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Planetenfotografie:
Die Planeten im Detail
| Inhalt | |
| 1. Allgemeines | 5. Jupiter |
| 2. Merkur | 6. Saturn |
| 3. Venus | 7. Uranus und Neptun |
| 4. Mars | 8. Pluto |
Erforderliche Vorkenntnisse: Montierungen, Nachführung, Planetenfotografie allgemein
Allgemeines
Dieser zweite Teil der Anleitung zur Planetenfotografie behandelt die Planeten im Detail. Aspekte der Planetenfotografie, die bereits im ersten, allgemeinen Teil beschrieben wurden, werden hier nicht noch einmal behandelt.
Bei jedem Planet wird der Bruchtei des Durchmessers angegeben, den er auf einem Webcamsensor einnimmt. Dieser Durchmesser bezieht sich auf die Sensoren gängiger Webcams mit 640*480 Bildpunkten im Querformat. Die Durschmesser der Planetenscheibchen sind für 2000 Millimeter Brennweite angegeben. Für andere Brennweiten müssen die Werte entsprechend umgerechnet werden.
Merkur
Merkur ist mit dem bloßen Auge nur in der Morgen- bzw. Abenddämmerung wahrzunehmen. Er steht hierbei nie vor absolut dunklem Himmel und relativ dicht über dem Horizont. Man benötigt eine sehr freie Horizontsicht, um ihn überhaupt mit bloßem Auge sehen zu können.
Hieraus folgt, dass die horizontnahen Dunstschichten und das Seeing die Beobachtung und Fotografie Merkurs extrem beeinträchtigen. Details sind hierbei nur in Ausnahmefällen und nur in Form von undeutlichen Albedostrukturen sichtbar. Eine gute Darstellung dieser Strukturen ist erst mit sehr großen Teleskopen möglich.
Mit einem Teleskop lässt sich Merkur bei vollem Tageslicht und bei tiefstehender Sonne beobachten und fotografieren. Dann stört das Seeing nicht so stark. Allerdings ist durch das Tageslicht der Kontrast auf dem Planeten stark verringert, die Beobachtung von Oberflächenstrukturen wird erschwert. Ein Rotfilter kann sehr hilfreich sein. Er blockiert die blaue Farbe des Taghimmels und Merkur ist mit seinen Albedostrukturen viel besser fotografierbar.
Ein lohnendes Ziel für die Merkurfotografie ist die regelmäßige Erfassung seiner Phase. Diese verändert sich binnen weniger Tage merklich.
Merkur hat stets einen geringen Winkelabstand zur Sonne. Es ist daher bei der Suche des Merkur strikt darauf zu achten, dass man nicht in die Nähe der Sonne kommt. Der Merkur lässt sich mit folgender Methode sicher aufsuchen:
Mit einem Sonnenfilter wird die Sonne aufgesucht und im Okular zentriert. Dann entnimmt man einem astronomischen Jahrbuch die Winkelabstände in Rektaszension und Deklination von der Sonne. Zuerst wird anhand der Stundenachse der Winkelabstand Merkurs von der Sonne in Rektaszension, danach an der Deklinationsachse sein Winkelabstand von der Sonne in Deklination eingestellt. Bei hinreichend genauer Einnordung des Teleskops müsste sich Merkur jetzt im Gesichtsfeld eines zunächst schwach vergrößernden Okulares befinden. (Sonnenfilter entfernen)
Merkur hat einen scheinbaren Durchmesser von 5 Bogensekunden (volle Scheibe) bis etwa 8,5 Bogensekunden (schmale Sichel). Das entspricht 0,0026 bis 0,0044 scheinbaren Vollmonddurchmessern. Bei hohen Effektivbrennweiten kann man die Phase gut dokumentieren.
Mit 2000 Millimetern Brennweite nimmt Merkur bei der Dichotomie 1/56 der Bildhöhe einer Webcam ein, das entspricht ca. 11 Pixel Durchmesser.
Venus
Am Morgen- bzw. Abendhimmel ist die Venus das mit Abstand hellste Gestirn am Himmel.
Im Teleskop zeigt sich die Venus strukturlos, wir blicken auf die Oberfläche eines Wolkenmeeres. Das einzig sinnvolle Ziel der Venusfotografie ist daher die Erfassung der unterschiedlichen Phasen. Diese ist nicht zuletzt wegen des relativ großen scheinbaren Durchmessers der Venus mit langbrennweitigen Teleskopen bereits mit der Fokalfotografie deutlich erkennbar.
Die Venus lässt sich aufgrund ihrer extremen Helligkeit mit Teleskopen auch sehr gut bei Tageslicht beobachten und fotografieren. Hierbei ist ein Rotfilter hilfreich, da er das Blau des Taghimmels absorbiert und der Planet dann deutlicher hervortritt. Kurz vor und nach der unteren Konjunktion, bei der die Venus zwischen Sonne und Erde steht, kann man die sehr schmale Sichel der Venus erfassen. Unmittelbar vor und nach der unteren Konjunktion können die Hörnerspitzen der Sichel aufgrund von Beugungserscheinungen innerhalb der Venusatmosphäre übergreifen und fast einen Vollkreis bilden. Dieser Effekt wird "Übergreifende Hörnerspitzen" genannt.
Beim Aufsuchen der Venus bei Tageslicht sind die gleichen Vorgehensweisen und Vorsichtsmaßnahmen einzuhalten, wie sie auch bei Merkur beschrieben sind.
Ein selten visuell beobachtetes Phänomen ist das sog. Aschenlicht der Venus. Hierbei zeigen sich bei extrem schmaler Sichel die unbeleuchteten Partien der Venusscheibe in einem matten, fahlen, grau. Extrem seltene Aufnahmen zeigen diese Bereiche der Venus gegenüber der Himmelsumgebung leicht aufgehellt. Das Aschenlicht der Venus wurde visuell bestätigt, jedoch noch nie eindeutig und reproduzierbar fotografiert (Stand: August 2006).
Mit Hilfe von UV- oder IR-Filtern kann man die Wolkenstrukturen der Venus fotografisch erfassen. Hierfür ist ein Filter zu verwenden, der das UV- bzw. nahe Infrarotlicht passieren lässt.
Das Foto zeigt die Venus, aufgenommen im Infrarotlicht. Man erkennt deutlich die Wolkenstrukturen. Daten siehe Bild.
Quelle: http://www.astrode.de/VENUS07G.HTM Copyright der Aufnahme: Bernd Gährken
Die Venus hat einen scheinbaren Durchmesser von ca. 9 Bogensekunden (nahe der oberen Konjunktion) bis ca. 57 Bogensekunden (nahe der unteren Konjunktion). Das entspricht 0,0047 bis 0,03 scheinbaren Vollmonddurchmessern.
Mit 2000 Millimetern Brennweite nimmt Venus bei der Dichotomie 1/17 der Bildhöhe einer Webcam ein, das entspricht ca. 38 Pixel Pixel Durchmesser.
Mars
Mars kommt alle zwei Jahre in Opposition zur Sonne und bietet dann eine gute Beobachtungsmöglichkeit. Allerdings nimmt seine scheinbare Größe nach der Opposition relativ schnell ab, so dass man die Zeit um die Opposition zur Fotografie nutzen sollte.
Aufgrund der starken Exzentrizität der Marsbahn ist es nicht egal, an welchem Punkt der Marsbahn die Erde den roten Planet überholt: Die Bahn der Erde um die Sonne kann mit 149,6 Millionen Kilometern mittlerem Abstand von der Sonne als annähernd kreisförmig angesehen werden. Die Umlaufbahn des Mars hingegen ist stark elliptisch: Der sonnennächste Punkt seines Orbits (Perihel) beträgt 206,7 Mio km, der sonnenfernste Punkt (Aphel) 249,2 Mio km.
Hieraus ergeben sich Oppositionsentfernungen von ca. 56 Mio. km bis ca. 100 Mio. km. Die genauen Extremwerte schwanken, da sich die Planeten und damit auch ihre Umlaufbahnen durch die Gravitationskräfte gegenseitig geringfügig beeinflussen. Die Konsequenz ist, dass Mars bei einer Aphelopposition bei gleicher Vergrößerung nur gut halb so groß erscheint wie in einer Perihelopposition.
In der Zeit um die Konjunktion beträgt der scheinbare Durchmesser des Mars etwa 4 Bogensekunden, die Oppositionsdurchmesser schwanken zwischen ca. 25,1 (Perihelopposition) und 14,1 Bogensekunden (Aphelopposition). Das entspricht 0,002 und 0,013 bzw. 0,0073 scheinbaren Vollmonddurchmessern.
Mit 2000 Millimetern Brennweite nimmt Mars bei einer mittleren Opposition etwa 1/24 der Bildhöhe einer Webcam ein, das entspricht ca. 27 Pixel Durchmesser.
Bei Periheloppositionen steht Mars in unseren Breiten sehr weit südlich. Das erschwert die Fotografie wegen des schlechteren Seeings in Horizontnähe. In dieser Zeit häufen sich auch die Staubstürme auf Mars, da er der Sonne relativ nahe ist und die Atmosphäre stärker aufgeheizt wird.
Bei Mars ist wie bei kaum einem anderen Planeten ein lichtstarkes Spiegelteleskop bzw. ein Refraktor wegen der kontrastreicheren Darstellung klar im Vorteil. Es empfielt sich ausserdem der Einsatz von CCD-Systemen, speziell Webcams, die hier in einem eigenen Abschnitt ausführlich behandelt werden.
Das folgende Foto zeigt eine solche Marsaufnahme. Daten siehe Bild.
Quelle: www.gaehrken.webspace4free.biz/mars05a.htm Copyright der Aufnahme: Bernd Gährken
Es ist schwer, den Mars mit seinen Oberflächenstrukturen detailliert zu fotografieren, da diese mit Ausnahme der Polkappen nur zart angedeutet und kontrastarm sind. Eine vernünftige Fotografie mit analogem Film zu erhalten, bedarf extrem viel Übung und auch etwas Glück. Ohne Farbfilter sind die Albedostrukturen hierbei nur schwer dokumentierbar. Die Albedostrukturen auf Mars reagieren, weil sie nur sehr blass sind, extrem anfällig auf schlechtes Seeing. Es bedarf Nächte mit guter bis sehr guter Luftruhe, um anspruchsvolle Marsaufnahmen zu gewinnen.
Mars besitzt eine Atmosphäre, in der es häufig zu Dunst- und Wolkenbildung kommt. Diese verringern den Kontrast auf der Oberfläche noch zusätzlich, allerdings kann man hier mit einem Rotfilter gegensteuern. Er verstärkt die Kontraste der Albedostrukturen und blockiert die für das bloße Auge unmerklichen Blautöne der Marsatmosphäre.
Aufgrund des geringen Kontrastes auf Mars eignen sich für die Fotografie Schwarz/Weiss-Fotos besonders. Schwarz/Weiss-Fotos haben einen höheren Kontrast als Farbfotos und können die feinen Albedostrukturen deutlich herausarbeiten. In Kombination mit Farbfiltern lassen sich mit Hilfe digitaler Aufnahmeverfahren erstaunlich gut strukturierte Schwarz/Weiss-Aufnahmen gewinnen. Mit Hilfe von Webcams lassen sich gleichwertige Farbaufnahmen des Mars gewinnen.
In Kombination mit Schwarz/Weiss-Fotos lassen sich mit verschiedenen Farbfiltern unterschiedliche Aspekte des Mars besonders gut fotografieren:
Rot- und Gelborange-Filter: Allgemeine Kontraststeigerung und deutliche Herausarbeitung der dunklen Albedostrukturen gegenüber dem rötlichen Marshintergrund. Die Blautöne der Atmosphäre (Wolken und Dunst) werden blockiert und die roten Farbtöne betont.
Grünfilter: Betonung der Polkappen und Staubstürme.
Blau- und Violettfilter: Betonung von Atmosphäre, Dunst und Wolken. Rottöne werden nahezu komplett blockiert, die Albedostrukturen sind kaum erkennbar, da praktisch nur Dunst und Wolken abgelichtet werden.
Mars bietet einige Erscheinungen, die eine regelmäßige fotografische Überwachung des Planeten interessant und lohnenswert machen:
Phase
Mars zeigt als einziger äusserer Planet eine merkliche Phase. Sie ist besonders deutlich ausgeprägt, wenn Mars sich von der Erde entfernt bzw. sich ihr nähert. Zu Zeiten um die Kunjunktion erscheint er wieder fast kreisrund. Bei stärkster Ausprägung der Phase sind nur 84% der Marsscheibe beleuchtet.
Nach der Konjunktion nimmt der beleuchtete Teil der Marsoberfläche zunächst auf 84% ab, dann nimmt er wieder zu, bis er in der Zeit um die Opposition als kreisrunde Scheibe erscheint. Nach der Opposition verhält es sich umgekehrt, bis die Konjunktion mit der Sonne erreicht ist.
Um die Entwicklung der Phase zu erfassen, sollte man den Mars etwa alle zwei Wochen fotografieren, in der Zeit um die Opposition alle paar Tage bis einmal pro Woche.
Staubstürme
Von Zeit zu Zeit treten auf Mars, insbesondere, wenn er sich in der Nähe seines sonnennächsten Bahnpunktes, dem Perihel, befindet, Staubstürme auf. Sie häufen sich auf der Halbkugel des Mars, auf der gerade Sommer herrscht.
Staubstürme können sich zu globalen Stürmen entwickeln, die den Planet komplett einhüllen. In solchen Fällen können selbst die Raumsonden, die den Mars umkreisen, keine Aufnahmen der Oberfläche gewinnen.
Staubstürme erkennt man als diffuse, gelbliche Flecken.
Polkappen
Die Entwicklung der Marspolkappen im Laufe einer Sichtbarkeitsperiode ist ein lohnendes Ziel für kleine Amateurteleskope, mit denen sie bereits deutlich zu erkennen sind.
Mit Ausnahme der Oppositionen, die während des Mars-Herbstes eintreten, erkennt man stets nur die Nord- oder Südpolkappe, die andere Polkappe ist von der Erde abgewandt. Sollten dennoch an beiden Polen weiße Kappen zu sehen sein, handelt es sich in einem Fall um Wolkenfelder, die sich in hohen nördlichen bzw. südlichen Breiten befinden.
Die Polkappen schmelzen während des Mars-Sommers so weit ab, dass sie in kleinen Teleskopen nur noch punktförmig abgebildet werden können. Im Winter frieren Wasser und CO2 aus der Atmosphäre aus. In dieser Zeit sind die Polkappen die auffälligsten Strukturen des roten Planeten.
Zur kontinuierlichen Überwachung der Polkappen sollte man etwa einmal pro Monat eine Aufnahme anfertigen. Ein Grünfilter kann die Polkappen deutlicher darstellen.
Violet Clearing
Mit einem Violettfilter kann man auch ein sehr seltenes Phänomen, das sog. "Violet Clearing", dokumentieren:
Normalerweise erkennt man mit einem Violett- oder Blaufilter kaum Details auf der Oberfläche, da sie mit einem solchen vom Dunst überdeckt werden, den der Filter verstärkt. In Einzelfällen erscheint die Oberfläche auch mit einem solchen Filter klar und detailreich. Dann ist die Marsatmosphäre praktisch dunst- und wolkenfrei, dieser Effekt wird "Violet Clearing" genannt.
Marsmonde
Der Mars besitzt zwei kleine Monde, Phobos und Deimos. Diese sind extrem lichtschwach: Phobos erreicht eine scheinbare Helligkeit von 11,3 bis 14,8 mag, Deimos ist 12,4 bis 15,7 mag hell. Mit diesen Helligkeiten sind sie zumindest theoretisch mit Ameteurteleskopen ab ca. 20 cm Öffnung fotografierbar. Da sie von Mars jedoch überstrahlt werden, benötigt man jedoch einen Trick:
Um die Marsmonde korrekt zu belichten, muss der Mars stark überbelichtet werden, wodurch die Marsmonde im Normalfall komplett überstrahlt werden. Eine Möglichkeit besteht darin, den Planet so zu positionieren, dass er sich gerade eben ausserhalb des Gesichtsfeldes der Kamera befindet.
Eine andere Möglichkeit besteht darin, den Mars auszublenden, indem im Brennpunkt des Okulars eine Blande angebracht wird, die nicht breiter ist als der Durchmesser des Marsscheibchens im Brennpunkt des Teleskops. Diese Methode erfordert jedoch sehr viel bastlerisches Geschick und sollte deshalb nur von Beobachtern mit feinmechanischer Erfahrung angewendet werden.
Marsmonde können nur nahe ihrer größten Elongation fotografiert werden. Phobos entfernt sich zur Marsopposition nur etwa 16 Bogensekunden von der Marsoberfläche und ist etwa 200.000 mal lichtschwächer als Mars. Deimos entfernt sich maximal 53 Bogensekunden von der marsoberfläche, er ist etwa 500.000 mal lichtschwächer als Mars.
Jupiter
Jupiter hat den größten scheinbaren Durchmesser aller Planeten, sieht man von der extrem schmalen Venussichel und der Spannweite der Saturnringe ab. Er hat zur Opposition einen scheinbaren Durchmesser von ca. 44 Bogensekunden, das sind 0,023 Vollmond-Durchmesser.
Mit 2000 Millimetern Brennweite nimmt Jupiter bei der Oppsition 1/8 der Bildhöhe einer Webcam ein, das entspricht ca. 78 Pixel Durchmesser.
Aufgrund seiner schnellen Rotationsperiode von 9h50min am Äquator hat er eine starke Abplattung (1:10), die sich gut dokumentieren lässt: Am Äquator erscheint Jupiter deutlich breiter als die Verbindungslinie der Pole. Die Randpartien erscheinen leicht dunkler als das Zentrum des Planeten.
Bei Jupiter schauen wir, wie bei allen Gasplaneten, auf die Oberfläche eines Wolkenmeeres. Diese erscheint cremefarben mit rotbraunen Bändern sowie dem, zur Zeit sehr blassen, Großen Roten Fleck. Dunst in der Hochatmosphäre des Jupiter kann die Sicht auf die detailreichen Wolken zeitweise beeinflussen.
Aufgrund der hohen Rotationsgeschwindigkeit sollte eine Serie von zur Überlagerung bzw. Addition und Mittelung bestimmten Aufnahmen innerhalb von fünf Minuten abgeschlossen sein, da feine Details sonst durch die Rotation des Jupiter verschmiert werden.
Das folgende Foto zeigt eine Webcam-Aufnahme des Jupiter. Daten siehe Bild.
Quelle: www.astrode.de/jup0405.htm Copyright der Aufnahme: Bernd Gährken
Jupiter ist, zusammen mit Mars, der lohnendste Planet für regelmäßige, vergleichende fotografiesche Beobachtungen:
Mit kurzen Brennweiten und Fokalaufnahmen mit Teleskopen erkennt man die vier Galileischen Jupitermonde Io, Europa, Ganymed und Callisto. Insbesondere die inneren Monde Io und Europa verändern ihre Position innerhalb von Stunden. Das lässt sich sehr gut bereits mit Brennweiten ab etwa 500 mm dokumentieren. Jupiter selbst wird hierbei allerdings überbelichtet, da bei Fokalaufnahmen Belichtungszeiten von mehreren Sekunden erforderlich sind, um die Monde deutlich sichtbar zu machen. Je länger die Brennweite gewählt wird, umso kleiner erscheint der überstrahlte Jupiter relativ zur "Spannweite" der Monde, die wie auf einer Perlenkette aufgereiht erscheinen. Bei Brennweiten unter 500 mm besteht die Gefahr, dass die scheinbar jupiternahen Monde von Jupiter komplett überstrahlt werden.
Bereits sehr kleine Amateurteleskope ab 60mm Öffnung zeigen den Großen Roten Fleck (GRF) und die zwei dunklen Wolkenbänder parallel zum Äquator. Unter Idealbedingungen (sehr gutes Seeing und eine klare Hochatmosphäre Jupiters) kann man ggf. bereits Ausfransungen der beiden dunklen Bänder erkennen. Aus der Veränderung der Position dieser Details lässt sich anhand mehrerer Aufnahmen im Abstand von etwa einer halben Stunde die Rotation des Gasriesen eindrucksvoll dokumentieren.
Auch Veränderungen der Farbe des Großen Roten Flecks sind sehr gut dokumentierbar. Mit Teleskopen ab vier Zoll Öffnung kann man deutlich die Ausfransungen der beiden dunklen Hauptbänder und ihre Veränderungen darstellen. Unter guten atmosphärischen Bedingungen erkennt man weitere schmale, dunkle Bänder in Richtung Pole.
Mit 20 Zentimetern und mehr freier Teleskopöffnung wird Jupiter zu einer Fundgrube an Details:
Die unregelmässigen Begrenzungen der Wolkenbänder greifen wie Puzzleteile ineinander über. Unter Umständen lassen sich innerhalb weniger Stunden Veränderungen dokumentieren. Durch die sehr hohen Windgeschwindigkeiten verändert sich das Abbild im Detail sehr rasch, in Ausnahmefällen ändern sich Feinstrukturen sogar binnen weniger Minuten. Die beiden dunklen Hauptbänder zeigen interne Strukturen, und der Große Rote Fleck ist andeutungsweise strukturiert, besonders in Teleskopen ab etwa 30 Zentimeter Öffnung.
Es lassen sich auch Veränderungen der Umlaufgeschwindigkeiten einzelner atmosphärischer Erscheinungen auf fotografischem Wege dokumentieren:
Die Umlaufgeschwindigkeiten werden anhand ihrer Durchgänge durch den Zentralmeridian gemessen. Das ist eine gedachte Linie, die die Pole verbindet. Die Umlaufperiode der Wolkenstruktur ist die vergangene Zeit zwischen zwei Passagen des Zentralmeridians. Kann man zwei direkt aufeinander folgende Passagen nicht aufnehmen (das ist nur in seltenen Fällen in langen Winternächten möglich), nimmt man den übernächsten Durchgang und dividiert ihn durch zwei. Bei häufiger Durchführung solcher Messungen kann man Veränderungen der Umlaufgeschwindigkeiten und geographischer Länge von Wirbelstürmen anschaulich dokumentieren.
Mit großen Geräten lässt sich auch fotografisch dokumentieren, wie sich zum Teil kurzfristig kleine Wirbelstürme entwickeln und wieder auflösen.
Anwendung von Farbfiltern
Rot- und Gelb- bzw. Orangefilter verbessern allgemein den Kontrast und arbeiten einzelne Wolkenbänder und Details in ihnen deutlich heraus.
Blaufilter lassen den Großen Roten Fleck detailreicher erscheinen und heben Details innerhalb der Wolkenbänder hervor.
Diese Hervorhebungen gelingen besonders gut bei Schwarz/Weiss-Aufnahmen.
Jupitermond-Erscheinungen
Es können folgende Jupitermond-Erscheinungen fotografisch dokumentiert werden:
Verfinsterungen: Der Mond tritt in den Kernschatten des Jupiter ein. Diese Ereignisse sind während der Oppositionsphase schlecht zu beobachten, da wir dann frontal auf den Planet schauen und die Verfinsterung mit der Bedeckung durch den Planet zeitlich zusammenfällt. Dies lässt sich am besten mit einer Aufnahmeserie dokumentieren.
Bedeckung: Der Mond wird durch Jupiter bedeckt. Selten bedecken sich zwei Monde gegenseitig.
Schattenvorübergang: Der Schatten eines Jupitermondes wandert als schwarzer Punkt über Jupiter. Je nach Position relativ zur Sonne ist der schattenerzeugende Mond neben dem Planet zu erkennen.
Durchgang eines Mondes: Ein Mond wandert vor der Jupiterscheibe entlang. Der Kontrast ist sehr gering, das Ereignis ist nur mit großen Amateurteleskopen deutlich zu fotografieren.
Mit Ausnahme der Durchgänge sind alle Erscheinungen bereits mit kleinen Amateurteleskopen gut fotografierbar.
Saturn
Saturn hat das mit Abstand größte Ringsystem aller Gasplaneten und ist deshalb der eindrucksvollste und wohl auch beliebteste Planet bei Astrofotografen. Die klare Form der Ringe erleichtert auch die Fokussierung.
Zur Opposition hat das Saturnscheibchen einen scheinbaren Durchmesser von ca. 20 Bogensekunden, der Durchmesser der Ringe beträgt dann ca. 45 Bogensekunden. Das entspricht 0,01 bzw. 0,023 scheinbaren Vollmonddurchmessern.
Mit 2000 Millimetern Brennweite nimmt Saturn bei der Opposition 1/19 der Bildhöhe einer Webcam ein, das entspricht ca. 34 Pixel Durchmesser. Die Spannweite der Ringe beträgt dann 1/8 der Bildhöhe, das entspricht ca. 78 Pixel Durchmesser.
Die Fokalfotografie des Saturn mit seinen Monden ist nicht so eindrucksvoll wie bei Jupiter, da sie weiter vom Planeten weg stehen und lichtschwächer sind. Saturn muss also stärker überbelichtet werden. Dennoch kann man die Wanderung der hellsten Saturnmonde Titan, Rhea, Tethys, Dione und Iapetus dokumentieren, wenn man Aufnahmen im Abstand von einigen Stunden bis Tagen (bei Iapetus) anfertigt. Die Belichtungszeit beträgt einige Sekunden, abhängig von der Lichtstärke der Optik und ISO-Empfindlichkeit.
Das folgende Foto zeigt ein Saturnfoto als Einzel-Rohbild, Summenbild und geschärftes Summenbild. Daten siehe Bild:
Quelle: www.astrode.de/sat0206.htm Copyright der Aufnahme: Bernd Gährken
Die Atmosphäre des Saturn zeigt bei kleinen bis mittelgroßen Optiken ein dunkles Wolkenband pro Hemisphäre. Mit großen Geräten ab etwa 20 cm Öffnung nimmt die Zahl zu, abhängig von der Luftunruhe und der Dicke der Dunstschicht, die immer über der Saturnatmosphäre liegt. Die Wolkenschichten sind kaum verwirbelt und greifen nicht wie bei Jupiter ineinander über.
Die fotografisch verfolgbaren Veränderungen der Atmosphäre sind eher von langfristiger Natur und erst mit größeren Teleskopen ab etwa 20 cm Öffnung sinnvoll zu erfassen:
Die Wolkenbänder variieren in Anzahl und Helligkeit. Dies ist auf Veränderungen der Dicke der Dunstschicht über den Wolkenbändern zurückzuführen.
Sehr selten bilden sich in äquatornahen Bereichen weiße Flecken in der Saturnatmosphäre, die so groß werden können wie der Große Rote Fleck auf Jupiter, in Ausnahmefällen umspannen sie den halben Planet. Sie halten nur selten länger als wenige Tage oder Wochen, in den letzten 200 Jahren trat das nur viermal ein. Größere Flecken treten etwa alle 30 Jahre während des Hochsommers bei starker Sonneneinstrahlung auf.
Das Ringsystem ist für Teleskope aller Größen interessant:
Es ändert regelmässig seinen Öffnungswinkel, im Laufe eines 29,5-jährigen Umlaufs um die Sonne blicken wir alle 15 Jahre auf die Kante, das Ringsystem ist dann kurzzeitig nicht sichtbar. Unmittelbar vor und nach der Kantenstellung ist es mit großen Teleskopen als haarfeine Linie fotografierbar. Etwa 7,5 Jahre vor und nach der Kantenstellung zeigen sich die Ringe im größten Öffnungswinkel. In dieser Zeit lassen sich die Feinstrukturen wie Teilungen und Strukturen der Ringe besonders günstig mit kleinen Geräten erfassen.
Die Ringe haben unterschiedliche Helligkeiten. Der äussere Ring, Ring A, ist heller als der innere Ring, Ring B. Dieser Helligkeitsunterschied ist unter günstigen Umständen mit vier Zoll, deutlicher mit sechs Zoll Teleskopöffnung fotografierbar. An den Ring B schließt sich nach innen der Ring C, der sog. Flor- oder Kreppring, an. Dieser ist sehr lichtschwach und erst ab etwa sechs Zoll freier Öffnung deutlich zu fotografieren.
Die Ringe A und B werden durch die ca. eine Bogensekunde (!) breite Cassini-Teilung getrennt. Bei günstigen Bedingungen kann sie mit kleinen Öffnungen abgebildet werden. Für eine deutliche Darstellung sollte die Äuivalentbrennweite so lang gewählt werden, dass die Teilung mindestens zwei, besser drei bis vier, Pixel breit ist.
Der A-Ring wird wiederum durch die extrem schmale Encke-Teilung, auch Bleistiftlinie genannt, geteilt. Die Encke-Teilung hat nur etwa ein Zehntel der Breite der Cassini-Teilung und befindet sich am äusseren Rand des A-Ringes. Man benötigt mehr als 20 cm Öffnung, perfekte Luftruhe und hohe Äquivalenzbrennweiten, um diese Teilung zu fotografieren.
Farbfilter
Gelb- und Rotfilter werden zur allgemeinen Kontraststeigerung eingesetzt.
Uranus und Neptun
Die beiden äussersten Gasplaneten sind wegen ihrer geringen scheinbaren Größe äußerst schwer in Großaufnahme zu fotografieren. Aufnahmen, die sie gegenüber Sternen deutlich als Scheibe zeigen, sind meistens verwaschen, da extrem lange Äquivalenzbrennweiten benötigt werden, die die Aufnahmeapparatur extrem lichtschwach und somit seeinganfällig machen.
Ihre scheinbaren Durchmesser betragen ca. vier Bogensekunden (Uranus) bzw. 2,5 Bogensekunden (Neptun). Das entspricht 0,002 bzw. 0,0013 scheinbaren Vollmonddurchmessern. Um die Planetenscheibe deutlich erkennbar zu machen, sind also Teleskope a acht, besser zehn Zentimeter Öffnung erforderlich.
Mit 2000 Millimetern Brennweite nimmt Uranus bei der Opposition 1/100 der Bildhöhe einer Webcam ein, das entspricht ca. 6,4 Pixel Durchmesser. Neptun bringt es dann auf 1/142 der Bildhöhe, das entspricht ca. 4,5 Pixel Durchmesser.
Der 13,5m schwache Neptunmond Triton ist in der Nähe des relativ hellen Neptuns nur schwer erfassbar. Die Belichtungszeiten hierfür liegen im 30-Sekunden-Bereich, abhängig von der Lichtstärke der Optik und ISO-Empfindlichkeit. Gleiches gilt für die Uranusmonde.
Für die fotografische Erfassung der Uranus- und Neptunmonde empfehlen sich hochempfindliche Schwarz/Weiss-Kameras, wie sie auch zur Videoüberwachung eingesetzt werden, beispielsweise Mintron-Kameras. Hierbei werden die Mutterplaneten natürlich stark überbelichtet.
Die sinnvollsten Ziele der Fotografie dieser Planeten sind daher die Darstellung der Wanderung zwischen den Sternen und die Erfassung der Farben: Uranus erscheint türkisgrün, Neptun bläulich.
Pluto
Pluto ist mit etwa 13,9m Oppositionshelligkeit und 0,1 Bogensekunden scheinbarem Durchmesser nur anhand seiner Bewegung von Sternen zu unterscheiden.
Pluto lässt sich mit Amateurmitteln nicht als Planetenscheibchen auflösen.
Mit einen vier-Zoll-Teleskop ist er eben noch fotografisch erfassbar. Für eine deutliche Darstellung sollten sechs bis acht Zoll Öffnung gewählt und Aufnahmen im Abstand einiger Tage angefertigt werden.
Die benötigten Belichtungszeiten liegen mit hochempfindlichen Kamerasystemen im 30 Sekunden- bis Minutenbereich, abhängig von der Lichtstärke der Optik und ISO-Empfindlichkeit.
Ergänzender Artikel: Webcams