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Die Astronomie-Seiten von Mario Weigand

Grundlagen der Astrofotografie: Flatfield-Aufnahmen

Flatfield-Erstellung mit Leuchtfolie

Unbehandelte Astrofotos ("Rohbilder") sind in der Regel fehlerbehaftet und bilden den Himmel nicht gleichmäßig ab. Dafür gibt es verschiedene Ursachen: Objektivlinsen/-spiegel, Korrektorlinsen, Filter, manchmal sogar der Teleskop-Tubus und die Kamera selbst führen zu einer ungleichmäßigen Ausleuchtung des Bildfeldes. Eine gleichmäßige Fläche, fotografiert durch ein Teleskop, sieht auf dem resultierenden Bild meist nicht mehr gleichmäßig aus.

In der Astrofotografie hat man es oft mit Objekthelligkeiten im selben Bild zu tun, die um Größenordnungen auseinander liegen. Um schwache Nebel neben hellen Sternen zu zeigen, ohne das letztere völlig "ausbrennen", werden die Daten typischerweise nicht-linear dargestellt. Das bedeutet, dass schwache Objekte stärker aufgehellt als hellere. Dies fördert jedoch auch die kleinen Fehler in den Bildern zutage. Ohne eine sehr gute Korrektur der Ausleuchtungsfehler sind Fotos von lichtschwachen Nebeln oder Gezeitenschweifen im Umfeld von Galaxien kaum möglich.
Auch für die messende Astronomie, genauer bei der Photometrie, sind ohne die Korrektur von Ausleuchtungsfehlern keine zuverlässigen Objekthelligkeiten bestimmbar.

Das Anfertigen von passenden Korrekturbildern ist deshalb Teil des grundlegenden Handwerks eines Astrofotografen. Sie zeigen nur die unebene Ausleuchtung in der Bildebene des Teleskops und keinerlei Objektsignal. Die eigentlichen Rohbilder müssen anschleißend damit geebnet, worin die Bezeichnung als "Flatfields" begründet ist. Mathematisch betrachtet werden die Pixelwerte der Rohbilder durch die entsprechenden Pixelwerte des Flatfields dividiert, was mit jeder üblichen Software zur CCD-EBV möglich ist.
Hier als Beispiel das Programm "Fitswork": Hat man Rohbild und Flatfield geladen, findet sich die Funktion "Hellbild dividieren" unter dem Menüpunkt "Bilder kombinieren"

Flatfield-Korrektur mit Fitswork

Pelikannebel vor und nach Flatfield-Korrektur

Ursachen für Ausleuchtungsfehler

Vignettierung
Der dominante Effekt, der zu ungleichmäßiger Ausleuchtung führt, ist die Vignettierung, die vom Teleskop oder anderen Komponenten des Imaging-Trains erzeugt wird. Viele Bauteile zwischen Objektiv und Chip können hierfür Ursache sein. Davon betroffen ist der Bereich in der Brennebene, von der aus nicht die komplette Teleskop-Öffnung sichtbar ist.

Pelikannebel vor und nach Flatfield-Korrektur
Dies kann man sich leicht selbst veranschaulichen, indem man ungefähr in der Brennebene mit bloßem Auge durch das Teleskop schaut. Zu weit abseits der optischen Achse wird ein Teil der Teleskop-Öffnung verdeckt, wodurch die Bildhelligkeit folglich reduziert ist. Das abschattende Element ist meistens der Okularauszug. Je nach Chipgröße muss mindestens ein 2"-Okularauszug, bei Vollformatsensoren besser ein 3"-Okularauszug verwendet werden.

Vignettierung durch Okularauszug und Tubus-Blende.
Nicht selten ist auch ein Kamera-Adapter mit zu geringem Durchmesser schuld. Es ist beispielsweise nicht ratsam, einen 2"-Steckadapter mit T2-Gewinde vor einer Vollformat-DSLR zu verwenden. Davon abgesehen sind auch die Durchmesser von Korrektoren und Filtern relevant. In seltenen Fällen können auch schlecht positionierte Blenden im Tubus das Objektiv unnötig stark abschatten.

Vignettierung durch T-Adapter.
Manche der genannten Ursachen lassen sich in der Praxis beheben oder zumindest optimieren. Meistens ist ein vollkommen vignettierungsfreies System jedoch nicht erreichbar und daher führt in der Regel kein Weg an einem Flatfield vorbei.
Verschmutzung optischer Flächen
Verschmutzung ist der zweite wichtige Grund für die Anfertigung von Flatfields, da eine manuelle Korrektur in der EBV kompliziert und zeitraubend sein kann und ggfs. auch den Genauigkeitsansprüchen nicht gerecht wird. Grundsätzlich empfielt sich ein pfleglicher Umgang mit einer CCD-Kamera. Doch auch bei noch so großer Vorsicht finden im Laufe der Zeit immer wieder Staubpartikel den weg auf die Oberflächen von Linsen und Filtern.
Staubpartikel auf dem Objektiv befinden sich so weit weg vom Schärfebereich des Teleskops, dass sie in der Regel keinen sichtbaren Effekt haben. Bei starker Verschmutzung sinkt im Allgemeinen einfach der Bildkrontrast. Anders sieht es bei optischen Elementen weiter hinten im Strahlengang aus. Auf Korrektorlinsen, Filtern, die sich nur wenige Millimeter vor dem Chip befinden, sowie auf dem Kammerfenster in der CCD-Kamera oder dem Deckglas des Sensors selbst machen sich Staubpartikel störend bemerkbar: runde dunkle Flecken verschiedener Durchmesser.

Beispiel-Flatfield
Dabei gilt: je größer die dunklen Flecken sind, desto weiter ist das Staubpartikel vom Bildsensor (und damit der Brennebene) entfernt, wie die folgende Grafik veranschaulichen soll:
Pelikannebel vor und nach Flatfield-Korrektur
Chip-Fehler
Als dritte Fehlerquelle ist auch der Chip nicht zu vergessen: Die Pixel unterscheiden sich hinsichtlich ihrer Empfindlichkeit. Diese Variationen sind in der Regel zufällig wie das Bildrauschen und schwer zu identifizieren, sollten und werden mit einem Flatfield aber auch korrigiert.

Das optimale Flatfield erstellen

Beleuchtungssituation reproduzieren
Die Flatfield-Aufnahmen sollen genau die Ausleuchtungsfehler, die während der Astrofotografie auftreten, enthalten. Im Allgemeinen müssen dafür folgende Bedingungen gleich sein: Variiert werden dürfe die folgenden Parameter:
Jedes Mal neue Flats?
Ist die Ausleuchtung des Sensors prinzipiell rotationssymmetrisch und liegt die Mitte des Chips auf der optischen Achse, was in einem sauberen radialen Helligkeitgradient resultiert, können Flatfields auch unabhängig von der Kameraorientierung wiederverwendet werden. In dem Fall lohnt es sich besonders, auf Sauberkeit zu achten. Für eine bestimmte Kombinationen aus Kamera, Teleskop und Filter verwende ich meine Flatfields teilweise über Jahre hinweg. Nur wenn störende Staubflecken hinzugekommen sind, braucht es neue Flats.
Belichtungseinstellungen
Die grundsätzlichen Zielsetzungen bei Flatfield-Bildern entspricht den üblichen der CCD-Fotografie: ein möglichst rauschfreies Bild. Die Belichtungszeit der Flatfields wird so gewählt, dass die Helligkeitswerte etwa bei der Hälfte des Dynamikbereichs der Kamera liegen. Bei sehr niedrigen und sehr hohen Helligkeitswerten arbeiten Sensoren nicht mehr linear, sodass das Flatfield nicht funktionieren würde.
Durch die üblicherweise genutzten Lichtquellen zur Aufnahme der Flatfields (siehe nächsten Abschnitt) reichen relativ kurze Belichtungszeiten und es wird mühelos ein gutes Signal-zu-Rausch-Verhältnis erreicht. Außerdem entsteht in kurzer Zeit eine größere Menge an Bildern – empfehlenswert ist das Mitteln wenigstens einiger Dutzend Bilder. Hier sollte nicht gespart werden, denn die Astro-Aufnahmen sollen sich auf keinen Fall durch restliches Rauschen im Flatfield verschlechtern!
Darkframes nicht vergessen!
Flatfields bedürfen bzgl. Dunkelstrom dieselbe Behandlung, wie die normalen Lightframes. Es sind also Darkframes mit gleicher Belichtungszeit und bei gleicher Chip-Temperatur von den Flatfields abzuziehen.
Achtung, nicht zu kurz belichten!
Einige Kamera-Modelle besitzen einen mechanischen Verschluss, meist in Form einer dünnen schwarzen Platte mit zwei Flügeln. Durch Rotation wird der Verschluss geöffnet und wieder geschlossen. Während des Öffnens und Schließens wird der Sensor nur partiell belichtet.
Ist die Belichtungszeit im Verhältnis zur Rotationsdauer zu kurz, weisen die Flatfields Gradienten auf. Um dies zu verhindern sind Belichtungszeiten im Sekundenbereich empfehlenswert.



Methoden / geeignete Lichtquellen
Der zentrale Aspekt beim Aufnehmen von Flatfields ist das Herstellen einer völlig strukturlosen und gleichmäßig beleuchteten Fläche. Die einzigen Strukturen, die am Ende sichtbar sein sollen, sind die Unzulänglichkeiten des Imaging-Trains hinsichtlich der Ausleuchtung: Vignettierung, Staubflecken etc. Hier sind einige Ansätze:
Skyflats
Hierbei wird der Dämmerungshimmel aufgenommen, noch bevor die Sterne sichtbar werden. das Teleskop sollte dabei allerdings nicht tief Richtung Westhorizont zeigen, da hier Gradienten zu erwarten sind. Der Zenitbereich funktioniert deutlich besser.
Jedoch ist diese Methode m.E. aus den folgenden Gründen nicht die beste. Zum Einen sind mit der CCD-Kamera Sterne schon in der Dämmerung zu sehen, es muss also zumindest ein Diffusor (z.B. Milchglas) vor die Teleskop-Öffnung gesetzt werden. Ansonsten würden die Flatfields unschöne Artefakte in den Astrofotos erzeugen. Zum Anderen ist die Helligkeit des Himmels während der Dämmerung stark veränderlich. Die Belichtungszeiten müssen daher dauernd angepasst werden. Auch können immer wieder Gradienten auftreten.
Weiße Wand
Eine weiße Haus- oder Zimmerwand oder eine andere nahe weiße Fläche wird fotografiert. Die Gradientenfreie Beleuchtung ist allerdings eine kleine Herausforderung. Die direkte Beleuchtung mit einer Lampe führt selten zu zufriedenstellenden Ergebnissen. Empfehlenswert ist, das Licht zweifach zu streuen/reflektieren. Das Licht der Lampe streut/reflektiert dabei an einer weißen Fläche diffus zu einer zweiten, die schließlich fotografiert wird. Geringfügige Strukturen auf der Wand spielen in der Regel keine Rolle, da die Wand sehr nah und daher stark defokussiert ist.
"T-Shirt"
Ein weißer Stoff wird über die Öffnung des Teleskops gespannt. Dieser muss gleichmäßig beleuchtet werden. Analog zur "Weiße Wand"-Methode ist auch hier eine zweifache Streuung sinnvoll. Geringfügige Strukturen im Stoff spielen keine Rolle, da er direkt vor der Teleskop-Öffnung stark defokussiert ist.
Elektrische Leuchtfolien
Im Handel sind seit einiger Zeit elektrische Leuchtfolien in verschiedenen Größen erhältlich. Sie werden einfach bei senkrecht stehendem Tubus auf die Öffnung des Teleskops gelegt. Je nach Filter ist es ggfs. wegen Überbelichtung oder zu kurzen Belichtungszeiten (s.o.) erforderlich, die Helligkeit zu reduzieren. Dies kann durch weißen Stoff oder Papier zwischen Folie und Teleskop erreicht werden. Seit einigen Jahren verwende ich nun solch eine Folie und es ist die mit Abstand komfortabelste und zuverlässigste Art Flatfields zu erstellen.

Flatfield-Erstellung mit einer Leuchtfolie vor der Teleskop-Öffnung.