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Der Beobachtungsabend beginnt bei mir meistens ca. 1/2 Stunde vor Sonnenuntergang. Die Zeit bis es dunkel ist verwende ich für folgende Aufgaben:
Im ersten Teil wurden verschiedene Fehlerquellen erörtert. Vom Lichtquant, welcher am Pixel ankommt bis zur Darstellung am Monitor ist es ein langer Weg. Von der Information in einem Pixel interessiert uns im wesentlichen die Nutzinformation (siehe Abb. 15, grauer Anteil im Balken). Also der Teil der Sättigung des Pixels welcher von den einfallenden Lichtquanten hervorgerufen wurde.
Die Fehlerquellen hierbei sind:
| Fehlerquelle | Ursache | Beseitigung | |
| 1 | Temperaturrauschen | Eigendynamik der Elektronen | Kühlung, Darkbild |
| 2 | Ausleserauschen des Verstärkers | interne Elektronik | BIAS-Bild |
| 3 | Sensitivität des Systems |
nicht homogener Fertigungsprozess des CCD-Chips, optische Fehler, Staub | FLAT-Bild |
| Bei der Beseitigung dieser Fehler handelt es nicht um Schritte der Bildbearbeitung in eigentlichen Sinne, sondern um eine Fehlerkorrektur. | |||
 Abb. 15: Fehler eines Pixels grau: Nutzinformation orange: Temperaturrasuchen blau: Sensitivität des Systems weiss: Ausleserauschen des Verstärkers  Abb. 16: Darkbilder als Funktion der Temperatur |
Für die Beseitigung des Temperaturrauschens erstellt man neben dem Bild noch eine Aufnahme bei geschlossenem Verschluss mit der gleichen Belichtungszeit und bei der gleichen Temperatur. Weil dieses Bild bei Dunkelheit erstellt wird nennt man es auch DARK-Bild oder einfach DARK. Betrachten wir nochmals Abb. 15: Bei geschlossenem Verschluss fällt keine Nutzinformation an und eine evtl. vorhandene Überempfindlichkeit des Pixels spielt keine Rolle, da ja kein Licht auf die Pixel fällt. Wir erhalten also ein Bild das lediglich das Temperaturrauschen und das Ausleserauschen des Verstärkers enthält. Mit dem DARK beseitigt man also den orangen und den weissen Fehler-Anteil im Balken bei Abb. 15. Das Rauschen nimmt mit fallender Temperatur ab und halbiert sich etwa alle 6 °C. Abb. 16 zeigt die Wirkung der Kühlung bei einer SBIG ST2000. die Belichtungszeit betrug jeweils 5 min. Da dieser Fehler reproduzierbar ist, müssen die DARKs nicht unbedingt am Beobachtungsabend erstellt werden. Sonst wird die Hälfte der Beobachtungszeit für die DARKS verwendet. Empfehlenswert ist es eine DARK-Bibliothek in Abhängigkeit von Temperatur und Belichtungszeit anzulegen. Werden für das DARKs zusätzlich noch BIAS-Bilder (weisser Anteil) erstellt, so werden die DARKs skalierbar, d.h. ein 10-minütiges DARKs kann auch für eine 5-minütige Belichtung verwendet werden.
Erstellen wir wieder ein Bild bei geschlossenem Verschluss, aber mit der kürzest möglichen Belichtungszeit (theoretisch 0 s) so ist das Temperaturrauschen vernachlässigbar. Wir erhalten also ein Bild nur mit dem Fehler des Ausleseverstärkers (weisser Anteil). Dies Bild nennt man BIAS Bild. Natürlich bemerkt man hier auch defekte Pixel. Z.B. Pixel die überhaupt keine Elektronen aufnehmen (tote Pixel) oder Pixel die immer gesättigt sind (heiße Pixel).
Abb. 17
In Abb. 17 zeigt das linke untere Bild ein sogenanntes Flat. Wäre das optische System ideal und die Empfindlichkeit aller Pixel gleich groß, könnte man auf diese Korrektur verzichten. Liegt aber z. B. ein Staubkorn im optischen System in der Nähe des Chips, so macht sich dieses anhand eines Ringes bemerkbar. Je schärfer der Ring ist, desto näher liegt die Verschmutzung am CCD-Chip. Zudem führt die Vignettierung zu einer nicht homogenen Ausleuchtung des Bildes. Die Fehler sind vielseitig und sollen hier nicht alle besprochen werden (z.B. die ungleiche Empfindlichkeit der einzelnen Pixel). Wichtiger ist, dass alle Fehler, die die Empfindlichkeit beeinflussen, korrigiert werden können! Am besten gelingt dies, wenn eine "absolut" homogene weisse Fläche mit dem Teleskop fotografiert wird. Bei einem idealen System müsste dann nach dem Abzug des BIAS und des DARKs wieder ein homogenes weisses Bild herauskommen. Dies ist aber nicht der Fall. Ein so erstelltes Bild nennt man Flatfield oder kurz Flat (Abb. 17 unten). Nicht ganz einfach ist es eine homogene Fläche zu finden. Ich benutze hierfür meist den Himmel während der Dämmerung wenn noch keine Sterne sichtbar sind. Dabei hat man allerdings nicht viel Zeit. Lediglich ein paar Minuten in der Abend- oder Morgendämmerung. Alternativen sind z.B. das erstellen einer Flatbox, die man für die Erstellung eines Flats vor das Teleskop montiert. Links für die Herstellung einer Flatbox finden Sie auf der Homepage www.astro-siggi.de.
Die gesamte Korrektur des Rohbildes ist in Abb. 17 veranschaulicht. Vom Rohbild wird als erstes das DARK mit Hilfe einer Bildbearbeitungs-Software abgezogen (Es wurde bei der gleichen Temperatur und mit der gleichen Belichtungszeit wie das Rohbild erstellt). Da das erstellte DARK auch ausgelesen wurde, enthält dieses auch das Ausleserauschen des Verstärkers. Dieses wird gleich mit abgezogen. Man erhält so in der ersten Zwischenstufe ein um den Dunkelstrom und das Ausleserauschen korrigiertes Bild. Vom erstellten FLAT zieht man ebenfalls das DARK ab. Es handelt sich aber um ein anderes DARK als beim Rohbild, da das FLAT üblicherweise nur einige Sekunden belichtet wird. In der Praxis wird für jedes FLAT ein eigenes DARK erstellt, besser sogar mehrere und diese werden mit der Bildbearbeitungs-Software gemittelt. Jetzt dividiert man das korrigierte Rohbild durch das korrigierte FLAT pixelweise und multipliziert das Ergebnis mit dem Mittelwert aller Pixel aus dem FLAT. Das Ergebnis ist das erste korrigierte Bild. Dieses ist üblicherweise noch stark verrauscht. Um das Rauschen zu verringern werden mehrere Bilder erstellt und diese überlagert. Genauso wird nicht nur ein FLAT oder DARK verwendet, sondern mehrere und diese werden gemittelt. Bei der Erstellung von Farbbildern muss diese Prozedur für jeden Farbkanal durchgeführt werden.
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