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Während der Tage um den Vollmond, ist die aufgrund fehlender Schattenwürfe, die Beobachtung des Mondes nicht wirklich spektakulär - nichtsdestotrotz bietet gerade fotografisch diese Ansicht des Mondes die Möglichkeit durch Farbaufnahmen, die markanten geologischen Auffälligkeiten sichtbar zu machen.

Bei der Sonnenbeobachtung wird unterschieden zwischen der Weißlicht- und der Schmalbandbeobachtung. Das bedeutet, bei Weißlichtbeobachtung wird ein großer Teil des visuellen Spektrums fotografisch, oder visuell registriert, bei der Schmalbandbeobachtung nur ein extrem schmaler definierter Bereich des Spektrums. Das ist meistens die sogenannte Hɑ-Linie, seltener auch die Kalziumlinie. Dabei wird das Licht im entsprechenden Wellenlängenbereich mit einer Filterbreite von kleiner 1Å (entspricht 0,1nm) ausgefiltert - entsprechend teuer und aufwendig sind solche Filtersysteme!
Im Weißlicht zeigen sich die typischen Sonnenflecken, bei gutem Seeing und höherer Vergrößerung die Granulen, sowie besonders zum Sonnenrand hin, hellere Fackelgebiete. Dabei werden Effekte der Photosphäre beobachtet.
Im Licht der Kalziumlinie wird das chromosphärische (eine Übergangsschicht zw. Photo- und Chromosphäre) Fackelnetzwerk, sowie extrem helle Protuberanzen am Sonnenrand sichtbar.
Im Bereich der Hɑ-Linie werden die Protuberanzen, Filamente sowie aktive Gebiete in der Chromosphäre sichtbar. Besonders markant und beeindruckend dabei sind die Protuberanzen am Sonnenrand.
Im nachfolgend gezeigtem Diagramm sind - neben den für Amateurebeobachtungen wichtigen Hɑ und CaK-Linien - auch die von der Lichtwellenlänge abhängigen Intensitäten eingetragen, mit denen das Sonnenlicht die Erde trifft.

Auf die Grundfunktion eines Okulares reduziert betrachtet, ist ein Okular nichts Weiteres als eine Lupe, mit derer man das vom Objektiv erzeugte reele Zwischenbild vergrößert beobachtet.

Die wichtigste Eigenschaft ist - im Zusammenspiel mit dem Objektiv - die Brennweite. Sie bestimmt die Vergrößerung, unter der wir ein Objekt am Nachthimmel beobachten. Um die Vergrößerung den zu beobachtenden Objekten anpassen zu können, sind am Teleskop Okulare austauschbar. Verschiedene Okular ermöglichen verschiedene Vergrößerungen und bieten somit auch verschiedene Sichtwinkel am Himmel.
Dazu gibt es einige physikalisch und physiologisch bedingte festgelegte und nicht änderbare Grundsätze:
    - die Vergrößerung ergibt sich aus dem Verhältnis Brennweite des Teleskopes / Brennweite des Okulares. V=FTel / Foku
    - die Vergrößerung ergibt sich genauso durch das Verhältnis Öffnung des Teleskopes / Durchmesser Austrittslichtkegel aus dem Okular. V=DEintrittspupille / DAustrittspupille
    - die maximal sinnvoll nutzbare Vergrößerung entspricht etwa dem zweifachen Durchmesser der Teleskopöffnung in Millimeter
    - die minimal sinnvoll nutzbare Vergrößerung liegt bei etwa 1/6 der Teleskopöffnung in Millimeter

Die nächste wichtige Eigenschaft ist das scheinbare Gesichtfeld (sGf), welches das Okular bietet. Es beschreibt den scheinbaren(!) Bildwinkel, den wir durch das Okular visuell wahrnehmen. Das monokulare menschliche Auge nimmt etwa 65° bewusst war, ohne dass sich der Augapfel bewegen muss. Bei einem Okular mit einem sGf von 50° und kleiner sehen wie den Sternhimmel wie durch einen Tunnel - der Bildrand ist schwarz. Bei einem sGf von etwa 65°...70° ist nur bei bewusstem zum Rand schauen der schwarze Bildrand sichtbar. Bei speziellen Ultraweitwinkelokularen mit bis zu 110° sGf ist der Feldrand nicht mehr wahrnehmbar, man hat nicht mehr das Gefühl durch ein Okular zu schauen.
Allerdings sollte man im Hinterkopf halten, je größer das sGf um so aufwendiger werden die optischen Konstruktionen, die Okulare werden schwerer, größer und länger. Aber auch deutlich teuer.

Eine weitere wichtige Eigenschaft ist der Augenabstand. Bei klassischen Okularkonstruktionen muss man mit dem Auge auf 0,6 x Olularbrennweite in Millimeter an das Okular heran um das Feld einblicken zu können - ab 10mm Brennweite muss man bereits in das Okular regelrecht hineinkriechen und die Wimpern verschmieren die Linse, bzw. besteht die Gefahr anzustoßen. Dank heutiger moderner Okularkonstruktionen (z.B. durch LV, LER und andere Typenbezeichnungen angegeben) sind selbst bei Okular-Brennweiten von 3mm Augenabstände um die 20mm möglich - was entspanntes Beobachten erst ermöglicht.

Welchen Durchmesser sollte man bei Okularen kaufen? Es gibt zwei gebräuchliche Größen: 2Zoll (50,2mm) und 1¼Zoll (31,7mm). Wenn man auf ein großes sGf bei Okularen Wert legt, MUSS man ab etwa 24mm Okularbrennweite - und größer - auf 2" Durchmesser zurückgreifen. Bei Brennweiten unter 24mm passen auch große sGf durch den schlankeren Okularkörper der 1¼" Durchmesser.
Oft bieten Hersteller aber auch 1¼"-Okulare mit einer 2"-Adapterhülse an - das erspart einfach des nächtens das hin und her-Geschraube, wenn man die Okulare im Dunkeln wechseln möchte! Es ist nicht unpraktisch!

Es gibt noch einige andere Okulareigenschaften (Randschärfe, KidneyBeaning...) , welche über den persönlichen Seh-Komfort während des Beobachtens entscheiden - letztendlich ist es eine persönliche UND Geldbeutel-Entscheidung wie man mit welchen Eigenschaften im Dunklen klar kommt - was Einer angenehm empfindet, kann der Andere als unangenehm, oder sogar störend empfinden. Nichts ist am Teleskop so induviduell, wie die Okularwahl.

Welche Vergrößerungen, bzw. Okularbrennweiten benötigt man denn nun wirklich? Zu Beginn sollten drei Okulare ausreichen.
Die sinnvollen Grenzen nach oben und unten wurden bereits bei den Eigenschaften erwähnt. Bei der Entscheidung ist das Öffnungsverhältnis "f" (identisch zum Fotoobjektiv) unseres Teleskopes hilfreich: f = Brennweite Objektiv / Durchmesser Objektiv.
    - ein Übersichts/Aufsuchokular mit einer Brennweite in Millimeter von etwa f x 6
    - ein Okular für höhere Vergrößerungen mit einer Brennweite in Millimeter, welche etwa f x 1 entspricht
    - ein Okular für mittlere Vergrößerungen, mit einer Brennweite, welche etwa bei f x 3 liegt.
Je nach bevorzugten Beobachtungsobjekten und der Qualität des Teleskopes kann später noch ein Okular für maximal sinnvolle Vergrößerungen erworben werden, mit einer Brennweite in Millimeter im Bereich von etwa f x 0.5. Auch kann man später die Abstufung bei den mittleren Vergrößerungen noch verfeinern.

Nachfolgend schematische Schnitte durch klassische Okulartypen.

		Huygens-Okular. Nur ein kleines sGf im Bereich 35°, zeigt deutlichen Farbfehler und ist nicht an Teleskopen mit einem Öffnungsverhältnis <f10 sinnvoll nutzbar. Da sich keine verkitteten Linsenkombinationen in diesem Design befinden, ist es für die Sonnenprojektion gut einsetzbar! Das Huygens-Okular gilt als das älteste Okulardesign - es wurde von Christian Huygens im 17Jh. entwickelt. Ggü den damals eingesetzten einzelnen plankonvexen Linsen als Okular, zeigt das Huygensdesign erkennbar weniger Farbfehler und auch die sphärische Abberation konnte sichtbar reduziert werden. Die Brennebene des Okulars selbst liegt zwischen den Linsen, somit ist es nicht als Lupe, oder Fadenkreuzokular nutzbar. Eine Weiterentwicklung des Huygensdesigns im späten 19Jh. stellt das Mittenzweyokular von Moritz Mittenzwey dar. Bei jenem Okulartyp wurden die beiden plankonvexen Linsen durch konkavkonvexe Linsen ersetzt, wodurch einerseits der Farbfehler weiter reduziert werden konnte und andererseits das sGf auf etwa 50° vergrößert werden konnte - der Nachteil der innenliegenden Brennebene blieb erhalten. Allerdings haben diese beiden Designs ja den Nachteil, dass die Brennebene im Inneren des Okulares zwischen den beiden Linsen liegt - ein Einsatz als Fadenkreuzokular ist somit nicht ohne weiteres möglich. Diesen Nachteil behob Jesse Ramsden im 18Jh., indem er die augenseitige Linse um 180° gedreht hat - die konvexe Seite zeigt jetzt zum Auge - die Abbildungseigenschaften blieben fast identisch, aber die Brennebene wanderte dadurch vor die teleskopseitige Okular-Linse - nun konnte ein Fadenkreuz nachträglich montiert werden (oder es als Lupe missbraucht werden. Nachteilig am Ramsden-Design ist, dass das Bild direkt hinter der augenseitigen Linse entsteht - um das eh kleine sGf überblicken zu können, muss man förmlich mit dem Augapfel auf der augenseitigen Okularlinse aufliegen
		Okular nach Kellner. Aufgrund der verkitteten achromatischen Augenlinse ist der Farbfehler bereits brauchbar korrigiert. Aber dadurch ist es für Sonnenprojektion nicht geeignet. Auch dieser Okulartyp bietet nur ein recht kleinen sGf und sollte an langen Öffnungsverhältnisen eingesetzt werden, da sonst die Randunschärfe sehr störend ist. Weiterentwickelt aus dem Ramsden-Design wurde dieser Okulartyp von Carl Kellner im Jahr 1847, mit dem Ziel, die Farbkorrektur und auch den Augenabstand ggü dem Ramsden zu verbessern. Eine andere Variante dieses Designs ist das Reversed Kellner - dabei ist die augenseitige Linse die Alleinstehende Linse, und im inneren des Okularkörpers ist das verkittete achromatische Doublett verbaut. Abbildungseigenschaften sind ggü dem klassischen Kellner-Design identisch.
		Orthoskopisches Design. Bietet auf der optischen Achse eine hervorragende Schärfe. Das sGf liegt nur bei etwa 40°, welche aber auch bei mittleren Öffnungsverhältnissen im Bereich f=7 eine gute Randschärfe bieten. Planetenbeobachter an langbrennweitigen nachgeführten Teleskopen nutzen diesen Okulartyp gern, da es aufgrund der nur vier Linsen eine sehr gute Transmission aufweißt. Kurze Brennweiten haben einen sehr kurzen Augenabstand, unter 10mm Okular-Brennweite bietet dieser Okulartyp kein angenehmes Beobachten mehr! Aufgrund der verkitteten Linsen ist es ebenfalls nicht für die Sonnenprojektion geeignet!
		Plössl-Design. Jenes stellt heutzutage den Mindeststandard bei Okulardesigns dar. Es bietet ein sGf von etwa 45°...50°, auch bei lichtstärkeren Teleskopen eine brauchbare Randschärfe, sehr gute Farbkorrektur und einen noch akzeptablen Augenabstand auch bei Okularbrennweiten um die 10mm. Entwickelt wurde dieses Design von Simon Plößl um 1840 in Wien. Aufgrund der verkitteten Linsen ist es ebenfalls nicht für die Sonnenprojektion geeignet!
		Erfle-Design. Stellt eine Weiterentwicklung des Plössl-Designs dar. Durch die 5te Linse ist es möglich, ein deutlich größeres sGf - etwa 65° - abzubilden, bei ähnlichen Eigenschaften des ursprüngliche Plössls. Allerdings ist bei lichtstärkeren Teleskopen die Randschärfe erkennbar schwächer. Entwickelt wurde dieses erste Weitwinkeldesign von Heinrich Erfle um 1919 in Jena. Dieser Okulartyp wurde damals für Feldstecher genutzt. Da ein Feldstecher freihändig genutzt wird und das Zielobjekt somit immer in der Bildmitte beobachtet wird, ist die Korrektur der Bildrandschärfe zweitrangig gewesen - bei Nutzung am Teleskop, besonders - bei Öffnungsverhältnissen ab f5 - macht sich eine Randunschärfe deutlich bemerkbar. Aufgrund der verkitteten Linsen ist es ebenfalls nicht für die Sonnenprojektion geeignet!

Die Montierung stellt  - um die Rotation der Erde auszugleichen - das bewegliche Bindeglied zwischen Stativ und Teleskop dar. Die Achsen werden heutzutage fast(!) immer motorisch angetrieben - oft durch klassische Schneckenradantriebe, aber in letzter Zeit auch vermehrt durch die kompakten Spannungswellengetriebe.

Azimutale Montierung - jene erlaubt über eine horizontale und eine vertikale Achsen, das Teleskop an jede Position des Himmels zu schwenken. Vorteil ist derer einfacher und kompakter Aufbau, Nachteil hingegen, dass man beim längeren Beobachten von astronomischen Objekten die Montierung ungleichmäßig über beide Achsen nachführen muss. Bei motorischer automatischer Nachführung übernimmt ein, in die Sterung integrierter Computer den entsprechenden Antrieb der beiden Achsen, um das Beobachtungsobjekt im Okular zu halten.

Equatoriale Montierung - bei diesem Typ wird eine Achse - die sogenannte Rektaszensions-, R.A.-, oder Stundenachse - parallel zur Erdachse (Richtung Polarstern) ausgerichtet. Die Deklinationsachse steht im 90°-Winkel zur R.A.-Achse. Durch diese Konstruktion  ist es möglich, bei längerer Beobachtung astronomischer Objekte, das Objekt nur durch nachführen von einer Achse (der R.A.-Achse) im Blickfeld zu halten. Das Nachführen wird heutzutag fast ausschließlich motorisch erledigt - wobei durch das equtoriale Prinzip, dass nur eine Achse angetrieben werden muss, das sogar von einem simplen Gleichstrommotor erledigt werden kann.
Nachteilig ist, dass durch die "Schräglage" parallel zur Erdachse das Teleskopgewicht oft durch Gegengewichte ausgeglichen werden muss - das macht diese Montierungen unhandlicher und schwerer. Der bekannteste Typ dieser Montierungsart ist die "Deutsche Montierung" - erfunden von Joseph v. Fraunhofer um 1820.
Aktuell drängen equatoriale Montierungen mit den sogenannten HarmonicDrives© (=Spannungswellen-Getriebe) als Antrieb auf den Markt. Bei jenen wird der klassische Schneckenantrieb durch ein Spannungswellengetriebe aus der Robotertechnik ersetzt. Die dadurch verlustarm übertragbaren hohen Drehmomente machen schwerpunktausgleichende Gegengewichte überflüssig. Allerdings geht damit auch ein Nachteil einher - bei zu instabilem Untergrund und/oder unterdimensioniertem Stativ besteht aufgrund der Schwerpunktverlagerung durch das schwenkende Teleskop die Möglichkeit des Wegkippens, bis hin zum Umkippen des Stativs samt Montierung und Teleskop!

Letztendlich kann man eine azimutale Montierung auch durch bewusstes Verkippen des Montierungskörpers Richtung Norden, um den Winkel der geographischen Breite des Beobachters, in eine equatoriale Montierung verwandeln - die Achse der Horizontalen zeigt dann zum Polarstern. So wird es z.B. bei den azimutalen Gabelmontierungen von Meade und Celestron umgesetzt - es wird die sogenannte "Polhöhenwiege" zw. Stativ und Montierung eingesetzt.

Azimutale Montierung

Equatoriale Montierung deutscher Bauart - Gegengewicht und Haltestange BLAU dargestellt

Wer ein Teleskop besitzt, ist natürlich versucht, das durch das Okular GESEHENE auch im Bild zu verewigen. Bedingung dafür ist allerdings, dass man seine Aufnahmetechnik dem Umstand anpassen muss, dass der Sternhimmel in 24h scheinbar(!) einmal über uns vorbei rotiert. Das bedingt entweder kleine Aufnahmebrennweiten UND kurze Belichtungszeiten, oder eine kontrolliert nachgeführte Montierung. Sonst werden die Sterne (und alle anderen astronomischen Objekte) aufgrund der Erdrotation zu Strichen verzogen. Es bieten sich mehrere Arten von Kameras für die Astrofotografie an:

analoge Filmkameras (SLR)		Dieser Kameratyp wurde im Jahr 1895 erstmalig erwähnt, 1910 von Fritz Kricheldorff als Patent angemeldet und von Ihagee in Dresden als erste Kleinbildspiegelreflexkamera der Welt in Serie gebaut. Dabei wird das Bild, welches das Objektiv erzeugt, über einen klappbaren Spiegel im 45° auf eine Mattscheibe im Sucher eingespiegelt. Dadurch kann Motiv und Schärfe eingestellt werden. Vor dem Auslösen wird der Spiegel weggeklappt und das Objektiv projeziert für die eigentliche Belichtung nun das Bild auf den Film. Vorteil ggü den damals gebräuchlichen Sucherkameras ist, dass das Bild zur Einstellung/Beurteilung und das der Belichtung durch ein und das selbe Objektiv erzeugt wird. Dieser Kameratyp war jahrzehntelang aus der Astrofotografie nicht weg zu denken. Die Aufnahme und auch die anschließende Entwicklung waren mit großen Aufwänden verbunden. Der größte Nachteil war, dass man die Bilder erst Stunden/Tage später - nach der Entwicklung - bewerten konnte und somit eventuelle Fehler beim Fokussieren, oder der Nachführung erkennen konnte. Mit Aufkommen der digitalen Spiegelreflexkameras (DSLR) in den frühen 2000ern ist dieser Kamertyp mittlerweile nicht mehr erwähnenswert. Nur noch einzelne Liebhaber fotografieren - meist mit Mittelformatfilm - mit analogen Filmmaterial.
digitale Spiegelreflexkamera (DSLR)		mit Aufkommen der DSLRs wurde dieser Kameratyp auch für die Astrofotografie eingesetzt. Auch wenn bei den ersten Modellen die Bildqualität bei länger belichtetender Astrofotografie noch eher unterdurchschnittlich und Ergebnisse teilweise schlechter als die der analogen Filmkameras war, so überwogen doch die Vorteile massiv und ebneten den Weg für den Siegeszug. Sofortige Bildwiedergabe, einfacheres Fokussieren, kein PC notwendig, stromnetzunabhängiger Akkubetrieb waren auf der Haben-Seite. Als dann mit der Astro-Sondervariante der CANON 20D die Canon20Da aufkam, welche echten LiveView bot, war damit auch das Thema des bis dahin zeitaufwenigen Fokussierens endgültig vorbei. Ein erwähnenswerter Nachteil ist, dass die Bildqualität gerade bei längeren Belichtungszeiten und/oder höherer ISO mit zunehmender Umgebungstemperatur schlechter wird. Nicht nur Licht, sondern auch Wärme erzeugt ein Signal - das typische bunte und oft chaotisch verteilte Rauschen. Dazu kommen bei höheren Temperaturen auch zunehmend Fehl-Pixel - also Pixel, welche unabhängig vom einwirkenden Licht ein statisches festes Signal produzieren: Hot-, oder Coldpixel.
digitale Systemkameras (DSLM)		jene Kameras stellen eine Weiterentwicklung der vorgenannten DSLRs dar. Dank neuer und besserer LCD- und OLED-Displaytechnik wird bei diesen Kameras nicht mehr, das per Klappspiegel in den Sucher reflektierte Bild auf einer Mattscheibe gezeigt, sondern das, per Sensor elektronisch erzeugte Bild auf einem kleinen hochauflösendem Display. Dadurch ist der Klappspiegel und seine Platz verbrauchende Mechanik überflüssig geworden - die Gehäuse sind kompakter, die Objektive können näher an den Sensor gebracht werden und es ist möglich nun bereits live eine Vorschau von Blenden-/ISO-/Weißabgleicheinstellungen zu simulieren. Ebenso können dadurch eine Anzahl zusätzlicher Informationen im Sucher angezeigt werden. Durch den Wegfall des Spiegels und das dadurch geringere Auflagemaß, ergeben sich auch für die Astrofotografie mehr Möglichkeiten - zusätzliche optische Komponenten können einfacher zwischen Teleskop und Kamera montiert werden, wie z.B. Filterhalter, OffAxisGuider, Reducer etc... Die Nachteile betreffs des thermischen Rauschens haben aber auch diese Kameras.
gekühlte Astro-Kameras		Diese Kameras stellen im Prinzip eine "digitale Systemkamera" dar - nur, dass hierbei die Sensoreinheit  von der Bedien.- und Anzeigeeinheit getrennt ist. Diese Funktionen übernimmt ein nun notwendiger Computer. Desweiteren wird der Sensor hier aktiv und regelbar gekühlt. Damit wird einerseits das thermische Rauschen drastisch reduziert und andererseits ist durch die Reprodzierbarkeit eine bessere Korrektur verbleibender Sensohrfehler, wie Hot.- oder Coldpixel durch entsprechende Korrekturbilder möglich. Nachteil dieser Kameras ist die zwingende Notwendigkeit eines Computers zur Steuerung und die Verfügbarkeit einer entsprechenden Spannungsquelle um die Kamera samt Peltier-Kühlung und deren Lüfter (und ggf den Computer) entsprechend versorgen zu können. Ein weiterer Vorteil ggü den DSLR und DSLM ist die Möglichkeit, neben klassischen Farbkameras, auch s/w-Kameras erwerben zu können. Diese bieten die Möglichkeit, mit entsprechenden Filtern Nebelobjekte bei entsprechend emitierenden Wellenlängen zu fotografieren - Schmalbandfotografie.
Planeten/Mond/Sonne Kamera		dieser Kameratyp ist im Pronzip eine, für astronomischen Einsatz optimierte Webcam mit typischen kleinen Sensorgrößen.. Das bedeutet, es es sind hochwertige und empfindliche Bildsensoren verbaut und sie sind als Farb- und S/W-Kamera für entsprechende Einsatzmöglichkeiten erhältlich. Notwendig ist auch hierfür ein externer Computer für Steuerung und Speicherung. Zwingend noutwendig ist heutzutage USB 3.0 als Verbindungsstandard und eine schnelle SSD als Aufnahmefestplatte im verwendeten Computer.

analoge, oder digitale Spiegelreflexkamera

digitale spiegellose System-Kamera

gekühlte Astro-Kamera

Planeten-Kamera

Bei der visuellen Beobachtung des nächtlichen Himmels gilt es einiges zu beachten, sowie die eigenen Ansprüche und Möglichkeiten abzuwägen.

Das Thema Astrofotografie könnte nicht nur, sondern es füllt - aufgrund der Komplexität - viele, viele... Bücher und Onlinepublikationen. Nicht nur die eigentliche Aufnahmetechnik, sondern auch die anschließende Bearbeitung der aufgenommenen Bilder sind nicht nur sehr umfangreich, sondern auch extrem von den Motiven abhängig und unterschieden sich dementsprechend auch sehr stark.
Deshalb soll es hier nur eine wirklich sehr eingeschränkte kurze Übersicht betreffs dieses Themas geben.

Aufnahmen vom Stativ mit fest montierter Kamera:
Da sich die Erde kontinuierlich dreht, wandern die Sterne scheinbar über den nächtlichen Himmel -> das schränkt die maximal nutzbare Belichtungszeit, da die Sterne sonst zu Strichen verzogen werden, extrem ein. Desweitern ist diese maximal mögliche Belichtungszeit abhängig von der Aufnahmebrennweite, der Pixelgröße des Aufnahmesensors und dem Abstand vom Himmelspol. Letztendlich hilft wirklich nur probieren und sich dabei an die längste möglich Belichtungszeit heran zu tasten, bevor die Sterne zu kleinen Strichen verzogen werden.
Als Objektiv sollte man ein möglichst lichtstarkes (Blende 2.8 und größer) und qualitativ hochwertiges nutzen. Die eingestellte ISO sollte so gewählt werden, dass bei der oben ermittelten Belichtungszeit und der eingestellten Blende, der Himmelshintergrund bereits erkennbar wird.
Als finale Möglichkeit, die Qualität der erhaltenen Bilder noch zu erhöhen, einfach mehrere Bilder direkt hintereinander aufnehmen. Jene können dann am PC in einem Bildbearbeitungsprogramm als Ebenen übereinander gelegt und an den Sternen ausgerichtet werden. Diese Ebenen werden dann z.B. mit der Durchschnitt-Verrechnung gemittelt -> das Rauschen im Himmelhintergrund kann erkennbar reduziert werden.

Aufnahmen vom Stativ mit - per Tracker -nachgeführter Kamera:
Auch in diesem Fall nutzen wir wieder ein gutes Objektiv, aber dass nun die Kamera nicht fix auf dem Stativ montiert ist, sondern durch einen - so genannten - Tracker - auf die scheinbare Bewegung der Sterne motorisch nachgeführt - und somit die Rotation der Erde ausgeglichen wird. Dadurch könnte man nun theoretisch beliebig lange belichten, ohne dass die Sterne zu Strichen verzogen werden. Bedingung dafür ist, dass die Drehachse des Trackers möglichst genau auf den Himmelspol (= Rotationsachse der Erde) ausgerichtet ist. Dafür sind in die meisten erhältlichen Tracker Peileinrichtungen integriert.

Im Prinzip stellt diese einfache und kompakte Aufnahmetechnik bereits die klassische Astrofotografie dar. Lediglich die Größe der Aufnahmeoptik und das technische Level und die entsprechende Präzion der Nachführung machen noch den Unterschied zur "ernsthaften" Astrofotografie.

Astrofotografie auf heutigem technisch üblichem gehobenem Level:
Eines (etwas ironisch) vorweg - diese Art der Fotografie ist eine "Materialschlacht" ;)

Benötigt werden ein (wirklich!) stabiles Stativ, oder Säule, auf welchem die Montierung sitzt: beide Achsen sind motorisiert und die dazugehörige Steuerung erlaubt automatische Objektpositionierung und bietet eine extrem hohe Qualität bei der Gleichmäßigkeit der Nachführung!
Damit während vielminütiger Belichtungen auch wirklich keinerlei Drift zw. Kamera und Himmelsrotation auftritt, beobachtet eine zweite kleine Kamera parallel die Sterne und meldet eventuelle Abweichungen an den PC, woraus eine entsprechende Software dann Korrekturimpulse für die Montierungssteuerung errechnet. Nur dadurch sind auch bei langen Brennweiten mehrminütige Belichtungen möglich!

Dazu kommen - je nach Motiv/Objekt - verschiedene Teleskope mit unterschiedlichen Brennweiten - Refraktoren, oder Reflektoren - mit fotografisch optimierten Optiken, welche scharfe Sterne bis an den Bildfeldrand - ohne Farbfehler - bei möglichst großer Blende erzeugen.

Als Kamera nutzt man häufig eine dedizierte gekühlte Astro-CMOS-Kamera samt dazu benötigtem PC und passender Aufnahmesoftware. Jene Kameras gibt es in zwei Grundtypen - als reine s/w-Kamera und als Farbkamera.
Während die Farbkamera von Haus aus bereits farbige  RGB-Bilder generiert, sind bei Nutzung einer s/w-Kamera IMMER zusätzliche Farbfilter (Rot+Grün+Blau) notwendig um letztendlich durch anschließende Bildbearbeitung farbige Bilder zu erhalten. Dafür bieten s/w-Kameras deutlich mehr Flexibilität und die Möglichkeit reine Luminanzaufnahmen zu erstellen, welche eine höhere Auflösung und Empfindlichkeit bieten, als die Farbkameras mit gleichem Sensor (durch das Fehlen der Bayermatrix und der damit nicht notwendigen Farbinterpolation).

Wenn es um das Fotografieren von Emmisionsnebeln geht, gibt es - je nach Kameraart - diverse, schmalbandige Nebelfilter. Jene lassen nur das engbandige (monochrome) Licht dieser Nebel passieren und blocken die restlichen Wellenlängen des kontinuierlichen Lichtspektrum nahezu komplett.
Während man bei Farbkameras die sogenannten Duo/Tri/QuadNarrowBand-Filter einsetzt, werden bei einer s/w-Kamera ausschließlich Schmalbandfilter für eine einzelne Wellenlänge eingesetzt.
Hier mal ein guter Vergleich einer Aufnahme mit einer s/w-Kamera: Links jeweils mit Hɑ und OIII-Filter und rechts mit R, G und B-Filter:

Womit wir nun bei der nächsten großen Baustelle der Astrofotografie wären: die Bildbearbeitung.
Jene unterscheidet sich extremst von der Bildbearbeitung herkömmlichen Sinnes. Während sich jene auf einfache Manipulation von Helligkeit, Kontrast, Farbe, Schärfe und Rauschen konzentriert, ist die astronomische Bildbearbeitung eher eine Bearbeitung der einzelnen Pixelinformationen mithilfe mathematischer Formeln. Erst das letzte Finish ist wieder mit der normalen Bildberabeitung identisch.
Der ganz große Unterschied ist schon die Bildgewinnung - herkömmlich wird ein Bild gemacht und bearbeitet - in der Astrofotografie werden *zig bis mehrere Hundert Bilder vom gleichen Motiv gewonnen und miteinander, mithilfe statistischer Formeln und Kalibrierbildern, verrechnet (das sogenannte Stacking)!
Dementsprechend ist der erste Blick auf die Oberfläche einer Astro-Bildbearbeitungssoftware total verwirrend und überhaupt nicht intuitiv!
Hier als Beispiel die Oberfläche von PixInsight mit div. "Prozessen" und "Scripten":

Neben dem kommerziellen "Platzhirsch" Pixinsight gibt es auch kostenlose und dennoch sehr gute Bearbeitungssoftware, wie DeepSkyStacker (nur Stacking), SIRIL, Fitswork etc. kostenlos von ambitionierten Programmierern. Und NEIN, keines davon ist nur ansatzweise selbsterklärend ;)
Auch das Thema Bildbearbeitung umfasst ganze Bibliotheken und Videolisten im Netz ob ihres Umfanges - und es werden täglich mehr, da auch bei der EBV ein stetiger Fortschritt existiert - Stichwort KI/AI-gestützte Bildbearbeitung.

Wie sich schon in den bisherigen und eher kurzen Ausführungen andeutet, ist das Thema Astrofotografie extrem komplex und innerhalb dieses Rahmens nicht abhandelbar. Das Internet und der Buchhandel bieten einen unübersehbaren und unerschöpflichen, meist sogar kostenlos nutzbaren Fundus an Wissensquellen zu diesem Thema.

vereinfachte Übersicht der astronomischen Bildkalibrierung und -bearbeitung: