Mehr Genauigkeit
Natürlich wird man versuchen, pixelgenau zu messen. Bei meinem bevorzugten Setup beträgt die Brennweite 2058 mm; ein Pixel am Kamerasensor der EOS 1000D entspricht damit einem Winkel von 0,56 Bogensekunden. Nur zum Vergleich: Unter diesem Winkel erscheint eine 5 mm kleine Erbse in 1836 Metern Distanz!
Eine derartige Auflösung lohnt speziell bei der Erfassung der stellaren Eigenbewegung bzw. der Doppelstern-Bewegung.
Um besonders hohe Genauigkeiten zu erzielen, kann man ...
- eine möglichst hohe Brennweite bei der Aufnahme wählen
- Kameras mit besonders kleinen Pixeln verwenden
- Nächte mit geringer Luftunruhe vorziehen
- etliche Aufnahmen machen, ausmessen und dann mitteln
- eine einzige Aufnahme mehrmals ausmessen und mitteln
- ein Summenbild aus vielen Aufnahmen mehrfach ausmessen und mitteln
Brennweite
Doppelte Brennweite bedeutet doppelte Auflösung - zumindest theoretisch. In der Praxis können lange Brennweiten zu deutlicheren Nachführungsfehlern, zu Schwierigkeiten beim Scharfstellen und zu mehr Problemen mit der Luftunruhe führen.
Außerdem nimmt die Fläche des Bildfelds rasch ab. Wer die Brennweite verdoppelt, reduziert das Bildfeld auf ein Viertel.
Daher sinkt auch die Chance, noch genügend Anhaltssterne zu finden, zumindest statistisch um drei Viertel.
Hier muss man also nach einem günstigen Kompromiss suchen.
Die Lichtsammelleistung des Teleskops ist von seiner Brennweite theoretisch unabhängig, sofern wir uns auf punktförmige Objekte (Sterne, Kleinplaneten) beschränken. Sie hängt in diesem Fall bloß vom Objektivdurchmesser ab: Doppelter Durchmesser ist vierfache Lichtleistung.
Bei flächigen Objekten müssten wir hingegen aufs Öffnungsverhältnis achten: Objektivdurchmesser dividiert durch Brennweite. Der Kehrwert dieser Division liefert die aus der Alltagsfotografie bekannte Blendenzahl.
Pixelgröße
Je kleiner die einzelnen Pixel am Sensor, desto größer die Auflösung. Heutige Kameras sollen Pixelgrößen zwischen 1,7 und 6,5 Mikrometer besitzen. Bei meiner Canon EOS 1000D sind es laut Hersteller 5,6 Mikrometer; bei meiner Celestron NexImage 5 hingegen nur 2,2 Mikrometer.
Allerdings fangen kleinere Pixel auch weniger Licht ein als große. Auch in ein Schnapsglas fallen ja innerhalb von 10 Sekunden weniger Regentropfen als in einen Bierkrug.
Ein halb so kleines Pixel bekommt nur noch ein Viertel der Photonen ab.
Da hilft es dann nur, die ISO-Zahl hochzudrehen. Man erkauft die höhere Auflösung also letztlich mit stärkerem Rauschen.
An sich wäre das Rauschen bei der Astrometrie ja nicht das schlimmste Problem. Allerdings reagieren manche Ausmessprogramme sehr empfindlich darauf. Sie verwechseln die helleren Pixeln offenbar mit Sternen. Letztlich hilft nur Ausprobieren weiter - wobei Typ und Helligkeit des zu astrometrierenden Objekts durchaus unterschiedliche Idealkombinationen aus Brennweite und Pixelgröße bedingen können.
Seeing
Unruhige Luft lässt Objekte chaotisch um ihren mittleren Ort herumtanzen, wie ein Blick durchs stark vergrößernde Teleskop lehrt. Für genaue astrometrische Messungen ist ruhige Luft entsprechend wichtig. Astronomen sprechen vom "Seeing". Je niedriger sein Wert, desto besser. Wir werden Seeing-Werte von 1" (1 Bogensekunde) anstreben.
Hier erhalten Sie detaillierte Seeing-Prognosen von meteoblue, wobei Sie sogar Ihre genauen Koodinaten (Breite und Länge in Kommaschreibweise) eintippen können!
Mittelwert & Abweichung
Ich messe ein Foto oder mehrere Fotos z.B. mit dem All Sky Plate Solver aus: und zwar zehnmal. Dann kopiere ich den resultierenden Messsatz (in Dezimalgraden) in ein entsprechend gestaltetes Excel-Blatt. Es trennt die Rektaszension und die Deklination, berechnet die Mittelwerte und die Abweichungen vom Mittelwert.
Ausmessungen, die um eine definierbare Fehlertoleranz über oder unter dem Mittelwert liegen, werden automatisch aussortiert. Der dann berechnete neue Mittelwert gilt als Ergebnis der Ausmessung.
Auswählen & Stacken
Wer auf besonders hohe Genauigkeit wert legt, kann freilich auch hier die Vorzüge der - aufwendigeren - Deep Sky Fotografie nützen: In diesem Fall verwendet man das RAW-Format, schießt etliche Lightframes, Darkframes, Bias-Aufnahmen und Flatframes.
Die Aufnahmen werden dann mit dem Deep Sky Stacker (DSS) gestackt, wobei man die Software anweist, z.B. nur die besten 60 % der Aufnahmen auszuwählen.
So werden Störungen durch die Luftunruhe gemindert; diese können zu Abweichungen im Winkelsekundenbereich führen.
Das resultierende Summenbild wird als FITs-Datei ("32 Bit/K, -rational") gespeichert und dann (z.B. mit dem All Sky Plate Solver oder mit Plate Solve) ausgemssen - einmal oder besser mehrmals.
Ein stolzes Beispiel
Am 17.5.2017 schoss ich 50 Aufnahmen des Quasars 2C273 (Distanz: 2,4 Milliarden Lichtjahre): Belichtungszeit je 15 sec bei ISO 1600, Brennweite 2050 mm, f/10). Ebenso die nötigen Darks, Bias-Aufnahmen und Flats. Die Software DSS wählte die besten 80% der Aufnahmen.
Das Summenbild wurde mit dem ASPS astrometriert. Das Ergebnis aus 10 Vermessungen dieses Summenbilds (J2000):
RA 12h29'06,69293'' (12h29‘06.69512")
DE 02°03'08,6934'' (+02°03‘08.6628“)
Mathematische Abweichung vom Mittelwert: 0,17"
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