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2026-01-02T17:09:36Z

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Als '''Bildfelddrehung''' wird in der [[Astrofotografie]] der störende Effekt genannt, dass sich bei Langzeitbelichtungen das [[Bildfeld]] um seine Mitte dreht und die Sterne nicht mehr genau punktförmig abgebildet werden.

Bei der [[altazimut]]alen Montierung wird die Bildfelddrehung dadurch verursacht, dass die Kompensation der [[Erdrotation|Erddrehung]] um eine vertikale Achse statt um die Himmelsachse (Parallele zur Erdachse) erfolgt. Die Drehung ist bei langen Brennweiten schon nach einigen Sekunden bemerkbar.

Eine [[äquatoriale Montierung]] des Fernrohrs oder [[Astrograf]]en vermeidet diesen Effekt, wenn sie exakt zum Himmelspol ausgerichtet ist (siehe auch [[Scheiner-Methode]]). Bei einer kleinen Abweichung davon kann zwar die [[Nachführung (Astronomie)|Nachführung]] mittels des [[Leitfernrohr]]s korrigiert werden, außerhalb der Bildmitte können die Sternbildchen jedoch tangential etwas verzerrt sein.

Mathematisch berechenbar ist die Bildfelddrehung mittels des [[parallaktischer Winkel| parallaktischen Winkels]], der vom Sternort, der Zeit und dem [[geografische Breite|Breitengrad]] abhängt. Genauer ist die Bildfelddrehung <math>\dot{\eta}</math> die Zeitableitung des parallaktischen Winkels η. Für einen gegebenen Azimut ''A'' und eine gegebene Höhe ''h'' auf der geographischen Breite φ beträgt sie
:<math>\dot{\eta} = \Omega \frac{\cos(\varphi)\cdot\cos(A)}{\cos(h)},</math>
worin Ω die [[Siderischer Tag|siderische Rotationsfrequenz]] der Erde, also diejenige Geschwindigkeit ist, mit der sich die Erde unter dem Sternenhimmel hindurch dreht. Diese beträgt
:<math>\Omega = \frac{1 \text{ Umdrehung}}{\text{Sterntag} } = \frac{360^\circ}{86164{,}091\,\text{s}} = 4{,}178 \cdot 10^{-3}\,\frac{\text{deg}}{\text{s}} = 15{,}04\,\frac{\text{Bogensekunden}}{\text{Zeitsekunde}}.</math>
[[Kategorie:Beobachtende Astronomie]]
[[Kategorie:Astrofotografie]]

Bildfelddrehung - Versionsgeschichte

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