Farbe in der Astrofotografie

Einführung

Die Farbigkeit eines Astrofotos korrekt einzustellen, ist ein komplexes Problem: Was ist „korrekt“, wie nimmt das Auge Farben wahr, wie nimmt eine Kamera die Farben auf, was passiert in der Postproduktion? Wer nur schöne bunte Bilder machen möchte – die sogenannten „Pretty Images“ – den kümmert das nicht. Der dreht an den Reglern, bis es ihm gefällt. Das ist Kunst und die hat auch ihre Berechtigung!
Wenn wir aus unseren Bildern aber interessante naturwissenschaftliche Erkenntnisse gewinnen möchten, müssen wir uns mit der Physik und der Farblehre beschäftigen. Dieser Beitrag soll übersichtsartig über diese Problematik aufklären und Anhaltspunkte für eine korrekte Farbgebung liefern.

Für Details wird auf die Literatur verwiesen.

Die Probleme

Viele schwache Himmelsobjekte werden durch das bloße menschliche Auge nur in Graustufen wahrgenommen, da die Stäbchen für die Helligkeitswahrnehmung empfindlicher sind als die farbempfindlichen Zäpfchen und die Objekte meist sehr dunkel sind. Für viele dieser Objekte haben wir also keine Lebenserfahrung für die Farbigkeit. Bei Aufnahmen mit einer DSLR-Kamera ist die Frage, welche Farbtemperatur wir beim Import der RAW-Bilder einstellen sollen. Viele Astrokameras sind durch Spezialfilter modifiziert, um bei der interessanten Wellenlänge im h-alpha-Bereich des Wasserstoffs empfindlicher zu werden. Diese Kameras erzeugen ein RAW-Bild, das stark farbverschoben ist.

RAW-Bild einer modifzierten Canon 5D MkII
RAW-Bild einer modifzierten Canon 5D MkII

Gekühlte Astrokameras nehmen die 3 Grundfarben R, G und B nacheinander durch entsprechende Farbfilter auf – erzeugen also je 1 Graustufenbild für jeden der 3 Kanäle. Diese müssen für ein Farbbild in der Postproduktion kombiniert werden. Wie sollen wir die 3 Kanäle wichten?  Jeder Kamerachip, jedes Fernrohr und jedes Filter hat eine spektrale Empfindlichkeit, die wellenlängenabhängig ist. Wenn man Aufnahmen lange belichtet und in der Postproduktion den Kontrast stark anhebt, um feine Details von Nebeln oder Galaxien herauszuarbeiten, brennen alle hellen Sterne weiß aus (siehe Titelbild des Beitrags „Analoge vs. digitale Astrofotografie“). Die Farbigkeit der Sterne geht dadurch verloren.

Fazit

Es wäre praktisch, wenn wir wegen der geschilderten Probleme verschiedene Objekte im Bild als Farbstandards zur Verfügung hätten.

Farbstandards für die Farb-Kalibrierung

Himmelshintergrund

Zum Glück gibt es Objekte, deren Farbigkeit bekannt ist. Einen ersten Schritt zu einer korrekten Farbgebung kann der Himmelshintergrund sein. Wenn wir ihn im Farbbild durch ein passendes Verhältnis der 3 Grundfarben R : G : B zu Dunkelgrau abgleichen (z.B. zu 20:20:20), ist schon ein wesentlicher Schritt gemacht. Dazu braucht man allerdings für die Aufnahmen einen dunklen Landhimmel, der nicht durch eine farbige künstliche Beleuchtung aufgehellt und eingefärbt ist und der nach Einbruch der astronomischen Dämmerung aufgenommen wurde (nach der Blauen Stunde).

Sterne als Farbstandard

Genauer ist die Kalibrierung anhand identifizierbarer Sterne im Bildfeld. Die Sterne können als „Schwarzkörper-Strahler“ behandelt werden. Sie leuchten wie ein schwarzer Körper, der auf eine bestimmte Temperatur aufgeheizt wird – der Strahlungstemperatur [1]. Alle Sterne werden je nach ihrer Strahlungs-Temperatur (und somit ihrer Farbe) in Strahlungsklassen eingeteilt (Klassen O, B, A, F, G, K, M mit Unterklassen).  In [2] finden wir für viele Strahlungsklassen und Farbmodelle die zugehörigen RGB-Werte, in denen der Stern strahlt. Wir müssen jetzt nur noch durch ein Planetariumsprogramm feststellen, in welcher Strahlungsklasse ein identifizierter Stern eingeordnet ist.

Hier ein Beispiel:
Die Sonne ist in der G2V-Klasse eingeordnet. Hier ergeben sich je nach Farbmodell die untenstehenden Werte der Tabelle (1. Zeile: Autoren des verwendeten Farbmodells, 2. + 3. Zeile: x- und y-Koordinate im CIE-Farbraum, 4.+5.+6. Zeile: dezimale RGB-Werte, 7. Zeile: hexadezimale RGB-Werte, 8. Zeile: Farbtemperatur), aus [2]

Kurucz Silva Pickles Gunn
Stryker
Blackbody
Handbook
Blackbody
Tokunaga
0.3247
0.3379
255
245
236
#fff5ec
0.3172
0.3278
255
247
248
#fff7f8
0.3240
0.3363
255
245
237
#fff5ed
0.3204
0.3301
255
244
243
#fff4f3
0.3285
0.3396
255
241
231
#fff1e7
5780 K
0.3275
0.3386
255
242
232
#fff2e8
5830 K

Die Berechnung der RGB-Werte eines Sterns aus der Strahlungstemperatur ist ziemlich kompliziert und soll hier nicht weiter erklärt werden, es gibt für unsere Zwecke genug Werte im Internet. Die Ergebnisse variieren leicht, je nach verwendetem Farbmodell.

CIE-Farbmodell

Im oben erwähnten CIE-Farbraum [3] können wir eine Farbe durch die Angabe der 2 Koordinaten x und y aus der Zeile 2 und 3 darstellen. Der Weißpunkt liegt bei den Koordinaten x=y=0,33, also nahe bei den Koordinaten der Sonne. Das Modell sei hier nur der Vollständigkeit halber erwähnt und ist bei unseren Betrachtungen nicht weiter wichtig.

CIE-Farbraum mit Weißpunkt E
CIE-Farbraum mit Weißpunkt E

Zur Bestimmung der Farbigkeit der Sonne können wir die gelisteten RGB-Werte der Zeilen 4-6 eines der Modelle nehmen. Sie variieren nicht sehr stark.

Zusammenfassung

Wenn wir einen Stern im Bild identifiziert haben, suchen wir uns in einem Planetariums-Programm die Strahlungsklasse heraus und entnehmen einer Liste die RGB-Werte des Sterns. Dieses Verhältnis R:G:B stellt wir dann im Farbabgleich ein. Wir erhalten so die Farbigkeit, die man oberhalb unserer Atmosphäre beobachten kann. Für einige helle Sterne gibt es schon direkt die RGB-Verhältnisse. In [4] und [5] finden sich für diese Sterne direkt die Farben. Hier braucht man nicht den Umweg über die Strahlungsklasse zu machen. Wir müssen jedoch die hexadezimalen Werte in dezimale Werte umrechnen. Einen solchen Rechner finden wir in [6].

Ein Beispiel:

In [7] gibt Kurucz für einen O5(V)-Stern die hexadezimalen RGB-Werte 9d b4 ff an. Die Umrechnung ergibt die dezimalen Werte R:G:B=157:180:255. Dieses Verhältnis 1:1,15:1,62 stellen wir dann für diesen Stern ein – unabhängig von seiner Helligkeit.

m103
Offener Sternhaufen M103 mit natürlicher Farbigkeit

Atmosphärische Extinction

Diese Farbigkeit wird auf der Erde noch durch die atmosphärische Extinktion verfälscht – d.h. wir sehen die Sterne in anderen Farben. Je nach Elevation (Höhe über Horizont) werden die einzelnen Farben durch Absorption und Rayleigh-Streuung in der Atmosphäre unterschiedlich  abgeschwächt. [8] zeigt bei drei zentralen Wellenlängen im Rot-, Grün- und Blaubereich die Dämpfungsfaktoren in Abhängigkeit von der Elevation. Bei einer Höhe von 20° über dem Horizont ergeben sich Korrekturfaktoren für R:G:B von 1,53:1,81:2,54. Objekte in dieser geringen Elevation erscheinen dunkler und stark rötlich. Sie müssen durch die Korrektur also durch diese Faktoren in der Helligkeit angehoben und Richtung Blau verschoben werden.

Wenn wir diese Dämpfungsfaktoren in unsere obige Farb-Kalibrierung einarbeiten, würden wir die Farbigkeit der Sterne auf der Erdoberfläche erhalten. Wenn wir eigene Aufnahmen für die Kalibrierung heranziehen, müssen wir die Extinktion herausrechnen, um die Farbe der Sterne oberhalb der Atmosphäre zu erhalten.

Weitere Verfahren

G2-Sterne zu weiß abgleichen

In der Literatur werden weitere Verfahren zur Farb-Kalibrierung mit eigenen Messungen beschrieben, die früher angewendet wurden, als noch wenige Daten zur Farbigkeit der Sterne verfügbar waren. In [9] wird beschrieben, wie man durch weiße G2-Sterne in eigenen Aufnahmen die Kalibrierung durchführt. Man identifiziert hier einen G2-Stern in der Aufnahme, der jedoch nicht gesättigt sein darf, und gleicht ihn zu Weiß ab.

B-V-Methode

Wenn in eigenen Aufnahmen keine ungesättigten G2-Sterne zu finden sind, kann man eine weitere, ziemlich umständliche Methode anwenden, die in [10]  beschrieben ist. Die Methode wird B-V-Methode genannt. Hier fotografiert man irgendeinen identifizierbaren Stern durch ein standardisiertes Blaufilter B und ein sogenanntes visuelles Filter V. Durch Differenzbildung der beiden Helligkeiten erhält man den B-V-Farbindex eines Sterns, der die Sternfarbe charakterisiert. Diese Abhängigkeit finden wir in Listen, z.B. in [11].
Inzwischen sind für viele Sterne oder zumindest für deren  Strahlungsklasse die RGB-Verhältnisse im Internet verfügbar. Auf die in diesem Kapitel beschriebenen eigenen Aufnahmen zu Kalibrierung der Farbe können wir deshalb meistens verzichten. Wenn wir mit einer konstanten Ausrüstung arbeiten, kennen wir die Gewichtung der Farben nach einiger Zeit durch die eigenen Messungen. Dann müssen wir nur noch die Extinktion berücksichtigen, die sich aus der Elevation ergibt.

Praktische Probleme in der Umsetzung

Meistens werden Astrofotos zur Darstellung schwacher Strukturen (Galaxien, Nebel) so lange belichtet und anschließend so  intensiv im Kontrast bearbeitet, dass alle Sterne zu Weiß ausbrennen.

Cirrus-Nebel mit starker Kontrastanhebung
Cirrus-Nebel mit starker Kontrastanhebung

Die Unterschiede in der Farbigkeit sind dann verschwunden. In diesem Fall müssen wir eine weitere Aufnahme mit ungesättigten Sternen machen, um die Farb-Kalibrierung der Strukturen durchführen zu können. Wenn wir außerdem die Sternfarben physikalisch korrekt im selben Bild darstellen wollen, müssen  wir in dieser kurzbelichteten Aufnahme die ungesättigten Sterne maskieren und sie der stark bearbeiteten Aufnahme überlagern. So entsteht ein Komposit.

Literatur, Links alle von 19. Nov. 2016:
[1]: https://de.wikipedia.org/wiki/Schwarzer_Körper
[2]: http://www.vendian.org/mncharity/dir3/starcolor/comparison.html
[3]: https://de.wikipedia.org/wiki/CIE-Normvalenzsystem
[4]: http://www.vendian.org/mncharity/dir3/starcolor/
[5]: http://www.vendian.org/mncharity/dir3/starcolor/UnstableURLs/colorized_TOP100.html
[6]: https://www.unet.univie.ac.at/~a7425519/programme/hex2dez.htm
[7]: http://www.vendian.org/mncharity/dir3/starcolor/comparison.html
[8]: http://www.inastars.de/rgbspect.htm
[9]: Harald Tomsik und Peter Riepe: Farbkalibration einer CCD-Aufnahme mit Hilfe von G-Sternen, Teil 1. VdS-Journal Nr. 25, Seite 57-60.
[10]: http://astrophoton.com/tips/B-V_Farbkalibrierung
[11]: http://www.vendian.org/mncharity/dir3/starcolor/details.html

7 Gedanken zu „Farbe in der Astrofotografie

  1. dark sky friend

    Jochem Berlemann, danke für die Ausführungen zu meiner Frage. Das hilft mir weiter und motiviert mich.

    Doch nun habe ich eine neue Frage: Wenn ich zu dem kurzbelichteten Cirrus-Nebel die dank einer Referenz und eines Standardmodells korrigierte "stark bearbeitete Aufnahme" mit dazunehme und nun endlich die "korrekte" Farbigkeit bekomme/montiere, welche "interessanten naturwissenschaftlichen Erkenntnisse gewinne" ich dann?

    Die Strahlungsklassen gehen ja in das Modell ein, die Geomtrie ist ja auch bekannt, hat ja schon 1904 Williamina Fleming das meiste im Cirrus-Nebel entdeckt, ja, das ist die eigentliche Frage, welche Informationen bekomme ich aus farbigen Pixeln, Kurven oder Flächen, bei denen einige Punkte geeicht sind? Kann ich in einem, sagen wir mal blauen Pixel vielleicht lebenswerte Bedingungen entdecken, chemische Reaktionen erklären, schwarze Löcher finden?

    Wie sieht das beim Cirrus-Nebel aus?

    Antworten
    1. Jochem Berlemann

      Hallo Dark Sky Friend,

      das ist eine gute, komplexe Frage, die eigentlich einen eigenen Beitrag verdient. Hier schon einmal einige kurze Erklärungen:
      Die Helligkeit der Sterne: Wenn ein Bild korrekt bearbeitet ist und kein Stern in der Sättigung ist, kann man aus den gemessenen Bild-Helligkeiten auf die Entfernung der Sterne schließen. Ihr scheinbare Helligkeit (die im Bild) ist von der Entfernung abhängig. Die absolute Helligkeit eines Sterns kann man meistens aus der Strahlungsklasse schließen (siehe unten). Weiterhin kann man Phänomene der Helligkeitsschwankungen untersuchen. Es gibt veränderliche Sterne, deren Schwankungsperiode von der absoluten Helligkeit abhängt - sie heißen Cepheiden und dienen als Standardkerzen (Helligkeitsnormale) - haben also eine bekannte absolute Helligkeit. Neben diesen Entfernungsmessungen kann man durch Beobachtung der Helligkeit auch Exoplaneten entdecken - wenn sie vor ihrem Mutterstern vorbeiziehen, verdunkeln sie ihn. Man kann so die Umlaufperioden und die Größe der Planeten bestimmen. So hat man schon viele Planeten in anderen Sonnensystemen entdeckt.
      Die Farbe der Sterne: Aus der Farbe der Sterne kann man die Strahlungsklasse, die Farbtemperatur, die absolute Helligkeit, die Größe und ihre Entstehunggeschichte sowie ihr weiteres Leben bestimmen.Ein wichtiges Werkzeug ist hier das Hertzsprung-Russel-Diagramm. Es sortiert die Sterne nach Helligkeit und Farbtemperatur. Bläuliche Sterne sind sehr heiß, hell, groß, haben eine relativ kurze Lebenszeit und werden wohl als Supernova oder schwarzes Loch enden. Rötliche Sterne sind meistens dunkler, kleiner, leben länger und enden als Weißer Zwerg. Natürlich gibt es Ausnahmen aber zusammen mit anderen physikalischen Größen kann die Farbe der Sterne vieles offenbaren.
      Spektrografie: Neben diesen Erkenntnissen eines guten Fotos kann die Spektrografie weitere Erkenntnisse bringen: Sie offenbart atomare Übergänge, die sich durch Strahlung in bestimmten Wellenlängenbereichen bemerkbar machen. Eine Verschiebung bestimmter Wellenlängen durch den Dopplereffekt sagt etwas über die Radialgeschwindigkeit des Sterns und auch seine Entfernung aus.
      Der Cirrusnebel: Der Cirrusnebel ist schon ausführlich untersucht worden. Er strahlt nicht nur im sichtbaren Bereich sondern auch im UV-Bereich. Man konnte durch Messungen der Wellenlängen der Strahlung feststellen, dass er ein Supernova-Überrest ist. Die sichtbare Strahlung wird hauptsächlich durch atomare Übergänge im Bereich des zweifach ionisierten Sauerstoffs hervorgerufen (OIII). Das lässt Schlüsse auf den nicht mehr existierenden Mutterstern sowie den Zeitpunkt der Supernova zu.

      So kann man aus korrekt erstellten Astrofotos mit natürlicher Helligkeit und Farbigkeit zusammen mit anderen Methoden Eigenschaften von Sternen entschlüsseln, die mehrere Millionen Lichtjahre entfernt sind.

      Jochem Berlemann

      Antworten
  2. enzyklopädie

    Dieser Cissusnebel ist wohl schon 100 Jahre fotografiert worden, 1904 von Williamina Fleming, wie Dark Sky Friend schon schrieb, 2014 von Salvatore Iovene mit seiner Nikon 600D bis hin zum Hubble Space Telescope. Es gibt die schönsten Bilder vom Cirrusnebel und seinen Teilen, und so möchte ich auch mal eins machen.

    Jetzt habe ich gelesen, dass Williamina Fleming, die bei Henry Draper beschäftigt war, dort mit anderen Frauen die fotografischen Messergebnisse ausgewertet hat. Nachdem Henry Draper und seine Frau sich mit William und Margaret Huggins - ihren einstigen Erzfeinden - ausgetauscht haben, hat Draper in seiner Sternwarte nicht mehr Gelantine beschichtete Fotoplatten benutzt, sondern trockene. Erst so war es (den Frauen) möglich, die Spektren der Sterne aufzunehmen.

    Was meinen Sie, können Sie mir das auch empfehlen?

    Antworten
    1. Jochem Berlemann

      Hallo Enzyklopädie,

      die nassen Kollodium-Platten wurden gegen 1850 durch die haltbareren und empfindlicheren trockenen Gelatine-Platten abgelöst. So gegen 1880 wurden diese Platten durch den heute noch gebräuchlichen Zelluloid-Film bzw. Sicherheits-Film ersetzt. Auch wenn heute noch einige wenige Amateure wegen des Looks analoge Filme in der Astrofotografie einsetzen, würde ich Ihnen doch zur digitalen Aufnahme raten.

      Die Empfindlichkeit digitaler Kameras ist heute deutlich größer als die analoger, man sieht das Ergebnis sofort und hat mehr Möglichkeiten (z.B. Mehrfachbelichtung und Kühlung des Chips zur Rauschverminderung). Erste Ergebnisse bekommt man schon mit normalen Spiegelreflexkameras. Mit einer guten Montierung und einem guten Teleskop ist die Aufnahme des Cirrus-Nebels kein Problem.

      Wenn Sie Interesse an der Astro-Spektroskopie haben, würde ich Ihnen empfehlen, zunächst mit mit einem einfachen Transmissionsgitter zu arbeiten (z.B. Staranalyser 100), das Sie vor einem Teleobjektiv befestigen. Dann haben Sie durch die 0. Ordnung des Spektrums (den Stern selber) auch eine gute Zuordnung zwischen Stern und zugehörigem Spektrum. Diese Zuordnung ist für die Auswertung des Spektrums wichtig, die man mit Programmen wie RSpec oder Vspec durchführen kann.

      Wenn Sie dann nicht die Lust verloren haben, können Sie mit einem besseren Spalt-Spektrografen wie dem DADOS oder gar einem Echelle-Spektrografen wie dem BACHES Spektren aufnehmen, die höher aufgelöst sind. Die Auswertung dieser Spektren mit Programmen wie MIDAS ist jedoch deutlich aufwändiger.

      Viele Anregungen und Antworten zu Fragen bekommen Sie auf der Fachgruppen-Seite der Arbeitsgruppe Spektroskopie im VDS http://spektroskopie.fg-vds.de/.

      Freundliche Grüße
      Jochem Berlemann

      Antworten
  3. enzyklopädie

    Danke für die ausführliche Antwort. So kann ich mich gleich mit digitaler Fotografie 'rantesten. Aber warum sollte ich die Lust verlieren?

    Jetzt habe ich gelesen, dass Antimaterie auch spektral zu beobachten ist. Beispielsweise Antiwasserstoff bei 1 420,5 MHz. Das würde ich sehr sehr sehr gern nachvollziehen. Bin ich da mit einem DADOS oder Echelle-Spektrosgrafen plus MIDAS richtig aufgestellt?

    Antworten
  4. Jochem Berlemann

    Hallo enzyklopädie,

    ich fürchte, daraus wird leider nichts:

    1. Antiwasserstoff konnte bisher nur bei CERN in einer Großforschungseinrichtung nachgewiesen werden. Die notwendigen Einrichtungen kosten mehrere Millonen Euro. Die Lebensdauer des erzeugten Antiwasserstoffs beträgt vermutlich nur wenige ns. Ich würde mich freuen, wenn ich mich irre, aber an unserem Himmel ist Antiwasserstoff wohl nicht zu beobachten.

    2. Die Wellenlänge dieser Strahlung liegt bei ca. 22 cm, die von Licht bei 500 nm.
    Sie brauchten also zur Detektion dieser Strahlung ein Radioteleskop und keinen optischen Spektrografen. Radioteleskope sind sehr rauscharme Hochfrequenzempfänger mit großen Antennen (wie das ALMA-Array, das bei einer Wellenlänge von einigen mm arbeitet). Amateure mit ihren kleinen Antennen haben kaum Chancen, etwas Neues zu entdecken. Es wäre allerdings ein reizvolles Projekt, mehrere Radioteleskope von Amateuren zu einem Netz zusammenzufassen, um den effektiven Antennendurchmesser zu erhöhen. Mir ist nicht bekannt, ob es ein solches Projekt schon gibt. Die technischen Möglichkeiten sind durch genaue Zeitnormale von GPS vorhanden. Die Probleme sind trotzdem ziemlich komplex.

    Ich würde an Ihrer Stelle mit bekannten und veröffentlichten Spektren heller Sterne anfangen, um das Equipment zu testen (siehe "Walker Spektralatlas").
    Dann kann man anspruchsvollere Projekte in Angriff nehmen.

    Mit sternfreundlichen Grüßen
    Jochem Berlemann

    Antworten
    1. enzyklopädie

      Danke für die Antwort, Die Wellenlänge liegt bei 21cm. Ja, ich mache mit und stelle meinen Rechner zur Verfügung, um ein Netz zu bilden und die Messergebnisse zu synchronisieren! Wer macht noch mit?

      Antworten

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