Kleines Lehrbuch der Astronomie und Astrophysik - Astronomie.de

Flatfield-Korrektur
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Teleskope, Detektoren, Meßgeräte
Mit der Flatfield-Korrektur kann man unterschiedliche Pixelempfindlichkeiten, die Auswirkungen von
Staub auf optischen Flächen sowie eine ungleichmäßige Ausleuchtung des Chips durch Vignettierung-
und Beugungserscheinungen ausgleichen. Dazu wird lediglich eine gleichmäßig beleuchtete weiße
Fläche aufgenommen. Das geschieht in der Regel auf die Weise, daß man vor Beginn oder am Ende
der Beobachtungsnacht ein Stück Dämmerungshimmel aufnimmt und als Flatfield speichert.
Bei der Korrektur wird in einem Bildbearbeitungsprogramm (oder bereits in der Aufnahmesoftware)
für jedes Pixel folgende Rechnung ausgeführt:
S[ m, n] − D[ m, n]
Skorr[ m, n]
= [1.12]
F [ n. m]
D=Dunkelbild, F=Flatfield, S=Originalaufnahme, [m,n] Pixelindex Zeile-Spalte
Das korrigierte Bild ist dann das Bild, welches für die weitere wissenschaftliche Bearbeitung
verwendet wird.
Bei langen Belichtungszeiten gelangt man bei helleren Sternen, die sich neben dem aufzunehmenden
Objekt im Bildfeld befinden, sehr schnell in den Bereich der Pixelsättigung (Blooming). Dieser Effekt
läßt sich vermeiden, wenn man eine Serie von relativ kurzbelichteten Aufnahmen aufaddiert.
Außerdem verringert sich dabei das Rauschen mit 1 / n , wenn n die Anzahl der Einzelaufnahmen ist.
Sekundärelektronenvervielfacher (SEV)
Ein SEV oder Photomultiplier ist ein Gerät, welches auf dem äußeren lichtelektrischen Effekt beruht.
Ein Photon löst aus einer Photokathode ein Elektron heraus, welches in einem elektrischen Feld
beschleunigt wird und auf eine Prallanode – die sogenannte Dynode – trifft. Dort löst sie mehrere
Sekundärelektronen heraus, die wieder beschleunigt werden und auf eine weitere Dynode treffen usw.
bis sie zur letzten Elektrode – der Anode – gelangen. Durch diesen kaskadenartigen Prozeß kann das
Eingangssignal bis auf das 100 Millionenfache verstärkt werden. Mit einer Quanteneffizienz von z.T.
über 30% gehört der Photomultiplier deshalb mit zu den empfindlichsten optischen
Strahlungsmeßgeräten, die bei der astronomischen Beobachtung zum Einsatz gelangen. Mit ihm kann
man sogar einzelne Photonen nachweisen. Außerdem ist auch bei diesem Gerät – wie bei der CCD –
das Ausgangssignal der einfallenden Lichtintensität direkt proportional. Die spektrale Empfindlichkeit
reicht vom nahen Infrarot bis in den UV-Bereich und hängt in erster Linie vom Kathodenmaterial ab.
In der Astronomie wird er vornehmlich bei der Beobachtung veränderlicher Sterne bzw. unter
Verwendung von Farbfiltern zur Mehrfarbenfotometrie eingesetzt. Besonders vorteilhaft ist der geringe
Meßfehler, der häufig unter 1% gedrückt werden kann. Nachteilig ist, daß sich die Helligkeit immer
nur von einem Stern zur gleichen Zeit messen läßt. Photomultiplier werden deshalb nach und nach –
soweit sinnvoll - durch moderne CCD-Kameras ersetzt.
Sternphotometer montiert man so an ein Teleskop, daß der Stern in der Fokalebene genau in die
Öffnung einer Lochblende abgebildet wird. Diese Blende verhindert, daß benachbarte Sterne bzw. der