Kalibrierung
Sobald eine Sequenz geladen ist, können die Bilder kalibriert, registriert und gestackt werden. Die Kalibrierung ist ein optionaler, aber wichtiger Schritt und umfasst Bias-, Dark- und Flatframes. Die Kalibrierung einer Sequenz in Siril kann nur mit Master-Bias-, Dark- und Flatframes erfolgen, die zunächst aus Sequenzen erstellt werden müssen.
Masterdateien
Einstellungen für die Master in der Registerkarte Kalibrierung
Bias
Ich zitiere aus A Glossary of CCD terminology, um zu erklären, was ein Bias-Bild ist:
Der Bias-Pegel eines CCD-Bildes ist ein künstlich erzeugter elektronischer Offset, der sicherstellt, dass der Analog-Digital-Wandler (ADC) immer ein positives Signal erhält. Alle CCD-Daten weisen einen solchen Offset auf, der entfernt werden muss, wenn die Datenwerte wirklich repräsentativ für die pro Pixel aufgezeichneten Zählungen sein sollen.
Um ein Master-Bias in Siril zu verwenden, klicken Sie auf die Schaltfläche rechts neben dem Texteintrag und durchsuchen Sie Ihre Verzeichnisse, um das richtige Master auszuwählen. Sie können auch Master-Biasse aus einer Bibliothek verwenden, die in Einstellungen definiert ist.
Tipp
Das Bias-Bild muss bei verdunkeltem Kamerasensor und der kürzesten möglichen Belichtungszeit aufgenommen werden. Meist entspricht dies einer Belichtung von 1/4000s oder 1/8000s bei modernen DSLRs.
Beispiel für ein Bias-Bild, das mit einer Canon EOS 1100D aufgenommen wurde. Lassen Sie sich nicht durch das leicht sichtbare Bias-Signal täuschen. Das Bild wurde automatisch gestreckt und die Unterschiede in den Signalamplituden sind stark übertrieben.
Synthetischer Bias
Da das Offset-Signal bei modernen Sensoren sehr gleichmäßig ist, empfehlen wir, es als Bild mit konstantem Offset zu verarbeiten. Dies hat den Vorteil, dass es Speicherplatz spart und das Rauschen im endgültigen Bild minimiert. Zu diesem Zweck verfügt Siril über eine Funktion, mit der dies sehr einfach zu bewerkstelligen ist.
Während der Kalibrierung Ihrer Flats können Sie, anstatt ein Masterbias anzugeben, direkt Ausdrücke in das Verzeichnisfeld eingeben, wie z. B.:
=2048
oder, wenn der FITS-Header das Schlüsselwort OFFSET enthält,
=64*$OFFSET
Die Zeichen = und $ sind obligatorisch. Der Wert muss in ADU angegeben werden (nicht als Float, auch wenn Sie in 32-Bit arbeiten).
Übersetzt in die Skriptsprache wird dies so geschrieben:
preprocess flat -bias="=64*$OFFSET"
Der Wert 2048 ist hier ein Beispiel für Kameras, deren Master-Bias einen Medianwert von 2048 haben würde. Im Allgemeinen ist der Wert für DSLRs proportional zu einer Wurzel aus 2. In unserem Beispiel ist \(2048 = 2^{11}\).
Weitere Einzelheiten finden Sie im Tutorial Synthetische Biasse (englisch).
Darks
Darkframes enthalten das mit dem Sensor verbundene thermische Rauschen, das proportional zur Temperatur und zur Belichtungszeit ist. Daher sollten sie bei ungefähr der gleichen Temperatur wie die Lightframes gemacht werden. Dies ist der Grund, warum wir Darkframes am Ende oder in der Mitte der Aufnahmesitzung machen.
Um ein Masterdark in Siril zu verwenden, klicken Sie auf die Schaltfläche rechts neben dem Texteintrag und durchsuchen Sie Ihre Verzeichnisse, um das richtige Master auszuwählen. Sie können sogar Master-Darks aus einer Bibliothek verwenden, die in den Einstellungen definiert ist.
Tipp
Darkframes werden mit der gleichen Belichtungszeit und ISO/Gain-Einstellung wie die Lightframes des Motivs aufgenommen, aber mit verschlossenem Objektiv/Teleskop.
Beispiel für ein Darkframe, aufgenommen mit einer Canon EOS 1100D mit einer Belichtungszeit von 300s und ISO 800.
Eine Animation, die die Beseitigung des thermischen Signals dank der Darkframe-Subtraktion zeigt.
Dark-Optimierung
Mit der Option Optimierung kann die Darkframe-Subtraktion so optimiert werden, dass das Rauschen des resultierenden Bildes (Lightframe minus Darkframe) durch Anwendung eines Koeffizienten auf das Darkframe minimiert wird. Diese Option ist nützlich, wenn die Darkframes nicht unter optimalen Bedingungen aufgenommen wurden.
Hier ist ein Beispiel für eine Situation, in der die Verwendung dieser Option erforderlich ist. Die Bilder wurden mit einer FLI ProLine 4240 Kamera aufgenommen. Das verwendete Master-Dark stammt aus einer Bibliothek und wurde mit einer Belichtung von 600s erstellt. Die einzelnen Subs hingegen haben eine Belichtungszeit von 60 Sekunden. Der Master-Dark hat eine sehr ausgeprägte und eher unansehnliche Signalsignatur: Das Vorhandensein von 4 Vorverstärkern in der Kamera ist die Ursache für ein solches Signal. Dieser Defekt ist offensichtlich auch im Galaxienbild vorhanden, und die Kalibrierung mit den Darks muss sorgfältig durchgeführt werden, um ein Bild zu erhalten, das frei von allen Defekten ist.
Dies ist ein Light und das Master-Dark der FLI ProLine 4240 Kamera. Sie können 4 sehr charakteristische Bänder sehen, die durch die Vorverstärker verursacht werden, die sowohl bei den Lights als auch beim Master-Dark sichtbar sind. Die Bilder werden im Stretchmodus "Histogramm" angezeigt, um eventuelle Mängel hervorzuheben.
Wenn wir in diesem Fall jedoch den üblichen Arbeitsablauf verwenden, wird das Kalibrierungsergebnis sehr schlecht ausfallen. Dies liegt daran, dass das Master-Dark nicht unter den gleichen Belichtungsbedingungen aufgenommen wurde.
Beim klassischen Workflow ist die Kalibrierung schlecht und Fehler werden nicht behoben. Das Bild wird Stretch-Modus "Histogramm" angezeigt, um eventuelle Mängel hervorzuheben.
Die Lösung besteht daher darin, den Bias vom Dark zu subtrahieren, dann die Bias-Subtraktion mit denen der Bilder zu integrieren und das Kontrollkästchen für die Darkoptimierung zu aktivieren. Siril berechnet automatisch einen Koeffizienten, der auf die Darks angewendet wird. Hier wird 0,110 berechnet, was sehr kohärent ist, da es dem 10-fachen Unterschied zwischen Darks und Lights entspricht (\(60 / 600 = 0,1\)).
Die Registerkarte „Kalibrierung“ sollte in einem solchen Fall ausgefüllt werden. Master-Flat und Master-Darks wurden durch Bias-Frames kalibriert.
10:34:58: Preprocessing...
10:34:58: Normalisation value auto evaluated: 0.313
10:34:58: 13230 corrected pixels (0 + 13230)
10:34:59: Dark optimization of image 0: k0=0.110
10:34:59: Saving FITS: file pp_M51SDSSr_00002.fit, 1 layer(s), 2048x2048 pixels, 32 bits
Dank der Darkoptimierung ist die Kalibrierung korrekt. Der einzige sichtbare Rückstand ist etwas CCD-Fringing (Ausfransungen) im nahen IR-Bereich, das durch die Kalibrierung nicht entfernt werden kann. Das Bild wird im Stretchmodus "Histogramm" angezeigt, um eventuelle Mängel hervorzuheben.
Flats
Teleskope leuchten den Sensor im Allgemeinen nicht völlig gleichmäßig aus. Außerdem verursacht Staub auf den optischen Oberflächen und dem Sensor dunklere Muster im aufgenommenen Bild, und der Sensor selbst reagiert unterschiedlich auf die Anzahl der Photonen, die auf verschiedene Pixel auftreffen. Um diese Effekte zu korrigieren, muss jedes Lightframe durch das Masterflat geteilt werden, das der Median der Einzelbelichtungen eines homogenen und ungesättigten Bildausschnitts sein sollte.
Um ein Masterflat in Siril zu verwenden, klicken Sie auf die Schaltfläche rechts neben dem Texteintrag und durchsuchen Sie Ihre Dateien, um das richtige Master auszuwählen. Sie können sogar Masterflats aus einer Bibliothek verwenden, die in den Einstellungen definiert ist.
Beispiel für ein Flatframe, das mit einer Canon EOS 1100D aufgenommen wurde. Der Staub, der sich auf dem optischen Pfad und insbesondere auf dem Sensor befindet, ist deutlich sichtbar. Die Vignettierung (Verdunkelung der Bildecken) ist ebenfalls deutlich sichtbar. Die Defekte werden durch den Anzeigemodus noch verstärkt. Außerdem wurde der Befehl grey_flat auf dieses Bild angewendet, um das Bayer-Muster zu beseitigen.
CFA-Ausgleich
Die Option CFA ausgleichen gleicht die mittlere Intensität der RGB-Ebenen in einem CFA-Flatframe aus. Dies entspricht der Anwendung des Befehls grey_flat.
Siril Kommandozeile
grey_flat
Automatische Ermittlung des Normalisierungswertes
Wenn die Option Ermittle den Nomalisierungswert automatisch aktiviert ist, wird Siril den Normalisierungswert automatisch ermitteln. Dieser Wert ist der Mittelwert des mit dem Masterbias kalibrierten Masterflats. Andernfalls wird der im Textfeld angegebene Wert berücksichtigt.
Kalibrierung der Lightframes
Die Kalibrierung der Lights besteht darin, Masterbias, -Dark und -Flat auf die astronomischen Bilder anzuwenden, um das unerwünschte Signal zu entfernen.
Warnung
Durch die Kalibrierung wird das Bildrauschen in keinem Fall verringert. Im Gegenteil, es vergrößert sich. Deshalb ist es wichtig, so viele Kalibrierungsbilder wie möglich aufzunehmen, z. B. Darks, um das Rauschen in den Mastern zu minimieren.
X-Trans AF Artefakt beheben
Die Option X-Trans AF Artifakt korrigieren hilft, die Fujifilm X-Trans Autofokus-Pixel zu korrigieren. Aufgrund des Phasendetektions-Autofokussystems erhalten die für den Autofokus verwendeten Fotozellen etwas weniger Licht als die umliegenden Fotozellen. Die Kamera gleicht dies aus und erhöht die Werte dieser speziellen Fotozellen, was zu einem sichtbaren Quadrat in der Mitte der Darks/Biasse führt. Diese Option hat keine Auswirkung auf das Bayer-Muster. Die Option ist nur aktiviert, wenn ein Master-Bias oder Master-Dark geladen und verwendet wird.
Behebung des X-Trans-Artefakts durch den Algorithmus von Siril
Kosmetische Korrektur
Die kosmetische Korrektur ist eine Technik, mit der fehlerhafte Pixel in Bildern korrigiert werden. Jeder Kamerasensor hat nämlich Sensorzellen, die nicht korrekt auf das Eintreffen von Photonen reagieren. Dies wird im Bild durch Pixel sichtbar, deren Werte sich stark von denen ihrer nächsten Nachbarn unterscheiden. Diese Pixel werden Hotpixel (Heiße Pixel) genannt, wenn der Wert viel höher ist, oder Coldpixel (Kalte Pixel), wenn er viel niedriger ist. Siril bietet zwei Algorithmen zur Korrektur dieser fehlerhaften Pixel, wenn die Option Aktiviere Kosmische Korrektur aktiviert ist.
Masterdark verwenden
Diese Methode erfordert das Vorhandensein eines Master-Darks. Siril sucht nach Pixeln, deren Abweichung vom Median das x-fache der Standardabweichung \(\sigma\) übersteigt. Dieser Wert ist sowohl für Hot- als auch für Coldpixel einstellbar.
Es ist möglich, die Anzahl der Pixel zu schätzen, die im kalibrierten Bild korrigiert werden, indem Sie auf die Schaltfläche Abschätzen drücken. Wenn der Wert der korrigierten Pixel in rot angezeigt wird, bedeutet dies, dass diese Zahl 1 % der Gesamtzahl der Pixel im Bild übersteigt. In diesem Fall sollten Sie den Wert des Koeffizienten erhöhen oder die entsprechende Korrektur abwählen. Wenn die Bilder von einem Farbsensor stammen, ist es notwendig, die Option CFA ausgleichen zu aktivieren.
Eine Defekte Pixel Karte verwenden
Die andere Methode verwendet eine Datei, die die Koordinaten der defekten Pixel enthält. Diese Datei ist eine einfache Textdatei und kann zunächst mit dem Befehl find_hot erstellt werden. Die letzte Zeile wurde von Hand hinzugefügt und korrigiert eine beschädigte Spalte an Position \(x = 1527\).
P 325 2855 H
P 825 2855 C
P 838 2855 H
P 2110 2855 H
P 2702 2855 H
P 424 2854 H
C 1527 0 H
Siril Kommandozeile
find_hot filename cold_sigma hot_sigma
P x y type korrigiert das Pixel an den Koordinaten (x, y) type ist ein optionales Zeichen (C oder H), das Siril angibt, ob das aktuelle Pixel kalt oder heiß ist. Diese Zeile wird durch den Befehl FIND_HOT erzeugt, aber Sie können auch manuell Zeilen hinzufügen:C x 0 type behebt die fehlerhafte Spalte an den Koordinaten x.L y 0 type behebt die fehlerhafte Linie an den Koordinaten y.Diese Datei, die von Hand bearbeitet werden kann, ist als Defekte Pixel (Bad Pixel Map) zu laden.
Wenn die Bilder von einem Farbsensor stammen, ist es notwendig, die Option CFA ausgleichen zu aktivieren.
Ausgabesequenz
In diesem Abschnitt sind die Optionen zusammengefasst, die auf die Ausgabe angewendet werden können.
Das Eingabefeld Ausgabepräfix fügt den Ausgabebildern ein Präfix hinzu, um sie leichter identifizieren zu können. Standardmäßig lautet das Präfix
pp_, was pre-processed (vorverarbeitet) bedeutet.In der Dropdown-Liste wird der Typ der Zielsequenz festgelegt.
FITS-Bilder: eine FITS-Datei pro Bild.
SER-Sequenz: eine SER-Datei für die gesamte Sequenz (begrenzt auf 16 Bit pro Kanal).
FITS Sequenz: eine FITS-Datei für die gesamte Sequenz.
Letzte Option, Vor dem Speichern die Bilder Debayern. Aktivieren Sie diese Option, wenn Sie direkt nach der Kalibrierung einen Demosaicing-Algorithmus auf Ihre Bilder anwenden möchten. Auf diese Weise überspringen Sie einen manuellen Schritt, der einige Zeit in Anspruch nehmen kann.
Kommandozeilen
Siril Kommandozeile
preprocess sequencename [-bias=filename] [-dark=filename] [-flat=filename] [-cc=dark [siglo sighi] || -cc=bpm bpmfile] [-cfa] [-debayer] [-fix_xtrans] [-equalize_cfa] [-opt] [-all] [-prefix=] [-fitseq]
Siril Kommandozeile
preprocess_single imagename [-bias=filename] [-dark=filename] [-flat=filename] [-cfa] [-debayer] [-fix_xtrans] [-equalize_cfa] [-opt] [-prefix=]
Verstehen, wie die Flats die Lights korrigieren
In diesem Abschnitt geht es darum, einen Einblick zu geben welche Rolle die verschiedenen Komponenten bei der Korrektur der Lights durch die Flats spielen.
Wir lassen hier alle Überlegungen zum Rauschen außer Acht (auch hier verschwindet das Rauschen nicht durch Subtraktion oder Division, sondern durch Mittelwertbildung über viele Realisierungen desselben Zufallsprozesses). Wir lassen auch besondere räumliche Muster wie Ampglow oder Staub außer Acht.
Wenn wir versuchen, die Intensität der Hintergrundpixel in den verschiedenen Frames, die wir haben, zu quantifizieren, können wir die folgenden Ausdrücke schreiben:
wobei, \(L\) für Lights, \(D\) für Darks, \(F\) für Flats und \(O\) für Bias steht.
Für die Lights ist \(L\) der erste Teil eine räumliche Beleuchtungskomponente, d.h., \(a - b(x-\frac{W}{2})^2\). Wir haben hier eine quadratische Variation mit einem Maximalwert \(a\) in der Mitte des Frames der Breite \(W\) gewählt, also etwa in der Mitte des Sensors. Dies ist nicht die exakte räumliche Form der Vignettierung, aber es ist eine ausreichend gute Annäherung, um zu verstehen, wie sie funktioniert. Zusätzlich zu diesem räumlichen Beleuchtungsterm gibt es einen Term, der mit der Belichtungszeit variiert und gewöhnlich als Dunkelstrom bezeichnet wird (\(d_\text{rate} \times t_\text{lights}\)), der aber nicht von der Position des Pixels auf dem Sensor abhängt. Und schließlich gibt es einen Sockelwert, d.h. den Offset. Dieser Versatz ist in jedem aufgenommenen Bild vorhanden, so dass wir ihn in allen Ausdrücken finden.
Die Darks \(D\) werden nicht belichtet, sie tragen nur den Dunkelstromterm, mit der gleichen Intensität wie die Lichter, da sie mit der gleichen Belichtungszeit aufgenommen werden sowie dem gleichen Offset.
Die Flats \(F\) haben auch einen räumlichen Term, der proportional zu dem Term der Lights ist. Der Faktor \(K\), der größer als 1 ist, zeigt einfach, dass ihre Intensität größer ist. Um dies zu schreiben, müssen wir nur annehmen, dass die Pixel linear auf die Anzahl der Photonen reagieren, die sie sammeln, was sinnvoll ist. Wir hätten auch einen Dunkelstromterm schreiben können, der proportional zur Belichtungszeit der Flats ist. Aber wenn diese Zeit nicht signifikant ist, können wir davon ausgehen, dass sie vernachlässigbar ist. Wenn das nicht der Fall ist, bedeutet das, dass man Darkflats aufnehmen oder zumindest deren Höhe abschätzen muss.
Und schließlich messen die Offsets \(O\) nur den Offset-Pegel.
Zur Veranschaulichung dieser Komponenten haben wir diese Ausdrücke als Kurven in Bezug auf die Position auf ein Frame gezeichnet, und wir ermutigen Sie, dasselbe zu tun und mit den Eingaben zu spielen.
\(a = 200 \text{[ADU]}\)
\(b = 0.0003 \text{[ADU/px}^2\text{]}\)
\(d_\text{rate} = 1 \text{[ADU/s]}\)
\(t_{\text{lights}} = 10 \text{[s]}\)
\(o = 2048 \text{[ADU]}\)
\(W = 1000 \text{[px]}\)
Die Werte \(L\), \(D\) und \(O\) in ADU werden auf der linken Skala angegeben, während \(F\) auf der rechten Skala angegeben wird.
Was bedeutet es nun, die Lights zu kalibrieren? Wenn Sie Ihre Lights kalibrieren, führen Sie den folgenden Vorgang durch:
Der Begriff \(F-O\) ist ein Flat, von dem Sie die Offset-Ebene abgezogen haben (unabhängig davon, ob es sich um eine Masterbias oder einfach einen festen Wert handelt). Dies ist der Vorgang, der vor dem Stapeln des Masterflats durchgeführt wird. Und der Ausdruck \(L-D\) steht für ein Light, von dem Sie den Dunkelstrompegel und den Offset subtrahiert haben, d.h. ein Masterdark. Ersetzt man die oben gezeigten Ausdrücke, erhält man folgendes Ergebnis:
Es bleibt kein räumlicher Variationsterm übrig, Sie haben Ihre bereits mit Flats korrigiert! Siril ermittelt einen sinnvollen Wert in ADU (und nicht \(1/K\)), wenn Sie Ermittle den Normalisierungswert automatisch in der Registerkarte Kalibrierung aktivieren.
Und Sie können es mit jeder anderen Kombination versuchen, keine andere wird die räumlichen Abweichungen beseitigen.
Zur Veranschaulichung haben wir unten die Ergebnisse verschiedener Kombinationen aufgetragen. Um alles auf die gleiche Skalierung zu bringen, sind alle Ergebnisse auf die gleiche Intensität von 1 in der Mitte des Bildes normalisiert. Die folgenden Tests werden dargestellt:
\(L-D\) : Sie haben nur Darks aufgenommen.
\(L/F\) : Sie haben nur Flats erstellt.
\(L/(F-O)\) : Sie haben Flats aufgenommen und diese durch einen Offset (entweder ein Masterbias oder einen synthetischen Bias) korrigiert.
\((L-O)/(F-O)\) : Sie haben nur Flats um den Offset korrigiert. Aber Sie haben auch den Offset von Ihren Lights abgezogen.
\((L-D)/F\) : Sie haben Flats und Darks aufgenommen, aber keinen Offset/Bias.
\((L-D)/(F-O)\) : Sie haben Alles lehrbuchmäßig durchgeführt.
Interessanterweise können Sie feststellen:
\(L-D\) zeigt offensichtlich keine Korrektur der Vignettierung.
Aber sowohl \(L/F\) als auch \(L/(F-O)\) zeigen eine Überkorrektur oder umgekehrte Vignettierung.
Um dem optimalen Ergebnis sehr nahe zu kommen, zeigen \((L-D)/F\) und \((L-O)/(F-O)\) ein nahezu flaches Feld. Dies hängt natürlich davon ab, wie viel Dunkelstrom Ihr Sensor hat und wie viel Vignettierung Ihr Optical Train (Zusammenstellung aller Komponenten vor der Kamera) aufweist.
Die Referenzkalibrierung ergibt ein flaches Feld.
Die Schlussfolgerungen, die Sie aus dem oben Gesagten ziehen können, sind:
Es ist besser, wenn Sie Ihre Lights mit einem Offset (Masterbias oder einfach einem festen Wert) korrigieren, wenn Sie keine Darks gemacht haben.
Noch besser: Wenn Sie keine Zeit haben, eine Reihe von Darks zu machen, lohnt es sich wahrscheinlich, mindestens ein Dark zu machen, dessen Median zu messen und dieses (synthetische) Darklevel von Ihren Lights abzuziehen. Dadurch wird natürlich weder das Ampglow korrigiert noch die Hot-Pixel-Korrektur ermöglicht, aber Ihre Lights werden zumindest flach sein!
Und was ist mit Staub...?
Damit Ihre Flats auch diese unschönen Flecken korrigieren können, müssen Sie leider auch alle Kalibrierungsframes in die Gleichung einbeziehen. Wir haben ein kleines lokales ADU-Defizit in den Lights und Flats hinzugefügt, um diesen Effekt zu veranschaulichen.
Wie Sie sehen können, kann nur die Kombination \((L-D)/(F-O)\) sie korrigieren.
Zur weiteren Veranschaulichung der obigen Gleichungen und Kurven eignet sich nichts besser als ein Beispiel aus der Praxis. Alle Bilder unten wurden mit freundlicher Genehmigung von G. Attard zur Verfügung gestellt.
\(L-D\)
\(L/F\)
\(L/(F-O)\)
\((L-O)/(F-O)\)
\((L-D)/(F-O)\)
Fehlerbehebung bei der Kalibrierung
Die Kalibrierung ist rechnerisch ein sehr einfacher Schritt und kann nicht fehlschlagen, wenn die Eingabedaten den Erwartungen für astronomische Bilder entsprechen.
Allerdings werden Benutzer regelmäßig mit Situationen konfrontiert, in denen die kalibrierten Bilder nicht korrekt sind. In diesem Abschnitt geben wir Ihnen einen Überblick über die möglicherweise auftretenden Probleme und wie Sie diese vermeiden können.
Zunächst einmal ist das Statistiktool eine unschätzbare Hilfe zum Verständnis von Problemen und wird in den meisten Fällen zur Behebung von Problemen verwendet.
Bei der Analyse der Statistiken eines Master-Darks muss dieses zunächst schwarz sein. Dies liegt daran, dass diese Bilder bei verschlossener Kamera aufgenommen wurden und es keinen Grund gibt, warum eine der Fotozellen privilegiert sein sollte. Das Bild muss so aussehen, als wäre es mit einem Monochromsensor aufgenommen worden, wobei die Bayer-Matrix nicht sichtbar ist. Unten sehen Sie ein Beispiel, bei dem der Master-Dark einen unerwünschten Farbabgleich für diesen Bildtyp erfahren hat. Dadurch ist es nicht mehr schwarz und das Bayer-Muster ist sichtbar. Ein solches Darkframe ist unbrauchbar und muss neu erstellt werden.
Ein genauer Blick auf die Statistiken zeigt, dass der Medianwert jedes Kanals unterschiedlich ist, obwohl sie identisch (oder nahezu identisch) sein sollten. Auch die Bayermatrix ist deutlich erkennbar.
Während der Nachtsitzung ist es sehr wichtig, den OFFSET-Wert für alle Bilder auf den gleichen Wert einzustellen. Insbesondere ist es zwingend erforderlich, für die Paare Darks/Lights und Bias/Flats die gleiche Einstellung zu haben. Die Nichterfüllung der ersten Bedingung kann zum Verlust erheblicher Daten führen (Pixel werden auf der linken Seite des Histogramms abgeschnitten). Wenn beide Bedingungen nicht erfüllt sind, wird höchstwahrscheinlich verhindert, dass Ihre Bilder korrekt mit den Flats korrigiert werden (siehe Abschnitt oben).
Überprüfen Sie die Helligkeits- und Dunkelwerte: Der Mittelwert der Lightframes muss ausreichend höher sein als der der Darkframes, um zu vermeiden, dass Bilder voller Pixel mit negativen ADU-Werten entstehen.
Wenn Sie die gleichen Einstellungen für Darks und Bias verwendet haben, sollten deren Mittelwerte sehr nahe beieinander liegen (zumindest bei einer gekühlten Kamera). Andernfalls kann es sein, dass Sie ein Lichtleck haben, das sich auf Ihre Darkframes ausgewirkt hat (Biasframes sind weniger empfindlich, da sie mit einer viel kürzeren Belichtungszeit aufgenommen werden). Überprüfen Sie daher immer Ihren Master-Dark, um festzustellen, ob sich in der Mitte ein Farbverlauf oder ein hellerer Fleck befindet. Dies ist nicht mit Ampglow zu verwechseln, der bei bestimmten Kameras normal ist.
Wir empfehlen dringend, dass Sie Ihre Bilder auf die gleiche Weise aufnehmen: gleiche Software / gleicher Computer oder Astrobox / gleiches Bildformat. Tatsächlich kann es sein, dass jedes Programm seine eigenen Schreibkonventionen verwendet und Bilder möglicherweise nicht mehr miteinander kompatibel sind. Wir hören oft von Benutzern, die alle ihre Bilder mit einer Astrobox machen und die Flats am nächsten Tag direkt mit ihrer DSLR erstellen. In diesem Fall sind die Bilder oft unterschiedlich groß, sodass eine Kalibrierung nicht möglich ist.
Ein beim Ausführen eines Skripts häufig auftretender Fehler ist das Vorhandensein von JPG-Bildern in einem der Eingabeordner (Darks/Biases/Flats/Lights), meist Schnappschüsse, die von der Erfassungssoftware zum schnelleren Durchsuchen gespeichert werden. Die Folge eines solchen Fehlers ist, dass die Kalibrierung fehlschlägt und stoppt und sich darüber beschwert, dass die Bilder nicht die gleiche Größe haben. Da JPG-Bilder bereits debayert sind, verfügen sie tatsächlich über drei Kanäle, während RAW-Bilder nur einen haben. Entfernen Sie alle JPG-Bilder aus den Eingabeordnern, um dieses Problem zu beheben.
Stellen Sie sicher, dass die Flats nicht überbelichtet sind. Flatframes werden verwendet, um die Empfindlichkeitsschwankungen des Sensors von Pixel zu Pixel zu korrigieren. Wenn einige Pixel überbelichtet sind, wird ihre tatsächliche Lichtempfindlichkeit möglicherweise nicht genau dargestellt, was zu falschen Korrekturen während des Kalibrierungsprozesses führt. Eine überbelichtetes Flatframe ist die Garantie für eine fehlerhafte Kalibrierung.
Um nach überbelichteten Pixeln zu suchen, können Sie ein Flatframe laden und verwenden, um das Histogramm des Bildes anzuzeigen. Der Schnappschuss unten zeigt, dass eine der Berge rechts abgeschnitten ist. Als Vorsichtsmaßnahme sollten Sie stets darauf achten, dass der rechte Ausläufer des Peaks, der am weitesten rechts liegt, nicht über 80 % liegt, um zu vermeiden, dass Sie in einen Bereich geraten, in dem Ihr Sensor möglicherweise nichtlinear wird.
Weiß-Clipping eines Flatframes. Wenn dies geschieht, bedeutet das, dass Sie den Gain oder die Belichtungszeit verringern sollten.