Vātes [ˈväːt̪es] – aus dem Germanischen/Keltischen: der Seher
Die Idee |
Standard / Travel |
Besonderheiten |
Ergebnisse
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Kenndaten und Preise |
Ausgangspunkt des hier vorgestellten Konzeptes war die rasante Entwicklung, welche Kameras, bestückt mit CMOS-Sensoren, in den letzten Jahren durchlaufen haben. Angetrieben durch den Massenmarkt welcher nach immer kleineren, effizienteren, empfindlicheren und gleichzeitig besser auflösenden Sensoren für Smartphone und Taglicht-Kamera verlangt veränderte sich auch das Angebot für die Astrofotografie welches auf dieselbe Hardware zurückgreift. Aus diesen teils erheblichen Veränderungen bei den Kameraeigenschaften ergeben sich Konsequenzen welche bei der Auslegung eines Teleskopes Berücksichtigung finden müssen um die Vorzüge der heutigen und auch zukünftiger Sensorgenerationen auch wirklich nutzen zu können.
Während die lange den frühen CMOS-Sensoren überlegenen CCD-Sensoren mit ihren relativ großen Pixeln besser mit langbrennweitigen Teleskopen und großen Bildkreisen harmonieren, so stellen moderne CMOS-Sensoren deutlich veränderte Anforderungen an das vorgeschaltete optische System und die tragende Mechanik.
Folgende Überlegungen beeinflussten die Idee hinter Vātes
Die Kamerapixel sind kleiner geworden: Die Pixeldimensionen sind nicht selten um den Faktor 3 kleiner geworden und harmonieren nun besser mit kürzeren Brennweiten bei gleichzeitig hoher Güte der optischen Komponenten. Der Abbildungsmaßstab ist bei der Auslegung eines fotografisch genutzten Teleskopes einer der entscheidenden Faktoren – für den passenden Abbildungsmaßstab wird mit kleineren Pixeln die Brennweite geringer ausfallen, dadurch wird das Teleskop bei gleichbleibender Apertur lichtstärker
Die Sensoren sind in der Tendenz kleiner geworden: durch die kleinen Pixel lassen sich mit kürzeren Brennweiten seeinglimitierte Aufnahmen erstellen. Hierdurch besteht weniger Notwendigkeit physisch großflächige Sensoren zu verwenden, um trotz der hohen Brennweite ein angemessen großes Bildfeld zu erzielen. Die Anforderung teleskopseitig riesige Bildkreise welche zu einem Vollformat- oder gar Mittelformatsensor passen bereitzustellen wird unbedeutender, da diese Anforderung mehr ein Symptom als eine Lösung darstellte. Entsprechend „realistisch“ können Kosten für Korrektoren, Filter etc. ausfallen
Die Quanteneffizienz ist gestiegen, das Rauschen (thermisches Rauschen und Ausleserauschen) ist geringer geworden: Durch die hohe Quanteneffizienz und das verbessterte Rauschverhalten der Elektronik werden Einzelbelichtungszeiten drastisch kürzer. Liegen typische Einzelbelichtungszeiten mit CCD-Sensoren, kombiniert mit moderaten bis langsamen Öffnungsverhältnissen, nicht selten im Bereich von 3-10 Minuten, so ist eine Einzelaufnahme eines CMOS-Sensors neuerer Generation unter Verwendung eines Instrumentes mit einem Öffnungsverhältnis f/3,5 bis f/4,5 in 10-30 Sekunden hintergrundlimitiert und damit ausbelichtet – eine Verlängerung der Belichtungszeit bringt keine neuen Informationen hervor da sich das Signal über dem kaum noch vorhandenen Rauschpegel längst abgehoben hat
Mit dem Komakorrektor ParaCorr Typ II lassen sich schnelle Newton-Teleskope hervorragend korrigieren: Trotz der Brennweitenverlängerung um 15% handelt es sich weiterhin um ein „schnelles“ optisches System solange das Grundsystem zwischen f/3 bis f/4 ausgelegt ist, gleichzeitig verbessern sich Feldkorrektur und Justagetoleranzen erheblich - bei gleichzeitiger Beibehaltung kompakter physischer Dimensionen der Teleskopmechanik
Das Öffnungsverhältnis wird in der Konsequenz schneller: Aus dem schnelleren Öffnungsverhältnis ergibt sich, dass Gesamtbelichtungszeiten kürzer ausfallen können – alternativ werden bei gleichbleibender Belichtungszeit tiefere Ergebnisse ermöglicht. Außerdem…
… wird das Teleskop wird in der Konsequenz kompakter und leichter: Das nun kürzer gewordene Öffnungsverhältnis resultiert in einem kurzen Tubus. Zusammen mit einem leichten Hauptspiegel lassen sich durch die kompakten Abmessungen auch bei geringem Gewicht steife Konstruktionen erzielen – das Gesamtgewicht kann im Vergleich zu klassischen Konstruktionen erheblich reduziert werden
Die Montierung wird in der Konsequenz leichter: die kurzen Einzelbelichtungszeiten und das verringerte Tubusgewicht resultieren in verringerten Anforderungen an die Tragfähigkeit der Montierung, die Qualität der Nachführung über längere Zeiträume und der Frage ob aktives Guiding noch betrieben werden muss
Die Effizienz steigt infolge weniger Ausschuss: Unzulänglichkeiten der Montierung, böiger Wind, Satelliten und kurzzeitiges Streulicht beeinflussen die Ausschussrate aufgrund der kurzen Einzelbelichtungen deutlich weniger als bei längeren Belichtungszeiten. Ungeeignete Einzelbilder werden von der Bildbearbeitungssoftware erkannt und aussortiert oder weniger gewichtet ohne dass das Gesamtergebnis dadurch an Qualität verliert. Seeingeinflüsse wirken sich ebenfalls in geringerem Maße auf das Endergebnis aus
Maximal große Öffnungen mit einem kurzen Öffnungsverhältnis werden in der Konsequenz transportabel: Aufgrund des Leichtbaukonzeptes können vorhandene Montierungen mit einer größeren Optik ausgestattet werden. Oder bei gegebener Baugröße des Teleskopes kann die Montierung in manchen Fällen kleiner ausfallen. Die leichte, kompakte, transportable Ausrüstung schafft die Möglichkeit unter einem dunklen Himmel zu fotografieren, dies erhöht weiter das Signal-Rausch-Verhältnis.
Die Idee hinter den Vātes-Astrographen ist, dieses Potential in ein sinnvolles technisches Konzept umzusetzen.
Vātes-Astrographen sind in zwei Ausführungen erhältlich welche sich durch Transportmaße und Auf- bzw. Abbauaufwand unterscheiden.
Standard-Version
Die Standard-Ausführung entspricht dem klassischen Aufbau, so wie dieser von anderen Designs bekannt ist. Hauptspiegelzelle, Mittelteil und Hut werden einzeln transportiert, ebenso die 16 Gitterrohre welche zu 8 Paaren zusammengefasst sind und die drei Hauptkomponenten verbinden. Der Aufbau ist bis D400mm gut von einer Person zu leisten, darüber ist es empfehlenswert mit zwei Personen aufzubauen. Jedes Gitterrohrpaar wird zunächst mit dem Mittelteil verschraubt. Als nächstes wird der Mittelteil auf die Hauptspiegelzelle gesetzt und mit dieser über acht Rändelschrauben verbunden. Im nächsten Schritt sollten Mittelteil+Hauptspiegelzelle über die Prismenschiene mit der Montierung verbunden werden. Nun wird bei etwa senkrecht gestellter Mechanik der Hut aufgesetzt und ebenfalls über acht weitere Rändelschrauben befestigt.
Diese Ausführung benötigt ca. 10-15 Minuten Aufbauzeit. Aus der Beschreibung ist schon abzulesen, dass einige Verschraubungen stattfinden müssen um zum Ziel zu gelangen, außerdem müssen größere Massen auf die Montierung gehoben werden.
Dennoch hat die Standard-Version ihre Berechtigung. Zum Einen ist diese Version kostengünstiger als die unten vorgestellte, wesentlich montagefreundlichere Travel-Version. Und zum Anderen gibt es Szenarien in denen ein regelmäßiger Auf- und Abbau nicht stattfindet – für Sternwarten stellt die Standard-Version zweifellos eine Lösung dar welche unter stationären Bedingungen vollauf ausreicht.
Travel-Version
Astronomen welche mobil sein wollen werden die Vorteile zu schätzen wissen welche die zweite Vātes-Variante, die Travel-Version, bietet. Das Konzept hinter der Travel-Version ist konsequent auf schnellen, unkomplizierten Transport und Aufbau ausgelegt. Das Instrument wird in wahlweise drei oder vier Hauptkomponenten transportiert, die sechzehn Gitterrohre bleiben dabei fester Bestandteil dieser Komponenten. Neben einem Aufbau in 3-5 Minuten ist weiter hervorzuheben, dass (bei gleicher Orientierung der Komponenten) die Grundjustage bei jedem erneuten Aufbau fast perfekt erhalten bleibt. Dies verkürzt die Justageprozedur welche direkt mit dem Feintunig anfangen kann.
Zusätzlich zur durchdachten Verbindung der einzelnen Komponenten unterstützt auch das geringe Gewicht aller Vātes-Astrographen die Transportfähigkeit. So lässt sich ein D460mm Vātes-Travel problemlos von einer Person in wenigen Minuten aufbauen.
Sportliche Personen werden auch die D535mm Baugröße alleine bewältigen können. Einfacher geht der Aufbau ab dieser Größe zweifellos mit zwei Personen vonstatten. Dieser Umstand betrifft jedoch jedes Teleskop dieser Dimensionen wenn dieses auf einer EQ-Montierung genutzt wird.
Durch die beschriebenen Eigenschaften ist es komfortabel möglich mit einem Vātes-Astrographen in der Travel-Ausführung mobil Astrofotografie zu betreiben – und dies selbst mit Baugrößen welche noch vor wenigen Jahren als reine Sternwarteninstrumente galten.
Hauptabmessungen und Gewichte Standard-/Travel-Version
Quasi-Athermisch
Durch eine bewusst gewählte und durch Berechnungen gestützte Kombination von Materialen verschiedener Ausdehnungskoeffizienten ist das Vātes-Design quasi-athermisch ausgelegt. Dies bedeutet, dass eine aufgrund Temperaturänderung unvermeidbare Verschiebung der Fokusposition geringstmöglich ausfällt.
Dieser Sachverhalt wird umso wichtiger je „schneller“ das Teleskop ausgelegt ist. Denn mit kleiner werdendem Öffnungsverhältnis wird auch die Zone schmaler in welcher sich der Sensor befinden muss um das maximale Auflösungsvermögen zu erzielen.
Diesem Umstand wurde während der Entwicklung besonderes Augenmerk zuteil da ein Instrument mit ungünstiger Materialwahl innerhalb kurzer Zeit sein Leistungsvermögen einbüßt.
Hauptspiegel und Hauptspiegelzelle
Das eigentliche Highlight aller Vātes-Astrographen sind die optischen Komponenten und deren Lagerung. Der Hauptspiegel wird in Einzelfertigung mit großer Sorgfalt für Ihr Teleskop angefertigt und die hohe Qualität meiner Optiken ist ein entscheidendes Element des Vātes-Konzeptes.
Jahrelange Erfahrung bei der Fertigung großer, dünner Optiken ermöglicht eine zuverlässig hohe optische Qualität. Doch diese lässt sich nur wirklich ausreizen wenn es die Bedingungen auch zulassen. Oft spielt einem das atmosphärische Seeing einen Streich – so scheint es zumindest. Denn dieses lässt sich im Ergebnis kaum von hausgemachten Problemen unterscheiden und sehr weit entfernte und sehr nahe Thermik werden daher oft in einen Topf geworfen.
Allzu oft wurde durch die thermische Masse des Hauptspiegels selbst in Gang gehaltenes „Seeing“ direkt vor der optischen Fläche als unvermeidbar hingenommen und weichgespült wirkende Abbildungen großer Spiegel unter Flachlandbedingungen als Beleg dafür angebracht dass große Optiken ihren theoretischen Vorteil in der Auflösungsfähigkeiten meist nicht ausspielen können.
Doch nach zahlreichen bemerkenswerten Erfahrungen bei der Beobachtung und Fotografie mit dünnen Spiegeln hat sich eine Erkenntnis durchgesetzt – das Seeing ist seit dem Einsatz dünner Spiegel erstaunlich oft erstaunlich gut geworden!
Selbstverständlich existiert nach wie vor das atmosphärische Seeing und es setzt jedem Teleskop mal weitere, mal engere reale Grenzen. Aber dieses Grundproblem lässt sich merklich verschlimmern wenn ein massiver Hauptspiegel eingesetzt wird welcher die gesamte Nacht den fallenden Temperaturen hinterher „dampft“. Die beste optische Qualität ist dann durch die eigene Thermik ausgehebelt und kann seine auf dem Papier beeindruckende optische Laborqualität allzu selten zeigen.
Doch die Verwendung dünner Optiken und eventuell auch aktiver Hilfe durch eine Belüftung kann hier einen realen Effekt bewirken. Weiter tun dies auch möglichst kurze Einzelbelichtungszeiten, so dass sich der Kreis des Vātes-Konzeptes hier wieder schließt.
Doch die bestmögliche Optik kann ihr Potential nur entfalten wenn die Mechanik dies im wahrsten Sinne unterstützt. Gerade bei dünnen Hauptspiegeln fällt der Lagerung besondere Bedeutung zu. Zum Einen sind viele Auflagepunkte nicht zwingend ein Garant für eine gute axiale Lagerung – Designfehler können hier viel Performance kosten. Und gerade auch an die Laterallagerung werden bei parallaktisch montierten Instrumenten besondere Anforderungen gestellt welche viele mechanische Lösungen nur teilweise oder gar unzureichend erfüllen.
Alleinstellungsmerkmal der in den Vātes-Astrographen verbauten Hauptspiegelmechaniken ist der Zentralsupport welcher den Hauptspiegel in einer nicht durchgängigen Bohrung exakt in der Schwerelinie des Spiegels im Inneren punktuell und ohne Einschränkung in den übrigen Freiheitsgraden lagert. Der Einfluss dieser Form der Lagerung auf das Glas ist minimal, der Kontaktpunkt macht sich auf der Vorderfläche lediglich eng begrenzt in der Mitte durch eine wenige Nanometer „tiefe“ Delle bemerkbar welche durch den Fangspiegelschatten reichlich überdeckt wird und in der Praxis daher unsichtbar ist. Der von anderen Lagerungen bekannte Potato-Chip Effekt, welcher selbst bei stärkeren Gläsern für einen mehr oder weniger stark ausgeprägten Astigmatismus verantwortlich ist, tritt bei dieser lateralen Lagerung nicht spürbar auf.
Wie effektiv die Zentrallagerung funktioniert zeigt exemplarisch das folgende Beispiel eines im Teleskop interferometrisch vermessenen Spiegel mit einem Durchmesser-Stärke-Verhältnis von 18:1
Die interferometrische Auswertung dieses Spiegels im Prüfstand bescheinigt eine hohe optische Güte, der Strehlwert wurde zu 0,98 ermittelt. Diese Labormessung wurde derart ausgeführt, dass sich Teststandverbiegungen durch Messungen in mehreren Positionen zuverlässig heraus mitteln (siehe Messverfahren).
Derselbe Spiegel im Teleskop eingebaut und durch die Zentrallagerung vertikal gehalten. Die Auswertung von 12 Interferogrammen in nur dieser einen Position verrät, dass der Strehl auf 0,95 gesunken ist – ein in der Praxis praktisch nicht sichtbarer Abfall!
Zum Nachweis der Reproduzierbarkeit wurde vor der zweiten Auswertung das Teleskop senkrecht gestellt und dann wieder in Horizontstellung bewegt. Das Ergebnis: wieder Strehl 0,95.
Doch neben dem Vorteil, dass bei parallaktisch montierten Teleskopen in jeder beliebigen Position eine gleichermaßen zuverlässige Lagerung stattfindet, gibt es einen weiteren Vorteil für Astrofotografen. Unerwünschte Spikes, hervorgerufen durch Beugungseffekte an Halteklammern klassischer Spiegelzellen können nicht auftreten – es gibt keine Halteklammern.
Die in den Vātes-Astrographen eingesetzten Hauptspiegelzellen sind bewährter Partner dünner Nauris-Hauptspiegel. So wird es durch den Einsatz einer ausgereiften und in dieser Form nur in diesen Teleskopen eingesetzten Mechanik sinnvoll möglich mit dünnen Optiken hochauflösende Fotografie und visuelle Beobachtung zu betreiben. Dabei bleibt die Mechanik im nächtlichen Einsatz auffällig unauffällig – sie funktioniert einfach und man denkt nicht mehr an sie.
Der Fangspiegel entspricht in seiner Qualität dem Standard der Nauris-Hauptspiegel und ist durch Verklebungspunkte sicher gehalten deren Positionen durch Finite-Elemente Simulationen optimiert wurden.
Hauptspiegel-Mittenmarkierung
Nicht nur bei Cassegrain und Ritchey-Chrétien Teleskopen, sondern auch bei schnellen Newton-Systemen ist besonderes Augenmerk auf eine sehr gute Justage zu legen. Glücklicherweise gilt es bei Newton-Teleskopen weniger Freiheitsgrade einzuschränken und so können selbst sehr schnelle Newton-Teleskope sicher, mit sehr guter Widerholgenauigkeit und mit einfachen Mitteln justiert werden. Dies macht Newton-Systeme immer noch zu dem am einfachsten justierbaren optischen System für mittlere und größere Teleskope. Lediglich der Hauptspiegel und die Fokalebene müssen perfekt zueinander ausgerichtet sein, die kritische Positionierung eines hyperbolisch-konvexen Fangspiegels entfällt aufgrund der simplen Natur eines Newton-Fangspiegels.
So führt, Übung und etwas Geduld vorausgesetzt, eine gobe Justage per Laser und anschließender Feinjustage am Stern sicher zum Erfolg. Unter Verwendung des im Lieferumfang enthaltenen TeleVue ParaCorr-II Komakorrektors gestaltet sich diese Aufgabe weniger herausfordernd wie es das schnelle Öffnungsverhältnis zunächst vermuten lässt - der Korrektor reagiert gutmütig und verzeiht im Vergleich zu anderen Korrektoren oder gar RC-Teleskopen vergleichsweise viel.
Die Justage am Stern kostet jedoch wertvolle Zeit, gerade dann, wenn man sich nicht mit diesen Themen befassen möchte. Daher hat sich die Verwendung eines Autokollimators aufgrund seiner besonders hohen Empfindlichkeit und dadurch der Möglichkeit selbst kleinste Abweichungen vom Ideal zu erkennen als präziseste Lösung nach der Sternmethode herausgestellt. Bei gewissenhafter Ausführung kann ohne weitere Maßnahmen eine nahezu ideale Korrektur bis in die Ecken eines APS-C Sensors erzielt werden.
Zu diesem Zweck wird jedes Gerät mit einer präzise positionierten Hauptspiegel-Mittenmarkierung ausgeliefert welche die Justage mittels CatsEye-Autokollimator ermöglicht. Der Autokollimator selbst ist nicht im Lieferumfang enthalten.
Hauptspiegelbelüftung
Die Stärke des Hauptspiegels ist der entscheidende Einfluss auf die Thermik innerhalb des Teleskopes. Der Glaskörper ist wärmer als die Umgebung und möchte sich stetig mit dieser austauschen – langsam aufsteigende Warmluftschlieren sind die Folge. Diese befinden sich unmittelbar vor der optischen Fläche und entfalten hier ihre unerwünschte Wirkung.
Die effektivste Art mit diesem Problem umzugehen ist, die thermische Masse weitestmöglich zu verringern – der Austausch erfolgt dann mit geringerer Intensität. Doch auch ein dünner Spiegel verhält sich immer noch nicht perfekt und hier kann der Einsatz von Ventilatoren dafür sorgen die Grenzschicht vor dem Spiegel zu durchmischen und so die Bildung von optisch wirksamen Temperaturgradienten zu unterbinden.
Die Belüftung von oben ist die effektivste Weise dieses Ziel zu erreichen. Während eine Belüftung von hinten auf die Rückseite des Hauptspiegels dessen Abkühlprozess zwar beschleunigt, jedoch nicht in der Lage ist die schon gebildete Grenzschicht zu verwirbeln, so ermöglicht genau dies die in den Vātes-Astrographen gewählte Anordnung.
Ein weiterer Zweck der Belüftung ist auf den ersten Blick weniger offensichtlich aber real vorhanden. So ist es mithilfe der Streulichthülle möglich einen leichten Kamineffekt zu erzielen – der stete Luftstrom nach oben am Fangspiegel vorbei kann diesen vor frühzeitig auftretender Taubildung schützen. Ein an dieser exponierten Stelle nicht zu unterschätzender Vorteil!
Die Regelung aller vier Ventilatoren ermöglicht Drehzahlen zwischen 600-1500U/min – in der Praxis reichen Drehzahlen im unteren Drittel des Drehzahlbereichs aus um den gewünschten Effekt in Bezug auf das Spiegelseeing zu erzielen.
Fangspiegel-Drehmomentausgleich
Einer der größten negativen Einflüsse auf die Justagestabilität von Newton-Teleskopen geht von der Spinne aus. Die einseitige Belastung durch das Gewicht des Fangspiegels übt ein Drehmoment aus durch welches die Spinne tordiert. Dem kann jedoch entgegen gewirkt werden indem ein auf den Fangspiegel abgestimmtes Ausgleichsgewicht eine entgegengesetzte Momentenwirkung aufbaut.
Der negative EInfluss wurde während der Entwicklung der Mechanik identifiziert und durch diese simple Maßnahme auf ein Minimum reduziert. Das Ausgleichgewicht ist seitdem Standard bei allen Vātes-Astrographen - das Ergebnis sind saubere Sterne in den Bildecken, auch nach einem Merdian-Flip.
Das Gewicht ist derart mit der Fangspiegeleinheit verbunden dass sich dieses leicht demontieren lässt, sei es für den Transport, oder auch bei der Erstellung von Flats mithilfe eines Panels.
3" Ausführung
Die Standard-Ausführung ist auf Verwendung von Sensoren bis zum APS-C Format (entspricht ca. 30mm Bildkreis) ausgelegt. Gegen Aufpreis können alle erforderlichen Maßnahmen umgesetzt werden um auch Sensoren im Kleinbildformat einsetzen zu können.
Neben einem 3" Okularauszug wird die Fangspiegelgröße auf den größeren Sensor ausgelegt, die Mechanik rund um den Fangspiegel verstärkt und die Höhe des Hutes wächst mit größerem Fangspiegel um diesen sicher aufnehmen zu können.
Justagestabilität
Selbstverständlich darf Leichtbau nicht zu Lasten der Funktionalität gehen. Hierauf lag ein Schwerpunkt bei der Entwicklung und so wurde mit Augenmaß an Gewicht gespart.
Ob sich eine schnelle Optik in einer sehr leichten Mechanik für den Praxiseinsatz eignet lässt sich am besten im Worst-case Szenario beurteilen. Die beiden Aufnahmen unten zeigen das Zentrum und die Außenbereiche des gleichen Feldes, einmal vor und einmal nach einem Meridian-Flip. Der Fokus blieb nach dem Schwenk des Teleskopes auf die andere Seite der Montierung unverändert und die Korrektur der Sternfiguren in den Randbereichen verrät, dass die Justage weiterhin intakt ist.
Die folgenden Aufnahmen stellen eine Auswahl von Ergebnissen dar, welche Marco Lorenzi vom Dach eines Hochhauses in Singapur mit einem D535mm f/4 Vātes, montiert auf einer Selbstbau-Gabelmontierung, erzielen konnte. Diese Aufnahmen zählen zu den besten Planetenfotografien welche Amateurastronomen bislang ohne Zuhilfenahme von Teleskopen in professionellen Observatorien erzielen konnten. Die praktisch erzielte Auflösung liegt selbst bei diesen ersten Versuchen mit seinem neuen Instrument nahe am theoretischen Auflösungsvermögen einer Optik dieser Größe.
Weitere Aufnahmen finden sich auf Marco Lorenzis Homepage Glittering-Lights.
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