Carsten Nacken schrieb:
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> Ich meinte mathematische Filter, keine optischen.
> Angenommen, wir haben einen Doppelstern mit
> Abstand < Seeingscheibchen, dann sollte ich
> dies an der veränderten Form des Scheibchens
> bemerken und da nicht oder nur behutsam anpassen.
> Für die anderen Seeingscheiben könnte man sich
> etwas einfallen lassen. Wir finden das
> Intensitätsmaximum.

Diese Idee ist der ähnlich, mit der ich in meiner Diplomarbeit versuchte die Örter von Photonen in Photon-Counting Detektoren besser zu bestimmen. Denn wir hatten in der Speckle-Interferometrie ein "Photon-Counting Loch" in den Auto- und Tripelkorrelationen das geschlossen werden wollte, das unter Verdacht stand die hohen Ortsfrequenzen zu verschlechtern und damit die Auflösung jener damaligen hochauflösenden Verfahren. Ich hatte es mit einem Algorithmus gelöst, der die Photonenereignisse ausmaskierte und auf Ellipitizität untersuchte. Leider waren die Ergebnisse nicht besser. Auch eine richtige Bildentfaltung der Photonen konnte nicht klären, ob sie auf eine Pixelgrenze fielen, ob es sich also um ein Einzelereignis handelte, oder ob man zwei Kandidaten vor sich hatte. Entweder bekamen wir zuviele doppelte Photonen oder zu wenige. Die Wahrheit lag vermutlich irgendwo in der Mitte und heute verstehe ich in etwa, wie man das Problem anders formulieren muss.

Ich kann Ihnen sagen, dass das Problem definitiv nicht in zwei Stunden zu knacken war. ich saß etwas drei Wochen, bis ich meine ersten vorläufigen Ergebnisse mit einem doch recht komplexen Algorithmus präsentieren konnte. Ich formulierte neben meinen Ergebnissen an Gravitationslinsenquasaren lediglich eine grobe Theorie als Anhang. Immerhin fand ich heraus, daß unsere Photon-Counting Detektoren Elektronenlinsen besaßen, die in den vielen Kaskaden unter Astigmatismus zu leiden schienen. Die Abbilder der Photonen auf dem Leuchtschirm waren nämlich asymmetrisch.

> Was ich bisher nicht wußte war, dass die
> Seeingscheibchen symmetrisch sind.

Keineswegs. Sie folgen immer einer laminaren oder nicht laminaren Strömung der Luft. Im Worst Case kann das sogar ein Strömungsabriss am Teleskoptubus ode dem Kuppelspalt sein, der zu Turbulenzen führt. Zudem bleiben optische Restfehler der Optik selbst darin verborgen, etwa Astigmatismus. Erschwerend haben wir eine Lichtbrechung in der Atmosphäre, die je nach Winkelabstand vom Zenith durchaus im Bereich der beugungstheoretischen Aufösung und darüberhinaus bis zu mehreren Bogensekunden in Horizontnähe betragen kann. Das läßt sich leicht visualisieren, wenn man Planeten und helle Sterne in Horizontnähe als farbige Ampeln im Teleskop erkennt.

Man findet also keine kreissymmetrischen Sternbilder. Diese vielen optischen Einflüsse erschweren den Astronomen die Astrometrie zusätzlich ebenso wie die Verfahren, die heute unter den Begriffen Bildentfaltung, Speckle-Interferometrie, Richardson-Lucy & Co. sowie Superresolution bekannt sind.

Hinzu kommen Detektoreigenschaften, wie ein Verschmieren der Pixel beim Auslesen von CCD Detektoren. Dies kann hervorgerufen sein durch nicht-lineare Effekte im Halbleiter selbst, die zu falsch umgeschichteten Ladungen beim Transort über den Chip (während des Auslesens) führen oder zudem durch den Bandpass eines Ausleseverstärkers entstehen. CMOS Detektoren sind da nur geringfügig besser dran, da sie zwar keine Ladungen mehr, sondern Spannung messen, doch die Ausleseverstärker können immer noch solche Einträge zu einer Verzerrung des Bildes hervorrufen. Auch wenn manche Detektorprinzipen heute jedes Pixel einzeln ansteuern können.

Gruß

Thilo Bauer




9-mal bearbeitet. Zuletzt am 29.11.07 00:41.