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Calibrado de imágenes CCD

Tratamiento de imágenes CCD

    En el mundo profesional, y cada vez más en el de aficionado, se está generalizando el uso de detectores CCD para la captura de imágenes. A pesar de la multitud de ventajas que tienen, presentan algunos inconvenientes. Como siempre, es tarea del astrónomo el minimizar los efectos y defectos indeseados en este tipo de detectores. Intentaremos explicar cómo funciona un CCD, que defectos presentan y como corregirlos.

Funcionamiento de un CCD:

Captura de imagen:

    Un sensor CCD (charged coupled device, dispositivo de carga acoplada) está realizado en una oblea de Silicio. Básicamente consiste en una matriz de filas y columnas que delimitan unas celdillas que llamaremos píxeles.

    En cada uno de estos píxeles se crea un pozo de potencial. Cuando la luz incide sobre el Silicio, este desprende electrones por efecto fotoeléctrico. Estos electrones quedan atrapados por el pozo de potencial que hemos generado en ese mismo píxel. Además, el píxel se somete a un potencial para facilitar la salida de electrones del Silicio.

Para optimizar este proceso, suelen añadirse impurezas al Silicio. Por tanto, cuanto más tiempo pase, mayor luz incidirá en el sensor, y por tanto mayor cantidad de electrones se acumularán en el píxel. Además el efecto fotoeléctrico es lineal, es decir, por cada fotón que incide aparece un electrón. Por tanto, se genera un número de electrones proporcional a la cantidad de luz que llega al sensor, lo cual es una gran ventaja frente a otros detectores.

Transferencia de imagen:

    Cada píxel posee 3 electrodos. El voltaje de estos tres electrodos se puede variar, de tal manera que se puede transferir la carga de un píxel al contiguo. Supongamos que el CCD está dividido en filas y columnas numeradas. Tomamos el píxel (1,1) (Fila 1 y columna 1). Hacemos pasar la carga de ese píxel a través de un amplificador y un coversor analógico digital hasta un registrador. Por tanto, tenemos un valor en cuentas (o ADUs, del inglés Analogic to Digital Units) para el píxel (1,1). Transferimos ahora la carga del píxel (1,2) al (1,1), la del (1,3) al (1,2), etc. Y volvemos a leer el píxel físico (1,1). En este caso el número de cuentas lo almacenaremos en el píxel (1,2) de la imagen, que es donde originariamente recogió la luz el píxel. Se repite el proceso hasta que se haya leído toda la fila.

    Una vez que hemos leído la primera fila, transferimos la fila 2 completa a la fila 1 del chip, la 3 a la 2… Se vuelve a leer la nueva fila 1, colocando los valores de los píxeles en la fila 2 de la imagen. Ambos procesos deben repetirse hasta que se haya leído la imagen completa.

Tomas a color:

    Todo lo dicho hasta ahora es válido para tomas en blanco y negro. Para hacer tomas en color, lo que necesitaremos es utilizar un juego de filtros. Sabemos que todos los colores se pueden combinar a partir de los tres colores primarios (rojo, verde y azul; que denominaremos como R, G y B, de sus iniciales en inglés). Si hacemos varias tomas con un filtro R, con un filtro G y con un filtro B y las combinamos adecuadamente, obtendremos una imagen a color.

Hay cámaras que realizan tomas automáticamente en color. Lo que sucede en estas cámaras es que delante del sensor hay un conjunto de microfiltros R, G o B, sobre cada píxel. La calibración es la misma en el caso de imágenes a color que en el caso de imágenes en blanco y negro

Defectos en la imagen de un CCD:

    Bien, ya tenemos nuestra imagen recogida y podemos visualizarla en nuestro ordenador. Lo que veamos será una imagen como esta:


Imagen RAW obtenida de la cámara

En esta imagen se puede apreciar gran cantidad de ruido, gradientes de iluminación…Vamos a analizar los defectos que encontramos en esta imagen:

Ruido:

    Ruido es toda señal indeseable que puede alterar los resultados. En el caso de la imagen astronómica, se aprecia como píxeles más o menos iluminados con una cierta distribución en la imagen. Este ruido procede de varias fuentes:

    • Corriente oscura: El Silicio no sólo puede emitir electrones por interacción con fotones. También puede hacerlo espontáneamente por emisión térmica (en el fondo el proceso es el mismo. Todo cuerpo con temperaturas por encima de 0K emite infrarrojos. Los fotones infrarrojos colisionan con el Silicio y arrancan electrones. Este ruido también estará influenciado por el ruido introducido por la propia electrónica de la cámara.
       • Ruido de lectura: El proceso de transferencia de fotones no es 100% efectivo, y en ocasiones se pierden (o se añaden) electrones a los emitidos realmente en el píxel.
    • BIAS: El conversor analógico/digital trabaja mal con números pequeños y negativos. Por ello se introduce una señal electrónica para evitar estos problemas. En principio esta señal debería ser constante, pero en la práctica hay unas pequeñas fluctuaciones
      • Ruido fotónico: Debido a que ninguna fuente de luz es uniforme. Es decir, en algunos momentos puede emitir 1 fotón/segundo y en otros 5 ó 6 fotones/segundo. Si queremos obtener información científica, este efecto deberemos corregirlo.
    • Ruido del fondo de cielo: Por muy alejados que estemos de las ciudades, el cielo brilla por sí mismo (por interacciones entre partículas en la alta atmósfera, la luz zodiacal…) Este brillo del cielo, también será captado en nuestro detector, obviamente en toda su extensión. Además, por la distribución de Poisson del ruido fotónico, a distribución del brillo del cielo no será uniforme en el CCD.
    • Rayos cósmicos: Los rayos cósmicos son iones pesados a altas velocidades. Estos iones colisionan con las capas altas de la atmósfera, generando toda una cascada de partículas. En ocasiones estas partículas llegan hasta nuestro CCD, dejando una traza intensa en nuestra imagen.

Gradientes de iluminación:

    Un chip de Silicio, aunque altamente puro, contiene impurezas (en algunas ocasiones añadidas para mejorar su respuesta) Puede suceder que estas impurezas se acumulen en algunos píxeles o zonas del chip, por lo que la respuesta será diferente en unos píxeles que en otros.

    Otro origen de los gradientes de iluminación está en el tren óptico (telescopio, filtros, la ventana del CCD que protege el chip…) empleado. Este tren puede introducir un viñeteo óptico en la imagen, por lo que si iluminamos con una fuente de luz uniforme, unas zonas del chip quedarán más iluminadas que otras. Suele manifestarse como una zona circular iluminada y las esquinas de la imagen oscuras. El tren óptico puede estar algo sucio. Las motas de polvo, dejarán huella en nuestra imagen. En este caso se apreciarán manchas redondeadas oscuras.

    Por último, podemos encontrar defectos cosméticos. Estos defectos cosméticos están ocasionados por defectos en algún píxel. Si un píxel tiene un electrodo defectuoso, puede ocurrir que la transferencia de electrones en el proceso de lectura, se detenga en ese píxel, dando un valor cero para ese píxel y los siguientes. En este caso tendremos una columna oscura. También puede ocurrir que ese píxel introduzca una gran cantidad de electrones, saturando ese píxel y los siguientes; tendremos una columna brillante o un píxel caliente, dependiendo de si esa inyección de fotones afecta al proceso de transferencia o no.

Calibración de imágenes CCD:

    El proceso de calibración de una imagen consiste en eliminar todos esos defectos que acabamos de ver. Veamos como:

Eliminación del ruido:

    El problema principal que tenemos con el ruido es que tiene un comportamiento aleatorio, es decir, los píxeles que aparecen muy luminosos en una imagen, no tienen por qué ser los mismo que en otra. Sin embargo, al seguir una distribución de probabilidad Poissoniana, si realizamos varias tomas del mismo objeto y las promediamos, vamos a obtener una imagen con una distribución de ruido que se va a ajustar muy bien a una curva gaussiana. Si somos capaces de obtener esa gaussiana, podemos restársela a la imagen original y eliminar el ruido prácticamente en su totalidad.

    Para obtener la curva gaussiana del ruido, necesitamos hacer tomas oscuras (DARK) del mismo tiempo de exposición y a la misma temperatura que la imagen. Tendremos que hacer un número de DARKs elevado para poder promediar después y restarlos a la imagen. Los DARK se toman haciendo que no llegue luz al sensor. Al promediarlos obtenemos lo que se llama un MASTER DARK.

    Algunos astrónomos tienen una biblioteca de MASTER DARKs a distintas temperaturas y tiempos de exposición. Dado que el comportamiento del ruido es proporcional a estos dos factores, en principio podemos obtener una imagen MASTER DARK de cualquier tiempo de exposición a cualquier temperatura. Sin embargo, yo no soy muy amigo de este método, porque puede haber cambios en el CCD entre la toma de las imágenes de la librería y el momento de la toma de la imagen. Prefiero recomendar el hacer unas tomas DARK antes y después de la toma de la imagen. Así nos aseguraremos de que las condiciones de las tomas DARk y de la toma del objeto no son muy diferentes. Por el contrario, tendremos que trabajar más.

    Los rayos cósmicos no siguen una distribución gaussiana, por lo que la única manera que tendremos de eliminarlos de la imagen, será promediando distintas imágenes.


Imagen  DARK del mismo tiempo de exposición que la imagen

Eliminación de los gradientes de iluminación:

    Los gradientes de iluminación van a depender del tren óptico y del CCD. Para eliminarlos, iluminaremos el telescopio con una fuente de luz uniforme. En principio, todos los píxeles deberían quedar uniformemente iluminados. En la práctica no va a ser así, pero al iluminarlos todos con la misma intensidad, vamos a poder saber las sensibilidades relativas de todos los píxeles del CCD. Estas imágenes se llaman imágenes FLATFIELD. Para las tomas FLAT, algunas personas tienen almacenadas una biblioteca de imágenes. Sin embargo, en este caso el asunto es más crítico, porque el FLATFIELD depende de la colocación de la cámara en el telescopio. Por tanto, en caso de utilizar unos FLATFIELD almacenados, deberemos tener cuidado de posicionar la cámara de la misma manera. En caso de que vayamos a utilizar filtros, debemos tener en cuenta que las tomas FLAT van a depender del filtro utilizado.

    Las imágenes FLATFIELD debemos normalizarlas, para evitar multiplicar los píxeles de la imagen por un valor. Para normalizarlos, debemos dividir toda la imagen por el valor medio de las cuentas en cada píxel. Además, las imágenes FLATFIELD debemos promediarlas, porque también están afectadas por el ruido que vimos en el apartado anterior; obteniendo un MASTERFLAT. Por tanto, también debemos restar el MASTERDARK al MASTERFLAT.

    Ya tenemos nuestra imagen sin ruido y nuestro MASTERFLAT sin ruido. Para eliminar los gradientes de iluminación, debemos simplemente dividir la imagen sin ruido por el MASTERFLAT sin ruido.


Imagen FLAT normalizada

    Por fin tenemos nuestra imagen corregida y calibrada:


Imagen final corregida



Artículo escrito por: Raúl Cacho Martínez