11.1- Introducción
Nota preliminar: el cálculo de imágenes de calibración (masterframes) para el preprocesado de ficheros RAW procedentes de cámaras reflex digitales es similar al aquí descrito, pero los algoritmos están optimizados para tener en cuenta la estructura CFA de este tipo de ficheros. Los comandos a utilizar se encuentran en el menú Photo numérique (Digital photo) tal como se explica en el TEMA17
Cuando realizamos una larga exposición con una cámara CCD o DSLR, las imágenes obtenidas quedan perturbadas por tres tipos de defectos (ruido):
1. Ruido térmico: durante la exposición una señal térmica se añade a la señal recibida de los objetos astronómicos. En parte está relacionada con las impurezas locales del sensor y depende de la temperatura. La mayor parte de las cámaras no están lo suficientemente refrigeradas para que esta señal térmica sea imperceptible. La consecuencia es la aparición de una señal llamada de corriente oscura (en inglés dark). El nombre viene dado porque para obtener un patrón de esa señal, debe realizarse una exposición en total oscuridad. El principal problema de la señal térmica es que contiene un ruido asociado:
- un ruido de señal, cuyo valor es proporcional a la raíz cuadrada de la señal térmica acumulada. Este ruido no puede ser eliminado
- un ruido espacial, asociado al hecho de que la señal oscura no es igual en un pixel que en otro. Eso da un aspecto granulado a la imagen bastante característico. No obstante, esta diferencia de sensibilidad entre píxeles está muy correlacionada entre una imagen y otra. Entonces se puede eliminar ese ruido espacial restando a la imagen de luz esa imagen realizada en total oscuridad (dark). Es recomendable que la señal dark se realice con el mismo tiempo de exposición (o superior) y a la misma temperatura que la señal de luz. Es también recomendable hacer varios darks (típicamente entre 7 y 15) para reducir el ruido de señal al hacer el promedio entre ellos (masterdark). En vez de realizar una simple media aritmética, es habitual realizar el promedio por la mediana con el fin de eliminar cualquier defecto accidental (por ejemplo algún rayo cósmico).
3. No todos los píxeles del sensor tienen la misma sensibilidad a la luz. Este efecto puede estar asociado a las características geométricas y eléctricas de los píxeles, pero también puede ser debido a factores externos. Por ejemplo motas de polvo o viñeteo de la óptica. La consecuencia es que si se fotografía una escena uniforme, el resultado no lo es. Además de un efecto estético, también se ve afectada la detectabilidad de objetos débiles y la exactitud en medidas fotométricas. Para armonizar la respuesta de los píxeles, la técnica consiste en fotografiar una escena perfectamente uniforme en brillo y a esa imagen la llamamos flat. Como siempre, no hacemos una sola toma flat sino un promedio en mediana de varias tomas obteniendo como resultado el masterflat que se divide a cada una de las tomas de luz. Los flats pueden realizarse en un cielo uniforme al atardecer o sobre una pantalla uniformemente iluminada.
El preprocesado consiste en obtener las tres imágenes de referencia masterdark, masteroffset y masterflat para corregir los defectos en las imágenes de luz. ES importante no equivocarse en el orden: primero restar el masteroffset, después restar el masterdark y finalmente dividir el masterflat. Más detalles en TEMA9 y TEMA10
Se calcula la mediana de todos los offsets individuales, realizados en total oscuridad (objetivo tapado) con el tiempo de exposición mínimo que nos permite la cámara.
Si tenemos, por ejemplo, una secuencia de 19 offsets individuales llamados o1, o2, ... , o19 , abrir la ventana Faire un offset... (Make an offset...) del menú Prétraitement (Preprocessing) de la barra de herramientas
Clic en OK y guardamos el resultado que llamaremos offset
>SAVE offset
El equivalente desde la ventana de comandos sería:
>SMEDIAN o 19
>SAVE offset
11.3- Cálculo del masterdark
Se calcula la mediana de todos los darks individuales, realizados en total oscuridad (objetivo tapado) con el mismo tiempo de exposición (o superior) que las tomas de luz.
Si tenemos, por ejemplo, una secuencia de 11 darks individuales llamados d1, d2, ... , d11 , abrir la ventana Faire un dark... (Make a dark...) del menú Prétraitement (Preprocessing) de la barra de herramientas
Clic en OK y guardamos el resultado que llamaremos dark
>SAVE dark
El programa calcula la mediana de (d1-offset), (d2-offset), ... (d11-offset). Nótese que a cada dark se le resta el masteroffset previamente calculado
El equivalente desde la ventana de comandos sería:
>SUB2 d offset i 0 11
>SMEDIAN i 11
>SAVE dark
11.4- Cálculo del masterflat
Se calcula la mediana de todos los flats individuales, realizados sobre una superficie uniformemente iluminada.
Si tenemos, por ejemplo, una secuencia de 13 flats individuales llamados f1, f2, ... , f13 , abrir la ventana Faire un flat-field... (Make a flat-field...) del menú Prétraitement (Preprocessing) de la barra de herramientas
1- Iris calcula las diferencias (f1-offset), (f2-offset), ... , (f13-offset)
2- Iris normaliza la intensidad al valor indicado en el parámetro Valeur de normalisation (Normalisation value) , en nuestro ejemplo un valor de 800
3- Iris calcula la mediana de las 13 imágenes normalizadas
Clic en OK y guardamos el resultado que llamaremos flat
>SAVE flat
El equivalente desde la ventana de comandos sería:
>SUB2 f offset i 0 13
>NGAIN2 i i 800 13
>SMEDIAN i 13
>SAVE flat
Nota: Suponemos que la duración de la exposición de cada flat es lo suficientemente corta para que el ruido térmico sea inapreciable. Si no fuera el caso, habría que restar el masterdark a cada flat individual. Por ejemplo, si dark2 es el masterdark correspondiente al tiempo de exposición de los flats haremos:
>LOAD offset
>ADD dark2
>SAVE n
y después:
o:
>SUB2 f n i 0 13
>NGAIN2 i i 800 13
>SMEDIAN i 13
>SAVE flat
Si el tiempo de exposición de cada flat no se corresponde con el de los darks disponibles, podemos hacer:
>OPT2 f dark i 13
>SUB2 i offset i 0 13
>SMEDIAN i 13
>SAVE flat
11.5- Cálculo del masterflat a partir de la imágenes de luz (flat sintético)
Es posible calcular un masterflat a partir de las imágenes de luz si el campo contiene una baja densidad de objetos. Es conveniente trabajar como mínimo con 10 imágenes. También es muy importante que cada una de las imágenes estén desplazadas unos 10 o 20 píxeles (dithering) para eliminar los objetos brillantes cuando hagamos el promedio. Veamos, por ejemplo, las tres primeras imágenes de una secuencia de 11 que cumplen estas características, llamadas f1, f2, f3, ... , f11:
Imagen f1
Imagen f2
Imagen f3
Suponemos ya calculadas las imágenes offset y dark.
Etapa 1: restar el offset
>SUB2 f offset i 0 11
Etapa 2: restar el dark (por el método de optimización)
>OPT2 i dark i 11
Etapa 3: normalizar a un nivel aproximadamente igual a la intensidad media de las imágenes flat obtenidas. En este ejemplo tomamos un valor de 900
>NGAIN2 i 900 i 11
Etapa 4: Calculamos la mediana
>SMEDIAN i 11
Etapa 5: guardar el resultado
>SAVE flat
Flat sintético
Y ahora preprocesamos la primera de las imágenes f1:
>LOAD f1
>SUB offset 0
>SUB dark 0
>DIV flat 900
esta última operación realiza el cálculo (imagen en memoria / flat) x 900
Imagen individual f1 La misma imagen preprocesada usando un flat sintético
No olvidar que para calcular los masterframes de imágenes a color (48 bits por pixel) hay que usar los comandos equivalentes del menú Photo numérique (Digital photo)
RESUMEN DE LOS COMANDOS DE ESTE TEMA
SMEDIAN [NOMBRE] [NÚMERO]
SMEDIAN [NOMBRE] [NÚMERO]
