Darks, flats och bias: vad de faktiskt rättar till

Varenda guide i astrofotografi säger åt dig att ta darks, flats och bias. Nästan ingen av dem berättar vad var och en tar bort, vilket gör att de flesta antingen tar alla tre av vidskepelse eller hoppar över alla tre av förvirring. Båda är misstag, och de är inte lika illa – en av de tre spelar mycket större roll än de andra två, och det är inte den nybörjare brukar börja med.

Så här ser det ut, bild för bild.

Din sensor ljuger på tre olika sätt

En kamerasensor rapporterar inte det ljus som föll på den. Den rapporterar ljuset som föll på den, plus en uppsättning fel, och varje kalibreringsbild riktar in sig på ett specifikt fel.

Den lägger till värme. Varje pixel samlar på sig laddning från termisk energi även i totalt mörker, och den gör det i en takt som ungefär fördubblas för varje 6–7 °C. Under en exponering på 300 sekunder blir det en verklig signal som inte har med himlen att göra. Värre är att takten varierar från pixel till pixel – vissa pixlar är mycket varmare än sina grannar, och det är därifrån de färgade prickarna kommer.

Den vinjetterar och samlar damm. Din optik levererar mer ljus till bildens mitt än till hörnen, oftast 20–40 % mer. Damm på sensorfönstret eller filtret kastar mjuka grå munkar. Inget av det finns på himlen, men båda finns i varje bildruta.

Den har en offset. Kameran lägger till en fast piedestal till varje avläsning så att bruset aldrig klipps vid noll. Den piedestalen är inte heller helt jämn – den har svaga mönster i sig.

Darks rättar det första. Flats rättar det andra. Bias rättar det tredje.

Det är flats som spelar roll

Om du bara någonsin tar en sorts kalibreringsbild, ta flats. Det är tvärtemot vad de flesta gör, och det är den enskilt största kvalitetsvinst som finns att hämta för en nybörjare.

Skälet är att vinjettering och dammskuggor är multiplikativa och stora. Ett fall på 30 % i hörnen gör inte bara hörnen mörkare – det överlever stretchen, och stretchen förstärker det. När du drar fram svag nebulositet ur bakgrunden drar du också fram vinjetteringen, och du slutar med en ljus klump mitt i bilden som ingen gradientborttagning helt får bort. Dammunkarna gör samma sak: de dyker upp som mjuka mörka ringar precis där du försöker se svag signal.

Darks tar däremot itu med något som stackningen redan delvis hanterar. Ta medelvärdet av tillräckligt många bildrutor så faller slumpmässigt termiskt brus som kvadratroten ur antalet. Heta pixlar medelvärdesbildas inte bort – men de går att hantera statistiskt, vilket jag återkommer till.

Flats är också enklast att ta och kräver minst av din klara himmel. Du behöver inget mörker. Rikta teleskopet mot en jämnt belyst yta – skymningshimlen, en vit t-shirt över öppningen med en lampa bakom, en surfplatta som visar en vit skärm – och exponera så att histogrammet hamnar kring en tredjedel till hälften av full skala. Tjugo till trettio bildrutor räcker gott.

Den avgörande regeln: flats måste tas med samma fokus, samma rotation och samma optiska konfiguration som dina lights. Om du fokuserar om eller vrider kameran flyttar sig dammet i förhållande till bildrutan, och då är dina flats sämre än värdelösa – de stämplar in munkar på fel ställen. Ta dem i slutet av passet, innan du rör någonting.

Darks: användbara, men överskattade vid korta exponeringar

En dark är en exponering med slutaren stängd, med samma längd, temperatur och gain som dina lights. Subtrahera den så tar du bort både den genomsnittliga termiska signalen och det fasta mönstret av vilka pixlar som är varmare än andra.

Två villkor gör darks verkligt värdefulla:

• Långa exponeringar. Vid 300 sekunder är det termiska bidraget betydande. Vid 10 sekunder – vilket är vad en Seestar eller en Dwarf tar – ligger det ofta under läsbruset, och att subtrahera det ger dig väldigt lite.
• En kyld kamera. Darks fungerar bara om temperaturen stämmer. En dedikerad astrokamera vid −10 °C ger repeterbara darks som du kan återanvända i månader. En systemkamera som började natten på 18 °C och slutade på 4 °C gör det inte – den dark du tog i slutet beskriver inte den bildruta du tog i början.

Den sista punkten är den som fäller folk. En okyld systemkameras mörkerström ändras under natten allteftersom kameran svalnar. Att subtrahera en dark som inte matchar kan lägga till brus i stället för att ta bort det, för du subtraherar en brusig bildruta från en annan och den termiska signalen tar inte ens ut sig ordentligt.

Fotar du med en okyld kamera i korta subs är det fullt rimligt att strunta i darks. Du är inte lat; du tackar nej till en korrigering som inte gäller rent för dina data.

Bias: den du oftast kan strunta i

En bias är den kortaste exponering din kamera klarar, med slutaren stängd. Den fångar den elektroniska offseten och ingenting annat.

Bias spelar roll när du skalar darks – när du använder en biblioteks-dark tagen med annan exponeringslängd och justerar den matematiskt. Det kräver att du separerar den fasta offseten från den tidsberoende termiska signalen, och det är precis vad bias ger dig.

Tar du matchade darks med samma längd som dina lights ligger biasen redan inne i darken, och att subtrahera darken subtraherar biasen på köpet. Att ta bias separat tillför då ingenting.

Bias är billiga – hundra stycken tar under en minut – så det finns inget starkt argument mot att ha dem. Men om du står ute i kylan och undrar om det är värt besväret är det den här du ska hoppa över.

Och de heta pixlarna då?

Här är det standardrådet tyst går bet. Darks tar bort de heta pixlar din sensor producerar förutsägbart. De tar inte bort träffar från kosmisk strålning, som landar slumpmässigt i en enda bildruta, och de gör ingenting alls för det mycket stora antal människor som aldrig tar darks.

Heta pixlar är värda att ta på allvar eftersom stackning inte tar bort dem. Ta medelvärdet av nittio bildrutor som alla har en het pixel på (1204, 883) så får du en stack med en het pixel på (1204, 883). Sedan roterar registreringen fältet mellan bildrutorna och smetar ut den stillastående defekten till ett kort färgat streck – vilket är precis den artefakt som får en i övrigt bra bild att se amatörmässig ut.

De går att hitta statistiskt i stället. Konststycket är att skilja en defekt från en stjärna, eftersom båda är små och ljusa. Det som skiljer dem åt är att en stjärna inte är en enda pixel: optiken sprider en punktkälla över flera, så en riktig stjärna har ljusa grannar. En het pixel står ensam. Jämför varje pixel med medianen av sina åtta grannar, och skala tröskeln efter hur mycket de grannarna skiljer sig från varandra – runt en het pixel på jämn himmel är de mycket samstämmiga, runt en stjärnas kärna är de stjärnans egna axlar och varierar en hel del. Just den skillnaden är vad som låter dig ta bort det ena och behålla det andra.

Akastroid gör det här automatiskt på varje bildruta, före registreringen, oavsett om du tagit darks eller inte. Det är medvetet försiktigt – åtta sigma ut – eftersom kostnaderna är asymmetriska. En missad het pixel är en prick. En borttagen stjärnkärna är data som ingenting kan återskapa.

Ett praktiskt svar

Om du har ont om tid och kalla händer:

1. Ta alltid flats. Tjugo till trettio, i slutet av passet, innan du rör fokus. Det här är den största enskilda vinsten.
2. Ta darks om din kamera är kyld eller dina subs är långa. Matcha temperatur, gain och längd. Tjugo är ett rimligt antal.
3. Ta bias om du bygger ett dark-bibliotek. Annars är de valfria.
4. Förlora inte en klar natt på kalibrering. Dina lights är den oersättliga delen. Flats kan tas i gryningen, darks med linsskyddet på inomhus.

Och om du inte har några kalibreringsbilder alls – bearbeta ändå. En stack av okalibrerade lights med gradienten borttagen och de heta pixlarna städade är ett riktigt fotografi. Perfekt kalibrering av data du aldrig samlade in är det inte.