Deep Sky Fotografie
Gesichtsfeld (FOV) & Pixelwaage
Optik & Kamera
Sensor-Auflösung
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Dieses Tool berechnet das exakte Gesichtsfeld deines Kamerasensors in Grad sowie die Pixelwaage in Bogensekunden pro Pixel. Damit siehst du sofort, ob dein Wunschobjekt vollständig auf den Sensor passt und wie fein die Details abgebildet werden. Der Rechner berücksichtigt dabei das direkte Zusammenspiel aus der Brennweite deines Teleskops und den physikalischen Abmessungen sowie der Pixelgröße deines Kamerasensors.
Die mathematische Formel
Das Gesichtsfeld deines Sensors in Grad wird über die Abmessungen des Chips und die Brennweite berechnet:
Die Pixelwaage in Bogensekunden pro Pixel setzt die physische Pixelgröße direkt in Relation zur Brennweite des Teleskops:
Die Variablen im Detail:
- Die Kamerasensor-Abmessung in Millimetern (Breite oder Höhe des Chips)
- Die Brennweite des Teleskops in Millimetern
- Die physische Pixelgröße deiner Kamera in Mikrometern
- Die mathematischen Konstanten zur Umrechnung von Radiant in Grad sowie in Bogensekunden
Theoretisches & Praktisches Auflösungsvermögen
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Dieses Tool berechnet das theoretische Auflösungsvermögen deines Teleskops nach dem Dawes- und dem Rayleigh-Kriterium. Um den realen Bedingungen am Nachthimmel gerecht zu werden, kannst du die aktuelle Luftunruhe (das Seeing) manuell vorgeben. Der Rechner ermittelt daraus das tatsächliche Auflösungsvermögen der Nacht und nutzt das Nyquist-Abtasttheorem, um dir den idealen Abbildungsmaßstab für deine Kamera auszugeben, damit feine Details weder im Matsch untergehen noch verpixeln.
Die mathematische Formel
Das theoretische Auflösungsvermögen nach dem Dawes-Kriterium wird berechnet, indem eine feste Konstante durch die Öffnung des Teleskops in Millimetern geteilt wird:
Das optimale Abtastfenster für die Pixelwaage nach dem Nyquist-Theorem basiert auf dem realen Limit der Nacht und berechnet sich wie folgt:
Die Variablen im Detail:
Das theoretische Auflösungsvermögen in Bogensekunden
Die freie Öffnung des Teleskops in Millimetern
Das effektive Auflösungsvermögen der Nacht (der jeweils schlechtere Wert aus Optik-Limit und Seeing)
Die optimale Pixelwaage in Bogensekunden pro Pixel
Belichtungszeit-Vergleich nach Öffnungsverhältnis
Teleskop A (Referenz)
Teleskop B (Vergleich)
Bitte trage gültige Werte ein um das Verhältnis zu berechnen.
Dieses Tool berechnet, wie sich das Öffnungsverhältnis (die f-Nummer) verschiedener Teleskope auf die benötigte Belichtungszeit auswirkt, um die exakt gleiche Bildhelligkeit auf dem Sensor zu erzielen. Da sich die Lichtstärke quadratisch zum Öffnungsverhältnis verhält, hilft dir der Rechner dabei, den exakten Zeitfaktor zwischen einem „schnellen“ und einem „langsameren“ optischen System zu ermitteln. Wenn du dein Hauptsetup mit einem Zweitgerät oder einem neuen Teleskop vergleichst, siehst du sofort, wie viel Zeit du in einer Nacht einsparst oder zusätzlich investieren musst.
Die mathematische Formel
Das Öffnungsverhältnis wird aus der Brennweite geteilt durch die Öffnung berechnet:
Die Formel für die benötigte Belichtungszeit von Teleskop B im quadratischen Verhältnis zur vorgegebenen Zeit von Teleskop A lautet:
Die Variablen im Detail:
- Das Öffnungsverhältnis von Teleskop A (z. B. 3,9 bei deinem Setup)
- Das Öffnungsverhältnis von Teleskop B (z. B. 5,0 beim Vergleichsgerät)
- Die geplante Belichtungszeit mit Teleskop A in Minuten oder Stunden
- Die resultierende, benötigte Belichtungszeit für Teleskop B, um die identische Signalstärke auf den Sensor zu bekommen
Max. Belichtungszeit bei azimutaler Montierung (Bildfelddrehung)
Optik & Kamera
Standort & Toleranz
*Startwert 49.2° entspricht in etwa Deutschland/Roth. Je weiter im Süden du dich befindest, desto stärker wird der Effekt.
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Hier ist der kurze, fokussierte Hintergrund für die Maximale Belichtungszeit bei azimutaler Montierung (Bildfelddrehung):
Der technische Hintergrund zur Berechnung
Dieses Tool berechnet die maximale Zeit, die du mit einer azimutalen Montierung belichten kannst, bevor die Sterne an den äußeren Bildrändern deines Sensors durch die Erddrehung zu Strichen verwaschen. Da ein universeller Rechner die exakte Position deines Wunschobjekts am Himmel nicht live abfragen kann, nutzt dieses Tool eine etablierte Methode aus der Astronomie und berechnet das absolute Worst-Case-Szenario. Die Bildfelddrehung verhält sich am Himmel extrem ungleichmäßig und schlägt beim Durchgang im Süden (Meridian) am brutalsten zu. Der Rechner nimmt für deinen Breitengrad genau diese kritische Süd-Passage als Maßstab. Wenn deine Sterne dort rund bleiben, bist du überall am Himmel auf der sicheren Seite.
Die mathematische Formel
Die maximale Feldrotationsrate für den kritischsten Punkt im Süden wird über die Erddrehung und deinen Standort definiert:
Daraus leitet sich die maximale Belichtungszeit ab, bevor die Sterne am äußersten Bildrand die gewählte Pixel-Toleranz überschreiten:
Die Variablen im Detail:
- Die konstante Rotationsgeschwindigkeit der Erde in Bogensekunden pro Sekunde
- Der Breitengrad deines Standorts, der bestimmt, wie schräg du auf die Rotationsachse blickst
- Die Brennweite deines Teleskops in Millimetern
- Der Abstand vom Bildzentrum zum Rand deines Kamerasensors in Millimetern
- Deine Pixelwaage (Abbildungsmaßstab) in Bogensekunden pro Pixel
- Deine im Rechner gewählte Toleranzgrenze in Pixeln
Planeten Fotografie
Max. Aufnahmezeit vor Planeten-Unschärfe (Eigendrehung)
Optik & Kamera
Zielobjekt
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Dieses Tool berechnet die maximale Zeitdauer für deine Video- oder Bildsequenzen bei der Planetenfotografie, bevor die schnelle Eigenrotation des Planeten feine Oberflächendetails auf dem Sensor verwischt. Da Gasriesen wie Jupiter oder Saturn sich extrem schnell um die eigene Achse drehen, wandern Strukturen am Planetenäquator während einer langen Aufnahme merklich weiter. Der Rechner ermittelt das absolute Worst-Case-Szenario für den Äquator des jeweiligen Planeten. Bleibt deine Aufnahmezeit innerhalb dieses berechneten Fensters, ist garantiert, dass die Rotation des Planeten kleiner bleibt als das theoretische Auflösungsvermögen deines Teleskops, und die Details knackig scharf abgebildet werden.
Die mathematische Formel
Die maximale Aufnahmezeit wird maßgeblich durch die Rotationsgeschwindigkeit am Äquator des Planeten und das Auflösungsvermögen deines Teleskops bestimmt:
Die Variablen im Detail:
- Das theoretische Auflösungsvermögen des Teleskops nach dem Dawes-Kriterium in Bogensekunden
- Die scheinbare Rotationsgeschwindigkeit des Planetenäquators in Bogensekunden pro Sekunde (berechnet aus dem aktuellen Scheibchendurchmesser und der tatsächlichen Rotationsperiode des Planeten)
- Die maximale Aufnahmezeit in Sekunden, bevor die Bewegungsunschärfe das optische Limit des Teleskops überschreitet
Optimaler Barlow-Faktor (Lucky Imaging) — Dynamisch
Trage einfach zwei beliebige Werte ein. Das verbleibende Feld wird automatisch nach dem Nyquist-Theorem berechnet.
Optisches System
Kamerasensor
Bitte gib zwei Werte ein, um die Berechnung zu starten.
Optimaler Barlow-Faktor (Lucky Imaging)
Teleskop-Optik
Kamerasensor
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Dieses Tool berechnet den optimalen Barlow-Linsen-Faktor für die hochauflösende Planetenfotografie mittels Lucky Imaging. Um die feinsten Details, die dein Teleskop rein optisch trennen kann, verlustfrei auf den Kamerasensor zu projizieren, müssen Optik und Pixelgröße perfekt aufeinander abgestimmt sein. Der Rechner nutzt hierfür das mathematische Nyquist-Abtasttheorem und ermittelt das ideale Ziel-Öffnungsverhältnis, bei dem das optische Limit der Beugungsgrenze exakt auf die Pixelstruktur deines Sensors passt, ohne Licht durch Übervergrößerung zu verschenken.
Die mathematische Formel
Das optimale Öffnungsverhältnis für Planetenaufnahmen im sichtbaren Licht berechnet sich direkt aus der Pixelgröße deiner Kamera:
Der benötigte Barlow-Faktor ergibt sich aus dem Verhältnis des optimalen f-Wertes zu deinem aktuellen, nativen Öffnungsverhältnis:
Die Variablen im Detail:
- Das optimale Öffnungsverhältnis (der ideale f-Wert für Planetenaufnahmen)
- Die physische Pixelgröße deiner Kamera in Mikrometern (z. B. 4,63 µm bei deinem Setup)
Visuelle Beobachtung
Wahres Gesichtsfeld im Okular & Vollmond-Vergleich
Teleskop
Okular-Eigenschaften
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Dieses Tool berechnet das wahre Gesichtsfeld am Himmel, das du beim Blick durch ein bestimmtes Okular tatsächlich überblicken kannst, und setzt es in Relation zum Vollmond. Während das scheinbare Gesichtsfeld eine feste Eigenschaft des Okulardesigns ist (wie weit du das Auge im Gummi umschauen musst), hängt das wahre Gesichtsfeld direkt von der resultierenden Vergrößerung deiner Teleskop-Kombination ab. Um dir eine sofortige, visuelle Vorstellung zu geben, nutzt der Rechner den durchschnittlichen scheinbaren Durchmesser des Vollmonds als feste kosmische Maßeinheit. So siehst du auf einen Blick, wie oft der Mond nebeneinander in dein Sichtfeld passen würde.
Die mathematische Formel
Zuerst wird die Vergrößerung aus der Brennweite des Teleskops geteilt durch die Brennweite des Okulars ermittelt:
Das wahre Gesichtsfeld in Grad wird anschließend über das scheinbare Gesichtsfeld des Okulars und die berechnete Vergrößerung bestimmt:
Die Variablen im Detail:
- Die Vergrößerung des optischen Systems (z. B. 40-fach)
- Die Brennweite des Teleskops in Millimetern
- Die Brennweite des Okulars in Millimetern
- Das scheinbare Gesichtsfeld des Okulars in Grad (Herstellerangabe, z. B. 68° oder 82°)
- Das wahre Gesichtsfeld in Grad am echten Himmel
