Datenreduktion II


Die komplette Aufnahmeserie

Die Messung des Spektrums eines Objekts (genau genommen des Wellenlängenbereichs, der einer definierten Gitterstellung entspricht) besteht aus einer Reihe von Aufnahmeserien. Nachfolgend wird die komplette Prozedur erläutert. In vielen Fällen kann man sich einen Teil der Begleitaufnahmen sparen (z.B. wenn man über eine Bibliothek skalierbarer Dunkelfeldaufnahmen und ein Masterflat verfügt).

Biases: Es werden möglichst viele (mindestens 10) biases aufgenommen. Also Kurzzeitbelichtungen < 1 sek ohne Lichteinfall (der Kameraverschluß ist nicht geöffnet. Um sicher zu gehen, dass kein Licht durch das Teleskop eindringt, kann man auch die Öffnung des Teleskops abdecken). Diese biases werden später bei der Datenreduktionsprozedur gemittelt.

Darks: Bei der eingestellten Betriebstemperatur des CCD-Chips werden möglichste viele darks (Dunkelbildaufnahmen) aufgenommen. Bei geschlossenem Verschluß und gleicher Belichtungszeit wie bei den Objektaufnahmen werden also Dunkelaufnahmen durchgeführt, welche den Dunkelstrom und "heiße" Pixel dokumentieren. Auch sie werden später gemittelt (unter Ausschluß von Aufnahmen mit cosmics bzw. unter Reduktion der cosmics durch die Software).

Flats: Die Aufnahme guter flats durch das Teleskop und den Spektrographen ist ein schwieriges Unterfangen. Nach meinen Erfahrungen müssen flats perfekt sein oder man sollte es lassen. Schlechte flats verschlechtern das Ergebnis (im Vergleich zu Auswertungen ohne Berücksichtigung der flats). "T-shirt-flats" werden folgendermaßen gewonnen: Man überzieht die Öffnung des Teleskops mit einem weißen Tuch (faltenfrei!!) und beleuchtet diesen "Diffusor" mit einer 150W-Halogenlampe (das ist eine Glühlampe, die keine Linien in ihrem Spektrum besitzt (rein thermischer Strahler). Leuchtstoffröhren, Sparlampen und Gasentladungslampen sind weniger geeignet, weil sie kein kontinuierliches und flaches Spektrum abgeben). Man belichtet mehrere Minuten bis nahe an die Sättigung der Pixel (80%). Aber Vorsicht: Es dürfen keine Pixel wirklich gesättigt sein! Alle Pixel müssen im linearen Bereich ihrer Empfindlichkeit sein. Man sollte möglichst viele dieser flats aufnehmen und sie später mitteln (damit mit den flats kein relevantes Rauschen in das Ergebnis eingeschleust wird). Die flats zeigen im Allgemeinen Helligkeitsgradienten sowie Schmutzeffekte (Staub). Die flats müssen genauso wie die Objektaufnahmen später vom bias und Dunkelstrom befreit werden. Deshalb müssen ausreichend Dunkelaufnahmen (darks) mit der Belichtungszeit der flats gemacht werden, um später die flats korrigieren zu können (Herstellung eines Masterflats).

Diese Korrekturaufnahmen (biases, flats, darks) können durchaus einige Zeit verwendet werden. Sie müssen nicht jede Beobachtungsnacht aufgenommen werden. Vor allem die flats und darks benötigen erheblichen Zeitaufwand. Man legt sich deshalb eine Bibliothek an, die immer wieder mit rezenten Aufnahmen ergänzt wird. So kann man auch die Konstanz der Kamera und der Apparatur verfolgen. Aber Bibliotheks-flats/darks dürfen nur benutzt werden, wenn die CCD-Kamera nicht gewechselt oder sonst was an der Apparatur geändert wurde und die gleiche CCD-Temperatur verwendet wurde!!!

Vorsicht: Falls man keine fullframes aufnimmt sondern Bild-Ausschnitte, so müssen die Ausschnitte aller verwendeten Aufnahmen (Objektaufnahmen, flats, darks....) übereinstimmen!

Die Aufnahmen des Objekts werden möglichst lange belichtet. Es ist besser wenige Aufnahmen zu machen, bei denen die Pixel gerade noch nicht gesättigt werden (50 bis 80%), als viele Kurzzeitbelichtungen. Große Serien von Kurzzeitbelichtungen schleusen zusätzliches Ausleserauschen in das Ergebnis ein. Lange Belichtungszeiten setzen allerdings eine stabile Apparatur voraus und eine verläßliche Nachführung (autoguiding). Mit meiner ST-4 habe ich schon 5 h lang einen einzigen Stern auf dem Spalt kontinuierlich nachgeführt. Das ist Verlässlichkeit pur.

Wichtig ist auch die Führung eines Tagebuches. In dieses werden die Wetterbedingungen, Einschätzung des seeings, die verwendete Apparatur (Tele, Kamera, Spektrograph, Spaltbreite Gitter...), die Randbedingungen (CCD-Temperatur), die beobachteten Objekte und die Aufnahmen (Belichtungszeiten, darks, biases....) sowie die Uhrzeiten (Weltzeit) eingetragen. Ich schreibe einen stichwortartigen Text in einen Editor und speichere diese Protokolldatei mit den Aufnahmen ab. So kann ich jederzeit rekapitulieren, was ich an welchem Abend wie gemacht habe.



Aufnahmesoftware (= Datenaquisitionssoftware)

Ich verwende in der Regel Maxim DL. Dieses Programm hat den Vorteil, dass ich die science-Kamera (Sigma 1603ME) und die autoguider-Kamera (St-4) auf dem gleichen Bildschirm steuern und beobachten kann. Selbstverständlich kann man auch die Software des Kameraherstellers verwenden, auch das kostenlose IRIS oder Astroart und viele andere Aquisitionsprogramme. Die Aufnahmen sollten generell im wissenschaftlichen fits-Format abgespeichert werden. Dieses Format verfügt über einen geeigneten header, in dem die wichtigen Daten (Objekt, Kamera, Belichtungszeit, Zeit, Standort....) gespeichert sind. Es ist das wissenschaftliche Standardformat für Spektren, das weltweit verwendet wird. Natürlich sind die header-Daten zu Beginn einer Aufnahmeserie zu aktualisieren.

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