Theorie und Praxis der Astrofotografie
Die Kamera als Lichtfänger
Das Auge als Lichtfänger
Um zu verstehen wie wir sehr schwaches Sternenlicht erfassen können, schauen wir doch zuerst einmal hin wie unser Auge das schafft:
Adaption: Die Anpassungsfähigkeit des Auges
Die Adaption bezeichnet die Fähigkeit des Auges, sich an unterschiedliche Lichtverhältnisse anzupassen. Daran sind die Pupille, die Sinneszellen und ein Sehpigment beteiligt. Die Adaption an helles Licht dauert wenige Sekunden, die Gewöhnung an Dunkelheit bis zu 60 Minuten.
In der Augenoptik bezeichnet Adaption die Anpassungsfähigkeit des Auges an verschiedene Lichtverhältnisse. Deshalb nennt man diese Fähigkeit auch Hell-Dunkel-Adaption.
Wie funktioniert die Adaption des Auges?
In erster Linie reguliert die Pupillenweite, wie viel Licht in das Auge fällt. Wenn dich etwas blendet, verengt die Pupille sich umgehend und reduziert den Lichteinfall um bis zu 80 Prozent. Bei dunklen Sichtverhältnissen weitet sie sich hingegen, damit möglichst viel Licht auf die Netzhaut gelangt.
In der Netzhaut befinden sich zwei Arten von Sinneszellen: Die lichtempfindlichen Stäbchen sorgen für das Sehen bei Dämmerlicht oder wenn es fast dunkel ist. Die sogenannten Zapfen sind verantwortlich für das Erkennen von Farben und das Sehen bei Helligkeit. Im Punkt des schärfsten Sehens, der sogenannten Fovea centralis, befinden sich die meisten Zäpfchen, während die Stäbchen dort gänzlich fehlen. Sie sind hingegen rundum die Fovea besonders dicht angeordnet. Deshalb siehst du nachts zum Beispiel auch hell leuchtende Sterne nur undeutlich, wenn du sie direkt fixierst. Schaust du ein wenig an ihnen vorbei, erscheinen sie dir wesentlich deutlicher.
Sehpigment sorgt für das Sehen bei Nacht
Zur Weiterleitung der Sehreize an dein Gehirn brauchst du ein Sehpigment – das sogenannte Sehpurpur (Rhodopsin), das sich in den Stäbchen befindet. Trifft nun Licht auf das Sehpigment in den Lichtsinneszellen, wird letzteres durch eine chemische Reaktion gespalten, was die Sinneszellen aktiviert. Als Folge davon wird ein Signal ausgelöst, ein sogenannter Nervenimpuls. Dieser wandert über weitere Nervenzellen bis hin zum Gehirn. Alle dort zeitgleich ankommenden Informationen werden dann verarbeitet und wir sehen ein Abbild unserer Umwelt. Kurz darauf regeneriert sich das Sehpigment, um beim nächsten Lichtimpuls wieder gespalten zu werden.
Bei dunklen Lichtverhältnissen regeneriert das Sehpigment und steht deshalb in größeren Mengen zur Verfügung. Die Lichtempfindlichkeit deines Auges nimmt in der Dunkelheit aus diesem Grund langsam zu und du kannst nach und nach wieder mehr erkennen. Zum Aufbau des Sehpurpurs braucht dein Körper ausreichend Vitamin A. Ein Mangel kann deshalb zu einer verringerten Dunkeladaption bis hin zur Nachtblindheit führen.
Quelle: www.Brille24.de
Und wie fangen wir das Licht in unserer Kamera ein...?
Adaption: Die Anpassungsfähigkeit der Kamera
Eigentlich nur abgeschaut aus der Biologie - Mit der Blende (vs. Iris des Auges) reduzieren wir die Größe der Eintrittsöffnung für das Licht (vs. Pupille des Auges).
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bei heller Sonneneinstrahlung wählen wir eine große Blende = kleine Linsenöffnung.
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bei Dämmerungslicht wählen wir eine kleine Blende = weite Linsenöffnung
Belichtung: 1/250s, f/5, ISO 100
Belichtung: 30s, f/5.3, ISO 1250
Belichtung: 1/100s, f/8, ISO 800
Damit unsere Kamera soviel Licht wie möglich in der Dunkelheit auf dem Sensor (vs. Netzhaut) abspeichern kann, erhöhen wir die Belichtungszeit, um die Pixel (vs. Stäbchen) auf dem Sensor (vs. Netzhaut) anzuregen ihre Elektronen (vs. Rhodopsin) zu einer Reaktion zu bringen. Bei der analogen Fotografie wurde diese Reaktion durch eine chemische Reaktion auf dem ausgewählten Film ermöglicht. In der digitalen Fotografie verursacht der Lichteinfall auf dem Pixel einen elektrischen Impuls. Durch die Erhöhung der ISO Zahl können wir diesen Impuls durch erhöhte Stromzufuhr noch verstärken. Die Verstärkung des Lichtimpulses auf dem Pixel hat jedoch einen Nachteil der durch das sogenannte Verstärkerglühen hervorgerufen wird. Es kommt zu erhöhter Wärmeabgabe durch die Elektronenaufladung. Das heißt um den Pixel herum wird es warm. Stehen weitere Pixel zu eng nebeneinander heizt sich der Zwischenraum auf und die Pixel erwärmen sich dadurch weiter. Als Ergebnis fängt das Bild an zu rauschen, ohne das es einen weiteren Informationsgewinn für den Lichtimpuls gibt.
Wärme ist also für ein rauscharmes Bild kontraproduktiv. Deshalb gibt es in der Astrofotografie 4 Wege die Wärmestrahlung zu reduzieren
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Große Sensorfläche
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Weniger Pixel
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Größere Pixel
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Kühlung des Sensors
Das ist natürlich Gegensätzlich zu dem wie wir unsere Kameralieblinge vielleicht bisher ausgewählt haben.
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viele Pixel für knackig scharfe Bilder, mit brillianten Farben und Detailreichtum...
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das können mittlerweile auch die (zudem superteuren) Smartphonekameras.
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was die nicht können ist diese Leistung auch bei Sternenlicht zu erbringen.
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warum nicht...? weil zigtausend Pixel auf einer Fläche kleiner als der Figernagel angeordnet sind.
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wie war das noch mit dem Aufheizen bei langen Belichtungszeiten und /oder Verstärkerglühen (ISO hoch)...?
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und ein Smartphone mit Kühlgehäuse wäre ein wenig unhandlich ;-)
Sensorempfindlichkeit ISO bei Digitalkameras
Der ISO-Wert beschreibt die Lichtempfindlichkeit von Kamerasensoren. Je niedriger der ISO-Wert, umso weniger lichtempfindlich ist der Sensor. Hohe ISO-Werte hingegen emöglich auch bei schlechten Lichtverhältnissen gute Fotos. In der analogen Fotografie steht die ISO-Angabe für die Lichtempfindlichkeit von fotografischen Platten und Filmen, bei deren Belichtung es zu einem chemischen Prozess kommt. Analog arbeitende Fotografen müssen bereits im Vorfeld ihrer Projekte die Lichtempfindlichkeit des Films auswählen. Ein Wechsel des Films während der Arbeit ist umständlich. Bei digitalen Kameras hingegen gibt es keine chemischen Veränderungen am Sensor und die ISO-Empfindlichkeit kann bei jedem Bild einzeln geändert werden. Wenn Licht auf den Sensor (Halbleiter-Chip) fällt, wird elektrische Ladung proportional zur Lichtmenge frei und gespeichert. Dies nennt man den Photoeffekt (aus einem mit Licht beschienen Halbleiter treten Elektronen heraus). Am Ende des Belichtungsvorgangs wird diese Spannung (elektrische Ladung) vom Sensor ausgelesen und weiterverarbeitet.
Die ISO-Einstellung übt direkten Einfluss auf den Verstärker vor dem Analog Digital Wandung (ADC) aus. Bei hohen ISO-Werten wird mehr verstärkt, bei niedrigen weniger. Der Kamerasensor selbst, bleibt immer gleich empfindlich, nur die Verstärkung wird den Bedürfnissen angepasst. Je nach Lichtverhältnissen passt entweder die Kamera den ISO-Wert automatisch an, oder aber man passt ihn manuell an.
Mit der Lichtempfindlichkeit steigt aber auch das Rauschen, das Foto wird kontrastärmer und wirkt unscharf. Das Rauschverhalten ist stark von der Qualität der verwendeten Kamera abhängig. Hohe ISO-Einstellungen sind daher nur bei hochwertigen Sensoren sinnvoll, da ansonst das Rauschen verstärkt wird. In den letzten Jahren ist die Halbleiterfertigung allerdings stark optimiert worden, wodurch sich auch das Signal-Rausch-Verhältnis verbessert hat.
Eine große Bildpunktfläche (großer Sensor) kann effizienter Licht-Quanten einfangen. In den letzten Jahren gingen die Kamerahersteller jedoch dazu über, die Bildpunktflächen immer weiter zu verkleinern. Diese Entwicklung verschlechtert das Signal- Rausch-Verhältnis. Abhängig von der jeweiligen Fertigungstechnologie gibt es abhängig von der Sensorgröße ein optimales Verhältnis zwischen der Anzahl der Bildpunkte und dem Signalrauschabstand. Die Kamerahersteller haben dies aber erkannt und legen nun mehr Augenmerk auf ein besseres Signalrauschverhältnis und Farbwiedergabe (z.B. Canon EOS 1DX, Canon C300...). Bei einigen Modellen sind winzige Mikrolinsen vor dem Bildpunkt positioniert, um das Licht besser einfangen zu können.
Das Auflösungsvermögen (Farbtiefe) des Analog Digital Wandlers (ADC) ist von zentraler Bedeutung für die Bildqualität. Sie gibt an, wieviele Farbtöne für die Wiedergabe eines einzelnen Bildpunkts (Pixel) eines Fotos zur Verfügung stehen. Für die drei Grundfarbenkanäle RGB (rot/grün/blau) wird eine analog digital Wandlung separat pro Kanal durchgeführt. Derzeit wird eine Auflösung zwischen 12 und 16 Bit pro Kanal verwendet. Bei einer Auflösung von 14 Bit ergibt sich eine Gesamtauflösung von 42 Bit für alle drei Grundfarben
Nach der Wandlung des Signals im ADC führt der Bildprozessor eine weitere Rauschunterdrückung durch. Erfolgt die Rauschunterdrückung auf digitaler Ebene zu aggressiv, können Bildinformationen verloren gehen.
Fazit: Der ISO-Wert beschreibt die Lichtempfindlichkeit von Kamerasensoren. Je niedriger der ISO-Wert, umso weniger lichtempfindlich ist der Sensor. Hohe ISO-Werte ermöglichen auch bei schlechten Lichtverhältnissen gute Fotos. Mit der Höhe der Lichtempfindlichkeit steigt jedoch auch das Rauschen, das Bild wird grobkörniger und unscharf. Die Wahl von hohen ISO-Werten ist nur bei hochwertigen Kamerasensoren mit hohen Farbtiefen und großem Signalrauschabstand sinnvoll.
Das Lichtsammeln in der Nacht kann also nicht so ohne weiteres erfolgreich durchgeführt werden und die ersten Ergebnisse werden uns sicher enttäuschen...
Einige Stichworte
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Das Bild ist Unscharf
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Die Sterne sind nicht Punktförmig
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Die Sterne haben Kommmaverzeichnungen
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Die Sterne haben einen blauen Farbsaum
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Die Sterne fliehen zu den Rändern weg
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Das Bild besteht voller Pixel die "rauschen"
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Das Bild ist zu den Rändern hin zu dunkel
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Das Bild ist in der Mitte zu hell
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Im Bild sind bunte Punkte, Linien und Schlieren
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und, und, und
Zuerst ein paar grundlegende einfache technische Dinge die wir in der Aufnahme der Nacht anwenden können.
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Stativ verwenden - stabiler Stand, Mittesäule nicht ausfahren. Bei Neigeplatte auf horizontale Ausrichtung achten (Wasserwaage)
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Automatik aus - Zeit (Bulb Funktion), Blende, ISO manuell einstellen
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Fernauslöser - optimal wählbar mit Verschlusszeiteinstellung, Anzahl der Auslösungen , Intervallabständen...
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Manuelle Fokussierung - Scharfstellen über LiveView Monitor der Kamera, oder optimal mit WiFi Conect zu externen Monitor an Smartphone, Tablet, PC
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externe Kamerasteuerung - über externen Monitor und Software der Kamerahersteller ode00r "qDslrDashboard"
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Bildstabilisator - ausstellen
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Weißabgleich - Sonne
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Bildformat - JPEG Fine / RAW
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Kamerarainterne Rauschunterdrückung - ein (wenn keine Dunkelbilder)
...so beginnen wir ;-)
Stacking..., das Mittel der Wahl für bessere Astrofotos
Stacking..., was ist das und wofür
Das Stacking in der Bildverarbeitung bezeichnet das stapeln von mehreren Einzelaufnahmen übereinander mit dem Ziel in der Addition der gemachten Serienbilder ein besseres Ergenbnis als bei einem Einzelbild zu erzielen.
Stacking..., in der Astrofotografie
Das Stacking hat in der Abbildung und Weiterverarbeitung von astronomischen Bildern mehrere Aufgaben.
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Die Vermeidung von Sternenstrichspuren bei notwendigen längeren Belichtungsreihen, insbesondere wenn keine Nachführung verwendet wird
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Wenn die Brennweite des Objektivs nur kurze Verschlusszeiten erlaubt
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Wenn das Rauschverhalten des Sensors bei höheren ISO-Werten und/oder längeren Verschlusszeiten exponential zunimmt und zu unbrauchbaren Ergebnissen führt
Was passiert beim Stacking der Bilder
In der Astrofotografie werden beim Stacking fünf, zwanzig oder gerne auch hundert oder mehr Einzelbilder überlagert. Alle diese Einzelbilder wurden aber mit identischen Aufnahmeeinstellungen gemacht…. Wo liegt dann aber überhaupt die Verbesserung, wenn man zwei oder mehr identische Einzelbilder überlagert?
Das Besondere an diesen Aufnahmen ist tatsächlich, dass sie nicht identisch sind. Zwei gut belichtete Fotos an einem schönen Sommertag sofort hintereinander aufgenommen, können durchaus bis auf marginale Unterschiede identisch sein. Bei Astroaufnahmen hingegen sieht das anders aus. Hier versucht man, allerschwächste Details sichtbar zu machen, die sich kaum vom Hintergrund abheben. Und genau dieser Hintergrund unterscheidet sich von Aufnahme zu Aufnahme, weil sich gerade in den dunklen Bildteilen das Rauschen störend bemerkbar macht. Sieht man von wiederkehrenden Bildfehlern wie Vignettierung oder defekten Pixeln einmal ab, so ist dieses Bildrauschen jedoch statistisch verteilt und wechselt. Die störenden Informationen an der gleichen Stelle sind manchmal größer und manchmal schwächer.
Bildet man den Mittelwert vieler überlagerter Bilder, so bleibt die Helligkeit der abgebildeten Objekte – auch der schwachen – unverändert, wohingegen das Rauschen im Bild immer schwächer wird.
Vergrößerung eines Himmelsobjekts
Die Berechnung der Vergrößerung eines Objektes durch ein Teleskop unterscheidet sich von der Art der Projektion
- auf das menschliche Auge
- auf den Sensor einer Kamera a) bei der fokalen Projektion b) bei der afokalen Projektion
Die Beobachtung mit dem Auge
Für eine sinnvolle Vergrößerung eines Himmelsobjekts sind der visuellen Beobachtung mit dem Auge Grenzen gesetzt.
Bei der Beobachtung des Auges durch ein Okular bestimmt das Verhältnis zwischen Öffnung des Teleskops und der Austrittspupille am Okular die minimale-, die optimale- (förderliche) und die maximale Vergrößerung eines Gerätes.
Das menschliche Auge kann in der Dunkelheit seine Pupille erweitern um möglichst viel Licht auf die in der Netzhaut liegenden Sinneszellen leiten zu können.
In jungen Jahren beträgt die Öffnungsweite der Pupille rund 7mm, mit zunehmenden Alter geht sie gegen 4mm zurück.
Hier sind nun die Berechnungen für Vergrößerungen anhand meiner Optik
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70mm/420mm f/6 FPL55 Triplet APO Refraktor.
Berechnung minimale Vergrößerung Vmin :
Vmin = 70mm/7mm = 10fach
Berechnung förderliche Vergrößerung Vförd :
Vförd = 70mm/0,7mm = 100fach (= Vmin x 10)
Berechnung maximalen Vergrößerung Vmax :
Vmax = 70mm/0,5mm = 140fach (= Öffnung x 2)
Berechnung tatsächliche Vergrößerung V :
V = Brennweite Teleskop / Brennweite Okular
V = 70mm/15mm V = 28fach >> bis zur optimalen (förderlichen) Vergrößerung ist also noch Luft nach oben...
Die Projektion auf einen Kamera Sensor
Wird das gebündelte Licht duch das Okular antatt auf die Sinneszellen des Auges auf einen Kamerasensor geworfen, so wird es schwierig den exakten Strahlenweg zu erfasssen und in eine Vergößerung umzurechnen.
Die fokale Projektion:
Bei der fokalen Projektion wird der Kamerasensor hinter dem Brennpunkt des Teleskops positioniert, das Teleskop hat so die Funktion eines Objektivs mit der entsprechenden angegebenen Brennweite des Teleskops. In meinem Beispiel des oben genannten Teleskops sind dies 420mm.
Die Vergrößerung im Vergleich zu dem, was das bloße Auge sieht, ergibt sich aus Brennweite und Crop-Faktor. Im Kleinbildformat 36 mm * 24 mm entspricht eine Brennweite von etwa 43,3mm (genau Wurzel aus 1872) einer Vergrößerung von 1, also keiner Vergrößerung. 86,5mm Brennweite ergibt eine doppelte Vergrößerung.
Formel Vergrößerung V = Crop-Faktor x Brennweite / √1872
In meinem Beispiel V = 1,5 x 420mm / √1872
V = 14,6fach
Die afokale Projektion:
Bei der afokalen Fotografie durch ein Okular liegt das Okular nicht mehr im Fokus des Teleskops sondern wird in einem Tubus zwischen Kamerasensor und Teleskopbrennpunkt eingesetzt.
Die Vergößerung ist nun abhängig von 3 Faktoren:
1. Dem Brennpunkt des Teleskops (Stahlungsweg Teleskop von der Öffnung (Linse) bis zu seinem Fokuspunkt
2. Dem Strahlungsweg vom Brennpunkt Teleskop bis zum Brennpunkt des Okulars
3. Dem Strahlungsweg vom Okular bis zum Auftreffen auf dem Sensor.
Da das Strahlenbündel des Okulars vom Sensor nicht komplett erfasst wird, ergibt sich ein abgeschnittenes Bildfeld auf dem Sensor. Das runde Strahlenbündel aus dem Okular kann der Sensor also nur zu einem gewissen Anteil auf einem 3/2 Format erfassen. Wieviel letztlich von dem Strahlungsbündel auf dem Bildfeld des Sensors landet, lässt sich am Besten durch die Erfassung des tatsächlichen Bildwinkels auf dem Sensor ersehen.
Dazu können wir einfach ein möglichst bildfüllendes Objekt auf dem Sensor verechnen, von dem wir die scheinbare Größendaten haben.
In unserem Beispiel passt der Mond gut ins horizontale Bildfeld. Der Winkelgrad des Mondes zum Zeitpunkt der Aufnahme ist bekannt. Die Sensormaße ebenfalls:
Sensorbreite = 6000 Pixel = X° Winkelgrad
Mondbreite = 4850 Pixel = 0°29'34.10" = 0,4928° Winkelgrad oder 1774,10" Bogensekunden
(1° = 60 Bogenminuten = 3600 Bogensekunden)
Formel:
X° = 6000 Pix. x 1774,10" / 4850 Pix.
X° = 2194,76" = 0,6096° Winkelgrad
Mit den "4 Bekannten" = Sensor-breite, -vertikale, -diagonale und dem horizontalen Bildwinkel lässt sich jetzt die tatsächliche Brennweite und die entsprechende Vergrößerung ausrechnen.
Sensorbreite = 23,7mm
Sensorhöhe = 15,6mm
Sensordiagonale = 28,4mm
Horizontaler Bildwinkel = 0,6096°
Brennweite f = 2228mm
Vergrößerung V = 77fach
im Bild ist eine afokale Fotografie mit der Kamera durch ein Okular zu sehen, welches auf ein Zenithprisma aufgesetzt ist
Formel Brennweite
α = 2 * arctan[l/(2f)] (Umstellung auf f)
Formel Vergrößerung
V = Crop-Faktor * Brennweite / √1872
So lässt sich die direkte Darstellung auf dem Sensor ausrechnen.
In der digitalen Fotografie haben wir zudem noch den Vorteil den Bildauschnitt weiter zu vergrößern.
Auf meinem 24 MP Sensor mit 6000 x 4000 Pixeln ist die Venus in Bild 1 trotz der Brennweitenvergrößerung nur auf einer kleinen Fläche zu sehen.
In Bild 2, welches aus 3 Einzelaufnahmen zu je 1000 x 1000 Pixel besteht ist die Venus nahezu bildfüllend auf jedem Quadrat abgebildet..
Die Venus hat hier jeweils eine scheinbare Größe von 49,41"Bogensekunden
Der horizontale und vertikale Bildwinkel beträgt 116,258" Bogensekunden = 0 0,0323° Winlkelgrad
Die Vergrößerung beträgt hier das ... fache
Die Brennweite ..... mm
