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Calibración de imágenes astronómicas

Una de las claves para obtener datos científicamente útiles está en calibrar las imágenes correctamente. Es importante que los datos representen con precisión la señal de las estrellas u otros objetos astronómicos . Las fuentes de señal no astrofísica se deben cuantificar y eliminar allá donde sea posible para que no contaminen los datos. Afortunadamente, hay una forma sencilla de hacerlo mediante la toma de tipos especiales de imágenes que capturan los efectos de los diferentes tipos de señal instrumental. La idea tras las imágenes de calibración es que han de ser utilizadas para normalizar las imágenes astronómicas sin distorsionar de ningún modo la señal “buena”, haciéndolas más representativas de la luz recibida de la fuente sin ser modificada por la respuesta del sistema.

 

Tomas oscuras de tiempo de exposición nulo (“Bias Frames”)

Imagen en negativo de una toma oscura de tiempo de exposición nulo (“bias frame”)

La cámara CCD y su electrónica tienen un ruido intrínseco que añade señal a cada imagen tomada, independientemente de los tiempos de exposición. Las tomas bias (“bias frames”) se usan para compensar por el ruido de lectura, las interferencias provenientes del ordenador y el ruido electrónico. También eliminan cualquier señal constante aplicada a la salida de la CCD por la electrónica de la cámara. Las tomas bias (“bias frames”) se crean tomando exposiciones de cero segundos (o del tiempo de exposición más corto posible con nuestro sistema) sin permitir que entre nada de luz dentro de la cámara. Como las tomas bias efectuadas serán promediadas para crear una toma Bias Maestra (“Master Bias”), es necesario tomar muchas para suavizar cualquier ruido aleatorio. El uso de solo un pequeño número de tomas bias ruidosas ¡puede introducir en la práctica más errores en las imágenes astronómicas que los que elimina!

Todas las tomas de calibración y astronómicas deben tomarse con la misma selección de temperatura y tan baja como sea posible para nuestra localización geográfica y época del año.

Tomas Oscuras (“Dark Frames”)

Los movimientos térmicos de los electrones en el chip generan lentamente señales en proporción al tiempo de exposición, no por estar expuestos a la luz óptica sino porque esos electrones térmicos tienen oportunidad de apilarse en cada píxel a lo largo del transcurso del tiempo. Las tomas oscuras (“dark frames”) están diseñadas para cuantificar la “corriente oscura” (“dark current”) o ruido térmico en el chip CCD de forma que pueda ser restado de las imágenes astronómicas. Los “píxeles calientes” (“hot pixels”) generalmente pueden ser controlados con una buena regulación de temperatura y disminuyen conforme la temperatura del chip va bajando.

Toma oscura (“dark frame”) de 10 segundos (imagen en negativo)
Toma oscura (“dark frame”) de 300 segundos (imagen en negativo)

Para efectuar tomas oscuras (“dark frames”), hay que asegurarse de que no entra luz en la cámara y tomar imágenes del mismo tiempo de exposición, o más largo, del que sea necesario para las imágenes astronómicas. La razón por la que no deben utilizarse tomas oscuras (“dark frames”) con tiempo de exposición menor que el de las imágenes astronómicas es que si los programas han de “escalarlas” para adaptarlas a una exposición más larga, los píxeles calientes (“hot pixels”) pueden saturarse lo cual tiene un impacto negativo en el resultado final.

Al igual que con las tomas bias (“bias frames”), cuantas más imágenes se tomen mejor ya que el programa informático promediará todas las tomas oscuras (“dark frames”) una vez que la toma Bias Maestra (“Master Bias”) se reste de cada una de ellas. Es buena idea inspeccionar las tomas oscuras (“darks”) en busca de impactos de rayos cósmicos y eliminar las defectuosas antes de ser promediadas.

Tomas Planas (“Flat Frames”)

El propósito de una toma plana (“flat frame”) es crear una imagen que, al ser aplicada a la imagen astronómica, compense los problemas en el recorrido de la luz a través del telescopio hacia el sensor CCD. Cosas como polvo en las superficies ópticas, reflejos en los deflectores (“baffles”) y ópticas alineadas incorrectamente pueden causar gradientes en la cantidad de luz que pasa a través del sistema. Con la toma de imágenes de una fuente de luz uniforme, muchos de esos gradientes se pueden grabar y cuantificar de forma que su efecto puede ser eliminado de la imagen astronómica de la misma manera que las tomas oscuras y bias (“dark and bias frames”) eliminan otros tipos de ruido.

La parte más complicada de la toma de planas (“flats”) viene de la mano de la “fuente uniforme de luz”. Mucha gente usa cajas de luz, comerciales o caseras, o una superficie blanca uniformemente iluminada dentro de la cúpula o adosada a la pared del observatorio. Otro procedimiento popular es usar el cielo mismo durante el crepúsculo matutino o vespertino . En cada caso, es importante que la fuente sea uniforme.

Para efectuar tomas planas (“flat frames”), hay que asegurarse de que la temperatura de la cámara es estable y la misma que la temperatura usada para las tomas oscuras y bias (“dark and bias frames”). Deben estar enfocadas igual que las imágenes astronómicas, de otro modo los “donuts de polvo” (“dust donuts”) no se corresponderán con los que afecten a las imágenes astronómicas.

El tiempo de exposición variará con cada filtro a no ser que se pueda ajustar el brillo de la fuente de luz para compensar por las diferencias. El objetivo es exponer la CCD hasta alcanzar la mitad de la capacidad del píxel.

Hay que tomar por lo menos 10 imágenes por cada filtro. Si la fuente de luz es el cielo crepuscular, se debe seleccionar la opción del programa de combinar las planas (“flats”) mediante la mediana (“median combine”) para cada filtro a fin de eliminar todas las estrellas que puedan haber aparecido en la imagen. En caso de no haber estrellas, solo hará falta promediar las planas (“flats”). Debe crearse una Plana Maestra (“Master Flat”) para cada filtro cuando se resta la oscura (“dark”). Debe usarse la oscura maestra (“Master Dark”) con un tiempo de exposición que sea igual o mayor que el de la plana (“flat”).

Imagen aplanada indebidamente mostrando el efecto de motas de polvo
Plana en V (V-flat) con polvo
Imagen con la plana (flat) aplicada

 

 

 

 

 

 

Guía Rápida para la Toma de Imágenes de Calibración

Todas las imágenes de calibración deben efectuarse a la misma temperatura a la que hayan sido tomadas las imágenes astronómicas.

Tomas Oscuras de tiempo de exposición nulo (“Bias Frames”)

  • Deben efectuarse en la oscuridad con el obturador cerrado y/o con la entrada de luz del telescopio cubierta.
  • El tiempo de exposición ha de ser cero segundos (o lo más corto posible).
  • Tomaremos 100 imágenes y las promediaremos para crear una toma Oscura de tiempo deexposición nulo Maestra (“Master Bias”)

Tomas Oscuras (“Dark Frames”)

  • Deben efectuarse en la oscuridad con el obturador cerrado y/o con la entrada de luz del telescopio cubierta.
  • El tiempo de exposición debe ser el mismo (o superior) al de las imágenes astronómicas.
  • Tomaremos 20 imágenes o más, restaremos a cada una la Toma Oscura de tiempo de exposición nulo Maestra (“Master Bias”) y las combinaremos todas juntas usando la mediana para crear una toma Oscura Maestra (“Master Dark”).

Tomas Planas (“Flat Frames”)

  • Tomaremos imágenes de una fuente luminosa uniforme o del cielo crepuscular.
  • Nos aseguraremos de que el enfoque es correcto y el mismo que el de las imágenes astronómicas.
  • El tiempo de exposición debe permitir llegar a completar aproximadamente la mitad de la capacidad total del píxel.
  • Tomaremos 10 imágenes o más para cada filtro, las promediaremos (o combinaremos con la mediana), les restaremos la toma Oscura Maestra (“Master Dark”) y la toma Oscura de tiempo de exposición nulo Maestra (“Master Bias”) para crear una toma Plana Maestra (“Master Flat”)

Fuente: Spanish Photometry Guide. AAVSO

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