Ačkoliv barevné CCD čipy (s tzv. Bayerovou barevnou maskou aplikovanou přímo na jednotlivé pixely čipu) jsou velice vhodné pro digitální fotoaparáty a video kamery, astronomové používají barevné CCD čipy pouze výjimečně. Většina amatérů a prakticky všichni profesionálové používají monochromní CCD čipy v kombinaci s filtry. Stejně tak kamery v kosmických sondách a satelitech jsou vybaveny monochromními čipy a řadou filtrů. CCD čipy bez barevné masky jsou pro astronomii (a další vědecké aplikace) vhodnější z řady důvodů:

• Především monochromní CCD čip je schopný pořídit barevné obrazy astronomických objektů s použitím barevných filtrů ve vyšší kvalitě než barevný čip. Na druhé straně barevný čip je schopen vytvořit monochromní obraz jen za cenu výrazně omezené kvantové účinnosti a rozlišení.

• Barevné CCD čipy mají fixní barevnou masku bez možnosti ji měnit nebo zcela odstranit. Řada aplikací ale vyžaduje maximální kvantovou účinnost bez ohledu na barvu. Jiné aplikace naopak vyžadují snímání v přesně definované spektrální čáře. Monochromní čipy mohou snímat s použitím úzkopásmových filtrů, např. Hα, OIII, apod. Profesionálové preferují standardní fotometrickou sadu filtrů (U)BVRI na místo (L)RGB filtrů určených k barevné fotografii atd.

• Barevné čipy mají menší kvantovou účinnost než monochromní. Omezení QE třena ba 30 % (ve srovnání s 80 % nebo vyšší QE monochromních čipů) barevnou maskou plýtvá v řadě případů světlem.

• Barevné CCD čipy nedovolují číst binnované obrazy. Binning by pomíchal informaci z pixelů různých barev a barevná informace by byla ztracena.

• Barevné čipy nedovolují tzv. Time Delay Integration (nebo Drift-Scan Integration). Během TDI se obraz posouvá přes sloupce CCD čipu (např. je vypnut pohon dalekohledu a posun způsobuje rotace Země) a synchronně je záznam obrazu posouván po čipu. Ve výsledku je obraz exponován během času na různé pixely, ale náboj v těchto pixelech odpovídá posouvanému obrazu. Obraz je pak vyčítán řádek po řádku v přesně definovaných časových intervalech.

Všechny uvedené důvody přispěly k rozhodnutí umístit filtrové kolo přímo těla kamer G2CCD.

Filtrov0 kolo kamery G2CCD (vlevo) Výměna filtrů v otevřené hlavě kamery (vpravo)

Filtry pro (L)RGB snímání

Moravské přístroje nabízí vysoce kvalitní filtry německé firmy Astronomik. Sada filtrů L-RGB Type 2c je optimalizována pro CCD čipy a jednotlivé filtry mají ve svých spektrálních oblastech propustnost blízkou 100 %. Filtr L (luminance) propouští světlo od 380 nm do 670 nm a blokuji UV a IR části, čímž zajišťuje velice věrné podání barev..

Je také možné kombinovat RGB filtry s C (clear) filtrem, aby bylo využito maximum kvantové účinnosti čipu pro pořizování jasové složky obrazu (CCD čipy jsou citlivé i v blízké infra-červené oblasti) — barevné vyvážení astronomických snímků tak jako tak spíše věcí osobních preferencí autora. C filtr má stejnou tloušťku jako barevné RGB filtry takže není potřeba kameru přeostřovat.

Také je možné osadit oba filtry a využít všech 5 pozic filtrového kola v CLRGB konfiguraci.

Sada filtrů Astronomik L-RGB Type 2c (vlevo) a osazená ve filtrovém kole G2CCD (vpravo)

BVRI filtry pro vědecké aplikace

Profesionální fotometrické aplikace (často prováděné i amatérskými astronomy) vyžadují standardní fotometrické filtry. Johnson-Cousins fotometrický systém, používaný ve vědecké komunitě, definuje spektrální rozsahy pro pět oblastí spektra: U (Ultra-violet), B (Blue), V (Visible), R (Red), a I (Infra-red). Filtr U je používán spíše výjimečně, protože QE řady CCD čipů je v UV části spektra velice malá a U filtr má navíc velmi malou propustnost. Ale zbývající BVRI filtry jsou používány často. Jakékoliv vědecky hodnotné fotometrické měření, ať už minimum proměnné hvězdy, světelná křivka asteroidu či supernovy, by mělo být prováděno s použitím jednoho ze standardních filtrů, aby bylo srovnatelné s jinými měřeními.

Moravské přístroje nabízí sadu profesionálních BVRI filtrů Schüler — Astrodon, vyrobených ze SCHOTT skla, k použití v CCD kamerách G2CCD.

Úzko-pásmové filtry

Velké plynné mlhoviny, například „Severní Amerika“, „Pelikán“ nebo „Kalifornie“ produkují většinu svého záření na jediné vlnové délce 656,3 nm (také známé jako H-alpha — čára záření vodíkových atomů). Planetární mlhoviny často září na dalších vlnových délkách, např. OIII (495,9 nm a 500,7 nm) nebo SII (671,9 nm a 673,0 nm).

S použitím úzko-pásmových filtrů lze eliminovat téměř veškeré nežádoucí světlo (včetně světelného znečištění) a propustit právě jen vlnovou délku na níž snímaný objekt září. Moravské přístroje nabízejí řadu úzko-pásmových filtrů Astronomik, optimalizovaných pro CCD fotografii.:

• H-alpha (656,3 nm) s šířkou pásma 13 nm

• H-alpha (656,3 nm) s šířkou pásma 6 nm

• OIII (495,9 nm a 500,7 nm)

• SII (671,9 nm a 673,0 nm)