Klatki kalibracyjne w praktyce: prawidłowe użycie klatek light, dark, flat i bias

Obróbka wstępna to niezwykle ważny etap i zwykle spędzam nad nią bardzo dużo czasu. Poza samą procedurą kalibracji większość kroków wykonuję ręcznie, żeby mieć pewność, że każde ogniwo jest poprawne — dzięki temu, gdy coś pójdzie nie tak, potrafię szybko znaleźć przyczynę. A klatki kalibracyjne (calibration frames) są właśnie fundamentem obróbki wstępnej. W tym artykule zbieram pułapki, w które przez ostatnie lata wdepnąłem, oraz praktyczne zrozumienie klatek kalibracyjnych, jakie przez ten czas sobie zbudowałem.

Light, dark, flat, bias, flat dark: najpierw je rozróżnij

Cztery podstawowe klatki kalibracyjne w astrofotografii to klatki light, dark, flat i bias, a do tego dochodzi jeszcze klatka flat dark (czyli klatka dark dla klatek flat). To najbardziej podstawowe pojęcia, a mimo to osób, które naprawdę potrafią jasno odpowiedzieć na pytanie „opisz krótko różnicę między klatkami light, dark, flat, bias i flat dark”, jest mniej, niż mogłoby się wydawać — wiele osób po prostu zapamiętuje nazwy, a to nie to samo co rozumienie, czym każda z nich się zajmuje.

Powyższy obrazek to objaśnienie, które cytuję za RBA; obejmuje ono klatki light, dark, bias i flat oraz to, jak te klatki kalibracyjne wyglądają w typowych warunkach. Klatka flat dark jest, jak wspomniałem, po prostu klatką dark dla klatek flat — wystarczy zastosować to samo rozumowanie co przy klatkach dark. Naprawdę zapamiętać trzeba to, za usunięcie jakiego rodzaju wady odpowiada każda z nich: klatki dark biorą na siebie szum termiczny i prąd ciemny, klatki flat — winietowanie i cienie kurzu, a klatki bias — offset odczytu.

Klatka flat: ta, przy której jest najwięcej do nauczenia się

Spośród czterech rodzajów klatek kalibracyjnych klatka flat jest chyba tą, przy której najłatwiej o kłopoty — i tą, przy której jest najwięcej do nauczenia się.

„Donuty” i przesłonięcia w klatce flat

Kiedy w programie PixInsight użyjesz ScreenTransferFunction (STF), żeby zrobić screen stretch i obejrzeć klatkę flat, zauważysz, że jest ona zawsze pełna pierścieniowatych „donutów” — to w zasadzie kurz w torze optycznym; jednocześnie zobaczysz też winietowanie, a jeśli używasz OAG, dostrzeżesz również cień przesłonięcia przez OAG.

Właśnie dlatego każda zmiana w układzie optycznym — rozkręcanie i składanie, zmiana kadrowania, a nawet regulacja maski obiektywu — oznacza, że musisz zrobić klatki flat od nowa. W przeciwnym razie położenie donutów albo cieni przesłonięć nie pokryje się z tym, co jest przesłonięte na klatkach light, kalibracja rzecz jasna się nie uda, a w zamian powstaną najróżniejsze dziwne artefakty po kalibracji.

Jak dobrać czas ekspozycji: test w praktyce

Jak długo naświetlać klatkę flat? Zrobiłem taki test. Sprzęt to 8-calowy newton (modyfikowany) z kamerą ASI 2600MC; w tej samej temperaturze zarejestrowałem klatki flat oraz odpowiadające im klatki flat dark o czasach 10ms, 1s, 5s i 10s, a po kalibracji obejrzałem wyniki gołym okiem. Okazało się, że najlepiej wypadł zestaw 5s — przy 10ms i 10s brzegi kadru się rozjaśniały. Następnie podzieliłem klatkę flat 5s przez klatki flat o pozostałych czasach, żeby je porównać: zestaw 1s najwyraźniej się nie udał, bo po podzieleniu wszystko wyszło zbyt ciemne; przy 10ms widać było różnicę biegnącą z lewego górnego rogu do prawego dolnego; przy 10s różnica była bardzo mała. Skalibrowane klatki flat ze wszystkich czasów miały histogram mniej więcej w tym samym miejscu, lekko na lewo od środka, i nic nie zostało obcięte, co pokazuje, że ustawienia przy fotografowaniu były prawidłowe.

Wniosek: pomijając inne zmienne, w tym systemie najlepiej sprawdzają się klatki flat 5s, 10s też jest dobre, tylko zabiera więcej czasu. Warto przypomnieć, że ten „optymalny czas” to wynik dla jednego konkretnego systemu — po zmianie sprzętu musisz przetestować wszystko od nowa.

Panel świetlny czy niebo?

Klatki flat z nieba biorę pod uwagę tylko wtedy, gdy średnica teleskopu jest zbyt duża. Z takimi klatkami wiąże się sporo problemów: gorzej panuje się i nad gwiazdami (na klatkach flat z nieba często pojawiają się jasne gwiazdy), i nad jasnością (każda klatka wychodzi inaczej naświetlona). Dziś, gdy diody LED z regulacją jasności są tak powszechne, dla teleskopów poniżej 25 cm najprościej robić klatki flat panelem świetlnym — możesz je zrobić wszędzie, a jeśli któraś wyjdzie źle, od razu ją powtarzasz, więc naprawdę nie ma wymówki, żeby nie robić klatek flat. Jeśli naprawdę musisz skorzystać z nieba, sam użyłbym mlecznobiałej płyty z tworzywa sztucznego, a nie białej koszulki. Co do liczby klatek flat, od 5 do 10 zwykle wystarcza; nie chodzi o liczbę, tylko o to, żeby zrobić je poprawnie.

Sprawdziłem też sposób ściemniania panelu: porównałem klatki flat 1s zrobione przy ściemnianiu PWM (które migocze) z klatkami flat 4s zrobionymi z dołożoną płytką neutralnie szarą. Choć na klatce 1s prążki PWM były wyraźnie widoczne, po integracji zniknęły, a po podzieleniu przez master flat 4s obraz wyszedł biały, co oznacza, że różnicy praktycznie nie było. Ściemnianie PWM nadaje się więc do użycia (oczywiście najlepsze jest ściemnianie napięciem, które nie migocze); a jeśli chcesz oszczędzić czas, wygląda na to, że wystarczy zrobić same klatki flat 1s — i klatki flat dark też tylko 1s.

Chłodzony CMOS: klatki flat kalibruj prądem ciemnym klatek flat

Ten punkt chcę szczególnie podkreślić: jeśli używasz chłodzonej kamery CMOS, kalibruj klatki flat prądem ciemnym klatek flat (czyli klatkami flat dark), a nie klatkami bias. Klatkami bias zwykle nie da się poprawnie skalibrować klatek flat, a jeśli klatki flat nie zostaną poprawnie skalibrowane, kalibracja klatek light na końcu się nie powiedzie. Najczęstszym skutkiem źle skalibrowanych klatek flat jest nadmierna korekcja przy kalibracji klatek light — cztery rogi kadru robią się jasne.

Pułapka wyświetlania klatek flat z lustrzanki

Jeśli robisz klatki flat lustrzanką (zwłaszcza marki Nikon), możesz się przestraszyć: na aparacie albo w programie Photoshop wyglądają jasno, a w programie PixInsight są zupełnie czarne.

Powód jest taki, że 14-bitowe dane są zapisane w 16-bitowym kontenerze pliku, więc żeby wyświetliły się poprawnie, pierwszym krokiem musi być ustawienie punktu bieli na 0.25 narzędziem Histogram. To wyłącznie kwestia wyświetlania i nie wpływa na same dane. (Nagrałem film instruktażowy na przykładzie aparatu Nikon D810 Astro mod, w którym pokazuję całą procedurę.)

Klatki dark: tracą ważność, pamiętaj o odświeżaniu

Klatek dark nie robi się raz na zawsze. Pewien kolega astrofotograf kalibrował wciąż tymi samymi klatkami dark i wyniki wychodziły kiepsko; kiedy zapytałem, okazało się, że te klatki dark powstały na początku roku — co po raz kolejny potwierdza, że klatki dark trzeba regularnie odświeżać, a tę samą partię powinieneś zrobić od nowa po mniej więcej trzech miesiącach. Jeśli po każdej kalibracji pojawiają się drobne problemy, możesz sprawdzić, czy wartości jasności pikseli starych i nowych klatek dark są zbliżone, i na tej podstawie ocenić, czy klatki dark się zestarzały.

Warto też poznać klatki dark o różnych czasach ekspozycji. Widziałem zestaw klatek master dark z kamery QHY 268C (Sony IMX 571) o czasach od 0 do 600 sekund i wartość tła praktycznie się nie zmieniała bez względu na czas (wszędzie około 0.0075); widoczna różnica polegała na tym, że jasność gorących pikseli rosła wraz z czasem. Płynie z tego praktyczny wniosek: jeśli gorące piksele (hot pixels) obsługujesz osobno (na przykład procesem Cosmetic Correction), to nawet gdy czas klatek dark nagle nie zgadza się z klatkami light, wciąż możesz ich użyć do kalibracji klatek light.

Przy okazji: w pierwszych latach, kiedy zgłębiałem temat klatek kalibracyjnych, sam przejechałem się na problemie z klatkami dark — po kalibracji, rejestracji gwiazd i integracji zauważyłem oznaki nadmiernej albo niedostatecznej korekcji klatką flat, przerobiłem cały master flat od zera, a dopiero na samym końcu odkryłem, że problem tkwił w klatkach dark.

Klasyczna lekcja: zepsuta klatka bias psuje całą integrację

Na koniec przypadek, który mocno zapadł mi w pamięć. Integracja pewnego zestawu danych po prostu się nie udawała (w programie PixInsight) albo dawała nieprawidłowy wynik (w programie Astro Pixel Processor), a gdy prześledziłem sprawę, winowajcą okazała się zepsuta klatka bias (Bias).

Był to również pierwszy raz, gdy spotkałem się z sytuacją, w której źle zrobiona klatka bias kładzie całą integrację. Powiem to więc jeszcze raz: przy chłodzonym CMOS kalibruj klatki flat prądem ciemnym klatek flat, a nie klatkami bias. A nieskalibrowana klatka flat to w zasadzie zmarnowany strzał — tylko mnoży problemy w skalibrowanym obrazie. Najpierw zrób poprawnie klatki kalibracyjne; dopiero wtedy jest o czym rozmawiać dalej.