Subtrair dark frames é o processo de calibração mais importante, mas os flat fields podem também ser relevantes. Bias frames apenas são usados em certas situações, mas eles serão melhores discutidos logo mais abaixo. E também existem maneiras de aprimorar os dark frames básicos.
LIGHT FRAMES
Os light frames são as imagens que contém a real informação, imagens de galáxias, nebulosas, estrelas, etc. É chamado de light frame porque está em oposição aos dark frames que não tem luz alguma, porém, algumas pessoas nomeiam estas imagens de subs, sub-frames ou ainda subexposições. A quantidade de light frames dependerá de qual objeto está registrando, quanto tempo dura cada exposição e quanto tempo você tem disponível. Como regra geral, quanto mais melhor!
DARK FRAMES
O ruído num light frame da CCD depende primariamente da temperatura da câmera. Um dark frame capturado na mesma temperatura como uma imagem, portanto, terá aproximadamente o mesmo nível de ruído, tornando possível subtrair este ruído da imagem clara (Light Frame). Entretanto, ainda haverá leves variações no total de ruídos de dark frame para dark frame.
Uma técnica comum é capturar vários dark frames na mesma temperatura das capturas de imagens light e combinar estes para obter um melhor modelo para subtração do ruído numa imagem. Isto também poderá eliminar qualquer pequena variação na temperatura das imagens. Usando um método de combinação de imagens (Médiana), ou similar, também possibiltará que fontes de ruídos, tais como, pixels quentes vindos de raios cósmicos sejam removidos, além disso, aumentará a redução do ruído por um único dark frame.
Existem uma série de métodos quem usam vários dark frames. Um deles é capturar uma séries de imagens, salva-las individualmente e então depois combina-las, como já feito com os light frames. Alguns recursos de software permitem que você selecione vários arquivos para calibração de dark e a combinação das imagens é feita automaticamente.
Lembre-se, dark frames devem exatamente equivalentes aos light frames em cada aspecto. O tempo de exposição, temperatura e binning, devem ser todos iguals. As características do ruído da câmera são dependentes do tempo de exposição, temperatura do sensor (mais frio = menos ruído) e pixels binning. Alteração nestes parâmetros entre os lights e dark frames poderá causar uma ruptura nos dados das imagens e a remoção dos ruídos não será a ideal.
Quantos Dark Frames?
A quantidade de dark frames registrados dependerá da mínima quantidade de ruídos que virão dos dark frames.
A captura de apenas 3 dark frames, já poderá levar a uma notável melhora em comparação com um único dark frame. A contribuição do ruído vem em função do tempo de exposição, características da câmera e temperatura de operação, assim como, quanto ao método de empilhamento usado, mas existem algumas orientações gerais. Baseado em cálculos tendo por base uma câmera CCD típica e a combinação de exposições, de 3 a 4 dark frames restarão aproximadamente 10% de ruídos dark na imagem. De 6 a 8 dark frames a taxa reduz para 5% e para que reste apenas 1% de ruídos dark, de 20 a 30 dark frames deverão ser usados. Em aplicações mais críticas, 10 ou mais darks são sempre recomendados.
Dica: Os dark frames podem ser capturados após os light frames. De fato, eles podem ser feitos enquanto você organiza outros equipamentos do setup ou quando uma núvem no céu está passando sobre seu campo visão, etc. Desta maneira você não gasta um precioso tempo de captura fazendo imagens de calibração.
FLAT FRAMES
Flat frames são usados para remover artefatos causados pelo sistema de óticas. Vinhetagem e sombras de partículas de poeira fora do foco são aberrações comuns que as imagens flats eliminam. Um flat frame é simplesmente uma imagem branca uniformemente iluminada, que irá mostrar as variações no brilho devido ao sistema ótico. Por subtrair esta imagem flat duma imagem light sem calibração, as aberrações são removidas.
Há várias maneiras de capturar flat frames. Flat frames do céu são capturados apontando o telescópio para 10º a 15º no horizonte do céu, após o pôr-do-sol ou antes do nascer-do-sol. Este crepúsculo no céu provê um branco uniforme ideal requerido para os flat flames. Entretanto, estrelas aparecem na imagem antes mesmo de poder visualizá-las a olho nú, então há um período de tempo bem estreito disponível para a captura dos flats. Também, é necessário que já esteja posicionado antes do céu ficar escuro ou mesmo antes de ficar claro no amanhecer.
Outro método envolve capturar a imagem de uma superfície uniformemente iluminada, posicionada próximo ao telescópio ou em seu observatório. A luz da superfície deve ter uma característica de desfoque e ficar a uma distância de 1.5 a 3 metros. Alguns astrofotógrafos até constroem caixas de luz, a qual, posicionam na frente do telescópio para ter este recurso de luz necessário. Isto funciona muito bem e provavelmente tem mais precisão do que o necessário para a maioria das imagens.
O flat frame deve ser capturado com a câmera na mesma posição que será usada para capturar os light frames. Qualquer rotação da câmera, óticas auxiliares ou de adaptadores, como redutor focal, adicionado ou removido entre a captura dos flat ou light frames, afetará inteiramente as imagens flat tornando-as inúteis no processo. O brilho de uma imagem flat deverá estar dentro de uma faixa ideal. A recomendação usual é deixar os píxels de uma imagem numa média de valores, em torno de 1/3 a 1/2 do valor de satuação de sua CCD.
O valor de saturação de uma câmera CCD é obtido através da capacidade Full-well(e-) e Gain(e-/ADU). Isto é portanto, não necessariamente o mesmo valor máximo dos píxels. Por exemplo, a câmera SBIG ST237A tem o valor em max pixel em torno de 65.000e-, no entanto, o nível de saturação é de apenas 9.000e-, ou um valor de pixel próximo de 3800 ADU (3.8e-/ADU). Neste caso o valor recomendado para imagens flat ficaria entre 1250 e 1900. Note que para algumas câmeras, o valor de saturação calculado é maior do que o valor de max pixel (65.535 para câmeras 16-bit). Para estas câmeras o valor de campo da imagem flat poderia ser 1/3 para 1/2 do valor de max pixel, o mesmo que 21.845 a 32.767. Use a tabela abaixo para obter os valores médios de algumas câmeras.
Medindo valores ADU.
Medir os valores ADU de fundo para imagens flat é fácil. Faça uma imagem flat de teste com certo tempo de exposição, vamos dizer que 1 segundo. Recursos de alguns softwares permitirão que você meça o valor de fundo (background value). No software Maxim DL , por exemplo, lhe dirá o valor do píxel em ADU por simplesmente mover o cursor do mouse em cima da imagem. Dados serão mostrados no canto inferior direto da tela e o valor “i:” indicará a contagem ADU.
Suponha que sua câmera requeira imagens flat com valor de 18.000 e 1 segundo de exposição, renda um valor de 12.000. Você precisará aumentar a exposição em 50%, ou seja, 1.5 segundos para alcançar o valor de 18.000.
Capturando Flats a partir do céu.
Para imagens estilo wide field, é meio crítico capturar flat frames usando a luz uniforme do céu no crepúsculo. O brilho do céu se mostra gradiente em sentido a posição do sol. Neste caso a melhor posição do céu para capturar imagens flat é uma área a leste do zênite. Esta área nula do céu exibe o mínimo brilho gradiente. Longe deste ponto, o gradiente pode ser 5% ou mais por graus de distância. Para aplicações mais críticas onde imagens flat corretas são necessárias, como para fotometria, isto pode ser um problema, assim como as variações na contagem ADU de fundo pode variar por severos milhares.
Dica: Quando capturar imagens de flat frames sob o crepúsculo com uma câmera digital DSLR, deixe a câmera em automático para obter a exposição do céu apropriada e você alcançará um bom resultado.
BIAS FRAME
Bias é um termo usado para descrever uma variação de pixel-a-pixel no ponto zero de uma câmera CCD. Cada pixel tem uma pequena diferença na base de valores e esta diferença leva o nome de bias, que é removido usando o bias frame. Uma vez que os dark frames contenham o mesmo bias que os light frames tenham, imagens dark subtraídas já são bias-subtraído. Mas algumas novas câmeras não requerem dark frames, pois elas tem um dark atual muito baixo, então um bias frame poderia ser usado por imagens capturadas com estas câmeras. Também, um bias frame pode ser usado para reduzir uma imagem de dark frame numa ocasião em que este dark frame não é igual no tempo de exposição do light frame, a partir do qual isto pode ser subtraído.
Um bias frame é idealmente uma exposição de 0 segundos. Uma vez que 0 segundos de exposição não é permitido nos softwares de captura de imagem, simplesmente use o menor valor possível no tempo de exposição. Este valor usalmente é de 0.01-0.1 milisegundos. Certifique-se de que a câmera esteja na mesma temperatura como para os dark frames, os quais serão reduzidos com os bias frames, que deve por sua vez, ser igual a temperatura dos light frames capturados.
Usualmente, três ou mais bias frames são usados para reduzir o ruído, da mesma maneira que várias imagens dark são combinadas. Existem combinações medianas que podem ser usadas para calibrar antes ou depois da imagem ou ainda de forma automática durante o processo de calibração se o seu software permitir.
