Lucky Imaging

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Demonstration von Lucky Imaging

Lucky Imaging (engl. für Glückstreffer-Belichtung) bezeichnet eine Technik in der beobachtenden Astronomie, bei der ein Bild aus vielen nacheinander entstandenen Digitalaufnahmen eines Himmelsgebietes durch Rechentechniken entsteht, um den störenden Einfluss der Atmosphäre (Luftunruhe, Seeing) auf die Schärfe astronomischer Fotografien zu minimieren. Besonders in der Amateurastronomie findet diese Methode durch ihre einfache und kostengünstige Anwendung (Aufnahmen sind mit normalen Webcams als Endgerät am Teleskop, das als Objektiv fungiert, möglich) und fortschreitende Rechnertechnologie seit Anfang des 21. Jahrhunderts stetig steigende Beachtung.

Problem[Bearbeiten]

Bis zu einem gewissen Grad lässt sich die Bildschärfe bzw. die Winkelauflösung eines Teleskops durch größere Linsen oder Spiegel verbessern. Ab einer bestimmten Teleskopgröße (ca. 15 cm) wird die erreichbare Bildschärfe jedoch durch die optische Turbulenz der Erdatmosphäre begrenzt. Die verschieden warmen und dichten Luftschichten erzeugen ein turbulentes „Flimmern und Funkeln“, das sich schon an warmen Tagen über heißen Straßen gut beobachten lässt. Über die gesamte vertikale Dicke der Atmosphäre (bis ca. 20 km) ist in der Regel kein ruhiges, stabiles Bild zu erhalten, was eine der wichtigsten Motivationen für die Entwicklung von Weltraumteleskopen und adaptiven Optiken darstellte.

Die deutsche Übersetzung „Glückstreffer-Belichtung“ oder auch das Machen von Glücksaufnahmen (durch diese Technik gewonnene Aufnahmen werden im englischsprachigen Raum als „lucky exposures“Glücksaufnahmen bezeichnet) trifft den Kern des Prinzips: Mit Hilfe einer digitalen Kamera werden mit für die Astrofotografie kurzen Belichtungszeiten im Bereich einiger zehn Millisekunden sehr viele Bilder aufgenommen. Die Bildschärfe schwankt von Einzelbild zu Einzelbild aufgrund der optischen Turbulenz der Erdatmosphäre. Der Trick des Lucky Imaging besteht nun darin, die schärfsten Aufnahmen auszuwählen, diese dann passend übereinander zu schieben und somit eine scharfe langbelichtete Aufnahme zu erhalten.

Geschichte[Bearbeiten]

Obengenannte Lösungsansätze wie Weltraumobservatorien oder adaptive Optik sind mit hohen Kosten und großem technischen Aufwand verbunden und somit in der Amateurastronomie kaum einsetzbar. Das Konzept des „Lucky Imaging“ wurde in den 1950er und 60er Jahren von verschiedenen Amateurastronomen entwickelt, um eine kostengünstige Alternative zu bekommen. Diese erreichte nicht die Qualität und Effizienz obiger „Optimallösungen“, aber dennoch eine signifikante Verbesserung der Bildqualität in der Astrofotografie.

Die erste numerische Berechnung der entsprechenden Wahrscheinlichkeiten wurde 1978 in einem Aufsatz von David L. Fried veröffentlicht.[1]

Animierte Darstellung der Funktionsweise des Lucky Imaging[Bearbeiten]

Die Animation zu Beginn des Artikels zeigt, wie das Lucky Imaging in der Praxis funktioniert. Aus einer Serie von 50.000 Einzelbildern, aufgenommen mit einer Bildfrequenz von ca. 40 Bildern pro Sekunde, wurden 5 verschieden lang belichtete Aufnahmen erzeugt.

Die erste langbelichtete Aufnahme ist die Summe aller 50.000 Einzelbilder und entspricht somit in etwa einer 21 Minuten (~ 50.000/40 Sekunden) dauernden Aufnahme. Diese Aufnahme, in der Astronomie auch Seeing-begrenzte Aufnahme genannt, ist das erste Bild in der Animation. Man sieht ein recht typisches Bild eines Sterns, der etwas elongiert erscheint. Die Halbwertsbreite der Seeingscheibe liegt bei ca. 0,9 Bogensekunden.

Das zweite Bild in der Animation ist wiederum die Summe aller 50.000 Einzelbilder, allerdings wurde der Bildschwerpunkt jedes Einzelbildes auf die gleiche Referenzposition verschoben. Das Resultat kann als bildstabilisierte langbelichtete Aufnahme bezeichnet werden. Bildstabilisiert heißt, dass die durch die Erdatmosphäre verursachten Bildbewegungen kompensiert sind (im Fachterminus tip-tilt korrigierte Belichtung). Bereits durch diese Korrektur werden im Bild mehr Details sichtbar – im Vergleich zur unkorrigierten Seeing begrenzten Aufnahme lassen sich zwei Objekte erkennen.

Das dritte Bild in der Animation zeigt die Summe der 25.000 (50 % Auswahl) besten Einzelbilder. Dabei wurde jedes Einzelbild so verschoben, dass das hellste Pixel auf der gleichen Referenzposition liegt (Peaktracking). Das Ergebnis dieser Methode zeigt nochmals mehr Details: Es lassen sich bereits drei Objekte erkennen.

Das vierte und fünfte Bild der Animation wurden gleichermaßen erzeugt, wobei als Auswahlkriterium im Bild 4 die 5000 (10 % Auswahl) besten und im Bild 5 die 500 besten (1 % Auswahl) Einzelbilder benutzt wurden. Die Bildschärfe nimmt weiter zu, die Halostruktur wird weiter unterdrückt. Im letzten Bild ist das Signal-zu-Rausch-Verhältnis des hellsten Objektes im Vergleich zu allen anderen Bildern in der Animation am höchsten.

Insgesamt ist die Differenz zwischen der Seeing-begrenzten Aufnahme und der durch 1 % Auswahl erzeugten Aufnahme beachtlich: Es wurde ein Dreifachsystem beobachtet. Die hellste Komponente im Westen ist ein V = 14,9 mag heller M4V-Stern. Die Position dieses Sternes wurde jeweils als Referenzposition benutzt. Die schwächste der drei Komponenten ist ein Stern der Spektralklasse M7-M8. Die Distanz des Dreifachsystems beträgt in etwa 45 parsec. Weiterhin lassen sich Beugungsringe erkennen. Ein klares Indiz dafür, dass die maximale Winkelauflösung des Calar-Alto-2,2-m-Teleskops erreicht wurde. Das Signal-zu-Rausch-Verhältnis der Punktquellen wächst mit stärkerer Auswahl der besten Einzelbilder und entsprechend wird das Seeing-Halo immer weiter unterdrückt. Der Winkelabstand der beiden hellsten Objekte beträgt ca. 0,55 Bogensekunden, der Abstand zwischen den beiden schwächsten Komponenten dagegen nur ca. 0,15 Bogensekunden. Bei einer Distanz von 45 parsec entspricht dieser Abstand in etwa 6,75-mal dem Abstand zwischen Sonne und Erde, also recht genau eine Milliarde Kilometer (1,0 × 109 km).

Weblinks[Bearbeiten]

Einzelnachweise[Bearbeiten]

  1. Fried, David L. (December 1978). Probability of getting a lucky short-exposure image through turbulence. Optical Society of America 68: 1651–1658.