In einem Astro-Foto sind meist viele Sterne und manchmal auch Nebel, DSOs etc. zu sehen.
Annotationen sind einfach Beschriftungen im Astro-Foto.
Beispielsweise könnte ich DSO-Objekte mit ihrer Katalog-Nummer (Messier, NGC etc.) beschriften. Das macht in einem gewissen Umfang die Platesolving-Funktion.
Annotiations mit N.I.N.A. (ohne Hocus Focus)
N.I.N.A. kann diverse Beschriftungen zu einem Foto hinzufügen (und auch wieder ausblenden); beispielsweise:
HFR (Half Flux Radius) von Sternen
Star Detection
Im N.I.N.A.-Tab “Imaging” kann man die Annotationen an- und ab-schalten mit einem Klick auf das Stern-Symbol. Dann wird jedes neu aufgenommene Foto von N.I.N.A. untersucht; d.h. Star Detection (mit Kringel) und HFR (mit kleiner Zahl).
Abbildung 1: Star Detection in N.I.N.A. (Google Drive: 20240212_NINA_Annotations_01.jpg)
Voraussetzung ist aber, dass zunächst die “Annotations” generell eingeschaltet sind. Das machen wir im N.I.N.A.-Tab “Options – Imaging”. Dort schalten wir im Abschnitt “Image Options” den Schalter “Annotate image” auf “ON”.
Auch in der Kachel “Statistics” sieht man einiges: 152 Sterne wurden im (ganzen) Foto entdeckt mit einem durchnittlichen HFR von 3,46 Pixels wobei die Helligkeiten im Foto von minimal 1842 ADUs (2 Pixel) bis maximal 65532 ADUs (1361 Pixel) gingen.
Mehr Annotations mit Hocus Focus
Wenn ich in N.I.N.A. das Plugin “Hocus Focus” installiere, gibt bei den Annotations zusätzliche Möglichkeiten.
Nach der Installation des Plug-Ins “Hocus Focus” gehen wir zunächst auf den N.I.N.A.-Tab “Options – Imaging” in stellen dort im Abschnitt “Images Options” ein: “Star Detector: Hocus Focus” und “Star Annotator: Hocus Focus”.
Dann gehen wie auf den N.I.N.A.-Tab “Imaging”. Aber bevor wir ein neues Foto aufnehmen, machen wir noch in dem durch das Hocus Focos neu entstandene Symbol “Stern mit Bleistift” (dicker Kringel) die für Hocus Focus gewünschten Einstellungen: Ich möchte blaue Quadrate um ausgebrannte Sterne haben. Also “Show saturated”. Dann nehmen wir ein neues Foto auf, denn nur neu aufgenommene Fotos werden von N.I.N.A. gemäß den von uns gesetzten Angaben analysiert.
Abbildung 2: N.I.N.A.-Annotations mit Hocus Focus (Google Drive: 20240212_NINA_Annotations_02.jpg)
Im Bildausschnitt sehen wir vier ausgebrannte Sterne in blau markiert.
Am 5.11.2021 habe ich bei Teleskop-Service eine ZWO Filterschublade für 2″ Filter – Länge 21 mm gekauft (ZWO-FD-M42 – “FD” steht für “Filter Drawer”, nicht für Canon).
Anschluss Teleskopseite: M48x0,75 Innengewinde – kann auf T2 Gewinde reduziert werden
Anschluss Kameraseite: T2 Außengewinde – kann auf M48x0,75 Gewinde erweitert werden
Mit einer optischen Länge von 21mm passt das Teil perfekt mit meiner Astro-Kamera ZWO ASI294MC Pro zusammen. Allerdings ist es ein rein mechanischer Adapter, der also keine Elektronik enthält mit der man z.B. fokusieren könnte (im Gegensatz zum AstroMechanics-Teil).
Mit einem zusätzlichen Adapter passen auch andere Optiken (z.B. Foto-Objektive, Teleskope) an diese Filterschublade:
mit einem kurzen Adapter OM-EOS mein Foto-Objektiv Olympus 135mm
mit einem Adapter T2-Canon mein “großes” Teleskop ED80/600,
Ich habe dann zwar keine Elektronik aber einen mechanischen Anschluss und den Vorteil der Flexibilität einer Filterschublade.
Diese Filterschublade passt ja exakt mit ihren 21mm Länge zu meiner Kamera ASI294MC Pro wo sie zusammen mit den mit der Kamera mitgelieferten Teilen genau den für den Flattener/Reducer erforderlichen Backfokus von 55mm herstellt.
Allerdings gilt das nur dann, wenn ich in die Filterschublade keine Filter schiebe. Jeder dort eingeschobene Fikter würde den Backfokus ein klein wenig verändern.
Da ich ohnehin maximal mit einem Filter arbeiten will (entweder der UV-IR-Cut oder mein Tri Narrowband), kann ich diesen einen Filter auch vorne in den Stuzen schrauben. Die Filterschublade baue ich also wieder aus und benutze anstelle das 21mm Stück von ZWO.
Bei jedem Platesolving werden ja nicht nur die Koordinaten des Bildmittelpunkts bestimmt, sondern auch der Rotationswinkel des Bildes gegen die Nordrichtung – das ist ja quasi ein “Abfallprodukt”.
Ich kann meinen Okularauszug (OAZ) dann manuell so rotieren, dass der gewünsche Winkel (hier Null Grad) erreicht wird.
Einstellen des Rotationswinkels bei N.I.N.A.
Der Rotationswinkel bei N.I.N.A. kann auf einen bestimmen gewünschten Wert eingestellt werden. Das geht auch ohne motorischen Rotator und ist dann eine recht mühsame, meist iterative, Prozedur.
Als einmalige Aktion versuche ich nun den Rotationswinkel meiner Kamera auf Null Grad (Norden oben) manuell einzustellen.
Iterativ erfolgte Platesolving und manuelle Rotation des OAZ
So konnte der Rotationswinkel von 22.29° über die Schritte 7.60°, 4,72°, 0.64° schließlich auf 0.18° gestellt werden.
SEO Blah Blah
Der Suchmaschinen-Optimierer möchte mehr Text haben. Also schreiben wir hier noch ein bisschen Blah-Blah.
Ein fest eingestellter Rotationswinkel ist eigentlich nicht schlecht; denn nach jeder Veränderung des Rotationswinkels müsste ich neu Flatframes machen.
Flatframes sind ja ganz wichtig bei der Astrofotografie und sollten keinesfalls vergessen werden.
Es soll aber immer noch mehr Text in diesem Artikel stehen, also labern wir weiter. Norden oben ist bei einer zylinderförmigen Astrokamera wie meiner, nicht ganz trivial einzustellen. Ich müsste eine Markierung an der Kamera anbringen. Das mache ich mal mit meinem weißen Edding-Stift. Wichtig ist einzig und allein die Markierung auf der Kamera selbst; ein Strich auf den Hülsen des Okluarauszugs wird letztlich nicht gebraucht.
Diese Erfahrungen wurden mit der NINA Version 2.3 HF2 gemacht.
Mit der neuen Version 3.0 BETA soll der Flat Wizard etwas anders funktionieren.
Flat Frames mit N.I.N.A.
N.I.N.A. hat einen sog. Flat Wizard. Diesen Flat Wizard rufen wir auf.
Generell stellt man da einen Zielwert in ADU für seine Flat Frames ein. Gerne nimmt man dafür einen bestimmten Prozentsatz vom maximalen ADU der Kamera. Vorgeschlagen werden 50%; andere empfehlen 35%.
Zunächst wird dieser Zielwert eingstellt durch zwei Angaben: “Histogram Mean Target ADU” und “Tolerance”.
Der Flat Wizard hat nun drei verschiedenen Vorgehensweisen (Methoden), um Belichtungszeit und Helligkeit mit der benutzen Lichtquelle so zu ermitteln, das der Zielwert in ADU erreicht wird (innerhalb der Toleranz):
Dynamic Exposure
Dynamic Brigthness
Sky Flats
Bei “Dynamic Exposure” bleibt die Lichtquelle konstant und der Wizard versucht, eine geeignete Belichtungszeit zu finden.
Dazu muss man angeben Minimale und Maximale Belichtungszeit sowie eine Stepsize.
Der Wizard macht dann drei Aufnahmen mit verschiedenen Belichtungszeiten und bestimmt bei jeder Aufnahme den ADU-Wert. Dann extrapoliert der Wizard daraus diejenige Belichtungszeit für die Flats, bei denen der gewünschte ADU-Wert erreicht werden müsste.
Für die Methode “Dynamic Exposure” muss die Kamera verbunden sein, die Flat Field Box muss nicht mit N.I.N.A. verbunden sein, sondern nur auf höchster Stufe leuchten. Wenn N.I.N.A. das Teleskop in die Senkrechte fahren will (muss es wohl), muss die Montierung mit N.I.N.A. verbunden sein.
Bei “Dynamic Brightness” wird die gewünschte Belichtungszeit fest eingestellt und der Wizard versucht durch Steuerung der Helligkeit des Flat-Panels die gewünschte ADU für die Flats zu erreichen.
Dazu muss man angeben Maximale und Minimale Helligkeitseinstellung sowie eine Schrittweite.
Der Wizard macht dann drei Probeaufnahmen und extrapoliert daraus die “richtige” Helligkeitseinstellung für das Flat-Panel.
Bei “Sky Flats” läuft das wie bei “Dynamic Exposure”, nur dass nicht eine Belichtungszeit für alle Flats ermittelt wird, sondern für jedes Flat Fame wird erneut eine Kalkulation durchgeführt, da sich die Himmeshelligkeit (Sky Flats) ja zwischenzeitlich etwas geändert haben könnte.
Wenn der Wizard so zufriedenstellende Einstellungen gefunden hat, wird ohne weiteres Fragen die gewünschte Anzahl Flat Frames geschossen.
Als kleine Komfort-Funktion kann der Wizard das Teleskop in die Senkrechte fahren und das Tracking abstellen.
Mein Astro-Jahr 2023 war eine Phase des Nachdenkens: Warum, was, wo, wie?
In die Ferne schweifen (z.B. Namibia) kann jeder. Je dunkler der Standort und je aufwendiger die Gerätschaften, umso “toller” werden die Astro-Fotos.
In 2023 wollte ich nicht mehr nach Namibia, sondern “nur” vom eigenen Standort mit eigenem Gerät weiter probieren was bei mir so alles geht.
Es hat eine Weile gedauert, bis ich mich für “a poor man’s observatory” auf meiner Terrasse in Hamburg-Eimsbüttel entschieden hatte.
Meine bescheidenen Astro-Fotos 2023
Abbildung 1: Banard’s Loop (Google Drive: Banard_s_Loop_2-RGB-session_1-Sta_small.jpg)
Aufgenommen in Handeloh am 15.02.2022 mit Sigma 24mm, ASI294MC Pro, FoV 43,4° x 30,3°, 30 x 120 sec mit meinem Tri-Narrowband-Filter
Abbildung 2: Komet C/2022 E3 (Google Drive: 20230213_Utah_C2022E3_stacked_4.jpg)
Aufgenommen am 12.2.2023 mit dem iTelescope T2 in Utah (TOA150, QHY286C), 13x60sec, Fitswork
Abbildung 3: M101 mit Supernova (Google Drive: 20230605_M101b.jpg)
Aufgenommen auf meiner Terrasse in Hamburg-Eimsbüttel (Bortle 7) am 05.06.2023 mit ED80/600 auf HEQ5 Pro, ASI294MC Pro, Gain 200, -10°C, 86×60 sec
Abbildung 4: Jupiter mit Monden am 17.12.2023 (Google Drive: DK_20231217_Jupiter_E409msG47000006.jpg)
Tycho Tracker ist eine Software, die von Daniel Parrott entwickelt wurde. Mit hilfe von Tycho kann man Asteroiden und NEOs leichter finden/entdecken und berechnen.
Tycho verwendet die Methode des “Sythetic Tracking”.
Unser Problem ist ja, dass wir lichtschwache Objekte (wenig SNR) haben, die sich auch noch bewegen. So etwas wird nun gestackt, indem alle möglichen Bewegungs-Vektoren ausprobiert werden, bis man ein gutes Bild erhält.
Das ist also eine Art “brute force approach”, der enorm viel Compter-Leistung erfordert und deshalb erst mit den heutigen (2023) modernen Computern möglich wurde.
Der erste Schritt ist ja das Sichtbarmachen des Objekts, das leistet “Synthetic Tracking”. Als nächstes möchte man ja vielleicht die Bahnelemente bestimmen (“Find Orbit”) oder eine Lichtkurve messen.
Platesolve the Images: Action -> Plate Solve Images
Kontrolle des Platesolvings:
Image Viewer: File -> Load Star Catalog
Image Viewer: Display Catalog Stars
Diese Schritte laufen automatisch ab mit: Main Menue -> Action -> Express Mode
Observations
Um aus solchen Astrofotos auch eine richtige “Beobachtung” zu machen, müssen wir auch das “Observatory” aussuchen, von dem aus diese Fotos gemacht wurden.
In diesem Fall ist das Siding Spring Observatorium mit dem MPC Code Q62.
Dies geben wir ein und machen es mit Rechtsklick “active”.
Nun können wir auch die “Known Objects” in unser Image einblenden.
Man spricht ja seit einiger Zeit von EAA (= Electronically Assisted Astronomy). Elektronik bei der Astrofotografie zu verwenden ist ja eigentlich eine völlig normale Sache, die wir seit Jahrzehnten verwenden: Digitale Kameras auf computer-gesteuerten Montierungen (ASCOM, Goto, Platesolving,…), Stacking-Software, Post-Processing etc. Die Hersteller, die heute von EAA sprechen, meinen damit aber ihre neuen Produkte, die besondes einfach zu benutzen sind und damit eine viel größere Zielgrauppe ansprechen, als die sehr spezialisierten klassischen Amateur-Astronomen mit ihrem teueren und komplizierten Gerätschaften incl. Software.
Wenn das Teleskop integriert wird mit Komponenten, um die man sich sonst separat kümmern müste (z.B. Autofokus, Kamera, Taukappenheizung, Steuerungs-Computer, Flattener,…), spricht man von “Smart Teleskops”; also so etwas wie “All In One”.
Typische Produkte sind z.B.:
Dwarf 3
ZWO Seestar S50
ZWO Seestar S30
Unistellar: EvScope2
Celestron Origin
…
Typische Merkmale eines “Smart Teleskop” sind
Integration der Komponenten “All In One”
Kann sehr schnell (und damit quasi spontan) zum Einsatz kommen
Ist klein und leicht (“kompakt”) und kann somit gut auf Reisen mitgenommen werden
Ergebnisse können schnell “sofort” bestrachtet werden (Live Stacking) – also für Laien, Journalisten etc.
Ganz einfache Bedienung: Smartphone, Akku bzw. Batterien, WiFi
Automatisches (motorisiertes) Positionieren auf das gewünschte Objekt: Goto mit Objektkatalog und Platesolving
Motorisierte Alt-Az-Montierung mit Alt-Az-Nachführung
Autofokus (Motorfokus)
Das ZWO SeeStar S50
Preis: 699,– bei https://www.apm-telescopes.net/de/zwo-seestar-s50-smart-teleskop-2
Das Original-Seestar S50 wird von Sternfreunden der älteren Generation etwas kritsch betrachtet, weil…
Die Öffnung von 50 mm ist kleiner als das, was man so üblicherweise in der Astrofotografie verwendet.
Die Montierung ist AltAz und nicht EQ. AltAz führt zu Bildfeldrotation mit deutlichen Problemen
Die Bildverarbeitung geschieht irgendwie intern automatisch
Die Bedienung geschieht über eine SmartPhone-App.
Das mit der “kleinen” Öffnung von 50mm hat auch mit der kompakten Bauweise zu tun. Schon bei D=50mm hat man f=250mm, wenn man das Öffnungsverhältnis von f/5 haben will. Damit die Bauweise kompakt bleibt, wird der Stahlengang beim S50 schon zweimal gespiegelt; was übrigens bei professionellen Teleskopen durchaus nicht unüblich ist: z.B. James Web Teleskop, ELT in Chile,…
Die Bildfeldrotation beim S50 hat verschiedene Auswirkungen:
Das Einzelbild (das Sub) kann nur kurz belichtet werden (z.B. 10 sec) damit auf dem Einzelbild an den Rändern die Sterne noch punktförmig bleiben.
Beim Stacken der Einzelbilder muss man einiges vom Rand abschneiden, da nicht alle Einzelbilder die gleichen Randbereiche voll erfassen.
EQ-Modus mit einer Wedge
Der Hersteller ZWO unterstützt den EQ-Modus beim S50 nicht.
Man kann trotzdem das S50 auf eine Polhöhenwiege (Wedge) stellen. Dann hat man aber einniges zu berücksichtigen:
Man muss gut auf das Gleichgewicht achten (z.B. längeres Stativ)
Ein Polar Alignment muss manuell ausgeführt werden
Mit der offiziellen Seestar-App können Objekte unterhalb des Himmelsäquators nicht angefahren werden
Die Belastung des Getriebes durch die Schräglage könnte zu Problemen führen
Seestar ALP
Alternativ zur Bedienung des Seestar über die Seestar-App gibt es eine Software namens “Seestar-ALP”, Dabei steht “ALP” für “Alpaca”.
Die Software ist in Python geschrieben und sollte ursprünglich die in der offiziellen Seestar-App fehlenden Funktionen (z.B. Mosaik) möglich machen.
Mit Python wird ein neues Passwort gesetzt (“Setpassword”, Remote Procedure Call).
Die “Experten” sprechen auch von einem SSC (soll heissen Simple Seestar Controller).
Viele “Ober-Spezialisten” meinen, man müsse Seestar-ALP auf einem Raspberry PI machen. So ein zusätzliches Gerät bracht man aber garnicht: es geht genausogut auf einem Windows-Laptop oder anderen Computern, die Python 3 unterstützen. Man braucht dann lediglich eine TCP/IP-Verbindung zum Seestar.
Mit Seestar ALP können im EQ-Modus auch Objekte unterhalb des Himmelsäquators angefahren werden.
Da für mich persönlich die Astronomie so langsam immer langweiliger wird (2021 Narrowband von Zuhause, 2022 Wide Fields aus Namibia) überlege ich mir, worauf ich in 2023 meinen Schwerpunkt setzen könnte.
Ich müsste endlich einmal professionelle Astro-Fotos machen, soll heißen: mit Kalibrierung durch Darks, Flats, Biases und mit Dithering. Das will ich in 2023 mal durchexerzieren. Die Software SiriL steht dann als “Belohnung” bereit…
Astro-Plan 2023
Mein Astro-Szenario 2023
Ein solches Ziel (s.o.) setzt voraus, dass ich oft die Sterne fotografiere. Das funktioniert am besten mit leichtem Gerät an einem bequemen Ort. Alles “lazy”.
Allerdings sollte das Geübte dann später auch unter anderen Bedingungen anwendbar sein.
a) Montierung rausbringen und anschließen (Strom und Windows-Computer)
b) Kamera und Optik zusammenbauen, grob fokussieren auf Horizont-Objekte
b) Fein fokussieren auf Sterne (mit UV-IR-Block-Filter in Filterschublade)
c) Gut Einnorden (wegen Nachführgenauigkeit)
Dabei realistische Blende z.B. 5,6 statt 3,5 damit eine gute Abbildungsqualität erzielt werden kann
Gain-Einstellung (aka ISO): 120, 240
Sensortemperatur: -10° Celsius
a) Ab welcher Belichtungszeit wird das Tracking durch die Montierung zu ungenau?
b) Ab welcher Belichtungszeit wird der Himmel zu hell (Histogramm)?
Schlussfolgerungen:
Belichtungszeit bis 120 Sekunden (Tracking der Montierung AZ GTi mit f=135mm ist gut)
Bei Gain 200 ist der Himmelshintergrund noch dunkel
4. Schritt: Dark-Bilbliothek aufbauen
Nachdem jetzt die Belichtungszeiten (120 s) und die Gain-Einstellung (200) feststehen, kann ich eine Bibliothek von Dark-Frames aufbauen
Kamera auf -10°C herunter kühlen
Objektiv mit Deckel und schwarzem Tuch bedecken
Gleiche Einstellungen für Belichtungszeit und Gain
Die Dark-Frames nehme ich mit APT auf: je 20 einzelne je Belichtungszeit.
Ein Master-Dark erstelle ich dann mit Fitswork (Menü-Leiste -> Datei -> Masterdark/-flat erstellen).
Insgesamt habe ich jetzt folgende Dark-Library für meine Astro-Kamera ASI294MC Pro:
Belichtungszeit
Gain
Sensor Temperatur
Anzahl Darks
Ordner für Dark Frames
Master Dark
30 s
200
-10° C
20 Stück
C:\Archiv\Pictures\Library\Darks\030s200G
D_Masterdark_030G200.fit
60 s
200
-10° C
20 Stück
C:\Archiv\Pictures\Library\Darks\060s200G
D_Masterdark_060G200.fit
120 s
200
-10° C
20 Stück
C:\Archiv\Pictures\Library\Darks\120s200G
D_Masterdark_120G200.fit
120 s
300
-10° C
20 Stück
C:\Archiv\Pictures\Library\Darks\120s300G
D_Masterdark_120G300.fit
5. Schritt:Echtes Astro-Foto; d.h. kalibriert
Objekt aussuchen, das in das Gesichtsfeld passt und das noch 1-2 Stunden an meinem Ort sichtbar bleibt
Von “hintergrundlimitiert” spricht man, wenn der Bildhintergrund so hell ist, dass das Kamerarauschen (Ausleserauschen plus Dunkelstromrauschen; Read Noise + Dark Noise) im Vergleich zum Photonenrauschen (Sky Noise) des Himmelshintergrundes vernachlässigbar klein wird.
Wenn ich meine Einzelfotos in diesem Sinne schon hintergrundlimitiert habe, kann ich durch Verlängerung der Einzelbelichtungszeit keine Verbesserung des SNR im Summenbild mehr erreichen (bei gleicher Gesamtbelichtungszeit), da bei längerer Belichtung die Lichtverschmutzung dominieren würde.
Wie genau ist der Begriff “hintergrundlimitiert” definiert?
Es gibt keine verbindliche Definition dafür, ab welcher Zahl das Kamerarauschen gegenüber dem Photonenrauschen des Hintergrunds (Sky Noise) vernachlässigbar klein wird, aber Mischa Schirmer hat einmal in einem Forum als denkbare Definition genannt, dass das Photonenrauschen des Hintergrunds mindestens drei mal größer sein muss als das Kamerarauschen.
Ob ein Foto hintergrundlimitiert ist, kann man am Histogramm alleine nicht ablesen, weil man dem Histogramm nicht ansieht, wie hoch das Rauschen ist und schon gar nicht, wie hoch der Anteil des Kamerarauschens am Gesamtrauschen ist. Es ist aber sicher ein gutes Zeichen, wenn der Histogrammberg deutlich vom linken Bildrand losgelöst ist.
Messung des Kamerarauschens (Dunkelstromrauschen + Ausleserauschen)
Wir machen ca. 20 Dark-Frames und daraus ein Master-Dark. Im Master-Dark ist das Dark-Noise (quasi) verschwunden und nur noch das Dark-Signal vorhanden. Wir merken uns natürlich die Sensor-Temperatur, die Belichtungszeit und das Gain (ISO) dieser Darks.
So ein Master-Dark können wir mit der Software Fitswork leicht erstellen: Fitswork-Menüleiste -> Datei -> Masterdark / -flat erstellen
Wir subtrahieren dann von jedem Einzel-Dark dieses Master-Dark. Das Ergebnis ist jeweils ein Dark in dem das Dark-Signal abgezogen ist und nur noch das DarkNoise übriggeblieben ist. Beispielsweise können wir das mit der Software Fitswork ganz einfach machen.
So eine Subtraktion machen wir z.B. mit der Software Fitswork: Fitswork Bilder öffnen dann Menüleiste -> Bilder kombinieren -> Subtrahieren
Das Einzel-Dark muss dabei das selektierte Foto sein, das Master-Dark muss im Hintergrund liegen.
Als Ergebnis erhalten wir ein Bild, in dem nur noch das Kamerarauschen enthalten ist, weil wir das Dunkelstrom-Signal abgezogen haben
Von so einem “nur Noise”-Bild bestimmen wir die Standardabweichung. Auch das können wir beispielsweise mit der Software Fitswork ganz einfach machen.
Evtl. mitteln wir den Wert der Standardabweichung über mehrere dieser Einzel-Darks (Fitswork: Rechte Maustaste -> Bildstatistik zeigen).
Dieser Wert der Standardabweichung ist ein Maßzahl für das Dunkestromrauschen (gemessen in ADU). Genaugenommen ist natürlich auch ein gewisser Teil Ausleserauschen darin, also sagen wir mal dieser Wert ist eine Maßzahl für das Kamerarauschen.
In meinem Beispiel (240 s, Gain 121, 18° C) erhalte ich als Wert des Kamerarauschens 32 ADU
Mit meiner Astro-Kamera ASI294MC Pro habe ich folgendes mit Dark Frames gemessen:
Temperatur
Belichtungszeit
Gain
Kamera-Rauschen
-10° C
120 s
300
75 ADU
-10° C
120 s
200
26 ADU
-10° C
60 s
200
21 ADU
-10° C
30 s
200
19 ADU
-10° C
20 s
300
51 ADU
Messung des Himmelshintergrunds
Wir bezeichnen ein Foto als “hintergrundlimitiert”, wenn das Rauschen des Himmelshintergrunds mindestens dreimal so groß ist, wie das Kamerarauschen (Dunkelstromrauschen + Ausleserauschen).
Wir müssen also nun den Himmelshintergrund im zur Frage stehenden Einzelfoto (Light-Frame) messen. Wenn wir das einfach so im original Light-Frame machen würden, hätten wir zusätzlich zum Himmelshintergrund ja noch das Dunkelstrom-Signal und das Dunkelstrom-Rauschen darin. Das Dunkelstrom-Signal können wir abziehen, das Dunkelstrom-Rauschen nicht. Also subtrahieren wir von dem Light-Frame unser Masterdark.
Also in der Software Fitswork:
Menüleiste Datei -> Open -> das Master-Dark
Menüleiste Datei -> Open -> ein Light-Frame
Menüleiste Bilder kombinieren -> subtrahieren
Wenn wir nun im so bereinigten Light-Frame einen kleinen Bereich, wo nur Hintergrund ist, messen (z.B. wieder mit Fitswork), so erhalten wir den Wert des Hintergrund-Signals als “Average” und den Wert von Hintergrund-Rauschen plus Dunkelstriom-Rauschen als “Standardabweichung” (gemessen jeweils in ADU). Wir haben also den korrekten Signal-Wert, aber (noch) nicht den korrekten Rausch-Wert. Um den “richtigen” Rauschwert des Hintergrunds zu bekommen, können wir die Tatsache benutzen, dass das Hintergrund-Signal einer Poisson-Verteilung genügt. Also:
\( Standardabweichung = \sqrt{Mittelwert} \)
Deshalb können wir auch sagen, das die Wurzel aus dem Signal (Average) im Hintergrund des bereinigten Light-Frames muss mindesten 3 mal so hoch sein, wie das oben gemessene Kamerarauschen (Dunkelstromrauschen+…).
Bei meinem Beispiel (Light-Frame mit 60 s, Gain 121, 18 C) komme ich auf ein Hintergrund-Signal von 12000 ADU, was einem Hintergrund-Rauschen von 109,5 ADU entspricht (Wurzel aus 12000), was gerade etwas über unserer Grenze von dreimal Kamera-Rauschen (3 x 32 ADU = 96 ADU) liegt. Das 60s Foto ist also bei mir hintergrundlimitiert.
Mit meiner Astro-Kamera ASI294MC Pro habe ich folgendes mit Light Frames am Standort “Bundesstrasse” gemessen:
Temperatur
Belichtungszeit
Gain
Ort
Hintergrund-Signal
Hintergrund-Rauschen
Kamera-Rauschen
Faktor
-10° C
120 s
300
Bundesstrasse
27700 ADU
166 ADU
75 ADU
2,2
-10° C
120 s
200
Bundesstrasse
15400 ADU
124 ADU
26 ADU
4,8
-10° C
60 s
200
Bundesstrasse
8300 ADU
91 ADU
21 ADU
4,3
-10° C
30 s
200
Bundesstrasse
4860 ADU
70 ADU
19 ADU
3,7
-10° C
20 s
300
Kiripotib
2600 ADU
51 ADU
51 ADU
1,0
Ich hatte eine maximale Belichtungszeit von 120s wegen der Trackinggenauigkeit meiner Montierung AZ-GTi bei f=135mm schon gefunden.
Mit einem Gain von 200 bin ich dann deutlich Hintergrundlimitiert….
Maßeinheiten: ADU, Elektronen, Photonen
Mit Fitswork können wir unmittelbar in Einheiten von ADUs pro Pixel über die Belichtungszeit arbeiten. Wenn wir eine Elektronenrate haben wollen, müssen wir das Unity Gain der Kamera kennen. Bei Unity Gain wäre ein ADU gleich einem Elektron.
Wenn man von der Anzahl Elektronen zurück auf die Anzahl Photonen schließen will, benötigt man die sog. Quanteneffizienz “QE” des Sensors…
Wenn die Software die echten ADU-Werte (z.B. 14 Bit) hochgechnet auf z.B. 16 Bit, muß man dass ggf. auch noch korrigieren…
Lessons learned
Nachdem die Genauigkeit meines Trackings mit der HEQ5 Pro auch ohne Autoguiding ausreichend ist, wäre nur noch die minimale Belichtungszeit für meine Einzelfotos (bei der “Hintergrundlimitierung” eintritt) genauer zu bestimmen. In der nächsten sternklaren Nacht werde ich Aufnahmen probieren mit Belichtungszeiten: 10s, 20s, 30s, 60s bei Gain 121 und Kühlung auf -10 Grad und dazu passende Darks machen.
