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Die digitaler Erfassung von Bildinformationen schreitet − nicht nur in der Astronomie immer weiter voran. Inzwischen steht auch für Sternfreunde eine große Auswahl an Digital-Kameras zur Verfügung. Durch den Einsatz verschiedener CCD-Chips mit unterschiedlichen Arbeitsweisen und durch die verschiedensten Softwareangebote wird das Gebiet der digitalen Astrofotografie immer unübersichtlicher. Dieser Beitrag will Sie schrittweise in die Grundlagen der CCD-Technik einführen.
 Abb. 1: CCD-Chip
 Abb. 5: Interline Frametransfer-Chip |
Das Herzstück einer CCD-Kamera ist der CCD-Chip. Um ihn herum wird
die Elektronik und Mechanik konstruiert. Wir wollen uns als erstes mit diesem
CCD-Chip beschäftigen: Die wesentlichen Kenngrößen eines
Chips sind seine Pixelgröße (Abb. 1) und die Anzahl der auf ihm
befindlichen Pixel. Hieraus lässt sich die Gesamtgröße eines
Chips errechnen (Pixelgröße x Anzahl der Pixel).
Die Kleinsten in der Amateurastronomie verwendeten Chips haben eine Größe
von ca. 2 x 3 mm, die Größten liegen bei 24x36 mm und sind in
ihrer Größe dem Kleinbild vergleichbar. Abbildung 2 zeigt maßstäblich
die Größenverhältnisse zwischen den Pixeln. Bei der Größe
der Pixel verhält es sich wie bei der klassischen Fotografie mit dem
Filmkorn: kleine Pixel (feinkörniger Film) stehen für hohe Auflösung,
aber geringere Empfindlichkeit. Geringe Empfindlichkeit, weil die Fläche
auf der sich das Licht sammelt klein ist. Große Pixel sind empfindlicher,
dies geht aber auf Kosten der Auflösung. Bei der Auswahl einer Kamera
ist darauf zu achten, dass die Kamera kein besseres Auflösungsvermögen
hat als das Teleskop. Der Grund hierfür wird später genauer erläutert.
Von den Kameraherstellern werden zur Zeit drei verschiedene CCD-Sensortypen
angeboten:
Bei der Full Frame Technik (Abb. 1) wird die ganze Chipfläche für die Aufnahme verwendet. Um die Belichtung zu beenden ist ein mechanischer Verschluss notwendig. Dies garantiert bei diesem Chip-Typ, dass während des Auslesevorgangs (übertragen der Aufnahmeinformation an einen Rechner) kein weiters Licht auf die Pixel fällt und verhindert damit, dass die Aufnahme verfälscht wird.
Bei der Frame Transfer-Technik (Abb. 4) wird die Hälfte des Chips maskiert also mit einer lichtundurchlässigen Schicht abgedeckt. Am Ende der Belichtung wird das Bild sehr schnell in den maskierten Bereich verschoben und kann dann ausgelesen werden.
Bei der Interline Frame Transfer-Technik (Abb. 5) ist jede zweite Pixelzeile maskiert. Am Ende der Belichtung werden die Zeilen dann um einen Pixel verschoben. Dies erlaubt sehr kurze elektronische Belichtungszeiten.
Abb. 6a/b; Wirksame Fläche beim Interline-Transfer-Chip/Linse auf dem Chip  Abb. 7: Quanteneffizienz mit und ohne Mikrolinsen. |
Auffallend ist, dass die optisch wirksame Fläche bei den Interline Frame Transfer -Chips besonders klein ist. Betrachten wir die Abb. 6a. Im 2-fach Binning-Mode (d.h. um die Empfindlichkeit zu erhöhen werden 2 x 2 Pixel zu einem zusammengefasst, später dazu noch mehr) sind die weißen Quadrate die wirksame lichtempfindliche Fläche. Dazwischen liegt eine Isolation (schwarz). Zudem tragen die maskierten Pixel (blau) nicht zur Empfindlichkeit bei. Die tatsächliche für die beiden Pixel verbrauchte Fläche ist rot und weiß umrandet. Zwei benachbarte Pixel sind ebenfalls angedeutet.
Ein Vergleich der zwei weissen Flächen zur roten Fläche zeigt, dass nur ca. 25% der Fläche optisch wirksam sind. Um den Wirkungsgrad zu verbessern (man sagt hierzu in der Optoelektronik Quanteneffizienz = QE erhöhen) bringen die Chip-Hersteller Mikrolinsen auf (Abb. 6b). Diese Linsen bestehen aus einer optisch brechenden Flüssigkeit, die aufgetropft wird. Die Mikrolinsen sind also ausgehärtete Tröpfchen einer erstarrten Flüssigkeit. Erst durch diese Technik werden Interline Frame-Transfer-Chips für die Astrokameras interessant. Abb. 7 zeigt die Quanteneffizienz des Kodak KAI 2000 Chips mit und ohne Mikrolinsentechnik (Dieser Chip ist in der ST2000 von SBIG eingebaut). Die Wirkung der Mikrolinsen ist enorm. Hierdurch wird die Quanteneffizienz(QE) von ca. 8 auf ca. 45% gesteigert. Ein weiteres interessantes Phänomen ist in Abb. 7 zu erkennen. Die Abhängigkeit der QE von der Wellenlänge. Der gezeigte Sensor hat die max. Empfindlichkeit bei 480 nm mit ca. 44 %. Bei 680 nm, also bei der H-Alpha Linie beträgt die QE "nur" noch 22 %. Das "nur" steht deshalb in Anführungszeichen, weil es die besten Filme lediglich auf 4 ... 5% bringen.
Eine wichtige Kenngröße für die CCD-Chips fehlt jetzt noch: die sogenannte Full Well-Capacity. In jedem Pixel wird Licht in elektrische Ladung umgewandelt. Die Lichtstrahlen werden im dotierten Siliziumkristall absorbiert und erzeugen elektrische Ladungen. Durch die umgebenden Elektroden (in Abb. 5 schwarz) wird eine Ladungssenke gebildet, die die entstehenden Elektronen festhält. Irgendwann ist die Ladungssenke voll; wenn jetzt weiteres Licht auf die aktiven Pixel fällt, werden noch mehr Elektronen freigesetzt. Diese laufen dann in andere Pixel über. Diesen Effekt nennt man Blooming. Das Auslaufen der Pixel - der Blooming-Effekt - kann verhindert werden, wenn beim Herstellungsprozess zwischen den einzelnen Pixeln eine Potentialsperre aufgedampft wird. Diese Sperren vermindern aber die Empfindlichkeit je nach Chip um bis zu 30%. Die Full Well-Capacity gibt nun an wie viele Elektronen in einem Pixel aufgenommen werden können bevor er ausläuft. Die Anzahl der Elektronen ist abhängig von der Größe der Pixel und liegt zwischen 20 000 und 200 000. Abb. 3 verdeutlicht diesen Zusammenhang. Während beim 24 µm Pixel der Wert bei 180 000 Elektronen liegt, liegt er beim 6 µm Pixel bei 20 000 Elektronen. Diese Größe ist ein direktes Maß für die Empfindlichkeit der Kamera.
 Abb. 8: Auslesen des Chips |
Solange Licht auf den Sensor fällt, steigt die Zahl der Elektronen in den einzelnen Pixeln linear an. Am Ende der Belichtung müssen die Elektronen jedes einzelnen Pixels gezählt (registriert) werden. Wie in Abb. 8 gezeigt wird, werden zuerst die Elektronen einer ganze Pixelreihen nach unten verschoben. Dann werden die Elektronen pixelweise nach rechts verschoben. Bevor die Elektronen auf einen Rechner übertragen werden, werden sie verstärkt, digitalisiert und für die Darstellung auf dem Monitor wieder dem richtigen Bildelement zugeordnet. Dieser Vorgang ist recht kritisch und verläuft bei keinem Kamerahersteller fehlerfrei. Wird das Bild sehr schnell ausgelesen besteht die Gefahr, dass Elektronen verloren gehen oder nicht schnell genug nachkommen und dann anderen Pixeln zugeordnet werden. Wird das Bild zu langsam ausgelesen, gehen Elektronen verloren, weil die Isolation zwischen den Pixeln nicht 100%ig ist. Das Signal wird also auf jeden Fall verfälscht. Das Streuen des ausgelesenen Wertes um den wirklich wahren Wert wird Rauschen genannt. Das speziell beim Auslesen des Sensors entstehende Rauschen wird Ausleserauschen oder read out noise genannt. Diesen Wert geben Kameraherstellern in den technischen Unterlagen an. Er liegt durchschnittlich im Bereich von 10 ... 100 Elektronen pro Pixel. Welche Möglichkeiten es gibt, das Rauschen zu reduzieren wird später besprochen.
 Abb. 9: Mechanische Komponenten dr Kamera  Abb. 10: Elektronische Komponenten der Kamera |
In Abb. 9 sehen wir die wichtigsten Komponenten der CCD-Kamera. In der Mitte vorne befindet sich der CCD-Chip, welcher durch ein Fenster geschützt ist. Der Chip ist mit dem Peltierelement durch Kühlfinger verbunden. Das Peltierelement wird für die Kühlung des Chips verwendet. Der Peltiereffekt ist eine thermoelektrische Erscheinung, die bei einem Stromfluss an der Grenzfläche zweier Leiter auftritt. Der Effekt tritt bei Materialien, wie z.B. Kupfer/Halbleiter/Keramik, besonders deutlich hervor und erlaubt den Einsatz als Heizung oder als Kühlung. Die kalte Seite des Pelitierelements wird mit dem CCD-Sensor verbunden. Die auf der anderen Seite entstehende Wärme wird über Kühlrippen nach außen abgeführt. Zur weiteren Kühlung kann ein Ventilator zugeschaltet werden. Damit sich kein Frost auf dem Chipfenster niederschlägt muss der Innenraum sehr trocken sein. Alternativ verhindert auch ein Vakuum den Niederschlag von Frost.
Je nach Ausführung ist ein mechanischer Verschluss, ein kleiner zweiter Chip für die Nachführung der Kamera, eine Steckhülse oder ein Gewindeanschluss für das Teleskop vorhanden. In dem verbleibenden Platz wird die Elektronik untergebracht. Für den Betrieb der Kamera ist eine Spannungsversorgung und ein PC notwendig. Angesteuert wird die Kamera über die USB-Schnittstelle bzw. ältere Modelle über die parallele Schnittstelle. Für den Betrieb des Chips befindet sich auf der Platine ein Timer (Abb. 10). Das vom Timer gelieferte "Clock"-Signal wird zum Löschen, für die Ermittlung der Belichtungszeit und für das Auslesen des Chips (Abb. 10) verwendet. Beim Auslesen wird das einzelne Pixelsignal zuerst verstärkt. Daran anschließend wird es digitalisiert und der digitale Wert über eine Schnittstelle an den PC geschickt.
Unter Software werden diejenigen Programme verstanden, die sich auf dem
PC befinden.
Also keine Programme die z.B. den Mikrocontroller in der Kamera steuern.
Die Software hat primär die folgenden Aufgaben:
Nach Beendigung der Aufnahme:
Manche Hersteller bieten Bedienungsanleitungen und Software zum Download vorab an. Informieren Sie sich deshalb vor dem Kauf einer CCD-Kamera über diese Informationsquelle.
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Formel 1: Gesichtsfeld [Bogenminuten] 3438 x Kantenlänge des Chips[mm] = ----------------------------------- Brennweite des Teleskopes[mm]
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Wer in die CCD-Technik einsteigen möchte, hat üblicherweise schon ein Teleskop und eine Montierung. Genauso gibt es Vorlieben, welche Objekte beobachtet werden sollen. Es gilt also für die Ausrüstung und für die eigenen Neigungen eine passende Kamera auszuwählen.
Dabei sind folgende Parameter zu beachten:
Die Größe des Gesichtsfeldes ist abhängig von der Chipgröße und der Brennweite des Teleskops. Sie ist nicht abhängig von der Öffnung oder dem Öffnungsverhältnis. Die Größe des Gesichtsfeldes berechnet sich nach Formel 1.
Ein Beispiel: Bei einem Instrument mit 1000 mm Brennweite und einer Chipgröße
von 12 x 9 mm beträgt das Gesichtsfeld (3438 x 12 mm)/1000 mm = 41
x 31 Bogenminuten. Die Verhältnisse sind linear, d.h. bei 2 m Brennweite
ist das Gesichtsfeld nur noch halb so groß! Eine weitere wichtige
Kenngröße ist die Auflösung der Kamera. Diese kann auch
mit Formel 1 berechnet werden. Anstatt der Kantenlänge des Chips
wird die Pixelgröße z.B. 0,0074 mm eingesetzt und das Ergebnis
mit 60 multipliziert um von den Bogenminuten auf die Bogensekunden zu
kommen (3438 x0,0074 mm)/1000 mm x 60 = 1,52 Bogensekunden. Bei der Auflösung
der Kamera ist zu beachten, dass das Auflösungsvermögen der
Kamera nicht besser ist, als die Auflösung des Teleskops. Warum?
Fällt das Beugungsscheibchen genau auf einen Pixel, ist die Empfindlichkeit
optimal ausgenutzt. Das gesamte Licht eines Sternes fällt auf einen
Pixel. Dafür sind die Sterne eckig und es fehlen Grauanteile im Bild:
Dies wird auch Undersampling genannt. Ist nun die Brennweite des Teleskops
so gewählt, dass das Beugungsscheibchen z.B. auf 20 Pixel fällt,
so entsteht ein Grauverlauf des einzelnen Sterns und er wird schön
rund. Die Kamera arbeitet aber sehr unempfindlich, weil sich das Licht
eines einzigen Sterns nun auf sehr viele Pixel verteilt: Dies wird auch
Oversampling genannt. Ist also das Auflöusungsvermögen der Kamera
höher als das des Teleskops, so wird Empfindlichkeit und damit die
erreichbare Grenzgröße herabgesetzt.
Die Optimale Einstellung wird Critical Sampling genannt: die Kamera muss noch empfindlich arbeiten, die Sterne sollen aber trotzdem fein abgestuft sein. Erfahrungswerte zeigen nun, dass eine Auflösung von 1 ... 2 Bogensekunden pro Pixel optimal sind. Ist aber das Seeing ca. 5 Bogensekunden, dann ist auch eine Auflösung von 5 Bogensekunden pro Pixel ausreichend.
Beispiel: das Seeing betrage 5 Bogensekunden. Im ersten Fall wird mit einer Kamera belichtet, deren Auflösungsvermögen 1.5 Bogensekunden/Pixel beträgt. Im zweiten Fall wird mit der gleichen Kamera im 3 x3 Binning-Mode gearbeitet. Die Auflösung beträgt also 4.5 Bogensekunden/Pixel. Beim Vergleich der beiden Bilder wird sich zeigen, dass die Auflösung in beiden Aufnahmen identisch ist; begrenzt durch das Seeing. Bei der Aufnahme, bei der im 3x3 Binning-Mode gearbeitet wurde, werden aber schwächere Sterne noch zu sehen sein. Durch das Binning wird das Rauschen nicht erhöht, weil die Information der Pixel (hier von 9 Stück) vor dem digitalisieren addiert werden. Abb. 11 zeigt nun zwei schlechte Beispiele, das linke Bild ist undersampled, der Sterne ist auf zu wenig Pixel verteilt. Das rechte Bild ist oversampled, das Licht wird auf zu viele Pixel verteilt.
Bei Mond- und Planetenaufnahmen ist eine Auflösung von ca. 0,1 bis 1 Bogensekunde pro Pixel am geeignetsten. Es ist auch vernünftig sich für seine Ausrüstung eine Tabelle wie in Abb. 12 zu erstellen; dann hat man die entsprechenden Werte auch nach einer Regenperiode immer gleich zur Hand.
Ein weiterer wichtiger Aspekt ist die Linearität der Kamera. In Abb. 13 ist über die Zeit [t] die Anzahl der Elektronen [e-] aufgetragen. Die Anzahl der Elektronen steigt proportional mit den empfangenen Lichtquanten, bis die Full Well Capacity erreicht ist. Danach laufen die Elektronen in andere Pixel über und es kommt zu den sogenannten Blooming-Streifen. Bei Kameras mit Anti-Blooming-Gate wird durch Aufbringen einer Potentialsperre das Blooming verhindert, indem die Elektronen über ein Gate abgeleitet werden. Es wird nun immer wieder behauptet, dass Kameras mit Anti-Blooming-Gate für photometrische Messungen nicht eingesetzt werden können, weil diese nicht linear seien. Der Autor hat seine Kamera mit Anti-Blooming Gate nach der Anordnung in Abb. 12 vermessen. Die Diskussion der Messergebnisse würde den Rahmen hier sprengen. Es bleibt aber festzuhalten, dass die Kamera fast über den ganzen Bereich linear ist. Auf dem CCD-Workshop 2003 der Stuttgarter Sternwarte wurde diese Thematik angesprochen. Inzwischen liegen Messkurven für die folgenden Kameras vor:
Bei allen diesen Kameras konnte die immer wieder behauptete Nichtlinearität nicht festgestellt werden. Zumindest ist der Bereich in Abb. 13 zwischen L und S wesentlich kleiner als immer behauptet wird. Die ST2000 des Autors hat eine Full Well Capacity von 48000. Die Nichtlinearität beginnt bei etwa 45000; also fast im Bereich der Sättigung und spielt somit keine Rolle. Die Messkurven liegen auf der Homepage des Autors zum Download bereit (www.astro-siggi.de). Falls Sie Ihre Kamera vermessen möchten bin ich gerne bereit Sie zu unterstützen und auch Ihre Messkurve auf meine Web-Site zu stellen.
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