Probleme mit der Gewinnung guter Flatfieldaufnahmen (Flats)

Mit Flats sollen vor allem Schmutzeffekte aus den Spektrenaufnahmen eliminiert werden.

  1. Solche Schmutzeffekte sind Staubteilchen im Spalt. Die führen zu dunklen horizontalen Streifen in den Aufnahmen, weil der Staub im Spalt einen Teil des Lichts abschattet.
  2. Staubteilchen nahe dem kameraseitigen Fokus (also Staub auf der Abdeckglasplatte der CCD-Kamera) ergeben Schatten, die meist die Form von Staubringen in den Aufnahmen haben. Sie sind immer an der gleichen Stelle zu finden.
  3. CCD-Pixel haben unterschiedliche Empfindlichkeit für Photonen verschiedener Wellenlängen (Quanteneffizienz QE). Das führt in Richtung der Dispersion zu welligenartigen Helligkeitsunterschieden, wenn der abgebildete Wellenlängenbereich bei geringer Dispersion ausreichend groß ist.

Einige Informationen und ein Flat als Foto dazu wurden bereits auf der Seite Datenreduktion dargestellt. Weitere Grundlagen siehe Spektroskopie-WiKi und Wikipedia.

In der Praxis ist die Gewinnung von guten Flataufnahmen nicht trivial. Als Lichtquelle kommen nur linienfreie Lampen in Frage. Das sind beispielsweise Glühlampen (und eine helle Variante davon: Halogenlampen). Das Licht sollte den gleichen Weg nehmen wie das Sternlicht, damit auch alle Einflüsse (Staub, Vignettierungen) erfasst werden. Also muss das Flat mit der kompletten Optik aufgenommen werden, wie sie auch für die Spektrenaufnahmen benutzt wird (Teleskop, Spektrograph, Spaltbreite, Gitterstellung...). Ideal wäre es, wenn das verwendete Licht eine ebene Wellenfront hätte wie das Sternlicht, also von einer unendlich weit entfernten Lampe käme. Das ist real nicht machbar. Eine Näherung für den idealen Strahlenverlauf ist eine strukturlose weiße Fläche (Papier, Karton, Hauswand), gleichmäßig angestrahlt durch eine Lampe, und möglichst weit weg vom Teleskop plaziert.

Sind die Schattenwürfe der Staubteilchen im Flat nicht identisch mit denjenigen in der Sternaufnahme (Spektrenstreifen) werden bei der Normierung mit dem Flat künstliche Strukturen in das Spektrum eingeschleust (Artefakte), die erhebliche Änderungen des "wahren" Spektrums bewirken können. Es ist also gefährlich Flats zu verwenden, bei deren Aufnahme der Strahlengang nicht identisch mit demjenigen des Sternlichts ist. Das nachzuprüfen ist nicht einfach.

Nachfolgend zeige ich die Ergebnisse eines Experiments (Teleskop C14, Spektrograph Lhires III mit 1200/mm Gitter, 40 um Spaltbreite)..

Methode 1:

Verwendung einer 60W Glühlampe mit Diffusorfläche. Die Lampe leuchtet unmittelbar in das Teleskop, Abstand ca. 40 cm von der Frontplatte des C14.

Belichtungszeit 30s.

Siehe nachfolgendes Foto. Eben ohne das Betttuch.

Methode 2:

Verwendung einer 60W Glühlampe mit Diffusorfläche. Die Lampe leuchtet etwas schräg auf ein weisses Tuch vor dem Teleskop. Das weisse Tuch soll als Diffusor dienen.

Belichtungszeit 60s.

Methode 3:

Verwendung einer 60W Glühlampe mit Diffusorfläche. Die Lampe leuchtet schräg auf einen weissen Karton der situationsbedingt ca. 80 cm vor dem Teleskop am Domdach befestigt ist.

Belichtungszeit 180s.

Die aufgenommenen Flats wurden darkkorrigiert und gemittelt. Hier zwei Bildschirmfotos, sie zeigen die 3 Flats (links Methode 1, Mitte Methode 2 und rechts Methode 3). Ein horizontales bzw. vertikales Zeilen/Spaltenprofil ist im mittleren Flat angewählt, so, dass der große Staubring rechts geschnitten wird (Profil = weiße Linie im Foto). Das Profil zeigt die Welligkeit in Dispersionsrichtung, die in allen 3 Flats auch direkt per Auge zu sehen ist.

Das linke Flat zeigt einige scharf abgebildete Staubteilchen. Die gleichen Teilchen sind in den beiden anderen Flats exakt an der gleichen Stelle vorhanden, aber als unscharfe Ringe abgebildet. Offensichtlich ist die Methode, mit der Lampe direkt in das Teleskop zu leuchten, grundsätzlich verschieden von den "diffuseren" Methoden 2 und 3. Weil die Staubteilchen scharf abgebildet sind, muss bei Methode 1 der Lichtkegel, der lokal auf die CCD fällt, einen deutlich geringeren Divergenzwinkel besitzen wie bei den Methoden 2 und 3.

Um die Verhältnisse detaillierter zu studieren habe ich die 3 Flats mit Hilfe von SMS darkkorrigiert, die Hotpixels entfernt und anschließend normiert (der Median der Pixel ist 1). Die Ergebnisse sind in folgender Tabelle zusammengefasst. Mit einem Mausklick auf die Flatfotos erhalten Sie das entsprechende fits für eigene Experimente..

Normierte Flats  

Methode 1:

Lampe leuchtet direkt in's Teleskop. Recht scharfe Staubkörner und eine weiße horizontale Linie nahe dem oberen Rand (Herkunft unbekannt).

Methode 2:

schräg beleuchtetes TShirt

Staubkörner unscharf. Im Ring asymmetrische Lichtverteilung. Periodische zweidimensionale Strukturen.

Methode 3:

schräg beleuchteter weißer Karton.

Ähnlich Methode 2, in den Staubringen andere Lichtverteilung.

Hier wurde von allen drei normierten Flats die Spalte 920 dargestellt und damit vergleichbar gemacht. Während die erste Methode (grüne Linie) eine ziemlich abstruse Intensitätsverteilung über diese Spalte zeigt (und alle anderen Spalten auch, hier nicht dargestellt) , sind die beiden mit Diffusor beleuchteten Flatspalten in der rechten Hälfte praktisch identisch. Der Verlauf zeigt Wellen (die in der Spalte -also senkrecht zur Dispersionsrichtung- vermutlich nichts mit der unterschiedlichen Pixelempfindlichkeit für Licht verschiedener Wellenlänge zu tun haben können).

Hier wurde der Vergleich über eine Zeile (N° 693) durchgeführt. Rechts ist die Auswirkung des großen Staubkorns zu sehen.

Auch hier sind die beiden Methoden 2 und 3 ziemlich identisch. Aber das Staubkorn wird durchaus etwas unterschiedlich abgebildet. Das sieht man auch direkt in den Abbildungen: Das Staubkorn ist gleich groß abgebildet, aber die Lichtverteilung innerhalb des Staubkornrings unterscheidet sich deutlich. Solche Unterschiede können bei der Nutzung des Flats bei der Datenreduktion zu Artefakten im Kontinuum und in Linienprofilen führen.

Das ist nun die Differenz zwischen den nach Methode 2 und 3 gewonnenen Flats. Ein Mausklick auf das Bild erlaubt Ihnen, das fits zu laden.

Interessanterweise zeigen die großen Ringe der Staubkörner alle die gleiche Asymmetrie der Lichtintensität in gleicher Richtung. Wahrscheinlich war die Öffnung des Teleskops bei mindestens einer der beiden Methoden asymmetrisch ausgeleuchtet.

Auch das zeigt die große Gefahr, mit unterschiedlichen Strahlengängen bei den Flataufnahmen Artefakte in die Spektren zu importieren.

 

 

Vorläufiges Fazit:
Das Sternlicht kommt als paralleles Strahlenbündel an, das parallel der optischen Achse einfällt. Der schräg angestrahlte Diffusor kann asymmetrisch ausgeleuchtet sein und es kommt alles Licht durch das Teleskop bis zur CCD, das innerhalb des Gesichtsfeldwinkel liegt und durch den Spalt passt. Der Diffusor ist sozusagen ein tagheller Himmel und erzeugt Himmelshintergrund, auch beim Spaltspektrographen entlang des Spalts. Deshalb werden Staubkörner beim künstlichen Flat schräg unterleuchtet und ihr Schatten ist anders wie bei dem Lichtkegel des Objektivs, das ein Stern erzeugt.

 

 

Methode 4:

Leuchtfolie

Als vierte Methode habe ich im Januar/Februar 2009 eine weiße Leuchtfolie ausprobiert, wie sie bei Gerd Neumann zu kaufen ist. Verwendungsratschläge siehe auf dessen website.

Die Leuchtfolie hat die Vorteile gleichmässiger Ausleuchtung und senkrechter Ausrichtung zur optischen Achse (Symmetrie). Sie ist schnell aufgelegt und erlaubt Flats aufzunehmen ohne das Teleskop zu verstellen. Die Sternwarte bleibt dabei dunkel. Bei meinen Tests hat sie sich bewährt, so dass ich mir mittlerweile eine eigene gekauft habe.

Nach dem vielen Lob jetzt die Ergebnisse. Links ein normiertes Masterflat, aufgenommen mit dieser Folie, 360 s Belichtungszeit. Die Staubspuren sind zu sehen.

Ein Vergleich der Zeile 500 der beiden Flats -Kartonmethode (Methode 3) und Folienmethode- ist nebenan gezeigt. Sie wurden nicht in exakt gleicher Gitterstellung aufgenommen, deshalb dürfen die langen Wellen nicht direkt verglichen werden. Ihre Amplitude ist aber von ähnlicher Größenordnung.

 

Ob die Wellen gekoppelt sind mit der Wellenlängenskala wurde in folgendem Experiment ermittelt.

Bei gleicher Teleskopstellung wurden zwei Folienflats im Bereich um 5800 Angström aufgenommen, allerdings mit geringfügig verstelltem Gitter. Die Zeile 600 aus beiden Flats sind nebenstehend übereinander geplottet. Die zugehörigen Neonkalibrieraufnahmen sind mit dazu geplottet. Offensichtlich sind die Flats mit einer spektralen Verschiebung von ca. 90 Pix. = 31 Angström gemessen (vgl. Neonlinien). Eine ähnliche Verschiebung ist auch bei den Wellen der beiden Zeilen zu sehen.

Die Reproduzierbarkeit der Gittereinstellung ist bei meinem Spektrographen ca. 10 Angström. Aus diesem Ergebnis muß ich also entnehmen, dass zu jeder neu eingestellten Gitterstellung auch ein neues Flat gemacht werden muss.

Der Vergleich der Zeilen 500 belegt eindeutig, dass der Staubschatten bei 1300 Pix. von der wellenlängenabhängigen (gitterstellungsabhängigen) Verschiebung der langen Wellen nicht betroffen ist.

Es bleibt zu prüfen, woher die Wellen kommen. Folgende Möglichkeiten liegen auf der Hand:

  • Charakteristikum des verwendeten Gitters (Blazefunktion).
  • Charakteristikum des KAF 1603 ME-Chips in der Sigma 1603ME CCD Kamera.
Die Wellen sind in unterschiedlicher Ausprägung in den Glühlampen- und den Leuchtfolienflats zu sehen. Auch in Spektren heißer Sterne sind die Wellen deutlich, wenn keine Flatkorrektur vorgenommen wurde. Das Spektrum der verwendeten Lampe scheint also nicht die Ursache für die Wellen zu sein.

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