O flat field perfeito

A caminho da astrofotografia irrepreensível

Com imagens de correção ou de flat field, pode acabar com os erros provocados pelo pó ou pela iluminação irregular.

Por várias razões, os dados astrofotográficos em bruto mostram sempre uma imagem distorcida do céu. Assim, a ótica telescópica, os filtros e a câmara provocam uma iluminação desigual pelo campo de imagem.

Se mais tarde pretender aumentar o contraste de uma fotografia durante o processamento da imagem, isto não só melhora a visibilidade do objeto, como também a das imperfeições da imagem. Especialmente ao tirar fotografias de objetos pouco luminosos e difusos, tais como as nebulosas ou as áreas exteriores das galáxias, a correção destes erros decide se o objeto pode ser bem representado em todas as áreas de imagem. Nas fotografias fotométricas, que são utilizadas para medir o brilho dos objetos, a correção da imagem não só é necessária para uma melhor representação, como é mesmo obrigatória.

Uma das tarefas mais importantes na astrofotografia é, portanto, a criação de imagens de correção para compensar tais erros. As imagens de correção que são produzidas corretamente apenas contêm informação sobre a distribuição de brilho no plano da imagem. Isto efetua o nivelamento das fotografias astronómicas, sendo por isso chamadas de “flat fields”. O nivelamento é realizado dividindo cada imagem em bruto pela imagem de flat field — uma função oferecida por qualquer software de processamento de imagem CCD comum.

Qualquer componente da configuração pode ser a causa de uma iluminação desigual. A característica dominante é geralmente a vinhetagem, que é produzida pelo próprio telescópio. Apenas a área na distância focal a partir da qual a abertura completa do telescópio é visível não é afetada pela vinhetagem. Além disso, ao longo do tempo, partículas de pó atingem as superfícies óticas. O pó na lente objetiva dificilmente é percetível, uma vez que está muito desfocado. No entanto, na janela da câmara do chip ou no próprio chip, as partículas de pó aparecem nos filtros como manchas escuras nas imagens.

Por fim, o próprio sensor é também uma causa: a sensibilidade dos píxeis individuais varia ligeiramente e também requer uma correção.

Portanto, a imagem de flat field deve refletir com precisão a situação de iluminação durante a exposição. Assim, as imagens de flat field têm geralmente de ser criadas com a mesma posição de foco, a mesma orientação da câmara e também o mesmo binning de píxeis.

Idealmente, as imagens de flat field são permanentemente utilizáveis para uma combinação específica de câmara, telescópio e filtro. Este apenas é o caso se o centro do chip estiver no eixo ótico do telescópio e a sua vinhetagem for simétrica. Para além da necessidade de corrigir novas manchas de pó, a imagem de flat field pode, assim, ser utilizada em qualquer orientação da câmara. Com este tipo de configuração, vale portanto a pena ser particularmente meticuloso quanto à limpeza. Depois disso, as imagens de flat field podem ser utilizadas durante anos. No entanto, se a iluminação não for simétrica ou se tiver entrado pó nas superfícies óticas, devem ser tiradas novas fotografias de flat field.

Então, qual é o aspeto ideal dos dados de flat field? Basicamente, aplicam-se aqui as condições habituais da fotografia CCD. O objetivo é obter uma imagem que seja tão livre de ruído quanto possível. Com os métodos habituais de fotografia de flat field (ver “Análise detalhada”), os tempos de exposição são relativamente curtos e uma boa relação sinal/ruído é facilmente alcançada. Além disso, várias fotografias podem ser calculadas como média — de preferência várias dezenas, pois a relação sinal/ruído das fotografias astronómicas não deve, em caso algum, ser agravada pela imagem de flat field. É ainda necessário considerar que, tal como na própria astrofotografia, devem ser subtraídas imagens escuras que tenham sido expostas durante o mesmo período de tempo à mesma temperatura.

O tempo de exposição das imagens de flat field deve ser selecionado de maneira que os valores do brilho se encontrem a cerca de metade da gama dinâmica da câmara. Para as câmaras com obturador mecânico, os tempos de exposição muito curtos podem ser problemáticos. À medida que o obturador fecha, o chip é iluminado de forma desigual. O tempo de exposição deve ser escolhido em conformidade, de maneira que a velocidade do obturador se torne negligenciavelmente pequena em relação ao tempo de exposição.

Existem muitos métodos para criar imagens de flat field, todos eles com base na criação e captura de uma área de brilho completamente uniforme. A área não deve, portanto, ter qualquer estrutura. Assim, em qualquer um dos casos, pode ser útil colocar um painel de vidro fosco, papel ou pano branco à frente da abertura do telescópio.

Skyflats

Uma possibilidade é o céu crepuscular antes de as estrelas se tornarem visíveis. Isto implica apontar o telescópio para o zénite após o pôr do sol. Neste caso, recomenda-se algum tipo de difusor à frente da abertura, pois as estrelas brilhantes podem tornar-se visíveis nas imagens CCD. No entanto, o brilho do céu muda continuamente e o tempo de exposição deve ser repetidamente ajustado, razão pela qual os seguintes métodos são mais recomendados.

Parede branca

Uma parede ou mesmo uma tela é uniformemente iluminada, sendo depois fotografada. Contudo, na prática, é difícil criar uma iluminação sem gradientes. Além disso, nem sempre existe uma parede branca por perto.

Películas luminosas

As películas luminosas elétricas estão disponíveis há alguns anos. A película é colocada de forma plana sobre a abertura do telescópio. De seguida, se necessário, reduzir o brilho adicionando algumas camadas de papel. Isto permite captar confortavelmente imagens de correção em qualquer altura, pelo que este método é assim claramente recomendado.

Autor: Mario Weigand / Licença: Oculum-Verlag GmbH