La calibrazione delle immagini digitali del profondo cielo prodotte dai sensori CCD e CMOS

novembre 28, 2011  |   AstronomiaNova   |     |   0 Commenti

di Daniele Gasparri

Gli astroimager sanno molto bene che sia i CCD sia i CMOS sono dei trasduttori opto-elettronici, ossia dei dispositivi che “trasformano” la luce in un segnale elettronico. Entrambe le tecnologie, molto complesse dal punto di vista circuitale e che si basano sul silicio per convertire la luce in cariche elettriche, sono adottate per realizzare sensori di ripresa delle immagini universalmente utilizzati in astronomia.

In un CCD (Charge Coupled Device, dispositivi a scorrimento di carica) la carica di ogni pixel viene raccolta a turno per essere convertita in tensione, spostata in un buffer e fatta uscire dal sensore sotto forma di segnale analogico. Invece, nei sensori CMOS (Complementary Metal Oxide Semiconductor) ogni pixel è dotato di un convertitore da carica a tensione e di un apposito circuito dal quale esce direttamente un segnale digitale.

I sensori CMOS sono basati sulla tecnologia MOS (Metal Oxide Semiconductor), utilizzata per la realizzazione di semiconduttori e transistor di larghissimo impiego nell’elettronica di consumo. La variante CMOS, essendo strettamente imparentata con una serie di prodotti che escono ogni giorno a milioni dalle fabbriche di hardware elettronico gode, per ragioni di economia di scala, del vantaggio di un minor costo.

Un sensore CMOS contiene (pixel per pixel) il fotodiodo che trasforma la luce in elettroni, il dispositivo che trasforma la carica elettrica in corrente e, esattamente come il transistor, l’amplificazione del segnale. L’accoppiamento dei semiconduttori e dei vari dispositivi con ciascun fotoelemento è all’origine della lettera C (che sta per “complementary”) che distingue i CMOS dai comuni semiconduttori MOS. Uno svantaggio dei CMOS è che accanto ad ogni fotoelemento sono presenti dei circuiti che “rubano” un po’ di spazio alla parte fotosensibile. Ciò provoca una riduzione della sensibilità del sensore in quanto parte dei fotoni colpirà i circuiti “di servizio” annessi, sottraendoli così alla zona effettivamente sensibile alla luce. La percentuale dell’area di un fotoelemento in grado di raccogliere luce viene detta fill factor (fattore di riempimento).

Un CCD ha un fill factor del 100%, mentre, come abbiamo visto, in un sensore CMOS non può che essere assai minore. Ne consegue che, a parità di condizioni di illuminamento, un CMOS si deve esporre per un tempo maggiore di un sensore CCD. Per ovviare in parte a questo problema, vengono spesso utilizzate, sopra ogni singolo fotoelemento, delle microlenti che intercettano la luce destinata a cadere sui circuiti di servizio e la convogliano invece sulle parti sensibili. I costruttori cercano di aumentare il fill factor dei sensori CMOS riducendo sempre di più le dimensioni dei circuiti integrati accessori.

I vantaggi del CCD includono alta densità dei pixel, alta dinamica, linearità e un rumore relativamente basso. D’altra parte, gli elevati consumi e il costo eccessivo della circuiteria periferica dei CCD sono all’origine dello sviluppo della tecnologia CMOS, soprattutto perché è in corso una sempre più spinta miniaturizzazione dei componenti integrati nelle fotocamere e videocamere.

I CMOS sono anche caratterizzati da bassi consumi di corrente, arrivando a consumare fino ad un centesimo di un equivalente CCD, un vantaggio che non può essere assolutamente trascurato, soprattutto in tutte quelle applicazioni che richiedono l’alimentazione a batteria.

Altro determinante fattore è dato dal blooming che nei sensori CMOS è assai più limitato rispetto ai CCD.

Nel primo decennio del nuovo secolo sono anche stati  risolti svariati problemi dei CMOS, tra i quali, l’elevato rumore di lettura e una certa non uniformità di risposta tra gli amplificatori dei fotoelementi che genera un FPN (Fixed Pattern Noise), cioè un rumore nella matrice del sensore, un fattore critico per i bassi livelli di luminosità caratteristici delle immagini astronomiche.

Dopo aver inserito la nostra fotocamera nel focheggiatore del telescopio e dopo aver iniziato la ripresa di una immagine celeste, una cascata di fotoni si riversa sulla superficie del sensore. Da quel momento, ogni fotoelemento ne raccoglierà una certa quantità, presumibilmente proporzionale alla durata dell’esposizione e all’intensità del flusso luminoso. Una parte di essi sarà subito trasformata in cariche elettriche che verranno immediatamente integrate nel substrato adiacente alla matrice dei fotoelementi. Quella che, al procedere dell’esposizione,  man mano si va formando sul sensore, è una mappa elettronica che dovrebbe riprodurre fedelmente l’immagine dell’oggetto celeste. Al termine dell’esposizione, il contenuto “impresso” nel substrato del sensore sarà trasmesso, sotto forma di segnale elettrico, ad uno speciale circuito integrato (il convertitore del segnale da analogico a digitale, A/D) che ne effettuerà la digitalizzazione, ovvero, trasformerà il segnale in una sequenza di bit e, come ultimo passo, l’immagine ottenuta sarà trasferita in un Qual è il livello qualitativo dell’informazione contenuta nella “mappa” digitale fornita dal sensore che stiamo utilizzando? Esso è tale da consentirci uno studio “scientifico” dell’immagine del corpo celeste memorizzata nel PC in forma numerica?

La bontà della nostra “mappa digitale” si può valutare attraverso la conoscenza di alcuni parametri che caratterizzano le funzionalità e le prestazioni del sensore e della fotocamera digitale. computer e visualizzata sul monitor. Tali parametri sono: l’efficienza quantica, la linearità del sensore, il range dinamico, la Full Well Capacity. Mentre la funzionalità della fotocamera si valuta conoscendone il gain (guadagno) ed il livello dei diversi tipi di “rumore”.

Le immagini del cielo profondo ottenute con un sensore CCD o CMOS accoppiato ad un telescopio, devono essere sottoposte ad un processo di normalizzazione che dovremo applicare per “correggerle” dai difetti introdotti dall’ottica strumentale e dal sensore che capta il flusso luminoso. Un’immagine grezza  è infatti composta da un’insieme di apporti:

  • La luce emessa dall’oggetto celeste, trasformata in elettroni nei fotoelementi della matrice
  • Il rumore “fotonico”
  • L’apporto della luminosità del fondo cielo
  • La dark current
  • Il bias
  • Il rumore di lettura
  • Il rumore di quantificazione della carica
  • La vignettatura prodotta dal sistema ottico
  • La risposta non uniforme dei fotoelementi della matrice
  • La presenza di polvere o macchie sul vetro che protegge il sensore

Iniziamo la nostra indagine, partendo dal “rumore”.

Il rumore

Ogni sensore digitale è affetto da rumore, che possiamo separare in tre diversi tipi,  nel seguito descritti in dettaglio.

Il rumore termico (dark current): detto anche corrente di buio.

Quando un fotone colpisce la superficie di un fotoelemento esso rilascia un elettrone, il quale, dopo essere stato immagazzinato e conteggiato, andrà a comporre il segnale dell’immagine. Tuttavia, uno o più elettroni possono essere rilasciati e quindi raccolti dai fotoelementi, anche quando nessun fotone colpisce la sua superficie. Questa produzione elettronica è causata dalla temperatura alla quale si trova il fotoelemento. 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 fotoelemento. Questo elettrone viene conteggiato come se fosse stato prodotto da un fotone proveniente dall’oggetto celeste in fase di ripresa, 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 sensore 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 dispongono di un sistema di raffreddamento, che riduce di molto questo indesiderato effetto, sicuramente la fonte di maggior rumore. Fissata una temperatura di lavoro, la sua entità dipende 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 ambiente; 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, ad una fissata temperatura, è la stessa. Questo non deve stupire poiché è come se il nostro sensore fosse esposto ad una sorgente luminosa costante, producendo quindi intensità costanti, a patto che siano costanti sia la temperatura sia 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 di un soggetto del cielo profondo con tempi che superano 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 per il dark frame, dove il dark frame è l’immagine prodotta in condizioni di buio totale. Ogni singola immagine di un oggetto celeste 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 gli effetti dei raggi cosmici che possono colpire il sensore anche quando esso è al buio completo.

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 una quantità determinata dall’elettronica del sensore. Fortunatamente può essere corretto efficacemente attraverso quelli che chiamiamo bias frame, cioè esposizioni con tempo di integrazione pari a 0 secondi (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 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 scomodare complessi concetti di meccanica quantistica, consideriamo uno sfondo uniformemente illuminato che colpisce tutto il sensore CCD.

Il comportamento dei fotoni fa si che il loro numero che colpisce i fotoelementi 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 a basso 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) avremo un’incertezza maggiore rispetto a quando ne raccolgo molti. Ad esempio, dato il comportamento casuale della luce, se un fotoelemento raccoglie un fotone, può benissimo succedere che un altro ne raccolga 2, un altro ancora nessuno. La media raccolta su questi tre fotoelementi 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 (si veda la figura a fianco), 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 fotoelemento registrerà un valore leggermente diverso e l’aspetto globale è quello di un’immagine granulosa, rumorosa, che varia, senza alcuna possibilità di essere prevedibile, da un fotoelemento all’altro e in funzione del tempo (trascuriamo la diversa sensibilità dei fotoelementi). 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 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 CMOS, 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 stesso.

A causa dell’elevata dinamica dei sensori e della qualità non certo professionale dei telescopi amatoriale, la vignettatura è un problema molto comune e spesso difficile da risolvere a posteriori. Essa altera pesantemente l’estetica nonché 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 immagini consente una resa estetica eccellente ed altissime precisioni fotometriche, tali da rendere possibili, anche ad un amatore esperto e ben attrezzato, la scoperta e lo studio di pianeti extrasolari in transito.

Tale procedura dovrebbe essere intrapresa anche quando si utilizzano sensori non particolarmente adatti alle applicazioni astronomiche, come le webcam. In realtà, se si applica la tecnica utilizzata per i pianeti – 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 e 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. 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 estrae il master dark trascurando le fonti di rumore casuale che non compaiono in tutte le immagini. Se la temperatura del sensore è regolabile, si potrà costruire una libreria di dark frame alle temperature ed esposizioni maggiormente utilizzate.  In questo modo si potranno correggere tutte le immagini anche future, purché ottenute con la stessa temperatura ed esposizione.

In realtà, il normale deterioramento del sensore 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 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, dopo essere state esposte ad intensità relativamente elevate (tali da saturare o quasi il sensore) evidenziano un effetto di immagine residua che si rende visibile specialmente nella successiva acquisizione di un dark frame.

Per evitare questo effetto è bene far eseguire alla camera qualche breve esposizione buia per svuotare completamente i fotoelementi dalla carica residua.

Flat field: una calibrazione con un buon flat field (campo piano) è quanto di più difficile da ottenere  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 sensori, 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. 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 con buone immagini di 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 field è una ripresa  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 fotoelementi 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 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 frame o media di N di essi. Ecco un’ottima immagine di flat field, media di 50 singole esposizioni effettuate con la tecnica del cielo al crepuscolo. L’immagine di flat field corregge i difetti del sistema ottico (vignettatura, polvere) e del sensore, come la diversa sensibilità dei fotoelementi. Notate come il Poisson noise si è ridotto notevolmente con la media di molte immagini! 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 ad 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 rifare il flat fied, 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 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 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 sopra.

E’ bene sottolineare il fatto che il flat field elimina le imperfezioni del campo del sensore 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 sotto 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 specificatamente 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’immagine di luce) svolge perfettamente anche le funzioni di un bias frame.

Allora, è davvero utile questa ulteriore correzione? E’ utile solamente nel caso in cui i dark frame disponibili non siano corretti per le immagini da calibrare. In questo caso si avrà il fenomeno della sovracorrezione: l’immagine risulterà corretta più del necessario.

Se invece si dispone di dark frame con una durata diversa da quelli dell’immagine da calibrare (anche differenze di pochi secondi), allora occorre calibrare anche con il bias.

Le immagini della galassia nella pagina testimoniano quanto detto. Le singole pose di 30 secondi sono state corrette con dark frame  di 20; sebbene quasi tutta la corrente di buio sia stata eliminata, rimane un gradiente luminoso all’estrema sinistra del fotogramma (nell’immagine di sinistra) prodotto dal sistema di lettura del sensore, eliminabile con un bias. frame, o meglio, con un master bias.

Per Daniele Gasparri,

l’astronomia è, contemporaneamente, una passione e una professione. Studia astronomia a Bologna ma, allo stesso tempo, cerca, con la propria strumentazione amatoriale, di condurre progetti di ricerca professionale, ottenendo spesso risultati di qualità, come la scoperta di un pianeta extrasolare in transito nel settembre 2007, di qualche nuova stella variabile e lo studio in alta risoluzione dei corpi del sistema solare. Accanto allo studio del cielo vi è la passione, nata da poco, di comunicare, in un linguaggio nuovo e coinvolgente, tutte le meraviglie che esso contiene, che non necessariamente devono coinvolgere solo la vista ma, anzi, devono afferrare il lettore ad un lato superiore, più profondo, e proiettarlo nel vero mondo che ci circonda, che spesso non è come lo vogliamo vedere.

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