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O grande inimigo das observações astronómicas é sempre a atmosfera que, caso esteja com muita turbulência, irá invibiabilizar a sessão. Estes movimentos nas camadas de ar mantêm-se quase sempre ao longo da noite. No caso de ser possível observar imagens de qualidade, ainda que por breves instantes, então devemos tentar realizar nessas alturas o maior número possível de "frames" (imagens).
Quantos mais "frames" maior a quantidade de imagens de boa qualidade que vamos captar na sessão.
Tratamento e correcções de imagem
As imagens obtidas possuem um conjunto variado de defeitos que terão de ser corrigidos para que a qualidade da captura seja a pretendida. Primeiro, tens que as analisar eliminando todas as que apresentem má resolução ou distorções. As imagens seleccionadas têm que ser corrigidas de diversos factores:
- subtracção do enviesamento ou Offset, muitas vezes designado por Bias;
- subtracção da corrente escura ou Dark Current, também conhecido por mapa térmico;
- divisão por uma imagem de Flat Field.
Cada uma destas correcções será, de seguida, analisados individualmente.
O processamento de imagens pode demorar bastante mais tempo do que aquele que gastamos na sua captura.
O objectivo é reunir um lote de imagens de boa qualidade obtidas num período de tempo. Como é evidente, a experiência irá fazer com que se tomem as melhores opções em cada caso. Todas as imagens estão condicionadas por um offset ou bias que é independente do tempo de integração e da temperatura a que está sujeito o sensor. Este offset é uma característica do nosso equipamento de captura de imagens, variando desta forma com ele, e que se relaciona com o próprio sensor do equipamento, dos seus circuitos electrónicos e do conversor analógico-digital.
Durante o tempo de integração para obtenção de uma imagem é acumulado, para além dos electrões resultantes da luz que chega ao detector, um conjunto de electrões com origem térmica no próprio detector. Um CCD aumenta a sua sensibilidade com a diminuição da temperatura de operação, até determinados valores.
O gráfico anterior mostra que durante o tempo de integração de um CCD o enviasamento ou Bias se mantem sempre constante (independente do tempo) o mapa de corrente térmica ou Dark Current aumenta enquanto vamos acumulando "Fotoelectrões". No final da exposição só temos acesso aos dados do sinal. Para obtermos a relação corecta de fotões vs Fluxo teremos de subtrair o mapa de Bias e o Dark Current do sinal captado para obtermos uma imagem devidamente calibrada.
A generalidade dos CCDs utilizados em astronomia trabalha a uma temperatura de 30º a 60ºC abaixo da temperatura ambiente. Em alguns equipamentos mais evoluídos, o sensor CCD é refrigerado a uma temperatura muito mais baixa (na ordem dos -173ºC = 100K), reduzindo o sinal com origem térmica a níveis negligenciáveis.
É possível produzir um mapa da corrente negra num ambiente idêntico ao da observação, utilizando uma soma de 5 a 8 imagens em escuro absoluto. O tempo de exposição para se obter uma imagem deste tipo deve ser igual ao utilizado na obtenção da imagem astronómica, mas sem que exista luz a incidir sobre o CCD.
É aconselhável obter uma imagem térmica (dark current) sempre que a temperatura atmosférica variar significativamente (alguns graus). O efeito de dark current é eliminado das imagens astronómicas por subtracção da imagem térmica àquelas. Ao corrigir a dark current corrige-se simultaneamente o bias ou offset referido anteriormente.
Cada pixel do CCD apresenta ligeiras diferenças de sensibilidade à luz. Assim, se fizermos incidir uma fonte de luz espacialmente uniforme num CCD, cada pixel vai apresentar valores de intensidade ligeiramente diferentes. Sendo a fonte de luz uniforme estas diferenças não se deveriam verificar e por isso devem ser corrigidas. A correcção efectua-se dividindo as imagens astronómicas por uma imagem de flat field.
A captura de mapas de flat field pode ser feita no início ou no fim de uma sessão de observação, não existindo devendo existir diferenças substanciais entre umas e outras. É aconselhável captar várias imagens de flat field , que se combinam numa imagem média. Desse modo minimizamos o ruído inerente ao processo de detecção de luz.
Se se usarem filtros, é aconselhável obter uma imagem flat field para cada um.
As imagens de flat field são usadas para remover variações da sensibilidade de pixel para pixel, bem como eliminar, em parte, efeitos de vignetting (menor iluminação dos bordos da imagem) e de sujidades presentes no percurso óptico da luz. A obtenção de uma imagem de flat field pode ser feita de diversos modos. Um deles consiste em apontar o telescópio, com o detector acoplado, para uma tela branca iluminada uniformemente e fazendo uma exposição curta. Um outro método consiste em apontar o telescópio para o céu (usualmente para a região do zénite) durante os períodos crepusculares, e obter imagens do céu sem acompanhamento. É necessário ter o cuidado de verificar que as imagens obtidas não se encontram saturadas.
 1- Bias; 2- Dark Current; 3- Flat Field  Imagem em Bruto  Imagem Calibrada Ruído nas imagens digitais
O ruído existente em imagens digitais não pode ser removido.
A existência de ruído é inerente ao processo de detecção de luz e ao processo de digitalização das imagens. Enquanto que o segundo é uma característica do detector e dos circuitos electrónicos que o constituem, o primeiro pode ser minimizado através da obtenção de imagens com tempos de exposição mais longos, ou através da combinação de muitas imagens com um determinado tempo de exposição numa imagem média. A importância do ruído numa imagem mede-se sempre relativamente à quantidade de sinal (aquilo que resulta do objecto astronómico do qual queremos a imagem) recebido. Assim, a qualidade de uma imagem mede-se através da razão sinal-ruído (SNR ou Sinal Noise Ratio), que não é mais do que a divisão do sinal recebido pelo ruído presente na imagem. O ruído pode aumentar à vontade, desde que a quantidade de sinal aumente mais do que o ruído. Para imagens bem expostas (nas quais o ruído inerente ao processo de detecção de luz é manifestamente superior ao ruído resultante do processo de digitalização da imagem) a razão sinal-ruído aumenta proporcionalmente à raiz quadrada do tempo de integração. Assim, se a razão sinal-ruído for 20 numa imagem obtida com um tempo de integração de 3 minutos, para obter uma imagem com o dobro da qualidade (razão sinal-ruído de 40) é necessário quadriplicar o tempo de exposição, ou seja são precisos 12 minutos. Processamento final de imagens De modo a obter a imagem final, com a maior qualidade possível, as imagens corrigidas do bias, dark current e flat field, deverão ser combinadas após terem sido alinhadas correctamente. Este processo é realizado com software apropriado. |
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Calibração das Imagens |
