Reduktion der systematischen Fehler

Ein beträchtlicher Anteil der Signalwerte, wie sie nach Verstärkung und Digitalisierung der CCD-Ladungsinhalte vorliegen, stammt nicht vom Objekt, sondern von der Meß- und Verstärkerelektronik. Diese liefert durch ihre Betriebsspannung einen als Bias (deutsch: Vorspannung) bezeichneten Signalanteil. Der Bias-Anteil der Meßwerte wird üblicherweise mit $dark\,0$ bezeichnet.
Mit der Dunkelsignalreduktion wird die Reduktion des von der Temperatur abhängigen Dunkelsignals ($dark\,t$) bezeichnet. Dieses verfälscht während der Integrationszeit $t$ als Dunkelstrom das Signal. Die Reduktion erfolgt auf der Grundlage einer vor der eigentlichen Messung angelegten Tabelle, in der passend zur Belichtungszeit jeder Aufnahme der jeweilige $dark\,t$-Wert entnommen wird. Die Reduktion der Meßwerte (die durch die CCD-Matrix gewonnenen Daten werden im weiteren mit $File$ bezeichnet) erfolgt durch Subtraktion der Werte von $dark\,0$ und $dark\,t$: $File - (dark\,0 + dark\,t)$. Bei sehr guter Kühlung (-120$^{\circ}$C) wird der $dark\,t$-Wert zunehmend kleiner, so daß er gegenüber $dark\,0$ bedeutungslos wird. Jedes Pixel einer CCD-Anordnung reagiert mit unterschiedlicher Empfindlichkeit. Dieser systematische Effekt wird auch als Festmusterrauschen bezeichnet. Die Größenordnung dieser Unterschiede liegt bei etwa 2-5%. Da an dieser Tatsache nichts zu ändern ist, macht es sich erforderlich, die dunkelsignalreduzierten Meßwerte von den Pixeln der CCD-Matrix mit pixelabhängigen Wichtungsfaktoren zu multiplizieren. Anschaulich bedeutet dies, ein CCD-Feld mit Pixeln gleicher Empfindlichkeit ("`flaches"' Feld) zu schaffen, was zu der aus dem Englischen stammenden Bezeichnung flat-field-Reduktion führte. Hierzu werden Aufnahmen bei völlig diffusem Licht gemacht, wofür z.B. das Licht des "`grauen"' Dämmerungshimmels genutzt werden kann. Wichtig ist nur, daß das $flat$ (CCD-Bild bei gleichmäßiger Beleuchtung) mit dem gleichen Filter aufgenommen wird, und daß das Signal in etwa so groß wie das vom Objekt ist. Die Wichtungsfaktoren für die einzelnen Pixel ermitteln sich aus dem Verhältnis des Mittelwertes der dunkelsignalreduzierten ( $dark=dark\,0+dark\,t$) $flat$-Werte aller CCD-Pixel ( $mn ( flat - dark )$) zum dunkelsignalreduzierten $flat$-Wert des jeweiligen Pixels ($flat - dark$):
$(File - dark)$ $\quad * \quad \frac{mn (flat - dark)}{flat - dark}$.
Ein weiterer Schritt beinhaltet die Reduktion des Hintergrundsignals. Die als Hintergrundsignal wirkende Nachthimmelsemission, die im Verlaufe der Datenreduktion zu subtrahieren ist, wird in den Bild-Files an Hand von Gebieten bestimmt, die frei von der Emission kosmischer Objekte sind.