Todo el mundo que ha tomado imágenes digitales, con CCD o con webcam, sabe de la importancia de la calibración de estas, bien porque las medidas fotométricas que se van a realizar sobre ellas requieren de gran calidad, como es el caso de los trabajos en fotometría o astrometría, o bien por la necesidad de quitar las manchas desagradables que aparecen en nuestras imágenes como consecuencia de los defectos del equipo o de motas de suciedad.
La calibración de las imágenes digitales resulta un trabajo bastante tedioso que va dejando de serlo poco a poco conforme la experiencia nos lleva a realizarlo de forma automática. Este artículo no pretende ser un manual de calibración, ya que esto es un tema del que hay que hablar muy detenidamente, podéis encontrar más información sobre esto en el apartado de bibliografía. Nuestro objetivo fundamental es mostrar un método de calibración rápido y flexible. Sin embargo nos parece imprescindible hacer una pequeña introducción a conceptos básicos de la calibración ya que esto ayudará a entender, o quizás simplemente a repasar, el porqué es tan necesaria.

Algunos conceptos importantes en la calibración de imágenes digitales

La figura 1 nos recuerda a grandes rasgos cómo funciona una CCD. Básicamente la CCD consiste en una matriz de píxeles que recogen los fotones transformando la cantidad de luz en una corriente proporcional de electrones la cual es analizada y transformada en imagen para verla por la pantalla del ordenador. Todas las cámaras con chip CCD son ante todo un instrumento electrónico y como tal están sujetas al ruido electrónico, pequeñas diferencias entre píxeles, etc. Y a todos estos posibles errores hay que añadir también los defectos ópticos de nuestro instrumento, manchas (ver figura 2 ), viñeteado, etc. La calibración de las imágenes digitales trata de corregir estos errores que se acumulan en nuestras tomas y que están formando parte de nuestra imagen.

A esta corriente de electrones se le denomina corriente de oscuridad, ya que está ahí aunque al equipo no le llegue nada de luz, y depende de la temperatura a la que esté el equipo electrónico. Para medir esta corriente debemos hacer varias tomas tapando el objetivo del telescopio de manera que no llegue ninguna luz exterior al chip de la CCD. Luego las distintas tomas se promedian y a la imagen que resulta después de este proceso se le denomina dark. Como la corriente de oscuridad depende de la temperatura del equipo será muy importante que el tiempo de exposición de los darks sea el mismo que el de nuestra imagen además de tomarlos a la vez para asegurarnos que la temperatura no cambia.

La Caja de los flats

Una manera de tomar flats fácilmente es crear un caja ligera con una iluminación uniforme. Esta caja se ajusta sobre el objetivo del telescopio, luego se enciende la luz y la CCD toma una serie de flats para procesarlos más tarde.

En primer lugar trabajaremos con una de las láminas cuadradas a la que le dibujaremos un círculo de 23 cm de lado y luego recortaremos con un cuter. Igualmente espaciados en cada rincón se taladraran 4 pequeños agujeros de 23 mm de diámetro que es el tamaño de cada portabombillas. Estos portalámparas es aconsejable que vayan en serie y las bombillas han de ser de 5 a 10 W y escarchadas (ver foto 2).

Es importante impedir que la luz de las bombillas alcance directamente el objetivo del telescopio, para ello se colocan 4 bafles de cartón pluma delante de las bombillas (ver foto 3). La luz de las bombillas brilla dentro de una gran caja blanca. Esta luz se difunde alrededor y hacia abajo hasta llegar al objetivo. Para hacer más difusa la luz que llega al telescopio se coloca una lamina de plástico traslúcido blanco como tapa del agujero de salida (ver foto 1).
Es importante usar el cartón pluma o un material similar, ya que esto reduce el peso y asegura un blanco brillante en el interior. Las paredes y los bafles se pegan con pegamento.

Nuestros resultados

Una manera de visualizar las imágenes digitales es mediante su histograma. Este no es más que una representación de la cantidad de píxeles que presentan cada valor determinado de la intensidad. En el eje horizontal se representa el valor de intensidad de los píxeles desde 0 hasta el rango máximo de la cámara. Y en el eje vertical se representa el número de píxeles de la imagen que hay con cada intensidad en escala logarítmica. El histograma de un flat tiene la forma de un pico centrado en una determinado valor de la intensidad. Las tomas planas deben de tener un tiempo de integración adecuado de manera que el histograma del flat caiga entre la mitad y los ¾ del rango total de la CCD.

Inicialmente la potencia de las bombillas y la forma de conectarlas nos proporcionaba una iluminación un poco fuerte que nos obligaba a poner un tiempo de integración muy bajo de 0.03 s. En las figuras 4 y 5 puedes ver el resultado del flat master tomado con nuestra caja tal y como la construimos al principio y también el que se obtiene cuando se realiza la toma de flats al crepúsculo. Al comparar los histogramas de estas dos imágenes se aprecia una pequeña diferencia que intentamos corregir bajando la luminosidad de la caja colocando el circuito de las bombillas en serie, ya que al principio habíamos puesto el circuito en paralelo. Con este nuevo circuito el tiempo de integración aumentó a 5 s. Esto ya estaba más de acuerdo con textos que habíamos leído (ver bibliografía). El flat master que obtuvimos después de esta modificación lo puedes ver en la figura 6. Como se puede apreciar este nuevo histograma es ya similar al obtenido en el crepúsculo.

Calidad de los flats master

Para comprobar la calidad de nuestros flats master podemos llevar a cabo la siguiente operación. Para obtener el flat master primero habremos tomado unas cuantas imágenes flat con sus correspondientes imágenes dark. Se toma una de las imágenes flat, se le resta el promedio de las imágenes dark y luego se le aplica el flat master. Es decir, calibramos una imagen flat como si fuera una de las imágenes que obtenemos de los astros. El resultado debe de ser un ruido aleatorio, pero sin ninguna estructura uniforme. Si se observasen variaciones como gradientes, esquinas oscuras, etc. el flat master debería ser revisado. Unos de nuestros resultados se puede ver en la figura 7.

Nosotros hemos usado ya este método de la caja de los flats en muchas observaciones y estamos muy contentos. Gracias a la caja nos hemos ahorrado en muchas ocasiones tener que estar despiertos hasta la llegada del amanecer, que aunque pueda resultar romántico de vez en cuando, si se impone como una obligación acaba cansando. Desde aquí os animamos a todos a que probéis esta manera de hacer los flats y que nos hagáis llegar vuestras impresiones.

Bibliografía

'The handbook of astronomical image processing'. Richard Berry & James Burnell. Edt.Willmann-Bell, Inc. 2001.

'Manual práctico de astronomía con CCD'. David Galadí-Enriquez y Ignasi Rivas Canudas. Edt. Omega, 1998.

http://www.ghg.net/cshaw/flat.htm Dirección en internet que propone un tipo de 'Caja de flats' cilíndrica para telescopios de diámetro superior a 20 cm.

www.grupoastronomicosilos.org Nuestra página web donde podéis encontrar este artículo en formato web con imágenes originales.