Darks, flats og bias: hva de faktisk retter opp

Alle astrofoto-guider sier at du skal ta darks, flats og bias. Nesten ingen av dem sier hva hvert av bildene fjerner, og resultatet er at folk enten tar alle tre av ren overtro eller dropper alle tre av ren forvirring. Begge deler er feil, og de er ikke like ille – én av de tre betyr langt mer enn de to andre, og det er ikke den nybegynnere pleier å starte med.

Her er hva hvert bilde faktisk gjør.

Sensoren din lyver på tre forskjellige måter

En kamerasensor rapporterer ikke lyset som falt på den. Den rapporterer lyset som falt på den, pluss et sett feil, og hvert kalibreringsbilde retter seg mot én bestemt feil.

Den legger til varme. Hver piksel samler opp ladning fra termisk energi selv i totalt mørke, og den gjør det med en rate som omtrent dobles for hver 6–7 °C. Over en eksponering på 300 sekunder blir det et reelt signal som ikke har noe med himmelen å gjøre. Verre: raten varierer fra piksel til piksel – noen piksler er mye varmere enn naboene sine, og det er der de fargede prikkene kommer fra.

Den vignetterer og samler støv. Optikken din leverer mer lys til midten av bildefeltet enn til hjørnene, som regel 20–40 % mer. Støv på sensorvinduet eller filteret kaster myke grå smultringer. Ingen av delene er på himmelen, men begge er i hvert eneste delbilde.

Den har et fast påslag. Kameraet legger en fast sokkel til hver avlesning, slik at støyen aldri klippes mot null. Den sokkelen er heller ikke helt jevn – den har svake mønstre i seg.

Darks retter det første. Flats retter det andre. Bias retter det tredje.

Flats er de som betyr noe

Hvis du bare skal ta én type kalibreringsbilde, ta flats. Dette er det motsatte av hva de fleste gjør, og det er den enkeltstående største kvalitetsgevinsten som finnes for en nybegynner.

Grunnen er at vignettering og støvskygger er multiplikative og store. Et fall på 30 % i hjørnene gjør ikke bare hjørnene mørkere – det overlever stretchen, og stretchen forsterker det. Når du trekker svak tåke ut av bakgrunnen, trekker du også fram vignetteringen, og du sitter igjen med en lys klump midt i bildet som ingen gradientfjerning helt klarer å rette opp. Støvsmultringene gjør det samme: de dukker opp som myke, mørke ringer akkurat der du prøver å se svakt signal.

Darks tar til sammenligning tak i noe stackingen allerede håndterer delvis. Legg sammen nok delbilder, og tilfeldig termisk støy faller som kvadratroten av antallet. Varme piksler forsvinner ikke i snittet – men de kan håndteres statistisk, og det kommer jeg tilbake til.

Flats er også de enkleste å ta og de minst kravstore på klarværstiden din. Du trenger ikke mørke. Rett teleskopet mot en jevnt opplyst flate – skumringshimmelen, en hvit T-skjorte over åpningen med en lampe bak, et nettbrett som viser en hvit skjerm – og eksponer slik at histogrammet ligger rundt en tredel til halvparten av full skala. Tjue til tretti bilder holder i massevis.

Den kritiske regelen: flats må tas med samme fokus, samme rotasjon og samme optiske oppsett som lightsene dine. Fokuserer du på nytt eller roterer kameraet, flytter støvet seg i forhold til bildefeltet, og flatsene dine blir verre enn ubrukelige – de stempler smultringer på feil sted. Ta dem på slutten av økta, før du rører noe som helst.

Darks: nyttige, men overvurderte for korte eksponeringer

Et dark er en eksponering med lukkeren lukket, med samme varighet, temperatur og gain som lightsene. Trekk det fra, og du fjerner både det gjennomsnittlige termiske signalet og det faste mønsteret av hvilke piksler som er varmere enn andre.

To betingelser gjør darks virkelig verdifulle:

• Lange eksponeringer. Ved 300 sekunder er det termiske bidraget betydelig. Ved 10 sekunder – som er det en Seestar eller en Dwarf tar – ligger det ofte under lesestøyen, og å trekke det fra kjøper deg svært lite.
• Et kjølt kamera. Darks virker bare hvis temperaturen stemmer. Et dedikert astrokamera på −10 °C gir repeterbare darks du kan gjenbruke i månedsvis. Et speilreflekskamera som startet kvelden på 18 °C og endte på 4 °C, gjør ikke det – darket du tok til slutt, beskriver ikke delbildet du tok i starten.

Det siste punktet er det som feller folk. Mørkestrømmen i et ukjølt speilreflekskamera endrer seg gjennom natten etter hvert som kameraet kjøles ned. Å trekke fra et dark som ikke passer, kan legge til støy i stedet for å fjerne den, fordi du trekker ett støyete bilde fra et annet, og det termiske signalet kansellerer ikke engang ordentlig.

Fotograferer du med et ukjølt kamera og korte subs, er det helt rimelig å droppe darks. Du er ikke lat; du takker nei til en korreksjon som ikke passer rent på dataene dine.

Bias: den du som regel kan ignorere

Et bias er den korteste eksponeringen kameraet ditt klarer, med lukkeren lukket. Det fanger det elektroniske påslaget og ingenting annet.

Bias betyr noe når du skalerer darks – altså bruker et bibliotekdark tatt med en annen eksponeringstid og justerer det matematisk. Det krever at du skiller det faste påslaget fra det tidsavhengige termiske signalet, og det er akkurat det bias gir deg.

Tar du darks som er like lange som lightsene dine, ligger biaset allerede inne i darket, og å trekke fra darket trekker fra biaset med det samme. Å ta bias separat legger da ingenting til.

Bias er billige – hundre av dem tar under ett minutt – så det er ikke noe sterkt argument mot å ha dem. Men står du ute i kulda og lurer på om du gidder, er dette den du kan hoppe over.

Hva med varme piksler?

Her svikter standardrådet i det stille. Darks fjerner de varme pikslene sensoren din produserer forutsigbart. De fjerner ikke treff fra kosmisk stråling, som lander i ett tilfeldig delbilde, og de gjør ingenting i det hele tatt for de svært mange som aldri tar darks.

Varme piksler er verdt å ta på alvor fordi stacking ikke fjerner dem. Ta snittet av nitti delbilder som alle har en varm piksel i (1204, 883), og du får en stack med en varm piksel i (1204, 883). Så roterer registreringen feltet mellom delbildene og smører den stillestående defekten ut til en kort, farget strek – nettopp den artefakten som får et ellers godt bilde til å se amatørmessig ut.

De kan i stedet finnes statistisk. Trikset er å skille en defekt fra en stjerne, siden begge er små og lyse. Skillet ligger i at en stjerne ikke er én piksel: optikken sprer en punktkilde over flere, så en ekte stjerne har lyse naboer. En varm piksel står alene. Sammenlign hver piksel med medianen av de åtte naboene sine, og skaler terskelen etter hvor mye de naboene er uenige med hverandre – rundt en varm piksel på flat himmel er de svært enige, rundt kjernen i en stjerne er de stjernens egne skuldre og varierer mye. Den forskjellen er det som lar deg fjerne den ene og beholde den andre.

Akastroid gjør dette automatisk på hvert delbilde, før registreringen, uansett om du tok darks eller ikke. Det er bevisst konservativt – åtte sigma ut – fordi kostnadene er asymmetriske. En varm piksel som slipper unna, er en flekk. En fjernet stjernekjerne er data ingenting kan hente tilbake.

Et praktisk svar

Hvis du har knapp tid og kalde hender:

1. Ta alltid flats. Tjue til tretti, på slutten av økta, før du rører fokus. Dette er den største enkeltgevinsten.
2. Ta darks hvis kameraet er kjølt eller subsene er lange. Match temperatur, gain og varighet. Tjue er et fornuftig antall.
3. Ta bias hvis du bygger et darkbibliotek. Ellers er det valgfritt.
4. Ikke mist en klar natt til kalibrering. Lightsene er den uerstattelige delen. Flats kan tas i grålysningen, darks med linsedekselet på innendørs.

Og har du ingen kalibreringsbilder i det hele tatt, prosesser likevel. En stack av ukalibrerte lights med gradienten fjernet og de varme pikslene renset er et ekte fotografi. Perfekt kalibrering på data du aldri samlet inn, er det ikke.