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Vereinfachte Darstellung der elektronischen Bildentstehung (BRACKEN, 2017, S. 9)

Die folgende Sammlung von Begriffen (IN ARBEIT) ist im Verlauf der Beschäftigung mit den Grundlagen der Astrophotographie entstanden. Nach oftmals langer Suche, hab ich die Begriffe und Themen für mich(!) so zusammengefasst, wie sie hier angeführt sind. Daher bitte kein Anspruch auf „der Weisheit letzten Schluss“ bzw. auf eine Vollständigkeit!

OSC-KAMERAS

OSC (One-Shot-Color) Kameras haben vor dem Sensor einen integrierten Filter, die sogenannte Bayermatrix. Die Bayermatrix ist ein Mosaic aus verschiedenen Farbfiltern und besteht aus einer Gruppe von Fotodioden (2×2), zumeist aus Rot-, Grün- und Blaufiltern. So hat bspw. ein 20 Megapixel-Sensor 5 Mio rote, 5 Mio blaue und 10 Mio grüne Fotodioden (RGGB-Pattern).

QUANTENEFFIZIENZ

Die Quanteneffizienz (quantum efficiency) gibt an, welcher Anteil an Elektronen der eintreffenden Photonen gesammelt werden kann. Die ASI 183 MC Pro hat beispielsweise eine QE von maximal 84%.   

FULLWELL CAPACITY (FWC)

Vereinfacht kann man sich die Funktionsweise der Fotodioden als Eimer vorstellen, in denen Licht (wie Regentropfen) gesammelt wird. Beim Auftreten eines Photons auf dem Sensor werden Elektronen ausgelöst und im „Eimer“, der Fotodiode gesammelt. Ist die Fotodiode „voll“, ist deren Fullwell-Capacity (FWC, angegeben in e-) erreicht. Sie ist daher mit dem Fassungsvermögen des Eimers vergleichbar, indem angegeben werden kann, wie viele Photoelektronen maximal aufgenommen werden können. Die Größe der Fotodioden bestimmt somit ua auch die FWC. So hat bspw. die ASI 183 MC Pro eine Pixelgröße von 2,4 µm und eine FWC von 15.000 e-. Dagegen hat eine ASI 533 MC Pro mit einer Pixelgröße von 3,76 µm eine FWC von 66.000 e- (50.000 e-).

PHOTONEN

Photonen (Lichtquanten, Lichtteilchen) sind anschaulich gesagt die Energie-„Pakete“, aus denen elektromagnetische Strahlung besteht.

SENSOR

Elektronischer Chip mit Leiterbahnen und einer Glasscheibe, die die lichtempfindliche Fläche aus Silizium schützt. Die Siliziumoberfläche besteht aus schachbrettartig angeordneten, mikroskopisch kleinen Einheiten, die die Lichtpartikel (Photonen) einfangen und zählen. Die Einheiten werden Photodioden genannt (engl. Begriff: photosite). Nicht zu verwechseln mit dem Begriff Pixel (…nur ein Punkt auf dem Bild).

AUFLÖSUNG UND SAMPLING

Aufgrund der Beugung (diffraction) und der Wellennatur des Lichts können Sterne, die wegen ihrer großen Entfernung eigentlich punktförmige Lichtquellen sind, nicht als Punkte aufgelöst werden. Was man sehen kann, ist das sog. Beugungsbild (Beugungsscheibchen) eines Sterns. Das Aussehen des Beugungsbildes hängt unter anderem von den beugenden Kanten ab (begrenzende Öffnung des Teleskops).

Praxisrelevant für die Astrophotographie ist die Frage, welchen Bereich am Sensor ein Stern bei gewissen Seeing-Bedingungen in Abhängigkeit vom optischen System (Teleskop + Kamera) nun einnimmt. Dazu muss man berücksichtigen, dass die mögliche Winkelauflösung von der Brennweite und dem Öffnungsverhältnis der Optik abhängt:

Bei einem durchschnittlichen Seeing von 2″ (mäßiges Seeing) und einem System mit f=1.000mm Brennweite würde ein Stern ein Beugungsscheibchen von etwa 9,7 µm am Sensor erzeugen (size(projected) = size(angular) x f / 206265). 

Bei einer ASI 183 MC Pro mit einer Pixelgröße von 2,4 µm würde er somit ca. 4 Pixel füllen. 

Sampling beschreibt in der Astrophotographie das Konzept, wie fein das vom Teleskop kommende Bild mit einer Pixelmatrix gerastert werden muss, damit keine Informationen verloren gehen. Das Sampling wird in Bogensekunden pro Pixel ausgedrückt („/Pixel)

Das Sampling für das System f=1.000 mm und Pixelgröße = 2,4 µm errechnet sich (über 206 x Pixelgröße / f) zu 0,49″/Pixel…also eigentlich zu fein!

Wenn man die Belichtungszeit nun nicht berücksichtigen würde (Einfluss Seeing!), könnte – nach dem Shannon-Nyquist-Abtasttheorem – mein f/5-Newton (f=1.000mm) mit einer ASI 183 MC Pro bereits Strukturen von 1″ auflösen. Das Sampling (0,5″) ist demnach die Hälfte der aufzulösenden Struktur (1,0″).

Nach dem Rayleigh-Kriterium kann die technische Auflösung eines Teleskops mit der Formel 138/a (a=Öffnung in mm) abgeschätzt werden, was beim 8″ Newtonspiegel ca. 138/200=0,69″ ergeben würde. 

Technisch wird das Auflösungsvermögen also durch die Teleskop-Öffnung vorgegeben: Je größer die Öffnung, desto enger können Doppelsterne oder Strukturen auf Planeten sein, um noch als solche erkannt zu werden. In der Praxis ist aber vor allem die Luftunruhe („Seeing“) ein wichtiger Faktor, der das Auflösungsvermögen oft auf eine Winkelsekunde begrenzt. Hinzu kommt u.a. das thermische Verhalten des Teleskops. Es sollte für die Beobachtung an die Umgebungstemperatur angepasst sein.

Welches Sampling nun bei welchen Zielen? 

Hohe Auflösungen (feine Samplings) können bedingt durch die Einflüsse des Seeings somit nur bei möglichst kurzen Belichtungszeiten sinnvoll angewandt werden. Ein Beispiel dafür ist das Lucky Imaging (Sonnen-, Mond- und Planetenphotographie) mit Belichtungszeiten im Bereich von wenigen Millisekunden. Das Seeing wird dabei sozusagen durch die möglichst kurze Momentaufnahme quasi „eingefroren“. Beim Lucky Imaging wird demnach ein Video aufgenommen und dieses anschließend gestackt um die besten/schärfsten Bilder miteinander zu kombinieren.

Bei Langzeitbelichtungen (Deep Sky) muss berücksichtigt werden, wie weit bspw. die Sterne durch die Luftunruhe im Mittel „verschmiert“ werden. In guten Nächten werden unter mitteleuropäischen Bedingungen bei Langzeitbelichtungen Punktquellen typischerweise auf grob l“ bis 2″ verschmiert; in durchschnittlichen Nächten auf über 2″ bis 3″ und in schlechten Nächten auf 4″ oder mehr.

OVERSAMPLING  UND UNDERSAMPLING

Undersampling bedeutet, dass zu wenige Pixel das Objekt abtasten und es so als “blockig” oder “pixelig” dargestellt wird. Das Gegenteil wäre Oversampling (Überabtastung): dabei wird die Information über zu viele Pixel in Grauabstufungen wiedergegeben, sodass das Bild “wolkig-aufgebläht” oder “verschmiert/verzeichnet” wirkt.

Für längere Belichtungszeiten und abhängig vom Seeing wird ein Abbildungsmaßstab von 0,67-2 Bogensekunden je Pixel als Sweet Spot angesehen. Darüber kommen wir in den Bereich des Undersamplings, darunter in den Bereich des Oversamplings.

Berechnungsbeispiel – Planetenfotographie (Lucky Imaging) mit 8″ f/5-Newton + ASI 183MC Pro (ich weiß, nicht die optimale Planetenkamera…):

Auflösungsvermögen A=138/a = 138/200 = 0,69″
für die Darstellung einer runden Form brauchen wir zumindest 3 Pixel
0,69 / 3 = 0,23″/ Pixel
Abbildungsmaßstab 0,23″ = 206 x Pixelgröße in µm / f
Die Pixelgröße der ASI183MC Pro ist 2,4 µm daher folgt:
206 x 2,4 / 1.000 = 0,48″ 
Der Abbildungsmaßstab ist bei f=1.000 mm also in etwa doppelt so groß
mit einer Brennweite von f=2.000 mm (2-fach Barlow-Linse) wären wir aber theoretisch gut dabei (0,24″/Pixel).

Berechnungsbeispiel für Deep Sky (gleiches System)

bei einem Seeing von 2″ als limitierendem Faktor soll ein Pixel 1″ abtasten:
1″ = 206 x 2,4 µm / f daher folgt für f = 494 mm
daher müsste ich die Brennweite des Teleskops in etwa halbieren (da f=1.000mm) …

BINNING

Binning bezeichnet  das Kombinieren der Signale mehrerer benachbarter Bildelemente (Pixel). Typischerweise werden quadratische Bereiche von 2×2 oder 3×3 Pixeln zusammengelegt, was 2-fach bzw. 3-fach-Binning entspricht. Im Gegenzug wird die Auflösung der Aufnahme reduziert.

Das Binning beschleunigt das Auslesen (komfortabel bspw. beim Fokussieren, wo mehrere Aufnahmen möglichst schnell gemacht werden) und verbessert das Signal/Rauschverhältnis wobei im Gegenzug aber die Auflösung vermindert wird.

Für das oa Berechnungsbeispiel Deep Sky mit 8″-Newton und f=1.000 mm wäre demnach ein 2×2-Binning ratsam. Problem nur: man verliert die Farbinformationen …

DECONVOLUTION

Als Dekonvolution (engl. deconvolution) bezeichnet man einen Prozess im Zuge der Bildbearbeitung, bei dem versucht wird, Informationen zu extrahieren, die in einem Bild aufgrund von Unschärfe oder anderen optischen Störungen verloren gegangen sind. Dieser Prozess wird oft angewendet, um die Schärfe und die Details eines Bildes zu verbessern, insbesondere wenn das Ausgangsbild unscharf oder verschwommen ist.

ARBEITSABSTAND UND BACKFOCUS

Der Fokuspunkt eines Teleskops liegt normalerweise noch innerhalb des Okularauszuges (OAZ), da Okulare dafür ausgelegt sind, die  Objekte scharf zu stellen, die sich noch vor dem vorderen Ende der Einschubhülse befinden.
Wird nun eine Kamera (mittels Adapter) in den OAZ geschoben, liegt der Chip (Sensor) der Kamera viel weiter hinten (hinter dem Fokuspunkt). Daher muss der OAZ entsprechend viel Bewegungsmöglichkeit haben, um den Sensor in den Fokuspunkt bewegen zu können.
Der Backfocus bezeichnet nun jene Entfernung, die der Fokuspunkt bei eingefahrenem OAZ hat.
Da nun auch der Sensor der Kamera im Inneren der Kamera liegt, ist hierbei noch das sog. Auflagemaß der Kamera zu berücksichtigen (Abstand Befestigungsring der Kamera zum Sensor). Bei der Sony Alpha 7 IV ist das Auflagemaß 18 mm (e-Mount), bei der ASI 183 MC Pro sind es 17,5 mm (gemessen von der Vorderkante des T2-Rings (11mm) bzw. 6,5 mm ab Gehäusevorderkante.
Werden noch Zwischenlinsen eingesetzt (Barlowlinsen oder Reducer), wird auch der Backfocus entsprechend verändert. Bei der Barlowlinse wird der Backfocus entsprechend verlängert.
Der 8″ f/5-Newton hat einen Arbeitsabstand von 55 mm. Da ich auch einen Komakorrektor verwende (Baader MPCC Mark III) ist auch der Arbeitsabstand des Korrektors zu berücksichtigen – dieser beträgt auch  55 mm: