Einführung in die Digital - Astronomie

Die sich auf dem breiten Fotomarkt immer mehr durchsetzenden Digitalkameras beherrschen auch schon seit langem das Feld der Astrofotografie. An allen großen Sternwarten kommen sie zum Einsatz und auch im Bereich der Amateuastronomie werden sie immer häufiger verwendet. Die Vorteile dieser Art der Himmelsbeobachtung liegt auf der Hand. Extreme Lichtempfindlichkeit , und die unkomplizierte Handhabung sind die entscheidenden Vorteile der Digitalfotografie im Bereich der Astronomie.

Das Kernstück jeder Digitalkamera bzw. Videokamera ist ein CCD ( Charge Coupeled Device ) Bilddetektor. Dieses Bauelement besteht aus vielen lichtempfindlichen Bildelementen den Pixel. Trifft während der Belichtung Licht auf ein Pixel so erzeugt jedes einfallenden Photon mit einer gewissen Wahrscheinlichkeit ( Quanteneffizienz ) ein Elektron, das dann im Pixel gespeichert wird. Das Pixel wirkt also wie ein kleiner Kondensator der die erzeugten Ladungsträger speichert. Und gerade dies ist der gewaltige Vorteil der CCD gegenüber den Filmemulsionen. Wird einen Folemulsion nicht hypersensiblisiert nimmt die Empfindlichkeit mit der Belichtungszeit dramatisch ab. Der CCD dagegen ist die ganze Belichtungszeit hinweg gleich sensitiv auf Photonen. Triffen von einer Lichtquelle zu viel Photonen auf ein Pixel des CCD kommt dieser aus seinem Linearitätsbereich heraus und saturiert. Dabei können Nachbarpixel Ladungsträger des saturierten (überfluteten Pixel) aufnehemen und werden so ebenfalls gestört. Dies kann verhindert werden indem man die Pixeleigenschaften so ändert, dass bei zu hoher Elektronenzahl der Pixel entladen wird (Überlaufschutz). Dabei wird meistens aber der Linearitätsbereich der Pixel kleiner weshalb man diese Methode bei CCD's in wissenschaftlichen Instrumenten nicht verwendet.

Die Empfindlichkeit von CCDs liegt im Bereich 20000 - 40000 ASA. Eine Quanteffizienz von ca. 50% wird meistens über den ganzen Spektralbereich hinweg erreicht. Das heißt jedes zweite Photon löst ein Elektron im Pixel aus. Der CCD ist über einen großen Spektralbereich empfindlich. Vorallem im tief roten und nahen infraroten Spektralbereich sind dieses Bauelemente äußerst sensitiv. Zu kürzeren Wellenlängen hin werden Sie dagegen deutlich unempfindlicher.

Nachteilig macht sich dagegen das sogennante Dunkelrauschen eines CCDs bemerkbar. Wenn kein Licht auf ein Pixel fällt können thermisch, also durch Phononen, aktivierte Elektronen im Pixel erzeugt werden. Diese Elektronen werden zusätzlich zu den durch Photonen erzeugte Elektronen gespeichert. Dies führt dazu, dass bei einer Aufnahme ein Hintergrund verursacht durch thermische Elektronen erzeugt wird . Wichtig dabei ist, dass die thermischen Elektronen statistisch verteilt sind. Das heißt pro Pixel ist die Menge der so erzeugten Elektronen unterschiedlich hoch. ( Schwankung um einen Mittelwert dem sogenannten Hintergrund oder auch Dunkelstrom)

Da ein Pixel nur eine gewisse Menge von Elektronen aufnehmen kann ( Full Well Capacity ) führt dieser Hintergrund zu einer Verringerung der registrierbaren Fotoelektronen. Durch die Aufnahme eines Dunkelbildes, ein Bild mit verschlossenen Kameröffnung, kann der Hintergrund aber abgezogen werden. So verschwindet der Hintergrund und nur die Schwankung um diesen bleiben übrig. Dies ist das Rauschen des digitalen Bildes.

Das Rauschen, also die statistische Abweichung vom Hintergrund, wächst langsamer mit der Zeit als der Hintergrund. Betrachtet man Dunkelbilder unterschiedlicher Integrationszeiten so erkennt man dies sehr deutlich. Die Lichtmenge der beobachteten Objekte wächst proportional zum Hintergrund und damit auch schneller als das Rauschen. Belichtet man lang genug nimmt folglich der Signal / Rauschabstand immer mehr zu und das Rauschen wird bedeutungslos.

Das Rauschen wird man also durch eine lange Integrationszeit los. Wichtig ist nun nur, dass der Hintergrund so gering wie möglich ist, also generell wenige thermisch aktivierten Elektronen vorliegen. Wenn es keine Phononen gibt dann gibt es auch keine thermischen Elektronen. Deshalb muß man CCDs kühlen. In großen Digitalkameras wird mit Stickstoff gekühlt. Bei Amateurkameras werden normalerweise Peltierelemente eingesetzt. Diese Elemente können ca. 30 K unter die Umgebungstemperatur kühlen. Dies reicht normalerweise aus um den Dunkelstrom stark genug zu unterdrücken.

In modernen wissenschaftlichen Detektoren (Stickstoffkühlung) sind Dunkelbilder nicht mehr nötig. Der Dunkelstrom ist meistens so klein dass er kaum noch gemessen werden kann. Dennoch verbleiben weiter Rauschquellen. Zum einen tritt durch künstliche bzw. natürliche Lichtverschmutzung eine Aufhellung des Himmels auf. Zum anderen kommt beim Auslesen des CCD das Ausleserauschen hinzu.

Lichtverschmutzung (z.B. Mond) führt zu einem Himmelshintergrund der wie auch der Dunkelstrom ein Rauschen hervorruft. Diesmal bezeichnet man das Rauschen als Photonenrauschen der ausgedehnten leuchtenden Himmelsfläche. Bei Vollmaond muss man wenn man schwache Objekte detektieren will entsprechend länger belichten. Durch den helleb himmel hat man ein hohes Photonenrauschen was durch längere Belichtungszeit aber stark reduziert werden kann. Der Himmel kann dann aus den Aufnahme abgezogen werden. Wichtig dabei ist die Aufnahme aus vielen kurzbelichteten Aufnahmen zusammen zusetzen um einer Saturierung des CCD's durch den hellen Himmel vorzubeugenn. Amateure haben so schon sehr gute Ergebnisse aus Großstädten heraus erzielt (Detektion von Supernovas in München!).

Die Methode seine Aufnahmen aus kurzbelichteten Einzelbildern zusammenzusetzten funktioniert wegen der Linearität des CCD's. Ob man nun 600s einmal oder 20x30s belichtet ist fast egal. Dennoch lässt sich diese Methode nicht zu extrem kurzen Belichtungszeiten erweitern, z.B. 600x1s. Der Grund dafür ist das Ausleserauschen der CCD und der Hintergrund (Dunkelstrom und Himmelshintergrund). Betrachtet man das Signal zu Rauschverhältniss (S/N) über die Zeit, so erkennt man dass bis zu einer Zeit TB S/N linear ansteigt danach nur noch proportional der Wurzel von t. Diese Zeit TB muss man mindestens belichten um keinen Verlust an S/N zu bekommen. Das Addieren von Bilder steigert das S/N mit der Wurzel der Zahl der verwendeten Bilder. Eine doppelt solang belichtetes Bild hat das gleich S/N. Längeres Integrieren als TB macht keinen Sinn. TB hängt vom Ausleserauschen und dem Hintergrund ab. Unter idealen Bedingungen (kein Hintergrund!) ist TB sehr lang. Bei Amateur Kameras mit Peltierkühlung ist alleine der Dunkelstrom hoch. Testreihen mit der ST-237 zeigten, dass für eine Gesamtbelichtungszeit von 300s das S/N bei Einzelbelichtungszeiten von mehr als 30s Sekunden nicht mehr wesentlich ansteigt.