... das Projekt

Dies Projekt entstand aus einer Diskussion mit Arthur von Känel. Er zeigte mir seine Astrofotografien und schilderte sein Problem der Sternspuren, welche deutlich länger waren, als es die Qualität des Objektivs, der Montierung oder die Luftunruhe erwarten liessen. Er wies darauf hin, dass dies wahrscheinlich mit der von der Zenitdistanz abhängigen Variation der Refraktion zu tun hat. Es zeigte sich, dass die Sternspuren auch durch die Ausrichtung der Stundenachse beeinflusst werden und so befassten wir uns im Sommer 2001 zuerst mit dieser Problematik.

Die Recherche förderte anfänglich nicht viel mehr als die bekannte Methode gemäss J. Scheiner (star drift alignment method) zu Tage. Mit dieser Methode gelang es das besagte Teleskop auf etwa vier Bogenminuten genau auf den Himmelspol auszurichten. Dies ist, wie es sich später herausstellte, gemessen an der geforderten Präzision natürlich völlig ungenügend.

In den verschiedenen Bücher über die Astrofotografie war immer wieder ein Hinweis auf einen gewissen E.S. King und seine fotografische Methode zu finden. Oft war ein kleiner Abschnitt enthalten mit einer schematischen Abbildung, wie die Sternspuren am Pol aussehen und einer Erklärung, wie die Stundenachse verschoben werden muss.

Eine erste Anleitung für Methode gemäss E.S. King fand ich in einem Artikel von Luc Dettwiller et. al aus dem Jahre 1992. Damit konnten wir die erste Polaufnahme auswerten und die Stundenachse entsprechend verstellen. Dies gelang uns im dritten Durchgang Anfangs Oktober 2001 mit einer Genauigkeit von 10 Bogensekunden. Erste Fotografien zeigten unzweideutig, dass die Sterne bis in die Ecken nahezu punktsymmetrisch waren.

Eigentlich wollte ich zu diesem Vorgang lediglich eine detaillierte Anleitung schreiben, welche so ca. zwanzig Seiten Umfang haben sollte. Im Sommer 2001 plante ich einen einjährigen Unterbruch meiner beruflichen Tätigkeit und hatte deswegen etwas mehr Zeit in die Tiefe zu gehen. Im Herbst 2001 fand ich E.S. Kings originalen Artikel Forms of images in stellar photography aus dem Jahre 1902 und nach der Lektüre stellte es sich bald heraus, dass mit der Ausrichtung der Stundenachse wahrscheinlich noch nicht alles getan war. E.S. King stellte fest, wie andere vor ihm auch schon, dass es besser sei, die Stundenachse nicht auf den Himmelspol, sondern auf den scheinbaren, d.h. den durch die Refraktion angehobenen Pol, auszurichten. Damit werden die Spurlängen der Sternabbildungen kürzer.

Ein weiteres Indiz für diese Vermutung, dass die Effekte der Atmosphäre kompensiert werden können, fand ich in der Einleitung zu A.V. Filippenkos Artikel The importance of atmospheric differential refraction in spectrophotometry worin er schrieb:

"The purpose of this paper is to remind spectroscopists of the large effects of atmospheric dispersion and to present convenient tables and graphs (...) of optimal slit orientation as a function of the object position in the sky".

Nun war es ziemlich klar, die Refraktion und die Dispersion der Atmosphäre hinterlassen auf einer Astrofotografie deutlich ihre Handschrift. Auch wenn die (wissenschaftlichen) Konsequenzen nicht ganz so dramatisch ausfallen wie im Falle der Spektroskopie.

Ich recherchierte weiter in der mir zugänglichen Literatur und realisierte, dass das Thema umfangreich ist und in den Bücher über die Astrofotografie der vergangenen Jahre nur unzureichend beschrieben wurde. In den Archiven der News Groups über Astrofotografie konnte ich zudem nachlesen, dass das Wissen um die Effekte sehr gering war und die konkreten Probleme meist nur qualitativ behandelt wurden.

So entstand die Idee selber ein Manuskript zu diesem Thema zu verfassen. Diese Arbeit konnte ich im September 2003 im wesentlichen abschliessen. Da diese Effekte mit Worten alleine nur schwer zu beschreiben sind, programmierte ich Anfangs 2002 eine Simulation, deren Resultat ein Bild ist, so wie es in der Fokalebene eines beugungsbegrenzten Teleskops entsteht. Mit diesem Programm konnte ich nun die Auswirkungen eingehend studieren. Für dieses Manuskript fertigte ich Abbildungen an, welche einer kumulierten reinen Beobachtungszeit von ca. 1200 Stunden entsprechen. Das sind 150 Beobachtungsnächte zu 8 Stunden. Unter realen mitteleuropäischen Bedingungen wäre dies ein Beobachtungsprogramm, welches sich über drei bis vier Jahre erstreckt. Dieses Programm schrumpfte auf ca. 30 Stunden reine Rechenzeit.

... meine Person

Ich studierte Physik, Mathematik und Astronomie an der Universität Basel und promovierte 1993 auf dem Gebiet der experimentellen Teilchenphysik mit dem Thema: Untersuchung zur π+ Absorption im Fluge an 3He mit dem "Large Acceptance Detector System". Das Experiment hiess LADS und wurde am Paul Scherrer Institute durchgeführt.

Ich begann mich anfangs der siebziger Jahre für Astronomie zu interessieren und kaufte mir 1974 ein oranges Celstron 8, welches einen azimutal montierten Newton von 15 cm Durchmesser ersetzte. Dieses Gerät, es ist bis heute mein Arbeitspferd geblieben, bot eine ganze Reihe von Herausforderungen. Nach den ersten visuellen Beobachtungen wollte ich fotografieren, was natürlich eher schlecht als recht gelang, da dieses Teleskop nicht wirklich für die Astrofotografie konzipiert war. So verschwand mein Teleskop, bis auf wenige Momente, in der Versenkung. In den neunziger Jahren fand ich auf dem Balkon unserer Wohnung einen "definitiven" Aufstellungsort. In der Zwischenzeit waren meine mathematischen Kenntnisse etwas gereift, so dass ich mich erstmals mit der Ausrichtung der Stundenachse ohne Sicht auf die Polregion befasste. Ausgerüstet mit einer Landkarte im Massstab 1:25000 und etwas sphärischer Geometrie konnte ich die Stundenachse mit einer Genauigkeit von 0.1^o in beiden Richtungen positionieren.

Da das Teleskop nun "fest" aufgestellt ist, beobachte ich häufiger auch mit einer Webcam, damit ist es möglich, z.B. Planeten, ohne grossen Aufwand festzuhalten.

Abbildung 1: Mars im Infrarotlicht (Wellenlängenbereich ca. 700 - 850 nm). Einzelbild aufgenommen mit dem Celestron 8, einer ToUCam 740k und einem IR-Filter am 3. November 2003 um 18:31 Uhr. Der Durchmesser des Mars ist ca. 14 Bogensekunden, Norden ist oben, Osten links. Links Rohbild, Mitte Dispersionskorrektur und rechts unscharf maskiert.

Abbildung 2: Titelbild des Werkkatalogs.

Kommentare, Fragen, Korrekturen: markus.wildi@one-arcsec.org

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