[an error occurred while processing this directive] Photographie von Sonnenfinsternissen

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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.
Fehler, Irrtümer und Richtigkeit der Angaben, sowie Änderungen der Datensätze vorbehalten.
Jede Anwendung dieser Informationen auf eigenes Risiko, keine Gewähr für mißlungene Projekte.
--
Bernhard Dewath, be.de@vienna.at
Wien / Vienna, Austria, Europe

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