Idealny flat

W drodze ku astrofotografii pozbawionej błędów 

Dzięki klatkom korekcyjnym lub flatom możemy położyć kres artefaktom spowodowanym pyłkami czy nierównomiernej iluminacji kadru.

Surowe dane astrofotograficzne z różnych powodów pokazują zwykle przekłamany obraz nieba. Optyka teleskopu, filtry i kamera prowadzą do nierównomiernej iluminacji pola obrazu.

Jeśli podczas późniejszej obróbki chcemy podbić kontrast obrazu, poprawia to nie tylko widoczność obiektu, ale również błędów obrazowania i artefaktów. Szczególnie w przypadku zdjęć słabych i rozmytych obiektów, takich jak mgławice czy zewnętrzne regiony galaktyk, korekcja tych błędów decyduje o dobrym przedstawieniu obiektu w całym kadrze. W przypadku zdjęć fotometrycznych służących do pomiaru jasności obiektów, korekcja obrazu jest dla lepszej wizualizacji nie tylko konieczna, ale wręcz obowiązkowa.

Do najważniejszych zadań w przypadku astrofotografii należy więc tworzenie obrazów korekcyjnych, które mają za zadanie kompensację takich błędów. Prawidłowo wykonane obrazy korekcyjne zawierają jedynie informacje o rozkładzie jasności w płaszczyźnie obrazu. Dzięki temu zdjęcia astronomiczne są wyrównywane, dlatego klatki te zwane są flatami. Wyrównanie odbywa się poprzez podzielenie każdej surowej klatki przez flat – taką funkcję oferuje każde popularne oprogramowanie do obróbki obrazów CCD.

Każdy element zestawu może być przyczyną nierównomiernej iluminacji. Dominujące jest tu zwykle winietowanie, którego przyczyną jest sam teleskop. Tylko obszar w płaszczyźnie ogniska, z którego widoczna jest cała apertura teleskopu, nie jest narażony na winietowanie. Ponadto, z czasem na powierzchniach optycznych osiadają cząsteczki kurzu. Kurz na soczewce obiektywu jest praktycznie niezauważalny, ponieważ leży daleko poza obszarem ostrości. Jednak pyłki osadzone na filtrach, na szybce komory chipa, czy na samym chipie widoczne są na zdjęciach jako ciemne plamki.

Wreszcie, przyczyną może być sama matryca: czułość poszczególnych pikseli różni się nieznacznie i również wymaga korekcji.

Flat powinien zatem odzwierciedlać iluminację podczas naświetlania. Dlatego flaty muszą być tworzone przy takiej samej pozycji ostrości, takiej samej orientacji kamery i przy takich samych ustawieniach pixel-binningu.

W idealnej sytuacji flaty mogą być trwale używane dla danej kombinacji kamera-teleskop-filtr. Jednak tylko wtedy, gdy środek chipa leży na osi optycznej teleskopu, a winietowanie jest symetryczne. Flat może być wtedy – nie licząc konieczności korekcji nowych plamek pyłków – wykorzystywany dla każdej orientacji kamery. Dlatego warto szczególnie skrupulatnie dbać o czystość układu i wtedy takie flaty mogą być używane wiele lat. Jeśli jednak iluminacja nie jest symetryczna lub pyłki osiadły na powierzchniach optycznych, trzeba wykonać nowe flaty.

jak więc wygląda optymalny flat? W zasadzie obowiązują tu typowe zasady fotografii CCD. Celem jest uzyskanie obrazu, który jest w jak największym stopniu pozbawiony szumów. Przy zastosowaniu zwykłych metod rejestracji flata (patrz "W szczegółach") czasy naświetlania są relatywnie krótkie i łatwo jest osiągnąć dobry stosunek sygnału do szumu. Ponadto można uśrednić wiele ekspozycji – najlepiej kilkadziesiąt, ponieważ stosunek sygnału do szumu na astrofotografiach w żadnym wypadku nie powinien być pogorszony przez klatkę flat. Należy jeszcze zauważyć, że podobnie jak w przypadku właściwej astrofotografii, należy odjąć darki (ciemne klatki), które były rejestrowane z tym samym czasem naświetlania i przy takiej samej temperaturze.

Czas naświetlania flatów należy dobrać tak, aby wartości jasności leżały w około połowie zakresu dynamicznego kamery. W przypadku kamer z migawką mechaniczną bardzo krótkie czasy ekspozycji mogą być problematyczne. Podczas zamykania migawki, chip jest nierównomiernie oświetlony. Czas ekspozycji musi być na tyle długi, by czas otwarcia migawki stał się w stosunku do niego pomijalny.

Istnieje wiele metod tworzenia flatów, ale wszystkie polegają na rejestracji powierzchni o całkowicie jednolitej jasności. Powierzchnia ta nie powinna mieć jakichkolwiek struktur. Dlatego w każdym przypadku może pomóc szyba z matowego szkła, biała tkanina lub papier umieszczone przed obiektywem teleskopu.

Flaty z nieba

Jedną z możliwości jest wykorzystanie nieba o zmierzchu, przed pojawieniem się gwiazd. Kierujemy teleskop w stronę zenitu. Tu zalecany jest dyfuzor umieszczony przed obiektywem, ponieważ jasne gwiazdy mogą zarejestrować się na klatkach CCD. Jasność nieba zmienia się jednak w sposób ciągły, więc czas naświetlania musi być wielokrotnie korygowany, dlatego polecamy raczej stosowanie poniższych metod.

Biała ściana

W tej metodzie ściana lub ekran muszą być równomiernie oświetlone i wtedy sfotografowane. W praktyce jednak trudno jest uzyskać oświetlenie bez gradientów. Ponadto, nie zawsze mamy dostęp do białej ściany.

Folie świetlne

Od kilku lat dostępne są elektryczne folie świetlne. Folię umieszczamy płasko na wlocie tuby optycznej. Następnie, w razie potrzeby, redukujemy jasność kilkoma warstwami papieru. Dzięki temu można bardzo wygodnie, w dowolnym momencie, wykonywać klatki korekcyjne, i tę metodę polecamy szczególnie.

Autor: Mario Weigand / Licencja: Oculum-Verlag GmbH