La calibrazione delle immagini digitali del ... - Danielegasparri

La calibrazione delle immagini digitali del profondo cielo
di Daniele Gasparri
In questo articolo propongo una breve panoramica su come attenuare le principali fonti di
rumore delle camere CCD utilizzate per le riprese degli oggetti del profondo cielo. Il discorso
è generico e vale sia per le CCD astronomiche che per le normali reflex digitali.
Il rumore delle immagini digitali
Le immagini del cielo profondo vanno trattate in modo molto diverso rispetto a quelle del sistema
solare per tre semplici motivi, che prescindono dal diverso tipo di strumentazione utilizzata:
1) Le esposizioni sono molto più lunghe di quelle planetarie, almeno di un minuto, spesso di
alcune decine di minuti; questo introduce del rumore a causa dell’architettura di tutti i
sensori digitali
2) Nonostante le lunghe esposizioni e la somma di diverse pose per aumentare ulteriormente il
rapporto segnale/rumore, abbiamo in ogni caso molto meno segnale rispetto a qualsiasi
immagine grezza planetaria, poiché gli oggetti del cielo profondo (ad esclusione delle stelle
doppie, che vanno trattate in modo simile ai pianeti), sono intrinsecamente estremamente
deboli. Questo significa che non potremmo applicare filtri di contrasto così intensi come
siamo stati abituati con i pianeti.
3) La forma e soprattutto la distribuzione della luce degli oggetti diffusi, ad esclusione di
qualche piccola nebulosa planetaria, è varia, molto estesa e soprattutto con gradienti di
luminosità spesso elevatissimi, superiori anche alla dinamica dei migliori sensori digitali;
per non sacrificare alcun dettaglio occorrerà prendere degli accorgimenti particolari sia in
fase di ripresa, che, più spesso, in fase di elaborazione.
Questi 3 punti fondamentali ci danno ancora meglio la consapevolezza della grande differenza tra
un’immagine planetaria ed una di un oggetto dello spazio profondo, come una galassia.
La fase di elaborazione, intesa come l’applicazione di filtri di contrasto ed accorgimenti che
enfatizzano tutti i dettagli catturati, è ancora valida, ma prima deve essere preceduta da una fase di
calibrazione, che lavora sulle singole immagini prima della loro somma.
Ogni sensore digitale possiede un rumore, che possiamo scomporre in tre diversi tipi:
rumore termico (dark current): detto anche corrente di buio, propria di tutti i sensori digitali,
insito al loro funzionamento. Sappiamo infatti che quando un fotone colpisce la superficie di un
pixel esso rilascia un elettrone, il quale, dopo essere immagazzinato e conteggiato, andrà a
comporre il segnale dell’immagine. Tuttavia, uno o più elettroni possono essere rilasciati e quindi
raccolti dai pixel anche quando nessun fotone colpisce la sua superficie. Questa produzione
elettronica è causata dalla temperatura alla quale si trova il pixel. A livello microscopico possiamo
immaginare infatti la temperatura come il livello di agitazione delle molecole di un qualsiasi
reticolo solido; quando l’agitazione è elevata, qualche elettrone debolmente legato al proprio atomo
può acquisire abbastanza energia da scappare ed essere catturato dalla differenza di potenziale
applicata agli estremi del pixel. Questo elettrone viene conteggiato come se fosse stato prodotto da
un fotone, ma così non è.

Ogni sensore ha un certo rumore termico, detto
anche corrente di buio, poiché è un flusso di
elettroni (corrente) che è sempre presente, anche
quando il CCD non è esposto alla luce (in inglese
dark current). Naturalmente la sua entità dipende
sia dalla qualità del sensore, sia soprattutto dalla
temperatura alla quale si trova. Per questo motivo
tutti i sensori progettati per gli usi astronomici
possiedono un sistema di raffreddamento, che
riduce di molto questo indesiderato effetto,
sicuramente la fonte di rumore maggiore.
Fissata una temperatura di lavoro, la sua entità
dipende naturalmente dal tempo di esposizione.
Un tipico sensore amatoriale di buona qualità,
come il KAF-0402 che equipaggia ad esempio le
SBIG ST-7, possiede una corrente di buio pari ad
1 elettrone per ogni pixel per ogni secondo, alla
temperatura di 0°. Non tutti i pixel del sensore
rispondono allo stesso modo alla temperatura
ambientale; ce ne sono alcuni più sensibili degli
altri che quindi tendono ad essere più brillanti, per
questo definiti Hot pixel. Viceversa, esistono
anche i cold pixel, cioè pixel freddi che appaiono
più scuri della media.
Fortunatamente la corrente di buio è facile da
correggere perché generalmente essa, a
temperatura fissata, è la stessa. Questo non deve
stupire poiché è come se il nostro sensore fosse
esposto ad una sorgente luminosa costante,
La corrente di buio generalmente si dimezza ogni circa
7°C.
producendo quindi intensità costanti se lo sono la temperatura ed il tempo di esposizione.
Poiché si tratta di una sorgente di rumore non casuale, con pattern ben definiti, costante per certi
valori di esposizione e temperatura, essa può essere corretta facilmente in ogni immagine, attraverso
la calibrazione con un dark frame.
Cosa significa tutto questo? Quando eseguiamo una posa su un soggetto del cielo profondo con
pose che eccedono il minuto, il contributo della corrente di buio all’immagine non può essere
trascurato e deve essere corretto. Se all’immagine di luce sottraiamo un’immagine ottenuta con il
sensore completamente al buio con lo stesso tempo di esposizione e stessa temperatura, riusciamo
ad eliminare completamente il rumore causato dalla corrente di buio. Questa procedura si chiama
correzione con un dark frame, dove il dark frame è l’esposizione al buio totale che mette in luce
solo la corrente di buio. Ogni singola immagine di luce deve essere corretta con una immagine di
dark che possiede lo stesso tempo di esposizione e la stessa temperatura. Se uno dei due requisiti
non fosse soddisfatto, la correzione non sarà totale (sottocorretta) oppure troppo intensa
(sovracorretta). L’immagine di dark può essere anche la media o la mediana (ma non la somma!) di
n singole immagini, ognuna delle quali deve avere la stessa esposizione e temperatura
dell’immagine da correggere. Per lavori delicati e correzioni il più possibile accurate (come ad
esempio in fotometria) si ottiene un master dark frame, cioè un’immagine di dark frutto della
mediana di almeno 5-6 singoli frame. Questo consente di eliminare il contributo causato dai raggi
cosmici, particelle energetiche che possono colpire il sensore anche quando è al buio completo.
Rumore di lettura: Quando il sensore CCD viene letto dall’elettronica della camera viene
introdotto del rumore, chiamato rumore di lettura (readout noise); esso non può essere mai
eliminato ma solamente ridotto al minimo utilizzando dei sistemi di lettura adeguati. I sensori

amatoriali hanno tipicamente un readout noise elevato; per il solito KAF-0402 si hanno 15
elettroni. Il valore è fisso e non dipende da altri parametri poiché è un dato che dipende
dall’elettronica del sensore. Fortunatamente può essere corretto efficacemente attraverso quelli che
si chiamano bias frame, cioè esposizioni con tempo di integrazione pari a 0 (o il minimo possibile
ammesso dalla camera digitale). In effetti si tratta di esposizioni di buio con tempo nullo.
Rumore casuale: in ogni immagine digitale c’è una componente casuale di rumore. Nel caso delle
riprese del sistema solare, con sensori di qualità mediocre come le webcam, esso è la componente
principale del rumore totale; in effetti, grazie anche alle brevissime pose, la componente non
casuale (correlata) è trascurabile, così come in generale lo è quella di lettura.
Il rumore casuale, come la stessa definizione suggerisce, non può essere predetto, quindi non può
essere corretto con specifiche immagini, poiché esso varia in modo imprevedibile da una posa
all’altra. L’unico modo per attenuarlo (ma non eliminarlo), consiste nell’applicare, anche in questo
caso, la tecnica della media delle immagini. Esso, infatti, segue la statistica di Poisson (per questo è
detto anche Poisson noise): essa afferma che l’incertezza misurata per un segnale con intensità S è
N = S , dove N = rumore (noise in inglese). L’unico modo per attenuare il rumore di Poisson
(cioè casuale) è aumentare il segnale, aumentando il tempo di esposizione o sommando (o
mediando) più immagini.
Il rumore casuale è dovuto al modo con cui i fotoni giungono sul sensore e, in piccola parte,
all’errore con cui il contatore analogico-digitale trasforma il segnale analogico (il numero di
elettroni) in digitale (valore ADU). Senza andare a scomodare concetti di meccanica quantistica,
consideriamo uno sfondo uniformemente illuminato che colpisce tutto il sensore CCD. Il
comportamento dei fotoni fa si che il numero che colpisce i pixel non sia esattamente lo stesso sia
nello spazio che nel tempo; in effetti sono i fotoni stessi a seguire la statistica di Poisson, che
identifica tutta una serie di eventi che si manifestano in modo casuale.
Nella pratica cosa succede?
Se riprendiamo un’immagine con poco segnale, cioè
con pochi fotoni raccolti (in questi casi si trascura il
fatto che non tutti i fotoni vengono raccolti, a causa
dell’efficienza quantica di ogni sensore, che però non
influisce in questo caso) avrò un’incertezza maggiore
rispetto a quando ne raccolgo molti. Ad esempio, dato il
comportamento casuale della luce, se un pixel raccoglie
un fotone, può benissimo succedere che un altro ne
raccolga 2, un altro ancora nessuno. La media raccolta
su questi tre pixel è 1,5 ma la dispersione dei dati è 2,
cioè la differenza tra i singoli valori di ogni pixel (2-
0=2). Se facciamo questo per ogni pixel del sensore e
poi riportiamo in un grafico tutti i valori, troviamo una
curva che tende ad assomigliare ad una gaussiana, con
un picco centrale, che corrisponde al valore medio, e delle zone periferiche. La deviazione standard,
cioè la dispersione dei dati attorno alla media, avrà un certo valore, che però non è nullo.
Questo cosa significa? Che, sebbene il sensore sia esposto ad una sorgente uniforme, la risposta che
ne deriva non è uniforme: ogni pixel registrerà un valore leggermente diverso e l’aspetto globale è
quello di un’immagine granulosa, rumorosa, che varia senza alcuna possibilità di previsione da un
pixel all’altro e in funzione del tempo (trascuriamo la diversa sensibilità dei pixel).
Tutto questo dipende unicamente dal comportamento duale onda-particella della luce ed impedisce
di dare un conteggio esatto del numero di fotoni che colpiscono una determinata superficie in un
certo intervallo di tempo. Qualsiasi sia il fenomeno, il numero di fotoni che giungono in un
intervallo di tempo (o di spazio) segue la statistica di Poisson, poiché essi sono eventi indipendenti
l’uno dall’altro (condizione necessaria affinché la distribuzione sia descritta dalla statistica di
Poisson).

Dall’esempio visto qualche riga sopra, appare evidente che maggiore è il numero di fotoni che
colpisce un sensore, minore è l’incertezza nel loro conteggio, come in effetti abbiamo già detto:
N = S . Un segnale di 100 elettroni avrà un rumore di 10, uno con 10000 avrà un rumore di 100.
Il valore assoluto del rumore aumenta, ma quello che a noi interessa è il rapporto tra il segnale e il
rumore, che ci da direttamente informazioni su quanto quest’ultimo influenza la qualità
dell’immagine.
Questi concetti valgono in ogni campo di applicazione.
Quando il rapporto segnale/rumore è elevato, l’immagine appare priva di granulosità (rumore) e ad
essa possono essere applicati con successo filtri di contrasto, proprio come avviene nelle immagini
planetarie.
Come possiamo intuire, e come avremo la conferma tra qualche pagina, il metodo migliore per
aumentare il rapporto Segnale/rumore è quello di sommare o mediare molte pose. Sebbene
l’aumento del tempo di esposizione porti ad un risultato identico, abbiamo il limite fisico del
sensore, che non può raccogliere più di una certa quantità di segnale in una singola posa (Full Well
Capacity). La media o la somma di molte immagini con esposizioni adatte permette di aumentare
teoricamente a piacere il segnale di ogni immagine astronomica.
Fixed Pattern noise
Con questo termine inglese si identifica
quel rumore che dipende quasi
esclusivamente dalla configurazione ottica
utilizzata. Questa fonte di disturbo non
dipende dall’architettura del sensore CCD o
dalla sua temperatura, piuttosto dalle
proprietà dell’intero sistema di ripresa. Il
pattern noise è la comparsa di dettagli fittizi
in ogni immagine astronomica,
generalmente a grande scala. Esempi tipici
sono gradienti luminosi lungo l’immagine e
soprattutto la vignettatura, cioè la perdita di
luce verso i bordi dell’immagine, ma anche
granelli di polvere e sporco o eventuali difetti del sensore CCD stesso. A causa dell’elevata
dinamica dei sensori CCD e della qualità non certo professionale dei telescopi amatoriale, la
vignettatura è un problema molto comune e spesso difficile da risolvere a posteriori che altera
pesantemente l’estetica e l’utilità scientifica di ogni immagine. In effetti il pattern noise è
sicuramente la fonte più fastidiosa sia dal punto estetico che scientifico, per questo occorre
eliminarlo completamente attraverso quelle che si chiamano riprese di flat field.

La calibrazione delle immagini digitali
Con il termine calibrazione si identificano tutti i passaggi necessari per ridurre le sorgenti di rumore
non casuale, in particolare il readout noise, la dark current e il rumore fisso (fixed pattern). Questi
errori, essendo di natura non casuale e quindi ripetibili, possono essere corretti.
Una buona procedura di calibrazione delle proprie immagini consente di raggiungere livelli di
eccellenza dal punto di vista estetico ed altissime precisioni dal punto di vista fotometrico, rendendo
i sensori CCD amatoriali utili anche per la scoperta e lo studio di pianeti extrasolari in transito.
Tale procedura dovrebbe essere intrapresa anche quando si utilizzano sensori non proprio adatti per
le applicazioni astronomiche, come le reflex digitali e le webcam. In realtà, se si applica la tecnica
vista per i pianeti, quindi esposizioni estremamente brevi e somma di moltissimi frame, la
procedura di calibrazione può essere trascurata in toto ma, ogni volta che aumentiamo il tempo di
esposizione e dirigiamo la nostra attenzione verso oggetti molto deboli, occorre che essa sia
applicata in modo rigoroso.
La calibrazione si effettua su ogni singolo frame e non sull’eventuale immagine grezza frutto
della somma o media di singole esposizioni, prima dell’applicazione di qualsiasi filtro di
contrasto o di modifica dell’istogramma, naturalmente sull’immagine fit o in formato raw a
piena dinamica.
Non vi sono particolari difficoltà poiché la procedura non necessita di scelte da parte dell’utente.
La calibrazione è piuttosto semplice ma necessita di immagini che vanno riprese parallelamente
all’acquisizione delle riprese di luce, i cosiddetti frame di calibrazione. Le successive correzioni
vengono applicate automaticamente da qualsiasi software astronomico come Maxim Dl, Astroart,
CCDSoft, CCDops…
Vediamo quali sono e come applicare le immagini di calibrazione che, dovrebbero essere il frutto
della media, o meglio, della mediana, di almeno 5-6 immagini, naturalmente tutte identiche.
Dark frame: La corrente di buio, per pose lunghe, è la componente che più crea fastidi nell’estetica
di un’immagine. Un’immagine di dark frame deve essere effettuata con il sensore al buio (per quelli
senza otturatore meccanico) ed alla stessa temperatura dell’immagine di luce, con lo stesso tempo di
esposizione. Questa immagine conterrà la stessa corrente di buio dell’immagine da calibrare e con
una semplice operazione di differenza il suo contributo verrà praticamente cancellato. Per
esposizioni di dark superiori ai 5 minuti è preferibile costruire un master dark, cioè un’immagine
composta dalla mediana di almeno 5 singole immagini, tutte naturalmente aventi la stessa durata e
stessa temperatura. In ogni posa lunga, infatti, è molto elevata la probabilità che vi compaiano dei
raggi cosmici, che possono essere considerati a tutti gli effetti delle sorgenti di rumore casuale.
Effettuando la mediana di almeno 5 immagini il programma di elaborazione costruisce il master
dark trascurando le fonti di rumore casuale che non compaiono in tutte le immagini.
Se la temperatura del vostro sensore CCD è regolabile, potrete costruire una libreria di dark frame
con le temperature ed esposizioni che più utilizzate; in questo modo potrete correggere tutte le
immagini future, purché ottenute con la stessa temperatura ed esposizione.
In realtà, il normale deterioramento del sensore CCD limita l’utilità temporale dei dark frame a
circa 1 anno.
Se la vostra camera non consente di controllare la temperatura, occorre raccogliere un dark frame
subito dopo l’acquisizione dell’immagine di luce, oppure in mezzo ad un set di esposizioni di luce.
Una volta composto il vostro master dark è molto semplice correggere le immagini, attraverso i
comandi specifici di ogni software astronomico. E’ bene che questa ed altre fasi vengano gestite da
programmi appositamente progettati per gli usi astronomici.
Alcune camere manifestano, dopo essere state esposte ad intensità relativamente elevate (tali da
saturare o quasi il sensore) un effetto di immagine residua che si rende visibile specialmente nella
successiva acquisizione di un dark frame. Per evitare questo effetto, di cui abbiamo parlato
nell’articolo sui difetti dei sensori digitali, è bene far eseguire alla camera qualche breve
esposizione buia per svuotare completamente i pixel dalla carica residua.

Flat field: una calibrazione con un buon flat field è quanto di più difficile per gli amatori. Spesso
questa fase viene vista anche con una certa superficialità, ma è invece importantissima, sia dal
punto di vista scientifico che estetico. Qualsiasi telescopio non illumina uniformemente tutto il
piano focale occupato dai sensori digitali; questo effetto è noto anche come vignettatura: in
particolare le parti periferiche ricevono meno luce di quelle centrali. L’effetto, con sensori di
modeste dimensioni o con telescopi di ottima qualità, è limitato, ma, data la grande sensibilità e
range dinamico dei CCD, anche differenze di pochi elettroni possono essere messe in evidenza e
creare effetti piuttosto spiacevoli, oltre che rovinare la precisione fotometrica delle proprie
immagini. Anche l’eventuale presenza di polvere sul sensore o su parti ottiche ad esso vicine
contribuisce a rendere il campo non uniforme, non piatto. Questo, che spesso è considerato una vera
e propria fonte di rumore (identificato nella categoria dei pattern regolari) è spesso il responsabile
dell’aspetto poco piacevole delle immagini digitali. Fortunatamente può essere efficacemente
corretto: di quanto dipende dalla bravura dell’astrofilo nell’acquisire corrette immagini di campo
piatto, o in inglese (visto che suona molto
meglio!) flat field.
Una buona immagine di flat field è
un’esposizione con durata e temperatura
indipendenti da quelle dell’immagine di
luce da correggere, che registra solamente le
disuniformità del campo. Dividendo
l’immagine originale per quella di flat field,
si ottiene una correzione completa.
Poiché l’immagine di flat fiel è una ripresa
CCD a tutti gli effetti, come tale contiene
del rumore, che si aggiunge inevitabilmente
all’immagine da correggere, per questo è
opportuno che essa, oltre a registrare
perfettamente la non uniformità del campo,
abbia il minimo rumore possibile. Questo si
ottiene mediando tra di loro almeno una
decina di singole immagini, alle quali
vengono sottratti i rispettivi dark frame: si
trattano cioè le immagini di flat field alla
stregua delle normali riprese in luce.
Un master flat field è un’immagine risultato
della media (non mediana e non somma!) di
almeno 10-15 singole immagini, ognuna
delle quali ha ricevuto un’esposizione
tale che il massimo valore di intensità (al
netto dei pixel caldi!) si attesti intorno alla
metà della full well capacity del CCD (in
alternativa si utilizzano anche i
conteggi del contatore analogico-digitale).
In altre parole, se un sensore ammette
Ecco un’ottima immagine di flat field, media di 50 singole
esposizioni effettuate con la tecnica del cielo al crepuscolo
esposta nel testo. L’immagine di flat field corregge i difetti del
sistema ottico (vignettatura, polvere) e del sensore, come la
diversa sensibilità dei pixel. Notate come il poisson noise si sia
ridotto notevolmente con la media di molte immagini!
luminosità fino a 65500 conteggi, un buon master flat può essere la media di 15 immagini ognuna
delle quali ha valori di luminosità massimi intorno ai 35000 conteggi. E’ estremamente importante
che nessuna zona dell’immagine di flat field saturi, ed è molto importante, se si utilizzano
esposizioni superiori ai 10 secondi, calibrare ogni immagine di flat per il relativo dark o media di N
di essi.

Abbiamo appena visto le caratteristiche di un buon master flat field, ma nella pratica, come si
realizza? Innanzitutto esso va ripreso esattamente con la stessa configurazione con la quale è stata
catturata l’immagine da calibrare; per stessa si intende stessa orientazione della camera, stessi
eventuali filtri, stessa posizione della messa a fuoco; gli unici parametri che possono variare sono,
come già detto, l’esposizione e la temperatura del sensore, ma le condizioni geometriche devono
essere identiche. Detto questo, l’immagine di flat field dovrebbe essere ripresa puntando il
telescopio verso uno sfondo uniformemente illuminato. Questo è in effetti il punto più delicato,
poiché avere uno sfondo realmente uniforme non è facile. Per fare ciò esistono diversi espedienti:
1) si copre il telescopio con dei fogli da disegno al alta grammatura e si punta il cielo allo zenit,
in prossimità del tramonto del Sole. Se il campo di ripresa non è molto più grande di mezzo
grado, lo sfondo così creato è molto uniforme e costituisce la condizione migliore per
ricavare un buon flat field. Naturalmente, una volta ottenuto, è assolutamente vietato
cambiare l’orientazione della camera, così come variare sensibilmente la messa a fuoco o
addirittura estrarre il CCD dal barilotto dell’oculare. Ognuna di queste operazioni porta alla
perdita dell’utilità del flat field ottenuto.
2) In alternativa, se durante la nottata si è costretti a fare una delle operazioni che invalidano
l’efficienza del flat fied ripreso, occorre trovare un altro modo per riprenderne uno, di notte.
Il modo di agire è simile al precedente: si copre il telescopio con un foglio di carta bianca,
questa volta a bassa grammatura, e si punta uno sfondo illuminato uniformemente: esso può
essere anche un lontano lampione (distanza maggiore di 50 metri) o un edificio monocolore
uniformemente illuminato, o una lampada, meglio se a led, posta dall’astrofilo ad una
distanza di almeno 10 metri. Chi dispone di un osservatorio con relativa cupola può trovare
utile accendere le luci e puntare direttamente la cupola. L’importante è che lo sfondo sia
uniformemente illuminato.
Ogni programma astronomico permette la correzione per il flat field che, come con i dark frame,
va applicata ad ogni singola immagine di luce e non limitatamente all’immagine frutto della
media si singole esposizioni.
Il miglioramento in termini qualitativi, se il master flat a vostra disposizione è buono (quindi media
di N immagini riprese su uno sfondo uniformemente illuminato, con dinamica compresa tra il 40 e
il 70% di quella totale del sensore) è notevole, come testimoniano le immagini di seguito.
A sinistra: singola esposizione corretta per il dark frame ma non per il flat field. A destra: correzione con un ottimo flat
field; i gradienti artificiali di luce sono scomparsi del tutto.
E’ bene sottolineare come il flat field elimini le imperfezioni del campo del CCD ed eventuali
difetti estetici come la presenza di polvere o sottili righe e pattern regolari, cioè difetti di origine
strumentale, mentre nulla può fare nell’eliminare i gradienti luminosi introdotti da un cielo
inquinato o dalla presenza della luna. In questi casi, anche l’applicazione di un flat field può non
essere sufficiente a rendere completamente piatto il campo. Un motivo in più per operare solamente
da cieli bui.

Bias frame: il rumore di lettura o lo stesso disturbo provocato dall’amplificatore del sensore
(visibile spesso come una macchia luminosa lungo i bordi dell’immagine, specie in sensori non
tipicamente astronomici) possono essere ridotti con l’ausilio di un bias frame, cioè con
un’immagine (o meglio, la media di n immagini, per minimizzare il rumore) che contenga solo
questi difetti, che non dipendono ne dall’esposizione, ne dalla temperatura, ne dalla configurazione
ottica utilizzata. Da ciò emerge che un bias frame è un’immagine scattata con tempo di esposizione
nullo, l’unica strada per raccogliere solo queste fonti di rumore.
Le camere commerciali economiche non prevedono un tempo di posa nullo e in questi casi si dovrà
utilizzare l’esposizione minima possibile, eventualmente tappando il telescopio: si tratta a tutti gli
effetti di un dark frame a tempo zero o comunque
il più breve possibile.
In realtà, l’utilità dei bias frame non è elevata; se
ci si pensa bene, infatti, in un’immagine di dark
frame dovrebbe essere contenuta, oltre alla
corrente di buio, l’informazione sul rumore di
lettura e dell’amplificatore. Un dark frame, se
eseguito correttamente (cioè stesso tempo di posa
e stessa temperatura dell’imamgine di luce)
svolge perfettamente anche le funzioni di un bias
frame.
Allora, è davvero utile questa ulteriore
correzione? In realtà no, ma non sempre.
Se si ha un dark frame adeguato non si deve
correggere con un bias frame, altrimenti si avrà il
fenomeno della sovracorrezione: l’immagine
risulterà corretta più del necessario.
Se, tuttavia, si disponesse di dark frame che
hanno una durata diversa da quelli dell’immagine
da calibrare (anche differenze di pochi secondi),
allora occorre calibrare anche con il bias.
Le immagini a destra testimoniano quanto detto.
Le singole pose di 30 secondi sono state corrette
con dark di 20; sebbene quasi tutta la corrente di
buio sia stata eliminata, rimane un gradiente
luminoso all’estrema sinistra del fotogramma
(immagine in alto) prodotto dal metodo di lettura
del sensore, eliminabile con un bias frame, o
meglio un master bias come quello qui sotto
Il bias frame si rende necessario solamente quando si
dispone di dark frame non corretti per le immagini da
calibrare
Un ottima immagine di bias frame. E’ necessario
che essa sia il risultato della media di molti singoli
frame, per minimizzare il rumore casuale,
estremamente evidente in questi casi. Notate il
rumore introdotto dall’amplificatore (aumento di
luce a sinistra) e le imperfezioni del sensore CCD.