Kleines Lehrbuch der Astronomie und Astrophysik - Astronomie.de

Astronomie im optischen und infraroten Spektralbereich
lassen sich dort die überschüssigen Ladungen ableiten ohne daß sie die Nachbarpixel beeinflussen
können. Das erfolgt jedoch auf Kosten der Empfindlichkeit und auf Kosten der Photometriegenauigkeit.
Astronomisch genutzte CCD’s bestehen aus ungefähr 1Kx1K bis zu 8Kx8K (K=1024) Pixeln, deren
Größe zwischen 7µm und 20µm liegt. Im Vergleich zu Fotoplatten sind CCD’s winzig klein. Das
schränkt ihren Einsatz für Surveys entscheidend ein, soweit man nicht mehrere von ihnen zu größeren
Arrays zusammenfaßt. Zur Untersuchung von Einzelobjekten sind sie dagegen der herkömmlichen
Fotografie haushoch überlegen:
§ Die Quantenausbeute (=Effizienz des Detektors) erreicht im empfindlichen Wellenlängenbereich
bis zu 90%, d.h. fast alle einfallenden Photonen führen zu einer Vergrößerung der Ladungsdichte in
dem entsprechenden CCD-Element.
§ Die angesammelte Ladung ist der Intensität des einfallenden Lichts direkt proportional, d.h. es tritt
kein Schwarzschild-Effekt auf.
§ Durch Kühlung kann man den Dunkelstrom soweit unterdrücken, daß sogar mehrstündige
Belichtungszeiten möglich werden.
§ Das Signal-Rausch-Verhältnis läßt sich verbessern, wenn man viele relativ kurzbelichtete
Aufnahmen rechentechnisch überlagert („aufaddiert“).
§ Die Spektrale Empfindlichkeit, die im roten Bereich bei Wellenlängen um 650 nm ihr Maximum
hat, kann mittels spezieller Beschichtungen oder durch die Verwendung von „back illuminated
CCD’s“ bis in den UV-Bereich hin ausgedehnt werden.
Beim Einsatz einer CCD-Kamera sollte die Pixelgröße so gewählt werden, daß mehrere Pixel die
Größe eines Seeingscheibchens (bzw. bei adaptiver Optik des effektiven Beugungsscheibchens)
überdecken. Für manche Zwecke ist es auch sinnvoll, mehrere Pixel elektronisch zu einem
„Superpixel“ zusammenzufassen, was man als „Binning“ bezeichnet. Man unterscheidet dabei
zwischen Hardware-Binning und Software-Binning. Beim Hardware-Binning faßt man beim
Auslesevorgang die Ladungen mehrerer Pixel zusammen, was letztendlich zu einem verbesserten
Signal-Rausch-Verhältnis führt. Wenn es auf die Auflösung nicht so genau ankommt, kann man mit
diesen Verfahren noch Lichtquellen sehr geringer Intensität nachweisen (Deep-Sky-Fotografie). Wenn
man die Pixel erst im Zuge der Bildverarbeitung zusammenfaßt, spricht man vom Software-Binning.
Ein Rohbild („science frame“) muß auf jedem Fall noch nachbearbeitet werden, bevor es auf einem
elektronischen Datenträger archiviert wird. Diese Korrektur besteht aus zwei Schritten deren Ziel es ist,
Fehler durch eine umgebungs- und herstellungsbedingte ungleichmäßige Empfindlichkeit der Pixel
auszugleichen (Flatfield-Korrektur) sowie um das thermische Rauschen in Abzug zu bringen.
Dunkelbild-Korrektur
Ein Dunkelbild erstellt man möglichst zeitnah mit der gleichen Belichtungszeit wie die eigentliche
Aufnahme – nur mit völlig abgedecktem Chip. Auf diese Weise erfaßt man das thermische Rauschen
über die Aufnahmefläche.
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