Wellenlängen aus RGB-Daten bestimmen

[Papa Brummbär]

Hallo Astrofreunde,

ich bin schon seit einiger Zeit dabei aus den RGB-Bilddaten die "Lichtwellenlänge" zu bestimmen. Jetzt bin ich mir nicht mehr so sicher ob ich da auf dem richtigen Weg bin. Ich schildere mal kurz was ich da mache und wäre froh von den Profis mal einen Rat oder Meinung dazu zu "hören".

Folgender Ansatz ich mache Aufnahmen mit der ASI2600MC ohne Filter, nur der Kamerainterne IR-UV-Cut-Filter. Somit ist der Wellenlängenbereich auf 400 - 700nm eingeschränkt.

Die Kamera selbst hat folgende RGB-Spezifikation: ASI2600MC Pro

Dies würde bedeuten, das wenn der RGB-Pixelwert einem Punkt in dem ob abgebildeten Diagramm entspricht, dann kann man die Wellenlänge ablesen.

Wenn ich jetzt aus der Rohaufnahme einen Stern nehme (keine Kalibrierung, Strecken usw.):

Sieht man einen mehr oder weniger "rötlichen" Stern, ein Pixel hat z.B. die Werte:

R = 137
G = 59
B = 31

Setzt man die Einzelwerte ins Verhältnis zu R
dann erhält man

R = 137/137 = 1,00
G = 59/137 = 0,43
B = 31/137 = 0,22

Dieses Verhältnis liegt bei ca. 690nm vor. Kann man wenn man dies über den ganzen Stern macht dann davon ausgehen dass der Mittelwert der Lichtwellenlänge von dem Stern entspricht?

Was meint Ihr dazu?

LG und CS
Hampo

 

[Demokrat]

Sieht man einen mehr oder weniger "rötlichen" Stern, ein Pixel hat z.B. die Werte:

Ich denke das ist wohl nicht so einfach... erstens kommts auf die Höhe des Sterns an, da können die atmosphärische Dispersion zusammen mit der Lage im Bildfeld und die Aberrationen der Optik eine Rolle spielen. Welchen Pixel des Stern soll man also messen?

Deine Abbildung zeigt bei einem Messfeld über 11x11 Pixel zB gemittelt:

R 250
G 252
B 228

lg
Niki

 

[olli.mit.zwei.l]

Du musst bedenken, dass Sterne ein kontinuierliches Spektrum haben, also man höchstens das Strahlungsmaximum der Kurve bestimmen kann

 

[Papa Brummbär]

Danke für die Infos, klar müsste man den gesamten Stern vermessen und danach einen Mittelwert oder so bilden. Das mit der Höhenlage/ Winkelposition und der Optik ist natürlich so eine Sache, aber wie ist es den wenn die Kollegen mit den Teleskopen Spektren aufnehmen sind da nicht die gleichen Problem? oder verwechsle ich da etwas?

LG und CS
Hampo

 

[Demokrat]

aber wie ist es den wenn die Kollegen mit den Teleskopen Spektren aufnehmen sind da nicht die gleichen Problem? oder verwechsle ich da etwas?

Die nehmen das Lichtspektrum eines Sterns direkt auf, nicht über eine Abbildung des Beugungsscheibchens. Da ist also alles drinnen, nicht durch eine Bayer-Matrix und Kameraberechnungen vermantscht.

lg
Niki

 

[MartinElsaesser]

Hallo Hampo,

Was willst du denn eigentlich erreichen?

Grüße, Martin

 

[Defunct]

Du musst bedenken, dass Sterne ein kontinuierliches Spektrum haben, also man höchstens das Strahlungsmaximum der Kurve bestimmen kann

Exakt.

Sterne emittieren Schwarzkoerperstrahlung (siehe z.B. Wiki Schwarzer Körper – Wikipedia ) und was aus den (kalibrierten!) RGB Daten bestimmt werden kann, ist die Sterntemperatur.
Aus diesen gibt sich die Spektralklasse, siehe z.B. hier fuer eine schoene Uebersicht:

Astronomie für Einsteiger: Die Farben und Spektraltypen der Sterne

Beim Beobachten des Nachthimmels fällt auf, dass die Sterne in verschiedenen Farben leuchten

www.spektrum.de

und ja, die kann man so aus RGB Daten bestimmen.

Was die "pretty picture" Astrogemeinde uebrigens i.d.R. macht, ist der genau umgekehrte Weg: Wir holen uns aus Sternkatalogen die bekannten Spektralklassen der abgebildeten Sterne, berechnen daraus die "Farbe" der Sterne und kallibrieren damit die Farbballance unserer Kameras.

Das geht also vorwaerts wie rueckwaerts.

Man kann auch beides tun, also bekannte Sterne im Bild aus einem Katalog dazu verwenden, um z.B. unbekannte Sterne oder Veraenderliche (z.B. eine neue Nova wenn's geknallt hat) im selben Bild zu bestimmen. Das laeuft gemeinhin unter dem Namen "Aperture Photometry" (mal googeln) und dafuer gibt's z.B. in Pixinsight in Script ---> Image analysis ---> Aperture Photometry ein Script welches man dann auch die drei Farbkanaele anwenden kann, um von Bilddaten auf einen kalibrierten Flux zu kommen.

Gemeinhin nimmt man fuer sowas aber mehr als "nur" drei RGB-Kanaele einer MC-Farbkamera (was dich nicht entmutigen sollte), sondern macht mit einer Mono Kamera mit Filterserien wie z.B. den SLOAN/SDSS Filterserien feiner aufgeloeste Spektralbereiche auf. Die sehen uebrigens so aus:
https://www.baader-planetarium.com/en/filters/photometric-filters/baader-sloansdss-(ugriz')-filter-set-–-photometric.html

ich bin schon seit einiger Zeit dabei aus den RGB-Bilddaten die "Lichtwellenlänge" zu bestimmen. Jetzt bin ich mir nicht mehr so sicher ob ich da auf dem richtigen Weg bin.

Das hoert sich so an, als wolltest Du spezifische Absorptionsspektren auch diesem Kontinuum messen, also z.B. dieses hier der Sonne: Sonnenspektrum | LEIFIphysik

Genau das geht mit "nur" einer RGB Kamera eben nicht mehr, sondern - da bist Du hier in dieser Gemeinde richtig - nur mit einem Spektroskop. Das liegt daran, dass weite Spektralbereiche von einer RGB Kamera integriert werden und diese Zahnpasta bekommt man danach nicht mehr in die Tube (d.h. diese Einzelinformation ist irreversiebel im "Messprozess" verloren gegangen).
Also Fazit: Sterntemperatur und Spektraltyp und Magnitude geht, spezifische Emissions- oder Absorptionsspektren geht i.A. ohne Spektroskop nicht.
Gruss & CS

 

[Optikus]

Moin,

schön erklärt, vielen Dank!

CS
Jörg

 

[Defunct]

schön erklärt, vielen Dank!

Da an dem Thema offenbar Interesse besteht lege Ich in der Kaffeepause noch mal kurz nach, denn irgendwo fiel mir gerade auf, dass Ich eigentlich gar nicht erklaert habe, wie's nun eigentlich konkret geht.
Is' nicht ganz so einfach wie @Papa Brummbär hofft, aber andererseits auch nicht soooo schwierig.

1) Als erstes muss man die Bilder photometrisch kalibrieren (siehe z.B. das oben genannte Pixinsight-Script, oder mit anderer Software dementsprechend), so dass man den Photonenflux fuer jeweils den R, G und den B Kanal hat. Die nennen wir jetzt mal Fr, Fg und Fb.

2) Danach machen wir eine Vereinfachung, naemlich das deine RGB-Filter in der ASI2600MC Kamera ganz grob dem Johnson Farbsystem (or Johnson-Morgan Farbsystem) entspricht, siehe hier: UBV photometric system - Wikipedia
Dazu wird etwas geschummelt, naemlich addieren wir in erster Naehrung das Gruen-Rote Signal der Kamera zum V Kanal ( also Fg+Fr = Fv; das waere der Johnson V Kanal) und behalten den Blau-Kanal einzeln (Fb bleibt Fb). Den Johnson U Kanal haben wir nicht und den brauchen wir gluecklicherweise auch nicht. Wenn @Papa Brummbär einen IR-Sperrfilter hat, dann den draufschrauben, denn dann wird es etwas genauer, weil die ASI2600 fuer diese Schummelei etwas zu IR-empfindlich ist.

3) Jetzt kommt der Rechenschritt. Wo der herkommt, dazu habe Ich nur was knapp und Verstaendliches auf Englisch gefunden (kstars Doc..., hoffe das ist ok?): Star Colors and Temperatures
Jetzt wird folgendes berechnet:

B - V = -2.5 log (Fb/Fv) = -2.5 log (Fb/(Fr + Fg))

Mit dieser Zahl kann man auf dem Diagramm unten auf der Webseite nachschauen, welchem B-V Wert die entsprechende Sterntemperatur entspricht. Wer es noch genauer wissen will (Vorsicht, heiss und fettig!), da findet man den B-V Farbe-zu-Temperatur Zusammenhang dann in epischer Tiefe erklaert: ShieldSquare Captcha

Wie gesagt, das funktioniert fuer fuer diese Kamera nur naehungsweise, weil man entweder fuer die RGB-Filter der ASI2600 diese Kurve speziell berechnen muesste, oder man halt mit einer Mono-Kamera hier die kalibrierten Johnson Filter oder die SLOAN Filter benutzen muesste, fuer die es diese Kurven bereits gibt.
Aber zum Spass haben und "Sterntemperatur raten" ist das erstmal genau genug ...
CS

PS:
Letzte Anmerkung, um den Kreis zu schliessen, denn wie gesagt, Pixinsight (und andere "Pretty-Picure Programme") machen eine "Photometry-Based Color Calibration", siehe hier:

PixInsight — Photometry-Based Color Calibration

PixInsight - Advanced Image Processing. PixInsight is a modular, open-architecture, portable image processing platform available for FreeBSD, Linux, Mac OS X and Windows.

pixinsight.com

Die lustigen Kurven die da immer aufpoppen mit den gruenen Punkten und der gefitteten Gerade, dass ist genau die (B-V) -> (B-G) und die (r'-V) --> (R-G) Kurve, die das Verhaeltnis der RGB-Farben den Katalogwerten im ohnson-Morgan Farbsystem anpassen.

 

[Papa Brummbär]

Hallo Astro-PROs,

vielen Dank für die vielen Infos, ich bin jetzt erst wider dazu gekommen mal rein zu schauen, werde wenn ich Zeit finde mich in dieses Thema vertiefen, dachte es wäre etwas einfacher, aber dem ist wohl nicht so.

Eigentlich wollte per kurzem Programm und den Kamera-Empfindlichkeitskurven die "Hauptwellenlänge" der "Sterne" berechnen und dann schauen ob es da "Gruppenverhalten" oder "Entstehungszusammenhänge" gibt (bitte verzeiht wenn das Vokabular nicht richtig ist aber ich glaube Ihr versteht mich).
Da ein gewisses RGB-Verhältnis immer zu einer Wellenlänge zu zuordnen ist dachte ich ist es recht einfach. Aber erste Tests haben gezeigt, dass da etwas nicht
passt. Und bevor ich da ewig programmiere und versuche dachte ich frage ich erst mal die Profies.

Vielen Dank für die Infos aber jetzt habe ich erst einmal Stoff zu lesen und verdauen. Wenn ich nochmals Fragen habe oder etwas brauchbares habe melde ich mich hier erneute.

Nochmals vielen Dank für die Infos und tolle Unterstützung.

Bis bald LG und CS
Hampo

 

[Defunct]

Hallo Astro-PROs,

*lol*

Eigentlich wollte per kurzem Programm und den Kamera-Empfindlichkeitskurven die "Hauptwellenlänge" der "Sterne" berechnen und dann schauen ob es da "Gruppenverhalten" oder "Entstehungszusammenhänge" gibt (bitte verzeiht wenn das Vokabular nicht richtig ist aber ich glaube Ihr versteht mich).

Hi Hampo,
Ja diesen Zusammenhang gibt es tatsaechlich. Wenn man die Helligkeit und die Farbe der Sterne in einem sogenannten Hertzsprung–Russell Diagramm auftraegt, dann findet man da eine (fuer das damalige Verstaendnis) erstaunliche Haeufung: Main sequence - Wikipedia

(@Moderation, Bild creative commons)

Die "Hauptreihe" (main sequence) ist dabei der Werdegang von Sternen wie unserer Sonne. Diese Messungen haben massgeblich dazu beigetragen zu verstehen, welchen Lebenszyklus Sterne dieser Masse durchlaufen (Weisse Zwerge oder Supergiganten durchlaufen einen anderen) und welche Kernfusionsprozesse ablaufen bevor der Stern ausbrennt und das Radiodrama "der grosse Knall" beginnt. Das war in der Astrophysik/Astronomie in der ersten Haelte des 20Jh noch intensiver Gegenstand der Forschung, kannst dich ja mal einlesen.
Tja, die haben sich damals noch mit Analogmaterial an den Sachen einen Wolf gemessen, was Du z.B. mit einer ASI2600 in tatsaechlich Sekunden abhaken kannst.
Gruss & frohes Lesen ...