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Arbeiten mit Flat-Frames
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.
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