Darks, flats og bias: hvad de rent faktisk retter

Enhver guide til astrofoto fortæller dig, at du skal optage darks, flats og bias. Næsten ingen af dem fortæller, hvad hver type egentlig fjerner, og resultatet er, at de fleste enten optager alle tre af ren overtro eller springer alle tre over af ren forvirring. Begge dele er fejl, og de er ikke lige slemme – én af de tre betyder langt mere end de to andre, og det er ikke den, begyndere normalt starter med.

Her er, hvad hver type billede faktisk gør.

Din sensor lyver på tre forskellige måder

En kamerasensor rapporterer ikke det lys, der faldt på den. Den rapporterer det lys, der faldt på den, plus en række fejl – og hvert kalibreringsbillede går efter én bestemt fejl.

Den lægger varme til. Hver pixel opsamler ladning fra termisk energi selv i fuldstændigt mørke, og det sker med en hastighed, der omtrent fordobles for hver 6–7 °C. Over en eksponering på 300 sekunder bliver det til et reelt signal, som intet har med himlen at gøre. Værre endnu varierer hastigheden fra pixel til pixel – nogle pixels er langt varmere end deres naboer, og det er derfra, de farvede prikker kommer.

Den vignetterer og samler støv. Din optik leverer mere lys til midten af feltet end til hjørnerne, som regel 20–40 % mere. Støv på sensorvinduet eller filteret kaster bløde grå ringe. Ingen af delene findes på himlen, men begge dele findes i hvert eneste delbillede.

Den har en offset. Kameraet lægger en fast sokkel til hver eneste aflæsning, så støjen aldrig klipper ved nul. Den sokkel er heller ikke helt ensartet – der ligger svage mønstre i den.

Darks retter den første fejl. Flats retter den anden. Bias retter den tredje.

Flats er dem, der virkelig betyder noget

Hvis du kun nogensinde optager én slags kalibreringsbilleder, så optag flats. Det er det modsatte af, hvad de fleste gør, og det er det største enkeltstående kvalitetsløft, en begynder kan hente.

Grunden er, at vignettering og støvskygger er multiplikative og store. Et fald på 30 % i hjørnerne gør ikke bare hjørnerne mørkere – det overlever stretch, og stretch forstærker det. Når du trækker svag tågedis op af baggrunden, trækker du også vignetteringen op, og du ender med en lys klat midt i billedet, som ingen mængde gradientfjernelse helt kan rette op. Støvringene gør det samme: de dukker op som bløde mørke ringe præcis dér, hvor du forsøger at se det svage signal.

Darks tager sig derimod af noget, som stacking allerede delvis håndterer. Midl nok delbilleder sammen, og den tilfældige termiske støj falder som kvadratroden af antallet. Hotpixels midles ikke væk – men de kan håndteres statistisk, og det vender jeg tilbage til.

Flats er også de nemmeste at optage og dem, der stjæler mindst af din klare himmel. Du behøver ikke mørke. Ret teleskopet mod en ensartet oplyst flade – tusmørkehimlen, en hvid T-shirt over åbningen med en lampe bagved, en tablet med en hvid skærm – og eksponér, så histogrammet ligger omkring en tredjedel til halvdelen af fuld skala. Tyve til tredive billeder er rigeligt.

Den afgørende regel: flats skal optages med samme fokus, samme rotation og samme optiske opsætning som dine lights. Hvis du fokuserer om eller drejer kameraet, flytter støvet sig i forhold til feltet, og så er dine flats værre end ubrugelige – de stempler ringe ind de forkerte steder. Optag dem i slutningen af sessionen, før du rører ved noget som helst.

Darks: nyttige, men overvurderede ved korte eksponeringer

Et dark er en eksponering med lukkeren lukket, med samme varighed, temperatur og gain som dine lights. Træk det fra, og du fjerner både det gennemsnitlige termiske signal og det faste mønster af, hvilke pixels der er varmere end andre.

To betingelser gør darks virkelig værdifulde:

• Lange eksponeringer. Ved 300 sekunder er det termiske bidrag betydeligt. Ved 10 sekunder – som er det, en Seestar eller en Dwarf optager – ligger det ofte under læsestøjen, og det køber dig meget lidt at trække det fra.
• Et kølet kamera. Darks virker kun, hvis temperaturen stemmer. Et dedikeret astrokamera ved −10 °C giver reproducerbare darks, du kan genbruge i månedsvis. Et spejlrefleks, der startede natten ved 18 °C og sluttede ved 4 °C, gør ikke – det dark, du optog til sidst, beskriver ikke det delbillede, du optog først.

Det sidste punkt er det, folk snubler over. Mørkestrømmen i et ukølet spejlrefleks ændrer sig gennem natten, efterhånden som kameraet køler af. At trække et dark fra, der ikke passer, kan tilføje støj i stedet for at fjerne den, fordi du trækker ét støjende billede fra et andet, og det termiske signal går ikke engang ordentligt op.

Hvis du fotograferer med et ukølet kamera og korte delbilleder, er det helt rimeligt at droppe darks. Du er ikke doven; du takker nej til en korrektion, der ikke passer rent på dine data.

Bias: den, du som regel kan ignorere

Et bias er den korteste eksponering, dit kamera kan tage, med lukkeren lukket. Det opfanger den elektroniske offset og intet andet.

Bias betyder noget, når du skalerer darks – altså bruger et bibliotekdark optaget med en anden eksponeringstid og justerer det matematisk. Det kræver, at du kan adskille den faste offset fra det tidsafhængige termiske signal, og det er præcis det, bias giver dig.

Hvis du optager matchende darks med samme længde som dine lights, ligger bias allerede inde i dit dark, og når du trækker darket fra, følger bias med. Så tilføjer separate bias-billeder ingenting.

Bias er billige – hundrede stykker tager under et minut – så der er ikke noget stærkt argument imod at have dem. Men hvis du står ude i kulden og overvejer, om det er besværet værd, er det den, du skal springe over.

Hvad så med hotpixels?

Her er det, standardrådet stille og roligt fejler. Darks fjerner de hotpixels, din sensor producerer forudsigeligt. De fjerner ikke nedslag fra kosmisk stråling, som rammer ét tilfældigt delbillede, og de gør slet ingenting for det meget store antal mennesker, der aldrig optager darks.

Hotpixels er værd at tage alvorligt, fordi stacking ikke fjerner dem. Midl halvfems delbilleder, der alle har en hotpixel i (1204, 883), og du får en stack med en hotpixel i (1204, 883). Og når registreringen så roterer feltet mellem delbillederne, smøres den stillestående defekt ud til en kort farvet streg – præcis den artefakt, der får et ellers godt billede til at se amatøragtigt ud.

De kan findes statistisk i stedet. Kunsten er at skelne en defekt fra en stjerne, for begge dele er små og lyse. Kendetegnet er, at en stjerne ikke er én pixel: optikken spreder en punktkilde over flere, så en ægte stjerne har lyse naboer. En hotpixel står alene. Sammenlign hver pixel med medianen af dens otte naboer, og skalér tærsklen efter, hvor meget de naboer er uenige indbyrdes – omkring en hotpixel på flad himmel er de meget enige, omkring kernen i en stjerne er de stjernens egne skuldre og varierer en hel del. Den skelnen er det, der gør det muligt at fjerne den ene og beholde den anden.

Akastroid gør det automatisk på hvert eneste delbillede, før registreringen, uanset om du har optaget darks eller ej. Det er bevidst konservativt – otte sigma ude – fordi omkostningerne er asymmetriske. En overset hotpixel er en prik. En fjernet stjernekerne er data, intet kan få tilbage.

Et praktisk svar

Hvis du har begrænset tid og kolde fingre:

1. Optag altid flats. Tyve til tredive, i slutningen af sessionen, før du rører fokus. Det er den største enkeltgevinst.
2. Optag darks, hvis dit kamera er kølet, eller dine delbilleder er lange. Match temperatur, gain og varighed. Tyve er et fornuftigt antal.
3. Optag bias, hvis du er ved at bygge et dark-bibliotek. Ellers er det valgfrit.
4. Mist ikke en klar nat på kalibrering. Dine lights er den uerstattelige del. Flats kan optages i morgengryet, darks med dækslet på indendørs.

Og hvis du slet ingen kalibreringsbilleder har, så bearbejd alligevel. En stack af ukalibrerede lights med gradienten fjernet og hotpixels renset væk er et rigtigt fotografi. Perfekt kalibrering af data, du aldrig fik indsamlet, er ikke.