, Mond und Venus das vierthellste Gestirn. Nur selten übertrifft ihn der Mars an Glanz. Sein scheinbarer Durchmesser schwankt zwischen 30“ und 50“. Deutlich zu sehen ist seine Abplattung, die durch die enorme Rotationsgeschwindigkeit von unter zehn Stunden zustande kommt: Der Poldurchmesser ist deutlich geringer als der Durchmesser am Äquator. Sehr gut können die vier größten seiner Monde beobachtet werden, die nach ihrem Entdecker „galileische Monde“ genannt werden und Ganymed, Kallisto, Europa und Io heißen. Im Laufe von Stunden und Tagen lässt sich ihre Bewegung um Jupiter verfolgen. In mittelgroßen Teleskopen wird sogar sichtbar, wenn einer der Monde seinen Schatten auf die Jupiterwolken wirkt oder im Schatten des Jupiters verschwindet.
Wie bei allen äußeren Planeten ist die Oppositionsstellung die günstigste Zeit, Jupiter zu beobachten. Alle 399 Tage wird sie erreicht, dann ist die Entfernung Erde-Jupiter minimal, der scheinbare Durchmesser am größten und die Helligkeit maximal. Allerdings ist es nicht notwendig, direkt die Oppositionsnacht zu nutzen, auch etliche Wochen vor und nach der Opposition sind die Sichtbarkeitsbedingungen sehr gut.
Jupiter in Zahlen:
Durchmesser: 139548 km
Mittlere Entfernung von der Sonne: 779 Millionen km
Umlaufzeit um die Sonne: 11,9 Jahre
Bahnneigung gegenüber der Erdbahn: 1,3 Grad
Entfernung von der Erde: 558 bis 967 Millionen km
Anzahl der Monde: 63
Mittlere Dichte: 1,3 g/cm³
Saturn ist vor allem wegen seines grandiosen Ringsystems bekannt, das schon in kleinen Teleskopen zu sehen ist. Einzelheiten jedoch werden erst in größeren Instrumenten sichtbar, denn selbst im günstigsten Fall trennen uns rund 1,2 Milliarden Kilometer von ihm – selbst das Licht benötigt 1 Stunde und 24 Minuten für diese Distanz! Wie Jupiter ist Saturn ein Gasplanet ohne feste Oberfläche. Auch sein Globus ist durch die rasche Rotation abgeplattet: In nur gut zehn Stunden dreht er sich um seine eigene Achse, allerdings kann die Saturnrotation im Gegensatz zu Jupiter nicht direkt beobachtet werden, denn die Wolkenstrukturen auf Saturn weisen in der Regel keine markanten Details auf, sondern bestehen lediglich aus zarten, kontrastarmen Bändern mit leicht unterschiedlicher Färbung.
Der Ringplanet Saturn am 2. Januar 2004 (links), 20. Dezember 2007 (Mitte) und 21. März 2009. Deutlich zu erkennen ist, dass der Blickwinkel auf das Ringsystem im Laufe der Jahre flacher wurde. Die beiden Pfeile zeigen auf zwei Lücken im Ringsystem, die relativ leicht zu beobachtende „Cassini-Teilung“ (rechter Pfeil) und die hauchdünne „Enke-Teilung“ (linker Pfeil), die erst in größeren Teleskopen bei guter Luftruhe sichtbar wird. Die beiden linken Fotos entstanden mit einem 10-Zoll-Maksutow-Cassegrain-Teleskop, das rechte mit einem 90-Zentimeter-Cassegrain-Reflektor. Verwendet wurde eine Philips ToUCam 740K Webcam (linkes Bild) bzw. eine DMK-Videokamera mit Farbfilterrad (Mitte und rechts). Für das rechte Bild wurden 2000 Einzelaufnahmen zum Endergebnis aufaddiert!
Der Saturnglobus erscheint unter einem Winkel zwischen 14“ und 20“, die Ringe zwischen 37“ und 46“, je nach Entfernung. Alle 378 Tage erreicht er die Oppositionsstellung. Das Ringsystem, das Saturn für viele Planetenbeobachter zum schönsten aller Planeten kürt, besteht aus unzähligen einzelnen Brocken, die so klein wie ein Staubkorn und so groß wie ein Einfamilienhaus sein können. Im Vergleich zum Durchmesser des Ringsystems (272.000 km) ist die Dicke mit weniger als einem Kilometer bemerkenswert niedrig.
Das Ringsystem ist in sehr viele einzelne, konzentrische Ringe gegliedert, die teilweise durch Lücken voneinander getrennt sind. Mittelgroße Teleskope zeigen bereits die „Cassini-Teilung“, große zusätzlich die „Enke-Teilung“. Die Ringebene ist gegenüber der Bahnebene um fast 27 Grad geneigt, sodass von der Erde aus gesehen während einer vollen Umlaufzeit des Saturn um die Sonne, die 29,5 Jahre dauert, der Ring zweimal genau von der Kante und zweimal bei maximalem Einblickswinkel gesehen werden kann. Die Kantenstellung wird in den Jahren 2009, 2025 und 2038 erreicht, dazwischen jeweils eine besonders vorteilhafte Sicht auf die nördliche oder südliche Ringfläche. Bei Erreichen der Kantenstellung sind die Ringe für einige Tage überhaupt nicht zu sehen.
Von den inzwischen zahlreich bekannten Saturnmonden eignen sich etwa acht für die Beobachtung mit Amateurmitteln.
Saturn in Zahlen:
Durchmesser: 116900 km
Mittlere Entfernung von der Sonne: 1432 Millionen km
Umlaufzeit um die Sonne: 29,5 Jahre
Bahnneigung gegenüber der Erdbahn: 2,5 Grad
Entfernung von der Erde: 1191 bis 1665 Millionen km
Anzahl der Monde: 60
Mittlere Dichte: 0,7 g/cm³
Uranus ist so weit von der Erde entfernt, dass er mit dem bloßen Auge praktisch nicht erkannt werden kann und erst 1781 mit einem Fernrohr entdeckt wurde. Ähnlich wie Jupiter und Saturn besteht er größtenteils aus Gas.
Sein scheinbarer Durchmesser beträgt nur 3“ bis 4“, sodass er kein besonders lohnendes Ziel für amateurastronomische Beobachtungen darstellt. Alle 370 Tage steht er in Opposition zur Sonne.
Im Fernrohr zeigt sich selbst bei hoher Vergrößerung nur ein winziges, grünliches Scheibchen ohne Strukturen. Die fünf größten Uranusmonde können bereits in mittelgroßen Amateurinstrumenten fotografisch erfasst werden.
Uranus und vier seiner Monde. Links des Planeten steht der Mond Umbriel, rechts Ariel, Titania und Oberon. Die Aufnahme wurde am 28. August 2003 mit einem 10-Zoll-Maksutow-Cassegrain-Teleskop erstellt.
Uranus in Zahlen:
Durchmesser: 51000 km
Mittlere Entfernung von der Sonne: 2884 Millionen km
Umlaufzeit um die Sonne: 84,7 Jahre
Bahnneigung gegenüber der Erdbahn: 0,75 Grad
Entfernung von der Erde: 2582 bis 3158 Millionen km
Anzahl der Monde: 27
Mittlere Dichte: 1,3 g/cm³
Neptun umrundet als letzter Planet im Sonnensystem die Sonne in einer mittleren Entfernung von 4,5 Milliarden Kilometer. Daher erscheint er nur lichtschwach und wurde erst im Jahr 1846 mithilfe eines Teleskops entdeckt. Für einen Umlauf um die Sonne benötigt er 165,5 Jahre, sodass er fast in jedem Jahr einmal seine Oppositionsstellung erreicht, nämlich alle 367,5 Tage.
Doch selbst dann beträgt der scheinbare Durchmesser des Planetenscheibchens nur magere 2,3“ – zu wenig, um Einzelheiten seiner Gasatmosphäre zu erkennen. Lohnend hingegen ist der Versuch, seinem größten Mond mit dem Namen Triton fotografisch nachzustellen.
Neptun ist das hellste Objektiv auf diesem Bild vom 17. September 2003. Rechts unterhalb des Planeten ist sein hellster Mond Triton zu sehen. Wiederum diente ein einem 10-Zoll-Maksutow-Cassegrain-Teleskop als Aufnahmeoptik.
Neptun in Zahlen:
Durchmesser: 44730 km
Mittlere Entfernung von der Sonne: 4500 Millionen km
Umlaufzeit um die Sonne: 165,5 Jahre
Bahnneigung gegenüber der Erdbahn: ca. 1,75 Grad
Entfernung von der Erde: 4300 bis 4683 Millionen km
Anzahl der Monde: 13
Mittlere Dichte: 1,7 g/cm³
Aufnahmetechnik
Wie bereits angedeutet, unterscheidet sich die Aufnahmetechnik bei Planetenfotos grundsätzlich von den in den vergangenen Tutorials der Reihe „Astro- und Himmelsfotografie“ besprochenen. Benötigt wird ein Kamerasystem, das in der Lage ist, in möglichst kurzer Zeit möglichst viele Bilder aufzunehmen, wobei die Größe des Bildsensors eine absolut untergeordnete Rolle spielt. Große Sensoren stellen sogar einen Nachteil dar, weil es nur um ein winziges Planetenscheibchen geht und ein großes Umfeld, das im Wesentlichen aus schwarzem Himmel besteht, lediglich die zu speichernden Datenmengen unnötig anwachsen lässt und die spätere Weiterverarbeitung der Bilder dadurch erschwert.
In der Tat reichen Sensoren mit einer Kantenlänge von wenigen Millimetern völlig aus, um bei noch sinnvollen Aufnahmebrennweiten einen Planeten vollständig zu erfassen. Auch die Anzahl der Pixel spielt keine Rolle, eine simple VGA-Auflösung mit 640x480 Bildpunkten ist ausreichend! Was zählt ist vielmehr die Fähigkeit der Kamera, 10, 20, 30 oder gar mehr Bilder pro Sekunde als Videodatei aufzuzeichnen. Die idealen Aufnahmegeräte für die Planetenfotografie sind daher Web-Kameras (Webcam) und digitale Videokamera-Module (keine Camcorder).
Die Webcam-Modelle Philips ToUCam 740K (links) und ihre Nachfolger bis zur SPC 900 NC (rechts) sind leider nur noch gebraucht zu erstehen. Sie verfügen über einen echten CCD-Sensor anstelle des meist üblichen CMOS-Sensors, was bei der Planetenfotografie vorteilhaft ist.
Eine Webcam ist die preiswerteste Lösung und inklusive des nötigen Zubehörs schon für etwas mehr als 100 Euro zu haben. Bevorzugt sollten Modelle mit einem echten CCD- anstelle eines CMOS-Sensors eingesetzt werden. Leider hat die Firma Philips, die bislang noch ein solches Modell anbot, die Produktion eingestellt und offeriert nunmehr ausschließlich Geräte mit CMOS-Sensor. Sollten Sie die Gelegenheit haben, eine Webcam „Philips ToUCam Pro II PCVC 840 K“ oder „Philips ToUCam SPC 900 NC“ gebraucht zu ergattern, wäre das eine gute Wahl, denn beide Modelle verfügen über einen CCD-Sensor.
Ein DMK-Videomodul des Herstellers ImagingSource liefert eine bessere Bildqualität als eine Webcam, kostet aber auch deutlich mehr. Das hier gezeigte Modell liefert nur Schwarzweißaufnahmen und wird ebenfalls über eine 1,25-Zoll-Hülse (oben) an ein Fernrohr angeschlossen.
Einsatzbereite Videokamera DMK 21AF04, die die Bilder über eine Firewire-Schnittstelle zum Rechner überträgt. Um farbige Planetenfotos damit zu gewinnen, ist zusätzlich ein Farbfilterrad mit einem Rot-, Grün- und Blaufilter installiert:
Wenn Sie eine ladenneue Kamera bevorzugen, bleibt nur noch die „Celestron NexImage CCD Kamera“ (Link) übrig, deren Innenleben dem einer Webcam entspricht, die aber bereits anschlussfertig für ein Teleskop geliefert wird.
Bei den genannten Philips-Produkten muss das Objektiv der Webcam entfernt und durch einen Fernrohradapter mit 1,25 Zoll Durchmesser ersetzt werden, sodass die Kamera anstelle eines Okulars in den Okularauszug eingeführt werden kann. Handelt es sich um ein Linsenfernrohr, kann zusätzlich der Einsatz eines IR-/UV-Filters sinnvoll sein, um Unschärfen zu verhindern.
Um eine Webcam astrotauglich zu machen, benötigen Sie einen UV-/IR-Sperrfilter (ganz links, insbesondere bei Refraktoren wichtig) sowie einen Webcam-Adapter (Mitte).
Mit einem Teppichmesser wird das Objektiv der Philips SPC 900 NC vorsichtig entfernt, denn es wird für die Planetenfotografie nicht benötigt:
Als Ersatz für das demontierte Objektiv wird der Webcam-Adapter in das Objektivgewinde eingeschraubt, um die Kamera am Okularauszug des Fernrohrs anbringen zu können.
Der Webcam-Adapter mit 1,25 Zoll Durchmesser wird anstelle eines Okulars in den Okularauszug eingeführt.
Da Webcams nicht auf maximale Qualität der Einzelbilder, sondern zur Erzeugung eines kontinuierlichen Video-Streams optimiert sind, bietet sich als Steigerung die Benutzung eines digitalen Video-Moduls an. Damit gelingt es, unkomprimierte Einzelbilder in den aufgenommenen Videos zu erhalten, allerdings auch zu einem weitaus höheren Preis. Ein empfehlenswerter Hersteller solcher Video-Module ist die Firma ImagingSource (Link).
Planetenvideos aufnehmen
Zunächst sollte die optimale Aufnahmebrennweite ermittelt werden, die von dem Auflösungsvermögen des Teleskops (also seiner Öffnung) und der Pixelgröße der Kamera abhängt. Typischerweise haben die Sensoren in Webcams Pixel mit einer Kantenlänge von etwa fünf tausendstel Millimeter. Die beste Aufnahmebrennweite ist dann erreicht, wenn das Öffnungsverhältnis etwa 1:20 beträgt, wobei großzügig gerundet werden darf.
D.h., die Brennweite sollte circa das 20-Fache der Öffnung betragen. Ist sie kürzer, kann das theoretische Auflösungsvermögen des Teleskops nicht genutzt werden. Ist sie länger, wird das Planetenscheibchen lediglich größer und lichtschwächer, ohne dass mehr Details sichtbar werden. Besonders tragisch im letzten Fall ist, dass sich die Belichtungszeit für die Einzelbilder unnötig verlängert und es schwieriger wird, Momente mit geringer Luftunruhe für scharfe Einzelbilder zu nutzen.
Beispiel: Wird ein Teleskop mit 150 Millimeter Öffnung verwendet, wäre die optimale Brennweite 150mm * 20 = 3000mm, also 3 Meter. Ist die Primärbrennweite geringer, wird sie mithilfe einer Barlow-Linse, die zwischen Teleskop und Kamera angebracht wird, auf den gewünschten Wert gebracht.
Die genaue Formel für den Nenner des besten Öffnungsverhältnisses errechnet sich, wenn Sie den Durchmesser der Pixel durch die Konstante 0,00028 dividieren. Beispiel: Die Pixel Ihrer Kamera haben eine Kantenlänge von 4 tausendstel Millimeter (= 0,004mm). 0,004 dividiert durch 0,00028 ergibt gerundet die Zahl 14, d.h., das anzustrebende Öffnungsverhältnis sollte etwa 1:14 betragen.
Das Teleskop wird nun auf den Planeten ausgerichtet und durch ein Okular geschaut. Mit der motorischen Feinbewegung der Montierung wird der Planet exakt in die Bildmitte gebracht. Nun wird das Okular entnommen und durch die Webcam ersetzt. In der Steuerungs-Software für die Kamera sollte eine lange Belichtungszeit und eine hohe Bildverstärkung (oft als „Gain“ bezeichnet) eingestellt werden, um das zu diesem Zeitpunkt noch sehr unscharfe Planetenbild auf dem Computerbildschirm zu erkennen. Das von der Kamera aufgenommene Video kann live auf dem Bildschirm verfolgt werden, sodass die Fokussierung kein großes Problem darstellt. Je schärfer das Bild wird, desto heller wird es, sodass die Belichtungszeit und die Verstärkung in Schritten zurückgefahren werden muss, um Überbelichtungen zu vermeiden.
Schalten Sie vor der Speicherung eines Planetenvideos auf jeden Fall die Tonübertragung der Kamera ab, damit die Audiodaten keine wertvolle Bandbreite verschwenden.
Bildschirmabbildungen der Software „Philips VRecord“, die mit der Philips ToUCam 740K mitgeliefert wird. Ganz links sieht man den Planeten Mars, nachdem das Okular durch die Webcam ersetzt wurde; das Bild ist noch völlig unscharf. In der Mitte ist der Zustand nach erfolgter Fokussierung zu sehen, wobei das Bild noch stark überbelichtet ist. Ganz rechts wurden die Belichtung und der Weißabgleich angepasst.
Ist der Planet erst einmal scharf auf dem Bildschirm zu sehen, geht es an die Feineinstellungen. Wichtig ist es, eine gute Balance zwischen der Belichtungszeit der Einzelbilder auf der einen, und der elektronischen Bildverstärkung auf der anderen Seite zu finden. Schalten Sie auf jeden Fall die Belichtungsautomatik der Kamera aus, um alle Einstellungen selbst vornehmen zu können. Kurze Belichtungszeiten erleichtern das „Einfrieren“ der Momente mit geringer Luftunruhe, eine hohe Bildverstärkung wiederum führt zu einem ausgeprägten Rauschen der aufgenommenen Bilder. Je nach der Helligkeit des Planeten und den Beobachtungsbedingungen bezüglich der Luftunruhe muss ein Kompromiss gefunden werden. Zu vermeiden ist in jedem Fall eine Überbelichtung, weil dadurch einige Pixel voll gesättigt werden und Bildinformationen unwiederbringlich verloren gehen. Auch eine starke Unterbelichtung ist nicht anzuraten, weil das Signal-/Rauschverhältnis dadurch ungünstiger wird.
In der Treibersoftware der Webcam sollte die Tonaufzeichnung abgeschaltet werden („Stummschaltung“). Je nach verwendetem Kameramodell kann das Aussehen des entsprechenden Dialogfeldes variieren.
Kameraregler der Philips ToUCam 740K. Wichtig ist die Abschaltung der automatischen Regelung von Weißabgleich und Belichtung. Danach können die Farbregler (oben) und die Regler für die Belichtungszeit und die Verstärkung (unten) manuell eingestellt werden.
Bildregler der Philips ToUCam 740K. Auch hier muss die vollautomatische Einstellung deaktiviert werden. Dann werden die Bildrate, die Helligkeit und der Kontrast manuell eingestellt, bis das sichtbare Bild des Planeten möglichst natürlich erscheint.
Im nächsten Schritt ist der Weißabgleich vorzunehmen. Dazu gibt es einen oder zwei Farbregler, die Sie einfach so lange verstellen, bis der Farbeindruck auf dem Bildschirm in etwa dem visuellen Eindruck am Okular entspricht.
Die letzte Entscheidung betrifft die Bildwiederholungsrate. Stellen Sie bei Webcams keinen Wert über 30 Bildern pro Sekunde ein, weil die Bilddaten dann sehr stark komprimiert werden müssen, um die anfallende Datenmenge an einen Rechner übertragen zu können, worunter wiederum die Bildqualität leidet. Zehn oder zwanzig Bilder pro Sekunde sind ausreichend.
Zeichnen Sie nun ein Video auf und wählen dazu am besten das AVI-Format. Begrenzen Sie die Länge Ihres Videos auf maximal 4-5 Minuten, damit die entstehende Datei nicht zu groß wird, was die Weiterverarbeitung erschwert. Nehmen Sie lieber mehrere, kürzere Videos nacheinander mit verschiedenen Einstellungen auf. Bei Planeten, deren Oberflächenmerkmale durch die Planetenrotation in Bewegung sind, sollte die Länge des Videos vier Minuten nicht überschreiten. Das ist der Fall bei Mars und Jupiter.
Verarbeitung der Videos
Nach dem Ende der Aufnahmen verfügen Sie über eine Video-Datei, die den Planeten zeigt. Aufgrund der Luftunruhe sind nicht alle darin enthaltenen Einzelbilder gleichmäßig scharf. Daher müssen im folgenden Schritt die scharfen Einzelbilder selektiert und passgenau ausgerichtet werden, damit sie zu einem Summenbild mit Mittelwertberechnung zusammengefasst werden können. Die Summenbildung ist notwendig, um das Bildrauschen zu reduzieren, was wiederum die Nachschärfung der Planetenaufnahme ermöglicht.
Die Selektion der schärfsten Einzelbilder ist eine ungeheure Fleißarbeit, wenn man bedenkt, dass ein 4-minütiges Planetenvideo bei zehn Bildern pro Sekunde aus 2400 Einzelbildern besteht! Glücklicherweise muss dieser Schritt nicht manuell durchgeführt werden, sondern können mit speziellen Programmen erledigt werden, die als Freeware im Internet verfügbar sind. Zwei dieser Programme sollen genannt werden:
GIOTTO (http://www.videoastronomy.org/giotto.htm) und
Registax (http://www.astronomie.be/registax/).
Im Folgenden soll die Vorgehensweise mit der Software „GIOTTO“ vorgestellt werden. Sie können die Schritte nachvollziehen, wenn Sie sich die Software herunterladen und, wie auf der genannten Webseite beschrieben, installieren. Laden Sie zusätzlich die Übungsdatei „MarsDemo.zip“ zu diesem Tutorial, die entpackt das Video „MarsDemo.avi“ enthält. Das Video besteht aus Gründen der Dateigröße aus nur 100 Einzelaufnahmen des Planeten Mars, aufgenommen am 22. August 2003 mit einem 10-Zoll-Teleskop und einer Philips Webcam.
Am besten betrachten Sie sich das Video erst einmal mit einem Media-Player. Dann werden Sie erkennen, dass die Bildqualität aufgrund der Luftunruhe stark schwankt. Hier zwei Einzelaufnahmen aus dem Video, die ein besonders unscharfes und ein ziemlich scharfes Einzelbild zeigen:
Zwei Einzelaufnahmen aus dem Übungsvideo „MarsDemo.avi“. Links ist ein aufgrund der Luftunruhe unscharfes Einzelbild zu sehen, rechts ein deutlich schärferes.
Nach dem Start von GIOTTO (Version 2.12) erscheint der folgende Bildschirm:
Startbildschirm der Freeware „GIOTTO“. Vier Bildfenster (Puffer A – D) stehen zur Verfügung.
Wählen Sie den Befehl Bildüberlagern/Überlagere Bilder automatisch… Daraufhin taucht dieses Dialogfeld auf:
Software GIOTTO: In sieben Schritten wird ein Planetenvideo zu einem fertigen Einzelbild verarbeitet.
Dort gehen Sie nun schrittweise vor und arbeiten die Punkte 1 bis 7 ab. Als Erstes möchte die Software wissen, woher die Rohbilder stammen. Klicken Sie also auf die Schaltfläche Rohbildquelle… Wählen Sie Alle Einzelbilder im AVI-File und Digicam/Webcam/Scanner/CCD-Kamera (Non Interlace) aus und bestätigen Sie mit Übernehmen:
Software GIOTTO: Auswahl der Rohbildquelle.
Punkt 2 (Rohbilder vor Überlagerung vorbehandeln?) können wir überspringen (gegebenenfalls das Häkchen aus der Auswahlbox entfernen) und zu Punkt 3 übergehen (Welche Methode zum Zentrieren?). Damit legen Sie die Methode fest, die GIOTTO anwenden soll, um die Planetenbilder passgenau übereinanderzulegen. Entscheiden Sie sich für Helligkeitsschwerpunkt suchen (helle Einzelobjekte), nachdem Sie die Schaltfläche Zentriermethode… angeklickt haben:
Software GIOTTO: Auswahl der Zentriermethode. Die Wahl „Helligkeitsschwerpunkt suchen“ liefert meist bessere Resultate als „Planetenscheibchen zentrieren“.
Bei Schritt 4, der „Subpixelgenauigkeit“ klicken Sie auf die Schaltfläche Superresolution… und entscheiden sich im entsprechenden Dialogfeld für die zweifache Auflösung (halbe Pixel) sowie für das anschließende Ausschneiden des Motivs, Bildgröße bleibt erhalten. Diese Einstellung veranlasst GIOTTO, alle Einzelbilder vor der Überlagerung auf das Doppelte zu vergrößern, wodurch die Präzision der Überlagerung gesteigert wird.
Software GIOTTO: Nach der Wahl der „zweifachen Auflösung“ kann GIOTTO mit Subpixelgenauigkeit arbeiten.
Nun wenden uns Punkt 5 zu, dem Qualitätscheck der Rohbilder. Klicken Sie auf die Schaltfläche Sortiereinstellung…, um anzugeben, wie viel Prozent der Bilder verwendet werden sollen, während der Rest verworfen wird. Da das Übungsvideo nur 100 Einzelbilder enthält, wollen wir 70 Prozent der Bilder verwenden, was mit dem Schieberegler Verwendungsrate einzustellen ist. Außerdem wichtig ist noch die Gewichtung von Schärfe und Verzerrung, die mit dem Regler Schärfe/Verzerrung definiert wird. Entscheiden Sie sich für 70% Schärfe und 30% Verzerrung.
Software GIOTTO: Die Gewichtung von Schärfe und Verzerrung sowie die Verwendungsrate muss je nach der Beschaffenheit des Planetenvideos angepasst werden. Brauchbare Vorschläge bieten die Schaltflächen in der Box „Praxisempfehlungen“.
Je nach der Beschaffenheit des vorliegenden Videos kann es nötig sein, diese Werte zu verändern. Videos, die bei unruhiger Luft aufgenommen wurden, enthalten nur wenige scharfe Einzelbilder, dann sollte die Verwendungsrate drastisch reduziert werden. Sorgte die Luftunruhe außerdem für viele verzerrte Planetenabbildungen, ist der Verzerrung mehr, der Schärfe dafür weniger Priorität einzuräumen. Die Regler werden auf definierte, vorgeschlagene Positionen bewegt, wenn Sie im Dialogfeld die Schaltflächen unterhalb der gegebenen „Praxisempfehlungen“ anklicken.
Weiter geht es mit Punkt 6: Wie soll das Ergebnis ermittelt werden?. Klicken der Schaltfläche Ergebnissetup… führt in einen entsprechenden Dialog, in dem Mitteln anzuwählen ist. Mitteln steht für eine arithmetische Durchschnittsberechnung der selektierten und zentrierten Frames:
Software GIOTTO: Nach der Selektion der schärfsten Einzelbilder und dem Ausrichten sollen die Planetenbilder gemittelt werden.
Punkt 7 kann wiederum ausgelassen werden, sodass nun die Schaltfläche Weiter… zu betätigen ist. Steht sie einmal nicht zur Verfügung, kann das Anklicken des Knopfes Vorige Einstellung übernehmen das Problem lösen.
Nach dem Start der Prozedur wird das Programm zunächst die Auswahl der Video-Datei verlangen (in unserem Fall „MarsDemo.avi“) und dann einige Zeit mit Rechnen beschäftigt ein, wobei der Fortschritt als Prozentzahl angezeigt wird.
Software GIOTTO: Auswahl des Planetenvideos.
Software GIOTTO: Die Videobearbeitung nimmt je nach Zahl der zu verarbeitenden Einzelbilder eine gewisse Rechenzeit in Anspruch. Währenddessen gibt GIOTTO Statusmeldungen aus (Pfeile).
Nach getaner Arbeit erscheint das Ergebnis in dem Fenster „Puffer A mit Summenbild“.
Software GIOTTO: Anzeige des Summenbildes.
Zunächst sieht dieses Bild unschärfer aus als ein scharfes Einzelbild aus dem Video, aber das elektronische Bildrauschen ist wesentlich geringer. Das wiederum versetzt uns in die Lage, Schärfungsfilter anzuwenden. Das wollen wir versuchen und wählen in GIOTTO dazu den Befehl Bearbeiten/Schärfen und Filtern… In dem erscheinenden Dialogfeld wählen Sie bitte die Registerkarte Nur Schärfen aus, stellen die in der folgenden Abbildung zu erkennenden Parameter ein und wählen als Ziel den Puffer B. Das Vorschaufenster wird, wenn Sie einen Parameter der Schärfung verändern, erst nach einer relativ langen Wartezeit aktualisiert, die für die Berechnung des Vorschaubildes benötigt wird.
Software GIOTTO: Die Nachschärfung des Summenbildes muss mit vielen Parametern feinfühlig gesteuert werden, um eine Überschärfung zu vermeiden, die unerwünschte Artefakte entstehen lässt. Das Vorschaubild erleichtert diese Arbeit enorm.
Mit der Schaltfläche Bearbeiten starten Sie die Schärfungsroutine, deren Ergebnis danach im Fenster „Puffer B“ angezeigt wird.
Software GIOTTO: Anzeige des geschärften Summenbildes in Puffer B.
Vergewissern Sie sich vor dem Abspeichern, ob die Einstellungen der Grafikformate stimmen. Dazu wählen Sie in GIOTTO den Befehl Datei/Grafikformate… und stellen in der Rubrik TIFF die Optionen Unkomprimiert und 16 Bit ein:
Software GIOTTO: Konfiguration der Grafikformate. Nur TIFF und FITS arbeiten verlustfrei, was wichtig ist, wenn das Planetenfoto mit einer anderen Software weiterbearbeitet werden soll.
Mit dem Befehl Datei/Bild speichern… können Sie die Inhalte der vier Dateifenster separat speichern, am besten in einem verlustfreien Format (z.B. TIFF).
Software GIOTTO: Speicherung des geschärften Summenbildes im TIFF-Format.
Auf Wunsch oder bei Bedarf können Sie ein solches Bild im TIFF-Format dann in einem anderen Bildbearbeitungsprogramm öffnen, um letzte Bearbeitungsschritte vorzunehmen.
Fertiges Marsbild aus der Übungsdatei „MarsDemo.avi“, nachdem in Adobe Photoshop geringfügige Anpassungen von Ausrichtung, Gradation und Farbgebung vorgenommen wurden.
Tubus des 10-Zoll-Maksutow-Cassegrain-Teleskops, mit dem viele der Planetenfotos dieses Tutorials erstellt worden sind. Als Größenvergleich ist eine Canon EOS 1D mit abgebildet:
Hinweis in eigener Sache: Alle verwendeten Bildbeispiele entstanden auf die im Tutorial beschriebene Art und Weise.
Einzige Ausnahme: Das Titelbild ist eine Fotomontage aus selbst erstellen Planetenaufnahmen.
Weiter geht es mit Teil 15: „Kalibrierung: Hellfeld- und Dunkelbilder aufnehmen“
