Einzelbelichtungszeiten
Eine einzelne Aufnahme sollte idealerweise solange belichtet werden, dass das Hintergrundrauschen des Himmels das instrumentelle Rauschen dominiert, welches dann vernachlässigbar wird. Dieser Zustand wird als hintergrundlimitiert bezeichnet. Um es zu veranschaulichen: Der Anteil des Hintergrundrauschens in einer einstündigen Belichtungsserie ist immer gleich hoch, unabhängig davon in wie viele Einzelbelichtungen die Serie aufgebrochen ist. Der Anteil des Ausleserauschens wächst jedoch mit der Anzahl der Aufnahmen (zum Thema Rauschen siehe auch hier).
Die minimale Belichtungszeit hängt ab von
Um die minimale Belichtungszeit zu bestimmen, muss man zunächst das instrumentelle Rauschen der Kamera kennen. Falls dies im Datenblatt in Elektronen angegeben ist, muss man es noch durch den gain dividieren. Ansonsten nimmt man ein Bias-Bild (ein Dark mit null Sekunden Belichtungszeit) und misst die rms-Fluktuation direkt im Bild. Das Dunkelstromrauschen kann vernachlässigt werden, wenn die Kamera kühlbar ist.
Anschliessend misst man die Himmelshelligkeit in einem Bild und subtrahiert das Bias-Niveau. Die Quadratwurzel dieses Werts bestimmt das Gesamtrauschen im Bild (Hintergrundrauschen und instrumentelles Rauschen). Das Ergebnis sollte mindestens zweimal (besser: drei- bis viermal) so gross sein wie das Ausleserauschen alleine. Falls nicht, muss die Belichtungszeit weiter erhöht werden.
Unter lichtverschmutztem Himmel und/oder mit grossen Öffnungsverhältnissen ist dies leichter zu erreichen als unter guten Bedingungen.
Gesamtbelichtungszeit
Ein lichtverschmutzter Himmel bedeutet nicht unbedingt, dass man keine tiefen Aufnahmen erzielen kann. Die erhöhte Helligkeit führt zu grösserem Hintergrundrauschen, welches man durch mehr Belichtungszeit kompensieren kann. Wenn der Himmel an einem Standort n mal heller ist als an einem anderen, dann ist das Hintergrundrauschen sqrt(n) mal so gross. Bei gleicher Transparenz usw. muss man dann n mal solange belichten, um die gleiche Tiefe zu erreichen.
Die erreichte Tiefe wird als Grenzgrösse bezeichnet, und es gibt verschiedene Arten, diese festzulegen. Eine häufige Vorgehensweise ist, die Magnitude einer Punktquelle (Stern) zu bestimmen, die ein integriertes Signal-zu-Rauschverhältnis (S/N) von 3 oder 5 besitzt. Der hierbei gemachte Messfehler ist in etwa durch das inverse S/N (also durch N/S) gegeben. Ist das S/N beispielsweise 5, dann ist der Fehler in der Grenzgrösse ungefähr 0.2 Magnituden.
Als Faustregel kann man annehmen, dass man 10mal solange belichten muss, um eine Magnitude (ein Faktor von 2.5) tiefer zu kommen. Um alleine das Hintergrundrauschen soweit zu drücken, muss bereits 6.25mal solange belichtet werden (das Quadrat von 2.5). Der Rest entstammt instrumentellen Effekten und weiteren Unsicherheiten wie z.B. schlechter Datenreduktion.
Beispiel: Erreicht man Magnitude 21 in einer Stunde, so braucht man 10 Stunden für Mag 22 unter gleichem Himmel. Unter einem 10mal dunkleren Himmel würde man Mag 22 hingegen in einer Stunde erreichen.
Belichtungszeiten für Farbaufnahmen
Viele Astrofotografen verwenden in etwa genausoviel Zeit für RGB zusammengenommen wie für den Luminanzkanal alleine. Das Belichtungszeitverhältnis für LRGB beträgt also 3:1:1:1. Das ist nicht optimal, da in L wesentlich schwächere Details erreicht werden, für die dann keine Farbinformation mehr verfügbar ist. In den Bildresultaten erkennt man das daran, dass die schwachen Anteile kaum oder gar keine Farben aufweisen. Man sollte also eher ein Verhältnis von 1:1:1:1 für LRGB anstreben. Ist der verwendete CCD deutlich weniger sensitiv im blauen oder roten Bereich, dann kann der entsprechende Anteil erhöht werden.
Das Thema Farbkalibration wird separat unter dem Komplex Bildbearbeitung abgehandelt.