Astrofotografia con CCD

ASTROFOTOGRAFIA CON IL CCD
principi teorici

Inventati nel 1970 nei Bell Laboratories, negli Stati Uniti, i sensori CCD (Charge Coupled Device, dispositivo ad accoppiamento di carica) hanno sempre più preso il posto delle lastre e pellicole ad emulsione chimica nella fotografia astronomica, sia per scopi di ricerca che divulgativi. Si tratta in sintesi di rivelatori elettronici sensibili alle onde elettromagnetiche che vanno dalla lunghezza d'onda dell'infrarosso fino a quella dei raggi X a bassa energia. Un tipico sensore CCD è composto da una matrice di pixel (da una contrazione dei termini inglesi Picture Elements, ossia elementi d'immagine), ossia di celle disposte affiancate in righe e colonne a coprire un'area sulla quale viene proiettata l'immagine da registrare. I fotoni che colpiscono il CCD vengono convertiti in elettroni che si accumulano all'interno di ogni pixel finché non ne verranno estratti, al termine della posa. Nelle moderne camere CCD gli elettroni raccolti da ogni cella del sensore vengono conteggiati digitalmente in modo da generare una matrice numerica in cui, ordinati per righe e colonne, siano contenuti i valori rilevati in ciascun pixel.

Tipicamente i sensori CCD utilizzati nelle camere per riprese astronomiche hanno una sensibilità elevata ed un buon rapporto tra il segnale ed il rumore, dove per rumore si intende una certa quantità di elettroni che si accumulano all'interno delle celle per cause diverse dalla conversione dei fotoni. Una delle principali cause di generazione del rumore è il calore, per questo motivo i CCD delle camere per astronomia vengono molto spesso raffreddati da dei dispositivi termoelettrici (celle di Peltier). Malgrado il raffreddamento del sensore una certa quantità di elettroni spuri continuano ad accumularsi nelle celle del CCD peggiorandone la precisione come strumento di misura della luce. A questo si unisca il fatto che nella matrice di pixel che costituisce il CCD non tutte le celle sono identiche tra loro ne per sensibilità ne per rumore generato.

Il numero di elettroni conteggiati in ogni pixel è quindi costituito dalla somma di quelli generati dai fotoni (il segnale che ci interessa misurare), dalla corrente di buio (elettroni che si generano spontaneamente nelle celle a causa del calore), dal rumore di lettura (elettroni che si generano in fase di svuotamento delle celle) e da una certa quantità di elettroni generata casualmente e che costituiscono il rumore casuale.

Una buona immagine astronomica ottenuta con un CCD è solitamente il risultato di una serie di operazioni aritmetiche effettuate su svariate riprese. Queste operazioni vengono compiute sulle matrici di dati che costituiscono le immagini digitali e hanno come unici scopi la riduzione del rumore, l'aumento del segnale utile e la normalizzazione della risposta delle varie celle del CCD. Per ottenere questi scopi sarà necessario riprendere diversi tipi di immagini:

Come detto ciascuna di queste riprese deve essere ripetuta più volte e poi mediata, ma quante di queste immagini vanno registrate? Per i Raw Frame vale la regola del "più che si può", tanto maggiori saranno tanto migliore sarà il rapporto segnale rumore. I Dark Frame sarebbe bene fossero una quindicina, mentre i Bias Frame almeno il doppio. Anche i Flat Field dovrebbero essere una quindicina. Una volta registrate tutte le immagini che ci servono si potranno iniziare le operazioni di calibrazione. Anzitutto si dovranno mediare i vari gruppi di immagini di calibrazione (Dark, Bias, Flat, F. Dark e F. Bias). Prendiamo ad esempio i Dark Frame, ma lo stesso discorso può valere per ogni gruppo:

Ecco come si potrebbe presentare un singolo Dark Frame. Si notano pixel che hanno registrato valori ADU diversi dipendenti dalle caratteristiche di ogni singola cella oltre che da una certa dose di casualità. Inoltre alcuni raggi cosmici hanno colpito il sensore lasciando delle tracce chiare piuttosto evidenti. Chi non è abituato a visualizzare le immagini CCD con software per l'elaborazione delle immagini astronomiche potrebbe pensare che questo sensore sia rumorosissimo, in realtà il livellamento automatico della visualizzazione stà mostrando solo una gamma che va da 100 a 150 ADU mentre un'immagine a 16 bit come questa ha una dinamica che va da 0 a 65535 ADU.

Effettuando una media di 15 Dark Frame come si vede il rumore casuale diminuisce drasticamente, ma i segni dei raggi cosmici non spariscono, anzi si moltiplicano visto che in ognuna delle 15 immagini si trovano in punti diversi.

Se anziché effettuare una media si effettua una mediana i segni dei raggi cosmici spariscono totalmente poiché la mediana riduce il rumore casuale (anche se in modo meno efficiente della media), ma scarta quei valori che si discostano troppo dalla media come sono appunto i pixel che hanno registrato dei raggi cosmici.

Il metodo denominato Sigma Combine unisce l'efficacia della riduzione del rumore casuale della media alla soppressione dei valori che si discostano da questa tipici della mediana. Il risultato è un'immagine con ridotto rumore casuale e priva di segni lasciati dai raggi cosmici.

In sintesi se il vostro software lo permette utilizzate sempre il metodo Sigma Combine, in caso contrario preferite la mediana se avete i frame di calibrazione segnati dai raggi cosmici, altrimenti la media. Queste operazioni vanno ripetute sui vari gruppi di immagini di calibrazione per ottenere un Master dark Frame, un Master Bias Frame, Un Master Flat Field e così via. Ad ogni Raw Frame andrà poi sottratto il Master Dark Frame (eventualmente riscalato grazie al Master Bias Frame), ed il risultato andrà diviso per il Flat Field (che sarà già stato calibrato grazie ai suoi Dark ed eventuali Bias).

Un altro tipico difetto che affligge le riprese CCD è indotto non dall'elettronica della camera, ma dalla parte ottica del sistema di ripresa: il telescopio, eventuali moltiplicatori o riduttori di focale, filtri, etc. Osserviamo ad esempio questa ripresa:

Si può notare come l'immagine diventi più scuro allontanandosi dal centro: questo difetto si chiama vignettatura ed è indotto dal telescopio. Si vedono anche dei cerchiolini più scuri che altro non sono che le ombre proiettate sul CCD da minuscoli granelli di polvere che si trovano sui filtri, sulla finestra ottica della camera o direttamente sul sensore. Ovviamente sarebbe meglio che tutto fosse perfettamente pulito, ma è davvero difficile rimuovere tutti questi segni. La soluzione per rendere omogenea l'immagine eliminando questi difetti è il Flat Field.

Il Flat Field è un'immagine ottenuta riprendendo una fonte luminosa uniforme per un tempo sufficiente ad ottenere un valore massimo in ADU compreso tra il 50% ed il 75% del valore di saturazione della vostra camera CCD. Vi sono molti metodi per ottenere un buon Flat Field, l'importante è che il Flat Field venga ripreso senza cambiare nulla nella configurazione ottica (non bisogna spostare la camera, non bisogna cambiare i filtri, non bisogna cambiare la messa a fuoco e, specialmente con i telescopi dotati di grandi e pesanti specchi, non bisognerebbe neppure spostare il tubo ottico per evitare modifiche nelle flessioni.

Personalmente utilizzo una T-Shirt bianca che metto davanti all'obiettivo del telescopio quando il cielo si schiarisce all'alba.

Anche i Flat Field devono essere più d'uno e mediati (l'ideale è farne non meno di nove). Inoltre anche dai Flat Field deve essere sottratta una media di Dark Frame, eventualmente calibrati con dei Bias Frame.

Una volta ottenuto un buon Master Flat Field i valori in ADU di ciascun pixel del Raw Frame vengono divisi per il valore corrispondente sul Flat Field facendo si che si ottenga un'immagine con il campo uniformemente illuminato:

Una volta calibrati i Raw Frame assumono il nome di Light Frame in quanto sono stati privati della maggior parte del rumore termico e la sensibilità dei vari pixel è stata normalizzata. A questo punto i Light Frame possono essere allineati per correggere eventuali spostamenti dovuti ad errori di guida e quindi si può effettuare lo stacking (in italiano suonerebbe come "impilamento") sommando, o mediando i vari Light Frame.

Singolo Raw Frame
 

Singolo Light Frame

Sigma Combine di 20 Light Frame

Si noti che la stragrande maggioranza dei software per l'elaborazione delle immagini astronomiche consente di effettuare tutte le operazioni di allineamento e stacking in modo parzialmente o totalmente automatico partendo dagli elenchi dei vari gruppi di immagini.