Darks, flats y bias: qué corrigen realmente

Todos los tutoriales de astrofotografía te dicen que hagas darks, flats y bias. Casi ninguno te dice qué elimina cada uno, con lo que la mayoría de la gente o hace los tres por superstición o se salta los tres por confusión. Ambas cosas son errores, y no son igual de graves: uno de los tres importa mucho más que los otros dos, y no es por el que suelen empezar los principiantes.

Esto es lo que hace realmente cada fotograma.

Tu sensor miente de tres formas distintas

Un sensor no reporta la luz que le cayó encima. Reporta la luz que le cayó encima más un conjunto de errores, y cada fotograma de calibración apunta a un error concreto.

Añade calor. Cada píxel acumula carga por energía térmica incluso en oscuridad total, y lo hace a un ritmo que se duplica aproximadamente cada 6-7 °C. En una exposición de 300 segundos eso suma una señal real que no tiene nada que ver con el cielo. Peor aún, el ritmo varía de píxel a píxel: algunos son mucho más calientes que sus vecinos, y de ahí vienen esas motas de colores.

Viñetea y acumula polvo. Tu óptica entrega más luz al centro del encuadre que a las esquinas, normalmente un 20-40 % más. El polvo en la ventana del sensor o en el filtro proyecta rosquillas grises difusas. Ninguna de las dos está en el cielo, pero las dos están en cada fotograma.

Tiene un desplazamiento. La cámara añade un pedestal fijo a cada lectura para que el ruido nunca se recorte en cero. Ese pedestal tampoco es perfectamente uniforme: tiene patrones tenues.

Los darks arreglan lo primero. Los flats lo segundo. Los bias lo tercero.

Los flats son los que importan

Si solo vas a hacer un tipo de fotograma de calibración, haz flats. Es lo contrario de lo que hace la mayoría, y es la mayor ganancia de calidad disponible para un principiante.

La razón es que el viñeteo y las sombras de polvo son multiplicativos y grandes. Una caída del 30 % en las esquinas no solo oscurece las esquinas: sobrevive al estirado, y el estirado la amplifica. Cuando sacas nebulosidad débil del fondo, también sacas el viñeteo, y acabas con una mancha brillante en el centro del encuadre que ninguna eliminación de gradiente arregla del todo. Las rosquillas de polvo hacen lo mismo: aparecen como anillos oscuros difusos justo donde intentas ver señal débil.

Los darks, en cambio, atacan algo que el apilado ya maneja en parte. Promedia suficientes fotogramas y el ruido térmico aleatorio cae como la raíz cuadrada del número. Los píxeles calientes no se promedian, pero se pueden tratar estadísticamente, y a eso volveré.

Los flats son además los más fáciles de hacer y los que menos tiempo de cielo despejado exigen. No necesitas oscuridad. Apunta el telescopio a una superficie iluminada uniformemente - el cielo del crepúsculo, una camiseta blanca sobre la apertura con una lámpara detrás, una tableta con una pantalla en blanco - y expón para que el histograma quede entre un tercio y la mitad de la escala. Veinte o treinta fotogramas son de sobra.

La regla crítica: los flats deben hacerse con el mismo enfoque, la misma rotación y la misma configuración óptica que tus lights. Si reenfocas o giras la cámara, el polvo se mueve respecto al encuadre y tus flats son peor que inútiles: estamparán rosquillas en los sitios equivocados. Hazlos al final de la sesión, antes de tocar nada.

Darks: útiles, pero sobrevalorados para exposiciones cortas

Un dark es una exposición con el obturador cerrado, con la misma duración, temperatura y ganancia que tus lights. Réstalo, y eliminas tanto la señal térmica media como el patrón fijo de qué píxeles son más calientes que otros.

Dos condiciones hacen que los darks sean realmente valiosos:

• Exposiciones largas. A 300 segundos la contribución térmica es sustancial. A 10 segundos - que es lo que hace un Seestar o un Dwarf - suele estar por debajo del ruido de lectura, y restarla aporta muy poco.
• Una cámara refrigerada. Los darks solo funcionan si la temperatura coincide. Una cámara astronómica dedicada a −10 °C produce darks repetibles que puedes reutilizar durante meses. Una DSLR que empezó la noche a 18 °C y la acabó a 4 °C no: el dark que hiciste al final no describe el fotograma que hiciste al principio.

Ese último punto es el que hace tropezar a la gente. La corriente de oscuridad de una DSLR sin refrigerar cambia a lo largo de la noche a medida que la cámara se enfría. Restar un dark que no coincide puede añadir ruido en lugar de quitarlo, porque estás restando un fotograma ruidoso de otro y la señal térmica ni siquiera se cancela bien.

Si fotografías con una cámara sin refrigerar en subexposiciones cortas, es totalmente razonable saltarte los darks. No eres perezoso: estás declinando una corrección que no se aplica limpiamente a tus datos.

Bias: el que normalmente puedes ignorar

Un bias es la exposición más corta que puede hacer tu cámara, con el obturador cerrado. Captura el desplazamiento electrónico y nada más.

Los bias importan cuando escalas darks: cuando usas un dark de biblioteca hecho con otra duración y lo ajustas matemáticamente. Eso requiere separar el desplazamiento fijo de la señal térmica dependiente del tiempo, que es lo que te da el bias.

Si haces darks coincidentes con la misma duración que tus lights, el bias ya está dentro del dark, y restar el dark resta el bias con él. Hacer bias aparte entonces no añade nada.

Los bias son baratos - un centenar lleva menos de un minuto - así que no hay un argumento fuerte en contra de tenerlos. Pero si estás pasando frío preguntándote si merece la pena, este es el que puedes saltarte.

¿Y los píxeles calientes?

Aquí es donde el consejo estándar falla en silencio. Los darks eliminan los píxeles calientes que tu sensor produce de forma predecible. No eliminan los impactos de rayos cósmicos, que caen en un fotograma al azar, y no hacen nada en absoluto por la enorme cantidad de gente que nunca hace darks.

Los píxeles calientes merecen tomarse en serio porque el apilado no los elimina. Promedia noventa fotogramas que tienen todos un píxel caliente en (1204, 883) y obtienes una pila con un píxel caliente en (1204, 883). Luego el registro rota el campo entre fotogramas y emborrona ese defecto fijo en una corta raya de color, que es exactamente el artefacto que hace que una imagen por lo demás buena parezca de aficionado.

Se pueden encontrar estadísticamente en su lugar. El truco es distinguir un defecto de una estrella, ya que ambos son pequeños y brillantes. El discriminador es que una estrella no es un píxel: la óptica reparte una fuente puntual sobre varios, así que una estrella real tiene vecinos brillantes. Un píxel caliente está solo. Compara cada píxel con la mediana de sus ocho vecinos, y escala el umbral según cuánto discrepan esos vecinos entre sí: alrededor de un píxel caliente en cielo plano coinciden estrechamente, alrededor del núcleo de una estrella son los hombros de la propia estrella y varían mucho. Esa distinción es lo que permite eliminar uno y conservar la otra.

Akastroid hace esto automáticamente en cada fotograma, antes del registro, hayas hecho darks o no. Es deliberadamente conservador - ocho sigma - porque los costes son asimétricos. Un píxel caliente que se escapa es una mota. Un núcleo de estrella eliminado son datos que nada puede recuperar.

Una respuesta práctica

Si tienes poco tiempo y las manos frías:

1. Haz siempre flats. Veinte o treinta, al final de la sesión, antes de tocar el enfoque. Esta es la mayor ganancia individual.
2. Haz darks si tu cámara está refrigerada o tus subexposiciones son largas. Iguala temperatura, ganancia y duración. Veinte es un número razonable.
3. Haz bias si estás construyendo una biblioteca de darks. Si no, son opcionales.
4. No pierdas una noche despejada en calibración. Los lights son la parte irreemplazable. Los flats pueden hacerse al amanecer, los darks con la tapa puesta en casa.

Y si no tienes ningún fotograma de calibración, procesa de todos modos. Una pila de lights sin calibrar con el gradiente eliminado y los píxeles calientes limpiados es una fotografía real. Una calibración perfecta de datos que nunca recogiste no lo es.