Calibración de las imágenes
Esta es la segunda parte del curso de astronomía CCD del NTO. Es el siguiente paso tras la adquisición y es de tránsito obligado antes de adentrarnos en las complejidades del procesado de las imágenes. La calibración es una fase fundamental en toda adquisición con CCD. Al ser un proceso mecánico se puede emplear software especializado para facilitarnos la tarea.
¿ Qué es calibrar una imagen?
Tras adquirir una imagen estelar, y antes que cualquier otro procesado, se ha de calibrar la imagen. La calibración comprende una serie de correcciones que se efectuan sobre la imagen con objeto de reducir ciertas aportaciones del instrumental sobre la imagen.
Cuando se adquiere una imagen a través de un telescopio, no solo se registran datos procedentes del cielo, sino que tambien aparecen otras señales que se superponen a dichos datos y enmascaran la verdadera información. Estas señales limitan la sensibilidad del detector, por lo que hay que intentar conocer su origen, modelarlas y reducirlas.
Las dos correcciones más importantes que usualmente se realizan son:
1. Corriente de oscuridad (Dark Current).
2. Diferencias de sensibilidad entre pixels (flats).
1. Corriente de oscuridad (Dark Current).
Aunque el sensor se encuentre en completa oscuridad, si se adquiere una imagen de cierta duración, la imagen registrada no es totalmente negra, los pixels no tienen un valor cero, sino que pueden llegar, según la duración de la exposición, a ser mucho mayor que cero. El valor medio que adquieren los pixels aumenta de forma lineal con el tiempo de exposición de la toma.
La corriente de oscuridad es la señal parásita de mayor importancia. Es una señal de origen térmico que se superpone a la verdadera señal estelar. Podemos expresar esto como:
Imagen adquirida = Señal estelar + Corriente de oscuridad
La forma de corregir esta señal parásita es adquirir una toma oscura (dark) de la misma duración que la toma estelar, sin que caiga luz sobre el sensor, después se resta la toma oscura a esta. Para obtener este dark, hay que impedir que ningun tipo de luz caiga sobre el sensor, para ello se suele colocar la tapa del telescopio en su parte superior. La siguiente imagen muestra el aspecto que suele tener un dark, se observa como hay ciertos pixels bastantes brillantes (que corresponden a los pixels mas ruidosos), otros moderadamente ruidosos, etc.
Tras la resta la imagen que queda es:
Imagen corregida = Imagen estelar + Corriente de oscuridad - Toma oscura =
= Imagen estelar
De esta forma, se anula la señal térmica que toda adquisición a través de un sensor CCD posee. Este método sería perfecto si no hubiese una complicación añadida; la corriente de oscuridad no es constante sino que posee una componente aleatoria superpuesta a la componente continua, es decir, si realizamos una serie de exposiciones con el detector en completa oscuridad, y medimos el valor que ha adquirido un pixel en todas ellas, observaremos que su valor oscila entorno a una constante (valor medio), pero nunca es el mismo. Si llamamos al valor medio de la corriente de oscuridad Sco, el valor de esa variación aleatoria de la corriente de oscuridad es:
Nco = sqrt(Sco)
Esta variación, no se puede corregir, aunque si podemos promediar muchas tomas oscuras y así obtener una estimación que se aproxima mucho al valor medio de la señal térmica. Ya vimos esta técnica de medir un valor muchas veces y promediarlo cuando tratamos el tema de la lectura del pixel en la etapa de salida del sensor. (link promediar valores) .
Para acabar de complicar el tema, la señal térmica es espacialmente dependiente, es decir, su valor cambia de un pixel a otro. Con lo que lo mejor que podemos hacer en la práctica, si queremos reducir de forma drástica el ruido térmico es adquirir un buen lote de darks antes de cada imagen y otros tantos después, promediarlos, y ese será nuestro dark definitivo.
Como ya se ha dicho, la corriente de oscuridad es una señal de origen térmico, es decir, a mayor temperatura del sensor en el momento de la adquisición, mayor corriente de oscuridad. De ahí que se busque enfriar los chips todo lo posible.
En los observatorios profesionales se refrigeran las cámaras hasta tempetaruras de hasta -100 o C, con lo que la corriente de oscuridad se hace practicamente despreciable. Nosotros, los aficionados, nos conformamos con enfriar las nuestras hasta-30o o -40 o C.
2. Diferencias de sensibilidad entre pixels (flats).
La sensibilidad de los pixels a la luz no es exactamente la misma. Estas diferencias son debidas a que durante el proceso de fabricaci¢n es muy difícil que todos los pixels sean exactamente iguales.
Un flat (expresión que, de nuevo, me niego a traducir) es una imagen que se adquiere exponiendo el sensor CCD a una superficie plana y uniformemente iluminada con objeto de obtener un "mapa" de la sensibilidad espacial del sensor. Una vez hemos adquirido la imagen estelar y le hemos restado su correspodiente dark hemos de dividir todo por el flat.
De esta forma, un pixel menos sensible de lo normal tendría menos luminosidad tanto en el flat como en la imagen estelar, al dividir la imagen por el flat, el pixel aumentaría su luminosidad.
