Bei der
Aufnahme von astronomischen Bildern muss das Licht viele optische Elemente
passieren um am Ende des Strahlenganges den CCD-Sensor zu erreichen. Diese
optischen Elemente haben, neben den gewünschten Eigenschaften, leider auch
negativen Einfluss auf das Licht. So kann jeder leidgeplagte Fotograph ein Lied
davon singen, wenn nach dem exzessiven Putzen der Optiken immer noch Schmutz
und/oder Staub das Licht im Strahlengang abdunkelt. Oder wenn die gewünschte
optische Konfiguration die Randbereiche des CCD-Sensors abschattet und somit
das Bild vignettiert.
Staub oder
Fussel auf den Oberflächen der optischen Elemente, macht sich durch eine der
Form der Verschmutzung entsprechenden Abdunkelung auf den Bildern bemerkbar.
Grundsätzlich kann man sagen: je stärker und deutlicher die Verschmutzung zu
sehen ist, desto näher ist sie an dem CCD-Sensor, desto näher also am Fokus. Im
Umkehrschluss wird eine eher schwache Abdunkelung weiter weg von der Kamera zu
finden sein. Bekannt sind hier die dunklen „Kringel“, die von Staubkörnchen auf
den optischen Oberflächen erzeugt werden. Während zu grobe Verschmutzung durch
reinigen der optischen Flächen entfernt werden sollte, kann unter „normalen“
Umständen keine perfekte Reinigung geschehen und es verbleiben meist winzig kleine
Fremdkörper auf den Optiken zurück.
Vignettierung
entsteht, wenn die optische Konfiguration das einfallende Licht im Strahlengang
an den Rändern begrenzt und somit die äußeren Bereiche des CCD-Sensors
abschattet. Hier kann nur durch Verwendung anderer Komponenten im Strahlengang
oder durch den Einsatz eines kleineren CCD-Sensors entgegengewirkt werden.
Einen Trick,
um die auftretenden negativen Effekte im Strahlengang zu minimieren, ist die
Verwendung von Flat-Frames - Flats. Flats speichern die optischen Einflüsse der
Konfiguration als Information in einem Hell-/Dunkelbild. Mit dem Flat werden
mittels Division die Fehler aus den Aufnahmen herausgerechnet.
Um ein Flat
zu erstellen, werden mehrere kurzbelichtete Bilder einer eben ausgeleuchteten
Fläche gemittelt und zu einem Master-Frame zusammengefasst. Zudem wird von
jedem Flat das entsprechende BIAS-Frame abgezogen, um das unerwünschte
Ausleserauschen der Kamera zu entfernen. Eine gleichmäßig ausgeleuchtete Fläche
kann der Himmel bei Abenddämmerung sein, eine selbst gebastelte Light-Box oder
in meinem Fall eine Gerd Neumann EF-Flatfield Leuchtfolie.
Die Flats
sollten eine Intensität von etwa der Hälfte der „Full Well Kapazität“ des
CCD-Sensors aufweisen. Meine DSIs haben 16 Bit CCD-Sensoren, die einen
Dynamikumfang von 65.536 ADU verzeichnen können. Somit liegt der ideale Bereich
für die Flats irgendwo bei 30.000+ ADU.
Der DSI III
Pro benötigt für jeden Filter ein eigenes Flat. Nur so kann gewährleistet
werden, dass die optischen Eigenschaften für jedes aufgenommene Bild auch der
zugrunde liegenden optischen Konfiguration entsprechen. Zudem weisen
unterschiedliche Filter eine unterschiedliche Transmission des Lichtes auf und
benötigen somit unter Umständen auch unterschiedliche Belichtungszeiten um die
benötigten 30.000+ ADUs zu erreichen.
Anders als
bei Dark-Frames, die an die jeweiligen Kamera, die Temperatur und ggf.
altersabhängigen Veränderungen der CCD-Sensoren gekoppelt sind, werden Flats
nur dann erneuert, wenn die optische Konfiguration geändert und/oder
zusätzliche Verschmutzung im Strahlengang erkannt wird.
Die
Aufwertung der gemachten Aufnahmen durch die Verwendung von Flat-Frames zeigt
sich unmittelbar und rechtfertigt den entstandenen Mehraufwand. Er gibt genug
äußere Einflüsse, gegen die bei einer schönen Astroaufnahme gerungen werden
muss. Mit den Flat-Frames wurde ein tolles Hilfsmittel geschaffen, um die
Auswirkungen der optischen „Mängel“ auf ein Minimum zu reduzieren. clear skies.