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ASTROFOTOGRAFIE: Deep-Sky-Objekte kurz belichtet


Sterne und Weltraum - epaper ⋅ Ausgabe 2/2020 vom 17.01.2020

Kameras mit CMOS-Sensoren sind in der Amateurastronomie auf dem Vormarsch. Ihre hohe Empfindlichkeit verspricht im Handumdrehen gelungene Farbaufnahmen von Sternhaufen, Nebeln und Galaxien. Doch es ist nicht einfach, hierfür die richtigen Aufnahmeparameter zu bestimmen. Unser Praxisbericht beleuchtet die Zusammenhänge und bietet Hilfestellungen.


Bei der Fotografie von Sternhaufen, galaktischen Nebeln und Galaxien waren CCD-Kameras lange Zeit die erste Wahl des Astrofotografen, sie haben die Astronomieszene geprägt. Dieser Sachverhalt wird sich zwar grundsätzlich nicht ändern, jedoch besitzen aktuell im ...

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Bildquelle: Sterne und Weltraum, Ausgabe 2/2020

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... Fachhandel erhältliche Astrokameras mit CMOS-Sensoren attraktive Leistungsmerkmale und sind damit in vieler Hinsicht mit CCD-Kameras vergleichbar.

Das Kürzel CMOS steht für »Complementary Metal Oxide Semiconductor«: Halbleiterbauelemente, die mit zwei sich gegenseitig ergänzenden (komplementären) Arten von Feldeffekttransistoren arbeiten. Kamerasensoren, die mit dieser Halbleitertechnik ausgestattet sind, haben sich in der Planeten- und Mondfotografie schon vor mehreren Jahren als Standard etabliert. Hierbei werden zunächst Sequenzen von Planeten- oder Mondbildern mit Belichtungszeiten von jeweils weniger als einer Sekunde aufgenommen. Diejenigen Aufnahmen, die das Objekt infolge großer Luftunruhe (englisch: Seeing) nur unscharf und kontrastarm zeigen, werden mit Hilfe von Bildauswertungsverfahren ausgesondert. Anschließend werden die qualitativ besten Aufnahmen einer Serie im Rechner zu einem Summenbild verarbeitet, beispielsweise mit der im Internet erhältlichen Software »Autostakkert!« (www.autostakkert.com). Oftmals wird hierbei lediglich ein geringer Teil der besten Aufnahmen verwendet, damit das Summenbild eine möglichst hohe Schärfe aufweist. Dieses Verfahren ist auch als Lucky Imaging bekannt (siehe SuW 4/2011, S. 78).

Die Funktionsweise von CMOS- und CCD-Sensoren sind auf den ersten Blick sehr ähnlich: Beide Sensortypen bestehen jeweils aus einer rechtwinkligen Anordnung lichtempfindlicher Fotodioden – den Bildelementen oder Pixeln – welche die Photonen des einfallenden Lichts in elektrische Ladungen umwandeln: Fällt Licht auf den Sensor, dann setzen die Fotodioden Elektronen frei. Sie werden zunächst gesammelt, anschließend von einer Elektronik systematisch ausgelesen und in einen Datenstrom umgewandelt, den ein Rechner zu einem Bild verarbeiten kann.

Ein wesentlicher Unterschied zwischen den beiden Sensortypen liegt in ihrem technischen Aufbau. In einem CCD-Sensor findet zunächst ein vertikaler, anschließend ein horizontaler Transport der gesammelten Ladungen über eine Ausgangsleitung statt. Die Digitalisierung des Signals mit typischerweise 16 Bit erfolgt zentral in einem Analog-Digital-Wandler. Bei CMOS-Sensoren lassen sich die Fotodioden hingegen einzeln adressieren und auslesen, da sie ein vertikales und ein horizontales Ausleseregister besitzen. Die Ladungs-Spannungs-Wandlung erfolgt in jedem einzelnen Pixel des Sensors. Die Digitalisierungstiefe beträgt typischerweise 12, 14 oder 16 Bit.

Zudem unterscheiden sich die beiden Sensortypen auch hinsichtlich der elektronischen Verschlusskonzepte. CCD-Sensoren verwenden einen Global-Shutter-Mechanismus: Die Belichtung aller Pixel beginnt und endet zum selben Zeitpunkt.

Die Kombination vieler kurz belichteter Bilder war bislang nur bei sehr hellen Objekten wie Mond und Planeten sinnvoll – doch ein hochempfindlicher CMOS-Sensor ermöglichte diese Aufnahme der viel lichtschwächeren Galaxie NGC 3718 im Sternbild Großer Bär nach demselben Verfahren: Das Bild ist eine Summe aus rund 2000 Einzelbelichtungen mit jeweils vier Sekunden Belichtungszeit. Zum Einsatz kam ein Rowe-Ackermann-Schmidt-Astrograf vom Typ Celestron C11 (f/2,2) mit 622 Millimeter Brennweite in Verbindung mit der CMOS-Farbkamera ASI 294mc Pro


Peter Bresseler

Herkömmliche CMOS-Sensoren verwenden stattdessen einen gleitenden Verschluss (englisch: rolling shutter). Hierbei werden die Sensorzeilen zu unterschiedlichen Zeiten dem Licht ausgesetzt, das abzubildende Objekt zeilenweise erfasst und die Zeilen noch während der Belichtung ausgelesen. Das Resultat ist ein sehr schneller Belichtungsvorgang.

Als problematisch erwies es sich in der Anfangszeit der CMOS-Sensoren, dass die Elektronik einen Teil der Sensorfläche für Leiterbahnen belegte, die somit nicht für die Aufnahme des einfallenden Lichts zur Verfügung stand. Darin begründet sich unter anderem auch die ursprünglich geringere Lichtempfindlichkeit von CMOS- gegenüber CCD-Sensoren. Dieser Sachverhalt änderte sich mit der Entwicklung der Backside-Illuminated-CMOS-Sensoren, in dem die Sensoren mit ihrer lichtempfindlichen Rückseite nach vorn in die Kameras eingebaut werden, so dass die Elektronik auf die Rückseite verschwand. Diese Verlagerung der Elektronik auf die lichtabgewandte Seite des Sensors erbringt eine hohe Nutzbarkeit der Sensorfläche für die Umwandlung von Licht in elektrische Signale.

Eine wichtige Kenngröße von Kamerasensoren ist hierbei die Quanteneffizienz. Sie beschreibt, wie viele Prozent der Lichtphotonen vom Sensor in Elektronen umgewandelt werden. Beispielsweise bedeutet eine Quanteneffizienz von 75 Prozent, dass der Sensor drei Viertel aller einfallenden Photonen tatsächlich in Elektronen umwandelt. Der Sony IMX 294CJK ist ein Backside-Illuminated-CMOS-Sensor, der eine Quanteneffizienz von mehr als 75 Prozent im grünen Spektralbereich, 72 Prozent im roten und rund 60 Prozent im blauen Spektralbereich erreicht – für ein solches Farbkamerasystem, verglichen mit Kameras älterer Generationen, sind das recht gute Werte.

CMOS versus CCD

Hinsichtlich der praktischen Anwendung in der Astrofotografie unterscheiden sich Kameras mit CMOS- oder CCD-Sensor zunächst nicht, denn beide lassen sich unkompliziert handhaben und verfügen über große Sensoren bis hin zum klassischen Kleinbildformat. Zudem sind sie über einen breiten Wellenlängenbereich hinweg lichtempfindlich. CMOS-Sensoren besitzen darüber hinaus einen weiteren Vorteil: Ihr Ausleserauschen (englisch: readout noise) ist deutlich geringer.

Auch ohne perfekte Nachführung gelang diese Aufnahme des doppelten Sternhaufens h und Chi Persei (h + c Per): Rund 3600 Bilder mit jeweils einer Sekunde Belichtungszeit wurden zu einem Summenbild kombiniert. Zum Einsatz kam die Kamera ASI 183mc Pro.


Peter Bresseler

Das Ausleserauschen, das in jedem ausgelesenen Bild enthalten ist, entsteht beim Transfer der Ladungen auf dem Sensor. Ein geringes Ausleserauschen erscheint auf den ersten Blick unbedeutend, wenn man die CMOS-Kamera wie eine CCD-Kamera für klassische Deep-Sky-Astrofotografie mit beispielsweise 300 bis 1200 Sekunden Belichtungszeit pro Einzelaufnahme nutzen möchte. Ein reduziertes Ausleserauschen eröffnet jedoch eine interessante Perspektive, nämlich attraktive Farbbilder von Deep-Sky-Objekten mit kurzen Belichtungszeiten zu gewinnen.

Eine der von mir eingesetzten Farbkameras, die ZWO ASI 294mc Pro, wartet mit guten Leistungsdaten auf und erscheint für das Kurzbelichtungsverfahren einfach in der Handhabung. Sie ist mit dem CMOS-Farbsensor Sony IMX 294CJK ausgestattet und besitzt effektiv 11,71 Millionen Pixel im Sensorformat 4:3.

Die ZWO ASI294mc Pro bietet hardwareseitig einen USB 2- und einen USB 3-Port sowie ein zweistufiges Kühlungssystem mit einer Kühlleistung von bis zu 40 Grad Celsius unterhalb der Umgebungstemperatur. Die Kamera liest den Sensor bei einer Auflösung von 4144 3 2822 Pixeln mit dem Rolling Shutter bei 14 Bit Datentiefe bis zu 19 Mal pro Sekunde aus. Diese hohe Ausleserate in Verbindung mit der Sensorgröße und der hohen Empfindlichkeit prädestiniert die Kamera für Aufnahmen von Deep-Sky-Objekten mit kurzen Belichtungszeiten.

Das Verfahren in drei Schritten

Beim Kurzbelichtungsverfahren wird ein Objekt aufgesucht, auf dem Sensor zentriert und die Belichtungszeit in der Aufnahmesoftware beispielsweise auf 300 3 1 Sekunde eingestellt. Nun wird die Belichtung gestartet. Dabei muss die Montierung des Teleskops mindestens per Polsucher ausgerichtet sein und über eine motorische Nachführung verfügen. Während die Montierung des Teleskops der Himmelsdrehung folgt, nimmt die daran angeschlossene Kamera Serien von kurz belichteten Einzelbildern auf. Das Ergebnis kann live am Monitor verfolgt werden. Sollte sich das Objekt dabei langsam aus dem Gesichtsfeld herausbewegen, wird es per Handtaster in die Bildmitte zurückgeholt, und die nächste Aufnahmeserie wird gestartet. Je besser die Poljustage der Montierung erfolgt, desto weniger muss hier nachgesteuert werden.

So ergibt sich im Lauf eines Abends eine Vielzahl von Serien pro Objekt, die jeweils aus Hunderten von kurz belichteten Einzelaufnahmen bestehen können. Jede dieser Aufnahmen bildet das Objekt natürlich extrem schwach ab. Erst das Überlagern dieser Vielzahl solcher Einzelbelichtungen zu einem Summenbild liefert ein passables Ergebnis.

Die Belichtungszeit pro Einzelaufnahme orientiert sich an der Helligkeit des Himmelshintergrunds: Sie sollte so gewählt werden, dass der Hintergrund leicht zum Vorschein kommt. Diese hintergrundlimitierte Belichtung bedeutet für meinen Hamburger Standort Einzelaufnahmen von bis zu vier Sekunden. An Tagen mit sehr gutem Seeing lässt sich die Belichtungszeit auf weniger als eine Sekunde reduzieren.

Mit solchen Kurzbelichtungen lassen sich ähnlich gute Ergebnisse erzielen wie mit klassischen CCD-Aufnahmeverfahren, wobei der technische Aufwand und die einhergehende Komplexität aber durchaus geringer sind. Bei Belichtungszeiten von ein bis vier Sekunden reduzieren sich die Anforderungen an die Nachführgenauigkeit: Es wird keine präzise laufende Montierung benötigt, die über Minuten ein Objekt zentrieren muss. Auf einen elektronischen Autoguider, einen Off-Axis-Guider, ein Leitrohr oder einen Sucher für das Guiding kann der Astrofotograf gänzlich verzichten. Und sofern das Teleskop gut justiert ist, erscheinen die Sternabbildungen bei kurzen Belichtungszeiten eigentlich immer rund (siehe Bild oben).

Damit wird die Ausrüstung schlanker; die Komplexität, der Beobachtungsaufwand sowie mögliche Fehlerquellen werden minimiert. Auf Grund der kurzen Belichtungszeiten sind die Ergebnisse oftmals schärfer, besser definiert und weniger durch das Seeing limitiert. Zudem ergibt sich weniger Ausschuss durch Erdsatelliten, die das Bildfeld während der Belichtung durchkreuzen. In den folgenden Abschnitten betrachte ich schrittweise die praktische Umsetzung:

Schritt 1: Brennweite optimieren. Grundsätzlich sollte es das Ziel sein, eine Astrokamera und ihren Sensor optimal an die atmosphärische Luftunruhe anzupassen. Bei großer Luftunruhe, also schlechtem Seeing, erscheint eine Sternabbildung nicht nur verwaschen und unscharf, son- dern sie wird auch über einen größeren Bereich auf dem Sensor verteilt. Unter diesen Bedingungen sinkt die Empfindlichkeit der Aufnahme zwangsläufig, so dass auch Objekte wie Galaxien und Nebel nicht ideal abgebildet werden. Bei gutem Seeing konzentriert sich das Licht eines Sterns auf weniger Pixel. Details eines Deep-Sky-Objekts werden nun scharf und mit erhöhtem Kontrast abgebildet.

Auch die Brennweite eines Teleskops beeinflusst die Größe der Sternabbildung. Bei längerer Brennweite wird die Sternabbildung auf eine größere Anzahl von Pixeln verteilt als im Fall einer kürzeren Brennweite. Sind die Pixel des Sensors relativ groß, dann bedeutet eine lange Brennweite keine Einschränkung der Empfindlichkeit: Jedes Pixel empfängt dank seiner Größe noch ausreichend Licht.

Als Faustregel gilt, dass eine Sternabbildung im Idealfall drei bis vier Pixel überdecken sollte. Werden Sternabbildungen auf Grund einer zu kurzen Brennweite in weniger Pixeln oder gar in nur einem Pixel konzentriert, so spricht man von Undersampling; werden sie hingegen auf eine deutlich größere Zahl von Pixeln verteilt, von Oversampling.

Mit Hilfe einer Näherungsformel lässt sich ermitteln, welchem Winkel a die in Mikrometern (mm) angegebene Kantenlänge a eines Pixels am Himmel entspricht, wenn die Kamera an einem Teleskop mit der Brennweite f genutzt wird:

Hiermit lassen sich eigene Berechnungen anstellen und Abschätzungen vornehmen. Beispielsweise ergibt sich für die Kamera ZWO ASI294mc Pro mit a = 4,63 mm an einem Teleskop mit f = 1000 mm ein Wert von 0,95 Bogensekunden pro Pixel, was etwa dem Winkeldurchmesser einer Sternabbildung bei gutem Seeing entspricht. Somit würde ein Stern unter diesen Bedingungen nur wie ein einzelnes Pixel erscheinen. Eine Aufnahmeoptik mit der drei- bis vierfachen Brennweite würde den Stern vergrößert auf dem Sensor abbilden, so dass sein Licht dann auf entsprechend mehr Pixel fiele.

Schritt 2: Gain-Faktor ermitteln. Während bei CCD-Kameras die Wahl der Kameraparameter in der Regel auf die Belichtungszeit und die Temperatur beschränkt sind, kommt bei CMOS-Kameras ein weiterer Parameter hinzu: der Gain-Faktor. Er beschreibt eine Empfindlichkeitseinstellung des Sensors, vergleichbar mit dem ISO-Wert einer digitalen Spiegelreflexkamera. Der Gain bestimmt den Verstärkungsfaktor des Signals, bevor es digitalisiert wird und beeinflusst das Ausleserauschen signifikant. Er wird üblicherweise über eine Kamerasteuersoftware, beispielsweise SharpCap oder FireCapture, eingestellt. Im Fall der ZWO ASI294mc Pro lässt sich der Gain-Wert zwischen 0 und 400 variieren.

Aus einem veränderten Gain-Faktor ergeben sich mehrere für die Praxis relevante Abhängigkeiten: Der Gain beeinflusst das Ausleserauschen sowie die Aufnahmefähigkeit des Sensors für Ladungen (siehe Kasten unten). Die maximale Anzahl von Elektronen, die ein Pixel vor dem Auslesen der Ladungen speichern kann, wird auch als Full-Well-Kapazität (FW) bezeichnet. Je größer die Aufnahmefähigkeit der Pixel ist, desto mehr Photonen kann der Sensor in Ladungen umwandeln und desto länger kann belichtet werden, ohne dass helle Sterne im Bildfeld »ausgebrannt « erscheinen.

Wird der Gain in der Kamerasteuersoftware auf null gesetzt, so ist die Full-Well-Kapazität maximal. Leider ist dann aber auch das Ausleserauschen relativ hoch und damit für Kurzbelichtungen inakzeptabel. Wird der Gain auf den maximalen Wert von 400 gesetzt, so ist das Ausleserauschen zwar erfreulich gering, doch die Full-Well-Kapazität und damit auch die Ladungsaufnahme sind ebenfalls gering. Für den Astrofotografen besteht das Ziel nun darin, eine Balance zwischen einem relativ hohen Gain – der ein geringes Ausleserauschen verspricht – und einer passablen Full-Well-Kapazität zu finden.

Mit der Veränderung des Gain-Werts lassen sich also die Full-Well-Kapazität und das Ausleserauschen innerhalb gewisser Grenzen steuern, doch leider gibt es hierbei keinen Königsweg. Deshalb ist es für Einsteiger oftmals schwierig, die richtigen Parameter zu finden. Bei Kurzbelichtungen hat sich in der Praxis eine Belichtungszeit von ein bis vier Sekunden bei einem ein Gain-Faktor von 120 als praktikabel erwiesen.

Neben dem Ausleserauschen finden sich in einer Astroaufnahme noch weitere Rauschanteile, darunter das temperaturbedingte Rauschen, das sich durch eine Kühlung der Kamera reduzieren lässt. Zum Gesamtrauschen tragen aber auch das Hintergrundrauschen des Himmels sowie das vom Objekt selbst verursachte Rauschen bei, das im folgenden Schritt näher betrachtet sei.

Der richtige Gain-Faktor

Die Wahl des Gain-Faktors beeinflusst die Full-Well-Kapazität (FW) und das Ausleserauschen eines Kamerasensors: Bei niedrigem Gain-Faktor ist die FW groß; die Pixel können dann mehr Elektronen aufnehmen als bei einem höheren Gain. Auch das Ausleserauschen ist bei einem höheren Gain-Faktor niedriger. Dargestellt sind Messwerte für die ASI 294mc Pro. Ein Gain zwischen 0 und 120 eignet sich gut für Langzeitbelichtungen mit dieser Kamera. Objekte werden dann mit einer hohen Dynamik abgebildet, so dass eine geringe Anzahl von Einzelaufnahmen ausreicht, um daraus ein Summenbild mit gutem Signal-Rausch-Verhältnis zu gewinnen. Ein Gain von mehr als 120 eignet sich eher für Kurzbelichtungen (Lucky Imaging) mit einer hohen Anzahl kurz belichteter Einzelaufnahmen.

Peter Bresseler

Diese mit dem Kurzbelichtungsverfahren gewonnene monochromatische Aufnahme des Perseus-Galaxienhaufens zeigt sehr lichtschwache Objekte, die sonst nur mit lang belichteten CCD-Aufnahmen zugänglich sind. Das Summenbild besteht aus rund 2000 Belichtungen à 4 Sekunden mit einer ASI 294mc Pro. Die Aufnahme erfasst Objekte bis zu einer scheinbaren Helligkeit von etwa 23 mag. Das hellste Objekt ist die rund 12 mag helle aktive Galaxie Perseus A; sie ist 235 Millionen Lichtjahre entfernt.


Peter Bresseler

Schritt 3: Ausreichend lange Bildserien belichten. Entscheidend für die Qualität einer Aufnahme ist das Signal-Rausch-Verhältnis (englisch: signal-to-noise ratio, SNR). Je größer das SNR ist, desto deutlicher zeigt sich das Objekt auf dem Bild. Eine längere Belichtungszeit und damit ein höheres Signal-Rausch-Verhältnis lassen sich prinzipiell auf zwei Arten erzielen: durch eine einzelne lang belichtete Aufnahme oder durch das Addieren vieler kurz belichteter Aufnahmen.

Doch in der Praxis zeigt sich hier ein Unterschied. Vergleicht man beispielsweise eine 300 Sekunden belichtete Einzelaufnahme mit einem Summenbild, das aus 300 Bildern à 1 Sekunde besteht, so ist das Signal-Rausch-Verhältnis des Summenbildes geringer als dasjenige der gleich lang belichteten Einzelaufnahme. Die Ursache liegt darin, dass für jede der 300 Aufnahmen ein Ausleseprozess erforderlich ist und daher jedes dieser Bilder das Ausleserauschen der Kamera enthält. Im Fall des lang belichteten Einzelbilds erfolgt das Auslesen nur einmal.

Allgemein verbessert sich das Signal-Rausch-Verhältnis beim Addieren von N Aufnahmen mit der Quadratwurzel aus N. Dies lässt sich anhand von Aufnahmen verifizieren, die ich mit der ASI 294mc Pro an einem Teleskop vom Typ Celestron C11 Edge HD mit einer Brennweite von 2800 Millimetern belichtet habe (siehe Bildsequenz oben). Mit zunehmender Anzahl kurz belichteter Einzelbilder verbessert sich das Signal-Rausch-Verhältnis des daraus hergestellten Summenbildes.

Diese Betrachtungen verdeutlichen, dass beim Kurzbelichtungsverfahren eine Vielzahl von Einzelaufnahmen erforderlich ist, um ein ausreichend hohes Signal-Rausch-Verhältnis des Summenbildes zu erreichen. So kommen pro Objekt und Belichtungszeit 5000 bis 8000 Einzelaufnahmen mit einem Datenvolumen von 50 bis 100 Gigabyte zusammen. Beobachtet man stationär mit einem PC oder mobil per Notebook, dann sollten die Rechner über einen schnellen USB3-Port und über eine Festplatte von mindestens einem Terabyte Speicherkapazität verfügen. Die Daten können im Nachgang exportiert und einer Bildverarbeitung zugeführt werden.

Der kurze Weg zur Qualität

Das Kurzbelichtungsverfahren mit CMOS-Kameras ergänzt die herkömmlichen Methoden der Bildgewinnung. Bei richtiger Anwendung vereinfacht es den Aufnahmeprozess und erhöht zugleich das Qualitätsniveau der Astroaufnahmen. Die erzielten Ergebnisse stehen gleich lang belichteten CCD-Aufnahmen in nichts nach – im Gegenteil, sie überzeugen auch bei sehr lichtschwachen Deep-Sky-Objekten (siehe Bild links unten). Auf Grund der kurzen Belichtungszeiten sind die Bilder oftmals schärfer, kontrastreicher und weniger durch das Seeing begrenzt.

Zudem reduziert das Kurzbelichtungsverfahren den technischen Aufwand erheblich, denn eine High-End-Montierung mit aufwändiger Autoguider-Technik zur genauen Nachführung des Teleskops bei Langzeitbelichtungen ist hierbei nicht erforderlich. Auch die Datenverarbeitung lässt sich mit dieser Methode vereinfachen. Anstatt viele kurz belichtete Bilder einzeln abzuspeichern und anschließend im PC zu einem Summenbild zusammenzufügen, können Astrofotografen auch die von einigen Kameraherstellern angebotene Live-Stacking-Funktion nutzen. Hierbei addiert die Kamerasoftware jedes neu belichtete Bild zur Summe der bereits aufgenommenen Einzelbilder. Dieser auch als Stacking bezeichneten Prozess kann der Beobachter live am Monitor verfolgen; gespeichert wird nur das Summenbild.

Einzig die Bestimmung der richtigen Aufnahmeparameter erfordert bei CMOS-Kameras einige Übung. Dies zeigt sich auch an den umfassenden Diskussionen in Astroforen. Ich hoffe, mit diesem Beitrag die Zusammenhänge zu verdeutlichen und Hilfestellungen geben zu können. Interessierten sei meine Website www.pixlimit.com empfohlen, auf der ich detaillierter auf die Technik eingehe und aktuelle Ergebnisse präsentiere.

PETER BRESSELER studierte Informatik in Lüneburg. Seit 1998 ist er Mitglied der Vereinigung der Sternfreunde e. V., hält Fachvorträge und veröffentlicht im VdSJournal sowie in »Sterne und Weltraum« regelmäßig Beiträge aus dem Bereich der Astrofotografie und Astrotechnik. Aktuelle Ergebnisse werden regelmäßig auf seiner Webseite pixlimit.com dokumentiert.

Literaturhinweise

Anton, R.: Doppelsterne mit »Lucky Imaging« messen. Sterne und Weltraum 4/2011, S. 78 – 84
Bath, K.-L.: Speckle-Interferometrie. Sterne und Weltraum 11/2012, S. 88 – 97
Bresseler, P.: Die CCD-Kamera STL- 11000M von SBIG. Eine Großformatkamera der neuesten Generation. Sterne und Weltraum 10/2005, S. 66 – 71
Bresseler, P.: Vierfach-Quasar im Amateurfokus. Sterne und Weltraum 11/2018, S. 64 – 67
Dosche, C.: Lucky Imaging für alle Lebenslagen. Hochaufgelöste Deep-Sky-Aufnahmen mit EMCCD-Kameras. Sterne und Weltraum 3/2012, S. 82 – 89
Oden, P. M.: Videoastronomie: Der Himmel live und in Farbe. Sterne und Weltraum 6/2017, S. 68 – 75
Oden, P. M.: Videoastronomie: Drei Kameras in der Praxis. Sterne und Weltraum 10/2018, S. 68 – 75
Wellmann, C., Wellmann, P.: Videokameras in der Astronomie. Sterne und Weltraum 6/2008, S. 92 – 101
Wellmann, P., Wellmann, C.: Neue Astrokameras für die Planetenfotografie. Sterne und Weltraum 12/2011, S. 72 – 80

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www.sterne-und-weltraum.de/ artikel/1692396