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