056	Light, Darks, Flats y Bias

SI VAMOS A TRABAJAR CON CÁMARAS CCD será necesario que aprendamos a sacarle todo el rendimiento a las imágenes. Por eso, además de los cuidados básicos como: enfoque, limpieza de la óptica, puesta en estación y aclimatado del telescopio, refrigeración de la CCD, centrado y seguimiento del objeto observado … Tenemos que realizar OBLIGATORIAMENTE unas imágenes de calibración. Explicaremos someramente qué son y para qué sirven.

IMPORTANTE

Esta calibración también es compatible con las réflex digitales, cuando están controladas con los programas de gestión de CCD. Y en muchos casos los Darks se pueden hacer de manera automática a través del menú de la cámara.

1. Empezaremos por la imagen pura del objeto que observamos, conocida por su nombre en inglés: Light. Es la imagen en bruto con todos los problemas y defectos. Normalmente es un archivo de extensión FITS. Es la imagen a corregir porque está afectada por tres factores que la enturbian: el ruido electrónico, los defectos ópticos y la señal de lectura del chip.
2. El ruido electrónico es la polución producida por la electrónica de la cámara. Se corrige algo con el enfriamiento del chip, pero siempre queda un residuo que afecta a la imagen. Para corregirlo hay que hacer una toma oscura, Dark, a la temperatura de trabajo de la CCD. Si vamos a trabajar habitualmente a -20°C, eso depende de la época del año y de la calidad de la cámara, realizaremos las tomas a esa temperatura. Algunas cámaras tienen obturador, pero si no es así habrá que tapar la boca del telescopio. Se realizan fotografías Darks del ruido electrónico (es importante que el tiempo de exposición de los Darks sea igual al tiempo de exposición de las tomas Light), y se resta directamente de la imagen. Actualmente los programas de gestión permiten realizar muchos Darks, promediarlos, y después elaborar un Master que sirve para diversas exposiciones diferentes (pero sólo para la temperatura que hemos escogido para trabajar).
   
   

   
3. Los Flats, o tomas planas, son las tomas realizadas a los errores ópticos: viñetaje, gradiente del cielo, suciedad en la óptica … Se realizan diversas tomas cortas al cielo del amanecer o atardecer, con la boca del telescopio cubierta con un difusor, hasta que el fondo del cielo de la imagen esté a medio camino de la saturación del CCD. Normalmente un chip CCD satura a 60.000 cuentas, pero pierde antes la linealidad de la lectura. Esto se puede verificar con el programa de gestión de la CCD. Así pues, con poquísima luz (también puede ser artificial: “caja de flats”) la lectura de la imagen no debe sobrepasar las 28-30.000 cuentas. Se realizan una veintena de flats y se promedian en un Master.
   
   

   

   Las nubes ayudan a conseguir buenos Flats, pues difuminan la luz perfectamente.

4. La Bias es el ruido o señal de lectura del chip. Para eliminarlo se realizan tomas cortísimas con el tubo tapado. Se suele hacer de manera automática con el programa de gestión de la CCD. Se realizarán unas veinte o treinta tomas que se promediarán en un Master.
   
   

   
5. La mayoría de programas de gestión de la cámara, CCDsoft, Astroart, MaximDL … permiten gravar las imágenes de calibración y restarlas automáticamente de la imagen original, por lo que el proceso se automatiza bastante. A pesar de la limpieza de calibración las imágenes pueden ser mejoradas y pulidas con otros programas de tratamiento de imágenes. El programa de gestión nos permite escoger el tipo de imagen que queremos realizar: light, dark, flat, bias.
   
   

   
6. Si tenemos una rueda portafiltros con diversos filtros, debemos realizar un Master Flat diferente para cada filtro. Los Darks y Bias serán los mismos.
7. Cada vez que movamos o giremos la CCD tendremos que repetir los Flats. En cambio los Darks y Bias pueden durar algo más. Es aconsejable renovar todas las imágenes de calibración al menos una vez al mes. El truco está en realizar esta ingrata tarea cuando está nublado (si tenemos un observatorio fijo). Así no perderemos el tiempo las noches oscuras y sin nubes.