The artificial Skyglow above Stockholm and Why we care about it

On October 24th, 2015 I was invited to give a talk at the Swedish astronomy day (“Astronomdagarna“) in Uppsala. You can find the video stream of my presentation below. I talk about the impact of light pollution on wildlife, ecosystem, human health and well-being and further show how light pollution can be minimized. I present zenithal night sky brightness measurements performed in Stockholm using a Sky Quality Meter and discuss a first analysis of the data, including influence of different environmental conditions, the circalunar rhythm and how auroral activity can alter the nightsky brightness level. Finally, the results are compared to similar measurements performed in Berlin and Vienna.

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Stephen Hawking about “Quantum Black Holes”

Stephen Hawking is currently attending a historic conference in Stockholm – organized by the Nordic Institute for Theoretical Physics (Nordita) and Laura Mersini-Houghton, a professor at the University of North Carolina at Chapel Hill. As an astrophysicist I was especially grateful having been able to hear one of the most brilliant scientists of our time speaking about “Quantum Black Holes” – hypothetical tiny black holes, for which quantum mechanical effects play an important role.

Stephen Hawking giving a lecture in Stockholm

Stephen Hawking in Stockholm, August 2015 talking about “Quantum Black Holes”


Aurora Borealis – observed from Vallentuna

It is an amazing spectacle when a solar storm of charged particles hits the Earth’s magnetosphere. The particles following the magnetic field finally collide with particles of the Earth’s atmosphere – mostly oxygen and nitrogen. These collisions lead to either an ionization or excitation of atoms/molecules at an altitude of around 100 km. Subsequently, the recombination is responsible for the emission of a photon. The typically green colour arises from oxygen. On March 17, 2015 a strong solar storm hit the Earth and even at the relatively low latitude of Stockholm one could follow this energetic event.

Aurora Borealis observed from Vallentuna (Stockholm, Sweden)

Aurora Borealis observed from Vallentuna (Stockholm, Sweden)

Aurora Borealis observed from Vallentuna (Stockholm, Sweden)

Aurora Borealis observed from Vallentuna (Stockholm, Sweden)


Measuring Linearity, Readout Noise and Gain of a ATIK383L+ CCD camera

Today I did some tests with my 2-year old ATIK383L+ CCD camera. I am using the camera regularly and you can find some results at my astrophotography page. The camera uses the well-known KAF-8300 17.6mmx13.52m CCD chip with a resolution of 3362×2504 pixels and a pixel size of 5.40µmx5.40µm. The manufacturer promotes it as a camera with very low read-noise of 7electrons, great linearity and with ideal Gaussian shaped bias frames.

So let’s see if that is true for my model.


This is the easiest of the performed tests. Thereby the camera was mounted on the focuser of my telescope and the aperture was illuminated with my Flatfield panel. Then several images were taken with increasing exposure times as seen in the table below. Subsequently, the so gained flatfields were corrected for bias and darkcurrent contributions. The resulting mean counts in each individual image were tabulated and plotted against the exposure times showing the linearity of the CCD.

Time [s]
ADU Poisson
Error [%]
Fit 1
Error [%]
Error [%]
Error [%]
Error [%]
1 650 3,92 135,0    
2 1222 2,86 61,7    
3 1598 2,50 51,8    
4 2108 2,18 36,4    
5 2611 1,96 27,4    
6 3106 1,79 21,5    
8 4111 1,56 13,7 15,8  
10 5098 1,40 9,3 11,3  
14 7073 1,19 4,2 6,1  
18 9045 1,05 1,4 3,2 7,3
22 11009 0,95 0,4 1,4 4,6
28 13911 0,85 1,8 0,0 2,3 4,1
36 17771 0,75 2,9 1,2 0,5 1,8
44 21635 0,68 3,6 1,9 0,7 0,2
52 25353 0,63 3,5 1,8 1,0 0,2
60 29083 0,59 3,5 1,9 1,3 0,6
70 33737 0,54 3,5 1,8 1,5 1,0
80 38357 0,51 3,4 1,7 1,5 1,1
90 42887 0,48 3,1 1,5 1,4 1,1
95 45068 0,47 2,8 1,1 1,1 0,9
100 47214 0,46 2,5 0,8 0,8 0,6
105 49310 0,45 2,1 0,4 0,4 0,2
110 51431 0,44 1,7 0,0 0,2 0,0
115 53484 0,43 1,3 0,4 0,2 0,4
120 55549 0,42 0,9 0,8 0,6 0,7
125 57491 0,42 0,4 1,4 1,1 1,2
130 59456 0,41 0,1 1,9 1,6
150 61486 0,40 11,4      
<error> [%]   14,70 2,68 1,56 0,95
ATIK383L+ linearity test

ATIK383L+ linearity measurement. Linear regression was performed iteratively narrowing down the datarange. Best photometric performance was found in the range above 15000 ADU and below 55000 ADU.

A Linear regression was performed iteratively narrowing down the count range (ADU) in order to find typical errors introduced due to non-linearity of the CCD. A fit to all data points (red) gives a poor result, as expected, with a typical error of roughly 15 percent (see last row in table above). When limiting the range to values above 1000 ADU and below 60000 ADU a correlation coefficient R of 0.9996 (orange data; note that the value in the plot is R2) is found, which is still worse than the number given by the manufacturer (0.9998). Thus, I definitely cannot recommend doing photometry within the full range of 1000 to 64000 ADU as suggested on the ATIK website. Nevertheless, the linearity seems to be good within a range of 10000 to 60000 ADU (yellow). In that range typical errors are below 2 percent only. The best performance is found between 15000 ADU and 55000 ADU, which is the range I would consider as the photometric one.

Thus, highest photometric precision is possible for countrates above 15000 ADU and below 55000 ADU.

Gain Measurement

There are several methods available to measure the gain. I have chosen the method described by Michael Richmond. So the following steps were performed:
1) a pair of L-flats was taken with varying exposure times (2,4,8,16,32,64 sec)
2) a set of 3 dark frames with the same exposure time was taken
3) individual darks were combined using the average value (masterdarks)
4) masterdarks were subtracted from the appropriate flats
5) sum of each pair of flats was calculated and devided by 2: sum*.fits
6) difference of each pair of flats was calculated: diff*.fits
7) gain is the inverse of the slope of the plot: mean vs. variance, where the variance is: RMS2/2.

IMAGE Mean   IMAGE RMS Variance
sum2.fits 1524 diff2.fits 89.0 3957.8
sum4.fits 2747 diff4.fits 114.1 6509.4
sum8.fits 5516 diff8.fits 159.5 12720.1
sum16.fits 10975 diff16.fits 218.5 23871.1
sum32.fits 21841 diff32.fits 306.0 46818.0
sum64.fits 43342 diff64.fits 426.4 90908.5
ATIK383L+ gain measurement

ATIK383L+ gain measurement. A linear regression (green curve) was conducted on the measurements of the mean response in ADU vs. the variance. The gain is then the inverse of the slope.

The gain is then the inverse of the slope when doing a linear regression of the mean vs. variance plot.
A gain of 0.48 e/ADU was found for the ATIK383L+.


In order to measure the readout-noise of the CCD camera, bias frames taken throughout several hours of observations were used. The readnoise was measured following the procedure described here:
1) 9 bias frames were taken and combined using the median (masterbias)
2) the masterbias was subtracted from each individual bias: Rdnoise*.fits
3) readnoise is the standard deviation in these images (see table)
4) finally the masterbias was analysed using the histogram and a Fast Fourier Transform (FFT)

Rdnoise1.fits 8529394 0,6629 19,56 -124,5 1885
Rdnoise2.fits 8529394 3,382 19,84 -123,5 1046
Rdnoise3.fits 8529394 -2,212 19,49 -262 644
Rdnoise4.fits 8529394 -1,562 19,57 -129 5063
RdnoiseB1.fits 8529394 -0,4971 20,17 -118 9360
RdnoiseB2.fits 8529394 -0,7299 19,89 -122 518
RdnoiseB3.fits 8529394 0,8872 19,95 -163 426
RdnoiseB4.fits 8529394 -0,467 19,89 -114 523
RdnoiseB5.fits 8529394 1,106 19,95 -116 709

I noticed that the bias-level can vary slightly (order of 20 ADU) during several hours of observations. Therefore, it is the best to keep track on the bias level and take some bias once an hour. For this test, I had to create two individual masterbias frames in order to extract the correct readout-noise. The result is not affected by that.

The average value of the readout-noise for my ATIK383L+ is: 19.8 ADU. Using the gain calculated before, a readnoise of 10 electrons was measured.

Thus, the level of the readout-noise is indeed very low with only 10 e. However, it is not as low as promoted by the manufacturer.

In a next step, the quality and homogeneity of the masterbias was examined using the histogram and a FFT (see below).

Histogram of the masterbias

Histogram of the masterbias showing a Gaussian-like and thus random noise dominated distribution

FFT of masterbias

Masterbias image (left) and FFT of the masterbias (right). A column of an increased bias level can be easily identified in the image. Additionally, the FFT indicates the existence of a non-random large-scale noise pattern.

An examination of the historgram reveals that the bias is of course not an ideal Gaussian as promoted by the manufacturer. However, it is Gaussian-like and thus noise dominated. Furthermore, a column of increased bias level can be identified in the image and after performing a Fourier Transform, it can be seen that some non-random pattern exists. This is indicated by the “cross” in the middle of the FFT image. However, the relative value of the pattern is very low.

I would conclude that the camera’s bias indeed is noise-dominated and very smooth, certainly allowing for faint details to be detected.

Finally the performed measurements show that the ATIK383L+ is a CCD camera that can be used for scientific photometric applications when limiting the linearity range as suggested. Due to its smooth bias it is furthermore an excellent tool for high quality astrophotography.

Comet C/2014 Q2 (Lovejoy)

Comet C/2014 Q2 (Lovejoy) is bright (around 5mag) enough to be easily seen with binoculars or small telescopes in constellation Eridanus. On really good sites one should be able to spot it even with naked eye. However, currently the observing conditions are hard, because of today’s full moon. Additionally in the northern hemisphere the comet’s elevation is very low. I have spotted it two days ago from Vallentuna (near Stockholm, Sweden) when it was only 18 degrees above the horizon at maximum. I have taken some pictures with my CCD camera and was really impressed how fast the comet moves on the sky (see video).

The really good news is that the observing conditions are going to be better during the next days and weeks. C/2014 Q2 (Lovejoy) will climb further up, reaching constellation Taurus around 9th of January, just two days after it reaches the closest position to Earth at a distance of around 70 million kilometers.

Ringsystem um Asteroid “Chariklo” im äußeren Sonnensystem entdeckt

Die Europäische Südsternwarte (ESO) berichtet in Ihrer heutigen Pressemitteilung von der überraschenden und erstmaligen Entdeckung eines Ringsystems um einen Asteroiden. Der Planetoid Chariklo wurde von mehreren Observatorien aus – darunter auch La Silla in Chile – beobachtet. Grund der Beobachtung war eine bevorstehende Sternbedeckung durch den Asteroiden. Solche Ereignisse werden genutzt, um die Größe von Kleinplaneten abzuleiten. Dabei wurde überraschenderweise kurze Zeit vor sowie kurze Zeit nach der eigentlichen Bedeckung, ein Helligkeitsabfall des Sterns registriert. Daraus kann zweifelsfrei geschlossen werden, dass sich um Chariklo ein Ringsystem aus Staub und Eis gebildet haben muss ähnlich wie man es von Saturn, Uranus oder Neptun kennt. Letztere wurden ebenfalls durch Sternbedeckungen entdeckt.

Die Scheibe aus Eis und Staub könnte dabei das Resultat aus einem Impaktereignis sein. Weiters ist nun anzunehmen, dass Chariklo noch kleinere Begleiter hat, welche das Ringsystem aufrechterhalten.

Ring um Planetoid entdeckt

Image Credit: ESO

Erste experimentelle Bestätigung der kosmischen Inflation

Vor wenigen Tagen wurde von der US-amerikanischen BICEP2 Kollaboration ein neues, sensationelles Resultat veröffentlicht (siehe: BICEP2 I: Detection Of B-mode Polarization at Degree Angular Scales), was nun endlich bestätigt, was bereits vor über 30 Jahren von Alan Guth postuliert wurde – die kosmologische Inflation. Dabei handelt es sich um eine der frühesten Phasen in der Entwicklung des Universums, die innerhalb eines unvorstellbar kleinen Bruchteils einer Sekunde, nämlich nur 10-30 Sekunden nach dem Urknall stattgefunden haben muss. Innerhalb dieser extrem kurzen Zeit, dehnte sich das Universum um mehr als 25 Größenordnungen, also um den Faktor 1025, aus. Wichtig ist, dass erst durch die Inflation, bisher beobachtete Phänome wie die Homogenität und Geometrie des Universums erklärt werden können.

Obwohl bereits vor einem Jahr von einer anderen Forschergruppe, nämlich der PLANCK Kollaboration, Randbedingungen für mögliche Parameter eines Inflationsmodells veröffentlicht wurden (siehe: Planck 2013 results. XXII. Constraints on inflation), gelang der BICEP2 (Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization) Kollaboration nun erstmals der direkte, experimentelle Nachweis der Inflation durch die Messung der Polarisation in der Strahlung des kosmischen Mikrowellenhintergrunds mit dem Südpolteleskop.

Die von BICEP2 durchgeführten Messungen beruhen also auf Beobachtungen der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung. Dabei handelt es sich um jene Strahlung, die etwa 380 Tausend Jahre nach dem Urknall entstanden ist, als sich das Universum so weit abkühlte (ca. 3000 Kelvin), dass die bis dahin freien Wasserstoffatome und Elektronen rekombinierten. Infolge dessen wurde das Universum erstmals durchsichtig und Photonen konnten entweichen. Diese Photonen füllen bis heute den Raum und sind Boten aus dieser frühen Zeit nur etwa 380 Tausend Jahre nach dem Urknall. Die kosmische Hintergrundstrahlung wurde von verschiedenen internationalen Forschergruppen (COBE, WMAP, PLANCK) in den letzten 25 Jahren exakt vermessen, was entscheidend zum Verständnis unseres heutigen kosmologischen Weltbildes beitrug. Aufgrund der weiteren Expansion, sank die Temperatur bis zum heutigen Zeitpunkt auf etwa 2.7 Kelvin ab, weshalb die Strahlung im Mikrowellenbereich beobachtet werden kann. Es sind aber die Abweichungen von der mittleren Temperatur, die uns Auskunft über die Dichte und Masseverteilung des Universums in dieser frühen Phase geben. Die Temperaturmessungen müssen dabei bis auf wenige Zehn- bis Hunderttausendstel Kelvin genau durchgeführt werden, was enorm hohe Ansprüche an Technik und Datenverarbeitung stellt.

Soweit, so gut. Was aber sagt uns der Mikrowellenhintergrund über die Inflation, die ja wesentlich früher stattgefunden haben muss? Da die Inflation adiabatisch vor sich gegangen sein muss und somit kein Temperaturaustausch stattgefunden haben kann, würde man klassischerweise zunächst nicht erwarten, dass man in der Temperaturstrahlung noch Hinweise auf die Inflation finden kann. Hier kommen nun Graviationswellen ins Spiel, die bereits von Albert Einstein postuliert wurden. Gravitationswellen sind Wellen in der Raumzeit, die durch Bewegung von Materie im Raum entsehen, und dazu führen, dass sich der Raum ständig streckt und staucht. Große Amplituden werden also von massereichen Objekten wie etwa Doppel-Neutronenstern-Systemen erwarten. Dennoch erweist sich der Nachweis bisher äußerst schwierig, da der Streck- bzw. Stauchfaktor einzelner Objekte nur etwa 10-20 entpricht. Es sind aber eben jene Gravitationswellen die während der Phase der Inflation entstanden sein müssen, die auch Spuren im Mikrowellenhintergund hinterlassen, und zwar in der Polarisation desselben. In der Fachsprache werden die durch primordiale Gravitationswellen verursachte Polarisationsmuster auch B-Moden genannt. Eben jene B-Moden konnten nun von der BICEP2 Kollaboration nachgewiesen werden (siehe Abbildung).

BICEP2 B-Modes

Das beobachtete, wirbelartige Muster, entspricht dabei den Vorhersagen aus zuvor durchgeführten Simulationen. Das gefundene Resultat ist also nicht nur ein erster, experimenteller Nachweis der Inflation, sondern gleichermaßen eine weitere Bestätigung des heute gültigen kosmologischen Modells sowie ein indirekter Nachweis der Gravitatiosnwellen.


Milkyway and Venus rise (Video)

The following timelapse movie shows the rising Venus and the Milkyway. The individual photographs from which the animated sequence was created, were taken at the Roque de Los Muchachos, La Palma, Canary Islands during an observing run at the Nordic Optical Telescope (NOT).

  • Roque de Los Muchachos, La Palma, Canary Islands, Spain
  • 3rd of March, 2014
  • Nikon D300 f/3.5 ISO 2500
  • exposure time per photograph: 20s
  • Time lapse interval: 120s
  • duration: approx. 1.5h


Endlich gutes Wetter: Supernova SN2014J

Endlich hat das Wetter mitgespielt, um die Supernova SN2014J von Stockholm aus mit dem AlbaNova Teleskop zu beobachten. Selbst knapp einen Monat nach ihrer Entdeckung, liegt die Helligkeit der Supernova im Visuellen (Johnson V) mit 11 mag immer noch bei etwa 75% der Gesamthelligkeit von M82 (10.7 mag in V), ihrer Heimatgalaxie.

Supernova SN2014J

Supernova SN2014J

AlbaNova 1m f/11 Teleskop

AlbaNova 1m f/11 Teleskop

Supernova 2014J

Seit über zwei Wochen warte ich auf besseres Wetter. Dieses Leid teile ich derzeit vermutlich mit vielen Astronomiebegeisterten, da im Moment ein seltenes und kosmologisch hochinteressantes Objekt – eine Supernova vom Typ Ia – selbst mit kleinen Amateurteleskopen gut zu beobachten ist. Die Supernova namens “SN2014J” wurde am 21. Jänner 2014 während eines Astronomiepraktikums am Londoner Observatorium von S. J. Fossey und seinen Studenten bei Beobachtungen von M82, einer unserer Nachbargalaxien, zufällig entdeckt.

Bei einer Supernovae vom Typ Ia handelt es sich um eine thermonukleare Explosion eines degenerierten Weißen Zwerges. Die dabei freigesetzte Energie von etwa 1044 Joule übersteigt dabei alles begriffliche Denken. Darüberhinaus sind diese Supernovae für die Anreicherung des interstellaren Mediums mit schweren Elementen verantwortlich und somit auch als wesentlicher Bestandteil allen Lebens zu verstehen.

Aus kosmologischer Sicht spielen diese Supernovae ebenfalls eine wichtige Rolle; gaben Beobachtungen von solchen Supernovae bei hohen Rotverschiebungen (im frühen Universum), erstmals den Hinweis auf die beschleunigte Expansion unseres Universums. Dies ist möglich, da theoretischen Überlegungen zufolge, ein strenger Zusammenhang zwischen der intrinsischen Maximialhelligkeit der Explosion sowie des darauffolgenden Helligkeitsabfalls besteht. So ist es möglich, aus Beobachtungen von Supernovae des Typs Ia, Entfernungen zu weit entfernten Galaxien zu bestimmen.

All diese Überlegungen, machen SN2014J derzeit zu einem spannenden Beobachtungsobjekt. Leider spielt das Stockholmer Wetter im Moment nicht mit. Allen, denen es ähnlich wie mir ergeht, kann ich die Seiten der “American Association of Variable Star Observers” (AAVSO) empfehlen. Dort finden sich aktuelle Messpunkte des Helligkeitsverlaufs von SN2014J. Das folgende Diagramm zeigt den aktuellen Helligkeitsverlauf in verschiedenen Filtern des Johnson UBVRI Systems, welches etwa dem Farbverlauf von Blau bis Rot entspricht.