Datenreduktion
II
Die komplette Aufnahmeserie
Die Messung des Spektrums eines Objekts (genau genommen des Wellenlängenbereichs,
der einer definierten Gitterstellung entspricht) besteht aus einer Reihe von
Aufnahmeserien. Nachfolgend wird die komplette Prozedur erläutert. In vielen
Fällen kann man sich einen Teil der Begleitaufnahmen sparen (z.B. wenn
man über eine Bibliothek skalierbarer Dunkelfeldaufnahmen und ein Masterflat
verfügt).
Biases: Es werden möglichst viele (mindestens 10) biases aufgenommen.
Also Kurzzeitbelichtungen < 1 sek ohne Lichteinfall (der Kameraverschluß
ist nicht geöffnet. Um sicher zu gehen, dass kein Licht durch das Teleskop
eindringt, kann man auch die Öffnung des Teleskops abdecken). Diese biases
werden später bei der Datenreduktionsprozedur gemittelt.
Darks: Bei der eingestellten Betriebstemperatur des CCD-Chips werden
möglichste viele darks (Dunkelbildaufnahmen) aufgenommen. Bei geschlossenem
Verschluß und gleicher Belichtungszeit wie bei den Objektaufnahmen werden
also Dunkelaufnahmen durchgeführt, welche den Dunkelstrom und "heiße"
Pixel dokumentieren. Auch sie werden später gemittelt (unter Ausschluß
von Aufnahmen mit cosmics bzw. unter Reduktion der cosmics durch die Software).
Flats: Die Aufnahme guter flats durch das Teleskop und den Spektrographen
ist ein schwieriges Unterfangen. Nach meinen Erfahrungen müssen flats perfekt
sein oder man sollte es lassen. Schlechte flats verschlechtern das Ergebnis
(im Vergleich zu Auswertungen ohne Berücksichtigung der flats). "T-shirt-flats"
werden folgendermaßen gewonnen: Man überzieht die Öffnung des
Teleskops mit einem weißen Tuch (faltenfrei!!) und beleuchtet diesen "Diffusor"
mit einer 150W-Halogenlampe (das ist eine Glühlampe, die keine Linien in
ihrem Spektrum besitzt (rein thermischer Strahler). Leuchtstoffröhren,
Sparlampen und Gasentladungslampen sind weniger geeignet, weil sie kein kontinuierliches
und flaches Spektrum abgeben). Man belichtet mehrere Minuten bis nahe an die
Sättigung der Pixel (80%). Aber Vorsicht: Es dürfen keine Pixel wirklich
gesättigt sein! Alle Pixel müssen im linearen Bereich ihrer Empfindlichkeit
sein. Man sollte möglichst viele dieser flats aufnehmen und sie später
mitteln (damit mit den flats kein relevantes Rauschen in das Ergebnis eingeschleust
wird). Die flats zeigen im Allgemeinen Helligkeitsgradienten sowie Schmutzeffekte
(Staub). Die flats müssen genauso wie die Objektaufnahmen später vom
bias und Dunkelstrom befreit werden. Deshalb müssen ausreichend Dunkelaufnahmen
(darks) mit der Belichtungszeit der flats gemacht werden, um später die
flats korrigieren zu können (Herstellung eines Masterflats).
Diese Korrekturaufnahmen (biases, flats, darks) können durchaus einige
Zeit verwendet werden. Sie müssen nicht jede Beobachtungsnacht aufgenommen
werden. Vor allem die flats und darks benötigen erheblichen Zeitaufwand.
Man legt sich deshalb eine Bibliothek an, die immer wieder mit rezenten
Aufnahmen ergänzt wird. So kann man auch die Konstanz der Kamera und der
Apparatur verfolgen. Aber Bibliotheks-flats/darks dürfen nur benutzt werden,
wenn die CCD-Kamera nicht gewechselt oder sonst was an der Apparatur geändert
wurde und die gleiche CCD-Temperatur verwendet wurde!!!
Vorsicht: Falls man keine fullframes aufnimmt sondern Bild-Ausschnitte,
so müssen die Ausschnitte aller verwendeten Aufnahmen (Objektaufnahmen,
flats, darks....) übereinstimmen!
Die Aufnahmen des Objekts werden möglichst lange belichtet. Es ist besser
wenige Aufnahmen zu machen, bei denen die Pixel gerade noch nicht gesättigt
werden (50 bis 80%), als viele Kurzzeitbelichtungen. Große Serien von
Kurzzeitbelichtungen schleusen zusätzliches Ausleserauschen in das Ergebnis
ein. Lange Belichtungszeiten setzen allerdings eine stabile Apparatur voraus
und eine verläßliche Nachführung (autoguiding). Mit meiner ST-4
habe ich schon 5 h lang einen einzigen Stern auf dem Spalt kontinuierlich nachgeführt.
Das ist Verlässlichkeit pur.
Wichtig ist auch die Führung eines Tagebuches. In dieses werden
die Wetterbedingungen, Einschätzung des seeings, die verwendete Apparatur
(Tele, Kamera, Spektrograph, Spaltbreite Gitter...), die Randbedingungen (CCD-Temperatur),
die beobachteten Objekte und die Aufnahmen (Belichtungszeiten, darks, biases....)
sowie die Uhrzeiten (Weltzeit) eingetragen. Ich schreibe einen stichwortartigen
Text in einen Editor und speichere diese Protokolldatei mit den Aufnahmen ab.
So kann ich jederzeit rekapitulieren, was ich an welchem Abend wie gemacht habe.
Aufnahmesoftware (= Datenaquisitionssoftware)
Ich verwende in der Regel Maxim DL. Dieses Programm hat den Vorteil,
dass ich die science-Kamera (Sigma 1603ME) und die autoguider-Kamera (St-4)
auf dem gleichen Bildschirm steuern und beobachten kann. Selbstverständlich
kann man auch die Software des Kameraherstellers verwenden, auch das kostenlose
IRIS oder Astroart und viele andere Aquisitionsprogramme. Die Aufnahmen
sollten generell im wissenschaftlichen fits-Format abgespeichert werden.
Dieses Format verfügt über einen geeigneten header, in dem die wichtigen
Daten (Objekt, Kamera, Belichtungszeit, Zeit, Standort....) gespeichert sind.
Es ist das wissenschaftliche Standardformat für Spektren, das weltweit
verwendet wird. Natürlich sind die header-Daten zu Beginn einer Aufnahmeserie
zu aktualisieren.