Gain und Offset – Darks und Bias bei gekühlten CMOS Kameras

Von Zeit zu Zeit melden sich Kunden bei uns, die eine gekühlte CMOS Kamera gekauft haben und mit ihren Bildergebnissen unzufrieden sind. Sie haben bislang mit einer ungekühlten DSLR Kamera gearbeitet und vergleichen ihre Aufnahmen auch mit Freunden, die vielleicht statt mit einer QHY mit Kameras anderer Hersteller arbeiten und deutlich bessere Bildergebnisse erzielen. So hören wir oft:

Meine Bilder zeigen viel zu viel Rauschen und kaum Signal vom Aufnahmeobjekt“. Und viele angehenden oder umsteigende Astrofotografen schreiben uns: „Meine alten Bilder, aufgenommen mit meiner DSLR, zeigen deutlich mehr Objekt, obwohl die neue Kamera gekühlt ist und viel empfindlicher sein soll.

Wenn das wirklich so wäre, wäre es ja wirklich schlimm! Deshalb wollen wir mal die CMOS Technik anschauen und Ihnen an dieser Stelle ein paar Hinweise geben, wie Sie Ihre Bildergebnisse dramatisch verbessern können, denn CMOS-Sensoren in gekühlten Kameras verhalten sich anders als CMOS-Sensoren in einer DSLR oder CCD-Kameras.

Früher war alles besser, sagt man – oder sagen wir lieber: Früher war alles anders. In der älteren CCD Technik hatte man bei einer Belichtung wenig mit der Einstellung von Parametern zu tun.

Was für CCD-Kameras galt, gilt heute nicht mehr!

CCD Kamera (SBIG ST-10XMS, Baujahr 2000) und rechts eine CMOS Kamera (ZWO ASI 071C Pro, Baujahr 2022)
Links CCD Kamera (SBIG ST-10XMS, Baujahr 2000) und rechts eine CMOS Kamera (ZWO ASI 071C Pro, Baujahr 2022)

Da hieß es: Kamera an den Rechner koppeln, Kühlung einschalten (möglichst tief kühlen), die Belichtungszeit wählen (möglichst lange belichten) und anschließend das fertige Rohbild abspeichern. Mehr war nicht nötig, also alles easy. Anschließend noch ein Dark und ein Flat subtrahieren und im Photoshop ein wenig die Tonwertkurve anpassen. Aber CCD ist nicht gleich CMOS, die Sensoren unterscheiden sich erheblich in der Technik und somit auch in den Einstellungen für die Bildaufnahme (lesen Sie dazu auch demnächst unseren Beitrag: CCD versus CMOS).

Das Gain

Gain bedeutet Verstärkung; in der CMOS Technik bedeutet es eine elektronische Bildverstärkung. Der Gain ist direkt vergleichbar mit der Wahl eines ISO Werts bei einer DSLR. Hier gibt es die Standardwahl beginnend bei ISO 100 bis hoch zu ISO 6400 und bei modernen Kameras weit darüber hinaus.

Die Einstellung des Gain ist einer der wichtigsten Parameter bei CMOS Sensoren. Aber Achtung: Die korrekte Wahl des GAIN ist abhängig vom Sensortyp, also auch von der Kamera in der der Sensor verbaut ist. Die Hersteller geben meist nur einen so genannten Unity Gain-Wert(1) an, der für Ihre Aufnahmen ein guter Startwert ist. Dieser ist bei den neusten CMOS Sensoren nicht mit dem Schaltpunkt zwischen hohem und niedrigem Ausleserauschen zu verwechseln. Mit der Verbesserung der CMOS-Technologie wird bei den neuen 16-Bit-CMOS-Kameras selbst bei der niedrigsten Verstärkung die Anforderung an die Unity-GAIN-Einstellung (weniger als 1e/ADU) übertroffen.

Am Ende des Beitrages finden Sie eine Tabelle mit Unity Gain Einstellungen für gängige QHY Kameramodelle. Später, wenn Ihr Knowhow gewachsen ist, sollten Sie die GAIN Einstellung für Ihre Bedürfnisse UND die Himmelsqualität, Ihre Standardbelichtungszeiten perfektionieren. Aber bedenken Sie dabei, dass Änderungen der GAIN Einstellungen auch Änderungen der anderen Ausgabeparameter beeinflussen. Wie die aussehen zeigen die Kurven der entsprechenden Kameramodelle.

Das Unity Gain liegt immer an der Stelle, wo aus Ausleserauschen Readout Noise) von einem niedrigem zu einem höherer Wert wechselt.

Wenn man bei einer DSLR bzw. einer spiegellosen Kamera die ISO von 100 auf 800 oder 1600 anhebt, um bei sonst identischen Parametern (Blende, Belichtungszeit) ein helleres Bild zu erhalten, muss man an einer gekühlten CMOS-Kamera entsprechend den Gain anheben.

Ein GAIN von 1 oder 0 ist die minimale Einstellung, die die Hersteller angeben, und vergleichbar mit einer ISO Einstellung von 6 bis 12 bei einer DSLR. Mit dieser Einstelung könnte man bei hellem Sonnenschein Bilder aufnehmen.

ISO einer DSLR und GAIN einer CMOS-Kamera haben also den selben Effekt: Bei Aufnahmen mit einem sehr geringen GAIN müssen Sie sehr lange belichten, um überhaupt Signal von ihrem Aufnahmeobjekt zu bekommen. Nachführung, Himmelsqualität etc. müssen während der Belichtungszeit passen bzw. konstant bleiben.

Die Rauschanteile, die der Sensor und die Sensorelektronik produzieren (z.B. Dunkelstrom) sind aber konstant! Bei niedrigem GAIN – wenn kaum Signal im Bild zu sehen ist – werden ihre Rohbilder daher sehr verrauscht sein, und das Signal des Aufnahmeobjekts wird sich kaum vom Rauschen abheben.

Bei der Wahl eines sehr geringen GAIN Wertes ist allerdings auch die so genannte Full Well Kapazität am höchsten – und damit auch die Bilddynamik. Full Well gibt an, wie viel Ladung (Lichtphotonen) ein Pixel aufnehmen kann, bevor es „voll“ ist und somit bei helleren Sternen in die Überbelichtung geht. Die gesamte Helligkeit, die gesammelt wird, muss nachhher in den 16Bit Dynamikbereich dargestellt werden, in dem die gesammelten Daten gespeichert werden. (Dazu muss natürlich in 16 Bit aufgenommen und gespeichert werden!)

Ein niedriger GAIN bedeutet also eine hohe Dynamik, aber auch längere Belichtungszeiten und damit größere Anforderungen an die Konstanz der Beobachtungsbedingungen, und ein schlechteres Verhältnis von Signal zu Sensorrauschen und Dunkelstrom.

Setzt man den GAIN-Wert für ein besseres Signal/Rausch-Verhältnis zu hoch an, reduziert sich die Bilddynamik. Sterne und helle Aufnahmeobjekte wie z. B. der Kernbereich des Orionnebels gehen in die Sättigung, werden überbelichtet, und der Zentralbereich des Nebel „brennt“ aus. Es gibt also keine Grau- oder Farbschattierungen mehr, alles ist weiß und überbelichtet.

Somit kann über das GAIN die Bildaufnahme optimal an Ihre Beobachtungsbedingungen angepasst werden. Je lichtstärker Ihr Aufnahmeteleskop ist, desto geringer kann das GAIN gesetzt werden. Oder Sie können bei höherem GAIN kürzer belichten. Wichtig ist auch die Qualität „Ihres“ Himmels: Je dunkler desto länger kann belichtet werden. Bei hellerem Himmel mehr Einzelbilder stacken, um das Signal-Rauschverhältnis zu verbessern.

Die Einstellung von GAIN und OFFSET sind übrigens im ASCOM Kameratreiber zu finden und einzustellen.

Ein Beispiel zum Verständnis:

Je lichtstärker eine Optik ist, desto stärker kann der GAIN bei gleicher Belichtungszeit reduziert werden (im Vergleich mit einem lichtschwächeren Teleskop bzw. kleinerer Blende)! Anders gesagt: Mit einer lichtstärkeren Optik kann bei gleichem GAIN kürzer belichtet werden.
Beim Erhöhen des GAIN Wertes bei einem durchschnittlich „schnellen Teleskops“ (das anders als ein Teleobjektiv ja eine feste Blende bzw. Lichtstärke hat) kann die Belichtungszeit kürzer werden.
-> Das bezieht sich immer auf die Hintergrund-ADU und die hellsten Bereiche im Bild.
Es gibt mehr als eine Möglichkeit, um das Maximum der Nacht zu bekommen. Das Ergenis wird u.a. beeinflusst durch die Anzahl der Aufnahmen, das SNR im Stack, bessere Seeing Werte durch kürzere Belichtungszeiten, …

Nach der Aufnahme sollte der Hintergrund im Bild nicht über 10% Sättigung von 16Bit liegen.
16Bit sind 0-65535 Tonwerte und 10% sind um die 6553 Tonwerte  (wenn man den ADU misst).
Außerdem sollten die hellsten Bildbereiche nicht (viel) überbelichtet sein!
Das Zentrum der hellsten Sterne bietet einen guten Anhalt, ob gerade noch nicht (oder nur ganz wenig) überbelichtet ist. Mit mehr Erfahrung in der Bildbearbeitung wird diese Aussage klarer, aber als Basis kann sie so verwendet werden.

Das Offset

Es gilt jedoch noch einen zweiten wichtigen Wert für die Optimierung Ihrer CMOS Rohbilder zu ermitteln, und das ist das so genannte OFFSET. Das OFFSET verschiebt das Histogramm (die Tonwertkurve) nach der analog-digital Wandlung auf der waagerechten Achse.

Das Histogramm zeigt nach der Analog-digital Wandlung die Helligkeitsverteilung (Tonwertverteilung) Ihres Rohbildes. Auf der waagerechten Achse wird die Verteilung der Grauwerte und auf der senkrechten Achse die Anzahl der Pixel und somit die entsprechende Helligkeit dargestellt.

Das Histogramm
Das Histogramm (Erläuterung dazu im Text)

Das Offset entspricht der Gamma-Korrektur des Bildes und sollte so gesetzt werden, dass am Ende ein Wert von mindestens 300 ADU für den Hintergrund bleibt. Kontrolliert wird das an dem belichteten Bild nach Abzug der Korrekturbilder.

Was ist eigentlich ADU?

Ausführliche Informationen zum Histogramm und zu ADU (Analog Digital Unit) beschreiben wir Ihnen hier:

http://www.sbig.de/universitaet/glossar-htm/histogramm.htm
http://www.sbig.de/universitaet/glossar-htm/adu.htm

Die maximale AD Wandlung beträgt 16 Bit, das entspricht zwischen Schwarz (links im Histogramm) und Weiß (rechts im Histogramm) 0 bis 65 535 Graustufen. Bei einer 14 Bit AD Wandlung werden 16 384- und bei einer 12 Bit AD Wandlung nur noch 4096 Graustufen dargestellt. Sie werden auch als ADU´s bezeichnet. Mit abnehmender AD Wandlung wird Ihr Histogramm also zusammen gepresst, und der Unterschied der dargestellten Graustufen zwischen Schwarz (Himmelshintergrund) und Weiß (hellste Sterne) wird deutlich geringer.

Es zeigt zur Verdeutlichung die ADU Werte zweier gemessenen Objekte. Im kleinen Quadrat der Kleinplaneten 1991 RG7 (ca. 18. Größenklasse). Im großen Quadrat dazu einen Referenzstern der 12. Größenklasse.

Es zeigt zur Verdeutlichung die ADU Werte zweier gemessenen Objekte. Im kleinen Quadrat der Kleinplaneten 1991 RG7 (ca. 18. Größenklasse). Im großen Quadrat dazu einen Referenzstern der 12. Größenklasse.

In der Tabelle entspricht der Kleinplanet der Nummer 1, der Referenzstern der Nummer 2. Man sieht deutlich den Unterschied in den beiden ADU-Werten zwischen 1157 und 39565. Logisch auch, dass in der Tabelle der letzte Wert S/N, das Signal-Rauschverhältnis ähnliche Verhältnisse zeigt. Der Kleinplanet hat natürlich ein wesentlich schlechteres S/N-Verhältnis als der hellere Stern.

Bleiben wir jedoch bei einer AD Wandlung von 16 Bit (0 bis 65 535 ADU). Nach der Belichtung sollte der Hintergrund nicht über 10% der Sättigung liegen, das sind ca. 6500 ADU, und die hellsten Bereiche (helle Sterne) sollten noch nicht überbelichtet sein.
Nun ist es so, dass Sie bei Deeps Sky Aufnahmen im Histogramm immer im linken Bereich liegen und sich Ihr (lichtschwaches) Beobachtungsobjekt kaum vom Himmelshintergrund abhebt. Um zu vermeiden, dass das Signal im negativen Bereich des Histogramms verschwindet, wird über das OFFSET die Tonwertkurve nach rechts verschoben. Das OFFSET sollte so gesetzt werden, dass am Ende ein Wert von etwa 300 ADU beim Himmelshintergrund verbleiben. Ist das OFFSET zu gering gewählt, zeigen sich im Himmelshintergrund so genannte „dark patches“, die in der Bildbearbeitung sehr schwierig zu korrigieren sind – abgesehen davon, dass sie natürlich Objektsignal verlieren.

Zwei Schritte zur Ermittlung des korrekten OFFSET

Sie müssen zur Bestimmung des OFFSET zwei Bilder aufnehmen. Es sind ein so genanntes Bias und ein Dunkelbild.

  1. Das Biasframe erfasst für jedes Pixel das elektronische Rauschen, das vom AD Wandler systematisch erzeugt wird. Die Belichtungszeit wird mit der kürzest möglichen Belichtungszeit bei geschlossenem Verschluss (Teleskopöffnung abgedeckt) aufgezeichnet, sodass kein Licht den Aufnahmechip trifft. Das dann
    ausgelesene Bild enthält im Idealfall nur die durch den Auslesevorgang selbst erzeugte Rauschen für jedes einzelne Pixel – es wird als Read Noise oder Readout Noise bezeichnet.
Der Biaswert als konstantes (aber temperaturabhängiges) Rauschen. Das Dunkelstromrauschen ist sowohl von der Temperatur, der Belichtungszeit und vom GAIN abhängig.
Der Biaswert als konstantes (aber temperaturabhängiges) Rauschen. Das Dunkelstromrauschen ist sowohl von der Temperatur, der Belichtungszeit und vom GAIN abhängig.

Das Biasframe MUSS mit dem gleichen Einstellungen für GAIN, Temperatur des Sensors, Binning und Readout Modus aufgenommen werden, wie auch die späteren Rohbilder. Machen Sie 30 bis 50 Biasframes und stacken und mitteln Sie diese (z.B. DeepSkyStacker). Nun müssen Sie mit einer Bildbearbeitungssoftware (Fitswork, Pixinsight, Maxim DL) das Signal des Hintergrundrauschens messen. Der Wert sollte um die 850 ADU liegen. Starten Sie mit dem voreingestellten OFFSET Wert im Kameratreiber (z.B. 55 bei der QHY 268M oder 60 bei der QHY 600M).

2. Nun wird ein Dunkelbild (ein Dark Frame) aufgenommen. Wie beim Biasframe müssen GAIN, Sensortemperatur und Readout Modus dem Ihrer am Himmel aufgenommen Bildern entsprechen. Auch das Dunkelbild wird bei geschlossenem Kameraverschluss oder abgedeckter Teleskopöffnung belichtet. Es misst für jedes Pixel den jeweiligen ADU Wert, der ohne Lichteinfall nur durch thermische Bewegungsenergie innerhalb des Sensors und der Kameraelektronik entsteht. Das ist das Dunkelstromrauschen (Dark Noise, Dark Current).

Nun müssen Sie wieder den Wert des Rauschens messen. Der Wert sollte etwa dem Wert des Biasframe entsprechen, keinesfalls jedoch niedriger sein, sonst muss der OFFSET vergrößert werden. Dies geschieht entweder im ASCOM-Treiber der Kamera oder in der Aufnahmesoftware.

Für genauere Ergebnisse nehmen Sie wieder mehrere Dunkelbilder auf, die Sie stacken und mitteln.

Diese beiden kalibrierten Korrekturbilder sind essenziell für die spätere Bildbearbeitung!

Nun geschieht folgendes: Wenn Sie nun ein Bild eines astronomischen Objekts aufnehmen und aus der Kamera herunterladen, enthalten die Daten die Signale der Kamera (das Rauschen) und des Himmels (des Objekts).

Wenn nun Bias und Dark-Frame abgezogen werden, bleibt das reine Signal Ihres Beobachtungsobjekts übrig, Bias- und Dunkelstromrauschen sind eliminiert. Noch besser als ein normales Bias ist übrigens ein Flat-Dark!

Was nicht passieren sollte ist, dass der Himmelshintergrund unter 300 ADU sinkt. Bei 16 Bit ist der Wert sonst zu nahe an Null! Dann muss der OFFSET-Wert leicht angehoben werden. Rund 800 ADU nach der Kalibrierung sind Okay und entsprechen nur knapp 1 % des 16 Bit Tonwertbereichs – da geht nichts an Objektsignal verloren.

Mit dem Offset verschieben Sie also den Gammawert von Null weg, aber nur so weit, dass die Werte von Darks und Bias etwa gleich groß sind.

Außerdem können Pedestal-Werte addiert werden, oft ist ein Wert um 200 voreingestellt.

Das Dunkelbild korrigiert übrigens nicht nur das Rauschen sondern entfernt auch alle Fehlpixel des Sensors (Hot und Cool Pixel, siehe näheres dazu auch hier). Wenn im fertigen Bild nach dem Stacking noch Hotpixel übrig sind, sollten Sie neue Darks aufnehmen – und nicht vergessen, dass nirgends Licht einfallen darf – auch nicht an Okularauszug, Filterschublade oder ähnlichem. Wenn alles korrekt subtrahiert wurde, sollte jedes Hotpixel verschwunden sein!

Erkennt man ein Muster im Hintergrund, hat es oft mit dem Bias zu tun und mit einem zu geringem oder unpassendem Versatz zwischen den Aufnahmen beim Dithern! Eine Lösung ist ein größerer Pixelversatz zwischen den Aufnahmen, ein Flat Dark statt einem normalen Bias (s.u.) sowie Kontrolle ob das Bias im Stack richtig angewandt wurde.

Hinweise:

  • Wenn GAIN, OFFSET oder Readout Modus geändert werden, MÜSSEN die Kalibrierungsbilder – Bias und Darkframe – neu aufgenommen werden.
  • Wenn Sie Bias Frames verwenden, MUSS die Bildbearbeitungssoftware „wissen“, dass im Dunkelbild auch der Biaswert steckt, sonst wird doppelt subtrahiert, und es kommt zu vermehrtem Rauschen oder negativen Werten.

Tabelle mit Unity Gain für einige QHY Kameramodelle

KameramodellUnity GainSwitch Point High Gain / Low Gain Conversion
QHY 600 M/C25 bei Extended Full WellPhotography Mode: 26 / High Gain Mode: 56
QHY 268 M/C30 bei Extended Full WellPhotography Mode: 26 / High Gain Mode: 56
QHY 183 M/C10
QHY 163 M/C120
QHY 533 M/C6860
QHY 367C2800
QHY 247 C2200
QHY 128C3300
QHY 168C10
QHY 410C90 (Low Gain)
40 (High Gain)
QHY 294 M/C Pro1600 (11 Mp Mode)
2600 (47 Mp Mode)
11 MP Mode: 1600
QHY 174 GPS17
QHY 550P85

Das Unity Gain weiterer Kameramodelle finden Sie auf der QHY Website.

(1)Unity-Gain-Wert: Am Beispiel der neusten CMOS-Sensoren zeigt sich deutlich der Schaltpunkt zwischen „High Gain Conversion und Low Gain Conversion“. Ab dieser GAIN Einstellung fällt das Ausleserauschen (e-) deutlich und ebenso der Dynamikbereich steigt durch das geringere Rauschverhältnis nochmals an. Dieser Schaltpunkt zwischen HGC und LGC ist nicht der Unity Gain, bei dem 1 Elektron pro ADU auf den Sensor treffen (1e=1ADU)


 

Über die Autoren:

Christoph Kaltseis

Christoph Kaltseis ist nicht nur Adobe Photoshop Spezialist und als Nikon Professional für Nikon unterwegs, sondern auch ein erfahrener Astrofotograf. Er gehört zu den Gründern der Central European DeepSky Imaging Conference (www.cedic.at), die seit 2009 regelmäßig alle zwei Jahre in Linz stattfindet.

Neben seiner diversen Projekten hat Christoph mit APF-R (Absolute Point of Focus) in den letzten Jahren einen neuartigen Bildschärfungsprozess entwickelt. Die Prozedur ist dabei nicht immer gleich, sondern wird auf die Kombination von Objektiv und Kamera angepasst. Daher war eine flexible Methode nötig, um die gewünschten Ergebnisse zu erzielen.

In seiner Karriere als Astrofotograf hat Christoph auch bereits einige APODs (NASA Astronomy Picture of the Day) erstellt, z.B. die mit APF-R bearbeitete Aufnahme der M33 Galaxie oder das Herz des Orionnebels (M42).

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Wolfgang Paech

Wolfgang Paech betreibt Astronomie seit nunmehr über 50 Jahren. Neben seinen zahlreichen Erfahrungen mit Sternwarten-Kuppeln aller Art sind seine Kerngebiete die Sonne und der Mond. Auf der Website www.chamaeleon-observatory-onjala.de finden Sie einen kompletten Mondatlas, aufgenommen mit seiner Standardtechnik. Aber auch in Sachen Deep-Sky und Planeten kann ihm, als langjährig erfahrenem Astrofotograf, niemand etwas vormachen.

Die 50+ Jahre Amateurastronomie mit vielen weiteren Bereichen, wie z.B. der Restaurierung historischer Amateurteleskope, Polarlichtreisen und vielem mehr sind auf seiner privaten Webseite unter www.astrotech-hannover.de aufbereitet.

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