Astrofotografie mit tiefgekuehlter Astrokamera

Die Astrofotografie mit einer tiefgekühlten Astrokamera
Unterschiede der verschiedenen Kamerasysteme die in der
Astrofotografie eingesetzt werden mit Schwerpunkt
CCD‐Kameras
© Peter Knappert 2012
„Das Bessere ist des Guten Feind“
Dieses bekannte Zitat läst sich auch auf die Kameras die in der Astrofotografie Verwendung finden, anwenden.
Nachdem ich jetzt seit genau 7 Jahren die digitale Astrofotografie betreibe und Ende 2011 von einer DSLR auf eine tiefgekühlte CCD umgestiegen bin, kenne ich nun genau die Unterschiede der verschiedenen Kamerasysteme. Auf allen Gebieten der Astrofotografie konnte ich mittlerweile praktische Erfahrungen sammeln und was lag nun
näher als das Ganze mal zusammenzufassen. Mittlerweile bin ich beratendes Mitglied der VDS‐Fachgruppe Astrofotografie im
Bereich der Bildverarbeitung und befasse mich auch hier mit den verwendeten Kamerasystemen.
In diesem Vortrag sollen nun verschiedene Kamerasysteme vorgestellt werden aber der
hauptsächliche Schwerpunkt liegt natürlich bei der gekühlten schwarz‐weiß CCD‐Astrokamera.
Denn diese Kamerasysteme sind eindeutig notwendig, will man zu Spitzenergebnissen in der Astrofotografie gelangen.
Nachdem ich ja im September 2012 eine Astroexkursion nach Südfrankreich unternommen habe, will ich zum Abschluss dann ein paar sehr seltene Himmelsobjekte zeigen die ich unter dem sehr dunklen Nachthimmel der Drome Provence aufgenommen habe und das ausschließlich mit einer gekühlten CCD‐Kamera
Ein ausführlicher Vortrag über diese Astroexkursion in die Drome Provenciale soll dann Anfang 2013 folgen. Themenschwerpunkte
Sensortypen die für den astrofotografischen Einsatz in Frage kommen
•
•
•
CMOS‐Sensoren (mit Bayer Pattern)
CMOS‐Sensoren (schwarzweiß)
CCD‐Sensoren (schwarzweiß)
Ein paar Grundbegriffe
•
•
•
•
•
•
•
•
Pixelgröße
Pixelabstand (intermediate Gaps)
digitale Pixel‐Auflösung in Bit
Fullwellkapazität (dynamischer Sensorbereich)
Ausleserauschen des Sensors
Antiblooming
thermisches Rauschen
spektraler Empfindlichkeitsbereich
Einsatz von „handelsüblichen DSLRs in der Astrofotografie
•
•
•
Die nicht modifizierte DSLR Die modifizierte DSLR
Nachteile der digitalen Spiegelreflexkameras in der Astrofotografie
Kameras mit gekühltem CMOS Sensor in der Astrofotografie
•
•
•
•
•
•
•
•
Auflösung (Farbe)
Bildrauschen
digitale Auflösung in Bit
Fullwellkapazität (dynamischer Sensorbereich)
Ausleserauschen des Sensors
Antiblooming
thermisches Rauschen
spektraler Empfindlichkeitsbereich
Die einfache ungekühlte Astrokamera mit CCD‐Sensor
•
•
•
•
Definition
Pixelgröße und Auflösung Rauschverhalten
Vorteile/Nachteile
Die gekühlte Astrokamera mit CCD‐Sensor
•
•
•
•
•
Wie sieht so eine Kamera aus ?
Auflösung
Kühlung
der KAF8300 Sensor
spektrale Empfindlichkeit des KAF 8300 Sensors bei verschiedenen Wellenlängen
Der Einsatzbereich der gekühlten CCD‐Astrokamera
•
•
•
•
•
•
•
•
Sehr tiefe Luminanzaufnahme am Beispiel von M31
Das Digital Development Filter (DDP)
Erstellung einer Farbaufnahme RGB
Die Luminanz‐Farbaufnahme LRGB
Einsatz der Kamera bei 6 Nanometer Filter
Einsatz der Kamera bei 3 Nanometer Filter
Bildbeispiele in LRGB‐Technik
Ausblick
CMOS-Sensoren (mit Bayer Pattern)
CMOS Sensoren sind Bildaufnahmesensoren, wie sie heute in jeder kleinen Digitalkamera verwendet werden. Vom Prinzip her sind das Sensoren, die erst mal alle Farben des Spektrums aufnehmen können, aber vom Prinzip her nur Schwarz‐Weiss Bilder liefern können. Das Pixel eines CMOS‐Sensors ist nichts anderes als eine Photodiode die das Licht
in Elektrizität (Spannung) umsetzt und diese Spannung in einem Kondensator speichert. Frage: Wie bringt man den Sensor dazu, farbige Bilder zu produzieren ?
Die Lösung ist ganz einfach. Man bringt vor dem Sensor farbige Mikrolinsen in den Farben
Rot,Grün und Blau an wie es folgendes Bild veranschaulicht:
Ein solches Filter bezeichnet man als Bayer‐Pattern. Pro Pixel haben wir nun einzelne kleine
Filter. In der Reihenfolge befinden sich in der ersten Reihe ein „blaues“ Filter, dann kommt
ein „grünes“ Filter. In der Zweiten Reihe haben wir dann als erstes ein „grünes“ Filter und als letztes Filter kommt dann ein „rotes“ Filter. Wenn nun Licht durch dieses Pattern fällt,
so wird der obere linke Teil des darunterliegende schwarz‐weiss Pixel nur den Bereich von
350‐400nm also den blauen Bereich als Lichtintensität empfangen. Daneben nur den Bereich von 400‐500nm usw. Dann wird das Pixel von der Kameraelektronik ausgelesen und hat
nun vier „Intensitätsbereiche“. Softwaretechnisch wird dann durch die vorhandene Intensität
der vier Pixelregionen eine Farbe für das gesamte Pixel errechnet und gespeichert.
Dieser Vorgang der softwaretechnischen Rückführung auf die Farbinformation nennt man
„De‐Bayerisierung“
Diese CMOS‐Sensoren spielen in der Standard‐Astrofotografie eine gewichtige Rolle, wie wir später noch sehen werden.
CMOS-Sensoren (ohne Bayer Pattern)
CMOS Sensoren ohne Bayer Pattern sind einfache Schwarz‐Weiß Sensoren die das gesamte
Farbspektrum aufnehmen können. Um solche Schwarz‐Weiß Sensoren in der Fotografie
zu verwenden muss man aber den ultravioletten und den infraroten Spektrum Anteil
blockieren. Besonders im roten Bereich sind CMOS‐Sensoren sehr empfindlich.
Will man mit B&W Sensoren ein Farbbild erzeugen, so muss man drei Aufnahmen erstellen.
Eine durch einen Rotfilter, eine gemacht durch einen Grün‐ und eine durch einen Blaufilter.
Diese drei Schwarzweissbilder setzt man dann per Bildverarbeitung wieder zu einem Farbbild zusammen. Dies gilt auch für die nachfolgend genannten CCD‐Sensoren.
+
Rot
+
+
Grün
=
Blau
RGB
Die Uhr wurde einmal durch einen Rot‐, Grün‐ und Blaufilter aufgenommen.
Aus den drei Schwarzweissbildern wurde dann in Photoshop wieder ein Farbbild erzeut. Das besondere an der Uhr: in jedem Bild hat das Pendel eine andere Position. So wird die Pendelfarbe nicht richtig erstellt. Hier sind die orginalen Farbkanäle noch zu sehen.
CCD-Sensoren (Schwarz & Weiss)
CCD ist die Abkürzung für Charge Coupled Device
CCD‐Sensoren werden hauptsächlich in die beiden Klassen „Full Frame Transfer‐Sensoren“ und „Interline‐Transfer‐Sensoren“ eingeteilt.
Full Frame Transfer‐Sensoren:
Hier wird das Licht solange gesammelt, bis ein mechanischer Verschluss der Kamera das
Lichtsammeln unterbricht. Dann wird ausgelesen. Wichtig: Alle Sensoren von Astronomischen
Kameras sind von diesem Typ.
Interline‐Transfer‐Sensoren:
Hier wird das Licht zuerst in einen abgedunkelten
Bereich von den einzelnen Pixeln geleitet und
von dort dann ausgelesen. Schlecht für den
Astronomischen Einsatz geeignet.
CCD-Sensoren (Schwarz & Weiss)
Aufbau: CCD‐Bildsensoren bestehen aus einem Array lichtempfindlicher Fotodiodem. Diese können rechteckig, quadratisch oder polygonal sein, mit Kantenlängen von 1,4 µm bis über 20 µm. Je größer die Fläche der Pixel, desto höher ist die Lichtempfindlichkeit und der Dynamikumfang des CCD‐Sensors, desto kleiner ist aber, bei gleicher Sensorgröße, die Bildauflösung
Diese Sensoren bestehen aus einem streifenförmigen Muster von lichtempfindlicher Sensorfläche die belichtet wird und lichtundurchlässigen Schieberegistern. Die Ladungen die
in den lichtempfindlichen Sensorbereichen aufgenommen werden, werden anschließend in das angrenzende Schieberegister geschoben. Ein Verstärker liest dann diese Ladungen aus
und erzeugt Streifen für Streifen die Bildinformation für das zu erzeugende Bild Ein paar Grundbegriffe
Pixelgröße:
Unter der Pixelgröße eines CMOS‐ oder CCD‐Sensors versteht man
die kleinste lichtaufnehmende Einheit des Sensors
Die Größe eines Pixel wird in µm angegeben. Moderne CMOS und CCD‐Sensoren haben Pixelgrößen im Bereich von 4‐10 µm.
Pixelabstand (Intermediate Gap)
Zwischen den Pixel befinden sich Leiterbahnen um die Pixel Inhalte auszulesen. Diese Zwischenräume sind etwa 0.8‐2.0 µm groß. In diesem Bereich wird keine Bildinformation aufgenommen.
Die digitale Pixel‐Auflösung in Bit
Jedes Pixel eines CMOS oder CCD‐Sensors hat eine bestimmte Aufnahmekapazität. Ist keine Ladung auf dem Pixel vorhanden, so
kann man den Zahlenwert 0 setzen. Wenn nun das Pixel zum Beispiel
255 Werte annehmen kann (entspricht 255 Graustufen), dann hat man ein sogenanntes Byte. Mit einem Byte das sich aus 8 Bits zusammensetzt kann man alle Zahlenwerte von 0‐255 darstellen.
Hier hätte also das Pixel eine Auflösung von 8 Bit. CMOS‐Kameras haben
Auflösungen von 12‐14 Bit. CCD‘s sogar standardmäßig 16 Bit.
•
•
•
•
8 Bit Auflösung (0‐255) Graustufen einfache WebCams
12 Bit Auflösung (0‐4096) Graustufen Canon 30d
14 Bit Auflösung (0‐16384) Graustufen Canon 50d
16 Bit Auflösung (0‐65536) Graustufen CCD Sensoren
Fullwellcapacity (dynamischer Sensorbereich)
Der Begriff der Fullwellcapacity wird in der Literatur immer bei der
Empfindlichkeit von Bildsensoren genannt. Genau ist es aber der dynamische Bereich vom schwächsten zu erfassenden Objekt zum
hellsten Objekt. Die Einheit wird in Anzahl Elektronen „e‐“ angegeben. Ein moderner Kodak 8300 Sensor hat zum Beispiel einen dynamischen Bereich von 25.000 Elektronen. Das schwächste
auslesbare Signal wäre also nur ein Elektron, das stärkste Signal
wären 25.000 Elektronen. Auf die Astrofotografie bezogen mal ein
Beispiel:
Eine astronomische Optik hätte den Durchmesser von 105mm
und ein Öffnungsverhältnis von 6.2
Der hellste Fixstern Sirius erzeugt nach ca. 10 Sekunden Belichtung
25.000 e‐, ein Stern der 8. Größe erzeugt hier nur 600 e‐
und ein Stern der 13. Größe gerade mal 20 e‐
Rauschen beim Auslesen des Sensors
Die im vorigen Abschnitt definierte Fullwellcapacity bedeutet ja, dass eine Elektronik die erzeugten Elektronen der Pixel auf dem Sensor auslesen muss. Ganz klar ist ja auch, dass ein Signal mit 25.000 e‐ einfacher auszulesen ist als ein Signal von nur 10 e‐. Um nun die ganz schwachen Signale von etwa 5e‐ bis 30e‐ auslesen zu können muss eine Signalverstärkung erfolgen. Das ist etwa mit dem analogen Fernsehen von früher und den Zimmerantennen vergleichbar die man vor 30‐40 Jahren zuhause hatte. Da rauschten
die Fernsehbilder auch oft („Schnee“) bei schlechter Empfangsleistung. Erst ein guter Antennenverstärker unter dem Dach brachte dann Abhilfe ☺ Ganz schwache Fernsehsignale der
Sender führten trotzdem noch zu „Rauschen“. Das ist bei den
Bildsensoren genau so !
Anti Blooming
In der Astrofotografie geht es ja immer um längere Belichtungszeiten. Hier tritt erstmals ein gravierender Nachteil aller
Bildsensoren (CMOS‐ als auch CCD Sensoren) auf. Helle Sterne haben nach kürzester Belichtungszeit der betreffenden Pixel auf
dem Sensor ihre volle Aufnahmekapazität erreicht. Nun fließen die
Elektronen in die „Nachbarpixel“. Das ist vergleichbar mit einem
Eimer Wasser in den Wassertropfen fallen. Irgendwann wird der Boden neben dem Eimer nass. Stellt man nun einen weiteren Eimer neben den überlaufenden, so läuft dieser auch in Kürze voll und so weiter… dasselbe passiert auch bei CCD‘s
Diesen gravierenden Nachteil konnte man erst vor ein paar Jahren beseitigen. CCD‘s der ersten Generation hatten derartige
Ladungsüberläufe, dass sehr lange Belichtungen von
Himmelsobjekten nicht gut möglich waren. Diese Überlaufen bezeichnet man als „ausblühen“ oder neudeutsch „blooming“
Anti Blooming
Die Lösung sind sogenannte Anti Blooming Gitter, die die überschüssigen Ladungen ableiten. Hier mal eine 20 Sekunden Aufnahme mit meiner G2‐8300 FW bei einer Aufnahme von Vega
mit / ohne Gate (Canon Teleobjektiv EFL 70‐200mm f:2.8 Offenblende)
Anti Blooming
© Peter Knappert
Blooming
© Peter Knappert
Thermisches Rauschen
Bildsensoren, sowohl CMOS‐ als auch CCD‐Sensoren sind auf Halbleiterbasis aufgebaut. Die Pixel sollen ja durch Belichtung Elektronen erzeugen. Bedingt durch die Halbleitertechnik schleichen sich aber auch unerwünschte Elektronen ein, die eigentlich nichts mit der Bildinformation die man wünscht, zu tun haben. Dieser
Effekt tritt besonders stark in Erscheinung, wenn man sehr lange belichtet. Die wichtigste Komponente ist dabei die Erwärmung des Sensors. Je wärmer die Halbleiterelemente des Sensors werden, umso stärker ist dieses „Bildrauschen“. Heizt man einen Bildsensor
künstlich von etwa 0° C ausgehend stark auf, so hat schon nach einer Erwärmung von ca. 7° C dieses Rauschen den doppelten Wert, nach 14° C den vierfachen Wert. Daher versucht man die Sensoren zu kühlen. Wie das im einzelnen geht, sehen wir später. Nur soviel mal vorneweg.
Spektrale Empfindlichkeit
Die spektrale Empfindlichkeit dieser CMOS‐ und CCD‐Sensoren ist
um ein vielfaches höher als die visuelle Spektralempfindlichkeit
des Menschen. Er fängt im Ultravioletten an und geht sehr weit in
das Infrarote. Astrofotografisch ist der Bereich von 250nm bis etwa
700nm interessant um „pretty pictures“ zu erzeugen. Im wissenschaftlichen Einsatz kommt natürlich der gesamte mögliche Spektralbereich in Frage.
Wichtige Linen sind die Ha‐Linie bei 630nm sowie die OIII‐Linie bei
503nm. Die nicht modifizierte DSLR
Unter einer nicht modifizierten DSLR versteht man eine digitale Spiegelreflexkamera mit CMOS‐Sensor die nicht für die Astrofotografie umgebaut wurde. Es sind also noch alle Standardfilter vor dem CMOS‐Sensor,
die der Hersteller eingebaut hat. Da ja CMOS Sensoren sehr empfindlich im roten Spektralbereich sind, werden Filter eingebaut, die diesen roten Bereich von 580nm an aufwärts zu etwa 70% blockieren. Nun, gerade die schönen Emissionsnebel können dann leider nicht gut fotografiert werden, aber vom Mond angefangen über Sternhaufen und vor allem Reflexionsnebel wie die der Plejaden können sehr gut damit fotografiert werden.
Die Plejaden aufgenommen mit einer nicht modifizierten DSLR
© Peter Knappert
Die modifizierte DSLR
Unter einer modifizierten DSLR versteht man eine digitale Spiegelreflexkamera mit CMOS‐
Sensor die für die Astrofotografie umgebaut wurde. Es sind also alle Standardfilter vor dem CMOS‐Sensor, die der Hersteller eingebaut hat, ausgebaut worden. In den meisten Fällen wird jetzt ein Filter eingebaut, der einen
Bereich von 250nm – 700nm
ohne Filterung durch läßt.
Solche Kameras eignen sich ganz hervorragend für alle roten
Emissionsnebelgebiete, aber auch die Reflektionsnebel können damit sehr gut fotografiert werden. Bildbeispiel des „Pferdekopfnebels“ aufgenommen mit einer modifizierten DSLR
© Peter Knappert
© Peter Knappert
Die Nachteile der digitalen Spiegelreflexkameras beim Einsatz in der Astrofotografie
•
•
•
•
•
•
Die CMOS‐Sensoren benötigen lange Belichtungszeiten für diese eben gezeigten Objekte. Es entsteht ein sehr großes Grundrauschen im Bild.
Dieses Grundrauschen kann mittels sehr vielen Einzelaufnahmen des Objektes teilweise beseitigt werden
Bei ISO 800 und 12 Minuten BZ benötigt man mindestens 15 Aufnahmen für ein rauscharmes Bild. Zeitaufwand
Mit nachfolgendem internem Dunkelbild das ebenso lange sein muss wie das Hellbild (Aufnahmebild) verdoppelt sich die Belichtungszeit.
Durch das Bayerpattern gelangen nur 50% Grünintensität,
25% Blauintensität und 25% Rotintensität auf jedes Pixel.
Damit muss man im roten Bereich 4 mal solange belichten wie ohne Bayerpattern
Die Auflösung des Farbbereiches beträgt maximal 14 Bit
Kameras mit gekühltem CMOS Sensor in der Astrofotografie
Nachdem wir jetzt die Vorteile der DSLR‘s in der Astrofotografie gesehen haben und auch ihre gravierenden Nachteile kennen, verstehen wir den folgenden Lösungsvorschlag besser☺
Den größten Nachteil und das ist das Rauschen kann man beheben,
indem man ein kleines Kupferstück hinter den CMOS‐Sensor klebt und dieses Blech dann über Kälteleitung versucht zu kühlen.
Der einfachste Weg wäre es jetzt doch eine DSLR auseinanderzunehmen und dann hinter dem CMOS‐Sensor ein Kupferblech anzubringen und dieses auf sagen wir mal ‐30° C
unter die Normaltemperatur runter zu kühlen. Das ist leichter gesagt als getan, erstens verträgt die empfindliche DSLR Elektronik solche „Tiefkühlexperimente“ nicht klaglos, weil sich ja da wo Kälte entsteht auch irgendwann Kondenswasser bildet und dieses Kondenswasser würde im längeren Einsatz unmittelbar die schöne
Canon zerstören. Kameras mit gekühltem CMOS Sensor in der Astrofotografie
Daher war es besser gleich ein neues Kamerakonzept zu entwickeln.
Eine Kamera mit CMOS‐Sensor, aktiver Kühlung, Heizung vor dem
Sensor gegen Beschlagen und ein Ventilator, der das Kondenswasser
weg bläst und die Kamera trocken hält.
So oder ähnlich entstanden dann aus Prototypen die CMOS‐
Farbkameras für die Astrofotografie. Diese Kameras haben heutzutage einen sehr hohen Entwicklungsstand erreicht und sind in der Lage auch sehr tief
belichtete Aufnahmen nahezu rauschfrei zu erzeugen…
Aber es bleibt leider der Nachteil mit dem 50% Grün, 25% Blau und
25% Rot übrig… und der lässt sich nicht beheben !
Kameras mit gekühltem CMOS Sensor in der Astrofotografie
•
Die Auflösung (Farbe) beträgt heute bei diesen Kameras 16 Bit
•
Bildrauschen ist genau so gering wie bei gekühlten CCD‐Kamera bei gleicher
Belichtungszeit
•
Fullwellkapazität beträgt etwa 20.000‐25000 e‐ (Elektronen)
•
Ausleserauschen des Sensors (ist höher als bei gekühlten CCD‐Kameras)
typischer Wert 15%‐20%
•
Antiblooming erzeugt unterschiedliche Farbbereiche bei hellen Sternen bei
längeren Belichtungszeiten (hängt vom Filteraufbau des Bayer‐Patterns ab)
•
Der spektraler Empfindlichkeitsbereich bewegt sich im Bereich von 200 nm‐700 nm
Kameras mit gekühltem CMOS Sensor in der Astrofotografie
•
Schmalbandaufnahmen durch einen engen Filter wie etwa 6nm
benötigen bei diesem Kameratyp im Ha‐Bereich genau 4 mal solange wie bei einer reinrassigen CCD‐Kamera. Typische Belichtungszeiten für
ultratiefe Objekte wie Simeis 147 benötigen bei einer CCD pro Bild etwa 45 Minuten. Mit einer CMOS‐Astrokamera wären das 4x45 = 180 Minuten.
Das bringt dann die beste Kühlung nicht rauschfrei hin (!)
•
Diese Kameras sind für den Einsatz ohne Filter gedacht. Natürlich
bringen Light Pollution Filter wie der IDAS‐LP2 oder der CLS in Stadtnähe
gute Ergebnisse. Extrem tiefe Reflektionsnebel, Ha‐Wolken oder auch
Molekülwolken scheiden mit diesen Kameras aus. Dies sind und bleiben Objekte für die CCD‘s !
Die ungekühlte (Astro)Kamera mit CCD‐Sensor
• Definition:
Unter einer ungekühlten Astrokamera mit CCD versteht man Kameras vom Webcam Typ. Diese Kameras sind eigentlich für die Aufnahme von „Filmsequenzen“ gedacht und nicht für die Langzeitbelichtung.
• Pixelgröße und Auflösung:
In der Regel sind die Pixel bei diesen Kameras in den Größen 4.6µm – 7.0µm angesiedelt. Bekannt sind Typen wie die DMK Kameras DMK31
• Rauschverhalten:
Das Rauschverhalten dieser Kameras ist sehr hoch, da keine Kühlung vorhanden ist. • Vorteile:
Kurze Belichtungen im Bereich 1/5000. Sekunde sind sehr gut realisierbar
• Nachteile:
Belichtungszeiten über 3 Sekunden erzeugen schon ein kräftiges Rauschen (!)
Die gekühlte Astrokamera mit CCD‐Sensor am Beispiel meiner Moravian G2 Kamera
Jetzt sind wir beim eigentlichen Thema angelangt und wollen mal verschiedene
Komponenten einer solchen Kamera genauer betrachten. Frage, wie sieht eigentlich
eine solche Kamera aus:
Auf den ersten Blick sieht
das Ganze ja unspektakulär aus. Aber hier steckt sehr
viel Hightech dahinter
Vorne hinter dem Canon‐
Bajonett sitzt ein Filterrad
mit folgender Bestückung:
Luminanz‐Filter
Rot‐Filter
Grün‐Filter
Blau‐Filter
Ha‐Filter 6nm
© Peter Knappert
Im Einsatz mit Pentax 75 (Aufbau am Tage)
… und hier der nächtliche Einsatz noch während der nautischen Hier der nächtliche Einsatz
Dämmerung in der Drome Provence,Südfrankreich
Diese Aufnahme zeigt meine
CCD‐Kamera am TMB APO 105
ebenfalls im nächtlichen
Einsatz, aber bei mir zuhause
auf dem Balkon
Aufbau:
Losmandy G11 Montierung
TMB APO 105mm
Offaxis‐Guider
DMK31 Guidingkamera
Moravian G2‐8300 FW
Die Auflösung:
Eine Astrokamera mit CCD‐Sensor hat in jedem Farbbereich die vollen
Auflösung, da ja keine Mikrofilter vor den Pixeln vorhanden sind.
Die einfachste Art mit einer CCD‐Kamera zu arbeiten ist nur einen Klarglasfilter
oder Rot‐,Grün‐,Blaufilter zu verwenden. Diese Filter sind nur im UV‐ und IR‐Bereich geblockt Man hat also im Bereich von 200‐700nm die volle Auflösung der Pixel zur Verfügung.
Bei der Moravian G‐8300 FW haben diese Pixel eine Größe von 5.4 x 5.4 µm
Der Sensor hat 3358 (H) x 2536 (V) Pixel
Die gekühlte Astrokamera mit CCD‐Sensor am Beispiel meiner Moravian G2
Kamera
Die Kühlung:
Um ein möglichst rauscharmes Bild bei langen Belichtungszeiten zu bekommen
hat die Kamera ein Kühlsystem integriert, dass in der Lage ist ‐40° Celsius unter
die Umgebungstemperatur zu kühlen. Hat es beispielsweise in der Nacht draußen
15° Celsius, so ist die tiefste Temperatur die am Sensor erreicht werden kann
‐25° Celsius. Je tiefer diese Temperatur ist, umso rauschärmer ist die Aufnahme !
Genial sind natürlich Außentemperaturen im Winter mit ‐10° Celsius. In diesem
Fall sind dann Temperaturen am Sensor bis ‐50° Celsius möglich. Hier gibt es
dann auch bei Belichtungen im Bereich von einer Stunde kein Rauschen mehr
Realisiert wird diese Kühlung mit einer zweistufigen Peltierkühlung. Auf der anderen
Seite entsteht durch eine solche Kühlung natürlich Wärme, die mittels Ventilator
aus der Kamera geblasen werden muss. Geichzeitig messen zwei Temperatur‐
sensoren die Kameragehäuse‐ und die Sensortemperatur. Die Sensortemperatur wird dann auf 1/20° Celsius genau eingeregelt. Man sieht, eine aufwendige Geschichte
Temperatureinstelldialog einer Astrokamera:
Die Zieltemperatur ist auf ‐15° Celsius eingestellt, die Regelung hat
schon auf ‐13.2° Celsius herunter gekühlt. Die Temperatur innerhalb
der Kamera beträgt 20.9° Celsius. Wenn die Temperaturregelung die ‐15° Celsius erreicht hat, kann mit der Aufnahme von Astrofotos begonnen
werden.
Die gekühlte Astrokamera mit CCD‐Sensor am Beispiel meiner Moravian G2
Kamera
Der KAF 8300 Sensor:
Der KAF 8300 Sensor ist von Kodak entwickelt worden und er ist momentan der modernste und auch noch „preiswerteste“ Sensor der der wissenschaftlichen Fotografie schwacher Lichtintensitäten zur Verfügung steht.
Ein großer Vorteil ist die große Lichtsammeleigenschaft und das Erfassen von
sehr schwachen und auch sehr hellen Objekten auf einer Aufnahme.
Belichtet man beispielsweise ein Himmelsareal in dem ein Stern 1. Größe steht
etwa 30 Sekunden, so wird dieser Stern nicht überbelichtet. Das wird durch
den Einsatz eines Antiblooming Gates realisiert. Daneben wird aber auch
ein Stern 15. Größe von der Helligkeit her exakt abgebildet.
Aber auch bei Belichtungszeiten von 30 Minuten und länger bleibt dieses
Helligkeitsverhältnis korrekt wie die nachfolgende Halpha‐Aufnahme des
Bubblenebels zeigt.
Die Belichtungszeit des Bildes war 30 Minuten, die schwächsten Nebelteile haben etwa eine Helligkeit der 16. Größe. Trotzdem ist der helle Vordergrundstern des Nebels nicht überbelichtet !
Die spektrale Empfindlichkeit des KAF 8300 Sensors bei verschiedenen
Wellenlängen
Der KAF 8300 Sensor gibt es einmal als sogenannter Farbsensor mit Bayer Pattern
dies ist der Typ 8300 CE. Dieser Sensor hat einen spektrales Intervall, das von
200 nm bis etwa 800nm reicht. Abhängig von den Microfiltern die sich vor dem Sensor befinden.
Wir wollen aber mal den 8300 er Sensor ohne Bayerpattern genauer betrachten.
Wie sieht die Empfindlichkeit des Sensors in den verschiedenen Wellenlängen
aus
© Eastman Kodak Company, 2010.
Das obige Diagramm zeigt die Empfindlichkeit des 8300 Sensors in den Bereichen „rot“
„grün“ und „blau“ an. Interessant sind einmal die „grüne“ Linie die eindeutig bei [OIII] im
Bereich 510nm ihre maximale Empfindlichkeit hat. Im roten Bereich ist es eindeutig der
Halpha‐Bereich bei 620‐640nm. Fazit: Der Sensor ist speziell für die Bereiche des Spektrums
ausgelegt, die für die Astrofotografie interessant sind !
Der Einsatzbereich der gekühlten CCD Black & White Astrokamera
unter Verwendung des KAF 8300 Sensors
aus der vorhergehenden Grafik und dem Wissen, dass der Sensor gekühlt
ist und daher bei längeren Belichtungszeiten wenig Rauschen erzeugt ergibt
sich folgendes Einsatzgebiet:
• Lange Belichtungszeiten (Bereich 10‐60 Minuten) in den Schmalbandfilter‐
bereichen der Halpha‐,Hbeta‐,OIII‐ und der SII‐Linien
• Aufnahmen des kompletten möglichen Spektrums als Luminanzaufnahme
• Eine Luminanzaufnahme ist eine Aufnahme mittlerer Belichtungs‐
zeit (5‐20) Minuten die das gesamte Spektrum von 200nm – 700nm abbildet
Verwendet wird dabei die volle Pixelauflösung, im Falle des KAF 8300
von 5.4 x 5.4 µm pro Pixel
Einsatz am Beispiel von M31
Beispiel einer Luminanzaufnahme: M31 in der Andromeda
Gesamte Belichtungszeit 20 Stunden, Remuzat ,Südfrankreich
Das Digital Development Filter (DDP)
Zu analogen Zeiten wurden Astrofilme ja mittels Entwicklerflüssigkeit entwickelt.
Dabei gab es folgenden Grundsatz: „Den Film so lange als nötig im Entwickler baden
aber nicht zu kurz“. Es gab immer eine bestimmte Grenze, bei der dann helle Stellen
noch optimal belichtet waren, aber schwache auch schon guten Kontrast hatten“
Das DDP Filter ist entwickelt worden um digitale Astrobilder optimal zu entwickeln, aber immer unter der Berücksichtigung das helle und schwache Bildteile optimal entwickelt werden
• Das Bild welches mit dem DDP Filter bearbeitet werden soll, muss sehr
„feinkörnig“ sein
• Es darf keine Bildstellen geben die extrem überbelichtet sind
• Der Hintergrund des Bildes, darf nicht stark aufgehellt sein.
• Das Ausgangbild sollte nicht schärfebehandelt sein.
Folgendes Beispiel zeigt die M31 Luminanzaufnahme nach der Anwendung des DDP‐Filters von CCDStack2
DDP‐Filteranwendung mit CCDStack2 Kontraststreckung 1:10.000
Die Farb‐Aufnahme (RGB)
Wie wir gesehen haben, kann man einem qualitativ hochwertigen Luminanzbild
sehr viele Details entlocken. Aber man hat ja dann nur ein Schwarzweissbild.
Für die wissenschaftliche Astrofotografie wäre jetzt hier schon genug Information vorhanden. Aber nicht für den auf Ästhetik ausgerichteten Astrofotografen.
Man möchte ja ein Farbbild erzeugen.
Der nächste Schritt sind nun jeweils Bilder durch einen Rot‐,Grün‐ und Blaufilter
Man macht also Belichtungen des Objektes die genau so lange sind wie die Luminanzaufnahme durch die erwähnten Filter und setzt dann aus diesen drei b&w
Bildern wieder ein Farbbild zusammen. Das hört sich Anfangs sehr kompliziert an, ist es aber eigentlich nicht. Die Qualität des Farbbildes braucht nicht so gut zu sein wie
die des Luminanzbildes. Auch die Auflösung braucht nicht so hoch zu sein.
Die Luminanz‐Farb‐Aufnahme (LRGB)
Später wird jedes Pixel des Luminanzbildes genommen und die Farbe dafür aus
der RGB‐Aufnahme extrahiert und an Stelle des schwarz‐weiss Pixels des Luminanz‐
Bildes entsteht Farbinformation. Hier nun als konkretes Beispiel die RGB‐
Aufnahmen von M31:
So entsteht ein LRGB Bild:
Rotbild
Grünbild
Rot‐,Grün‐,Blaukanal zusammengebracht ergibt das RGB‐Bild
Luminanzbild verwendet die Farb‐Daten aus dem RGB‐Bild
und es entsteht ein hochaufgelöstes Farbbild RGB‐Bild
+
L‐ RGB
Blaubild
Luminanz
L‐ R G B
Einsatz der Kamera mit Schmalbandfiltern
Die gekühlte Schwarzweißkamera ist besonders prädestiniert für sehr lange Aufnahmen. Durch die Kühlung rauschen diese Aufnahmen sehr wenig.
Der Astrofotograf hat heutzutage ja sehr mit der Himmelsaufhellung zu kämpfen
Nicht jeder kann in die Alpen oder nach Namibia reisen um zu fotografieren.
Aber auch in der städtischen Umgebung mit Straßenlampen und anderen Aufhellungen kann man heute sehr tiefe Astroaufnahmen erstellen.
Der Trick ist der Einsatz von ganz engen Interferenzfiltern die nur einen ganz
bestimmten Wellenbereich des sichtbaren Lichtes durchlassen. Zum Glück
strahlen die Zivilisationsbeleuchtungen nicht im Bereich von 620‐650nm.
Genau das ist der Bereich einer der wichtigsten Emissionslinie des Weltalls,
der Ha‐Linie. Verwendet man zum Beispiel einen Interferenzfilter mit 6‐10 nm
Filterbreite und nimmt man Belichtungszeiten in Kauf die bis zu
einer Stunde pro Einzelbild dauern, so kann man hier Emissionsnebel
aufnehmen, die ansonsten nur an den dunkelsten Orten der Erde aufzunehmen sind.
Das gleiche gilt für die OIII‐Linie bei diesen Filterbreiten. Das folgende Bild habe ich mit dieser Filtertechnik und langen Belichtungszeiten in Mühlhausen aufgenommen:
Einsatz mit sehr langen Einzelbelichtungszeiten von 40 Minuten pro Bild
Supernova‐Überrest Simeis‐147 im Sternbild Taurus bei 6nm Halpha
AdW 8/2012
Einsatz mit extrem langen Einzelbelichtungszeiten von 60 Minuten pro Bild bei 3nm Halpha : IC1396 im Sternbild Cepheus
Die Aufnahme entstand im September 2012 während meines Astrourlaubs in den Bergen bei Remuzat in der Drome
Provence (Südfrankreich)
Canon EF‐L 24‐105/f:2.8 eff:24 mm Moravian G2 8300 FW ‐20° C
Luminanz (10x20 Minuten)
RGB je (10x10 Minuten)
Bildbearbeitung: CCDStack2,Pixinsight,CS4‐Extended
Aufnahmeort: ("La Grangette" Remuzat , Drome Provence, 500 m Höhe)
Aufnahmedatum: September 2012 Wildentenhaufen M11 im Sternbild Scutum Remuzat, Drome Provence Südfrankreich, Kamera Moravian G2‐8300,Objektiv Canon EFL 24‐105mm vdB‐9 im Sternbild Cassiopeia Remuzat, Drome Provence Südfrankreich
Kamera Moravian G2‐8300,TMB APO 105 eff: 650mm Brennweite
Ausblick
Die gekühlte CCD‐Schwarzweißkamera ist von der Entwicklung her bestimmt
noch nicht am Ende angelangt, denn mit jedem neuen Sensortyp wird es
weitere Fortschritte geben:
•
•
•
•
•
•
•
Steigerung der Empfindlichkeit
weniger Rauschen
Größere Sensorflächen mit gleicher Empfindlichkeit aller Pixel
Schnelleres Auslesen der Bilder
noch größere Fullwell‐Kapazität
kleinere Pixel und damit höhere Auflösung der Aufnahmen
Weniger Stromverbrauch
Auch hier wird das „Bessere des Guten Feind sein“… in diesem Sinne ☺