Erreichbarkeit von großer fotograph. Tiefe

Servus Sternfreunde

Nun habe ich mir das Ganze mal durchgelesen, aber so ganz leuchtet mir das nicht ein.
Bleiben wir mal bei dem 80er f6 zu dem 240er f6.

Nun hat nach meinem Verständnis der 240er eine Lichtsammelfläche, die gerundet 9x größer als die des 80ers ist. Nun wissen wir, dass Sterne mit 1 Größenklasse Unterschied zueinander 2,512x heller oder dunkler sind. Für mich würde das aber bedeuten, wenn ich 2 APOs habe, wo einer die 2,512 fache Fläche zum anderen hat, dieser bei gleicher Austrittspupille exakt 1 Größenklasse mehr oder weniger zeigt.
Am Beispiel des 80er APOS heißt das, ich brauche einen 126,8mm APO, dann sehe ich bei gleicher AP genau 1mag tiefer.

Aus eigener visueller Beobachtung weiß ich, dass ein 10“-Newton zu einem 80mm APO bei gleicher Austrittspupille ca. 2mag schwächere Sterne zeigt.

Ich verwende bisher immer die Formel 2,5*log (A1/A2) um Geräte direkt miteinander zu vergleichen. Rechne ich das nun auf den 80er APO und dem 240er APO, so komme ich auf einen Unterschied von 2,39mag, was mir persönlich sehr plausibel erscheint.

Setzte ich nun eine CCD-Kamera an diese beiden Teleskope und verwende zudem auch bei beiden Teleskopen denselben Abbildungsmaßstab (Bogensekunden pro Pixel), so hat bei gleicher Belichtungszeit der 240er (nach meinem dafürhalten) immer um 2,39mag die Nase vorn.
Um denselben Sprung (zwischen 80er und 240er) nochmals zu machen, brauche ich dann schon einen APO mit 720mm Durchmesser und von dort nochmals denselben Sprung, dann brauche ich schon 2,16m! Durchmesser.

So, kann aber auch sein, dass ich mich irre, dann wäre ich froh, wenn mich jemand aufklären könnte!

Derweilen liebe Grüße
tom

Hallo Tom,
der 80/F6 und der 260/F6 haben eben nicht den gleichen Abbildungsmaßstab, die Brennweite des ersten ist 480mm und die des zweiten ist 1560mm. Wenn das Seeing die Spotgröße bestimmt, ist der Sternspot des großen Apos auf der CCD 3,25 mal so groß. Deshalb konzentriert der kleine Apo seine zwar geringere Lichtsammelleistung auf eine 3,25^2=10,6 mal kleinere Fläche. Das Licht wird nicht auf so viele Pixel verschmiert und die SNR wird dadurch bei dem kleinen APO im Vergleich zum großen besser. Ist auch unter einem "angepassten Sampling" als Prinzip verstanden. Lange Brennweite brauch größere Pixel.
Gruß Tino

Vielleicht auch nochmal eine Bemerkung zur Spotgröße. Diese entspricht bei beugungsbegrenzt recht genau der F-Zahl, also ein F/6 Teleskop hat einen 6um Spot. Die Brennweite und der Abbildungsmaßstab sind hier irrelevant. Dies gilt aber nicht mehr, wenn das Seeing der begrenzende Faktor ist, dann bestimmt die Seeing-Winkelauflösung (bspw. 3") die Spotgröße und zwar unter Beachtung des Abbildungsmaßstabs und der Brennweite.
Gruß Tino

Servus Tino

Stimmt, deswegen habe ich ja geschrieben, dass beide Kameras denselben Abbildungsmaßstab in Bogensekunden pro Pixel haben sollten.

lg
tom

Hallo zusammen,

ich denke hier gehen zwei Dinge durcheinander und will versuchen etwas Klarheit zu schaffen:

1. Sobald die Grenzgröße durch das Seeing, und damit dem Verhältnis von Signal zu Rauschen (SN) begrenzt wird, skaliert sie nicht mehr mit der Fläche des Teleskops also D^2 sondern nur mit dem Durchmesser D, in Magnituden 2.5 D, statt 5 D. Dies gilt visuell, fotografisch (analoger Film, Platte) und sollte auch für eine perfekte CCD gelten.

2. Tino bringt einen weiteren Aspekt ins Spiel, die Pixelgröße im Verhältnis zum Spot eines Sterns. Der Spot sollte nicht kleiner als ein Pixel sein, andernfalls sammelt man vom Himmelshintergrund mehr Licht als notwendig auf und verliert an Grenzgröße. Wenn der Spot bei großen und/oder langbrennweitigen Teleskopen naturgemäß größer als ein Pixel wird, verteilt sich das Licht auf mehrere Pixel. Dies ist meiner Meinung nach aber nur störend, wenn das Signal-Rauschverhältnis durch Ausleserauschen oder Dunkelstrom des Detektors wesentlich verschlechtert wird. Zur Erinnerung, bei der analogen Fotografie benötigte man lange Brennweite um die schwächsten Sterne zu belichten, erst die lange Brennweite erlaubt lange Belichtungszeit.

3. Ich habe mir die Zahlen nochmal genau angeschaut, mein Eindruck: Im konkreten Fall wird beim 260 mm f/6 und noch viel ausgeprägter beim C9.25 mit f/10 durch das Ausleserauschen mit 12 Elektronen das SN Verhältnis und damit die Grenzgröße deutlich (0,4 mag bei 260 mm, ca 1.0 mag beim C9.25) gegenüber dem Wert mit einem perfekten Detektor reduziert. Belichtet man aber länger und liest seltener aus, also statt 60 mal 1 Minute 6 mal 10 Minuten, dann spielt das Ausleserauschen kaum noch eine Rolle, vergleichbar dem Dunkelstrom. Beim 80 mm Gerät bringt dies keinen Vorteil, da spielt das Ausleserauschen eine untergeordnete Rolle. So betrieben sollte auch der recht lichtschwache C9.25 die Grenzgröße erreichen, die man auf Grund seiner Öffnung erwarten darf. Fazit: Teleskop und Detektor sollten zueinander passen bzw. ein angepasster Betriebsmodus gesucht werden.

4. Die zu erwartende Grenzgröße kann man mit der weiter oben angegeben Formel als grobe Orientierung abschätzen, sie gibt einen Anhaltspunkt was man erwarten darf, wenn man Öffnung, Belichtungszeit, Seeing und Himmelshelligkeit ändert. Ob man die Werte auch tatsächlich erreicht hängt von den Details der CCD ab, dafür benötigt man ein Excel-Sheet wie Tino es erstellt hat.

Tino, stimmst du dem so zu?

Beste Grüße

Thomas

Hallo Tom, hallo Thomas,
wenn der Abbildungsmaßstab bezogen auf den Pixel gleich bleiben soll, braucht man 3 mal so große Pixel beim 260mm/F6 Apo. Dann sind die Verhältnisse fast wieder so, wie du oben geschrieben hast, aber nur wenn der Himmelshintergrund sich noch nicht auswirkt. Wenn sich die Grenzgröße in der Größenordnung des Himmelshintergrundes bewegt, wird der Anstieg flacher, da der Hintergrund sich belichtungszeitabhängig auf das SNR auswirkt. Bis dahin ist nur das konstante Ausleserauschen relevant. Dh. bei kurzen Belichtungen ist der Abstand kleiner zu großer Apo recht genau das Lichtsammelverhältnis der beiden, wie du oben beschrieben hast. Bei langen Belichtungen wird der Abstand immer kleiner. Und Visuell ist ziemlich genau der Fall der kurzen Belichtung.

Und Thomas, ich denke das ist ziemlich der Kern der Berechnungen. Nimm eine Kamera und ein Teleskop bei gegebenen Himmelsbedingungen und berechne die zu erwartenden Eigenschaften des Belichtungsergebnisses. Jetzt kann man bspw. das Teleskop tauschen und vernünftig abschätzen, was bei den gegebenen Bedingungen besser wird, oder was eben nicht.

Lg Tino

Hallo Andreas,
ich hatte die letzten Woche nicht so viel Zeit und Muße, aber die Tabelle ist soweit fertig und auch vernünftig bedienbar. Ich werde diesbezüglich einen neuen Thread aufmachen und dort versuchen ein paar kleine Erklärungen und Diskussionen zu kanalisieren. Es gibt auch noch eine kleine Baustelle oder besser ein Ziel, und zwar die Detektierbarkeit der Flächenhelligkeit von ausgedehnten Objekten sinnvoll einzuschätzen. Hier sind nämlich nur die einzelnen Pixel relevant und nicht wie gut die Größe des Spots zur Abbildung eines Sterns ist.
Gruß Tino

Hallo Andreas,
ich habe es mal kurz überflogen und in die Excel-Tabelle eingegeben. Ich denke das mit mag24 kommt schon gut hin. Die Berechnung sagt mit 18u Pixeln, 3650mm Brennweite, 355mm Apertur, 21mag/s^2 Sky, und 2" Seeing ist man nach 10min bei 23,2mag, nach 4x10min bei 23,9mag und nach 12x10min bei 24,5mag.
Hier nochmal die Tabelle mit dem Beispiel (<s>Spalte</s> Zeile 22 und 23)
https://drive.google.com/open?…KUoQvkS0spo_tDuXrUHA-0KFK
Gruß Tino

Hallo Andreas,
ich vermute mal ganz stark, dass die 18um Pixelgröße sich aus einem 2x2Binning ergibt. Dh. man kann ja bei den meisten CCDs auf Sensorebene mehrere aneinandergrenzende Pixel zu einem "virtuellen" Superpixel zusammenfassen. Dadurch kann man recht bequem das Sampling, also die "/Pixel anpassen und praktisch hat ja das von ihm verwendete Teleskop eine recht lange Brennweite von ~3,5m, wozu die 18um Pixel bei normalen Seeing besser passen.
Gruß Tino