Flatfield perfect

Calea către astrofotografii fără defecte

Cu ajutorul imaginilor de corecție sau flatfield, declarați război defectelor din cauza prafului sau a iluminării neuniforme.

Datele brute astrofotografice prezintă mereu, din diverse motive, o imagine distorsionată a cerului. Optica telescopului, filtrele și aparatul de fotografiat contribuie la o iluminare neuniformă pe câmpul imaginii.

Dacă doriți să măriți mai târziu contrastul unei fotografii, în timpul procesării, acest lucru îmbunătățește nu numai vizibilitatea obiectului, ci și pe cea a erorilor de imagine. Mai ales în cazul fotografierii unor obiecte slabe și difuze, cum ar fi nebuloasele sau zonele exterioare ale galaxiilor, corectarea acestor erori determină dacă obiectul poate fi afișat bine în toate zonele fotografiei. În cazul imaginilor fotometrice, utilizate pentru măsurarea luminozității obiectelor, corecția imaginii nu este doar necesară pentru o mai bună vizualizare, ci este chiar obligatorie.

Prin urmare, una dintre cele mai importante sarcini în astrofotografie este crearea de imagini de corecție pentru a compensa astfel de erori. Imaginile de corecție realizate corect conțin doar informații despre distribuția luminozității în planul imaginii. Astfel se aplatizează fotografiile astronomice, motiv pentru care acestea sunt numite flatfields (câmpuri plate). Aplatizarea se face prin divizarea fiecărei fotografii brute prin fotografia flatfield - o funcție oferită de toate programele obișnuite de procesare a imaginilor CCD.

Orice componentă a suprastructurii poate fi cauza unei iluminări neuniforme. Vignettingul, produs de telescopul însuși, este de obicei cauza principală. Doar zona din planul focal, din care pornește întreaga apertură a telescopului, nu este influențată de vignetting. De asemenea, în timp, pe suprafețele optice se depun în timp particule de praf. Praful de pe lentila obiectivului este greu de observat, deoarece se află cu mult în afara intervalului de focalizare. Cu toate acestea, pe filtre, pe fereastra camerei cipului sau pe cipul însuși, particulele de praf apar ca pete întunecate pe fotografii.

În fine, și senzorul în sine poate fi o cauză: sensibilitatea pixelilor individuali variază ușor și necesită, la rândul ei, o corecție.

Imaginea flatfield trebuie să reflecte, așadar, cu exactitate situația de iluminare din timpul expunerii. Prin urmare, imaginile flatfield trebuie, în general, să fie generate având aceeași poziție de focalizare, aceeași orientare a aparatului de fotografiat și același binning al pixelilor.

Ideal, imaginile flatfield pot fi utilizate permanent pentru o anumită combinație de aparat de fotografiat, telescop și filtru. Acest lucru se întâmplă numai dacă centrul cipului se află pe axa optică a telescopului și dacă vignettingul este simetric. Imaginea flatfield poate fi mai apoi utilizată la orice orientare a aparatului de fotografiat - cu excepția cazului în care este necesară corectarea unor noi pete de praf. Cu o structură care poate face acest lucru, merită, prin urmare, să acordați o atenție deosebită curățeniei. Imaginile flatfield pot fi astfel folosite timp de mulți ani. Cu toate acestea, în cazul în care iluminarea nu este simetrică sau dacă s-a depus praf pe suprafețele optice, trebuie realizate noi imagini flatfield.

Cum arată, așadar niște date flatfield optime? În principiu, se aplică condițiile obișnuite ale fotografiei CCD. Scopul este de a obține o imagine cu cât mai puțin zgomot posibil. Cu metodele obișnuite de obținere a unei imagini flatfield (a se vedea „În detaliu“), timpii de expunere sunt relativ scurți și se obține cu ușurință un raport semnal-zgomot bun. De asemenea, se poate face o medie a mai multor imagini - preferabil, a câtorva zeci, deoarece raportul semnal-zgomot al astrofotografiilor nu trebuie sub nicio formă să fie degradat de imaginea flatfield. De asemenea, mai trebuie ținut cont de faptul că, la fel ca în cazul astrofotografiei propriu-zise, trebuie scăzute imaginile întunecate expuse pentru aceeași perioadă de timp la aceeași temperatură.

Timpul de expunere al imaginilor flatfield se alege astfel încât valorile de luminozitate să fie aproximativ la jumătate din intervalul dinamic al aparatului de fotografiat. Timpii de expunere foarte scurți pot fi problematici în cazul aparatelor de fotografiat cu shutter mecanic. În timp ce shutter-ul se închide, cipul este luminat neuniform. Astfel, timpul de expunere trebuie selectat în mod corespunzător, astfel încât viteza shutter-ului să fie neglijabil de mică în raport cu aceasta.

Există multe metode de creare a imaginilor flatfield, toate bazându-se pe crearea și înregistrarea unei zone cu luminozitate complet uniformă. Prin urmare, suprafața nu trebuie să aibă nici un fel de structură. Așadar este utilă, în toate cazurile, folosirea unei sticle mate, unei țesături albe sau unei hârtii albe în fața aperturii telescopului.

Skyflats

O variantă este cerul la crepuscul, înainte ca stelele să devină vizibile. Telescopul va fi îndreptat, după apusul Soarelui, către zenit. În acest caz, se recomandă folosirea unui difuzor în fața aperturii, deoarece stelele strălucitoare pot apărea pe imaginile CCD. Cu toate acestea, luminozitatea cerului se schimbă continuu, iar timpul de expunere trebuie ajustat permanent, motiv pentru care se recomandă următoarele metode.

Perete alb

Un perete sau un ecran este iluminat uniform și apoi fotografiat. În practică este însă dificil să se creeze un iluminat complet fără gradienți. De asemenea, nu avem mereu la îndemână un zid de casă alb.

Folii iluminate

De câțiva ani, sunt disponibile folii iluminate electrice. Folia se așază pe apertura telescopului. După caz, luminozitatea se poate reduce prin adăugarea câtorva straturi de hârtie. Acest lucru face foarte comodă realizarea de imagini de corecție în orice moment, motiv pentru care se recomandă această metodă.

Autor: Mario Weigand / Licență: Oculum-Verlag GmbH