Astronomie-Glossar

Katalog von 86 planetarischen Nebeln, 1966 von George Abell angelegt. Diese Objekte sind sehr schwach, und man hebt sie sich für das Ende des Wegs auf. Derselbe Autor hat einen zweiten Katalog veröffentlicht, der den Galaxienhaufen gewidmet ist.

Das Instrument betrachtet die Sterne vor sich und erkennt sie wieder. Daraus leitet es ab, in welche Richtung es zeigt. An einem Smart-Teleskop läuft das automatisch und dauert wenige Sekunden.

Siehe auch Résolution astrométrique

Kugel aus mehreren hunderttausend sehr alten Sternen. Sie läuft um eine Galaxie. Die Milchstraße zählt etwa 160 davon.

Gruppe junger Sterne, gemeinsam geboren und noch wenig gedrängt. Sie zählt einige Dutzend bis einige Tausend. Rund 1.100 sind in unserer Galaxie erfasst. Die Plejaden sind das bekannteste Beispiel.

Farbiger Schein in einer Ecke des Bildes, von der Wärme der Sensorelektronik erzeugt. Er wächst mit der Belichtungsdauer und der Temperatur. Neuere Sensoren erzeugen wenig davon, und das Dark entfernt ihn.

Siehe auch Capteur CMOS Dark (image de)

Die Strecke, die das Licht in einem Jahr zurücklegt. Sie dient dazu, die Entfernung der Objekte des Deep Sky anzugeben. Ein Objekt in tausend Lichtjahren Entfernung zu sehen heißt, es so zu sehen, wie es vor tausend Jahren war.

Quelle: Jacques Gispert, Association Andromède, lexique d'astronomia.fr

Siehe auch Ciel profond

Die erste der beiden Koordinaten, die ein Objekt am Himmel verorten. Sie entspricht der geografischen Länge, auf den Himmel projiziert. Sie wird in Stunden, Minuten und Sekunden gezählt, von 0 bis 24 h.

Quelle: Jacques Gispert, Association Andromède, lexique d'astronomia.fr

Siehe auch Déclinaison

Montierung, die sich von oben nach unten und von links nach rechts bewegt. Sie ist einfach und kompakt. Doch sie lässt das Feld im Lauf der Nacht rotieren. Die Einzelbelichtungen müssen daher kurz bleiben.

Siehe auch Équatoriale (monture) Rotation de champ

Englischer Name des Offsetbildes, für genau denselben Gegenstand. Das Wort ist auch im Deutschen im Umlauf, weil die Bearbeitungsprogramme englisch sind und diese Belichtungsreihe so nennen. Ein zweiter Sinn besteht, ohne Bezug zur Kalibrierung: der Malmquist-Bias, der dazu führt, dass man in der Ferne nur noch die hellsten Objekte entdeckt.

Siehe auch Offset (image d')

Man fasst benachbarte Pixel in Quadraten zusammen, meist zwei mal zwei, um daraus ein einziges zu machen. Das Bild verliert an Auflösung, gewinnt aber an Empfindlichkeit. Das ist bei schwachen Objekten und unter mäßigem Himmel nützlich.

Siehe auch Capteur CMOS Échantillonnage

Die Skala, die sagt, wie schwarz der Himmel ist, von 1 bis 9. Klasse 1 ist ein Himmel ohne jede Spur künstlichen Lichts; Klasse 9 ist eine Innenstadt. Man liest sie mit bloßem Auge ab, indem man den schwächsten Stern sucht, den man noch erkennt. Sie erklärt am besten, warum zwei Bilder desselben Objekts, mit demselben Gerät aufgenommen, einander nicht gleichen.

Siehe auch Pollution lumineuse Magnitude limite Duo-bande (filtre)

Katalog von 109 hellen Objekten, 1995 von Patrick Moore angelegt. Es sind Objekte, die im Messier-Katalog fehlen. Er ist die richtige Fortsetzung, wenn die leichten Messier-Objekte erschöpft sind.

Lichtempfindliche Fläche, die Auge und Film ersetzt. Drei Dinge zählen: ihre Empfindlichkeit, die Größe ihrer Pixel und ihr Rauschen. Sie entscheiden darüber, was das Instrument erreichen kann, weit mehr als der Durchmesser.

Was das Gerät auf einen Blick sieht, in Grad gemessen. Der Vollmond misst etwa ein halbes Grad. Ein Feld von 3° fasst also sechs Vollmonde nebeneinander.

Der Winkel, den das Bild für das Auge einnimmt, das in ein Okular blickt, im Gegensatz zu dem wirklich abgedeckten Himmelsausschnitt. Die Unterscheidung stammt aus der visuellen Beobachtung. Ein Smart-Teleskop hat kein Okular: Auf dieser Website ist das angegebene Feld immer das wahre Feld.

Siehe auch Champ (de vision)

Alles, was sich außerhalb des Sonnensystems befindet: Nebel, Galaxien, Sternhaufen. Diese Objekte sind schwach und ausgedehnt. Sie sind für die lange Belichtung gemacht, nicht für das Auge.

Einstellung, die Spiegel oder Linsen wieder in die Achse bringt. Smart-Teleskope sind versiegelt und brauchen sie nicht. Nur die großen Durchmesser mit offenem Tubus bleiben einzustellen.

Kugel aus Eis und Staub: Nahe der Sonne sublimiert ihr Eis und setzt Gas und Staub frei, die der Sonnenwind zurückdrängt. Sie verschiebt sich während der Belichtung vor den Sternen, sodass das Stapeln wählen muss: Auf die Sterne ausgerichtet zieht es den Kometen in die Länge, auf ihn ausgerichtet zieht es die Sterne in die Länge.

Quelle: Jacques Gispert, Association Andromède, lexique d'astronomia.fr

Siehe auch Suivi Empilement Temps d'intégration Messier

Foto in völliger Dunkelheit, bei geschlossener Kappe, aufgenommen, um festzuhalten, was der Sensor von allein erzeugt. Man zieht es von den echten Belichtungen ab: Es nimmt den Dunkelstrom, die heißen Pixel und das Amp Glow mit. Gleiche Dauer, gleiche Verstärkung, gleiche Temperatur, denn der Dunkelstrom verdoppelt sich etwa alle 6 °C.

Quelle: Alexander Merz, « Darks en astrophotographie : le guide complet », sterngucker.de

Siehe auch Flat (image de) Offset (image d') Amp glow Empilement

Die zweite der beiden Koordinaten, die ein Objekt am Himmel verorten: seine Höhe über dem Himmelsäquator. Sie entspricht der geografischen Breite. Sie reicht von minus 90° am Südpol bis plus 90° am Nordpol. Mit Ihrer geografischen Breite verglichen sagt sie sofort, ob ein Objekt bei Ihnen hoch genug steigt.

Quelle: Jacques Gispert, Association Andromède, lexique d'astronomia.fr

Siehe auch Ascension droite Latitude

Man versetzt das Instrument zwischen zwei Belichtungen um einige Pixel, zufällig. Beim Stapeln fallen die festen Fehler des Sensors nicht mehr an dieselbe Stelle und verschwinden. Der Hintergrund wird sauberer, ohne eine Sekunde zusätzliche Belichtung.

Siehe auch Empilement Amp glow

Filter, der nur zwei sehr genaue Farben durchlässt: Wasserstoff-Alpha und ionisierten Sauerstoff. Es sind die, die Emissionsnebel abgeben. Der Filter sperrt fast alles Übrige, die Lichtverschmutzung eingeschlossen. Diese Nebel kommen dann in einer einzigen Nacht heraus.

Siehe auch Hydrogène alpha Nébuleuse en émission

Der Himmelsausschnitt, den ein einzelnes Pixel abdeckt, in Bogensekunden gemessen. Er hängt von der Brennweite und von der Pixelgröße ab. Zu groß, dann fehlt dem Bild das Detail; zu klein, dann verteilt man dasselbe Licht ohne Gewinn auf mehr Pixel. Das Seeing setzt die nützliche Grenze.

Siehe auch Focale Capteur CMOS Seeing

Man addiert viele kurze Belichtungen zu einem einzigen Bild. Das Signal des Objekts summiert sich, das Rauschen gleicht sich aus. Das ist das Grundprinzip des Smart-Teleskops.

Siehe auch Rapport signal sur bruit Temps d'intégration

Montierung, deren eine Achse parallel zu der der Erde steht. Das Feld rotiert nicht mehr, und die Belichtungen können länger dauern. Dafür muss man sie einnorden, das heißt diese Achse auf den Pol einstellen.

Siehe auch Azimutale (monture)

Foto einer gleichmäßig ausgeleuchteten Fläche, aufgenommen, um die Fehler der Optik festzuhalten. Es zeigt den Staub und die Abdunklung der Ränder. Man teilt die echten Belichtungen danach durch es, und der Hintergrund wird wieder eben.

Siehe auch Dark (image de) Vignettage

Abstand zwischen der Optik und dem Punkt, an dem das Bild entsteht. Eine lange Brennweite vergrößert, verkleinert aber, was man auf einen Blick sieht. Eine kurze Brennweite zeigt weit.

Ansammlung von Milliarden Sternen, Gas und Staub, von der Schwerkraft zusammengehalten. Man unterscheidet vier Formen: spiralförmig, linsenförmig, elliptisch und irregulär.

Funktion, die das Instrument von allein auf das gewünschte Objekt bringt. Man wählt ein Ziel aus einer Liste, das Gerät fährt hin und zentriert es. An einem Smart-Teleskop stützt sich das Goto auf die Sternerkennung und nicht allein auf die Mechanik: Es trifft auch dann richtig, wenn das Gerät von Hand bewegt wurde.

Siehe auch Alignement Résolution astrométrique

Rotes Licht, das Wasserstoff abgibt. Es ist eine Linie, das heißt eine einzige, sehr genaue Farbe, bei 656,3 Nanometern. Sie gibt den großen Emissionsnebeln ihre Farbe. Sie durchdringt die Lichtverschmutzung auch besser als der Rest des Spektrums.

Index Catalogue, die Ergänzung zum NGC-Katalog, 1895 und dann 1908 veröffentlicht. Er enthält 5.386 Objekte, die nach ihm entdeckt wurden.

Nord-Süd-Lage auf dem Globus. Sie entscheidet darüber, was man sehen kann. Von 45° Nord aus bleibt das ganze südliche Deep Sky unter dem Horizont.

Diffuser kegelförmiger Schein, nach der Abenddämmerung oder vor der Morgendämmerung sichtbar. Es ist das Licht der Sonne, vom Staub des Sonnensystems zurückgeworfen. Es verschwindet schon ab Bortle-Klasse 6: Es zu sehen ist ein guter Test für die Schwärze eines Standorts.

Siehe auch Bortle (échelle de)

Helligkeitsskala, und zwar verkehrt herum: Je kleiner die Zahl, desto heller das Objekt. Mit bloßem Auge kommt man unter einem guten Himmel bis zur Magnitude 6 hinunter.

Der schwächste Stern, den man an einem bestimmten Ort und in einer bestimmten Nacht noch sieht. Je größer die Zahl, desto schwärzer der Himmel: 6 auf dem Land, 4 in der Stadt. Es ist das einfachste Maß für die Güte des Himmels und das, mit dem man eine Bortle-Klasse festlegt.

Siehe auch Bortle (échelle de) Magnitude

Katalog, den Charles Messier im 18. Jahrhundert angelegt hat. Seine letzte veröffentlichte Fassung von 1781 zählt 103 Objekte. Das 20. Jahrhundert hat ihn auf 110 gebracht, indem es Objekte hinzufügte, die Messier und Méchain gesehen, aber nicht eingetragen hatten. Messier suchte keine Wunder: Er listete auf, was man nicht mit einem Kometen verwechseln durfte. Er ist die beste Liste für den Anfang geblieben.

Einstellung, die die Achse der Montierung auf die der Erde ausrichtet. Ist sie einmal gemacht, rotiert das Feld nicht mehr und die Belichtungen können dauern. Sie betrifft nur den äquatorialen Modus: Im azimutalen gibt es nichts einzunorden.

Siehe auch Équatoriale (monture) Rotation de champ

Zusammensetzung mehrerer benachbarter Felder zu einem einzigen Bild. So deckt man einen größeren Bereich ab, als das Instrument auf einen Blick sieht. Die Feinheit des Details bleibt die ursprüngliche.

Gaswolke, die von ihrem eigenen Licht leuchtet. Nahe Sterne regen sie an, und sie strahlt auf einigen sehr genauen Farben zurück. Es ist die Familie, die am besten auf den Dualband-Filter anspricht.

Siehe auch Duo-bande (filtre)

Staubwolke, die nicht leuchtet und kein Licht zurückwirft. Man sieht sie daher nur als Aussparung, weil sie die Sterne hinter sich verbirgt. Der Pferdekopf ist das Musterbeispiel dafür.

Staubwolke, die das Licht eines benachbarten Sterns zurückwirft, meist in Blau. Sie spricht auf den Dualband-Filter nicht an. Sie braucht einen Breitbandfilter.

Gashülle, die ein Stern mittlerer Masse am Ende seines Lebens abgestoßen hat. Sie hat mit einem Planeten nichts zu tun. Der Name kommt von einer Verwechslung der ersten Beobachter.

New General Catalogue, 1888 von John Dreyer veröffentlicht. Er erfasst 7.840 Objekte des Deep Sky. Er ist der Referenzkatalog, der einem am häufigsten begegnet.

Belichtung von null Dauer, oder beinahe, die den Pegel misst, den der Sensor sogar ohne Licht anzeigt. Man nennt sie auch Bias. Es ist der Nullpunkt der Elektronik, vor allem Übrigen abgezogen. Mit dem Dark und dem Flat ist sie die dritte der drei klassischen Kalibrierungen.

Siehe auch Dark (image de) Flat (image de)

Zeitpunkt, zu dem ein Planet von der Erde aus gesehen der Sonne gegenübersteht. Er steht dann gegen Mitternacht am höchsten und ist uns am nächsten. Das ist die beste Zeit, um ihn zu beobachten, und das gilt nur für die Planeten, die weiter entfernt sind als die Erde.

Quelle: Jacques Gispert, Association Andromède, lexique d'astronomia.fr

Funktion von Fotogehäusen: Der Sensor versetzt sich zwischen zwei Belichtungen um einen Bruchteil eines Pixels, und die Software setzt die Bilder neu zusammen. Jedes Pixel misst dann alle drei Farben statt nur einer, und das Mosaik aus Farbfiltern, Bayer-Matrix genannt, bremst die Farbe nicht mehr. Das Dithering versetzt dagegen das Instrument und nicht den Sensor.

Siehe auch Capteur CMOS Échantillonnage Binning Dithering

Lichtglocke der Städte, die den Himmelshintergrund aufhellt und die schwachen Objekte ertränkt. Sie macht die Astrofotografie nicht unmöglich. Sie verlängert die Belichtungszeit und macht den Filter nützlicher.

Dauer eines einzigen Fotos, vor dem Stapeln. Sie reicht oft von 10 bis 60 Sekunden. Zwei Dinge begrenzen sie: die Genauigkeit der Nachführung und die Bildfelddrehung.

Siehe auch Empilement

Brennweite geteilt durch den Durchmesser, geschrieben f/. Je kleiner die Zahl, desto schneller entsteht das Bild. Ein f/2.2 sammelt das Signal mehrfach schneller als ein f/5.

Das, was über die endgültige Qualität des Bildes entscheidet. Es wächst mit der Quadratwurzel der Zeit. Die Gesamtbelichtungszeit zu verdoppeln bringt nur den Faktor 1,4. Um die Qualität zu verdoppeln, muss man die Zeit vervierfachen.

Siehe auch Temps d'intégration

Die Software vergleicht die Sterne, die sie sieht, mit einem Katalog. So erkennt sie den Himmelsausschnitt und leitet daraus ab, wohin das Instrument genau zeigt. Das ist es, was einem Smart-Teleskop erlaubt, sich allein neu auszurichten.

Auf einer azimutalen Montierung dreht sich das Bild im Lauf der Nacht langsam. Zu lange Belichtungen behalten davon längliche Sterne. Das ist der Daseinsgrund des äquatorialen Modus.

Siehe auch Azimutale (monture)

Unruhe der Luft über uns, die die feinen Details verwischt. Das Wort ist englisch und bleibt so im Gebrauch. Ein gutes Seeing zählt mitunter mehr als ein schwarzer Himmel, vor allem bei den Planeten.

Katalog von 313 Gebieten aus ionisiertem Wasserstoff, 1959 von Stewart Sharpless angelegt. Diese Objekte sind sehr ausgedehnt und sehr schwach. Sie sind auf den Dualband-Filter und weite Felder zugeschnitten.

Kleines Gerät, das die Helligkeit des Himmelshintergrunds misst. Es liefert eine Zahl in Magnituden pro Quadratbogensekunde: etwa 22 unter einem außergewöhnlichen Himmel, weniger als 18 in der Stadt. Es ist die bezifferte Fassung der Bortle-Skala, und sie hängt nicht vom Sehvermögen des Beobachters ab.

Siehe auch Bortle (échelle de) Pollution lumineuse

Familie von Sensoren, die Sony herstellt. Sie sind rückseitig belichtet, sehr empfindlich im tiefen Rot und rauscharm. Man findet sie in fast allen neueren Smart-Teleskopen.

Das Instrument dreht sich mit der Geschwindigkeit des Himmels, um das Objekt auf dem Sensor unbewegt zu halten. Ohne sie werden die Sterne in wenigen Sekunden zu Strichen. Ihre Genauigkeit setzt die Höchstdauer einer Einzelbelichtung fest.

Siehe auch Pose unitaire Mise en station

Die Gesamtbelichtungszeit an einem Objekt, also die Summe aller gestapelten Belichtungen. Ich zeige sie überall an. Diese Angabe erklärt den Unterschied zwischen zwei Bildern desselben Objekts.

Siehe auch Empilement Rapport signal sur bruit

Die Fähigkeit der Luft, Licht durchzulassen. Eine transparente Nacht ist eine Nacht ohne Dunst, ohne Feuchtigkeit und ohne Staub. Sie entscheidet darüber, wie tief man kommt, während das Seeing über die Feinheit entscheidet. Beide ändern sich unabhängig voneinander: Ein sehr transparenter Himmel kann sehr unruhig sein.

Siehe auch Seeing Bortle (échelle de)

Allmähliche Abdunklung der Bildränder gegenüber der Mitte. Sie kommt von der Optik, nicht vom Himmel. Auf einem gleichmäßigen Himmelshintergrund sieht man sie sofort. Genau das korrigiert das Flat.

Siehe auch Flat (image de) Rapport d'ouverture

Die Bilder live stapeln und sie nach und nach auf einem Bildschirm anzeigen. In wenigen Sekunden sieht man, was ein Okular nie zeigen würde. Das ist das ursprüngliche Argument des Smart-Teleskops.

Unsere Galaxie, von innen gesehen. Sie bildet ein milchiges Band, das den Sommerhimmel durchzieht. Sie braucht einen schwarzen Himmel und ein sehr weites Feld, kein Teleskop.