Warum exakte Echtfarbenbilder astronomischer Objekte nicht existieren
Der gesamte Durchlass von Atmosphäre, Teleskop und Kamera bestimmt, wie ein koaddierter Satz roter, grüner und blauer Aufnahmen gewichtet werden muss, um ein ansprechendes Farbbild zu erhalten. In diesem Zusammenhang begegnet einem auch häufig der Begriff des Echtfarbenbildes (true colour). Dieser besagt, dass ein Objekt, welches bevorzugt im Blauen emittiert, auch im Bild als blau erscheint, usw.
Bilder, welche die Farben astronomischer Objekte exakt so zeigen, wie das menschliche Auge sie sehen würde (falls es denn empfindlich genug wäre), sind so gut wie unmöglich. Das liegt daran, dass das von Nebeln, Sternen und Galaxien ausgesandte Licht eine Überlagerung aus verschiedenen Kontinuums-, Emissions- und Absorptionsanteilen ist. Ein Satz RGB-Filter integriert dieses komplexe Spektrum einfach im jeweiligen Durchlassbereich und reduziert es auf drei einfache Werte für rot, grün und blau.
Läge eine Emissionslinie am blauen Ende des Durchlassbereichs eines Grünfilters, und eine andere gleicher Stärke am roten Ende, dann wären beide Objekte im Farbbild gleich grün, während sie dem Auge verschieden erscheinen würden, obwohl auch das Auge über einen ähnlichen Filtermechanismus verfügt. Gleiches gilt in etwas abgeschwächtem Maß für die Kontinuumsanteile des Spektrums, die meistens nicht flach verlaufen. Daher wird ein Satz RGB-Filter die tatsächlichen Farben nie exakt widerspiegeln, insbesondere nicht für Objekte, welche durch Emissionslinien dominiert sind (Gasnebel). Echtfarbenaufnahmen sind also immer nur eine Annäherung an die Wirklichkeit.
Manche Hersteller von Filtern bewerben ihre Produkte dadurch, dass die Durchlasskurven ihrer Filter eine "natürlichere" Darstellung erlaubten als die der Konkurrenz. Sieht man sich aber einmal die extrem unterschiedlichen Quanteneffizienzen verschiedener CCD-Kameras an, dann wird klar, dass solche Bemerkungen unrelevant sind. Solange ein blauer Filter den blauen Anteil des Spektrums abdeckt usw., werden gutaussehende Farbbilder immer möglich sein. Es ist meiner Meinung nach viel wichtiger, den Durchlass des jeweiligen Filters zu maximieren, um das meiste aus der investierten Belichtungszeit herausholen zu können. Gute Antireflex-Beschichtungen sind ebenfalls von Vorteil.
Ich persönlich bin zufrieden, wenn blaue Dinge blau erscheinen, grüne grün und rote rot, solange der Gesamteindruck des Bildes ästhetisch ist.
Gewichtungsfaktoren
Um ein ästhetisch ansprechendes Bild zu erschaffen, müssen die Farbkanäle passend gewichtet werden. Diese Faktoren hängen unter anderem davon ab, wie die koaddierten Bilder erzeugt und normiert wurden: Handelt es sich um die Summe oder den Mittelwert, und wie lange wurden die Einzelbilder belichtet? Da diese Faktoren von Fall zu Fall unterschiedlich sein werden, sollte man die koaddierten Aufnahmen jeweils auf eine Belichtungszeit von einer Sekunde normieren.
Die Gewichtsfaktoren hängen dann ab von
Die ersten drei Punkte sind zeitlich konstant. Die Transparenz der Erdatmosphäre (Extinktion) hingegen ist variabel und beeinflusst das Ergebnis auch in sehr klaren Nächten, wenn die Objekte noch am Aufgehen bzw. wieder am Untergehen sind. Abhängig von der Zenitdistanz kommen hier schnell Änderungen von 10% und mehr zustande, da das Licht durch eine dickere Luftschicht hindurch muss (siehe airmass). Werden die Aufnahmen noch dazu über mehrere Nächte hinweg gemacht, dann vergrössern sich die Unsicherheiten weiter. Aufeinanderfolgende Nächte haben selten gleiche Transparenz, ausser man hat das Glück eine gute Serie an einem Topstandort zu erwischen.
An dieser Stelle sollte erwähnt werden, dass es für das menschliche Auge (bzw. Gehirn) praktisch unmöglich ist, eine langsame und globale Änderung der Extinktion um 10% oder 20% in einer dunklen Nacht wahrzunehmen. Dünner Cirrus, höhere Luftfeuchtigkeit oder Staub ist nachts visuell praktisch nicht zu erkennen. Nimmt man es dann tatsächlich wahr, so sind die Effekte meist deutlich grösser als gedacht, da u.a. das Auge ein logarithmisches Helligkeitsempfinden hat.
Die Gewichtsfaktoren werden sich daher von Nacht zu Nacht deutlich ändern.
Korrektur für galaktische Extinktion
Der letzte Punkt in obiger Liste, die galaktische Extinktion durch interstellares Material, führt zu einer Rötung der Objekte. Deren Farben sind also verzerrt. Man kann dies so belassen, da es quasi naturgegeben ist, man kann aber auch versuchen dies zu korrigieren und den tatsächlichen Eindruck wiederzugeben.
Die Galaxie IC 342 kann hier als Beispiel dienen. Deren blaues Licht wird gegenüber dem grünen und roten Licht um das 1.7-fache bzw. das 2.3-fache abgeschwächt. Diese Extinktionskoeffizienten kann man über NED beziehen und in der Farbgewichtung berücksichtigen. Für IC 342 erhält man über NED für E(B - V) = A(B) - A(V) = 0.558 und für E(B - R) = A(B) - A(R) = 0.916. Potenziert man die Basis des Magnitudensystems, 2.51189, mit E(B - V) bzw. E(B - R), so erhält man die angegebenen Korrekturfaktoren.
Im folgenden beschreibe ich zwei Methoden, wie man die Farbgewichtungsfaktoren bestimmen kann.
G2 Kalibration
Die Sonne hat die Spektralklasse G2 und erscheint dem Auge weiss. Sterne dieses Typs werden daher oftmals als "weisse" Referenzquelle benutzt, obwohl sie eigentlich eher gelblich sind (späte A- und mittlere F-Typen erscheinen eher rein weiss). Macht man Aufnahmen von einem solchen Kalibrationsstern mit gleicher Belichtungszeit und ohne diesen zu sättigen, dann kann man daraus unmittelbar die Gewichtungsfaktoren erhalten, da der Stern in den drei Bildern nicht gleich hell erscheinen wird. Diese Faktoren müssen dann noch für die atmosphärische Extinktion korrigiert werden, da blaues Licht mit zunehmender airmass vergleichsweise stärker absorbiert wird. Was bei dieser Kalibrationmethode allerdings nicht berücksichtigt wird, ist die sich von Nacht zu Nacht ändernde Transparenz der Atmosphäre. Die gewonnenen Gewichtungsfaktoren sind somit eigentlich nur für diese eine Nacht zu gebrauchen, genau genommen nur für die fragliche Stunde, da photometrische Nächte an durchschnittlichen Beobachtungsorten ziemlich selten sind.
Um dieses Problem zu vermeiden, könnte man einen G2 Stern direkt im aufgenommen Bildfeld identifizieren, und somit die Gewichtungsfaktoren anhand der Daten selbst ableiten. Auf diese Art und Weise würden alle negativen Einflüsse (und die galaktische Extinktion) auf einmal und automatisch mit berücksichtigt (inhärente Farbkalibration). Allerdings muss man folgendes im Hinterkopf behalten:
B-V Kalibration
Da man nicht davon ausgehen kann, klassifizierte G2-Sterne im Bildfeld zu haben (zukünftige Surveys werden dies wohl ändern), kann man die Auswahl etwas grosszügiger gestalten und Sterne verwenden, die ähnliche Farben wie G2-Sterne besitzen. Astronomen messen farben als Magnitudendifferenzen, wie z.B. B-V oder V-R, wobei B, V und R die Magnituden in blauen, gruenen und roten Filtern sind.
G2-Sterne haben im Durchschnitt B-V = 0.65 und V-R = 0.5. Kennt man nun die Magnituden der im Bild sichtbaren Sterne, so kann man sich eine Stichprobe auswählen, welche G2-ähnliche Farben hat, und diese als Referenz für den Weisspunkt verwenden. Glücklicherweise sind die Magnituden von Sternen bis zur etwa 18-ten Grössenklasse über den ganzen Himmel hinweg recht gut bekannt (und z.B. im NOMAD1 Katalog enthalten), so dass fast immer Referenzsterne gefunden werden können. Man sollte einen kleinen Spielraum zulassen, z.B. 0.6 < B-V < 0.7 sowie 0.3 < V-R < 0.7.
Anschliessend muss man nur noch die durchschnittlichen Helligkeiten der entsprechenden Sterne in den roten, grünen und blauen koaddierten Bildern vergleichen. Daraus ergeben sich die gesuchten Reskalierungsfaktoren für die Aufnahmen, welche diese Sterne dann in allen drei Filtern mit gleicher Helligkeit erscheinen lassen. THELI erledigt die gesamte B-V Kalibration mit einem Mausklick. Detaillierte Erklärungen für eine manuelle Vorgehensweise finden sich bei Bernhard Hubl. Die durchschnittlichen Gewichtsfaktoren, welche ich für meine ST10XME finde, lauten in etwa
| Filter |
Gewichtsfaktor
|
| R |
1.05 - 1.25
|
| G |
1.00
|
| B |
1.8 - 2.0
|
Und wenn sich keine G2-Sterne finden lassen? In diesem Fall kann man immer noch eine gute Kalibration erreichen, indem man alle Sterne im Durchschnitt weiss macht, nicht wie oben beschrieben nur G2-ähnliche Sterne. Der Blaukanal wird in diesem Fall im Vergleich zur B-V Kalibration um etwa 10% weniger stark gewichtet, da etwa 80% aller Hauptreihensterne in der Sonnenumgebung rote Zwerge sind. Diese Methode hat einen Vorteil gegenüber der B-V Kalibration: sie korrigiert bis zu einem bestimmten Grad die galaktische Extinktion entlang der Sichtlinie.
Schlussfolgerungen
Berufsastronomen sind oftmals schon froh, wenn ihre photometrische Kalibrierung auf 5% genau ist. Und hierzu werden Standardsternfelder mehrere Male pro Nacht beobachtet. In der Amateurastronomie werden Gewichtsfaktoren oftmals gar nicht selbst bestimmt, sondern nur ein einziges mal aus dem Internet kopiert. Die Unsicherheiten in den auf Webseiten angegebenen Gewichtsfaktoren (oftmals auf zwei Dezimalen genau) liegen weit höher als sie erscheinen mögen. Dies ist nicht nur der Fall, weil die sie noch lange nicht auf den eigenen Standort und die betreffende Nacht passen, sondern auch weil die Kalibrationsmethoden selbst fehlerbehaftet sind. Zum Beispiel besitzt die B-V Kalibration eine Unsicherheit von etwa 10% im blauen Faktor, und etwas weniger für den roten.
Zum Trost kann man sagen, dass mit Standardgewichtsfaktoren in den meisten Fällen immer ein ansprechendes Farbbild herausspringen wird. Allerdings sollte man sich bezüglich der Genauigkeit keinen Illusionen hingeben. In den meisten Fällen wird sie (numerisch) nicht genau sein und auch die Realität nicht exakt wiedergeben (s.o.), das Bild wird aber dennoch ansprechend aussehen.