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Im ersten Artikel über Planetenfotografie haben wir die allgemeinen Grundlagen der Planetenfotografie kennen gelernt. In diesem Teil werden die einzelnen Planeten im Detail besprochen. Grundlagen, die im ersten Teil erläutert wurden, werden hier nicht noch einmal behandelt.
Bei jedem Planet werden der ungefähre Durchmesser in Pixeln und die ungefähre Bildhöhe angegeben. Diese Angaben beziehen sich auf gängige Webcams mit 640*480 Pixel im Querformat mit 2000 Millimeter Brennweite. Bei anderen Brennweiten müssen die Werte entsprechend umgerechnet werden.
Mit dem bloßen Auge ist Merkur nur in der Morgen- und Abenddämmerung aufzufinden. Er steht nie vor absolut dunklem Himmel und stets relativ flach über dem Horizont. Die Konsequenzen hieraus sind, dass man sehr freie Horizontsicht benötigt, um Merkur überhaupt zu sehen. Ein resultierendes Problem ist die Störung durch horizontnahe Dunstschichten und Seeing. Unter diesen Bedingungen kann man die Albedostrukturen des Merkurs nur mit großen Teleskopen erfassen. Daher ist es ein lohneswertes Ziel, die sich binnen weniger Tage verändernde Phase des Merkurs zu dokumentieren.
Mit einem Teleskop lässt sich Merkur mit weniger Seeing-Einflüssen bei vollem Tageslicht und bei tiefstehender Sonne beobachten und fotografieren. Allerdings ist durch das Tageslicht der Kontrast auf Merkur stark verringert, die Beobachtung von Oberflächenstrukturen wird erschwert. Ein Rotfilter, der die blaue Farbe des Taghimmels blockiert, kann sehr hilfreich sein. Merkur ist dann viel besser fotografierbar.
Merkur hat stets einen geringen Winkelabstand zur Sonne. Es ist daher bei der Suche des Merkurs strikt darauf zu achten, dass man nicht ungeschützt in die Nähe der Sonne kommt. Er ist mit folgender Methode um die Tage der grössten Elongation 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. Erst jetzt wird der Sonnenfilter entfernt. Bei hinreichend genauer Einnordung des Teleskops müsste sich Merkur jetzt im Gesichtsfeld eines zunächst schwach vergrößernden Okulares befinden.
Merkur hat einen scheinbaren Durchmesser von 5 Bogensekunden (volle Scheibe) bis etwa 8,5 Bogensekunden (schmale Sichel). Bei hohen Effektivbrennweiten kann man die Phase gut dokumentieren.
Mit 2000 Millimetern Brennweite nimmt Merkur bei der Halbphase (Dichotomie) 1/56 der Bildhöhe einer Webcam ein, das entspricht ca. 11 Pixel Durchmesser.
Die Venus erscheint, da wie auf die Oberfläche eines im visuellen Licht gleichförmigen Wolkenmeeres gucken, strukturlos. Die ohne weitere Hilfsmittel (siehe unten) einzig sinnvolle Beobachtung ist die Veränderung von Größe und Phase der Venus. Diese ist, besonders wenn Venus als schmale Sichel erscheint, mit langbrennweitigen Teleskopen bereits in der Fokalfotografie deutlich erkennbar, da Venus dann sehr groß erscheint.
Die Venus lässt sich aufgrund ihrer extremen Helligkeit mit Teleskopen auch sehr gut bei Tageslicht beobachten und fotografieren. Hierbei ist wieder ein Rotfilter hilfreich, da er das Blau des Taghimmels absorbiert und der Planet dann deutlicher hervortritt. In der Zeit kurz vor und nach der unteren Konjunktion, wenn Venus zwischen Sonne und Erde steht, kann man die extrem schmale Sichel der Venus beobachten. 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.
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 folgende Foto zeigt die Venus, aufgenommen im Infrarotlicht. Man erkennt deutlich die Wolkenstrukturen. Daten siehe Bild.
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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 kommt alle zwei Jahre in Opposition zur Sonne und bietet dann eine gute Beobachtungsmöglichkeit. Jedoch nimmt seine scheinbare Größe nach der Opposition relativ schnell ab, so dass man die Zeit kurz vor und nach der 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 elliptischer: Der sonnennächste Punkt seines Orbits (Perihel) beträgt 206,7 Mio km, der sonnenfernste Punkt (Aphel) 249,2 Mio km.
Die Folgerung sind Oppositionsentfernungen von ca. 56 Mio. km bis ca. 100 Mio. km. Hieraus folgt, 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.
Leider steht Mars bei günstigen Periheloppositionen in unseren Breiten sehr weit südlich. Das erschwert die Fotografie aufgrund 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 Webcams.
Das folgende Foto zeigt eine solche Marsaufnahme. Daten siehe Bild.
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Es ist schwer, den Mars mit seinen Oberflächenstrukturen detailliert zu fotografieren, da diese mit Ausnahme der Polkappen nur zart angedeutet und kontrastarm sind. Ohne Farbfilter sind die Albedostrukturen 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.
Häufige Dunst- und Wolkenbildung 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 deutlicher herausarbeiten. In Kombination mit Farbfiltern lassen sich mit Hilfe von Webcams erstaunlich gut strukturierte Schwarz/Weiss-Aufnahmen 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 darüber hinaus einige Erscheinungen, die eine regelmäßige fotografische Überwachung des Planeten interessant und lohnenswert machen:
Mars zeigt als einziger äusserer Planet eine merkliche Phase. Sie ist besonders deutlich ausgeprägt, wenn Mars sich von der Erde entfernt oder ihr nähert. Um die Konjunktion erscheint er nahezu 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 zur Opposition als kreisrunde Scheibe erscheint. Nach der Opposition verhält es sich umgekehrt, bis die Konjunktion mit der Sonne erreicht ist.
Zur Erfassung der Phase sollte man den Mars etwa alle zwei Wochen fotografieren, in der Zeit um die Opposition dann alle paar Tage bis einmal pro Woche.
Immer wieder treten auf Mars Staubstürme auf. Diese häufen sich, wenn sich Mars nahe dem Perihel seiner Bahn befindet. 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. Man erkennt sie als diffuse, gelbliche Flecken.
Die Entwicklung der Marspolkappen im Laufe einer Sichtbarkeitsperiode ist ein lohnendes Ziel für kleine Amateurteleskope, mit denen sie bereits deutlich zu erkennen sind.
Man erkennt stets nur eine Polkappe. Eine Ausnahme bilden die Oppositionen, die stattfinden, wenn auf Mars Herbst ist. 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. Dann sind sie 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.
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.
Jupiter hat, von der extrem schmalen Venussichel und der Spannweite der Saturnringe abgesehen, den größten scheinbaren Durchmesser aller Planeten. 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.
Bei Jupiter schauen wir, wie bei allen Gasplaneten, auf die Oberfläche eines Wolkenmeeres. Diese erscheint cremefarben mit rotbraunen Bändern sowie dem 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.
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Jupiter ist, zusammen mit Mars, der lohnendste Planet für regelmäßige, vergleichende fotografische 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 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 mit mehreren Aufnahmen im Abstand von etwa einer halben Stunde die Rotation des Gasriesen eindrucksvoll dokumentieren.
Veränderungen des Großen Roten Flecks lassen sich sehr gut dokumentieren. Mit Teleskopen ab vier Zoll Öffnung kann man ausserdem 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. Mitunter lassen sich innerhalb weniger Stunden Veränderungen dokumentieren. Durch die extremen 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.
Mit großen Geräten lässt sich auch fotografisch dokumentieren, wie sich zum Teil kurzfristig kleine Wirbelstürme entwickeln und wieder auflösen.
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 kontrastreichen Schwarz/Weiss-Aufnahmen.
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.
Bedeckung: Der Mond wird durch Jupiter bedeckt. Selten bedecken sich zwei Monde gegenseitig. Dies lässt sich am besten mit einer Aufnahmeserie dokumentieren.
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 ist aufgrund seines majestätischen Ringsystems der eindrucksvollste und wohl auch beliebteste Planet bei Astrofotografen. Die klare Form der Ringe erleichtert die Fokussierung enorm.
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 die Monde 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:
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Die Atmosphäre des Saturn zeigt bei kleinen bis mittelgroßen Optiken ein dunkles Wolkenband pro Hemisphäre. Mit großen Geräten ab etwa 20 cm Öffnung nimmt deren Zahl abhängig von der Luftruhe und der Dicke der Dunstschicht, die immer über der Saturnatmosphäre liegt zu. 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 große weisse Wolkenstrukturen in der Saturnatmosphäre, die so groß und größer 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 seinen Öffnungswinkel während eines 29,5-jährigen Sonnenumlaufs kontinuierlich. Alle 15 Jahre tritt eine Kantenstellung ein, während der das Ringsystem kurzzeitig unbeobachtbar ist. 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 Teleskopen abbilden.
Die Ringe haben unterschiedliche Helligkeiten. Der äussere Ring, Ring A, ist heller als der innere B-Ring. 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 transparent 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 bereits mit kleinen Teleskopen Öffnung abgebildet werden. Für eine deutliche Darstellung sollte die Äquivalentbrennweite 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.
Gelb- und Rotfilter werden zur allgemeinen Kontraststeigerung eingesetzt.
Die beiden äussersten Gasplaneten sind aufgrund ihrer geringen scheinbaren Größe äußerst schwer in Großaufnahme dokumentierbar. 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 mit mindestens 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 zu fotografieren. Die Belichtungszeiten hierfür liegen im Bereich von 30 Sekunden, 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.
Der Zwergplanet Pluto ist mit etwa 13,9m Oppositionshelligkeit und 0,1 Bogensekunden scheinbarem Durchmesser nur anhand seiner Bewegung von Sternen zu unterscheiden. Er lässt sich mit Amateurmitteln nicht als Planetenscheibchen auflösen.
Mit einen vier-Zoll-Teleskop ist er eben noch fotografisch erfassbar. Für eine deutliche Darstellung sollten mindestens sechs bis acht Zoll Öffnung gewählt und Aufnahmen im Abstand einiger Tage angefertigt werden.
Die benötigten Belichtungszeiten liegen mit hochempfindlichen Kamerasystemen im Bereich von 30 Sekunden bis einige Minuten.
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