Die Astrofotografie mit einer tiefgekühlten Astrokamera

Unterschiede der verschiedenen Kamerasysteme die in derAstrofotografie eingesetzt werden mit Schwerpunkt

CCD‐Kameras

© Peter Knappert  2012

„Das Bessere ist des Guten Feind“

Dieses bekannte Zitat läst sich auch auf die Kameras die in der Astrofotografie Verwendung finden, anwenden.Nachdem ich jetzt seit genau 7 Jahren die digitale Astrofotografie betreibe und Ende 2011 von einer DSLR  auf eine tiefgekühlte CCD umgestiegen bin, kenne ich nun genau die Unterschiede der verschiedenen Kamerasysteme. Auf allen Gebieten der Astrofotografie konnte ich mittlerweile praktische Erfahrungen sammeln und was lag nunnäher als das Ganze mal zusammenzufassen. 

Mittlerweile bin ich beratendes Mitglied der VDS‐Fachgruppe Astrofotografie imBereich der Bildverarbeitung und befasse mich auch hier mit den verwendeten Kamerasystemen.

In diesem Vortrag sollen nun verschiedene Kamerasysteme vorgestellt werden aber derhauptsächliche Schwerpunkt liegt natürlich bei der gekühlten schwarz‐weiß CCD‐Astrokamera.Denn diese Kamerasysteme sind eindeutig notwendig, will man zu Spitzenergebnissen in der Astrofotografie gelangen.

Nachdem ich ja im September 2012 eine  Astroexkursion nach Südfrankreich unternommen habe,  will ich zum Abschluss dann ein paar sehr seltene Himmelsobjekte zeigen die ich unter dem sehr dunklen Nachthimmel der Drome Provence aufgenommen habe und das ausschließlich mit einer gekühlten CCD‐Kamera

Ein ausführlicher Vortrag über diese Astroexkursion in die Drome Provenciale soll dann Anfang 2013 folgen. 

Themenschwerpunkte

Sensortypen die für den astrofotografischen Einsatz in Frage kommen

• CMOS‐Sensoren (mit Bayer Pattern)• CMOS‐Sensoren (schwarzweiß)• CCD‐Sensoren (schwarzweiß)

• Pixelgröße• Pixelabstand (intermediate Gaps)• digitale Pixel‐Auflösung in Bit• Fullwellkapazität (dynamischer Sensorbereich)• Ausleserauschen des Sensors• Antiblooming• thermisches Rauschen• spektraler Empfindlichkeitsbereich

Ein paar Grundbegriffe

Einsatz von „handelsüblichen DSLRs in der Astrofotografie

• Die nicht modifizierte DSLR • Die modifizierte DSLR• Nachteile der digitalen Spiegelreflexkameras in der    

Astrofotografie

• Auflösung (Farbe)• Bildrauschen• digitale Auflösung in Bit• Fullwellkapazität (dynamischer Sensorbereich)• Ausleserauschen des Sensors• Antiblooming• thermisches Rauschen• spektraler Empfindlichkeitsbereich

Kameras mit gekühltem CMOS Sensor in der Astrofotografie

Die einfache ungekühlte Astrokamera mit CCD‐Sensor

• Definition• Pixelgröße und Auflösung • Rauschverhalten• Vorteile/Nachteile

• Wie sieht so eine Kamera aus ?• Auflösung• Kühlung• der KAF8300 Sensor• spektrale Empfindlichkeit des KAF 8300 Sensors bei 

verschiedenen Wellenlängen

Die gekühlte Astrokamera mit CCD‐Sensor

Der Einsatzbereich der gekühlten CCD‐Astrokamera

• Sehr tiefe Luminanzaufnahme am Beispiel von M31• Das Digital Development Filter (DDP)• Erstellung einer Farbaufnahme RGB• Die Luminanz‐Farbaufnahme LRGB• Einsatz der Kamera bei 6 Nanometer Filter• Einsatz der Kamera bei 3 Nanometer Filter• Bildbeispiele in LRGB‐Technik• Ausblick

CMOS-Sensoren (mit Bayer Pattern)

CMOS Sensoren sind Bildaufnahmesensoren, wie sie heute in jeder kleinen Digitalkamera verwendet werden. Vom Prinzip her sind das Sensoren, die erst mal alle Farben des Spektrums aufnehmen können, aber vom Prinzip her nur Schwarz‐Weiss Bilder liefern können. Das Pixel eines CMOS‐Sensors ist nichts anderes als eine Photodiode die das Lichtin Elektrizität (Spannung) umsetzt und diese Spannung in einem Kondensator speichert. 

Frage: Wie bringt man den Sensor dazu, farbige Bilder zu produzieren ?Die Lösung ist ganz einfach. Man bringt vor dem Sensor farbige Mikrolinsen in den FarbenRot,Grün und Blau an wie es folgendes Bild veranschaulicht:

Ein solches Filter bezeichnet man als Bayer‐Pattern. Pro Pixel haben wir nun einzelne kleineFilter. In der Reihenfolge befinden sich in der ersten Reihe ein „blaues“ Filter, dann kommtein „grünes“ Filter. In der Zweiten Reihe haben wir dann als erstes ein „grünes“ Filter und als letztes Filter kommt dann ein „rotes“ Filter. Wenn nun Licht durch dieses Pattern fällt,so wird der obere linke Teil des darunterliegende schwarz‐weiss Pixel nur den Bereich von350‐400nm also den blauen Bereich als Lichtintensität empfangen. Daneben nur den Bereich von 400‐500nm usw. Dann wird das Pixel von der Kameraelektronik ausgelesen und hatnun vier „Intensitätsbereiche“. Softwaretechnisch wird dann durch die vorhandene Intensitätder vier Pixelregionen eine Farbe für das gesamte Pixel errechnet und gespeichert.Dieser Vorgang der softwaretechnischen Rückführung auf die Farbinformation nennt man„De‐Bayerisierung“Diese CMOS‐Sensoren spielen in der Standard‐Astrofotografie eine gewichtige Rolle, wie wir später noch sehen werden.

CMOS-Sensoren (ohne Bayer Pattern)

CMOS Sensoren ohne Bayer Pattern sind einfache Schwarz‐Weiß Sensoren die das gesamteFarbspektrum aufnehmen können. Um solche Schwarz‐Weiß Sensoren in der Fotografiezu verwenden muss man aber den ultravioletten und den infraroten Spektrum Anteilblockieren. Besonders im roten Bereich sind CMOS‐Sensoren sehr empfindlich.

Will man mit B&W Sensoren ein Farbbild erzeugen, so muss man drei Aufnahmen erstellen.Eine durch einen Rotfilter, eine gemacht durch einen Grün‐ und eine durch einen Blaufilter.Diese drei Schwarzweissbilder setzt man dann per Bildverarbeitung wieder zu einem Farbbild zusammen. Dies gilt auch für die nachfolgend genannten CCD‐Sensoren.

Rot Grün Blau RGB

Die Uhr wurde einmal durch einen Rot‐, Grün‐ und Blaufilter aufgenommen.Aus den drei Schwarzweissbildern wurde dann in Photoshop wieder ein Farbbild erzeut. Das besondere an der Uhr: in jedem Bild hat das Pendel eine andere Position. So wird die Pendelfarbe nicht richtig erstellt. Hier sind die orginalen Farbkanäle noch zu sehen.

++

+ =

CCD-Sensoren (Schwarz & Weiss)

CCD ist die Abkürzung für Charge Coupled DeviceCCD‐Sensoren werden hauptsächlich in die beiden Klassen „Full Frame Transfer‐Sensoren“ und „Interline‐Transfer‐Sensoren“ eingeteilt.

Full Frame Transfer‐Sensoren:

Hier wird das Licht solange gesammelt, bis ein mechanischer Verschluss der Kamera dasLichtsammeln unterbricht. Dann wird ausgelesen. Wichtig: Alle Sensoren von AstronomischenKameras sind von diesem Typ.

Interline‐Transfer‐Sensoren:

Hier wird das Licht zuerst in einen abgedunkeltenBereich von den einzelnen Pixeln geleitet undvon dort dann ausgelesen. Schlecht für denAstronomischen Einsatz geeignet.

CCD-Sensoren (Schwarz & Weiss)

Aufbau: 

CCD‐Bildsensoren bestehen aus einem Array lichtempfindlicher Fotodiodem. Diese können rechteckig, quadratisch oder polygonal sein, mit Kantenlängen von 1,4 µm bis über 20 µm. Je größer die Fläche der Pixel, desto höher ist die Lichtempfindlichkeit und der Dynamikumfang des CCD‐Sensors, desto kleiner ist aber, bei gleicher Sensorgröße, die BildauflösungDiese Sensoren bestehen aus einem streifenförmigen Muster von lichtempfindlicher Sensorfläche die belichtet wird und lichtundurchlässigen Schieberegistern. Die Ladungen diein den lichtempfindlichen Sensorbereichen aufgenommen werden, werden anschließend in das angrenzende Schieberegister geschoben. Ein Verstärker liest dann diese Ladungen ausund erzeugt Streifen für Streifen die Bildinformation für das zu erzeugende Bild 

Ein paar Grundbegriffe

Pixelgröße:

Unter der Pixelgröße eines CMOS‐ oder CCD‐Sensors versteht mandie kleinste lichtaufnehmende Einheit des SensorsDie Größe eines Pixel wird in µm angegeben. Moderne CMOS und CCD‐Sensoren haben Pixelgrößen im Bereich von 4‐10 µm.

Pixelabstand (Intermediate Gap)

Zwischen den Pixel befinden sich Leiterbahnen um die Pixel Inhalte auszulesen. Diese Zwischenräume sind etwa 0.8‐2.0 µm groß. In diesem Bereich wird keine Bildinformation aufgenommen.

Die digitale Pixel‐Auflösung in Bit

Jedes Pixel eines CMOS oder CCD‐Sensors hat eine bestimmte Aufnahmekapazität. Ist keine Ladung auf dem Pixel vorhanden, sokann man den Zahlenwert 0 setzen. Wenn nun das Pixel zum Beispiel255Werte annehmen kann (entspricht 255 Graustufen), dann hat man ein sogenanntes Byte. Mit einem Byte das sich aus 8 Bits zusammensetzt kann man alle Zahlenwerte von 0‐255 darstellen.Hier hätte also das Pixel eine Auflösung von 8 Bit. CMOS‐Kameras habenAuflösungen von 12‐14 Bit. CCD‘s sogar standardmäßig 16 Bit.

• 8  Bit Auflösung     (0‐255)     Graustufen einfache WebCams• 12 Bit Auflösung    (0‐4096)   Graustufen     Canon 30d• 14 Bit Auflösung    (0‐16384) Graustufen     Canon 50d• 16 Bit Auflösung    (0‐65536) Graustufen    CCD Sensoren

Fullwellcapacity (dynamischer Sensorbereich)

Der Begriff der Fullwellcapacitywird in der Literatur immer bei derEmpfindlichkeit von Bildsensoren genannt. Genau ist es aber der dynamische Bereich vom schwächsten zu erfassenden Objekt zumhellsten Objekt. Die Einheit wird in Anzahl Elektronen „e‐“ angegeben. Ein moderner Kodak 8300 Sensor hat zum Beispiel einen dynamischen Bereich von 25.000 Elektronen. Das schwächsteauslesbare Signal wäre also nur ein Elektron, das stärkste Signalwären 25.000 Elektronen. Auf die Astrofotografie bezogen mal einBeispiel:

Eine astronomische Optik hätte den Durchmesser von 105mmund ein Öffnungsverhältnis von 6.2Der hellste Fixstern Sirius erzeugt nach ca. 10 Sekunden Belichtung25.000 e‐, ein Stern der 8. Größe erzeugt hier nur 600 e‐und ein Stern der 13. Größe gerade mal 20 e‐

Rauschen beim Auslesen des Sensors

Die im vorigen Abschnitt definierte Fullwellcapacity bedeutet ja, dass eine Elektronik die erzeugten Elektronen der Pixel auf dem Sensor auslesen muss. Ganz klar ist ja auch, dass ein Signal mit 25.000 e‐ einfacher auszulesen ist als ein Signal von nur 10 e‐. Um nun die ganz schwachen Signale von etwa 5e‐ bis 30e‐ auslesen zu können muss eine Signalverstärkung erfolgen. Das ist etwa mit dem analogen Fernsehen von früher und den Zimmerantennen vergleichbar die man vor 30‐40 Jahren zuhause hatte. Da rauschtendie Fernsehbilder auch oft („Schnee“) bei schlechter Empfangsleistung. Erst ein guter Antennenverstärker unter dem Dach brachte dann Abhilfe ☺ Ganz schwache Fernsehsignale derSender führten trotzdem noch zu „Rauschen“. Das ist bei denBildsensoren genau so !

Anti Blooming

In der Astrofotografie geht es ja immer um längere Belichtungszeiten. Hier tritt erstmals ein gravierender Nachteil allerBildsensoren (CMOS‐ als auch CCD Sensoren) auf. Helle Sterne haben nach kürzester Belichtungszeit der betreffenden Pixel aufdem Sensor ihre volle Aufnahmekapazität erreicht. Nun fließen dieElektronen in die „Nachbarpixel“. Das ist vergleichbar mit einemEimer Wasser in den Wassertropfen fallen. Irgendwann wird der Boden neben dem Eimer nass. Stellt man nun einen weiteren Eimer neben den überlaufenden, so läuft dieser auch in Kürze voll und so weiter… dasselbe passiert auch bei CCD‘sDiesen gravierenden Nachteil konnte man erst vor ein paar Jahren beseitigen. CCD‘s der ersten Generation hatten derartigeLadungsüberläufe, dass sehr lange Belichtungen vonHimmelsobjekten nicht gut möglich waren. Diese Überlaufen bezeichnet man als „ausblühen“ oder neudeutsch „blooming“

Anti Blooming

Die Lösung sind sogenannte Anti Blooming Gitter, die die überschüssigen Ladungen ableiten. Hier mal eine 20 Sekunden Aufnahme mit meiner G2‐8300 FW bei einer Aufnahme von Vegamit / ohne Gate (Canon Teleobjektiv EFL 70‐200mm f:2.8 Offenblende)

Anti Blooming Blooming

© Peter Knappert © Peter Knappert

Thermisches Rauschen

Bildsensoren, sowohl CMOS‐ als auch CCD‐Sensoren sind auf Halbleiterbasis aufgebaut. Die Pixel sollen ja durch Belichtung Elektronen erzeugen. Bedingt durch die Halbleitertechnik schleichen sich aber auch unerwünschte Elektronen ein, die eigentlich nichts mit der Bildinformation die man wünscht, zu tun haben. DieserEffekt tritt besonders stark in Erscheinung, wenn man sehr lange belichtet. Die wichtigste Komponente ist dabei die Erwärmung des Sensors. Je wärmer die Halbleiterelemente des Sensors werden, umso stärker ist dieses „Bildrauschen“. Heizt man einen Bildsensorkünstlich von etwa 0° C ausgehend stark auf, so hat schon nach einer Erwärmung von ca. 7° C dieses Rauschen den doppelten Wert, nach 14° C den vierfachen Wert. Daher versucht man die Sensoren zu kühlen.  Wie das im einzelnen geht, sehen wir später. Nur soviel mal vorneweg.

Spektrale Empfindlichkeit

Die spektrale Empfindlichkeit dieser CMOS‐ und CCD‐Sensoren istum ein vielfaches höher als die visuelle Spektralempfindlichkeitdes Menschen. Er fängt im Ultravioletten an und geht sehr weit indas Infrarote.  Astrofotografisch ist der Bereich von 250nm bis etwa700nm interessant um „pretty pictures“ zu erzeugen. Im wissenschaftlichen Einsatz kommt natürlich der gesamte mögliche Spektralbereich in Frage.

Wichtige Linen sind die Ha‐Linie bei 630nm sowie die OIII‐Linie bei503nm. 

Die nicht modifizierte DSLR

Unter einer nicht modifizierten DSLR versteht man eine digitale Spiegelreflexkamera mit CMOS‐Sensor die nicht für die Astrofotografie umgebaut wurde. Es sind also noch alle Standardfilter vor dem CMOS‐Sensor,die der Hersteller eingebaut hat. Da ja CMOS Sensoren sehr empfindlich im roten Spektralbereich sind, werden Filter eingebaut, die diesen roten Bereich von 580nm an aufwärts zu etwa 70% blockieren. Nun, gerade die schönen Emissionsnebel können dann leider nicht gut fotografiert werden, aber vom Mond angefangen über Sternhaufen und vor allem Reflexionsnebel wie die der Plejaden können sehr gut damit fotografiert werden.

© Peter Knappert

Die Plejaden aufgenommen  mit einer nicht modifizierten DSLR

Die modifizierte DSLR

Unter einer modifizierten DSLR versteht man eine digitale Spiegelreflexkamera mit CMOS‐Sensor die für die Astrofotografie umgebaut wurde. Es sind also alle Standardfilter vor dem CMOS‐Sensor, die der Hersteller eingebaut hat, ausgebaut worden. In den meisten Fällen wird jetzt ein Filter eingebaut, der einenBereich von 250nm – 700nmohne Filterung durch läßt.Solche Kameras eignen sich ganz hervorragend für alle rotenEmissionsnebelgebiete, aber auch die Reflektionsnebel können damit sehr gut fotografiert werden. 

© Peter Knappert

© Peter Knappert

Bildbeispiel des „Pferdekopfnebels“ aufgenommen mit einer modifizierten DSLR

Die Nachteile der digitalen Spiegelreflexkameras beim Einsatz in der Astrofotografie

• Die CMOS‐Sensoren benötigen lange Belichtungszeiten für diese eben gezeigten Objekte. Es entsteht ein sehr großes Grundrauschen im Bild.

• Dieses Grundrauschen kann mittels sehr vielen Einzelaufnahmen des Objektes teilweise beseitigt werden

• Bei ISO 800 und 12 Minuten BZ benötigt man mindestens 15 Aufnahmen für ein rauscharmes Bild. Zeitaufwand

• Mit nachfolgendem internem Dunkelbild das ebenso lange sein muss wie das Hellbild (Aufnahmebild) verdoppelt sich die Belichtungszeit.

• Durch das Bayerpattern gelangen nur 50% Grünintensität,25% Blauintensität und 25% Rotintensität auf jedes Pixel.Damit muss man im roten Bereich 4 mal solange belichten wie ohne Bayerpattern

• Die Auflösung des Farbbereiches beträgt maximal 14 Bit

Kameras mit gekühltem CMOS Sensor in der Astrofotografie

Nachdem wir jetzt die Vorteile der DSLR‘s in der Astrofotografie gesehen haben und auch ihre gravierenden Nachteile kennen, verstehen wir den folgenden Lösungsvorschlag besser☺

Den größten Nachteil und das ist das Rauschen kann man beheben,indem man ein kleines Kupferstück hinter den CMOS‐Sensor klebt und dieses Blech dann über Kälteleitung versucht zu kühlen.Der einfachste Weg wäre es jetzt doch eine DSLR auseinanderzunehmen und dann hinter dem CMOS‐Sensor ein Kupferblech anzubringen und dieses auf sagen wir mal ‐30° Cunter die Normaltemperatur runter zu kühlen. Das ist leichter gesagt als getan, erstens verträgt die empfindliche DSLR Elektronik solche „Tiefkühlexperimente“ nicht klaglos, weil sich ja da wo Kälte entsteht auch irgendwann Kondenswasser bildet und dieses Kondenswasser würde im längeren Einsatz unmittelbar die schöneCanon zerstören.  

Kameras mit gekühltem CMOS Sensor in der Astrofotografie

Daher war es besser gleich ein neues Kamerakonzept zu entwickeln.Eine Kamera mit CMOS‐Sensor, aktiver Kühlung, Heizung vor demSensor gegen Beschlagen und ein Ventilator, der das Kondenswasserweg bläst und die Kamera trocken hält.So oder ähnlich entstanden dann aus Prototypen die CMOS‐Farbkameras für die Astrofotografie. Diese Kameras haben heutzutage einen sehr hohen Entwicklungsstand erreicht und sind in der Lage auch sehr tiefbelichtete Aufnahmen nahezu rauschfrei zu erzeugen…Aber es bleibt leider der Nachteil mit dem 50% Grün, 25% Blau und25% Rot übrig… und der lässt sich nicht beheben !

Kameras mit gekühltem CMOS Sensor in der Astrofotografie

• Die Auflösung (Farbe) beträgt heute bei diesen Kameras 16  Bit

• Bildrauschen ist genau so gering wie bei gekühlten CCD‐Kamera bei gleicherBelichtungszeit

• Fullwellkapazität beträgt etwa 20.000‐25000 e‐ (Elektronen)

• Ausleserauschen des Sensors (ist höher als bei gekühlten CCD‐Kameras)typischer Wert 15%‐20%

• Antiblooming erzeugt unterschiedliche Farbbereiche bei hellen Sternen beilängeren Belichtungszeiten (hängt vom Filteraufbau des Bayer‐Patterns ab)

• Der spektraler Empfindlichkeitsbereich bewegt sich im Bereich von 200 nm‐700 nm

Kameras mit gekühltem CMOS Sensor in der Astrofotografie

• Schmalbandaufnahmen durch einen engen Filter wie etwa 6nmbenötigen bei diesem Kameratyp im Ha‐Bereich genau 4 mal solange wie bei einer reinrassigen CCD‐Kamera. Typische Belichtungszeiten fürultratiefe Objekte wie Simeis 147 benötigen bei einer CCD pro Bild etwa 45 Minuten. Mit einer CMOS‐Astrokamera wären das 4x45 = 180 Minuten.Das bringt dann die beste Kühlung nicht rauschfrei hin (!)

• Diese Kameras sind für den Einsatz ohne Filter gedacht. Natürlichbringen Light Pollution Filter wie der IDAS‐LP2 oder der CLS in Stadtnähegute Ergebnisse. Extrem tiefe Reflektionsnebel, Ha‐Wolken oder auchMolekülwolken scheiden mit diesen Kameras aus. Dies sind und bleiben Objekte für die CCD‘s !

Die ungekühlte (Astro)Kamera mit CCD‐Sensor

• Definition:Unter einer ungekühlten Astrokamera mit CCD versteht man Kameras vom Webcam Typ. Diese Kameras sind eigentlich für die Aufnahme von „Filmsequenzen“ gedacht und nicht für die Langzeitbelichtung.

• Pixelgröße und Auflösung:In der Regel sind die Pixel bei diesen Kameras in den Größen 4.6µm – 7.0µm  angesiedelt. Bekannt sind Typen wie die DMK Kameras DMK31

• Rauschverhalten:Das Rauschverhalten dieser Kameras ist sehr hoch, da keine Kühlung vorhanden ist.   

• Vorteile:Kurze Belichtungen im Bereich 1/5000. Sekunde sind sehr gut realisierbar

• Nachteile:Belichtungszeiten über 3 Sekunden erzeugen schon ein kräftiges Rauschen (!)

Die gekühlte Astrokamera mit CCD‐Sensor am Beispiel meiner Moravian G2 Kamera

Jetzt sind wir beim eigentlichen Thema angelangt und wollen mal verschiedeneKomponenten einer solchen Kamera genauer betrachten. Frage, wie sieht eigentlicheine solche Kamera aus:

© Peter Knappert

Auf den ersten Blick siehtdas Ganze ja unspektakulär aus. Aber hier steckt sehrviel Hightech dahinterVorne hinter dem Canon‐Bajonett sitzt ein Filterradmit folgender Bestückung:

Luminanz‐FilterRot‐FilterGrün‐FilterBlau‐FilterHa‐Filter 6nm

Im Einsatz mit Pentax 75 (Aufbau am Tage)

Hier der nächtliche Einsatz… und hier der nächtliche Einsatz noch während der nautischen Dämmerung in der Drome Provence,Südfrankreich

Diese Aufnahme zeigt meineCCD‐Kamera am TMB APO 105ebenfalls im nächtlichenEinsatz, aber bei mir zuhauseauf dem Balkon

Aufbau:

Losmandy G11 MontierungTMB APO 105mmOffaxis‐GuiderDMK31 GuidingkameraMoravian G2‐8300 FW

Die Auflösung:

Eine Astrokamera mit CCD‐Sensor hat in jedem Farbbereich die vollenAuflösung, da ja keine Mikrofilter vor den Pixeln vorhanden sind.Die einfachste Art mit einer CCD‐Kamera zu arbeiten ist nur einen Klarglasfilteroder Rot‐,Grün‐,Blaufilter zu verwenden. Diese Filter sind nur im UV‐ und IR‐Bereich geblockt  Man hat also im Bereich von 200‐700nm die volle Auflösung der Pixel zur Verfügung.Bei der Moravian G‐8300 FW haben diese Pixel eine Größe von 5.4 x 5.4 µmDer Sensor hat 3358 (H) x 2536 (V) Pixel

Die gekühlte Astrokamera mit CCD‐Sensor am Beispiel meiner Moravian G2Kamera

Die Kühlung:

Um ein möglichst rauscharmes Bild bei langen Belichtungszeiten zu bekommenhat die Kamera ein Kühlsystem integriert, dass in der Lage ist ‐40° Celsius unterdie Umgebungstemperatur zu kühlen. Hat es beispielsweise in der Nacht draußen15° Celsius, so ist die tiefste Temperatur die am Sensor erreicht werden kann‐25° Celsius. Je tiefer diese Temperatur ist, umso rauschärmer ist die Aufnahme !Genial sind natürlich Außentemperaturen im Winter mit ‐10° Celsius. In diesemFall sind dann Temperaturen am Sensor bis ‐50° Celsius möglich. Hier gibt esdann auch bei Belichtungen im Bereich von einer Stunde kein Rauschen mehr

Realisiert wird diese Kühlung mit einer zweistufigen Peltierkühlung. Auf der anderenSeite entsteht durch eine solche Kühlung natürlich Wärme, die mittels Ventilatoraus der Kamera geblasen werden muss. Geichzeitig messen zwei Temperatur‐sensoren die Kameragehäuse‐ und die Sensortemperatur. Die Sensortemperatur wird dann auf 1/20° Celsius genau eingeregelt. Man sieht, eine aufwendige Geschichte

Temperatureinstelldialog einer Astrokamera:Die Zieltemperatur ist auf ‐15° Celsius eingestellt, die Regelung hatschon auf ‐13.2° Celsius herunter gekühlt. Die Temperatur innerhalbder Kamera beträgt 20.9° Celsius. Wenn die Temperaturregelung die ‐15° Celsius erreicht hat, kann mit der Aufnahme von Astrofotos begonnenwerden.

Die gekühlte Astrokamera mit CCD‐Sensor am Beispiel meiner Moravian G2Kamera

Der KAF 8300 Sensor:

Der KAF 8300 Sensor ist von Kodak entwickelt worden und er ist momentan der modernste und auch noch „preiswerteste“ Sensor der der wissenschaftlichen Fotografie schwacher Lichtintensitäten zur Verfügung steht.Ein großer Vorteil ist die große Lichtsammeleigenschaft und das Erfassen vonsehr schwachen und auch sehr hellen Objekten auf einer Aufnahme.Belichtet man beispielsweise ein Himmelsareal in dem ein Stern 1. Größe stehtetwa 30 Sekunden, so wird dieser Stern nicht überbelichtet. Das wird durchden Einsatz eines Antiblooming Gates realisiert. Daneben wird aber auchein Stern 15. Größe von der Helligkeit her exakt abgebildet.Aber auch bei Belichtungszeiten von 30 Minuten und länger bleibt diesesHelligkeitsverhältnis korrekt wie die nachfolgende Halpha‐Aufnahme desBubblenebels zeigt.

Die Belichtungszeit des Bildes war 30 Minuten, die schwächsten Nebelteile haben etwa eine Helligkeit der 16. Größe. Trotzdem ist der helle Vordergrundstern des Nebels nicht überbelichtet !

Die spektrale Empfindlichkeit des KAF 8300 Sensors bei verschiedenenWellenlängen

Der KAF 8300 Sensor gibt es einmal als sogenannter Farbsensor mit Bayer Patterndies ist der Typ 8300 CE. Dieser Sensor hat einen spektrales Intervall, das von200 nm bis etwa 800nm reicht. Abhängig von den Microfiltern die sich vor dem Sensor befinden.

Wir wollen aber mal den 8300 er Sensor ohne Bayerpattern genauer betrachten.

Wie sieht die Empfindlichkeit des Sensors in den verschiedenen Wellenlängenaus

© Eastman Kodak Company, 2010.

Das obige Diagramm zeigt die Empfindlichkeit des 8300 Sensors in den Bereichen „rot“„grün“ und „blau“ an. Interessant sind einmal die „grüne“ Linie die eindeutig bei [OIII] imBereich 510nm ihre maximale Empfindlichkeit hat. Im roten Bereich ist es eindeutig derHalpha‐Bereich bei 620‐640nm. Fazit: Der Sensor ist speziell für die Bereiche des Spektrumsausgelegt, die für die Astrofotografie interessant sind !

Der Einsatzbereich der gekühlten CCD Black & White Astrokameraunter Verwendung des KAF 8300 Sensors

aus der vorhergehenden Grafik und dem Wissen, dass der Sensor gekühltist und daher bei längeren Belichtungszeiten wenig Rauschen erzeugt ergibtsich folgendes Einsatzgebiet:

• Lange Belichtungszeiten (Bereich 10‐60 Minuten) in den Schmalbandfilter‐bereichen der Halpha‐,Hbeta‐,OIII‐ und der SII‐Linien

• Aufnahmen des kompletten möglichen Spektrums als Luminanzaufnahme

• Eine Luminanzaufnahme ist eine Aufnahme mittlerer Belichtungs‐zeit (5‐20) Minuten  die das gesamte Spektrum von 200nm – 700nm abbildetVerwendet wird dabei die volle Pixelauflösung, im Falle des KAF 8300von 5.4 x 5.4 µm pro Pixel

Beispiel einer Luminanzaufnahme: M31 in der AndromedaGesamte Belichtungszeit 20 Stunden, Remuzat ,Südfrankreich

Einsatz am Beispiel von M31

Das Digital Development Filter (DDP)

Zu analogen Zeiten wurden Astrofilme ja mittels Entwicklerflüssigkeit entwickelt.Dabei gab es folgenden Grundsatz: „Den Film so lange als nötig im Entwickler badenaber nicht zu kurz“. Es gab immer eine bestimmte Grenze, bei der dann helle Stellennoch optimal belichtet waren, aber schwache auch schon guten Kontrast hatten“

Das DDP Filter ist entwickelt worden um digitale Astrobilder optimal zu entwickeln, aber immer unter der Berücksichtigung das helle und schwache Bildteile optimal entwickelt werden

• Das Bild welches mit dem DDP Filter bearbeitet werden soll, muss sehr„feinkörnig“ sein

• Es darf keine Bildstellen geben die extrem überbelichtet sind• Der Hintergrund des Bildes, darf nicht stark aufgehellt sein.• Das Ausgangbild sollte nicht schärfebehandelt sein.

Folgendes Beispiel zeigt die M31 Luminanzaufnahme nach der Anwendung des DDP‐Filters von CCDStack2

DDP‐Filteranwendung mit CCDStack2 Kontraststreckung 1:10.000

Die Farb‐Aufnahme (RGB)Wie wir gesehen haben, kann man einem qualitativ hochwertigen Luminanzbildsehr viele Details entlocken. Aber man hat ja dann nur ein Schwarzweissbild.Für die wissenschaftliche Astrofotografie wäre jetzt hier schon genug Information vorhanden. Aber nicht für den auf Ästhetik ausgerichteten Astrofotografen.Man möchte ja ein Farbbild erzeugen.Der nächste Schritt sind nun jeweils Bilder durch einen Rot‐,Grün‐ und BlaufilterMan macht also Belichtungen des Objektes die genau so lange sind wie die Luminanzaufnahme durch die erwähnten Filter und setzt dann aus diesen drei b&wBildern wieder ein Farbbild zusammen. Das hört sich Anfangs sehr kompliziert an, ist es aber eigentlich nicht. Die Qualität des Farbbildes braucht nicht so gut zu sein wiedie des Luminanzbildes. Auch die Auflösung braucht nicht so hoch zu sein.

Die Luminanz‐Farb‐Aufnahme (LRGB)Später wird jedes Pixel des Luminanzbildes genommen und die Farbe dafür ausder RGB‐Aufnahme extrahiert und an Stelle des schwarz‐weiss Pixels des Luminanz‐Bildes entsteht Farbinformation. Hier nun als konkretes Beispiel die RGB‐Aufnahmen von M31:

Rotbild

Grünbild

Blaubild

RGB‐Bild Luminanz

L‐ RGB

So entsteht ein LRGB Bild:

Rot‐,Grün‐,Blaukanal zusammengebracht ergibt das RGB‐BildLuminanzbild verwendet die Farb‐Daten aus dem RGB‐Bildund es entsteht ein hochaufgelöstes Farbbild   

+

L‐ R G B

Einsatz der Kamera mit Schmalbandfiltern

Die gekühlte Schwarzweißkamera ist besonders prädestiniert für sehr lange Aufnahmen. Durch die Kühlung rauschen diese Aufnahmen sehr wenig.Der Astrofotograf hat heutzutage ja sehr mit der Himmelsaufhellung zu kämpfenNicht jeder kann in die Alpen oder nach Namibia reisen um zu fotografieren.Aber auch in der städtischen Umgebung mit Straßenlampen und anderen Aufhellungen kann man heute sehr tiefe Astroaufnahmen erstellen.Der Trick ist der Einsatz von ganz engen Interferenzfiltern die nur einen ganzbestimmten Wellenbereich des sichtbaren Lichtes durchlassen. Zum Glückstrahlen die Zivilisationsbeleuchtungen nicht im Bereich von 620‐650nm.Genau das ist der Bereich einer der wichtigsten Emissionslinie des Weltalls,der Ha‐Linie. Verwendet man zum Beispiel einen Interferenzfilter mit 6‐10 nmFilterbreite und nimmt man Belichtungszeiten in Kauf die bis zueiner Stunde pro Einzelbild dauern, so kann man hier Emissionsnebelaufnehmen, die ansonsten nur an den dunkelsten Orten der Erde aufzunehmen sind.Das gleiche gilt für die OIII‐Linie bei diesen Filterbreiten. Das folgende Bild habe ich mit dieser Filtertechnik und langen Belichtungszeiten in Mühlhausen aufgenommen:

Einsatz mit sehr langen Einzelbelichtungszeiten von 40 Minuten pro BildSupernova‐Überrest Simeis‐147 im Sternbild Taurus bei 6nm HalphaAdW 8/2012

Einsatz mit extrem langen Einzelbelichtungszeiten von 60 Minuten pro       Bild bei 3nm Halpha : IC1396 im Sternbild Cepheus

Die Aufnahme entstand im September 2012 während meines Astrourlaubs in den Bergen bei Remuzat in der DromeProvence (Südfrankreich)

Canon EF‐L 24‐105/f:2.8 eff:24 mm Moravian G2 8300 FW ‐20° C

Luminanz (10x20 Minuten)RGB je (10x10 Minuten)

Bildbearbeitung: CCDStack2,Pixinsight,CS4‐Extended

Aufnahmeort: ("La Grangette" Remuzat , Drome Provence, 500 m Höhe)Aufnahmedatum: September 2012 

Wildentenhaufen M11 im Sternbild Scutum Remuzat, Drome Provence                  Südfrankreich,  Kamera Moravian G2‐8300,Objektiv Canon EFL 24‐105mm     

vdB‐9 im Sternbild Cassiopeia Remuzat, Drome Provence SüdfrankreichKamera Moravian G2‐8300,TMB APO 105 eff: 650mm Brennweite

Ausblick

Die gekühlte CCD‐Schwarzweißkamera ist von der Entwicklung her bestimmtnoch nicht am Ende angelangt, denn mit jedem neuen Sensortyp wird esweitere Fortschritte geben:

• Steigerung der Empfindlichkeit• weniger Rauschen• Größere Sensorflächen mit gleicher Empfindlichkeit aller Pixel• Schnelleres Auslesen der Bilder• noch größere Fullwell‐Kapazität• kleinere Pixel und damit höhere Auflösung der Aufnahmen• Weniger Stromverbrauch

Auch hier wird das „Bessere des Guten Feind sein“… in diesem Sinne ☺