Gain und Offset – Darks, Flats 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 in gekühlten Kameras ist nicht gleich CCD oder CMOS in einer DSLR.

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.

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) und die Belichtungszeit wählen (möglichst lange belichten) und anschließen 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 und in der CMOS Technik bedeutet es eine elektronische Bildverstärkung. Die Einstellung der Verstärkung ist einer der wichtigsten Parameter bei CMOS Sensoren und er 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. 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 an, der für Ihre Aufnahmen ein guter Startwert ist. 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 bei der neuen QHY 533 M/C. Das Unity Gain liegt immer an der Stelle, wo aus Ausleserauschen Readout Noise) von einem niedrigem zu einem höherer Wert wechselt.

Das Unity Gain bei der neuen QHY 533 M/C. Das Unity Gain liegt immer an der Stelle, wo aus Ausleserauschen Readout Noise) von einem niedrigem zu einem höherer Wert wechselt.

 

Ein GAIN von 1 ist vergleichbar mit einer ISO Einstellung von 6 bis 12 bei einer DSLR. Ein Gain von 1 ist die minimale Einstellung, die die Hersteller angeben. Mit einer CMOS oder einer DSLR könnte man damit bei Tageslicht Bilder aufnehmen. Wählt man an einer DSLR ISO Einstellungen von 800 oder 1600 muss man um vergleichbare Aufnahmen zu bekommen das GAIN des CMOS Sensors entsprechend anheben. Bei Aufnahmen mit einem sehr geringen GAIN müssen Sie sehr lange belichten um überhaupt Signal von ihrem Aufnahmeobjekt zu bekommen. Konstant sind aber die Rauschanteile, die der Sensor und die Sensorelektronik produzieren (z.B. Dunkelstrom) und ihre Rohbilder werden sehr verrauscht sein und ihr Signal des Aufnahmeobjekts wird sich kaum vom Rauschen abheben.

Bei der Wahl eines sehr geringen GAIN Wertes ist allerdings auch Bilddynamik, die so genannte Full Well Kapazität am höchsten. 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.

Setzt man den GAIN Wert 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.

Das Offset

Es gilt jedoch noch einen zweiten wichtigen Wert für die Optimierung Ihrer CMOS Rohbilder zu ermitteln und das ist der 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)

 

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, dass sind ca. 6500 ADU und die hellsten Bereiche (helle Sterne) 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, so dass kein Licht den Aufnahmechip trifft. Das dann
    ausgelesene Bild enthält im Idealfall nur die durch den Auslesevorgang selbst erzeugtes 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 GAIN, der gleichen Temperatur des Sensors und dem gleichen Readout Modus aufgenommen werden, wie ihre späteren Rohbilder auch. Machen Sie 30 bis 50 Biasframes, 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. Es 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. Für genauere Ergebnis mehrere Dunkelbilder aufnehmen, stacken und mitteln.

Diese beiden kalibrierten Korrekturbilder sind essenziell für die spätere Bildbearbeitung! Wenn Sie nun ein Bild eines astronomischen Objekts aufnehmen und beide Bilder davon subtrahieren bleibt das reine Signal ihres Beobachtungsobjekts übrig. Bias- und Dunkelstromrauschen sind eliminiert. Was nicht passieren sollte, ist, dass der Himmelshintergrund unter 300 ADU sinkt. Dann das OFFSET leicht anheben. 800 ADU sind OK und entsprechen nur knapp 1 % des 16 Bit Tonwertbereichs und da geht nichts an Objektsignal verloren.

Das Dunkelbild korrigiert übrigens nicht nur das Rauschen sondern entfernt auch alle Fehlpixel des Sensors (Hot und Cool Pixel, siehe näheres dazu auch hier).

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. Empfehlung: Nutzen Sie Flat Darks (siehe unten).
Lichtstarkes Canon Teleobjektiv mit „brandneuen QHY 533 M/C

Lichtstarkes Canon Teleobjektiv mit „brandneuen QHY 533 M/C

Für Ihre spätere Bildbearbeitung fehlt Ihnen nun noch ein weiteres Korrekturbild, das so genannte Flatfieldbild oder Flatfield. Dies ist ein Bild, welches gegen eine rein weiße Fläche belichtet wird. Es korrigiert später eventuellen Staub auf Filtern, die dem Sensor vorgeschaltet sind und entsprechender Staub auf dem Sensor selbst.

Noch wichtiger ist aber, das das Flatfield auch Vignettirung des Aufnahmesystems korrigiert, wichtig bei sehr lichstarken optischen Systemen oder bei Aufnahmen mit Teleobjektiven bei offener Blende. Nehmen Sie dann sehr lichtschwache- und großflächige Objekte auf, macht Ihnen die Bildbearbeitung durch die Vignettierung einen „Strich durch die Rechnung“. Flatfield sollten im Histogramm mittig liegen und nicht rechts oder links an den Rand gequetscht stehen.

Links die preiswerte Variante mit Milchglasscheibe für ein Skyflat und rechts die Version mit der Leuchtfolie

Links die preiswerte Variante mit Milchglasscheibe für ein Skyflat und rechts die Version mit der Leuchtfolie

Zur Aufnahme von Flatfields empfehlen sich entsprechende (elektronisch) beleuchtete Folien, die ein völlig gleichmäßiges Licht erzeugen. Diese sind aber recht teuer, siehe z.B. hier: https://www.teleskop-express.de/shop/product_info.php/info/p8898_Artesky-250-mm-Premium-Flat-Field-Generator--LED-Beleuchtung.html oder hier https://www.gerdneumann.net/deutsch/astrofotografie-parts-astrophotography/aurora-flatfield-panels/uebersicht-aurora-flatfield-panels-overview.html). Sie können aber auch eine Plexiglasscheibe aus Milchglas nehmen, diese vor die Objektivöffnung setzen und ihre Flatfields in später Dämmerung gegen den Himmelshintergrund aufnehmen. Die bekommt man in jedem Baumarkt und ist deutlich preiswerter.

Flat-Darks

Flatfields sollten möglichst kurz belichtet werden, am besten unterhalb von einer Sekunde Belichtungszeit. Denn in jedem Flatfield steckt auch wieder das Dunkelstromrauschen.

Wenn So kurze Belichtungszeiten nicht möglich sind, empfiehlt es sich so genannte Flat Darks aufzunehmen. Liegt z.B. die Belichtungszeit für das Flatfield bei 10 Sekunden, so nimmt man auch ein 10 Sekunden Darkframe auf und subtrahiert es vom Flatfield.

Ein letzter Hinweis:

Wie bei allen Kalibrierungsbildern – Bias, Dunkelbild, Flatfield und oder Flat Darks – empfiehlt es sich nicht nur 1 jeweiliges Bild aufzunehmen, sondern mindesten 10 davon, diese zu stacken und sauber zu mitteln. Ihre fertigen Aufnahmen werden es Ihnen danken.

Dieses Bild zeigt eine fertig kalibrierte 600 Sekunden Belichtung der lichtschwachen und staubigen Region NGC 1999 – direkt südlich des Orionnebels. Im einkopiertem Histogramm sehen Sie, dass die kompletten Bildinformationen nur knapp über dem Himmelshintergrund liegen. Wenn bei dieser Aufnahme das OFFSET zu niedrig gewählt worden wäre, würde das einen deutlichen Verlust an Objektsignal bedeuten. Das Restrauschen wird später durch das stacken von insgesamt 12 Einzelbildern minimiert. Die Aufnahmeserie entstand Anfang April 2022 an einem 5 Zoll Refraktor von Astro Physics mit einer ZWO ASI 071C Pro, Gain = 50, Offset = 65. Die finale Bildbearbeitung ist noch nicht abgeschlossen.

Eine ausführliche Beschreibung zur Bildkalibrierung mit Bias, Dunkelbild und Flatfields finden Sie übrigens unter dieser URL: http://www.sternwarte-melle.de/index_htm_files/Kalib_1-2.pdf

Tabelle mit Unity Gain für einige QHY Kameramodelle

 

Kameramodell Unity Gain
QHY 600 M/C 25 bei Extended Full Well
QHY 268 M/C 30 bei Extended Full Well
QHY 183 M/C 10
QHY 163 M/C 120
QHY 367C 2800
QHY 247 C 2200
QHY 128C 3300
QHY 168C 10
QHY 410C 90 (Low Gain)
40 (High Gain)
QHY 294 M/C Pro 1600 (11 Mp Mode)
2600 (47 Mp Mode)
QHY 174 GPS 17
QHY 550P 85

 

Das Utility Gain weitere Kameramodelle finden Sie auf der QHY Website.

Wolfgang Paech + Christoph Kaltseis im April 2022

 


Über die Autoren:

 

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.

Alle Beiträge von Dipl.-Ing. Wolfgang Paech ansehen

 

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).

Alle Beiträge von Christoph Kaltseis ansehen

Wolfgang Paech & Christoph Kaltseis

Hinterlasse eine Antwort