Kapitelübersicht:
Allgemeine Einführung
Ermittlung der Belichtungsrichtwerte
Berücksichtigung und Gebrauch von Filtern
Maximalbelichtungszeiten, Konverter
Brennweiten und Gesichtsfelder
Serienaufnahmen von Sonnenfinsternissen
Filmen von SOF auf Super 8 Schmalfilm
Allgemeine Einführung
Totale Sonnenfinsternisse (SOF) sind für einen bestimmten Ort
auf der Erde sehr seltene Ereignisse, die sehr spektakulär und emotional
beeindruckend sind, und die Erinnerung oft ein Leben lang anhält.
Häufig wird daher auch der Wunsch wach, diese Himmelserscheinungen
photographisch festhalten zu wollen.
Die folgende Publikation soll dazu Hilfestellungen und Vorschläge
anbieten, wie so ein Unterfangen am besten durchzuführen wäre.
Die primär auftretende Frage ist die nach der richtigen Belichtungszeit.
Dazu muß erwähnt werden, daß es insbesonders in der Astrophotographie
soetwas nicht gibt. Bei der Photographie jeden astronomischen Motives,
Sonne, Mond, Planeten, Sternfelder, Nebeln, Galaxien usw. gibt es eine
Vielzahl von Parametern, die die Belichtung beinflussen, allen voran die
Erdatmosphäre (Klarheit der Luft) und Witterung zum Zeitpunkt der
Aufnahme, Höhe des Objektes über dem Horizont, die Art der verwendeten
Optik, Filter etc., die mehr oder weniger unvorhersehbare Einflüsse
ausüben. Daraus geht hervor, daß im Zweifelsfalle immer mehrere
Aufnahmen mit unterschiedlichen Belichtungen zu machen sind (sog. Belichtungsserien).
Trotzdem ist es möglich, Richtwerte anzugeben, die meist auf Erfahrungswerten
beruhen oder auch berechnet sein können. Diese genügen den Anforderungen
eben als Richtwerte, da nicht, und schon gar nicht in einer allgemein gehaltenen
und universell einsetzbaren Publikation, auf alle Eventualitäten und
Situationen Rücksicht nehmen kann. Weiters soll an dieser Stelle auch
darauf hingewiesen werden, daß in der Astrophotographie der Einsatz
von Belichtungsmessern oder auch Kamera-Innenmessungen (TTL) nur in wenigen
Ausnahmefällen zu optimalen Ergebnissen führen wird. Die astronomischen
Objekte unseres Sonnensystems sind photographisch heller als man denken
mag, jedoch in der Ausdehnung sehr klein, sodaß man gefühlsmäßig
meinen könnte, man bräuchte hochempfindliche Filme und müßte
sehr stark belichten. Alle Planeten und Monde werden von der Sonne angestrahlt,
weshalb sie theoretisch wie ein irdisches Motiv zu belichten wären,
etwa wie eine Gebirgslandschaft, sie haben aber unterschiedliche
Oberflächenbeschaffenheiten und sind verschieden weit entfernt, was
zu berücksichtigen ist. Jedoch weisen sie alle bestimmte Flächenhelligkeiten
auf, die für die "richtige" Belichtung von Bedeutung sind.
Die Sonne hingegen leuchtet selbst in meßbarer, praktisch konstanter
Helligkeit, die über die ganze Oberfläche (Photosphäre)
verteilt ist. Jeder kleinste Flächenabschnitt hat also die gleiche
Flächenhelligkeit, weshalb auch die teilweise verfinsterte Sonne immer
mit der gleichen Belichtungszeit aufzunehmen ist, auch wenn die Gesamthelligkeit
durch die Bedeckung des Mondes abnimmt, der langsam vor die Sonne wandert.
Die Sonnenscheibe ist extrem hell, sodaß unbedingt geeignete
Filter zum Beobachten und Photographieren verwendet werden müssen
(siehe Filter), auch, und speziell für die partiellen Phasen. Ausgenommen
davon ist die eigentliche Totalität, in der die Sonne komplett verdeckt
ist. Die Totalität ist nicht zu verwechseln mit einem gegebenenfalls
vermeintlichen partiellen Verfinsterungsmaximum. Ersteres ist der Kernschatten
des Mondes, der in einer schmalen Zone (etwa 100 km breit) über die
Erdoberfläche zieht, während letzteres der Bereich im Halbschatten
ist, der über weite Teile der Erde reicht.
Ermittlung der Belichtungsrichtwerte
Aus einer Vielzahl verschiedener Quellen (Bücher, Zeitschriften,
Seminarunterlagen, Mitteilungen von Amateur- und Profi-Astronomen bzw.
-Photographen, etc...) wurden die angegebenen Belichtungsdaten reduziert
und nach Plausibilitätskriterien sowie theoretischen Vorauskenntnissen
gewichtet (keine Durchschnittsbildung!).
Die nachfolgend angeführten Daten sind also Richtwerte und somit
unverbindlich.
Die Tabelle gibt die Belichtungsdaten in Lichtwerten (EV) an. Diese
sind zwar in der heutigen Photographie nach außen hin nicht mehr
gebräuchlich, ermöglichen aber eine allgemeingültige Darstellungsweise
der Belichtung eines Filmes mit bekannter Filmempfindlichkeit sowie eine
einfache Ermittlungs- und Umrechnungsmöglichkeit der Belichtungsparameter
Blende und Bel.zeit, damit diese an vorhandene Gegebenheiten angepaßt
werden können.
Hinweise zur Verwendung des Q - Wertes folgen später.
Motiv / Phase
Q LW (EV)
LW (EV) LW (EV) LW (EV) allgemein**
Phänom. tot. SOF.
Exp. ISO 100 (ASA) ISO 200 ISO 400
ISO 1000
Partial Phasen mit Filter ND5* 6-8
13-15 (...)* 14-16* 15-17* 16-18*
A, A-1, A-2
Perlschnur Phänomen Bailys Beads 9-11 16 (15 -
18) 17 18
19 - 20 --
Diamantring bei 2. und 3. Kont. 6-8 14
(13 - 15) 15 16
17 - 18 --
Protuberanzen, Chromosphäre
5-8 14,13 (12-15) 15, 14 16, 15
16, 17 --
Innere Korona
5-7 12 (12 - 14) 13
14 15 - 16 --
Mittlere Korona
2-4 10 (9 - 11) 11
12 13 - 14 --
Äußere Korona
-1-1 8, 6 (6 - 8) 9, 7
10, 8 12, 10 --
Schattenbänder, Flieg. Schatten -1-1 7
(6 - 8) 8 9
10 - 11 A
Landschaft, Horizont
-4-0 7, 5 (3 - 7) 8, 6
9, 7 8 - 11 A, A-1
Neumond bei Tot., Erdschein -5--3
3, 2 (2 - 4) 4, 3 5, 4
5, 6 --
Planeten und Sterne bei Tot. -7--5
0 (0 - 2) 1
2 3 - 4
A, A-1, A-2
SOF stark überstrahlt, Hintergrundaufhellung
*) abhängig von verwendetem Filter und Optik (effektive Blende),
Testaufnahmen unbedingt notwendig!
Sonnenfilterfolien (Silber-Mylar) können großflächig
unterschiedlich dicht beschichtet sein.
**) A ... Kamera-Automatik, TTL - Innenmessung (Integral)
Belichtungskorrekturen in Blendenstufen
Sonnenscheibe und Partialphasen:
Ausschließlich mit Filter photographieren, ND 5 oder ND 4, Folien-
oder Glasfilter, siehe Filterumrechnung.
Photographische Filter ND 4: LW 17 - 18 bei 100 ASA
Achtung: Solche Filter, die auf das Kameraobjektiv geschraubt werden,
sind nicht für visuelle Beobachtungen gedacht, sie können
Infrarot durchlassen und die Augen verbrennen!
Ist die Sonne nur mehr eine schmale Sichel (ab ca. 85%) kann generell
aufgrund der Randabdunkelung eine Stufe länger belichtet werden.
Bei dunstigem Himmel ebenso länger belichten: +1 f/stop
= -1 LW
Zu den gegebenen Lichtwerten muß noch die aktuelle Sonnenhöhe sowie eventuell vorhandener Dunst berücksichtigt werden. Bei tiefem Sonnenstand können bis zu 4 Belichtungsstufen mehr erforderlich sein. Relativmessungen mit TTL vornehmen und Belichtung gegebenenfalls verlängern, Probeaufnahmen, bzw. mehrere Bel.zeiten photographieren!
Ermittlung des LW für andere Filmempfindlichkeiten,
ausgehend von ISO 100 und
Ermittlung der Belichtungszeit für ein bestimmtes
Öffnungsverhältnis (Blende) aus LW (EV)
Größere (positivere) EV-Werte bedeuten eine kürzere
Belichtung bei einem Motiv größerer Objekthelligkeit.
Kleinere (negativere) EV-Werte liegen bei einer stärkeren Bel.
oder einer geringeren Objekthelligkeit vor.
Der LW ändert sich, wenn bei gleicher Motivhelligkeit eine andere
Filmempfindlichkeit verwendet wird.
Bitte jeweils in einer Zeile und in fixer Zeichenbreite darstellen (diese Reihen müssen exakt untereinanderstehen):
ISO(ASA)12 16 20 25 32 40 50
64 80 100 125 160 200 250 320 400 650 800
1000 1600 2000 3200
°DIN 12 13 14 15
16 17 18 19 20 21
22 23 24 25 26 27 29 30
31 33 34 36
Diff.LW -3 -2 -2 -2 -1 -1
-1 -2/3 -1/3 LW +1/3 +2/3 +1 +1 +1
+2 +2 +3 +3 +4 +4
+5
(EV) 2/3 1/3
2/3 1/3
1/3 2/3 2/3 1/3
1/3
Bsp.: LW für ISO100 sei 14; => LW für ISO40 = LW100 - 1 1/3
= 14 - 1 1/3 = 12 2/3.
Aufgrund solcher Zwischenwerte können bei verschiedenen Kameras
die Blenden und / oder auch die Bel.zeiten in Zwischenstufen eingestellt
werden, oder man rundet, die Unterschiede sind minimal: LW für ISO40
= 13, d.h. rund eine Stufe länger belichten als bei 100 ASA.
LW für ISO 1000 = 14 + 3 1/3 = 17 1/3, d.h. um 3 1/3 Blendenstufen
kürzere Belichtung als bei Film ISO 100.
Blendenreihe:
f/ 1 1,4 2 2,8 4 5,6 8 11 16 22 32
45 64 90
Leitwerte:
-5 -4 -3 -2 -1 0 1 2 3 4
5 6 7 8 9 10
11 12 13
Belichtungszeiten: 30s 15s 8s 4s 2s 1s 1/2 4 8 15 30
60 125 250 500 1000 2000 4000 8000
Jedem Blenden- oder Belichtungszeitwert ist ein sog. Leitwert zugeordnet. Die Addition der Leitwerte ergibt den Lichtwert LW (EV), siehe Tabelle. Auch mit vielen Handbelichtungsmessern lassen sich diese Umrechnungen vornehmen. Auf diese Weise lassen sich durch einfache Kopfrechnung (Addition, Subtraktion) alle Kombinationen ermitteln und auf vorhandene Gegebenheiten anpassen.
Blendenzahl = Brennweite / Öffnungsdurchmesser
LW = Leitwert Blende + Leitwert Belichtungszeit
bei vorgegebener Blende gilt:
Leitwert der Belichtungszeit = LW - Leitwert der Blende
zB.: LW = 14, Blende = f/8 => Leitwert Blende = 6
Ltw. Bel.zeit = LW - Ltw.Bl = 14 - 6 = 8 => Bel.zeit = 1/250s
Wer es lieber mathematisch will, kann die Bel.zeit auch mit dem Helligkeitsexponenten Q (nach F. Espenak) berechnen:
t = (N h 2 . 10 h ND) / (E . 2 h Q) und Q = log B / 0,3
Formelzeichen:
h ... hoch (Exp.)
t ... Bel.zeit [sec]
N ... Blendenzahl, Wert des Öffnungsverhältnisses
B ... Brightness, Helligkeitskonst., aus div. Lehrbüchern
E ... Filmempfindlichkeit ISO = ASA
LW ... Lichtwert, EV (Exposure Value)
ND ... Neutral Density, Filterdichte, siehe Filteranwendung
DF ... Dämpfungsfaktor des Filters, Filter- oder Verlängerungsfaktor
DF = 10 h ND
Q ... Helligkeitsexp., Q Sonne = 23 - 24 (ohne Filter)
Es ist zu beachten, daß Q und LW völlig verschiedene Angaben
sind und nichts miteinander gemeinsam haben. Sie erfüllen unterschiedliche
Zwecke und liegen zahlenmäßig hinsichtlich Dezimalen auch anders,
die jedoch in der Tabelle weggelassen wurden.
Berechnet man t aus dem Lichtwert, erhält man geringfügig
andere Werte, wobei die Unterschiede meist kleiner als eine Drittel Blendenstufe
sind.
t = N h (2 . DF) / 10 h (0,3 LW) LW 100 Sonne = 29 2/3 - 30 2/3 (ohne Filter, hypothetisch)
Sowohl Q als auch LW folgen den f / stop - Schritten, sodaß diese auch direkt linear abgezählt werden können.
Wem dies alles zu kompliziert ist --:
Im Internet ist auch ein Excel-Berechnungsprogramm für Belichtungen
und photographische Kombinationsmöglichkeiten zum Herunterladen bereitgestellt:
http://www.mycity.at/ingmd/
Berücksichtigung und Gebrauch von Filtern
Geeignete Filter sind für die gesamten partiellen Phasen nötig.
Erst wenn die extrem schmale Sichel vom Mondrandprofil unterbrochen
wird, darf das Filter vom Objektiv heruntergenommen werden (Perlschnurphänomen).
Wenn der letzte / erste Lichtstrahl durch ein Mondtal durchscheint
spricht man vom Diamantring. Dies ist ein rein photographisches Phänomen,
denn hier wird schon auf die Chromosphäre belichtet, die die schwarze
Mondscheibe umgibt, während der helle Lichtstrahl der Sonne überbelichtet
wird.
Beobachtungsfilter dürfen erst entfernt werden, wenn der letzte
Sonnenstrahl verschwunden ist.
Sichere Filter liegen dann vor, wenn diese für die Sonnenbeobachtung
konzipiert sind (CE-zertifiziert), ausgenommen photographische Graufilter.
Diese lassen Infrarot (IR) ungehindert passieren, und die Hitzeentwicklung
kann Auge und Gerät beschädigen.
Es gibt verschiedene Arten von Filterbezeichnungen, die in der folgenden
Tabelle gegenübergestellt sind. Leider werden diese Bezeichnungen
gelegentlich falsch angewendet und interpretiert (auch herstellerseitig
oder bei Verkaufsberatung), sodaß man hier in jedem Falle die verwendeten
Filter und Filterfolien selbst kritisch beurteilen sollte.
So sind zB. von einer Herstellerfirma Fotofilter im Handel mit der
Bezeichnung auf der Schachtel ND4 = Dichte 4. Überzeugt man sich vom
Inhalt, handelt es sich jedoch um einen Graufilter mit dem Verlängerungsfaktor
x4 (für SOF ungeeignet und gefährlich!), wobei dies dann auch
direkt am Filterring steht, aber eben erst drinnen. Angeblich soll auch
ein Filter existieren mit der Bezeichnung ND400. Nimmt man diese Angabe
ernst, könnte man die Sonne auch gleich durch eine Betonwand photographieren.
Meint der Hersteller jedoch den Filterfaktor, so ist auch dieser für
die SOF zu schwach und auch für den Durchblick durch den Kamerasucher
ungeeignet. Sollte es so ein Filter mit dieser Bezeichnung tatsächlich
geben und dieses auch konzipiert für die sichere Sonnenphotographie
sein, sind solche Angaben jedenfalls irreführend und daher nichtssagend.
Für die Sonne sind Filter notwendig und geeignet, die mind. ND4
haben, besser ND5, das sind Filterfaktoren von 10 000 bis 100 000. Für
Beobachtungen sollte man mind. ND5 - Filter verwenden.
Eine weitere Möglichkeit der Bezeichnung ist die Durchlässigkeit,
die Transmission, und wird in % angegeben. Ein UV- oder Skylight-Filter
hat zB. eine Trans. von 100%, d.h. es kommt das volle Licht durch. Ein
Filter x2 hat 50% Trans., das durchkommende Licht wird um die Hälfte
geschwächt, die Belichtung muß also verdoppelt, bzw. um eine
Blendenstufe oder einen LW stärker belichtet werden, usw.
Für die Sonne braucht man demnach trans = 0,001%.
Schließlich geben manche Hersteller auch an, um wieviel Belichtungsstufen
(LW, f / stops, t, usw.) die Belichtung unter Verwendung des Filters erhöht
werden muß. Dies ist auch wichtig zu wissen, wenn zwischen verschiedenen
Filtern umgerechnet werden muß. Unter f / stops wird hier die entsprechende
Anzahl der Blendenstufen verstanden, um die mehr zu belichten ist als ohne
Filter.
ND DF x %trans f/stops
0 1
100 0
0,1 1,3 78
1/3
0,2 1,6 63
2/3
0,3 2
50 1
0,4 2,5 40
1 1/3
0,5 3,2 30
1 2/3
0,6 4
25 2
0,9 8
12 3
1,2 16 6
4
1,5 32 3
5
2,1 125 0,8
7
2,7 500 0,2
9
3 1000 0,1
10
3,5 3000 0,032
11 2/3
4 10 000 0,01
13 1/3
5 100 000 0,001
16 2/3
6 1 000 000 0,0001 20
Neutral Density ND = log DF = log (2 h f/stop)
Dämpfungsfaktor DF = 2 h f/stop
%trans = 100 / 10 h ND
Anzahl der Blendenstufen f/stop = log DF / 0,301
Durch folgende einfache Tests kann man selbst beurteilen, ob ein Filter
oder eine Filterfolie hinsichtlich der Dichte für die Sonnenbeobachtung
oder -photographie geeignet ist.
Durch das Filter in eine klare100W oder 75W Glühbirne schauen:
es darf nur die Glühwendel und allenfalls die Glühwendelhalterung
zu sehen sein. Ist auch der umgebende Glaskolben sichtbar, ist das Filter
zu schwach. Der Glühfaden muß angenehm zu betrachten sein und
darf nicht blenden.
In einem abgedunkelten Raum mit einer Taschenlampe von hinten durch
den Filter leuchten und von vorne aus Leseabstand auf den Filter schauen.
Das Licht der Lampe und des Reflektors darf nur schwach durchglimmen.
Die Filterfläche soll gleichmäßig und homogen sein und
keine Unregelmäßigkeiten oder Schlieren aufweisen. Bei Silberfolien
sind produktionsbedingt Mikrolöcher vorhanden, die sofort sichtbar
werden. Es sollten aber nicht zu viele sein, d.h. so wenig wie möglich
und auch keine größeren, diese stören die Beobachtung oder
Photographie. Wenige größere Mikrolöcher (max. 10 Stk./cm2)
sollten mit einem feinen schwarzen Filzstift abgedeckt werden.
Diese Tests geben keinen Aufschluß darüber, ob die Filter
auch hinsichtlich IR und UV Strahlung sicher sind!
Sind die Filter CE-zertifiziert und für die Sonnenbeobachtung
zugelassen, werden sie diese Kriterien erfüllen, die Filterdichten
aber können speziell bei Folien aufgrund der produktionsbedingten
Exemplarstreuungen hier stark unterschiedlich sein und sollten gemäß
diesen Tests auf Tauglichkeit geprüft werden.
A c h t u n g
- W a r n u n g :
Sonnenfilter dürfen niemals okularseitig (dem Auge zugewandten
Seite der Optik) verwendet werden!
Durch die beim Okular austretenden gebündelten Sonnenstrahlen
entsteht eine enorme Hitze, die Folienfilter in Sekundenbruchteilen schmelzen
und Glasfiltereinsätze können zerspringen.
Die bei manchen Kleinfernrohren als Zubehör mitgelieferten Okularsonnenfilter
zugunsten eines gesunden Sehvermögens NICHT verwenden!
Sonnenfilter dürfen ausschließlich nur objetivseitig
(der Sonne zugewandten Seite der Optik) großflächig angewendet
werden!
Maximalbelichtungszeiten für SOF
Aufgrund der Erddrehung und dem eigenen Wandern der Gestirne ergeben
sich maximal durchführbare Belichtungszeiten, bei denen das Motiv
noch eindeutig scharf am Film abgebildet wird. Werden diese Zeiten überschritten,
entsteht der Effekt der Bewegungsunschärfe. Diese Maximalbel.zeiten
hängen von der scheinbaren Winkelgeschwindigkeit des Objektes und
von der verwendeten Brennweite f ab.
Für "stehende" Kamera gilt: (am Stativ, ohne Nachführung)
t [sec] = 400 / f [mm]
Für nachgeführte Kamera auf Montierung oder Fernrohr gilt:
t [sec] = 12000 / f [mm]
f [mm] ohne Nfg. mit Nfg.
135 3 sec
88 sec*
200 2 sec
60 sec*
300 1 sec
40 sec*
400 1 sec
30 sec*
500 1 sec
24 sec*
600 1/2 s
20 sec*
800 1/2 s
15 sec*
1000 1/2 s
12 sec*
1500 1/4 s
8 sec
2000 1/4 s
6 sec
3000 1/8 s
4 sec
*) Hypothetische, theoretische Werte, weil so lange Bel.zeiten für SOF nicht erforderlich sind.
In den obenstehenden Gleichungen wurde jeweils zur Ermittlung der Konstanten,
für Bg der Zerstreukreisdurchmesser von üblicherweise 0,03mm
eingesetzt, dies entspricht der optischen Auflösung am Film, das Filmkorn
ist meist geringer.
Bei der SOF - Photographie ist auf eine möglichst schwingungsfreie
Montierung von Objektiv und Kamera zu achten, was bei längeren Brennweiten
und Belichtungszeiten ein Problem darstellen kann. "Sicher" sind auch unter
ungünstigen Bedingungen, d.h. wacklige oder schwingende Stative, Montierungen
oder Anordnungen, jene Bel.zeiten, die folgende Bedingung erfüllen:
t max = 1 / f [mm] , ausgedrückt als Bel.zeit, und alle kürzeren Zeiten. (Faustregel)
zB.: f = 500 mm, t max = 1 / 500 s und kürzer.
Alle längeren Bel.zeiten können bei einer zu leichten Montierung
in diesem Fall zu Verwackelung und daher zu Unschärfe führen.
Durch Öffnen der Blende (bei Spiegelobjektiven leider nicht möglich)
erhält man kürzere Bel.zeiten!
Selbstverständlich sollte man bei der Astrophotographie immer
mit einem Draht- oder Fernauslöser arbeiten, damit nicht zusätzliche
Verwackelungen entstehen.
Achtung bei Verwendung von Telekonvertern: diese verlängern
nicht nur die scheinbare Brennweite und damit den Abbildungsmaßstab
um den angegebenen Faktor, sondern verschlechtern auch das effektive Öffnungsverhältnis
und verlängern somit auch drastisch die Bel.zeit!
zB.: f = 300 mm, Blende = f/8, Verwendung eines 2-fach-Konverters
f = 300 x 2 = 600 mm, Blende 8 (eingestellt) x 2 = f/16 => Bel.zeit
um 2 Stufen oder den 4-fachen Wert verlängern.
Achtung: Ursprünglicher Lichtwert ändert sich nur bei Verwendung
einer anderen Filmempfindlichkeit!
Brennweiten und Gesichtsfelder
Für die SOF-Photographie eignen sich grundsätzlich alle verfügbaren
Brennweiten, jedoch sollte man sich über den entsprechenden Einsatz
im klaren sein. Will man die SOF in ihrer ganzen Erscheinung auf Film festhalten,
sind empfohlene Werte der Brennweite im Bereich von etwa 200 - 800 mm.
Dies berücksichtigt auch die Ausdehnung der äußeren Korona.
Überschlagsmäßig errechnet sich der Sonnen- oder Mondbilddurchmesser
Dm am Film aus
Bildgröße Bg der Sonne (mm am Film) = f [mm] / 100 (Faustformel)
exakt (Winkeldurchmesser 32') aus Bg = Dm Sonne = f / 107,43
oder allgemein mit Bg = 2 f . tan (W / 2) W ... Winkelgröße [°]
Um sich eine Vorstellung von der Relation Sonnenbildgröße zum Gesichtsfgeld am Film zu machen, dient die folgende Tabelle, für KB-Film 135. Um ein reelles Gesichtsfeld anzugeben, wurde die Bildgröße zu 23x35mm angesetzt. Bei der Bildausarbeitung wird in der Regel der Rand abgeschnitten, bei der Diarahmung nimmt die Rahmenmaske etwas weg.
f [mm] W für 23x35mm Dm Sonne bei 32' 1mm am Film
28 44° x 64°
0,261 mm 2° 02' 46"
35 36 x 53
0,326
1 38 13
50 26 x 39
0,465
1 08 45
80 16 x 25
0,745
0 42 58
135 10 x 15
1,257
0 25 28
170 7,7 x 12
1,582
0 20 13
200 6,6 x 10
1,862
0 34 23
300 4,4 x 6,7
2,793
0 11 28
400 3,3 x 5
3,723
0 08 36
500 2,6 x 4
4,654
0 06 53
800 1,6 x 2,5
7,447
0 04 18
1000 1,3 x 2
9,308
0 03 26
1500 0,88 x 1,3
13,96
0 02 18
2000 0,66 x 1
18,62
0 01 43
3000 0,44 x 0,67
27,93* 0
01 09
*) paßt nicht mehr auf den KB-Film!
Aus dieser Tabelle ist ersichtlich, daß der sinnvolle Brennweitenbereich
erst bei 135mm beginnt. Kürzere f eignen sich insbesonders für
Feld-Aufnahmen, wo auch Sterne und Planeten im Bildfeld sind. Normal- und
Weitwinkelobjektive sind für Landschaftsaufnahmen während der
Totalität geeignet, der Horizont ist aufgehellt, da sich dieser im
Halbschatten befindet. Eine optimale Größenwiedergabe erhält
man mit 200 < f < 800mm, weil hier zum einen die charakteristische
Erscheinung der Finsternis zur Geltung kommt, zum anderen in der Totalität
auch die Ausdehnung der äußeren Korona auf das Bild paßt,
ohne daß diese abgeschnitten wird.
Längere f sind erforderlich, wenn man Details abbilden will, wie
zB. die Protuberanzen, die Strukturen der Chromosphäre und inneren
Korona, und auch das Mondrandprofil.
Die hier gegebenen Ausführungen gelten für Kleinbild 135.
Für Mittel- oder Großformatkameras sind die geänderten
geometrischen Verhältnisse entsprechend zu berücksichtigen.
Serienaufnahmen von Sonnenfinsternissen
Neben den bisher beschriebenen Einzelaufnahmen sind auch Serienaufnahmen
der SOF sehr reizvolle Motive, wo auf einem Foto der gesamte SOF-Ablauf
durch nebeneinandstehende Finsternisbildchen dokumentiert ist.
Wer im Besitz einer Kamera ist, die es ermöglicht, Mehrfachbelichtungen
am selben Filmbild durchzuführen, ohne daß die Position des
Filmes in der Kamera verändert wird, kann eine Serienaufnahme der
SOF auf einem Bilde photographieren.
Die Kamera ist dabei auf einem festen Stativ zu fixieren, die Ausrichtung
darf sich durch das Hantieren nicht verändern. Die Sonne wandert von
links nach rechts, oder schräg, durch das Bild.
Zunächst muß geklärt werden, in welchen Zeitabständen
(Intervallzeit ti) die einzelnen Belichtungen durchgeführt werden
können, damit sich die Sonnenbildchen nicht überlappen, ja sogar
noch genügend Zwischenraum bleibt.
Dm Sonne = 32', v Sonne = 15' / min (sphärische Geschwindigkeit),
tägl. Drehung der Sphäre.
Soll der Abstand der Sonnenbildchen mindestens 1° betragen, so
ist
=> ti = 60' / 15'/min = 4 min
Diese Zeitdauer sollte als Minimalabstand angesehen werden, damit das
Gesamtbild einen ästhetisch schönen Eindruck macht. Zur leichteren
Einteilung kann man auch 5 min wählen, allerdings sind dann die schmalen
Sicheln nicht ganz so schmal.
ti ist hier unabhängig vom Abb.maßstab der verwendeten Objektivbrennweite,
diese ist jedoch wesentlich für die Frage, wieviel vom Finst.verlauf
am Filmbild Platz hat. Die gesamte Finsternis benötigt an der Sphäre
einen Bereich von 42° (2h 50m bei 0,25° / min), dieser soll in
das Gesichtsfeld der Kamera, abhängig vom Objetiv, passen.
Die Tabelle enthält die Gesichtsfeldbreiten in [°] für
KB-Film und Mittelformat 6x6 cm:
f [mm] Dm Sonne W bei KB W bei 6x6
[mm]
Bg=35mm Bg=56mm
28 0,26
64° 90°
35 0,33
53 77
50 0,46
39 58
70 0,65
28 44
75 0,70
26 41
80 0,75
25 39
100 0,93
20 31
135 1,25
15 23
Wie aus der Tabelle ersichtlich, ist für KB f = 35mm geeignet.
Mittelformat ist ca. 1,5x breiter, daher f = 70mm, was den Vorteil eines
größeren Sonnenbilddurchmessers hat. Dm Sonne sollte jedoch
nicht kleiner sein als mind. den 10-fachen Zerstreukreisdurchmesser 0,03mm,
der optischen Auflösung am Film, also Dm Sonne = größergleich
0,3mm, damit die Finsternisphase eindeutig erkennbar ist.
Grenzbrennweiten sind also bei KB f = 45mm (optimal bis 35mm),
bei MF 6x6 f = 73mm (bis 35mm) für den jeweils ganzen Finsternisverlauf.
Verläuft die Finsternis schräg zum Horizont, wandert somit
also schräg durch das Gesichtsfeld, kann die Brennweite f entsprechend
verlängert werden, und ebenso, wenn man nicht den gesamten Verlauf
photographieren und lieber einen größeren Abb.maßstab
wählen will.
Ausgehend von der Uhrzeit der Totalitätsmitte werden in der gewählten
Intervallzeit ti (zB. 4min) die Aufnahmezeitpunkte vorwärts und rückwärts
berechnet.
In der Totalität liegt also eine Aufnahme, links und rechts jeweils
eine schmale Sichel. Zum Beginnzeitpunkt wird die Kamera so aufgestellt,
daß die Sonne am linken Bildrand steht. Bei MF-Kameras mit Sucher
muß der aktuelle Bildausschnitt auch im Sucher definiert werden.
Vor dem Einlegen des Filmes fixiert man ein Transparentpapier in der Filmebene.
Bei offenem Kameradeckel und Verschluß richtet man die Kamera entsprechend
ein und merkt sich die Stelle im Suchergesichtsfeld, wo die Sonne steht,
ist diese außerhalb, wieviel man schwenken muß. Gleichzeitig
kann man auch eine Schärfenkontrolle vornehmen.
Im Verlauf der Finsternis steht die Totalität dann in der Bildmitte.
Diese sollte nicht zu stark belichtet werden, damit die links und rechts
stehenden Sicheln nicht von der Korona überstrahlt werden. Selbstverständlich
darf auch hier nur die Totalität ohne Filter photographiert werden.
Es ist aus verschiedenen Gründen ratsam, eine solche Serienaufnahme,
die ja viel Konzentration erfordert, nicht am Anfang oder Ende eines Filmes
zu machen. Auch hier empfiehlt sich der Gebrauch eines Draht- oder Fernauslösers.
Filmen von SOF mit Super 8 Schmalfilmkameras
Im Fachhandel sind nach wie vor Super 8 Filme auf Bestellung erhältlich.
Ausgangsdefinitionen:
Die Filmempfindlichkeit beträgt 40 ASA = 17 °DIN bei Kunstlicht,
mit in Kamera integrierten DL-Filter ergibt sich ISO 25 = 15 °DIN für
Tageslichtaufnahmen.
Die Belichtungszeiten der Umlauf-Sektorenblende sind fix und abhängig
vom verwendeten Kameramodell.
Bei 150° Sektorenwinkel 1 / 43 sec, bei XL-Kameras ist der
Sektorenwinkel 220° und die Bel.zeit 1 / 29,5 sec, man kann also bei
Unkenntnis im Zweifelsfalle durchschnittlich mit 1 / 35 sec rechnen.
Die manuelle Belichtungseinstellung wird für die vorgegebene Bel.zeit
der Umlaufblende durch Einstellen der Objektivblende anhand der Werte der
genormten Blendenreihe vorgenommen, meist von 1,2 bis 32.
Die Brennweiten der zumeist fix eingebauten Zoom-Objektive liegen,
je nach Kamera, im Bereich von 7 - 70 mm.
Da ein Filmbild etwa 5,4 x 4,0 mm groß ist, ergeben sich im Vergleich
zu KB starke Vergrößerungen, das Schmalfilmbild ist in der Breite
etwa 7x kleiner als beim KB-Film. Im folgenden wird die Filmbildbreite
zu 5 mm angesetzt, um zum Bildfensterrand eine Reserve und Toleranz zu
haben. Bg = 5mm.
f = f KB W [°]
tw Sonne tw Mond ti für
[mm] [mm]
[sec],[min] [h]* ts=10sec
7 50mm 39,3
9432 = 157 77,4h 52,4s
10 70 28,1
6744 = 112 55,3 37,5
15 105 18,9
4536 = 76,6 37,2 25,2
20 140 14,3
3432 = 57,2 28,2 19,1
30 210 9,53
2287 = 38,1 18,8 12,7
35 245 8,17
1961 = 32,7 16,1 10,9
40 280 7,15
1716 = 28,6 14,1 9,5
50 350 5,72
1373 = 22,9 11,3 7,6
60 420 4,77
1145 = 19,1 9,39 6,4
70 490 4,09
982 = 16,4 8,05 5,5
*) hypothetische Werte! tw Mond gilt für Nachführung der Sonne/Sterne.
Die Ermittlung der Belichtungen entspricht der von KB-Filmen, umgerechnet auf die Filmempfindlichkeit, vorhandene Maximalbelichtungszeit und zu ermittelnde und einzustellende Blende. Es gelten auch alle Sicherheitsmaßnahmen wie die Verwendung von Filtern usw.!
Zur Berechnung des erforderlichen Zeitraffers und der Szenenlänge
müssen die sphärischen Bewegungsgeschwindigkeiten bekannt sein:
v Sonne = 0',25 / sec (tägl. Drehung ohne Nachführung)
Wird die Filmkamera auf einer Nachführung betrieben, ist die sphärische
Mondgeschw. relevant: v Mond = 0",508 / sec.
tw Sonne = W / v Sonne = 240.W in sec
tw Mond = W / v Mond = 7087,333.W in sec.
Die Zeit tw sagt aus, wie lange das Gestirn braucht, um durch das Bildfeld
zu wandern.
Während der Sonne nachgeführt wird, benötigt der Mond
die Zeit tw Mond, um durch das Bildfeld zu wandern. Da jedoch kein astrn.
Ereignis den Mond betreffend für die gegebenen Brennweiten so lange
dauert, ist diese Angabe bedeutungslos, allenfalls bei sehr langen Brennweiten
muß sie in Rechnung gestellt werden. Bei Nachführung braucht
der Bildausschnitt also nicht gewechselt werden.
Bei normaler Projektionsgeschwindigkeit von 18 Bilder / sec werden für eine Szene von 10 sec also 180 Einzelbilder benötigt. Um eine optimale Szenendauer und Vorführlänge zu berechnen, muß auch die gesamte Filmlänge berücksichtigt werden.
1 Filmspule = 15m = 3min 20sec Spielzeit = 200 sec = 3600 Einzelbilder
Es empfiehlt sich, den Verlauf der SOF in einem Zeitraffer aufzunehmen.
Manche Filmkameras haben hierzu einen integrierten Zeitgeber (Intervalltimer),
wo in Einzelbildschaltung zB. alle paar Sekunden automatisch ein Bild belichtet
wird. Für Filmkameras mit elektromagnetischem Auslöser gibt /
gab es (Second Hand) auch externe Zeitgeberuhren, die an die Kameras angeschlossen
werden können. Im einfachsten Fall reicht auch ein externer Handschalter
als Fernauslöser, der aber entsprechend konsequent betätigt werden
muß (sehr mühsam!). Da im Einzelbildbetrieb immer nur kurz ein
Kontakt geschlossen werden muß, können sich Elektronikbastler
auch selbst einen solchen einstellbaren Intervalltimerschalter mit potentialfreien
Ausgängen (zB. mit Reed-Relais) bauen.
Die Intervallzeit ti berechnet man wie folgt:
ti = tw [sec] / Baz/Sz, tw wird in Realzeit gemessen.
Formelzeichen:
W ... Winkel-Gesichtsfeld [°]
Bg ... Bildgröße [mm]
f ... wirksame Brennweite [mm]
v ... sphär. Geschw. des Objektes [° / sec]
tw ... Winkelzeit, wie lange braucht das Objekt zum Durchwandern des
Bildfeldes
ti ... Intervallzeit [sec]
Baz/Sz ... Bildanzahl pro Szene
tR ... Realzeit, natürliche Zeit eines Ablaufes
ts ... Szenendauer in Vorführzeit [sec]
AS ... Anzahl der Szenen
tv ... gesamte Vorführzeit, Spielzeit des Filmes
Bsp.: Soll eine Szene in der Vorführung 10 sec lang sein, in der bei feststehender Kamera die Sonne durch das Bildfeld wandert, benötigt man 180 Einzelbilder, bei Verwendung von f = 70 mm erhält man eine Intervallzeit von 5,5 sec. Für eine solche Szene braucht man in Realzeit also 16,4 min.
tR = tw = ti . Baz/Sz
Der gesamte Verlauf einer SOF dauert von vor dem 1. Kontakt bis nach dem 4. Kontakt etwa 2h 50min, die Partialphasen allein 1. - 2. bzw. 3. - 4. Kontakt durchschnittlich 80 - 85 min, die eigentliche Totalität zw. 2. und 3. Kontakt kann zwischen wenigen Sekunden und über 7 min variieren.
Beispielberechnung:
Gesamter Finsternisverlauf auf einem Film: Laufzeit 3m 20s = 3600 Bilder;
f = 70mm; tR = 2h 50m = 170min = 10200 sec.
ti = 10200 / 3600 = 2,8 sec.
Genaues Einstellen der Intervallzeit am Zeitgeber: Abstoppen von zB.
10 Impulsen, Multiplizieren der ti x 10, und entsprechend feines Einstellen
am Potentiometer, bis 10 Impulse 28 sec dauern.
Wird ti kürzer eingestellt, ist der Film früher zu Ende,
daher, wenn einfacher, eher länger einstellen.
ti => 3 sec, => tR = 180 min = 3h, d.h. man könnte in diesem Fall
schon 5 min vor dem 1. Kontakt zu filmen beginnen und läßt die
Kamera bis zum Ende des Filmes laufen. Dies geht natürlich nur, wenn
die Filmkamera an einer Nachführung montiert ist.
Steht sie auf einem festen Stativ, wird die Sonne durch das Bildfeld
wandern. Eine Aufnahmeszene in tR kann dann max. tw lang sein, dann muß
die Kamera nachgestellt werden (hier: Kamera vorausstellen, Sonne an den
linken Bildrand).
Baz/Sz = tw / ti
ts [sec] = Baz/Sz / 18
Man erhält 327 Bilder / Szene, und die Vorführzeit einer Szene
beträgt 18 sec. Das bedeutet, daß die Zuschauer alle 18 sec
die sich verfinsternde Sonne im Bild von links nach rechts wandern sehen.
Die Rückrechnung ergibt ein tw von 16,2 min = 972 sec.
Idealerweise soll der Höhepunkt der Finsternis, die Totalität,
in der Bildmitte stehen. Deshalb muß die Serie an Einzelszenen zeitlich
so eingeteilt werden, daß sie symmetrisch zur Totalität stehen.
Zunächst müssen die Szenenlängen einheitlich angepaßt
werden: bei tw = 972 sec wären das 10,5 Szenen, es ist unschön,
wenn am Schluß die Sonne nur mehr bis zur Mitte wandert.
AS = tR / tw
Besser wären 11 volle Szenen: tw = 927 sec = 309 Bilder / Szene,
das ist ts = 17 sec. Man hat nun am Bildrand etwas Reserve, um die Kamera
von Szene zu Szene rasch einzustellen. Die ungerade Szenenanzahl ist hier
vorteilhaft, da die 6. Szene die gesamte Totalität zeigen kann, und
die anderen Szenen symmetrisch die Partialphasen vor und nach der Totalität.
Man geht vom Zeitpunkt des Totalität-Maximums aus und rechnet tw /
2 vor und zurück und drückt dies gleich als Uhrzeit aus. Die
weiteren Szenen schließt man in ganzen tw-Zeiten vorwärts und
rückwärts an. Der so erstellte Zeitplan muß nicht sekundengenau
eingehalten werden, da die Realzeit viel langsamer abläuft als die
Vorführzeit.
Eine andere Möglichkeit zur ausgehenden Berechnung von ti bietet
folgende Formel:
ti = tw / (18 . ts)
Man beachte die grundsätzliche Unterscheidung zwischen Vorführzeit
und Realzeit:
ts = tv pro Szene und tw = tR pro Szene.
2. Berechnungsbeispiel:
anfängliche Wunschvorstellung: Es soll mit stehender Kamera fast
die gesamte Finsternis in einer Szene gefilmt werden.
tR = 10200 sec = tw (!) => tw max = 9432 sec bei f = 7 mm.
ti = 9432 / 3600 = 2,6 sec (Messung und Zeiteinstellung 10 Impulse
in 26 sec).
Bg = Dm Sonne = f / 107,43 = 0,065 mm, das ist gerade mal die doppelte
opt. Auflösung und für Detailerkennung zu klein (die optische
Auflösung entspricht dem Zerstreukreisdurchmesser von 0,03mm einer
opt. Abb. durch ein photographisches Objektiv, innerhalb dem das Motiv
scharf erscheint). Um das Fortschreiten der partiellen Phase deutlich erkennen
zu können, sollte die Abb.größe der Sonne mind. das 10-fache
der opt. Auflösung sein, also rund 0,3 mm => f = 32 mm. f sei zur
einfacheren Ermittlung 30mm => tw = 2287 sec; ti = 0,6 sec.
Beginn der Aufnahme bei T - tw / 2, Sonne am linken Bildrand.
Beim Ausrichten der Kamera ist auch auf eventuelle Höhenänderungen
Bedacht zu nehmen!
Läuft ein Objekt schräg durch das Gesichtsfeld, verändert
sich tw entsprechend dem geänderten Bg (max. Diagonale = 6,7 mm).
Beträgt die Bahnneigung eines Gestirnes zB. 40° zur Bildhorizontalen,
verfährt man folgendermaßen:
Bahnwinkel kleiner als Winkel der Bilddiagonale (bei Super 8 Film 36,53°)
Bg = Bildbreite / cos Bahnwinkel
Bahnwinkel größergleich dem Bilddiagonalenwinkel
Bg = Bildhöhe / sin Bahnwinkel
Somit erhält man zu obigem Beispiel ein Bg = 6,2 mm.
Eine Einzelszene sollte mind. 10 sec lang sein, da sonst der Film zu
"unruhig" wirkt. Die obenstehende Tabelle gibt hierfür die ti für
eine ts von 10 sec wieder.
Sollen ortsfeste Motive im Zeitraffer gefilmt werden, ist nur tR der
Aufnahmedauer ausschlaggebend. Andere Szenenlängen können hieraus
leicht proportional ermittelt werden. tR = ti . Baz
Weitere Werte können mit den gegebenen Formeln berechnet werden.
ti tR für tR für 1
Film
[sec] ts=10s tv = 200 sec
0,5 1,5min 30 min
1 3 min 60 min
2 6
2 h
4 12
4
8 24
8
15 45
15
30 1h 30m 1d 6h
60 3h
2d 12h
Streng nur für Super 8 - Film Bg = 5 mm, für ts = 10 sec und für die Bereiche nahe dem Himmelsäquator gelten folgende vereinfachte Faustformeln:
W = 286 / f
tw = 68640 / f
ti 10s = tw / 180 = 381 / f
3. Bsp.: Die gesamte Ablaufphase um die Totalität soll so gefilmt
werden, daß tR = 10 min am Film ts = 1 min dauert.
ti = 600 / (18 . 60) = 0,5 sec.
1 min = 1080 Bilder => 540 sec = tR = 9 min.
=> tw = 9 min => f = 70 mm optimal für eine Szene.
Kamera 4,5 min vor Totalitätsmaximum so positionieren, daß
die Sonne in der linken Bildhälfte steht, bei nachgeführter Kamera
kann die SOF exakt in die Bildmitte gestellt werden.
Nicht vergessen, den Filter knapp vor dem 2. Kontakt abzunehmen, die
für das Motiv erforderliche Blende jeweils an die Bel.zeit der Kamera
anpassen. Kurz nach dem 3. Kontakt den Sonnenfilter wieder auf das Objetiv
stecken - ohne die Position zu verändern.
Bei den Filmkameras ist es zumeist nötig, das Okular abzudecken,
wenn nicht gerade durchgeschaut wird, damit Lichteinstreuungen vermieden
werden.
Alle bisherigen Abhandlungen galten ausschließlich für Gestirnbewegungen
am oder in der Nähe des Großkreises, dem Himmelsäquator.
Alles, was sich im Bereich Himmelsäquator - Ekliptik abspielt, kann
auf diese Weise durchgeführt werden. Steht ein aufzunehmendes Objekt
jedoch weit abseits jener Großkreise, müssen die Berechnungen
auf die verminderte sphärische Drehgeschwindigkeit berichtigt werden.
Dies gilt sinngemäß und unter Berücksichtigung der Filmbildgrößen
und veränderten geometrischen Verhältnissen auch für die
Serienaufnahmen mit KB oder MF.
Die Winkelgeschwindigkeit der Gestirne nimmt Richtung Himmelspol mit
cos Dekl. ab.
Da dies aber für das Sonnen- und Mondfilmen nicht relevant ist,
wird auf diese speziellen Ausführungen hier verzichtet, eine allg.
Formel sei aber dennoch für Interessierte gegeben:
tw = 2 arctan (Bg / 2f) / (v . cos Dekl)
Nun bleibt nur noch, guten Erfolg zu wünschen und auf bestes Wetter zu hoffen...
(c) B. Dewath, Juli 1999.
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Bernhard Dewath, be.de@vienna.at
Wien / Vienna, Austria, Europe