Wenn ich mir eine Kamera oder eine Barlow-Linse für die Planetenfotografie anschaue, möchte ich vor allem wissen, ob das Ganze wirklich mit meinem Teleskop funktioniert. Ich habe keine Lust, viel Geld für eine gute Optik auszugeben, nur um dann einen riesigen, dunklen Planeten zu sehen und mühsame Nachführungen vornehmen zu müssen, sobald sich der Himmel auch nur ein wenig bewegt.
Ich möchte einen konkreten Fall anführen: ein 406-mm-Dobson mit f/4, eine Monochrom-Kamera mit einem IMX585, einen ADC und einen Baader MPCC 1×-Koma-Korrektor. Das ist ein gutes Beispiel, weil man dabei alle Faktoren im Zusammenhang betrachten muss: Pixelgröße, Brennweite, Filter, Belichtungszeit und Nachführung. Die Methode bleibt jedoch auch bei einem 200-mm-Teleskop oder einem Schmidt-Cassegrain-Teleskop dieselbe.
Um das richtig zu erklären, stütze ich mich auf die Artikel von Christophe Pellier, die Erläuterungen von Christophe de la Chapelle und die Tele-Vue-Dokumentation.
Bei der Auswahl der Kamera würde ich davon ausgehen, was ich fotografieren möchte und wie ich meine Abende verbringen möchte. Mit einer Farbkamera lassen sich die Rot-, Grün- und Blau-Informationen im selben Video erfassen. Das ist auf dem Jupiter wirklich praktisch, wenn sich die Sichtbedingungen schnell ändern. So bleibt die Aufnahme einfach und man vermeidet es, drei aufeinanderfolgende Sequenzen aufzunehmen, nur um die Farbe zu erhalten.
Eine Monochromkamera bietet mehr Freiheit beim Einsatz von Filtern. Um ein RGB-Bild zu erzeugen, filmt man separat durch rote, grüne und blaue Filter und fügt anschließend die drei Bilder zusammen. Jedes Pixel trägt zum Bild des gewählten Spektralbereichs bei, ohne Bayer-Matrix. Man kann auch im roten, infraroten oder anderen Spektralbereichen arbeiten, sofern der Sensor und die gesamte Optik diese Wellenlängen ausreichend gut durchlassen.
Der Nachteil sind die Ausrüstung und der damit verbundene Aufwand: Filter, Filter- oder Radwechsel, die zu überprüfende Fokussierung, das Zusammenfügen der Belichtungsschichten und die Steuerung der Planetenrotation, wenn die Belichtungssequenz länger dauert. Eine Einzelbelichtung kann hervorragend sein, aber man muss Lust haben, all das zu tun. Schon eine moderne Farbaufnahme kann sehr schöne Bilder liefern. Christophe Pellier erläutert in seinem Vortrag „Planeten mit einer Farbkamera fotografieren“ die Möglichkeiten und Grenzen dieser Ansätze.
Wenn ich ganz von vorne anfangen würde, um vor allem Jupiter und Saturn in Farbe aufzunehmen, würde ich mir ernsthaft eine Farbkamera ansehen. Da bereits ein Mono-IMX585 verfügbar ist, würde ich lieber ein gutes System darum herum aufbauen. Es gibt keinen Grund, die Kamera zu wechseln, bevor ich herausgefunden habe, was die Aufnahmen tatsächlich einschränkt.
Das Video von Christophe de la Chapelle, Welche Planetarkamera soll man wählen? Kriterien, Fallstricke, Empfehlungen, ist eine Hilfe zum Verständnis der Auswahlkriterien. Sie ist schon etwas älter: Ich würde sie als Ausgangspunkt nutzen und anschließend die Eigenschaften der aktuellen Modelle bei den Herstellern überprüfen.
Die erste Zahl, auf die ich als Nächstes achte, ist die Pixelgröße. Sie bestimmt zusammen mit der Brennweite, welchen Teil des Himmels jedes einzelne Pixel erfasst. Das nennt man Abtastrate. Die Gesamtgröße des Sensors bestimmt hingegen das Bildfeld, das du einrahmen kannst.
Die Formel ist recht einfach:
Abtastrate in Bogensekunden pro Pixel = 206,265 × Pixelgröße in µm ÷ Brennweite in mm.
Je größer die Brennweite, desto mehr Pixel nimmt ein und derselbe Planet ein. Je kleiner die Pixel sind, desto mehr Pixel nimmt er bei gleicher Brennweite ebenfalls ein. Sobald jedoch die erfassbaren Details korrekt aufgezeichnet sind, führt eine weitere Vergrößerung nicht zu einer höheren Auflösung.
Betrachten wir drei Beispiele, die unterschiedliche Anforderungen veranschaulichen:
| Kamera | Sensor und Pixel | Worauf ich vor allem achten würde |
|—|—|—|
| ZWO ASI662MC | IMX662, Farbe, 2,9 µm, 1.920 × 1.080 | Eine Kamera zum Fotografieren von Planeten mit einem engeren Bildausschnitt |
| ZWO ASI678MC | IMX678 Farbe, 2 µm, 3.840 × 2.160 | Kleinere Pixel, die bei gleicher Abtastrate eine geringere Brennweite erfordern |
| Player One Uranus-M | IMX585 Mono, 2,9 µm, 3.856 × 2.180 | Flexible Filter und ein Sensor, der groß genug ist, um die Bildausrichtung zu erleichtern |
Bei gleicher Brennweite ergeben die beiden Kameras mit einer Pixelgröße von 2,9 µm dieselbe geometrische Größe von Jupiter in Pixeln. Die Unterschiede hinsichtlich Farbe, Empfindlichkeit und Bildverarbeitung sind zwar nach wie vor vorhanden, doch der große Sensor vergrößert den Planeten nicht weiter. Er lässt lediglich mehr Platz um ihn herum.
Bei einem Dobson-Teleskop kann diese Einstellung hilfreich sein, um den Planeten zu finden und ihn im Bildausschnitt zu halten. Sie eignet sich auch für den Mond oder um Satelliten mit aufzunehmen. Allerdings füllt das Aufnehmen von mehreren Millionen Pixeln des dunklen Himmels bei jedem Bild die Festplatte schnell auf.
Die Bildrate verdient ebenso viel Beachtung wie der Sensor. Bei der Planetenaufnahme werden in der Regel Videos aufgenommen, anschließend werden die Bilder ausgewählt, ausgerichtet und übereinandergelegt. Man sollte die Leistung der Kamera bei der Bildgröße prüfen, die man tatsächlich verwenden wird.
Ein ROI ist ein kleinerer Bereich des Sensors, der gezielt ausgelesen wird. Er verändert weder die Pixelgröße noch ersetzt er eine Barlow-Linse. Er kann die Bildrate deutlich erhöhen und gleichzeitig die Dateigröße reduzieren. Bei der Uranus-M beispielsweise gibt Player One im schnellen RAW8-Modus über USB 3 eine Bildrate von 47 Bildern pro Sekunde bei 3.840 × 2.160 und 187 Bildern pro Sekunde bei 1.920 × 1.080 an. Der Hersteller weist außerdem darauf hin, dass die Festplatte die Aufzeichnung einschränken kann. Diese Zahlen beziehen sich auf genau diese Kamera, nicht auf alle IMX585-Modelle. Datenblatt und Taktangaben zu „Player One“
Es gibt noch eine ganz einfache Grenze: Bei einer Belichtungszeit von 10 ms erreicht man nicht mehr als 100 Bilder pro Sekunde; bei 5 ms liegt die durch die Belichtung bedingte Obergrenze bei 200. Das Auslesen des Sensors und die Datenübertragung können diese Werte noch weiter senken. Eine Kamera, die mit 300 Bildern pro Sekunde beworben wird, wird diese also nicht liefern, wenn der Planet eine Belichtungszeit von 15 ms erfordert.
Ich würde auch die Kompatibilität mit der Aufnahmesoftware, den Treibern, den Bildraten je nach Wiedergabemodus und die Leistung in den für mich interessanten Wellenlängenbereichen überprüfen. Die maximale Quantenausbeute allein sagt noch nichts darüber aus, was im blauen Bereich oder bei 850 nm geschieht. Und RAW16 beschreibt ein Ausgabeformat: Das garantiert noch keine 16-Bit-Signalkonvertierung.
Bei Belichtungszeiten von wenigen Millisekunden würde eine aktive Kühlung auf meiner Prioritätenliste weit unten stehen. Eine gekühlte Kamera kann nützlich sein, vor allem, wenn man sie ohnehin schon hat, aber ich würde diesen Aufpreis nicht nur dafür bezahlen, um Jupiter zu filmen. Bei geringeren Anforderungen oder längeren Belichtungszeiten kann sich das Bild jedoch ändern.
Um die Barlow-Linse zu dimensionieren, würde ich vom endgültigen F/D-Verhältnis ausgehen. Als Richtwert wird häufig Folgendes verwendet:
Angestrebter F/D-Endwert ≈ 5 × Pixelgröße in µm.
Christophe Pellier stellt dies in seinem Ratgeber als ideales durchschnittliches Verhältnis dar, das an die Bedingungen und das Ziel angepasst werden sollte. Bei einer Pixelgröße von 2,9 µm ergibt sich daraus f/14,5. Bei Pixeln von 2 µm liegt der Wert bei etwa f/10. Man versteht bereits, warum es wenig Sinn macht, jedem systematisch eine 2×-Barlow-Linse zu empfehlen. Erfolgreiche Aufnahmen von Planeten – Tipp 7
| Pixelgröße | Praktischer F/D-Richtwert | Entsprechende Lichtstärke ab f/4 |
|—|—|—|
| 2 µm | f/10 | 2,5× |
| 2,9 µm | f/14,5 | 3,63× |
| 3,75 µm | f/18,75 | 4,69× |
| 5,86 µm | f/29,3 | 7,33× |
Es handelt sich hierbei um Richtwerte für den sichtbaren Bereich, nicht um eine Liste von zu kaufenden Vergrößerungselementen. Der Durchmesser wird in dieser Übersicht nicht berücksichtigt, da er bei einem gegebenen F/D-Verhältnis sowohl die Auflösung des Teleskops als auch dessen Brennweite beeinflusst. Ein 400-mm- und ein 200-mm-Teleskop bei f/15 haben natürlich weder die gleiche Brennweite noch die gleiche erreichbare Auflösung.
Ich würde den Koeffizienten 5 keinesfalls als Grenze zwischen einem guten und einem schlechten Bild betrachten. Die Filterbreite, das Seeing, die Helligkeit des Planeten und die Empfindlichkeit des Sensors beeinflussen diesen Kompromiss. Auch Christophe de la Chapelle weist darauf hin, dass seine Abtastrichtwerte lediglich eine Arbeitsgrundlage darstellen, die man mit einer sehr guten Optik und geeigneten Bedingungen übertreffen kann. Sein Beitrag auf Webastro, verfasst von CDLC
Bei einer Mono-Kamera würde ich die Brennweite nicht automatisch mit einem zusätzlichen Koeffizienten multiplizieren, nur um die Qualität zu verbessern. Bei einer Farbkamera würde ich die Brennweite ebenfalls nicht verdoppeln, um den «Bayer-Effekt» auszugleichen. Man muss das erhaltene Bild und die aufgezeichneten Farbkanäle berücksichtigen und darf keine pauschale Abstrafung vornehmen.
Die Wahl ändert sich, wenn man vom sichtbaren Licht zum Infrarot wechselt. Bei gleichem Durchmesser ist die durch die Beugung bedingte Grenze bei großen Wellenlängen weniger fein. Andererseits können Turbulenzen und bestimmte optische Fehler weniger nachteilig sein. Ein IR-Bild kann daher an einem bestimmten Abend besser aussehen, ohne dass das Infrarot dem Teleskop eine bessere theoretische Auflösungsleistung verleiht. Christophe Pellier, Wellenlänge und Auflösung
In diesem Fall ist es oft sinnvoll, die Brennweite zu verkürzen. Bei einer Monochromkamera mit 2,9 µm großen Pixeln, die vor allem im IR-Bereich eingesetzt wird, ist f/10 ein durchaus interessanter Ausgangspunkt; je nach Filter und Aufnahmebedingungen lassen sich die Einstellungen anschließend weiter verfeinern. Pellier geht in seinem Artikel über die Infrarot-Einstellungen des IMX462 näher auf diese Anpassung ein. Die Überlegungen zur Abtastung lassen sich auf einen anderen Sensor mit derselben Schrittweite übertragen, ohne dass diesem jedoch dieselbe spektrale Leistungsfähigkeit zugeschrieben wird.
Aus diesem Grund würde ich beim 406 mit f/4 und dem IMX585 ein 4×-Objektiv für RGB und ein 2,5×-Objektiv für den vorwiegend infraroten Einsatz in Betracht ziehen. Wenn ich mich für nur eines entscheiden müsste und mein Ziel weiterhin Jupiter und Saturn in RGB wäre, würde ich mich für das 4×-Objektiv entscheiden.
Bei Tele Vue muss man zwischen klassischen Barlow-Linsen und Powermates unterscheiden. Eine gute Barlow-Linse eignet sich hervorragend für die Planetenbeobachtung. Der höhere Preis eines Powermates reicht nicht aus, um zu belegen, dass er in allen Aufbauten mehr Details liefert. Tele Vue erklärt den Unterschied in der Konstruktion: Der Powermate kombiniert eine divergierende Linsengruppe mit einer Gruppe, die die Position der Pupillen korrigiert. Vorstellung des Konzepts durch Tele Vue
Die klassische Barlow-Linse hat einen ganz konkreten Vorteil: Man kann ihre Vergrößerung erhöhen, indem man den Sensor weiter entfernt. Das ist praktisch, wenn man die Abtastung anpassen möchte. Allerdings beeinflussen der ADC, das Filterrad und die Anschlüsse diesen Abstand; der auf dem Gehäuse eingravierte Wert beschreibt daher nicht mehr unbedingt den fertigen Aufbau.
Die offizielle Kurve zeigt beispielsweise, dass die Barlow Tele Vue 3× eine Vergrößerung von etwa 4× erreicht, wenn sich der Sensor etwa 45–50 mm hinter der Oberkante ihres Okularhalters befindet. Bei etwa 100 mm nähert sie sich einer 5-fachen Vergrößerung. Es handelt sich hierbei um ungefähre Ablesungen aus der Grafik, die ihren eigenen Ursprung hat: Die Messung erfolgt nicht von einer beliebigen Linse oder einem beliebigen Anschluss aus. Vergrößerungskurve der Barlow-Linsen von Tele Vue
Für jemanden, der bereit ist, seine Montage anzupassen, ist die Tele Vue 3×-Barlow-Linse mit 31,75 mm Durchmesser daher eine ernstzunehmende Alternative zu einer Powermate 4×: Mit der richtigen Fokussierung lässt sich damit der gewünschte Bereich erreichen. Man muss lediglich die tatsächliche Vergrößerung berechnen und messen. Die Tele Vue 2×-Barlowlinse mit 31,75 mm ist ebenfalls eine Überlegung wert für Teleskope mit kleinerer Öffnung oder wenn eine geringere Vergrößerung gewünscht wird. Ich würde mich bei der Wahl zwischen den beiden anhand der kompletten Montierung entscheiden.
Die Powermate-Modelle vereinfachen diesen Punkt oft, aber nicht alle sind unempfindlich gegenüber dem Zug. Die Tele-Vue-Dokumentation zeigt vier verschiedene Verhaltensweisen auf:
| Powermate | Fließend | Wenn man den Sensor entfernt |
|—|—|—|
| 2× | 50,8 mm | Der Faktor variiert nur geringfügig |
| 2,5× | 31,75 mm | Der Faktor nimmt leicht ab |
| 4× | 50,8 mm | Der Faktor steigt leicht an |
| 5× | 31,75 mm | Der Faktor steigt stark an |
In der Grafik ist 100 mm hinter der Oberkante des Original-Okularhalters ein Wert von etwa 4,4× für das 4×-Okular und 7,7× für das 5×-Okular abzulesen. Letzteres kann daher ein Objekt viel weiter weg bringen als erwartet. Fotoadapter, die den Okularhalter ersetzen, verändern die mechanische Markierung; der Ursprung der Kurve muss beibehalten werden. Anwendungsbereiche und Leistungskurve der Powermate- und Tele Vue-Modelle
Der Durchmesser von 50,8 mm ist an sich noch keine Garantie für eine bessere Auflösung als bei einer 31,75-mm-Montage. Hierbei handelt es sich insbesondere um das Format, in dem der Powermate 4× erhältlich ist. Ich würde auch das Gewicht, die Steifigkeit der Verbindungen und die Fähigkeit des Okularhalters berücksichtigen, das gesamte System ohne Durchbiegung zu halten.
Beim 406-mm-Objektiv mit f/4 lässt sich die Wahl nun in Zahlen ausdrücken. Die native Brennweite beträgt 406 × 4 = 1.624 mm.
Bei einer Pixelgröße von 2,9 µm und einem MPCC von 1× ergeben sich folgende Werte bei den Nennverstärkungen:
| Angenommene tatsächliche Vergrößerung | Brennweite | F/D | Abtastung |
|—|—|—|—|
| 2× | 3.248 mm | f/8 | 0,184″/Pixel |
| 2,5× | 4.060 mm | f/10 | 0,147″/Pixel |
| 3× | 4.872 mm | f/12 | 0,123″/Pixel |
| 4× | 6.496 mm | f/16 | 0,092″/Pixel |
| 5× | 8.120 mm | f/20 | 0,074″/Pixel |
Bei einer 4-fachen Vergrößerung würde ein Planet mit einem Durchmesser von 45 Bogensekunden etwa 489 Pixel einnehmen. Dies ist ein Beispiel für den scheinbaren Durchmesser, nicht für die tatsächliche Größe des Jupiters. Es zeigt, dass man nicht alle 3.840 Pixel des Sensors ausnutzen muss, um ein detailreiches Bild aufzunehmen.
Beim Wechsel von 4× auf 5× erstreckt sich dasselbe Bild über eine 1,56-mal größere Fläche. Bei gleicher Lichtdurchlässigkeit und Belichtung erhält jedes Pixel etwa 36 % weniger Licht. Um wieder die gleiche Anzahl an Photonen pro Pixel zu erreichen, müsste die Belichtungszeit um etwa 56 % verlängert werden. Eine Erhöhung der Verstärkung kann die Anzeige aufhellen, ersetzt jedoch nicht die fehlenden Photonen. Diese Zahlen werden lediglich aus dem Quadrat des Brennweitenverhältnisses berechnet.
Die 5×-Vergrößerung kann bei anderen Pixeln, einem anderen F/D-Verhältnis oder unter bestimmten Bedingungen sinnvoll sein. Für dieses 406er-Teleskop und diese Kamera wäre sie nicht meine erste Wahl. Die 4× bietet bereits einen komfortablen Spielraum für hochauflösende RGB-Aufnahmen, wobei die Vergrößerung weniger empfindlich auf Zubehör reagiert als bei einer klassischen Barlow-Linse.
ADC ist auch bei einer Mono-Kamera nützlich. Selbst durch einen Blaufilter wird ein Wellenlängenbereich erfasst, und die Atmosphäre lenkt nicht alle Wellenlängen gleichermaßen ab. Das Nachjustieren der roten, grünen und blauen Ebenen bei der Bildbearbeitung korrigiert nicht die Unschärfe, die innerhalb einer einzelnen Ebene vorliegt. Pellier zeigt dies insbesondere mit einer Monochromkamera und einem Blaufilter in seinem Artikel über den Korrektor für atmosphärische Streuung.
Die Verstärkung wird in der Regel vor dem ADC angeordnet, damit dieser in einem weniger weit geöffneten Strahl arbeitet. Auch der Abstand zwischen den Prismen und dem Sensor beeinflusst dessen Korrekturfähigkeit. Pierro-Astro erläutert diese Einschränkungen in seiner praktischen Montageanleitung. Die empfohlenen Entfernungen sind keine Regel, die blindlings auf alle ADCs angewendet werden sollte.
Was das sichtbare RGB betrifft, würde ich außerdem überprüfen, ob die Infrarotstrahlung tatsächlich blockiert wird – entweder durch das Kameraobjektiv oder durch die verwendeten Filter. Bei einer Monochromkamera und Filtern, die das RGB-Spektrum korrekt blockieren, ist ein zusätzlicher IR-Sperrfilter nicht zwangsläufig erforderlich. Das Problem wird ausführlich erläutert in Pelliers Artikel über den IR-Cut-Filter : Eine IR-Verfärbung lässt sich nicht immer durch eine einfache Farbkorrektur beheben.
Der Koma-Korrektor muss separat eingestellt werden, auch bei Verwendung eines Powermate. Der Baader MPCC verändert die Brennweite nominell nicht. In der Bedienungsanleitung des Mark III wird bei direkter fotografischer Montage ein Abstand von 55 mm von der T2-Schulter bis zum Sensor angegeben. Außerdem muss der verwendete Anschluss berücksichtigt werden, da die mechanischen Referenzen T2 und M48 nicht identisch sind. Bedienungsanleitung Baader MPCC Mark III
Wenn ein Powermate zwischen Korrektor und Kamera geschaltet ist, stellen diese 55 mm keine mechanische Gesamtlänge dar, die man unverändert übernehmen kann. Und die Empfehlung von Tele Vue für einen Paracorr gilt nicht automatisch auch für einen MPCC. Für genau diesen Aufbau würde ich daher keine willkürliche Liste von Adaptringen angeben: Man muss das ADC-Modell, das Kameragehäuse und das eventuelle Vorhandensein eines Filterrads kennen.
Das ist die Grenze dessen, was man unter «Ich nehme einen Powermate, um mir den Ärger mit dem Abzug zu ersparen» versteht. Er erleichtert zwar die Wahl der Vergrößerung, aber die anderen Faktoren unterliegen weiterhin ihren Einschränkungen. Die richtige Leistung zu kaufen und die richtige Montage zusammenzustellen, sind zwei miteinander verbundene Schritte.
Sobald alles aufgebaut ist, werde ich die tatsächliche Abtastrate messen. Dazu muss man lediglich den scheinbaren Durchmesser des Planeten zum Zeitpunkt der Aufnahme kennen und anschließend denselben Durchmesser auf einem Originalbild messen, also vor der Größenanpassung oder dem Drizzle-Verfahren. Dabei muss die richtige Größe verwendet werden: der äquatoriale Durchmesser bei Jupiter, der Globus oder die deutlich erkennbaren Ringe bei Saturn.
Man dividiert den scheinbaren Durchmesser in Bogensekunden durch den in Pixeln gemessenen Durchmesser. Beispielsweise ergibt 45″ bei 500 Pixeln 0,090″/Pixel. Bei einer Pixelgröße von 2,9 µm entspricht dies einer Brennweite von etwa 6.646 mm, was einer Gesamtvergrößerung von etwa 4,09× beim 406 bei f/4 entspricht. Dies gibt die Leistung des Systems besser wieder als die Angabe «4×» für sich genommen. Das Messverfahren, erklärt von Christophe Pellier
Und dann ist da noch die Nachführung. Ein großer Sensor hilft zwar dabei, den Planeten zu finden, aber sobald man den Bildausschnitt (ROI) verkleinert, muss er mit einer gewissen Sicherheitsmarge im Bild bleiben. Bevor ich also entscheide, ob man bequem bei f/16 arbeiten kann, würde ich mir ansehen, was der Motorantrieb oder der Äquatorialtisch tatsächlich leisten kann – sofern der Dobson über einen solchen verfügt. Die Kollimation, das thermische Gleichgewicht des Spiegels, die Fokussierung und die Stabilität des Himmels verdienen mindestens ebenso viel Aufmerksamkeit wie die Barlow-Referenz.
In meinem Beispiel würde ich den IMX585 Mono beibehalten und für RGB den Tele Vue Powermate 4× mit 50,8 mm wählen, zusammen mit dem ADC und einer geprüften mechanischen Halterung. Sollte mein Programm hauptsächlich aus IR-Beobachtungen bestehen, würde der Powermate 2,5× die Nase vorn haben. Und wenn ich die Vergrößerung feinabstimmen wollte, auch wenn dabei einige Einstellungen angepasst werden müssten, wäre die Tele Vue 3×-Barlow-Linse nach wie vor eine sehr gute Option.
Das Ergebnis, das ich vor Ort anstreben würde, ist eine Aufnahme mit verwertbaren Details, ausreichend kurzen Belichtungszeiten und einem Signal, das für eine saubere Bearbeitung ausreicht. Wenn die Aufstellung dies regelmäßig ermöglicht, ist sie gut gewählt.
Quellen: Christophe Pellier – Planetare Astronomie und Bildgebung ; Christophe de la Chapelle – Webastro (CDLC) ; Tele Vue – Barlow und Powermate ; Player One Astronomy – Uranus-M ; Baader Planetarium – MPCC Mark III
Siehe auch auf Deep Space Astronomy: Barlow und Backfokus: Warum Sie nicht scharfstellen können ; Player One Astronomy: Warum diese Marke die Astrofotografen überzeugt hat
Unterschrift: CBurkhalter
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