Darks, flats e bias: o que eles realmente corrigem

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. Ambos são erros, e não são igualmente ruins - um dos três importa muito mais que os outros dois, e não é aquele com que os iniciantes normalmente começam.

Aqui está o que cada frame realmente faz.

Seu sensor mente de três jeitos diferentes

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. Pior, a taxa varia de pixel para pixel - alguns 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. É o oposto do que a maioria faz, 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 % nos cantos não só escurece os cantos - ela sobrevive ao esticamento, e o esticamento 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 crítica: 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 - vão carimbar 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 tornam os darks genuinamente valiosos:

• 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. Você não está sendo preguiçoso; está recusando uma correção que 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 - 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.

E os pixels quentes?

É aqui que o conselho padrão falha em silêncio. 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 - exatamente o artefato 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 discriminador 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 isolado.
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. Calibração perfeita de dados que você nunca coletou não é.