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Die
vorliegende Erfindung betrifft ein optisches Beobachtungssystem
zur Beobachtung von Himmelskörpern am hellen Himmel.
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Ein
derartiges Beobachtungssystem kann beispielsweise ein Lunar-Teleskop
sein, das dazu dient, die Abfolge der Monate des islamischen Kalenders
routinemäßig zu definieren. Denn nach den Gesetzen
des Islam beginnt ein neuer Monat jeweils, wenn die neue Mondsichel
nach Sonnenuntergang gesichtet und diese Sichtung von drei gläubigen
Moslems bezeugt wird. Demzufolge ist es für eine möglichst
exakte Bestimmung des islamischen Kalenders wichtig, nach Neumond
die zunehmende neue Mondsichel möglichst früh
nach Sonnenuntergang zu sichten oder nachzuweisen. Wegen der unmittelbar nach
Sonnenuntergang am westlichen Horizont noch sehr starken Streustrahlung
des Sonnenlichts ist eine Beobachtung der Mondsichel am dann noch
mehr oder minder taghellen Himmel bisher nicht möglich. Denn
die Helligkeit der Mondsichel ist dann nur etwa eintausendstel heller
als der Hintergrund.
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Bisherige
Versuche, mit Fernrohren und anderen Teleskopen den Mond in unmittelbarer
Nähe zur Sonne, also in einem Winkel unter 15° zur
Sonne nachzuweisen, haben bisher keine befriedigenden Ergebnisse
erzielt. Die Aufgabe der vorliegenden Erfindung ist es deshalb,
ein optisches Beobachtungssystem zur Beobachtung von Himmelskörpern
am hellen Himmel zu schaffen, mit dem die zunehmende Mondsichel
in der Nähe zur Sonne beobachtbar oder nachweisbar ist.
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Diese
Aufgabe wird erfindungsgemäß mit einem optischen
Beobachtungssystem mit den Merkmalen des Anspruch 1 gelöst.
Vorteilhafte Ausführungsformen der Erfindung ergeben sich
aus den Merkmalen der abhängigen Patentansprüche.
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Das
erfindungsgemäße optisches Beobachtungssystem
weist einen Tubus auf, der an einer Teleskopmontierung aufgenommen
ist. Die Teleskopmontierung ermöglicht mittels einer Ansteuerung
und Antrieben eine Drehung des Tubus um eine im wesentlichen vertikale
Drehachse und eine Kippung des Tubus um eine zur Drehachse im wesentlichen
senkrechte Kippachse. Im Tubus ist ein Linsenobjektiv aufgenommen.
Dem Linsenobjektiv ist in Beobachtungsrichtung eine Lichtschutzstruktur
vorgeschaltet, die einen unmittelbaren Einfall von Sonnenlicht auf das
Linsenobjektiv verhindert. Im Tubus ist weiterhin ein zweidimensionaler
Kamerasensor angeordnet, auf den der zu beobachtende Himmelskörper über das
Linsenobjektiv abgebildet wird. Dem Kamerasensor ist ein Bildintegrationssystem
nachgeschaltet, das eine Integration der Signale einer Vielzahl
von Kamerabildern ermöglicht. Die Ansteuerung der Teleskopmontierung
bewegt den Tubus entsprechend der Bewegung des zu beobachtenden
Himmelskörpers derart, dass der zu beobachtende Himmelskörper über
eine Vielzahl von Auslesezyklen des Kamerasensors pixelgenau auf
den Kamerasensor abgebildet wird.
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Durch
die exakte Nachführung des Beobachtungssystems entsprechend
der scheinbaren Bewegung des zu beobachtenden Himmelskörpers
aufgrund der Erdbewegung wird erreicht, dass der zu beobachtende
Himmelskörper über eine Vielzahl von Auslesezyklen
des Kamerasensors pixelgenau auf den Kamerasensor abgebildet wird
und deshalb eine Vielzahl Kamerabilder integriert werden können,
um dadurch den nur sehr geringen Helligkeitsunterschied zwischen
dem zu beobachtenden Himmelskörper und dem Bildhintergrund
zu verstärken.
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Das
Linsenobjektiv und die Pixelabmessungen des Kamerasensors sollten
so aufeinander abgestimmt sein, dass die Abmessungen der einzelnen lichtempfindlichen
Pixel des Kamerasensors den Abmessungen des Airyscheibchens des
Linsenobjektivs entsprechen. Durch diese Maßnahme wird
eine maximale Empfindlichkeit bei gleichzeitig maximaler erreichbarer
Auflösung erreicht.
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Für
die Beobachtung des Monds ist es ausreichend, wenn das Linsenobjektiv
eine Öffnung zwischen 100 mm und 150 mm aufweist. Weiterhin
sinnvoll ist es, wenn das Linsenobjektiv ein Apochromat ist, der
in einem vorgewählten Spektralbereich, vorzugsweise im
Wellenlängenbereich zwischen etwa 400 nm und 900 nm beugungsbegrenzt
abbildet.
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Der
Kamerasensor kann in der Brennebene des Linsenobjektivs angeordnet
sein bzw. der Kamerasensor und das Linsenobjektiv können
so zueinander angeordnet sein, dass sich der Kamerasensor direkt – also
ohne weitere Zwischenabbildung – in der Brennebene des
Linsenobjektivs befindet. Dadurch ergibt sich ein relativ einfaches
optisches System, das von seinem optischen Aufbau eher einer Kamera mit
einem langbrennweitigen Objektiv als einem Teleskop entspricht.
Da bei einem solchen System nur wenige Luft-Glas-Grenzflächen
vorhanden sind, entsteht im Abbildungssystem nur wenig Streulicht.
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Im
Strahlengang zwischen dem Linsenobjektiv und dem Kamerasensor sollte
ein Spektralfilter oder ein Filterwechsler mit mehreren, jeweils
wahlweise in den Strahlengang einschaltbaren Spektralfiltern angeordnet
sein. Durch eine spektrale Begrenzung des detektierten Lichts auf
einen Wellenlängenbereich von 100 bis 200 nm last sich
die differentielle Refraktion des Lichts, die am Horizont stark
ist, unschädlich machen. Der ausgewählte Wellenlängenbereich
liegt vorzugsweise im nahen Infrarot-Bereich zwischen 700 und 900
nm, weil in diesem Spektralbereich die Rayleigh-Streuung des Lichts
relativ schwach ist.
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Die
Ausgangssignale des Kamerasensors sollten mit einer Datentiefe von
12 bit oder mehr digitalisiert werden. Nur bei einer solchen Datentiefe lässt
sich sicherstellen, dass das Nutzsignal noch hinreichend aufgelöst
wird und nicht zwischen den Digitalisierungsstufen verschwindet.
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Die
Lichtschutzstruktur ist vorzugsweise eine seitlich weitgehend offene,
aus Streben bestehende tubusförmige Leichtgewichtskonstruktion
mit darin aufgenommenen Blenden. Die Blenden sind dabei so gestaltet
und angeordnet, dass sie einen direkten Einfall des Sonnenlichts
bei einem Richtungsabstand zwischen der optischen Achse des Linsenobjektivs und
der Position der Sonne von 10° oder mehr verhindern. Durch
die Leichgewichtskonstruktion wird erreicht, dass das Gewicht der
Lichtschutzstruktur die Bewegung des Tubus bei der Nachführung
nicht nachteilig stört. Die offenen, strebenartige Konstruktion
liefert außerdem weniger Windangriffsfläche als ein
geschlossenes Rohr, wodurch die stabile und schwingungsarme Ausrichtung
des Tubus erleichtert wird.
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Die
Streben der Lichtschutzstruktur können aus einem Kohlefaser-verstärkten
Kunststoff bestehen.
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Vor
dem Linsenobjektiv sollte ein über einen Sensor gesteuerter
Shutter angeordnet sein. Dieser Shutter sollte so ausgelegt und
angesteuert sein, dass im Falle einer Ausrichtung des Tubus auf
die Sonne, der Shutter selbsttätig den Strahlengang zum Kamerasensor
unterbricht, um eine Beschädigung des Kamerasensors auszuschließen.
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Die
bewegungsmäßige Ansteuerung der Teleskopmontierung
sollte die vom Luftdruck, der Temperatur und der Luftfeuchtigkeit
abhängige Refraktion von Licht bei horizontnahem Eintritt
von Licht in die Erdatmosphäre berücksichtigen.
Dafür sollte das Beobachtungssystem entsprechende Sensoren
für den Luftdruck, die Umgebungstemperatur und die Luftfeuchtigkeit
aufweisen.
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Das
Linsenobjektiv sollte zur Fokussierung entlang seiner optischen
Achse motorisch angetrieben verschiebbar ist. Außerdem
sollte ein Temperatursensor zur Messung der Temperatur des Teleskops
vorgesehen sein und es sollte eine Fokussiersteuerung vorgesehen
sein, die eine bei Temperaturänderungen auftretende Defokussierung
in Abhängigkeit von der vom Temperatursensor ermittelten
Temperaturänderungen kompensiert. Diese Maßnahmen
sind sinnvoll, da vor dem hellen Bildhintergrund eine Fokussierung
an Einzelbildern nicht möglich ist und demzufolge eine
Fokussierung am Nachthimmel einer vorhergehenden Nacht vorgenommen werden
muss. Durch die temperaturabhängige Nachfokussierung können
dann durch thermische Längenänderungen am Tubus
oder am Linsenobjektiv sonst verursachte Defokussierungen kompensiert werden.
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Wenn
ein Beobachtungssystem nach der vorliegenden Erfindung als Lunar-Teleskop
ausgebildet sein soll und geeignet sein soll, die Mondsichel bereits
vor dem Sonnenuntergang, also bei hellem Himmel sichtbar zu machen,
so ist zunächst zu berücksichtigen, dass in der
terrestrischen Atmosphäre zwei Streuprozesse dominieren:
- • Die Rayleigh-Streuung an atmosphärischen
Molekülen, die bei 90° Streuwinkel zur Sonne am
effektivsten ist. Das gestreute Licht ist vollständig polarisiert.
Die Rayleigh-Streuung ist stark wellenlängenabhangig mit
1/λ4.
- • Die Mie-Streuung an Aerosolen und Staubteilchen,
die hauptsächlich eine unpolarisierte Vorwärtsstreuung
darstellt. Diese ist kaum wellenlängenabhängig.
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Es
können bei beiden Streuarten auch Mehrfachstreuungen auftreten,
die im Falle der Rayleigh-Streuung die Wellenlängenabhängigkeit
aufheben. Damit wird klar, dass gerade bei zunehmender Annäherung
an die Sonnen die Himmelshelligkeit stark zunimmt und die Helligkeit
des Mondes um Größenordnungen übertreffen
kann. Es besteht deshalb also die Aufgabe, eine schwache und sehr
schmale Strahlungsquelle innerhalb eines Gesichtsfeldes mit extrem
hoher Hintergrundhelligkeit zu detektieren. Das gilt grundsätzlich
auch für die Beobachtungen am Horizont bei Sonnenuntergang,
wenn auch durch die Okkultation des Sonnenlichtes durch den Horizont
die Hintergrundhelligkeit abgenommen hat. Zu diesem Phänomen
gibt es keine präzisen Messungen, die eine theoretische
Untersuchung stützen könnten.
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Die
folgenden Prinzipien müssen eingehalten werden oder erscheinen
optimal, damit eine frühe Sichtung der Mondsichel noch
vor Sonnenuntergang möglich ist:
- • Es
muss eine Lichtschutzstruktur vor dem Hauptobjektiv vorghanden sein,
um zu verhindern, dass das Licht von der Sonne direkt die Optik
treffen kann.
- • Da die in der Astronomie weit verbreiteten Cassegrain-Spiegelsysteme
mit dem Problem der „Tagblindheit" behaftet sind und insbesondere
die zahlreichen Schmidt-Cassegrain-Systeme aus dem Amateur-Astronomiebereich
eine große Anzahl optischer Oberflächen enthalten,
die wieder viel Streulicht erzeugen, ist eine Linsenoptik erforderlich.
- • Die Öffnung der Linsenoptik scheint mit
100 mm–150 mm vollkommen ausreichend für die Beobachtung
des Mondes zu sein.
- • Ein 3-linsiger Apochromat mit einer Öffnung
von 130 mm und einer Brennweite von 1000 mm erscheint für
die frühe Sichtung der Mondsichel optimal.
- • Die Optik sollte den vollen Mond formatfüllend auf
dem CCD-Chip abbilden. Bei einer Brennweite von 1000 mm und einer
Chip-Größe von 115 mm hat das Bild des Mondes
mit der vorgenannten Optik einen Durchmesser von 9 mm und der Mond
füllt den Chip linear zu 65% aus.
- • Das optische System muss beugungsbegrenzt und in
Kombination mit dem Detektor muss das System detektorbegrenzt sein.
- • Das vorgenannte Zeiss-APC 130/1000-Objektiv und die
CCD-Kamera mit 1 k×1 k Pixel mit einer Pixelgröße
von 15 μm erfüllt die vorgenannten Bedingungen.
- • Das APQ 130/1000 besitzt als mittlere Linse eine Kristall-Linse
aus Flussspat (CaF2). Das Sekundärspektrum
des Objektivs ist für den gesamten Wellenlängenbereich
praktisch Null und damit das Objektiv im gesamten Wellenlängenbereich
von 400 bis 900 nm beugungsbegrenzt.
- • Das Airy-Scheibchen des Objektivs hat in der Fokalebene
einen Durchmesser von 15 μm und passt damit perfekt auf
ein Pixel, d. h. die Kombination Optik-Detektor ist beugungsbegrenzt
und stellt dadurch ein Optimum dar.
- • Als detektierter Wellenlängenbereich wird
der Bereich zwischen 700 nm–800 nm gewählt. Dieser
Wellenlängenbereich kann durch die Kombination von Ha-Kantenfilter
und IR-Sperrfilter erzeugen werden.
- – Dieser Bereich liegt im nahem IR, in dem die Rayleigh-Streuung
nur noch schwach ist.
- – Dieser Bereich ist möglichst schmal gewählt,
um die differentielle Refraktion, die besonders am Horizont dominant
wird, unschädlich zu machen.
- • Als CCD-Kamera wird eine real-time-fähige
Kamera mit integriertem Prozessor gewählt, die ein geringes
read-out-noise hat und 15 Bilder/sec. liefern kann. Innerhalb einer
Beobachtungszeit, die vernünftigerweise maximal 3 min.
beträgt, können so 1800 Bilder erzeugt werden.
- • Da eine Hellfeld-Beobachtung durchzuführen
ist, reicht eine ungekühlte Kamera. Wichtig ist aber, dass
die Kamera automatisch Flatfielding in real-time durchführen
kann. Dazu kann das gesamte Beobachtungssystem auf die Kuppel ausgerichtet
werden, um ein unfokussiertes, gleichmäßig ausgeleuchtetes
Feld aufzuzeichnen. Die vorhandenen Empfindlichkeitsunterschiede
zwischen den einzelnen Kamerapixeln können so ermittelt
und bei der Auswertung nachfolgend aufgezeichneter Kamerabilder
herausgerechnet werden.
- • Die Kamera sollte netzfähig sein und die
Bilder mit 1 Gbit/sec auf einen Netzwerkserver übertragen.
- • Das Bildverarbeitungsverfahren hat die Aufgabe, das
Signal-Rausch-Verhältnis zu erhöhen. Eine Simulation
dieses Verfahrens hat ergeben, dass bei einem Ansatz von 10000 Photonen/Pixel mit
einer Streuung gemäß der Poissonverteilung von ±100
Photonen/Pixel für die Hintergrundstrahlen und 10 Photonen/Pixel
für die Mondhelligkeit nach der pixelweisen Addition der
Signale die schwache Mondsichel bereits nach der Überlagerung
von 50 Bildern schwach zu erkennen ist. Das liegt hauptsächlich
an der guten Erkennbarkeit des menschlichen Auges von geometrischen Strukturen
in verrauschten Bildern. Nach 100 Zyklen ist die Sichel klar zu
erkennen und nach 400 Zyklen ist die Sichel dominant.
- • Folgende Vorbedingung für die Funktionsfähigkeit
dieses Bildbearbeitungsverfahrens müssen erfüllt
sein:
- – Eine steife und stabile Teleskopmontierung, die auch
bei Anregung von Windböen nicht zu Schwingungen neigt.
- – Ein präzises Pointing und vor allem Tracking muss
gewährleistet sein. Während des Trackings muss
das Teleskop ohne zu ruckeln den Mond nachführen.
- – Eine präzise Berechnung der atmosphärischen Refraktion
am Horizont. Die atmosphärische Refraktion nimmt am Horizont
große Werte an auch auf Bergen von 3000 m Höhe.
Zwischen 89° und 90° Zenitdistanz ändert
sich die Refraktion um 500 arc sec. Die Nachführung legt
1° in 10 min. zurück, d. h. der Fehler kann 1
arc sec./sec betragen, ein Wert der zu groß ist, da 1 Pixel
einem Feld von 2.7 arc sec entspricht. Bei falscher Berechnung der
atmosphärischen Refraktion verschmiert sich das Licht des
Mondes bereits in 3 sec um 1 Pixel.
Die gemeinhin verwendeten
Algorithmen zur Berechnung der Refraktion vom Typ R = A·tan
z – B·tan3z mit z als
Zenitdistanz ist am Horizont nicht funktionsfähig. Ein
Algorithmus, der auch am Horizont die Refraktion zutreffend beschreibt
und sogar darunter, ist publiziert im „Explanatory Supplement
to the Astronomical Almanac", und beruht auf einer rekursiven Berechnung
von Temperatur und Dichte der atmosphärischen Schichten
in unterschiedlichen Höhen. Dieser Algorithmus ist für die
Sichtung des Monds am Horizont für die Berechnung der Nachführung
des Teleskops anzuwenden. Und dieser Algorithmus muss dafür
real-time-fähig implementiert sein.
- • Sonnenschutzeinrichtung
Es muss unbedingt verhindert
werden, dass die Sonnenstrahlung durch Zufall oder Fehler direkt
in das optische System gelangt. In einem solchen Falle würde
mindestens das Kamerasystem zerstört. Die Sonnenschutzeinrichtung
muss unabhängig von der Stromversorgung funktionieren, denn
bei Stromausfall bleibt das Teleskop möglicherweise in
einer Position stehen, bei der die Sonne in das Gesichtsfeld des
Teleskops hineinwandern könnte. In einer vorteilhaften
Ausführungsform werden deshalb Solarzellen als Stromversorgung
und für die Detektion der Sonne ein Alu-Röhrchen
mit integrierter Photodiode verwendet. Im Falle der Sonnendetektion
fällt ein Relais ab und die Schutzklappe wird mit Federkraft
geschlossen.
- • Die alt-azimutalen Teleskopmontierung anhaftende
Drehung des Bildfeldes wird durch eine Drehung der einzelnen Bilder
unter Softwarekontrolle bei der Bildauswertung kompensiert.
- • Die verwendete Teleskopmontierung wurde für ein
35 cm Cassegrain-Teleskop entwickelt. Sie enthält mechanische
Lagerungen in beiden Achsen. Die Struktur besteht aus geschweißten
Stahlblechen, die eine äußert stabile Konstruktion
darstellen. Die Kräfte, die die Gabel vom Zentralrahmen
des Tubus aufzunehmen hat, werden in eine sehr dicke und damit stabile
Stahlplatte eingeleitet und damit aufgefangen.
Die Antriebe
sind in beiden Achsen zweistufige Reibradantriebe, die eine sehr
gleichmäßige Nachführung garantieren.
Die Präzision der Drehbewegungen wird erreicht mit hochauflösenden digitalen
Incrementalencodern, die direkt sowohl mit der Elevationsachse als
auch mit der Azimutachse verbunden sind.
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Nachfolgend
werden Einzelheiten eines erfindungsgemäßen Beobachtungssystems
anhand eines in den Figuren dargestellten Ausführungsbeispiels
näher erläutert. Dabei zeigen:
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1:
eine teilweise perspektivische Darstellung eines Lunar-Telekops,
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2:
den Tubus des Teleskops aus 1 im Schnitt,
und
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3a bis 3f:
Simulationen von Kamerabildern nach unterschiedlichen Anzahlen an
Integrationszyklen.
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In
der 1 ist mit (1) die Teleskopmontierung
bezeichnet. Sie besitzt eine Stahlplatte (2), die fest
auf dem Boden steht. An der Stahlplatte (2) ist über
eine Gabel (6) der Tubus (3) um eine vertikale Achse
(Azimut) (4) drehbar und um eine horizonale Achse (Elevation)
(5) kippbar aufgenommen. Die Drehachsen enthalten jeweils
eine mechanische Lagerung in beiden Achsen (4, 5).
Die Struktur der Gabel (6) besteht aus geschweißten
Stahlblechen, die eine äußert stabile Konstruktion
darstellen. Die Kräfte, die die Gabel (6) vom
Zentralrahmen (30) des Tubus (3) aufzunehmen hat,
werden in die sehr dicke und damit stabile Stahlplatte (2)
eingeleitet und damit aufgefangen.
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Die
Antriebe (27, 28) für die Nachführung des
Tubus (3) sind in der Stahlplatte (2) bzw. in
der Gabel (6) integriert und deshalb in der perspektivischen
Darstellung nicht sichtbar. Der Antrieb in den beiden Drehachsen
(4, 5) erfolgt über zweistufige Reibradantriebe,
die eine sehr gleichmäßige Nachführung
garantieren. Die Präzision der Drehbewegungen wird erreicht
mit hochauflösenden digitalen Incrementalencodern, die
direkt sowohl mit der Elevationsachse (5) als auch mit
der Azimutachse (4) verbunden sind.
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Für
die Ansteuerung der Nachführbewegung des Tubus entsprechend
der scheinbaren Bewegung des Monds ist ein Rechner (7)
vorgesehen. Der Rechner (7) berechnet in real-time die
scheinbare Bewegung des Monds unter Berücksichtigung der Lichtbrechung
bei horitontalem Lichteinfall nach dem Algorithmus wie dieser „Explanatory
Supplement to the Astronomical Almanac", Uni Sci Books, Sausalito,
CA oder in L. H. Auer, E. M. Standish, „Astronomical Refraction:
Computational Method for All Zenith Angles, AJ, 119, (2000) veröffentlicht
ist und steuert die Antriebe für die Nachführung
des den Tubus (3) entsprechend an.
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Im
Tubus (3) ist ein Linsenobjektiv (8) angeordnet,
das als dreilinsiger Apochromat mit einer Brennweite von 1000 mm
und einer Öffnung von 130 mm ausgebildet ist.
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Dem
Linsenobjektiv vorgeschaltes ist eine Lichtschutzstruktur (9).
Sie besteht aus einer etwa 2,5 m langen Gitterstruktur, die die
optische Achse (OA) des Linsenobjektivs (8) rohrförmig
umgibt. Die Gitter oder Streben der Gitterstruktur sind aus einem kohlefaserverstärkten
Kunststoff. Innerhalb des von der Gitterstruktur gebildeten Rohres
sind Blenden (10, 11, 12) entlang der
optischen Achse (OA) des Linsenobjektivs (8) angeordnet,
deren Öffnungsdurchmesser jeweils so gewählt sind,
dass die Blenden (10, 11, 12) nicht aperturbegrenzend
wirken aber dennoch verhindern, dass Licht, das unter einem Winkel
von mehr als 15° geneigt zur optischen Achse (OA) des Linsenobjektivs
(8) einfällt, direkt auf die objektseitige Linsenoberfläche
des Linsenobjektivs auftrifft.
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Unmittelbar
vor dem Linsenobjektiv (8) ist ein Shuttersystem angeordnet.
Das Shuttersystem besitzt zwei Shutter (13), die über
relaisgesteuerte Antriebe (14) gegen die Kraft nicht dargestellter
Federn gehalten werden. Für die Stromversorgung sind nicht näher
dargestellte Solarzellen vorgesehen. In einem parallel zur optischen
Achse des Linsenobjektivs (8) ausgerichteten Aluminiumrohr
(16) ist eine Photodiode (17) angeordnet. Fällt
auf die Photodiode (17) Licht, wird über ein Relais
der Stromkreis für die Shutterantriebe (14) unterbrochen
und die Shutter durch die Kraft der Federn in den Strahlengang geschwenkt.
Der Durchmesser und die Länge des Aluminiumrohres (16)
sind so gewählt, dass der Aperturwinkel, unter dem die
Photodiode (17) Licht empfangen kann, größer
als die Öffnung des Linsenobjektivs (8) ist, so
dass die Photodiode früher Sonnenlicht empfängt
als dass das Sonnenlicht direkt auf das Linsenobjektiv einfällt.
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Das
Linsenobjektiv (8) ist innerhalb des Tubus (3)
entlagt der optischen Achse (OA) des Linsenobjektivs zur Fokussierung
verschiebbar. Die Antriebe für die Fokussierbewegung sind
allerdings in der 1 nicht näher dargestellt.
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Hinter
dem Linsenobjektiv (8) folgt im Strahlengang ein Umlenkspiegel
(19), der nur den Zweck hat, die gesamte Baulänge
des Tubus zu verkürzen. In dem vom Umlenkspiegel (19)
umgelenkten Strahlengang folgt ein Filterrad (20) mit acht
Filterpositionen für unterschiedliche Spektralfilter (21)
und darauf der Kamerasensor (23).
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Weiterhin
sind am System ein Temperatursensor (24), ein Luftdrucksensor
(25) und ein Luftfeuchtigkeitssensor (26) angeordnet.
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Da
der helle Bildhintergrund keine präzise Fokussierung erlaubt,
ist es erforderlich, das Beobachtungssystem in einer vorhergehenden
Nacht am Sternenhimmel zu fokussieren. Die bei dieser Fokussierung
mit dem Temperatursensor (24) ermittelte Temperatur wird
im Rechner (7) abgespeichert. Bei einer nachfolgenden Beobachtung
bei einer anderen Temperatur, z. B. am Tage, wird der Abstand zwischen
dem Linsenobjektiv (8) und dem Kamerasensor (23)
in Abhängigkeit von der aktuellen Temperatur und der Temperatur
zum Zeitpunkt der Fokussierung so nachgeregelt, dass das Beobachtungssystem
auf einen unendlichen Beobachtungsgegenstand fokussiert bleibt.
Dabei wird sowohl eine eventuelle Materialdehnung oder Stauchung
des Tubus (3) als auch eine temperaturabhängige
Brechkraft des Linsenobjektivs (8) berücksichtigt.
Die dafür erforderlichen Daten sind durch zuvor durchgeführte Kalibriermessungen
gewonnen und ebenfalls im Rechner (7) abgespeichert.
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Der
Kamerasensor hat 1000·1000 Pixel jeweils mit Kantenlängen
von 15 μm·15 μm. Da die Airy-Scheibchen
des Linsenobjektivs (8) einen Durchmesser von ebenfalls
15 μm haben, ergibt sich insgesamt eine beugungs- und detektorbegrenzte
Abbildung.
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Während
der Beobachtung des Monds mit dem Beobachtungsgerät wird
die Ausrichtung des Beobachtungsgeräts relativ zur Erde über
die Antriebe (27, 28) der Teleskopmontierung so
nachgesteuert, dass von einer Stelle des Monds ausgehendes Licht über
eine Vielzahl an Bildern stets auf das selbe Pixel des Kamerasensors
(23) fällt. Wie bereits weiter oben erwähnt
wird bei der Ermittlung der erforderlichen Nachführung
die Brechung des Lichts bei horizontalem Lichteinfall in die Erdatmosphäre
berücksichtigt. Durch Integration der Bildsignale von etwa 50
bis 100 Bilder lässt sich dann der Mond auch vor einem
taghellen Hintergrund nachweisen.
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Der
Rechner (7) dient, wie bereits oben erwähnt, zur
Berechnung der für die Nachführung des Beobachtungssystems
entsprechend der scheinbaren Bewegung des Monds oder eines anderen
zu beobachtenden Himmelskörpers und zur Ansteuerung der
entsprechenden Antriebssysteme. Bei dieser Berechnung wird die Refraktion
des Lichts bei horizontaler Beobachtung berücksichtigt.
Zusätzlich dient der Rechner (7) zur Steuerung
einer eventuellen Fokussierbewegung durch verschieben des Linsenobjektivs
(8) in Richtung seiner optischen Achse (OA) unter Berücksichtigung
der jeweiligen Temperaturwerte bei der Beobachtung und zum Zeitpunkt
der Fokussierung, um sicher zu stellen, dass sich der Kamerasensor
(23) auch bei der Beobachtung in der Brennebene des Linsenobjektivs
(8) befindet. Außerdem dient der Rechner auch
zum Ansteuern der Auslesevorgänge des Kamerasensors (23).
Die Mittelung bzw. Integration der Kamerabilder wird zwischen den
Auslesezyklen von Prozessoren vorgenommen, die im Kamerasensor (23)
integriert sind. Die jeweils ausgelesenen Kamerabilder werden dann
auf einen nicht dargestellten Netzwerkserver übertragen,
der dann die weitere Bildintegration vornimmt.
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Die 3a bis 3f zeigen
Simulationen von integrierten Kamerabildern. Dabei wurde angenommen,
dass als Hintergrund- und Streustrahlung pro Pixel während
der Aufnahme eines Kamerabildes 10000 Photonen mit einer Streuung
gemäss der Poissonverteilung von +–100 Photonen/Pixel
einfallen. Für das vom Mond kommende Signal wurden 10 Photonen
pro Pixel in einem einzelnen Kamerabild zugrund gelegt. In der 3a ist
das zu erwartende Einzelbild dargestellt, in dem noch kein sinnvoller
Bildinhalt zu erkennen ist, da die statistische Streuung (das statistische
Rauschen) der Hintergrundstrahlung das vom Mond stammende Signal überdeckt. Gleiches
gilt nach Integration von zwei (3b) und drei
(3c) Bildern. Nach der Integration von 50 Bildern
(3d) ist die Mondsichel schon schwach erkennbar.
Nach der Intergration von 100 Bildern (3e) ist
die Mondsichel schon deutlich zu erkennen und nach der Integration
von 400 Bildern (3f) ist die Mondsichel dominant.
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Unter
Integration der Bilder ist dabei oben stets zu verstehen, dass die
Signale der einzelnen Pixel in den einzelnen Bildern jeweils pixelweise
addiert werden und von diesem Summenergebnis jeweils die über
das gesamte Bild gemittelte mittlere Bildhelligkeit in jedem Pixel
abgezogen wird.
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ZITATE ENTHALTEN IN DER BESCHREIBUNG
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Zitierte Nicht-Patentliteratur
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- - „Explanatory
Supplement to the Astronomical Almanac", Uni Sci Books, Sausalito,
CA oder in L. H. Auer, E. M. Standish, „Astronomical Refraction: Computational
Method for All Zenith Angles, AJ, 119, (2000) [0026]