Darks, flats e bias: o que cada um corrige

Todo tutorial de astrofotografia manda você fazer darks, flats e bias. Quase nenhum diz o que cada um remove, o que significa que a maioria das pessoas ou faz os três por superstição ou pula os três por confusão. Os dois são erros, e não igualmente ruins. Um dos três importa muito mais que os outros dois, e não é aquele com que os iniciantes normalmente começam.

Três erros em cada frame

Um sensor de câmera não relata a luz que caiu sobre ele. Relata a luz que caiu sobre ele mais um conjunto de erros, e cada frame de calibração mira um erro específico.

Ele adiciona calor. Cada pixel acumula carga a partir de energia térmica mesmo no escuro total, e faz isso a uma taxa que dobra a cada 6-7 °C, aproximadamente. Numa exposição de 300 segundos isso soma um sinal real que não tem nada a ver com o céu. A taxa também varia de pixel para pixel. Alguns pixels são muito mais quentes que os vizinhos, e é daí que vêm aqueles pontinhos coloridos.

Ele vinheta e acumula poeira. Sua óptica entrega mais luz ao centro do quadro do que aos cantos, geralmente 20-40 % a mais. Poeira na janela do sensor ou no filtro projeta rosquinhas cinzas difusas. Nenhuma das duas está no céu, mas as duas estão em cada frame.

Ele tem um offset. A câmera adiciona um pedestal fixo a cada leitura para que o ruído nunca seja cortado em zero. Esse pedestal também não é perfeitamente uniforme. Tem padrões tênues.

Darks corrigem o primeiro. Flats o segundo. Bias o terceiro.

Os flats são os que importam

Se você só vai fazer um tipo de frame de calibração, faça flats. A maioria faz o contrário, e é o maior ganho de qualidade disponível para um iniciante.

O motivo é que vinhetagem e sombras de poeira são multiplicativas e grandes. Uma queda de 30 % escurece os cantos, e também sobrevive ao esticamento, que a amplifica. Quando você puxa nebulosidade fraca do fundo, puxa também a vinhetagem, e acaba com uma mancha brilhante no meio do quadro que nenhuma remoção de gradiente conserta por completo. Rosquinhas de poeira fazem o mesmo: aparecem como anéis escuros difusos bem onde você tenta ver sinal fraco.

Os darks, por outro lado, tratam de algo que o empilhamento já resolve em parte. Faça a média de frames suficientes e o ruído térmico aleatório cai como a raiz quadrada da quantidade. Pixels quentes não se dissolvem na média, mas podem ser tratados estatisticamente, e eu volto a isso.

Os flats também são os mais fáceis de fazer e os que menos exigem do seu tempo de céu limpo. Você não precisa de escuridão. Aponte o telescópio para uma superfície iluminada uniformemente (o céu do crepúsculo, uma camiseta branca sobre a abertura com uma lâmpada atrás, um tablet com a tela branca) e exponha para que o histograma fique entre um terço e metade da escala. Vinte a trinta frames é mais que suficiente.

A regra principal: os flats precisam ser feitos no mesmo foco, mesma rotação e mesma configuração óptica dos seus lights. Se você refocar ou girar a câmera, a poeira se move em relação ao quadro e seus flats ficam piores que inúteis, porque carimbam rosquinhas nos lugares errados. Faça-os no fim da sessão antes de mexer em qualquer coisa.

Darks: úteis, mas superestimados para exposições curtas

Um dark é uma exposição com o obturador fechado, na mesma duração, temperatura e ganho dos seus lights. Subtraia-o, e você remove tanto o sinal térmico médio quanto o padrão fixo de quais pixels são mais quentes que os outros.

Duas condições fazem os darks valerem a pena:

• Exposições longas. A 300 segundos a contribuição térmica é substancial. A 10 segundos, que é o que um Seestar ou um Dwarf faz, ela costuma ficar abaixo do ruído de leitura, e subtraí-la rende muito pouco.
• Uma câmera refrigerada. Darks só funcionam se a temperatura bater. Uma câmera astronômica dedicada a −10 °C produz darks repetíveis que você reutiliza por meses. Uma DSLR que começou a noite a 18 °C e terminou a 4 °C não. O dark feito no fim não descreve o frame feito no início.

Esse último ponto é o que derruba as pessoas. A corrente de escuro de uma DSLR sem refrigeração muda ao longo da noite conforme a câmera esfria. Subtrair um dark que não bate pode adicionar ruído em vez de remover, porque você está subtraindo um frame ruidoso de outro e o sinal térmico nem se cancela direito.

Se você fotografa com uma câmera sem refrigeração em subs curtos, é perfeitamente razoável pular os darks. Não é preguiça. A correção não se aplica de forma limpa aos seus dados.

Bias: o que você geralmente pode ignorar

Um frame de bias é a exposição mais curta que a sua câmera consegue fazer, com o obturador fechado. Ele captura o offset eletrônico e nada mais.

Frames de bias importam quando você está escalando darks, ou seja, usando um dark de biblioteca feito com outra duração e ajustando-o matematicamente. Isso exige separar o offset fixo do sinal térmico dependente do tempo, que é o que o bias fornece.

Se você faz darks pareados na mesma duração dos lights, o bias já está dentro do dark, e subtrair o dark subtrai o bias junto. Fazer bias separado então não adiciona nada.

Frames de bias são baratos (uma centena leva menos de um minuto), então não há argumento forte contra tê-los. Mas se você está no frio se perguntando se vale a pena, este é o que dá para pular.

Pixels quentes

É aqui que o conselho padrão fica devendo. Os darks removem os pixels quentes que o seu sensor produz de forma previsível. Não removem impactos de raios cósmicos, que caem num frame ao acaso, e não fazem absolutamente nada pela enorme quantidade de gente que nunca faz darks.

Pixels quentes merecem ser levados a sério porque o empilhamento não os remove. Faça a média de noventa frames que têm todos um pixel quente em (1204, 883) e você tem uma pilha com um pixel quente em (1204, 883). Depois o registro gira o campo entre os frames e borra esse defeito parado num risco colorido curto, o que faz uma imagem boa parecer amadora.

Eles podem ser encontrados estatisticamente. O truque é distinguir um defeito de uma estrela, já que ambos são pequenos e brilhantes. O que diferencia é que uma estrela não é um pixel. A óptica espalha uma fonte pontual por vários, então uma estrela real tem vizinhos brilhantes. Um pixel quente fica sozinho. Compare cada pixel com a mediana dos oito vizinhos, e escale o limiar pelo quanto esses vizinhos discordam entre si. Em torno de um pixel quente em céu plano eles concordam de perto. Em torno do núcleo de uma estrela eles são os ombros da própria estrela e variam muito. Essa distinção é o que permite remover um e manter a outra.

O Akastroid faz isso automaticamente em cada frame, antes do registro, tenha você feito darks ou não. É deliberadamente conservador, oito sigma, porque os custos são assimétricos. Um pixel quente que passa é um pontinho. Um núcleo de estrela removido é dado que nada recupera.

Uma resposta prática

Se você tem pouco tempo e as mãos frias:

1. Sempre faça flats. Vinte a trinta, no fim da sessão, antes de mexer no foco. É o maior ganho.
2. Faça darks se a sua câmera é refrigerada ou os subs são longos. Pareie temperatura, ganho e duração. Vinte é um número razoável.
3. Faça bias se está montando uma biblioteca de darks. Caso contrário, opcional.
4. Não perca uma noite limpa com calibração. Lights são a parte insubstituível. Flats podem ser feitos ao amanhecer, darks com a tampa na lente dentro de casa.

E se você não tem frame de calibração nenhum, processe mesmo assim. Uma pilha de lights sem calibração com o gradiente removido e os pixels quentes limpos é uma fotografia de verdade.