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Überblick/ Download
Allgemein
Bilder
mit kurzer Brennweite
Bilder
mit langer Brennweite
Wie ein
Drift Scan Bild aufgenommen wird
Differentielle
Drift
Mögliche Probleme und
Besonderheiten
Genauigkeit des
Zeitgebers
Astrometrie
Einsatz
der Drift Scan Technik zum Beobachten von Bedeckungen
Andere
Anwendungen der Drift Scan
Technik
Aufnehmen von "Speckle
Images":
links
einige
Drift Scan Bilder
E-mail: web1g@driftscan.com
Dieser Text beschreibt, wie Drift Scan Bilder aufgenommen werden, insbesondere mit meiner Software, WinScan (nur für astronomische CCD-Kameras von SBIG) und mit ViewScan bearbeitet werden. Die Hilfedateien der Programme, die Menüs der Programme und einige weitere Dokumente auf dieser web side sind in Englisch, da sich für diese sehr spezielle Aufnahmetechnik und Software im deutschsprachigen Raum nur wenige Astronomen interessieren und die meisten Astronomen auch über Englischkenntnisse verfügen. Außerdem ist es schwierig, verschiedene englische Fachausdrücke zu übersetzen.
Download:
Für die folgende Software benötigen Sie: Eine CCD-Astrokamera der Firma SBIG (SBIG), einen Computer und ein Teleskop oder ein Objektiv. Sie sollten bereits über Erfahrung mit astronomischen Aufnahmen verfügen. Es wird einige Zeit in Anspruch nehmen, um mit dieser Aufnahmetechnik vertraut zu werden, möglicherweise wird nicht alles sofort funktionieren. Bitte teilen Sie mir Ihre Erfahrungen mit. Senden Sie mir bitte auch eine E-Mail, falls Sie Fragen haben. Wenn Sie Bilder für Zwecke der Forschung auswerten wollen (Suche nach Asteroiden o.ä.), sollten Sie umfangreiche Tests durchführen, bevor Sie die Ergebnisse veröffentlichen.
Download: Software, um Drift Scan Bilder aufzunehmen und anzuzeigen
Die Zeilen einer CCD werden mit der gleichen Geschwindigkeit
ausgelesen, mit der sich das Bild eines Sternes, bedingt durch die
Drehung der Erde, über die CCD bewegt. (TDI = „Time Delay
Integration“ oder „Drift Scan Imaging“ )
Animation
Normalerweise wird das Teleskop zum Ausgleich der Erddrehung nachgeführt. („Stare Mode“)
Beim Drift Scan Imaging wird das Teleskop nicht nachgeführt. Die Zeit um eine Zeile auszulesen, errechnet sich aus der Brennweite, der Deklination, der Höhe eines Pixels und der Winkelgeschwindigkeit der Drehung der Erde relativ zu den Sternen. Ein Beispiel in C++: PIXSEC.TXT
Beispiel: Brennweite 750 mm, Pixel Höhe 9 um, Deklination: 20 Grad = 0,175122 Sekunden um eine Zeile auszulesen.
Wenn zum Beispiel eine ST-7 Kamera in Verbindung mit einem Objektiv mit 50 mm Brennweite verwendet wird, ergibt sich eine effektive Belichtungszeit von 1258 Sekunden. (Die Zeit, die eins Stern benötigt, um sich über die CCD zu bewegen. ) Wegen dieser langen Belichtungszeit, wird die Aufnahme überbelichtet. Auch wenn die Blende weiter geschlossen wird, oder wenn Filter verwendet werden, ergeben sich Probleme. Die Orientierung der Kamera muß sehr exakt sein (Die Spalten müssen exakt in West-Ost Richtung verlaufen), die genaue Brennweite muß bekannt sein, die Kamera muß exakt auf eine Deklination von 0 Grad ausgerichtet sein, das Objektiv darf keine Verzeichnungen erzeugen. Es kann sonst passieren, dass die Sterne als Striche abgebildet werden.
"Partial TDI" kann verwendet werden um das zu vermeiden.
Dieses Verfahren wird von Stardial verwendet: Stardial (externes Link)
Anstelle eines langen Streifens werden viele Bilder aufgenommen. Um ein Bild aufzunehmen, wird der Verschluss geöffnet, die Belichtung beginnt, die CCD wird während der Belichtung Zeile für Zeile mit exakt der gleichen Geschwindigkeit ausgelesen, mit der sich das Bild der Sterne über sie bewegt. Nachdem ca. 25 Zeilen ausgelesen wurden, wird der Verschluss aber wieder geschlossen, und alle verbleibenden Zeilen auf der CCD werden bei geschlossenem Verschluss ausgelesen. Die effektive Belichtungszeit verringert sich auf nur noch: 1285*25/510= 61 sec. Die differenzielle Drift wird ebenfalls deutlich reduziert.
Mein Programm WinScan kann für solche Aufnahmen verwendet werden. Diese Technik ist zum Beispiel nützlich um nach veränderlichen Sternen zu suchen. Um nach kleinen Planeten zu suchen, sollte aber eine längere Brennweite verwendet werden. (z.B. 750 mm wenn eine ST-7 verwendet wird)
Sobald mehr als 300 mm Brennweite verwendet werden, können sehr lange Bilder eingelesen werden. Der Verschluss wird geöffnet, und Zeile für Zeile wird ausgelesen. (evtl. auch mehrere Stunden lang)Die Dateien können sehr groß werden.
Die effektive Belichtungszeit errechnet sich: Anzahl_Zeilen *
Auslesezeit_je_Zeile
Beispiel: ST-7, 750 mm Brennweite Deklination
20 Grad , 0,175122 Sekunden um eine Zeile auszulesen
510 * 0.175122 = 89.3 Sekunden.
Die effektive Belichtungszeit beträgt 89,3 Sekunden.
Die
höchst mögliche Auslesegeschwindigkeit ist in den meisten
Fällen hoch genug. Beispiel: ST-7, Pentium II Computer, 233 MHz
, kürzeste, mögliche Auslesezeit („shiftime“)0,027
Sekunden. Mögliche Brennweite bis zu 4166 mm. Die ST-8 benötigt
die doppelte Zeit um eine Zeile auszulesen, daher kann mit der ST-8
ein Teleskop mit bis zu ca. 2000 mm Brennweite verwendet werden. Ein
schneller Computer verkürzt die Auslesezeit etwas. Die neuen
Kameras mit USB Schnittstelle werden die kürzeste, mögliche
Auslesezeit ebenfalls verkürzen. Es sollten einige Tests
durchgeführt werden, bevor sehr lange Brennweiten verwendet
werden. Einzelheiten
Mit
langer Brennweite verkürzt sich die effektive Belichtungszeit.
Das Bildfeld verkleinert sich. Das durch die Luftunruhe vergrößerte
Bild eines Sternes wird weiter vergrößert. Es sollte eine
kurze Brennweite bevorzugt werden. Um nach Asteroiden zu suchen,
werden 2-2,5 Winkelsekunden je Pixel empfohlen. ( ST-7, 750mm
Brennweite) Bei längerer Brennweite müssen auch größe
Datenmengen gespeichert werden. z.B. ST-7, 750 mm Brennweite 33 MB je
Stunde, 2000 mm Brennweite 89 MB je Stunde.
Mehrere Pixel können zu größeren Pixeln zusammengefaßt werden (Binning). Mit Hilfe von Binning verringert sich die Auflösung, das Bildfeld ist aber ebenfalls kleiner als bei einer kürzeren Brennweite.
Die Ausrichtung der Kamera ist sehr wichtig. Das Bild eines Sternes bewegt sich genau entlang einer Spalte. Wenn z.B. mit dem Programm CCDOPS von SBIG mehrere Aufnahmen gemacht werden, bewegt sich ein Stern von einer Aufnahme zur nächsten von unten nach oben.
Ich verwende ein Teleskop, 6 Zoll, Newton, 750 mm Brennweite von Vixen auf einer GP Montierung mit Nachführung. Zuerst stelle ich das Teleskop auf, die Polachse richte ich mit Hilfe des Polsuchers möglichst exakt aus. Das Teleskop sollte rechtzeitig vor der Aufnahme aufgestellt werden, damit es sich an den Temperaturunterschied anpaßt, sonst ist es nötig, nach kurzer Zeit erneut scharfzustellen. Anschließend wird die CCD-Camera aufgesetzt. Ich habe eine ST-7 von SBIG , 510x765 Pixel, 9 Mikrometer Pixelgröße. Die Kamera liegt an einem verstellbaren Anschlag an (Schraube), damit die exakte Orientierung für die Driftscanaufnahme eingestellt werden kann. CCD-Camera (50 KB) Danach stelle ich bei eingeschalteter Nachführung mit Hilfe der SBIG Software CCDOPS scharf. (Scharfstellen ohne Nachführung dürfte etwas schwieriger sein.) Dafür habe ich eine Mikrometerschraube durchgetrennt und am Schlitten befestigt. Es wird der Modus Fokus und Planet verwende. Es wird solange scharfgestellt bis der angezeigte Wert sein Maximum erreicht. (Peak value Methode) Anschließend wird die Orientierung überprüft. Dazu mache ich bei ausgestellter Nachführung eine Strichspuraufnahme mit ca. 60 Sekunden Belichtungszeit (Standard Image). Die Strichspuren müssen exakt senkrecht verlaufen ( auf dem gleichen x-Wert(exakt auf einer Spalte) ).Strichspuraufnahme . Falls nötig wird die Kamera über den Anschlag verdreht. Eine exakte Ausrichtung der Kamera ist sehr wichtig und ohne eine Vorrichtung, die eine Drehung der Kamera mit einer Genauigkeit von +- 0,1 Grad ermöglicht, kaum zu erreichen.
Danach starte ich mein selbstgeschriebenes Programm, WinScan. Es werden unter „Settings“ die notwendigen Eingaben für Deklination und Brennweite u.a. vorgenommen. (in der Hilfedatei von WinScan beschrieben) Dann wird eine Drift Scan Aufnahme gestartet. Die Aufnahme kann mit Esc abgebrochen werden. Die Aufnahme wird automatisch gespeichert.
Falls Asteroiden gesucht werden sollen, wird nach einer Aufnahme von z.B. 1 h die Montierung mit Hilfe der Teilkreise um eine 1 h in Richtung Westen geschwenkt und eine 2. Aufnahme gemacht, danach noch eine 3 Aufnahme (evtl. noch eine 4. und eine 5. ...) . Anstelle der Teilkreise kann auch ein heller Stern als Startposition verwendet werden, bzw. es sollte besser etwas östlich von dem Stern gestartet werden. (z.B. auf einen Kreis des Telradfinders einstellen)
Die Aufnahmen können dann später ausgewertet werden. Ich empfehle die Aufnahmen mit ViewScan in keine Abschnitte zu teilen und dann mit einem anderen Programm (z.B. PinPoint, Charon ...) auszuwerten. Mit PinPoint ist eine automatische Auswertung möglich.
In Abhängigkeit von der Größe der CCD, der
Brennweite und der Deklination tritt differenzielle Drift auf
("differential trailing"). Am Himmelsäquator bewegen
sich die Sterne durch die Erdrotation mit etwa 15 Winkelsekunden pro
Sekunde. Am Pol ist die Geschwindigkeit deutlich niedriger. Die
Sterne im nördlichen Teil des Bildes bewegen sich daher
langsamer als die in der Mitte, die Sterne im südlichen Teil
bewegen sich schneller. Zum Berechnen eine Excel Tabelle:
diffdr01.xls
Oder ein
Beispiel, das mit dieser Tabelle berechnet wurde diffdr01.txt
Eine Übersicht darüber, über wie viele Pixel
das Bild des Sternes, bei Verwendung einer ST-7, am nördlichen
und südlichen Rand des Bildes in Abhängigkeit von
Deklination und Brennweite, verteilt wird (senkrechte Strichspuren in
West-Ost Richtung) zeigt: diffdr3e.txt
oder diffdr4.xls
In der Mitte des Bildes werden die Sterne weiterhin nahezu punktförmig abgebildet.
Außerdem bewegen sich die Sterne im südlichen und nördlichen Teil des Bildes auf Bögen über die CCD, sodass auch in Nord-Süd Richtung differenzielle Drift auftritt. Diese ist aber kleiner als die in West-Ost Richtung. Im Ergebnis werden die Sterne bei Aufnahmen mit hoher Deklination im südlichen und nördlichen Teil des Bildes als kleine Bögen abgebildet, in der Mitte als kurze Striche in West-Ost Richtung.
Aufnahme bei einer Deklination von 84.8 Grad:
Beispiel (34KB)
Aufnahme bei
einer Deklination von 65 Grad: Beispiel
(43KB)
Eine Formel um die durchschnittliche differenzielle Drift in West-Ost Richtung zu berechnen:
DT= 0,5 * H*W * tan(dec)
DT differenzielle Drift in Winkelsekunden, H Höhe der CCD in Winkelsekunden, W Breite der CCD in Winkelsekunden, dec Deklination in Grad
Die Größe der differenziellen Drift hägt ab von:
Deklination: tan(Deklination)
Brennweite: doppelte Brennweite = halbe differenzielle Drift
Binning: 2 x 2 Binning = halbe differenzielle Drift (relativ zur Pixelgröße)
Bei kurzen Brennweiten wird man die Technik:" Aufnahme bei
kurzer Brennweite" („partial TDI“) anwenden. Dadurch
daß beim offenen Verschluß nur wenige Zeilen eingelesen
werden, vermindert sich die Drift entsprechend. z.B. bei 50 mm
Brennweite, ST-7, Deklination 30 Grad tritt eine Drift von 22 Pixeln
auf wenn alle 510 Zeilen eingelesen werden. Wenn nur 25 Zeilen
eingelesen werden, danach der Verschluß geschlossen wird und
dann der erst die restlichen Zeilen eingelesenen werden vermindert
sich die Drift auf (22/510)*22=0,94 0,94 Pixel.
Die Drift sollte
nicht deutlich über einem Pixel liegen.
WinScan kann differenzielle Drift simulieren.
Orientierung des Bildes:
-------------W
------N--------------S
-------------O
In diser Orientierung werden Bilder von WinScan und ViewScan angezeigt bzw. gespeichert. Einige Beispielbilder auf dieser web side wurden aber gedreht.
Waagerechte Streifen: (in Nord-Süd Richtung) Beispiel Die Orientierung der Kamera stimmt nicht. Zur Korrektur eine Strichspuraufnahme anfertigen (Standard Image bei ausgeschalteter Nachführung) und Kamera so verdrehen, daß die Strichspuren senkrecht verlaufen. Oder bewußt eine falsche Brennweite eingeben, dann ergeben sich schräge Strichspuren, die Kamera kann dann solange gedreht werden, bis die Strichspuren senkrecht verlaufen. Die Spalten der CCD einer ST-7 müssen mit einer Genauigkeit von besser als 0,11 Grad in West-Ost Richtung verlaufen. Für eine beliebige Kamera besser als: tan -1(1/lines) lines=Anzahl der Zeilen der CCD.
Senkrechte Streifen: (in West-Ost Richtung) Beispiel Die Auslesegeschwindigkeit stimmt nicht. Entweder ist die Deklination falsch eingegeben, dann die korrekte Deklination eingeben. Je höher die Deklination ist, um so exakter muß die Deklination eingegeben werden. Evtl. die Kamera zu Beginn der Aufnahme auf einen hellen Stern einstellen, dessen Deklination dann über ein Computerprogramm oder aus einer Sternkarte exakt bestimmt werden kann. Oder die Brennweite stimmt nicht , dann die exakte Brennweite eingeben. (Maximaler Fehler 1/510 also 2 Promille, bzw. bei 750 mm FL +-1,5 mm ) Evtl. kann die Brennweite durch Probieren ermittelt werden. Wenn zum Beispiel bei einer CCD mit 510 Zeilen ein senkrechter Streifen von 51 Pixel vorhanden ist, den Wert für die Brennweite mit dem Faktor 1,1 oder 0,9 zu multiplizieren und neu einzugeben.
Schräge Streifen im ganzen Bild: Beispiel Die Auslesegeschwindigkeit und die Orientierung der Kamera stimmen nicht. Es kann zunächst versucht werden die Kamera so zu verdrehen, bis die Streifen senkrecht verlaufen. Dann muß die Auslesegeschwindigkeit angepaßt werden.
Senkrechte, leicht Bogenförmige Streifen im ganzen Bild: Bei hoher Deklination (z.B. 70 ° ) wurde die Deklination nicht exakt eingegeben.
Senkrechte Streifen nur den an beiden Seiten des Bildes: Es wird eine Aufnahme bei hoher Deklination angefertigt. Siehe Differenzielle Drift In der Regel ist das Bild der Sterne an den Seiten lediglich etwas oval und das Bild wirkt unscharf.
Fokussierung: Durch Temperaturänderung während der Aufnahme kann sich die Fokussierung ändern, dann ist ein erneutes Scharfstellen notwendig.
Orientierung der Kamera: Wenn die Polachse nicht exakt ausgerichtet ist, ändert sich beim Schwenken des Teleskopes durch die Bildfelddrehung die Orientierung. Die Orientierung muß dann nachgestellt werden.
Alt Az Montierung (Dobson o.ä.) Ich habe noch keine Tests mit einer Alt Az Montierung durchgeführt. Es müßte für jede neue Position die Bildfelddrehung berechnet werden und die Ausrichtung der Kamera korrigiert werden. Bei einer Toleranz von +- 0,11 Grad (ST-7) dürfte das einige Zeit in Anspruch nehmen. Bei Verwendung einer Alz Az Montierung als Meridian Teleskop würde sich das Bildfeld nicht drehen. Das Fokussieren dürfte ohne Nahführung schwieriger sein und mehr Zeit in Anspruch nehmen.
Die Genauigkeit des Zeitgebers: WinScan verwendet den "clock cycle counter" (nur Pentium oder kompatibler Prozessor) als internen Zeitgeber um die Auslesezeitpunkte zu ermitteln. Hierfür wird die Frequenz der CPU beim Programmstart errechnet. Die Frequenz kann auch z.B. mit Hilfe eines Internet Timeservers kalibriert werden. Bei Verwendung eines Laptops mit einem SpeedStep Processor ergeben sich unterschiedliche Frequenzen für Batterie und Netzbetrieb, es können mit solchen Laptops evtl. auch weitere Probleme auftreten.
Um z.B. die Positionen von Kleinen Planeten zu berechnen ist es erforderlich die genaue Zeit zu kennen. Über Timeserver oder GPS sollte daher der Systemtimer regelmäßig auf die korrekte Zeit gesetzt werden. (evtl. nach jeder Aufnahme) WinScan muß dann die Zeit vom Systemtimer übernehmen.
Während einer Aufnahme sollte kein weiteres, aktives Programm laufen, das Prozessorzeit benötigt. Die Maus sollte nicht verschoben werden, zwischen den Fenstern sollte nicht gewechselt werden.
Über eine "TimeStamp File" kann kontrolliert werden, ob Fehler auftreten und wie groß diese sind.
Auswertung der Aufnahme: ViewScan sollte verwendet werden um die Aufnahme in kleinere Stücke zu teilen.
Veröffentlichen von Aufnahmen im Internet: Mit Hilfe von ViewScan können Aufnahmen oder Teile davon im .jpg oder .png Format gespeichert werden, es ist auch möglich diese dabei zu drehen. Die Dateien sind trotz JPG Komprimierung noch immer sehr groß. Wenn ein höherer Wert für den Hintergrund („Background“) verwendet wird, werden die JPG Dateien auch kleiner. Zu große Aufnahmen werden vom Browser nicht mehr angezeigt.
Astrometrie: Der durchschnittliche Zeitpunkt, zu dem ein Objekt belichtet wurde („mid exposure time“), ändert sich mit jeder Zeile. Die "mid exposure time" errechnet sich wie folgt:
M=S*L - E/2 + T1 ;
M=mid exposure time, S=shiftime (Zeit, um
eine Zeile auszulesen), L=Zeilennummer, E=effektive Belichtungszeit,
T1= Start der Aufnahme (Zeitpunkt, zu dem die erste Zeile der Datei
aus dem aktiven Bereich der CCD ausgelesen wurde) Diese Formel gilt
nicht für die ersten Zeilen des Bildes („ramping“).
Die "shiftime" wird in der Bilddatei gespeichert. (unter
SHIFTIME )
Die effektive Belichtungszeit (E) kann folgendermaßen berechnet werden: E=Lccd*S (gilt nicht im "ramping")
Lccd= Anzahl der Zeilen der CCD im augenblicklichen Binningmodus, S=shiftime (Zeit um eine Zeile auszulesen). Diese Formel ist nicht gültig im "ramping" am Start (oder evtl. auch am Ende) des Bildes. ( Für das "ramping" gilt: E = L * S /2 ) . Die effektive Belichtungszeit wird im Dateikopf unter "Exposure" gespeichert. (z.B. Exposure = 80.123. ) Wenn die effektive Belichtungszeit und die "shiftime" bekannt sind, kann die Anzahl der Zeilen der CCD berechnet werden: Lccd=E/S.
Die Projektion des Bildes ist eine zylindrische Projektion. (Nachgeführte Bilder („stare mode“) haben meistens eine Tangens Projektion)
Precession: In einem Drift Scan Bild (feststehendes Teleskop) verläuft eine Spalte auf einer konstanten Deklination, aber nur in Bezug auf die scheinbare Position der augenblicklichen Epoche. Die Koordinaten der meisten Kataloge beziehen sich aber auf J2000. Im Bezugssystem J2000 findet sich eine Verschiebung in Deklination relativ zur augenblicklichen Epoche (einige Winkelsekunden) Dieses wird durch die Precession verursacht (und durch Nutation und Aberation) Falls ein Bild in kleine Teile aufgeteilt wird, wird sich die Deklination (J2000) des Bildmittelpunktes von Bild zu Bild ändern. Die Ausrichtung des Bildes ist deswegen auch nicht exakt 90 ° . Aber trotzdem sollte es keine Probleme bei der Astrometrie der keinen Teilbilder geben. ( bis ca. 1000 Pixel Höhe) In sehr großen Bildern, müßten aber in der "plate to sky" Funktion" Precession, Nutation und Aberation berücksichtigt werden.
Auswertung der Bilder: Die allgemein
verwendeten Bildbearbeitungs- und Astrometrieprogramme arbeiten nicht
mit sehr großen Bildern. "ViewScan" sollte verwendet
werden um die Bilder in kleinere Teile aufzuteilen. JimsSlice
, ein Programm, das von James Roe geschrieben wurde, kann auch
verwendet werden. (nur SBIG Dateiformat). (Die Zeit, zu der die erste
Zeile aus dem aktiven Bereich der CCD ausgelesen wird, wird von
ViewScan und JimsSlice für die Teilbilder neu berechnet.) Ich
habe das Programm "ViewScan" geschrieben. Es kann verwendet
werden, um Drift Scan Bilder anzuzeigen, auszuwerten, zu bearbeiten
und in kleinere Teilbilder aufzuteilen. Diese Teilbilder können
dann von anderen Programmen ausgewertet werden. Die neue Version von
Charon kann auch
Drift Scan Bilder auswerten und berücksichtigt auch den
korrekten durchschnittlichen Belichtungszeitpunkt ("mid exposure
time"). Vergleiche: Settings in Charon
for drift scan images . PinPoint verarbeitet auch Teilbilder von
ViewScan und berücksichtigt auch den korrekten
durchschnittlichen Belichtungszeitpunkt ("mid exposure
time").(Vergleiche: ViewScan Hilfe- Datei - "Slice images
for PinPoint") Es können 3 Bilder vom selben Bereich
aufgenommen werden, jeweils im Abstand von ca. einer halben Stunde.
Öffnen Sie die Bilder in ViewScan. Bestimmen Sie je einen
Referenz Stern in jedem Bild. Fügen Sie alle Bilder zur "image
list" hinzu und "zerschneiden" sie die Bilder. Die
Teilbilder können von PinPoint ausgewertet werden und Asteroiden
oder Supanovae werden automatisch gefunden. Ich würde zwei
Computer verwenden, einen um die Bilder aufzunehmen und einen
weiteren um die Bilder auszuwerten.
Abgleich der Bilder (Dunkelbildabzug, Weißbildkorrektur): Drift Scan Bilder sollten auf der Basis einer Zeile abgeglichen werden, z.B. mit ViewScan. Es gibt in Drift Scan Bildern außerhalb des "rampings" keine "heißen Pixel", höchstens "heiße Spalten". Dunkelbilder und Weißbilder können daher eindimensional sein. Meiner Meinung nach ist der Ausgleich von Drift Scan Bildern nicht ganz so wichtig wie der von nachgeführten Bildern.
Fehler in RA and DEC die
wahrscheinlich durch Schwankungen in der Atmosphäre verursacht
werden Ein vorläufiger Test. Drift Scan Bilder sollten in
Teilbilder mit einer geringen Höhe (in etwa der Höhe der
CCD) geteilt werden, dann kann dieser Effekt vernachlässigt
werden.
Es können weiter systematische Fehler in RA auftreten, die durch das "Charge Transfer Efficiency (CTE) problem" (Effektivität des Ladungstransportes in CCDs) verursacht werden. Weitere Informationen zu CTE und Schwankungen der Positionen in der Atmosphäre vergleiche: Carlsberg Meridian Catalogue 12 speziell: documentation for CMC 12 (4.86 MB)
Andere Probleme: Falls sich Wolken durch das Bildfeld bewegen, wird der Hintergrund des Bildes unterschiedlich hell sein. Ähnliches ergibt sich bei Beginn der Dämmerung, beim Aufgang des Mondes oder falls in der Nähe des Teleskopes Lampen eingeschaltet werden.
Wie WinScan oder SCAN zum
Beobachten von Bedeckungen von Sternen durch Asteroiden oder den Mond
verwendet werden können: Einige Beobachter beobachten
Bedeckungen von
Sternen durch Asteroiden mit Standardsoftware, indem sie die
Nachführung ausschalten. Die Sterne bewegen sich dann über
die CCD und verursachen Streifen. Bei einer Finsternis entsteht eine
Lücke in diesem Streifen.
Es sollte aber auch möglich
sein, das Teleskop nachzuführen und währenddessen die CCD
mit Software für Drift Scan Aufnahmen Zeile für Zeile
auszulesen. Es ergeben sich ebenfalls Streifen. See: Occultation's
Mit dieser Technik ist es auch möglich Sternbedeckungen
durch den Mond zu beobachten, und anhand des Beugungsmusters den
Durchmesser des Sternes zu messen.
Vergleiche: CCD
drift-scan imaging lunar occultation's Octavi Fors
Observing
Lunar Occultation's with CCD´s by drift-scan imaging Joan
Genebriera
Andere Anwendungen von WinScan und
Scan
Das eben beschriebene Verfahren zur Beobachtung von Bedeckungen sollte auch zur Beobachtung von Flare Sternen verwendet werden können.
Die Stärke und Frequenz des Seeings kann auf diese Weise ebenfalls beobachtet werden.
Verwendung von WinScan oder SCAN für
Speckle Bilder: WinScan kann für Speckle Bilder verwendet
werden, z.B. um Doppelsterne zu beobachten. Prinzip: Es sollte die
Nachführ-CCD im "planetary mode" (ca. 10 Spalten)
verwendet werden. Der Verschluß wird geöffnet. Es wird ca.
0,03 Sekunden belichtet, dann werden 10 Zeilen ausgelesen, danach
wieder 0,03 Sekunden belichtet und so fort. Die Zeit um eine Zeile
auszulesen und 10 Spalten zu digitalisieren liegt bei 0,002 Sekunden.
Es ergibt sich ein langes Bild mit vielen Teilbildern. Die Sterne
werden außerdem schwache Streifen verursachen, die aber
entfernt oder ignoriert werden können..
Vergleiche:
speckle.txt
WinScan hat
darüber hinaus die Möglichkeit ein "sub array image"
aufzunehmen. Die Höhe, und damit die Anzahl der Teilbilder ist
durch die Höhe der CCD begrenzt. Die Zeilen werden nicht
ausgelesen, sondern verworfen. Erst am Ende der Aufnahme wird die CCD
ausgelesen. Der Streifen im Bild ist schwächer als bei Speckle
Bildern. Für Einzelheiten bitte in der WinScan Hilfedatei
nachlesen.
Vergleiche außerdem:
Drift-Mode
CCD readout Users' Manual ( High/Low smear drift mode- speckle
images - sub array images)
Diese web side befindet sich noch im Aufbau.
updated: Sunday, August 21, 2003
istop
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http://home.t-online.de/home/christoph.flohr/astron.htm
Meine alte web side. Diese alte Seite wird ab Ende 2003
voraussichtlich nicht mehr erreichbar sein, da „t-online“
beabsichtigt, den Server „http://home.t-online.de/home/“
abzuschalten. Deshalb habe ich auch damit begonnen, unter
http://www.driftscan.com eine neue web side aufzubauen.
h Flohr Christoph Florh drift scan imaging tdi CCD scan WinScan TDI w
