Gewinnung von Summenspektren aus Serienaufnahmen (Datenreduktion)


Grundlagen

Wir betrachten hier nur den Fall, dass die Aufnahmen mit einer CCD-Kamera gemacht wurden. Photographische Aufnahmen sind heute von der CCD-Technik abgelöst und spielen keine praktische Rolle mehr im Amateurbereich. Mit Digitalkameras habe ich keine spektroskopische Erfahrung und möchte sie deshalb hier auch ausklammern, obwohl ihre Bedeutung in Amateurkreisen kontinuierlich zunimmt.

Zur CCD-Technik: http://www.nova-ccd.de/kodak_inside.htm

Vorteile der astronomischen (kühlbaren) CCD's:

  • Sehr hohe Empfindlichkeit. Quantenausbeuten über 30%, häufig über 70%. (siehe nebenstehende Grafik).
  • Großer linearer Bereich (Dynamik), reicht bis fast vor die Sättigungsgrenze der Pixel.
  • Durch Kühlung auf 20 bis 40 ° unter Umgebungstemperatur wird der Dunkelstrom minimiert (Bildungsrate thermischer Elektronen im Pixel).
  • Gute Reproduzierbarkeit der Meßergebnisse.
  • Aufnahmen stehen sofort nach dem Auslesen für die Auswertung oder Kontrolle zur Verfügung.

Jede CCD-Aufnahme enthält bestimmte Komponenten, die mit dem zu messenden Signal (dem Spektrenstreifen des dispergierten Sternbildes, siehe linkes Foto) nichts zu tun haben und als Störelemente aufgefasst werden müssen. Sie haben aber einen konkreten physikalischen Hintergrund und lassen sich teilweise statistisch beschreiben und eliminieren.

Betrachten wir zuerst die von der CCD-Kamera verursachten Effekte. Diese sind unabhängig von der verwendeten Optik (Teleskop, Spektrograph).

Bias: Jede CCD-Aufnahme enthält in jedem Pixel ein Mindestniveau an Signal, das aus technischen Gründen erzeugt wird. Dieses bias wird gemessen, in dem eine Aufnahme ohne Lichteinfall (geschlossener Verschluß) mit möglichst kurzer Belichtungszeit gemacht wird (< 1 sek). Im bias sollten alle Pixel etwa den gleichen Wert aufweisen. Die relative Standardabweichung des bias-Wertes sollte möglichst gering sein. Dies ist ein relevantes Qualitätskriterium der jeweiligen Kamera. Es sollten auch keine Pixel dramatisch aus der Reihe fallen. Dieses bias wird bei der Datenreduktion eliminiert.

Dunkelstrom: Jedes Pixel produziert als thermisches Rauschen Elektronen, welche eingefallene Photonen (Licht vom Objekt) vortäuschen. Diese Dunkelstromrate in e/s (Elektronen/sek) ist stark (exponentiell) temperaturabhängig. Um sie möglichst klein zu halten, wird das CCD-Chip in den für astronomische Zwecke hergestellten CCD-Kameras gekühlt. Bei Amateurgeräten durch ein- oder zweistufige Peltierelemente (20 bis 40°C unter Umgebungstemperatur), in professionellen Geräten mit flüssigem Stickstoff (-180°C). Der in einer konkreten Aufnahme enthaltene Dunkelstrom ist proportional der Belichtungszeit und er ist von der Temperatur abhängig. Deshalb ist eine gute Temperaturregelung für den CCD-Chip wichtig (+- 0,1°C). Die Güte der Temperaturregelung ist ein Qualitätskriterium der jeweiligen CCD-Kamera. Nun ist die Dunkelstromrate nicht für alle Pixel gleich. Einige produzieren mit einer höheren Rate "dunkle Elektronen", sie heissen "heiße Pixel". Sie sind im dunklen Hintergrund als einpixelige weiße Flecken sichtbar (siehe nebenstehende Aufnahme). Der Dunkelstrom der Pixel (auch der heißen Pixel) muß im Verlauf der Datenreduktion eliminiert werden.

Cosmics: Gelegentlich trifft ein Partikel der Höhenstrahlung den CCD-Chip und zieht eine Spur von induzierten Elektronen (manchmal über 1 mm (ca. 100 Pix.)). Diese beliebig orientierten Streifen nennt man "cosmics". Sie treten immer nur in einer Aufnahme einer Serie auf und sind ein singuläres Ereignis. Sie können durch spezielle Routinen in der Datenreduktion erkannt und eliminiert werden. Besser ist es, alle Aufnahmen einer Serie in einem Bildbearbeitungsprogramm wie IRIS zu kontrollieren. Eine Aufnaheme mit starkem cosmic im Spektrenstreifen würde ich eliminieren. Der Lehrbuch-cosmic im nebenstehenden Bild stört den Spektrenstreifen nicht.

In der Aufnahme links mein bisher größtes cosmic. Die spaltlose Aufnahme ist nur 1 Minute belichtet, weshalb das Hintergrundrauschen deutlich hervor tritt.

Links ein screenshot in MaximDL, das ein y-Profil durch eine Rohaufnahme zeigt. Neben dem dominierenden Spektrenstreifen sind auch heiße Pixel zu sehen. Der Untergrund ist homogen.

Kommen wir zu den Inhalten einer Rohaufnahme, die nicht von der Kamera abhängen, also entweder im Spektrographen erzeugt werden (Streulicht) oder wirklich vom Himmel stammen (Himmelshintergrund, Nebellinien).

Streulicht ist schwierig zu erkennen. Bei Spaltspektrographen erzeugt das Streulicht auch neben dem Spaltabbild eine "Intensität". Es ist schwierig zu eliminieren. Man sollte durch gutes "Abdichten" möglicher Lichtlecks des Spektrographen minimiert werden (Abkleben von Lichtlecks des Spektrographen mit schwarzem Klebeband oder Dichtungsmasse, Einpacken in lichtundurchlässigen Stoff oder Folie etc.).

Der Himmelshintergrund ist in Form von Lichtverschmutzung ein großer Störfaktor für den visuellen Beobachter und den Astrophotographen. Der Spektroskopiker hat es da besser. Der Himmelshintergrund lässt sich während der Datenreduktion eliminieren. Ein gleichmäßiger Gradient über die x- oder y-Achse oder beide ist für moderne Reduktionssoftware kein Problem. So wird die Lichtverschmutzung durch Nachbars Partyleuchten beherrschbar.

Die Helligkeit eines dunklen Himmels (in Namibia) entspricht etwa 18 mag/arcsek². Bei uns sind eher 16 mag/arcsek² die Regel. Übrigens lässt sich der ansonsten starke Himmelshintergrund bei spaltlosen Spektrenaufnahmen durch einen breiten Spalt (durch den das komplette Sternscheibchen fällt) deutlich reduzieren, weil der Großteil des Himmels ausgeblendet wird. Bei Spaltspektrographen spielt der Himmelshintergrund eine geringere Rolle, weil er duch den schmalen, auflösungbestimmenden Spalt sehr effektiv abgeblendet wird.

Neben den bereits aufgeführten in der Einzelaufnahme vorhandenen "Hintergrunddaten" gibt es noch durch die Optik erzeugt Artefakte: Vignettierungen (Abdeckungen), Schatten von Staubkörnern, in seltenen Fällen auch "Fringes".

Vignettierungen zeigen sich durch starke Helligkeitsgradienten in der Aufnahme. Der CCD-Chip ist nicht mehr gleichmäßig ausgeleuchtet, weil irgendwo ein Teil des Lichtstrahls nicht weitergeleitet wird, weil irgendwas im Weg ist oder die optischen Achsen der optischen Elemente nicht exakt linear ausgerichtet sind. Hier muß man versuchen, die Gründe zu finden und möglichst zu eliminieren.

Schatten von Staubkörnern werden durch eine (zur Verbesserung der Statistik aus vielen Aufnahmen gemittelte) Flat-Aufnahme eliminiert. Es handelt sich meistens um Schmutz, der auf der Kamera-Abdeckglasplatte direkt vor dem CCD-Chip sitzt.

Das "flat" links (Spaltspektrograph LHIRES III) zeigt alle diese Effekte:

  • Ungleichmäßige Ausleuchtung durch Vignettierung.
  • Staubkörner im Spalt, erkennbar als horizontale dunkle Striche.
  • Staubkörner auf der Deckplatte des CCD-Chips = schwarze Kreisflächen mit Beugungsring.

Fringes sind ein seltener Effekt, sie werden durch das Deckglas des CCD-Cips erzeugt (Interferenzen). Ich habe sie bisher erst einmal bei einer Kamera erlebt, die sich deshalb für spektroskopische Messungen als weniger brauchbar erwiesen hat. Der Effekt ist bei normaler Verwendung einer solchen Kamera in der Astrophotographie nicht erkennbar.

http://en.wikipedia.org/wiki/Fringe_shift

Die umfangreiche Diskussion über diesen Effekt bei meiner damaligen Kamera finden Sie unter http://spektroskopie.fg-vds.de/forum/viewtopic.php?t=2149&highlight=welligkeit

Die nebenstehende Auswertung einer Aufnahme der monochromatischen Linie eines Justierlasers (Spaltspektrograph, LHIRES III) zeigt deutlich, dass neben der intensiven Laserlinie viele "fringes" (Nebenlinien) auftreten. Es handelt sich wohl um Interferenzen, evtl. verursacht durch das (zu) exakt parallel geschliffene Deckglas der CCD.

Ich habe von Asatronomen gehört, dass bei professionellen (für Amateure unbezahlbaren) CCD-Kameras wegen genau diesem Effekt keine parallel geschliffenen Deckgläser verwendet werden. Hier wird dem Deckglas eine prismatische Form gegeben.

In der Originalaufnahme sind die fringes auch als schwache "Nebenlinien" zu sehen (Grafik links, die primäre Spaltabbildung ist in der Laserlinie überbelichtet).

Die störenden Auswirkungen der fringes (Welligkeit) sind bereits in den Rohspektren eines Sterns sichtbar. Die fringes bewirken kurze "Wellen", die besonders im Kontinuum des Sterns erkennbar sind.

Falls solche "fringes" auftreten, bleibt wohl nur der Wechsel der Kamera.

Wir haben jetzt die "Störkomponenten" in den Rohaufnahmen behandelt. Auf der nächsten Seite ist die allgemeine Prozedur beschrieben, wie die Aufnahmen einer Serie reduziert werden sollten. Erst nach diesen Grundlagen gehen wir auf die Reduktionssoftware ein.

zurück zum Inhalt