INTRODUZIONE
Inventati nel 1970 nei Bell Laboratories, negli Stati Uniti,
i sensori CCD (Charge Coupled Device, dispositivo ad
accoppiamento di carica) hanno sempre più preso il posto
delle lastre e pellicole ad emulsione chimica nella
fotografia astronomica, sia per scopi di ricerca che
divulgativi. Si tratta in sintesi di rivelatori elettronici
sensibili alle onde elettromagnetiche che vanno dalla
lunghezza d'onda dell'infrarosso fino a quella dei raggi X a
bassa energia. Un tipico sensore CCD è composto da una
matrice di pixel (da una contrazione dei termini inglesi
Picture Elements, ossia elementi d'immagine), ossia di celle
disposte affiancate in righe e colonne a coprire un'area
sulla quale viene proiettata l'immagine da registrare. I
fotoni che colpiscono il CCD vengono convertiti in elettroni
che si accumulano all'interno di ogni pixel finché non ne
verranno estratti, al termine della posa. Nelle moderne
camere CCD gli elettroni raccolti da ogni cella del sensore
vengono conteggiati digitalmente in modo da generare una
matrice numerica in cui, ordinati per righe e colonne, siano
contenuti i valori rilevati in ciascun pixel.
SENSIBILITÀ
DEL CCD E RIDUZIONE DEL RUMORE
Tipicamente i sensori CCD utilizzati nelle camere per
riprese astronomiche hanno una sensibilità elevata ed un
buon rapporto tra il segnale ed il rumore, dove per rumore
si intende una certa quantità di elettroni che si accumulano
all'interno delle celle per cause diverse dalla conversione
dei fotoni. Una delle principali cause di generazione del
rumore è il calore, per questo motivo i CCD delle camere per
astronomia vengono molto spesso raffreddati da dei
dispositivi termoelettrici (celle di Peltier). Malgrado il
raffreddamento del sensore una certa quantità di elettroni
spuri continuano ad accumularsi nelle celle del CCD
peggiorandone la precisione come strumento di misura della
luce. A questo si unisca il fatto che nella matrice di pixel
che costituisce il CCD non tutte le celle sono identiche tra
loro ne per sensibilità ne per rumore generato.
Il
numero di elettroni conteggiati in ogni pixel è quindi
costituito dalla somma di quelli generati dai fotoni (il
segnale che ci interessa misurare), dalla corrente di buio
(elettroni che si generano spontaneamente nelle celle a
causa del calore), dal rumore di lettura (elettroni che si
generano in fase di svuotamento delle celle) e da una certa
quantità di elettroni generata casualmente e che
costituiscono il rumore casuale.
RIPRESE GREZZE
ED IMMAGINI DI CALIBRAZIONE
Una buona immagine astronomica ottenuta con un CCD è
solitamente il risultato di una serie di operazioni
aritmetiche effettuate su svariate riprese. Queste
operazioni vengono compiute sulle matrici di dati che
costituiscono le immagini digitali e hanno come unici scopi
la riduzione del rumore, l'aumento del segnale utile e la
normalizzazione della risposta delle varie celle del CCD.
Per ottenere questi scopi sarà necessario riprendere diversi
tipi di immagini:
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Raw Frame: |
Questo nome viene assegnato ai fotogrammi grezzi che
ritraggono un soggetto astronomico. I Raw Frame si
ottengono esponendo il soggetto per un tempo
adeguato e con il CCD opportunamente raffreddato. È
opportuno riprendere numerosi Raw Frame che verranno
in seguito mediati per minimizzare il rumore
casuale. |
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Dark Frame: |
I
Dark Frame si ottengono effettuando un'esposizione
di durata pari a quella dei Raw Frame*, ma con
l'otturatore chiuso, o con il tappo al telescopio.
La temperatura del CCD durante la ripresa dei Dark
Frame deve essere la stessa che si aveva durante la
ripresa dei Raw Frame. Anche i Dark Frame è
opportuno che vengano ripresi in buon numero in modo
che possano essere mediati.
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* Se sono stati ripresi anche dei Bias Frame
il tempo di esposizione dei dark Frame può
essere anche diverso da quello dei Raw
Frame, anche se è consigliabile non
discostarsene troppo. |
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Bias Frame: |
I
Bias Frame vengono ripresi con il sensore CCD alla
stessa temperatura a cui sono stati ripresi i Raw
Frame, con l'otturatore chiuso o con il tappo al
telescopio. I Bias Frame vengono registrati facendo
funzionare i circuiti di lettura della camera CCD,
ma senza esporre (ossia con tempo d'integrazione
uguale a zero*). Anche i Bias Frame è opportuno che
vengano ripresi in buon numero e successivamente
mediati.
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* Le camere CCD studiate per le riprese
astronomiche dispongono solitamente della
possibilità di registrare i Bias Frame
mentre altri tipi di fotocamera, come le
reflex digitali ad esempio, non lo possono
fare. D'altra parte la mancanza di circuiti
di controllo della temperatura del sensore
su queste fotocamere rende i Bias Frame
totalmente inutili. Nelle camere che non
dispongono di questa caratteristica sarà
imperativo riprendere i Dark Frame con un
tempo d'integrazione identico a quello
utilizzato per riprendere i Raw Frame. In
ogni caso tanto più la temperatura del CCD
sarà variata tra la ripresa del Raw Frame e
quella del Dark Frame tanto più l'immagine
risultante dalla sottrazione del Dark Frame
conterrà dei difetti (che di solito, siccome
i dark Frame si riprendono spesso al termine
dei Raw Frame e quindi col sensore più
caldo, si presentano come pixel scuri). |
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Flat
Field: |
Il
Flat Field serve a normalizzare la risposta dei vari
pixel dell'immagine, rimuovendo le zone d'ombra
dovute a varie cause nell'ottica di ripresa. I Flat
Field si ottengono riprendendo una superficie
uniformemente illuminata con lo stesso sistema
ottico usato per riprendere i Raw Frame. Il tempo di
integrazione deve essere valutato in modo da portare
il conteggio degli ADU* tra il 50% ed il 75% del
valore di saturazione** del sensore CCD. Anche i
Flat Field è bene che siano ripresi in buon numero e
successivamente mediati.
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* Gli ADU sono le unità digitali nella quale
si esprime il valore letto su ogni pixel del
CCD. |
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** Il valore di saturazione di una camera
CCD dipende dalle sue caratteristiche
costruttive, principalmente dalla Full Well
Capacity e dal guadagno dei convertitori
A/D. Per esempio il valore di saturazione
della ST-8XME è di 50'000 ADU circa quindi
un buon valore per il Flat Field andrà
all'incirca da 25'000 ADU a 37'500 ADU. |
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Flat Dark Frame: |
Si
tratta di immagini Dark Frame relative ai Flat Field.
Valgono le stesse considerazioni fatte per i Dark
Frame. |
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Flat Bias Frame: |
Si
tratta di Bias Frame relativi ai Flat Field. valgono
le stesse considerazioni fatte per i Bias Frame. Se
la temperatura a cui sono stati ripresi i Flat Field
è uguale a quella a cui sono stati ripresi i Raw
Frame allora i Bias Frame possono essere utilizzati
anche come Flat Bias Frame. |
LE OPERAZIONI
DI CALIBRAZIONE
Come detto ciascuna di queste riprese deve essere ripetuta
più volte e poi mediata, ma quante di queste immagini vanno
registrate? Per i Raw Frame vale la regola del "più che si
può", tanto maggiori saranno tanto migliore sarà il rapporto
segnale rumore. I Dark Frame sarebbe bene fossero una
quindicina, mentre i Bias Frame almeno il doppio. Anche i
Flat Field dovrebbero essere una quindicina. Una volta
registrate tutte le immagini che ci servono si potranno
iniziare le operazioni di calibrazione. Anzitutto si
dovranno mediare i vari gruppi di immagini di calibrazione
(Dark, Bias, Flat, F. Dark e F. Bias). Prendiamo ad esempio
i Dark Frame, ma lo stesso discorso può valere per ogni
gruppo:
Ecco
come si potrebbe presentare un singolo Dark Frame. Si notano
pixel che hanno registrato valori ADU diversi dipendenti
dalle caratteristiche di ogni singola cella oltre che da una
certa dose di casualità. Inoltre alcuni raggi cosmici hanno
colpito il sensore lasciando delle tracce chiare piuttosto
evidenti. Chi non è abituato a visualizzare le immagini CCD
con software per l'elaborazione delle immagini astronomiche
potrebbe pensare che questo sensore sia rumorosissimo, in
realtà il livellamento automatico della visualizzazione stà
mostrando solo una gamma che va da 100 a 150 ADU mentre
un'immagine a 16 bit come questa ha una dinamica che va da 0
a 65535 ADU.
Effettuando una media di 15 Dark Frame come si vede il
rumore casuale diminuisce drasticamente, ma i segni dei
raggi cosmici non spariscono, anzi si moltiplicano visto che
in ognuna delle 15 immagini si trovano in punti diversi.
Se
anziché effettuare una media si effettua una mediana i segni
dei raggi cosmici spariscono totalmente poiché la mediana
riduce il rumore casuale (anche se in modo meno efficiente
della media), ma scarta quei valori che si discostano troppo
dalla media come sono appunto i pixel che hanno registrato
dei raggi cosmici.
Il
metodo denominato Sigma Combine unisce l'efficacia della
riduzione del rumore casuale della media alla soppressione
dei valori che si discostano da questa tipici della mediana.
Il risultato è un'immagine con ridotto rumore casuale e
priva di segni lasciati dai raggi cosmici.
In
sintesi se il vostro software lo permette utilizzate sempre
il metodo Sigma Combine, in caso contrario preferite la
mediana se avete i frame di calibrazione segnati dai raggi
cosmici, altrimenti la media. Queste operazioni vanno
ripetute sui vari gruppi di immagini di calibrazione per
ottenere un Master dark Frame, un Master Bias Frame, Un
Master Flat Field e così via. Ad ogni Raw Frame andrà poi
sottratto il Master Dark Frame (eventualmente riscalato
grazie al Master Bias Frame), ed il risultato andrà diviso
per il Flat Field (che sarà già stato calibrato grazie ai
suoi Dark ed eventuali Bias).
FLAT FIELD
Un
altro tipico difetto che affligge le riprese CCD è indotto
non dall'elettronica della camera, ma dalla parte ottica del
sistema di ripresa: il telescopio, eventuali moltiplicatori
o riduttori di focale, filtri, etc. Osserviamo ad esempio
questa ripresa:
Si
può notare come l'immagine diventi più scuro allontanandosi
dal centro: questo difetto si chiama vignettatura ed è
indotto dal telescopio. Si vedono anche dei cerchiolini più
scuri che altro non sono che le ombre proiettate sul CCD da
minuscoli granelli di polvere che si trovano sui filtri,
sulla finestra ottica della camera o direttamente sul
sensore. Ovviamente sarebbe meglio che tutto fosse
perfettamente pulito, ma è davvero difficile rimuovere tutti
questi segni. La soluzione per rendere omogenea l'immagine
eliminando questi difetti è il Flat Field.
Il
Flat Field è un'immagine ottenuta riprendendo una fonte
luminosa uniforme per un tempo sufficiente ad ottenere un
valore massimo in ADU compreso tra il 50% ed il 75% del
valore di saturazione della vostra camera CCD. Vi sono molti
metodi per ottenere un buon Flat Field, l'importante è che
il Flat Field venga ripreso senza cambiare nulla nella
configurazione ottica (non bisogna spostare la camera, non
bisogna cambiare i filtri, non bisogna cambiare la messa a
fuoco e, specialmente con i telescopi dotati di grandi e
pesanti specchi, non bisognerebbe neppure spostare il tubo
ottico per evitare modifiche nelle flessioni.
Personalmente utilizzo una T-Shirt bianca che metto davanti
all'obiettivo del telescopio quando il cielo si schiarisce
all'alba.
Anche
i Flat Field devono essere più d'uno e mediati (l'ideale è
farne non meno di nove). Inoltre anche dai Flat Field deve
essere sottratta una media di Dark Frame, eventualmente
calibrati con dei Bias Frame.
Una
volta ottenuto un buon Master Flat Field i valori in ADU di
ciascun pixel del Raw Frame vengono divisi per il valore
corrispondente sul Flat Field facendo si che si ottenga
un'immagine con il campo uniformemente illuminato:
ALLINEAMENTO E
STACKING DELLE IMMAGINI CALIBRATE
Una volta calibrati i Raw Frame assumono il nome di Light
Frame in quanto sono stati privati della maggior parte del
rumore termico e la sensibilità dei vari pixel è stata
normalizzata. A questo punto i Light Frame possono essere
allineati per correggere eventuali spostamenti dovuti ad
errori di guida e quindi si può effettuare lo stacking (in
italiano suonerebbe come "impilamento") sommando, o mediando
i vari Light Frame.
Si
noti che la stragrande maggioranza dei software per
l'elaborazione delle immagini astronomiche consente di
effettuare tutte le operazioni di allineamento e stacking in
modo parzialmente o totalmente automatico partendo dagli
elenchi dei vari gruppi di immagini.
Testo di
Ivaldo Cervini - www.astropix.it |
