Hallo Herr Fremerey,
> Eine beliebige Verkürzung der Belichtungszeiten bringt selbstverständlich keinen Vorteil, wenn Objekte aufgrund von Luftschlieren mehrfach abgebildet werden.
Diesen Effekt hatte ich tatsächlich noch gar nicht betrachtet. Aber er ist in der Tat zu beobachten. Wenn man allerdings ein größeres Teleskop nutzt, bedeutet eine Einzelaufnahme bei solch kurzer Belichtungszeit und durchschnittlichem Seeing bei 2" bis 3" nicht nur doppeltes Bild, sondern immer ein sehr kompliziertes Interferogramm. Ein solches Bild hatte ich vor einiger Zeit hier schon einmal eingestellt. Es wurde seinerzeit mit dem 1m Cassegrain am Hohe List aufgenommen. Das Doppelbild rührt hier vom ungleich hellen Doppelstern her. Die Mehrfachstruktur von der Wellenfront Deformation der Luftunruhe.
Das Signal-Rauschen findet hier eine Grenze, weil hier die Poisson Statistik der Lichtquanten die Information begrenzt. Da die Grenzhelligkeit also durch die Anzahl der Lichtquanten pro Aufnahme begrenzt ist und nicht durch die Fläche, diskutierte man eine Weile, wieviele Lichtquanten überhaupt erforderlich sein würden, um überhaupt noch ein Bild mit der Speckle Interferometrie zu rekonstruieren. Bei der Autokorrelation wird das Bild einmal mit sich selbst, bei der bildgebenden Tripel-Korrelation zweimal mit sich selbst verglichen. Daher haben die Mindestwerte von 2 bzw. 3 Lichtquanten im photonenverrauschten Grenzfall akademische Bedeutung.
In der Praxis begrenzt bei diesen Belichtungszeiten nämlich vorrangig das Ausleserauschen der Detektoren dramatisch die Grenzhelligkeit. Neben den drei Lichtquanten verteilt auf die Gesamtfläche dieses Interferogramms treten nun auch noch die Rauschelektronen der Elektronik in den Vordergrund. Diese sind bei solchen Belichtungszeiten rasch in der Mehrzahl. Daher ist die Reichweite mit direkten CCD Aufnahmen und dem 1m Teleskop begrenzt gewesen auf etwa die 8. Magnitude. Das kann man sich problemlos vor Augen halten, wenn man die Anzahl der Pixel (=Fläche) abzählt, auf die der Doppelstern in meiner Beispielaufnahme verteilt ist. Hat also ein CCD ein Ausleserauschen von nur 1 e- pro Pixel, dann setzt ein Signal-Rauschverhältnis von Eins über diese Fläche, die in meinem Beispiel bereits mehr als 1.000 Pixel in der Fläche entspricht, voraus, dass man ebenso viele Photoelektronen in der Aufnahme vorfindet. Ein Stern der 13. Magnitude ergibt im V etwa 10.000 Counts mit einem Achtzöller. Ein Stern oberhalb der 10. Magnitude stellt also selbst mit einem 1m Teleskop die Grenze dar - selbst für eine sehr gute CCD Kamera, bei der man ein Ausleserauschen von ca. 8e- nachweisen kann.
Eine serienmäßige DSLR besitzt inzwischen übrigens ähnliche Rauschwerte, wie die besten Amateur CCD Systeme.
> Das sehe ich in der Tat noch ein wenig anders. Zwar wird beim "Aufblenden" auch das Licht des Himmelshintergrunds angehoben, aber das Licht eines Sterns wird doch - anders als das diffuse Hintergrundlicht - beim Aufblenden in eine kleinere Beugungsfigur und somit auf eine kleinere Fläche konzentriert.
Dieser Fall ist nur solange gültig, bis die Auflösung des Teleskops den Durchmesser des Seeings erreicht hat. In der Praxis entspricht die resultierende Seeing Disk von 2-3" einem Teleskop mit ca. 4-10 cm Öffnung. Danach bleibt die beleuchtete Fläche des Sterns ohne weitere Maßnahmen immer gleich, also durch die Seeing-Disk begrenzt - gleich wie groß man die Öffnung nun gewählt hat. Ein Amateurteleskop hat in der Regel bereits eine größere Öffnung als dieser Grenzfall. Siehe obige Abbildung.
Dieser Grenzfall ist daher zunächst nur von akademischer Bedeutung. Jede Maßnahme, die hilft, das Sternlicht auf eine kleinere Fläche zu konzentrieren ist daher wesentlich. Daher bieten erst Techniken wie aktive Optik nicht nur eine bessere Auflösung, sondern eine verbesserte Reichweite. Das ist der Grund, warum man diesen Aufwand überhaupt betreibt. Und es sind bislang die einzigen Verfahren, mit denen man tatsächlich vom Boden aus bessere Teleskopreichweiten bei vergleichbaren Belichtungszeiten erreicht. Das findet man auch bestätigt, wenn man Ergebnisse der Profis untereinander vergleicht. Teleskope mit aktiver Optik bieten besseres (künstlich verringertes) Seeing und kommen bei einer Stunde Belichtungszeit auf eine grenzhelligkeit um die 24. Magnitude. Während man mit konventionellen Teleskopen bei vergleichbaren Belichtungszeiten bestenfalls auf die 20.-21. Magnitude kommt. Dies gilt jedoch nur in Bezug auf Punktlichtquellen, Einzelsterne wohl bemerkt. Denn die Grenzgröße für flächenhafte Objekte bleibt weiterhin begrenzt durch den Himmelsuntergrund.
Die 20. Magnitude als Grenze in einer Amateuraufnahme ist also nicht der geringeren Öffnung eines Amateurteleskops geschuldet, sondern einem schlechteren Seeing gegenüber einem Großteleskop mit aktiver Optik. Wenn man, wie ich schon viele solcher Bildserien mit Sternhaufen durchmustert hat, wird man hier im Vergleich von Einzelaufnahmen einer Belichtungsserie ebenfalls zu diesem Ergebnis kommen. Schärfere Einzelbilder zeigen mehr und vor allem schwächere Sterne, als solche, die zeitweilig schlechteres Seeing repräsentieren.
Insoweit stimme ich zu.
Viele Grüße
Thilo Bauer
7-mal bearbeitet. Zuletzt am 17.01.13 21:46.
