Das perfekte Flatfield

Auf dem Weg zum fehlerfreien Astrofoto

Mit Korrektur- oder Flatfield-Bildern sagen Sie Fehlern durch Staub oder ungleichmäßige Ausleuchtung den Kampf an.

Astrofotografische Rohdaten zeigen aus verschiedenen Gründen stets ein verfälschtes Abbild des Himmels. So führen Teleskop-Optik, Filter und Kamera zu einer über das Bildfeld hinweg ungleichmäßigen Ausleuchtung.

Möchte man später bei der Bildbearbeitung den Kontrast einer Aufnahme erhöhen, so verbessert sich nicht nur die Sichtbarkeit des Objekts, sondern ebenso die der Bildfehler. Gerade bei Aufnahmen von schwachen und diffusen Objekten wie Nebeln oder den Außenbereichen von Galaxien entscheidet die Korrektur dieser Fehler darüber, ob das Objekt in allen Bildbereichen gut dargestellt werden kann. Bei photometrischen Aufnahmen, die der Helligkeitsmessung von Objekten dienen, ist die Bildkorrektur nicht nur zur besseren Darstellung nötig, sondern sogar zwingend erforderlich.

Zu den wichtigsten Aufgaben bei der Astrofotografie gehört daher das Erstellen von Korrekturbildern, um solche Fehler auszugleichen. Richtig hergestellte Korrekturbilder enthalten ausschließlich Informationen über die Helligkeitsverteilung in der Bildebene. Damit werden die astronomischen Aufnahmen geebnet, weswegen sie als Flatfields bezeichnet werden. Die Ebnung geschieht, indem jedes Rohbild durch das Flatfield-Bild dividiert wird – eine Funktion, die jede gängige CCD-Bildverarbeitungssoftware bietet.

Jede Komponente des Aufbaus kann Ursache für eine ungleichmäßige Ausleuchtung sein. Dominant ist meistens die Vignettierung, die vom Teleskop selbst erzeugt wird. Nur der Bereich in der Brennebene, von der aus die komplette Teleskopöffnung sichtbar ist, erfährt keine Vignettierung. Weiterhin gelangen mit der Zeit Staubpartikel auf die optischen Flächen. Staub auf der Objektivlinse macht sich kaum bemerkbar, da dieser sich weit außerhalb des Schärfebereichs befindet. Auf Filtern hingegen, auf dem Fenster der Chip-Kammer oder dem Chip selbst erscheinen Staubpartikel jedoch als dunkle Flecken auf den Bildern.

Zuletzt ist auch der Sensor selbst eine Ursache: Die Empfindlichkeit der einzelnen Pixel variiert leicht und bedarf ebenfalls der Korrektur.

Das Flatfield-Bild soll also die Ausleuchtungssituation während der Belichtung genau wiedergeben. Daher müssen Flatfield-Bilder im Allgemeinen bei der gleichen Fokusposition, gleicher Kamera-Orientierung und zudem gleichem Pixel-Binning erstellt werden.

Im Idealfall sind Flatfield-Bilder dauerhaft für eine bestimmte Kombination aus Kamera, Teleskop und Filter verwendbar. Dies ist nur dann gegeben, wenn das Chip-Zentrum auf der optischen Achse des Teleskops liegt und dessen Vignettierung symmetrisch ist. Das Flatfield-Bild kann – abgesehen von der Notwendigkeit, neue Staubflecken zu korrigieren – dann in jeder Kamera- Orientierung verwendet werden. Mit einem Aufbau, der dies leistet, lohnt es sich also, besonders penibel auf Sauberkeit zu achten. Dann können Flatfield-Bilder auch über Jahre hinweg verwendet werden. Ist die Ausleuchtung jedoch nicht symmetrisch oder ist Staub auf die optischen Flächen geraten, müssen neue Flatfield-Aufnahmen angefertigt werden.

Wie also sehen optimale Flatfield-Daten aus? Grundsätzlich gelten hier die üblichen Bedingungen der CCD-Fotografie. Ziel ist es, ein möglichst rauschfreies Bild zu erhalten. Bei den üblichen Methoden zur Flatfield-Aufnahme (siehe "Im Detail") sind die Belichtungszeiten relativ kurz und es wird leicht ein gutes Signal-Rausch-Verhältnis erreicht. Zudem können mehrere Aufnahmen gemittelt werden – am besten einige Dutzend, denn das Signal-Rausch-Verhältnis der Astro-Aufnahmen soll auf keinen Fall durch das Flatfield-Bild verschlechtert werden. Es ist noch zu beachten, dass wie beim eigentlichen Astrofoto Dunkelbilder abgezogen werden müssen, die gleich lange bei gleicher Temperatur belichtet worden sind.

Die Belichtungszeit der Flatfield-Bilder wird so gewählt, dass die Helligkeitswerte etwa bei der Hälfte des Dynamikbereichs der Kamera liegen. Bei Kameras mit mechanischem Shutter können sehr kurze Belichtungszeiten problematisch sein. Während der Shutter sich schließt, wird der Chip ungleichmäßig beleuchtet. Die Belichtungszeit muss entsprechend lange gewählt werden, sodass die Verschlusszeit im Verhältnis vernachlässigbar klein wird.

Es gibt viele Methoden Flatfield-Bilder zu erstellen, wobei alle darauf setzen, eine Fläche mit völlig gleichmäßiger Helligkeit zu erzeugen und aufzunehmen. Die Fläche darf also keinerlei Struktur besitzen. Hilfreich in allen Fällen ist daher eine Milchglasscheibe, weißer Stoff oder Papier vor der Teleskopöffnung.

Skyflats

Eine Möglichkeit bietet der Dämmerungshimmel, bevor die Sterne sichtbar werden. Dabei wird nach Sonnenuntergang das Teleskop gen Zenit gerichtet. Hier ist eine Art Diffusor vor der Öffnung empfehlenswert, da helle Sterne eventuell auf den CCD-Bildern sichtbar werden. Allerdings ändert sich die Himmelshelligkeit kontinuierlich und die Belichtungszeit muss immer wieder angepasst werden, weswegen eher die folgenden Methoden zu empfehlen sind.

Weiße Wand

Hierbei wird eine Wand oder auch eine Leinwand gleichmäßig beleuchtet und dann fotografiert. In der Praxis gestaltet es sich jedoch schwierig, eine Beleuchtung ganz ohne Gradienten zu erzeugen. Zudem ist nicht immer eine weiße Hauswand in der Nähe.

Leuchtfolien

Seit einigen Jahren sind elektrische Leuchtfolien erhältlich. Die Folie wird plan auf die Teleskopöffnung gelegt. Anschließend wird ggf. die Helligkeit durch einige Lagen Papier reduziert. Dies ermöglicht sehr bequem zu jeder Zeit Korrekturbilder aufzunehmen, weswegen diese Methode klar zu empfehlen ist.

Autor: Mario Weigand / Lizenz: Oculum-Verlag GmbH