Calibrado de Imágenes Astronómicas

1. Calibrado de Imágenes Astronómicas Daniel Trueba Castillo Associació Astronòmica Torroja del Priorat

2. Objetivos Del Calibrado De Imágenes: • Minimizar defectos introducidos por los dispositivos de captura • Electrónicos (DSLR, CCD, CMOS) • Ópticos • Aumentar la relación Señal / Ruido (SNR) • Señal: Información capturada del objeto a fotografiar • Ruido: Información errónea introducida por el dispositivo de captura

3. La guerra contra el ruido • El ruido es aditivo respecto la señal. Por tanto, para eliminarlo, primero hay que aislarlo y posteriormente restarlo de la imagen • Existen diferentes tipos de ruido, por lo que se aplica una técnica diferente para cada uno de ellos • Ruido térmico aleatorio (Combinación de imágenes) • Ruido de corriente oscura (Darks) • Ruido de lectura (Bias)

4. Ruido térmico aleatorio: Combinación de imágenes • ¿Qué és? • Ruido de naturaleza aleatoria introducido por el sensor durante la captación de cada una de las tomas. • La temperatura, el tiempo de exposición y el ISO (ó ganancia) son los 3 parámetros que condicionan el ruido. • Dado que es de origen aleatorio no se puede obtener un patrón, por lo que la forma de minimizarlo es mediante la combinación de imágenes. • En sucesivas tomas alineadas de un mismo objeto la señal se mantiene fija, mientras que el ruido se dispersa entre cada una de las tomas. • Afectará tanto a las tomas de luz como también a las tomas de calibración, de ahí la necesidad de obtener imágenes de corrección maestras (Masters)

5. Ruido térmico aleatorio: Combinación de imágenes • Obtención de las tomas: • Cuántas más tomas realicemos más conseguiremos reducir el ruido. • Dado que las tomas deben ser alineadas por el programa de calibrado, el encuadre tiene que ser lo más similar posible entre cada una de ellas. • Es un ruido ligado a la temperatura, por lo que cuanto menor sea la temperatura ambiente mejor resultados obtendremos • De la misma forma, la amplificación de la señal mediante ISOs muy altas implica la amplificación del ruido, por lo que siempre es preferible evitar las ISOs muy altas (Excepción en tomas de muy corta duración) • Si tenemos una gran precisión de guiado, aplicar dithering

6. Ruido térmico aleatorio: Combinación de imágenes • ¿Cómo aplicarlos? • Para aplicarlos lo primero es indicarle al programa de calibrado la ruta dónde hemos almacenado los archivos de luz (Light) obtenidos • Existen diferentes fórmulas matemáticas para la combinación de imágenes (Media, mediana, máximo, exclusión sigma,etc) • La media es la función que más incrementa la relación señal/ruido, pero no elimina artefactos (satélites, píxeles defectuosos, etc). Utilizarla cuando se disponen de pocas imágenes a combinar (menor a 10) • La función de media con excusión sigma se recomienda cuando se dispone de más de 10 imágenes (los valores extremos se excluyen y después se promedian los valores restantes)

7. Ruido térmico aleatorio: Combinación de imágenes

8. Ruido de corriente oscura: Darks • ¿Qué és? • Ruido de patrón fijo introducido por el sensor durante la captación de cada una de las tomas de luz • La temperatura, el tiempo de exposición y el ISO (ó ganancia) son los 3 parámetros que condicionan el ruido de corriente oscura. • En función de estos 3 parámetros este ruido sigue un patrón que se puede identificar y posteriormente minimizar • También se identifican los píxeles defectuosos del sensor (hot píxels / Cold píxels)

9. Ruido de corriente oscura: Darks • Obtención de las tomas de calibración • Como sólo queremos obtener la imagen del ruido se realizarán sin que entre luz en el sensor (con la tapa puesta del telescopio/objetivo/cámara) • Las tomas tienen que realizarse del mismo tiempo de exposición, ISO y temperatura que las tomas a calibrar. • Controlando estas 3 condiciones, las tomas de Darks pueden obtenerse en un momento diferente de las tomas de luz • Es muy aconsejable obtener un nº bastante alto para promediarlos y obtener el patrón de ruido (nunca menos de 3, mínimo aconsejado de 10, deseable unos 20 e idealmente más de 30) • Es posible, aunque no ideal, utilizar la reducción de ruido automática de una DSLR

10. Ruido de corriente oscura: Darks • Sirven para: • Minimizar el patrón de ruido fijo de las tomas de luz • Minimizar el patrón de ruido fijo de los flats • ¿Cómo aplicarlos? • Para aplicarlos lo primero es indicarle al programa de calibrado la ruta donde hemos almacenado los archivos Darks obtenidos anteriormente • Hay que combinarlos para crear un Dark Maestro. El criterio para escoger la fórmula matemática es el mismo que para las tomas de luz (media si disponemos de < 9 darks, sigma average en caso contrario)

11. Ruido de corriente oscura: Darks • Cuándo aplicarlos: • Con una DSLR siempre es conveniente realizar y aplicar la correción de los Darks, pues éstas no disponen de control de temperatura, y por tanto tienen un considerable ruido térmico • En una CCD especializada se puede dar el caso de que el ruido de corriente oscura sea prácticamente igual al ruido de lectura. En estos casos no es estrictamente necesario el uso de darks. • Cuando existan muchos píxeles defectuosos • Si el sensor es suficientemente lineal, los darks se pueden escalar según el tiempo de exposición (serán necesarios el empleo de Bias)

12. Ruido de corriente oscura: Darks

13. Ruido de lectura: Bias • Obtención de las tomas de calibración • Como sólo queremos obtener la imagen del ruido de lectura se realizarán sin que entre luz en el sensor (con la tapa puesta del telescopio/objetivo) y a la misma ISO que las tomas de luz • En el caso de una DSLR se obtiene realizando una toma oscura con el menor tiempo de exposición posible (normalmente 1/4000). Con CCD se pueden obtener directamente • Es aconsejable obtener un nº bastante alto para promediarlos (mín. 20, idealmente unos 60) • ¿Qué és? • Ruido de patrón fijo introducido por el dispositivo al realizar la lectura de datos del sensor electrónico

14. Ruido de lectura: Bias • Sirven para: • Eliminar el ruido de lectura. • Calibrar los flats • Escalar los Darks • ¿Cómo aplicarlos? • Para aplicarlos lo primero es indicarle al programa de calibrado la ruta donde hemos almacenado los archivos Bias obtenidos anteriormente • Hay que combinarlos para crear un Bias Maestro. El criterio para escoger la fórmula matemática es el mismo que para las tomas de luz (media si disponemos de < 9 Bias, sigma average en caso contrario)

15. Ruido de lectura: Bias • Cuándo aplicarlos: • Si utilizamos flats • Si los darks que tenemos no son del mismo tiempo de exposición que las tomas de luz • Si no disponemos de Darks

16. Ruido de lectura: Bias

17. Uniformidad de iluminación: Flats • Obtención de las tomas de calibración • Hay que realizar las tomas de flats con la misma configuración óptica que las tomas de luz • Se realizan sobre una superficie uniformemente iluminada (cielo sin nubes, pantalla de ordenador en blanco, caja de luz), y en el caso de una DSLR con la función Av de la cámara • ¿Qué és? • Habitualmente la luz que llega al sensor por el trén óptico no llega de forma exactamente uniforme. Asimismo, también la suciedad del sensor puede afectar a la imagen obtenida. • Con los flats se intenta minimizar estos defectos, haciendo que la toma resultante quede uniformemente iluminada

18. Uniformidad de iluminación: Flats • Obtención de las tomas de calibración: • Cuanto menor sea la focal más importante es la realización de Flats • ¿Cómo aplicarlos? • Para aplicarlos lo primero es indicarle al programa de calibrado la ruta donde hemos almacenado los archivos Flats obtenidos anteriormente • Hay que combinarlos para crear un Flat Maestro. El criterio para escoger la fórmula matemática es el mismo que para las tomas de luz (media si disponemos de < 9 flats, sigma average en caso contrario)

19. Uniformidad de iluminación: Flats

20. Otras consideraciones • Matriz de Bayer: • Las cámaras en color en general disponen de un filtro incorporado en el sensor en forma de matriz con los colores primarios RGB, denominada matriz de bayer. • Para obtener el color de cada píxel se realiza una interpolación con el resto de píxeles que tiene alrededor. • La calibración debe realizarse antes de la desbayerización, para que la calibración de un píxel no afecte al resto • Ruido de fondo • Existe otro tipo de ruido no considerado en esta presentación (ruido de fondo, ó ruido fotónico), dado que no es posible calibrarlo informáticamente

21. Referencias • Relación Señal-Ruido en Astrofotografía Digital de Cielo Profundo, por Antonio Fernández http://www.astrosurf.com/afernandez/equipment/ccd/snr_v100_web.htm • Tratamiento digital de imágenes astronómicas (Astrosabadell) • Foro www.Astrofotografia.es (Actualmente cerrado) • Foro www.Astroreus.es • Foro Associació astronòmica Torroja del Priorat (www.astrotorroja.es)