Grundlagen der CCD-Technik

Astronomie.de Astro-CCD Praxis

Die BEWEISE
finden Sie in
der BILDERGALERIE

      vorhandenes Astro-Equipment
  + günstige CCD-Kamera
   (+ Filtersatz)
   + Arbeit / Software

hochauflösende (Farb-) Bilder

SELBST probieren können Sie es mit unserem CCD- Lehrgang

Kleine, allgemeine Einleitung:

Seit vielen jahrzehnten wurde die Photografie zur Erstellung astronomischer Aufnahmen verwendet. Die Möglichkeiten der Photografie sind für den Astro-Amateur nahezu ausgereizt.
Seit einigen Jahren gibt es erschwingliches CCD-Equipment für die Astronomie. Ähnlich, wie in der Computertechnik, fallen die Preise und die Leistungsfähigkeit steigt.

CCD-Astrokameras unterscheiden sich in vielen Punkten von den z.B. in der Überwachungstechnik eingesetzten Videokameras. Der Hauptnachteil von Videokameras ist die kurze Belichtungszeit von etwa 1/50 sec. Diese kann nicht länger sein, da sonst bei der Wiedergabe kein flüssiges Bild entsteht. Durch diese kurze Belichtungzeit sind Deep-Sky Aufnahmen, welche ein wichtiges Einsatzgebiet der "klassischen" Photografie sind, nicht möglich.
CCD-Astrokameras werden in Verbindung mit einem Computer betrieben und bieten ähnlich wie in der Astrophotografie, die Möglichkeit, lang-belichtete Aufnahmen zu machen.

Kamera und CCD-Autoguider
vereinen "Alt" und "Neu"

Selbst die Lichtglocke
über Hamburg ist mit
CCD-Technik
durchschaubar

CDR

CDR's sind das ideale
Archiewierungsmedium
für die Digitalen Aufnahmen

Vergleich der CCD-Technik gegenüber der Photografie:

Vorteile:

Wenig beeinträchtigung durch hellen Himmelshintergrund
Die Hintergrundhelligkeit kann bei CCD-Aufnahmen per Software "weggerechnet" werden. Dies ermöglicht auch Deep-Sky Aufnahmen in der Nähe von Großstädten.
Hohe empfindlichkeit
CCD Chips haben eine wesentlich höhere Empfindlichkeit, als Photografische Schichten (bis etwa 40.000 ASA!). Es ist möglich, einzelne Photonen zu "zählen". Die Belichtungszeiten reduzieren sich auf einige Minuten.
Kein Schwarzschildeffekt
Die Empfindlichkeit eines CCD-Chips ist bis zur Pixelsättigung linear.
Die Bilder sind sofort sichtbar
Direkt nach der Aufnahme können die Bilder bewertet werden.
Kein Materialverbrauch
Die Menge der Aufnahmen bestimmen nur noch die Zeit und die Festplattengröße.
Die Bilder liegen Digital vor
Die Bilder können selbst bearbeitet werden (z.B. Sandwich-Verfahren, s.u.), man ist nicht auf ein Photolabor angewiesen. Mit Hilfe einer geeigneten Software lassen sich viele Deteils aus den Rohbildern "herausholen". Wer die Bilder auf Papier haben möchte, kann diese selbst ausdrucken, oder sie zum Photoplotten geben.

Nachteile:

Kleines Bildfeld
Die Bildfläche ist mit einigen millimetern Kantenlänge noch sehr klein. Größere CCD-Chips sind kaum bezahlbar.
Spannungsversorgung und PC
Es ist immer eine Spannungsversorgung und ein PC notwendig. (Allerdings läßt sich auch mit Akkus und einem Laptop ein transportables Equipment realisieren.)
Anschaffungskosten
Der Preis für eine brauchbare CCD-Kamera liegt (immer noch) bei über 1000 DM
Die CCD-Kamera liefert standardmäßig nur S/W- Bilder.
Zum erstellen von Farbbildern müssen drei Aufnahmen gemacht werden. Es sind außerdem Filter notwendig.

KAF-0401
ein "bezahlbarer"
Astro-CCD-Chip
768 x 512 Pixel
auf 6,9 x 4,6 mm

Prinziep einer
CCD-Kamera

Aufbau und Funktion einer Astro-CCD Kamera

Der wichtigste Teil der Kamera ist der CCD-Chip. Er bestimmt hauptsächlich die Qualität der Bilder. Ein CCD-Chip, wie er in der Astronomie verwendet wird, besteht aus einem rechteckigen Feld, welches in viele kleine Teile (Pixel = Picture-Elements) aufgeteilt ist. Bei der Belichtung fällt eine von der Objekthelligkeit abhängige Menge an Photonen (="Lichtteilchen") auf die Pixel und wird in Form von elektrischen Ladungen gespeichert.
Wird der CCD-Chip nach der Belichtung ausgelesen, werden die Ladungen der einzelnen Pixel nacheinander in digitale Signale umgesetzt, welche zu einem Computer übertragen und in Form von Zahlen (Pixelwerten) gespeichert werden. Je mehr Photonen auf ein Pixel gefallen sind, also je stärker die Belichtung war, desto größer ist der Pixelwert, der diesem Pixel zugeordnet wird.
Ein Bild besteht im Prinzip also nur aus Zahlen. Diese Zahlen liegen meistens in einem bestimmten Wertebereich. Wie groß dieser Bereich ist, hängt von der Dynamik der aufnehmenden Kamera ab. Eine Kamera mit einer Dynamik von z.B. 12 Bit liefert Pixelwerte im Bereich von 0 ... 4095. Es können also maximal 4096 (2 hoch 12) verschiedene Helligkeitswerte unterschieden werden.

Kamera und Computer

Es gibt mehrere Möglichkeiten, die Kamera mit dem Computer zu verbinden.
Die einfachste und verbreiteteste ist die Anbindung über den Druckeranschluß. (LPT-Parallelport). Der Hauptvorteil dieser Verbindungsart ist ihre Verfügbarkeit auf allen PC's und Laptops (bei einigen besonders kleinen Laptops wird ein Port- Replikator benötigt). In diesem Fall ist eine zusätzliche Spannungsversorgung für die CCD-Kamera erforderlich. Normalerweise beträgt die Spannung 12V.
Der Nachteil des Parallelports ist eine relativ langsame Datenübertragung. So kann es passieren, daß bei hochauflösenden CCD-Chips und/oder ungünstiger Programmierung die Bildübertragung mehrere zig-Sekunden dauert.
Andere Kameras benötigen ihre eigene PC-Einsteckkarte für die Datenübertragung. Diese kann zwar die Datenübertragung beschleunigen, verhindert aber den Betrieb der Kamera an verschiedenen PC's und schließt die Benutzung von standard-Laptops aus. Die Spannungsversorgung der Kamera erfolgt dann meißt über die Karte (und somit über das PC-Netzteil).

Parallelportstecker

PC-Einbaukarte

Dunkelstrombild:
Die Erwärmung durch den Links im Bild liegenden Ausleseverstärker erzeugt zusätzlichen Dunkelstrom.

Die Entstehung eines Bildes

Beim erstellen eines CCD-Bildes erhält man (wie bei der Fotografie auch) nicht nur die gewünschten Daten. Diese unerwünschten Effekte entstehen dadurch, daß der Chip sich nicht ideal verhält. Die wichtigsten sind:

Dunkelstrom:
Die Pixel sammeln nicht nur das Licht, welches vom Aufnahmeobjekt kommt, sondern auch den sogenannten Dunkelstrom. Dieser entsteht durch die Thermischen aktivitäten auf dem Chip (Molekularbewegung). Da dieser effekt relativ konstannt ist, läßt er sich durch eine weitere Aufnahme mit abgedecktem Chip ausgleichen. Diese sollte zeitnah zur eigentlichen Aufnahme und mit gleicher Belichtungszeit erfolgen. Unserer Erfahrung nach, reicht es, diese Aufnahme einmal pro Astro-session durchzuführen.
Die Pixelwerte des Dunkelstrombildes werden anschließend von den Pixelwerten der Originalbilder subtrahiert.
Der Dunkelstrom ist im wesentlichen von der Belichtungszeit und der Chiptemperatur abhängig. Deswegen sind die meißten CCD-Kameras mit einer Peltier-Kühlung versehen. Diese erreicht Chiptemperaturen von bis zu 40 K unter der Außentemperatur. Dabei halbiert sich der Dunkelstrom bei einer Abkühlung um 7 K.

Flatfield:
Leider haben nicht alle Pixel auf einem CCD-Chip die gleiche Empfindlichkeit. Im extremfall, also bei sehr geringer Pixelempfindlichkeit, spricht man von toten Pixeln. Außerdem wird durch optische Einflüsse nicht immer eine gleichmäßige Belichtung des ganzen Chips erziehlt. Dafür ist Hauptsächlich die sog. Vignettierung verantwortlich: Häufig ist die Lichtausbeute am Rand des Bildes Aufgrund von Streulichtblenden, Adaptern oder eines (zu) kleinen Fangspiegels kleiner als in der Mitte. Ein weiterer Effekt, der die Belichtung beeinflussen kann, sind Staubkörner auf optischen Flächen.

Diese Effekte kann man durch eine sogenannte Flatfield-Aufnahme ausgleichen. Dabei wird eine gleichmäßig beleuchtete, weiße Fläche aufgenommen. Das gewonnene Bild gibt Aufschluß über die Empfindlichkeiten und die Belichtung der verschiedenen Pixel und muß von der Originalaufnahme dividiert werden.

Da die zeitlichen Veränderungen der Pixelempfindlichkeiten nur minimal sind, reicht es, wenn keine Vignettierung vorhanden ist, die Erstellung eines Flatfield-Bildes einmal pro Saison durchzuführen. Dies erfordert natürlich auch nahezu staubfreie optische Flächen!

Möchte man jedoch die Vignettierung (vor allem bei großen Chips) ausgleichen, muß natürlich mindestens ein Flatfield pro Aufnahmeserie gemacht werden.

Flatfield-Aufnahme
(stark kontrastiert)

Blooming

Es ergibt sich also folgende Rechnung (die für jedes Pixel einzeln durchgeführt werden muß):

( Aufnahmebild - Dunkelbild ) / Flatfield * Durchschnitt Flatfield

Dies Rechnung führt die Bildverarbeitungs- oder auch bereits selbstständig die Aufnahmesoftware durch.
Die dabei entstehenden Bilder verwendet man dann zur Weiterverarbeitung.

Blooming:
Pixel, die aufgrund starker Belichtung keine Ladung mehr aufnehmen können, also gesättigt sind, geben ihre Ladung bei weiterer Belichtung teilweise an umliegende Pixel ab. Diesen Effekt nennt man Blooming, da solche übersättigten Sternabbildungen an Blumen erinnern. Dieser Effekt läßt sich durch einen speziellen Aufbau der Pixel, durch sogenannte "Anti-Blooming-Gates" verhindern. Dies hat aber einen wesentlichen Nachteil: Es verkleinert die Pixelgröße und somit die Empfindlichkeit. Außerdem läßt sich keine genaue Photometrie mehr betreiben, da die Lichtmenge, die auf die inaktiven Flächen zwischen den Pixeln fiel, nicht bekannt ist.

Skalierung - oder die vielen Gesichter eines Bildes

Wie bereits erwähnt, liefert eine CCD-Kamera Bilder mit typischerweise z.B. 4096 (= 12 bit Dynamik) oder bis zu 65536 (= 16 bit Dynamik) Graustufen. Ein normaler PC-Monitor kann allerdings nur maximal 256 Graustufen darstellen.
Daher können die vielen Graustufen dazu genutzt werden, den "interessantesten" Teil eines Bildes auch nach der Aufnahme auszuwählen. Dies ist bei vielen Deep-Sky- Objekten besonders wichtig, da dadurch sehr dunkele und sehr helle Bereiche problemlos mit einer Aufnahme erfaßt werden können. Man benötigt nicht unbedingt, wie in der Photografie, eine kurzbelichtete Aufnahme für die Hellen und eine langbelichtete Aufnahme für die dunkelen Teile des Aufnahmeobjektes.

M42 - dunkel skaliert ...
M42 - hell skaliert

... und das gleiche Bild hell skaliert

Prinzip des Skalierens / setzen von Schwarz- und Weißpunkt

Belichtungszeiten und "Sandwich"- Bilder

Wie ermittelt man die Belichtungszeit ?
Bei der konventionellen Astrofotografie war die Belichtungszeit von Deep-Sky- Aufnahmen hauptsächlich von dem Himmelshintergrund abhängig. Bei hellem Hintergrung konnte man in der Regel nur wenige Minuten belichten und mußte sich auf helle Objekte beschränken. Die Belichtungszeit einer CCD-Aufnahme ist von folgenden Kriterien abhängig:

Helle Teile des Aufnahmeobjektes sollten nicht durch zu lange Belichtung überstrahlt sein. Dies erkennt man daran, daß die Pixelwerte nicht im Bereich des maximal Möglichen Pixelwertes liegen (keine Sättigung der Pixel).
Es muß aber mindestens so lange belichtet werden, daß sich dunkele Teile des Aufnahmeobjektes auf dem Bild vom Rauschhintergrund abheben.
Die Hintergrundhelligkeit und der Dunkelstrom sollte möglichst weniger als die Hälfte des größt-möglichen Pixel-Wertebereichs einnehmen. Dann erhält man eine gute Dynamik des Bildes.

Häufig wiedersprechen sich diese Bedingungen, deswegen ist ein etwas anderes Aufnahmeverfahren als bei der Photografie empfehlenswert.
Statt einer lange belichteten Aufnahme, lohnt es sich häufig, mehrere, kürzer belichtete Aufnahmen vom gleichen Objekt zu machen, um diese später zu einem Bild zusammenzufassen.
Die kurzen Belichtungszeiten verhindern das Erreichen der Sättigung und verringern den Einfluß des Dunkelstromes und Himmelshintergrundes.
Werden die Bilder anschließend aufeinanderaddiert, verringert sich das statistische Rauschen, jedoch wird die Bildinformation deutlicher.
Somit werden auch sehr dunkle Teile des Aufnahmeobjektes sichtbar, welche vorher im Rauschen der Einzelbilder verschwanden.

Einzelbild (30 s.)
M51-Serien-Summenbild

Summenbild (5x 30 s.)

Prinzip des "Drehaddierens"

Dieses Verfahren hat noch zwei entscheidende Vorteile:

Nachführfehler machen sich auf kurz belichteten Aufnahmen weniger oder gar nicht bemerkbar. Voraussetzung dafür ist natürlich, daß das CCD-Bildverarbeitungsprogramm in der lage ist, die gegeneinander verschobenen (oder verdrehten) Bilder wieder exakt aufeinander zu setzen. Die besten Ergebnisse erhällt man mit Programmen, welche nicht nur um ganze Pixel verschieben, sondern auch Zwischenwerte interpolieren und somit ein "weiches" verschieben ermöglichen.
Mit dieser Methode ist es außerdem auch möglich, aus mehreren Bildern geringer Auflösung ein höher aufgelöstes Bild zu erzeugen, wenn die Einzelbilder gegeneinander leicht versetzt aufgenommen wurden. Dies erfordert zwangsläufig ein interpolationsfähiges CCD-Bildverarbeitungsprogramm.

Um beide Vorteile zu nutzen, verwendet man zwei Referenzpunkte auf den Bildern. Dazu sucht man zwei möglichst weit außeinanderliegende, nicht überstrahlte Sterne, die auf allen Bildern sichtbar sind. Diese wählt man im Bildverarbeitungsprogramm aus. Die Helligkeitsschwerpunkte der Sterne werden mathematisch bestimmt. Die dadurch erzeugte Genauigkeit ergibt ein sehr scharfes Summenbild. Wir bezeichnen diesen Vorgang als "Drehaddieren". Diesen recht kompliziert klingenden Vorgang führt die Bildverarbeitungssoftware nahezu selbstständig durch (Also brauchen die Referenzpunkte in der Regel nur einmal gewählt zu werden).

Das war erstmal die Einführung zum Thema der allgemeinen CCD-Technik. Mit der Erstellung von Farbaufnahmen werden wir uns im nächsten Teil dieser Seite beschäftigen, den wir Ihnen demnächst hier präsentieren werden.

Einen praktischen Einstieg in die CCD- Bildverarbeitung bietet unser CCD Lehrgang.

Weitere, ausführliche Informationen zum Thema CCD-Bildverarbeitung finden Sie auf der ineltech-Website. Dort können Sie auch eine kostenlose Trial-Version unseres Leistungsfähigen Bildverarbeitungsprogramms CCD Night erhalten.

Wir, Artur Boebel und Olaf Sülbrandt vom InElTech-Team hoffen, dass Ihnen diese Website eine gute Grundlageninformation über die CCD-Technik gegeben hat. Für Fragen und Vorschläge stehen wir Ihnen unter Mail@InElTech.de gerne zur Verfügung.

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