Основы цифровой астрофотографии

Компьютерная обработка отснятого материала является неотъемлемым этапом получения качественных астрономических фотографий. Во всяком случае, на данном уровне развития технологии. Для более эффективного погружения в данный процесс требуется понимать основы цифровой астрофотографии.

Подводя к разговору о PixInsight, которому посвящена серия статей на моём сайте, стоит отметить, что она, в основном, предназначена для обработки астрофото глубокого космоса. Хотя и астрономические пейзажи с её помощью тоже можно тоже неплохо создавать. (Более подробно разновидностях астрономической фотографии читайте в предыдущей статье «Что нужно для астрофотографии»). В связи с этим, применяя термин астрофото, я буду вести речь только о съёмке объектов глубокого космоса.

Несмотря на то, что статья рассчитана на неискушённых в астрофотографии читателей, она получилась очень объёмной. Дело в том, что иметь хотя бы общее представление о представленной ниже «матчасти» действительно важно.

Пара слов о цифровых сенсорах

Я застал эпоху, когда никаких цифровых сенсоров не было в продаже, фотографировать приходилось на обычную плёнку, а вместо автоматического гида — удерживать звезду в перекрестье окуляра. Когда в 2000 году мы где-то прочитали, что в Японии продаются некие бесплёночные камеры под загадочной аббревиатурой CCD, то поняли, что произошло что-то революционное. Но не могли и помыслить, что через несколько лет они полностью изменят как фотографию, так и нашу жизнь целиком. Сейчас цифровое фото настолько плотно вошло в быт, что фотосенсоры есть даже у пылесосов.

Фотография цифровой матрицы

Сердцем цифровой камеры является матрица (она же сенсор). Говоря строгим языком, матрица представляет собой интегральную микросхему, которая составлена из фотодиодов — светочувствительных элементов, называемых в народе пикселями.

Фотоны света, попадая на фотодиоды, приводят к возникновению электрического тока, который затем усиливается и преобразуется в цифровой сигнал.

Первое, что производитель сообщает покупателю — это количество мегапикселей, то есть количество миллионов фотодиодов, которыми образована матрица. На заре развития цифрового фото это имело значение, фотографии на камеры с малым количеством мегапикселей удостаивались эпитета «снято на кирпич», сейчас же данный показатель для астрофото стоит не на первом и даже не на втором месте.

Исходя из того, что количество пикселей на современных камерах измеряется десятками миллионов, а размеры матрицы редко превышают 4 сантиметра, можно сделать вывод, что сами пиксели являются очень мелкими. Так вот, размер пикселя является куда более важным параметром. Во-первых, он прямо коррелирует со светочувствительностью (чем больше размер пикселя, тем светочувствительность выше), во-вторых, он влияет на масштаб изображения, в силу чего важен и для планетного астрофото (cм. статью Что нужно для астрофотографии).

CCD и CMOS

Существуют две основных технологии изготовления фотографических сенсоров: CCD (Charge-Coupled Devices) и CMOS (Complementary Metal Oxide Semiconductor). Они появились одновременно, а для астрофото изначально была более востребована CCD-технология. Сейчас различия в значительной степени нивелированы, CMOS-чипы в силу массовости стали недорогими, и в большинстве уже применяются матрицы, изготовленные по CMOS-технологии. Это всё, что нужно знать новичку, так как скорее всего вы будете работать именно с CMOS-сенсором. Если хотите погрузиться в тему больше, обратитесь к интернету. А можете и не обращаться — открыв наугад несколько ссылок, я обнаружил, что статьи могут противоречить друг другу или быть неактуальными.

В дальнейшем под сенсорами я буду подразумевать именно CMOS-сенсоры, а более подробное описание различий сенсоров с практической стороны вы найдёте в спойлере ниже:

Сравнительная таблица особенностей CMOS и CCD сенсоров

Многие термины будут объяснены в следующих главах

СвойствоCMOSCCD
GainНастраиваемыйФиксированный
OffsetНастраиваемыйФиксированный
Readout ModeМожет быть несколькоФиксированный
Поведение при насыщенииНелинейноеНелинейное, блюминг
Термоэлектрическое охлаждениеВозможноВозможно
ЗатворОбычно электронныйЭлектромеханический
Свечение усилителяМожет присутствовать (от модели)Отсутствует
Поддержка Live VideoДаРедко
BinningПрограммныйАппаратный

Цвет и монохром

Для астрономической фотографии применяются два основных типа сенсоров — цветные и монохромные. И тут понимать разницу между этими понятиями — важно.

С цветными матрицами мы сталкиваемся чаще всего. Это матрицы смартфонов, видеокамер и фотоаппаратов. Цветное изображение получается за счёт того, что изначально монохромная матрица фотодиодов накрыта матрицей чередующихся цветных (красных, зелёных и синих) светофильтров — так называемой байеровской матрицей (в честь Брайса Байера (Kodak), предложившего данное изобретение в 1975 году):

Модель байеровского фильтра

Получается, что один пиксель в основном чувствителен только к красному цвету, а соседний с ним — только к зелёному и т.д. Таким образом, итоговое изображение, раскрась мы его в цвета светофильтров, выглядело бы не совсем так, как мы хотели (рисунок ниже слева), и для того, чтобы его привести к привычному всем виду (рисунок ниже справа) требуется специальный процесс, называемый дебайеризацией.

При дебайеризации от реальных пикселей мы переходим к виртуальным, цвет которых определяется по интенсивности соседних. Существует несколько алгоритмов дебайеризации, и на следующем рисунке можно видеть пример самого простого — линейного, когда цвет виртуального пикселя образован интенсивностью соседних:

Линейная дебайеризация
Из четырёх реальных пикселей путём смешения цветов получается один виртуальный (в центре).

В монохромных матрицах все пиксели равнозначны (в рамках определённой вариации), и для получения цветного изображения в реальных цветах требуется снять объект с использованием трёх отдельно закупаемых светофильтров: красного, зелёного и синего.

Из всего вышесказанного следует ряд важных выводов о различии о цветных и монохромных сенсоров:

  • Работа с цветными камерами проще: для получения цветного изображения требуется 1 кадр, для цветного — 3.
  • Работа с цветными камерами дешевле: не требуется приобретать дополнительные фильтры и колесо фильтров.
  • Работа с монохромом позволяет полностью реализовать потенциал узкополосных (Hα, OIII, SII) фильтров. В цветных камерах помимо узкополосных фильтров фотоны будут поглощаться байеровской матрицей.
  • Детализация изображения на монохроме выше вследствие необходимости дебайеризации изображений цветных матриц, которая по сути является неким приближением для получения цветного изображения.
  • Для сокращения времени экспозиции в цветных фильтрах на монохроме применяется специальная техника: основное накопление сигнала происходит в канале L (т.е. без фильтра) при этом накопление фотонов происходит максимально быстро. Кадров в фильтрах R, G, B, необходимых для «раскрашивания» сигнала обычно требуется гораздо меньше (я снимаю в 2 раза меньшее количество).
  • В силу большей чувствительности и детализации монохромных сенсоров именно они используются в качестве камер гидов.

И напоследок: нужно понимать, что сырые изображения и с монохромных, и с цветных камер выглядят «чёрно-белыми», но на цветной матрице различим характерный байеровский паттерн:

Сравнение цветной и монохромной матрицы
Увеличенное изображение светлого поля на цветной сенсор (слева) и монохромный (справа)

Квантовая эффективность, температура, ISO и Gain

Аспект, который вызывает массу вопросов — это «правильные» настройки ISO и Gain камеры. Тема сия непроста и заслуживает отдельной статьи, и позже она появится на сайте. Пока ограничусь базовыми понятиями, чтобы на концептуальном уровне понимать, что происходит внутри цифровой CMOS-камеры вне зависимости от того, цветная она или чёрно-белая.

CMOS-сенсор принцип работы

Итак,

  1. фотоны в течение времени экспозиции попадают на пиксель и накапливают в нём электрический заряд, высвобождая электроны. Отношение количества высвобожденных электронов к поглощённым фотонам называется квантовой эффективностью. (Квантовая эффективность зависит от длины волны света, ищите данную информацию в спецификации к камере). Накапливаемый заряд тоже имеет свой лимит, определяемый показателем Full well.
  2. Генерируемый пикселем заряд преобразуется в аналоговое напряжение пиксельным усилителем, которым в CMOS-матрицах снабжён каждый пиксель.
  3. Аналоговые напряжения преобразуются в цифровые сигналы (ADU) аналого-цифровым преобразователем (ADC или АЦП). АЦП имеет свою ёмкость, обычно выражаемую в битах, например 12-битный АЦП способен создавать 212 дискретных уровней, т. е. значение пикселя может изменяться от 0 до 4095. Дискретность 14-битного сенсора составляет 16348 уровней.
  4. Оцифрованные сигналы последовательно считываются и передаются в компьютер.

Из всей этой схемы на начальном этапе следует понимать три основные вещи:

  1. Любая цифровая матрица обладает так называемым шумом считывания (read noise, RN), который создается в электронных схемах камеры во время считывания сигнала пикселя, поскольку заряд подвергается этапам аналого-цифрового преобразования, усиления и обработки. Шум считывания никоим образом не зависит от процесса получения астрофото — даже если снять фотографию выдержкой в тысячные доли секунды с закрытой крышкой объектива, цифровые значения пикселей будут далеки от нуля. Визуально без обработки такая фотография будет выглядеть чёрной, но именно в шуме считывания будут тонуть самые тусклые детали нашего изображения. Более дорогие модели камер обычно имеют более низкий шум считывания — при выборе всегда следует обращаться к спецификации производителя.
  2. При увеличении выдержки или температуры сенсора (в обоих случаях — чем выше, тем больше) к шумам считывания добавляются шумы, вызванные темновыми токами, возникающими непосредственно в сенсоре, которые вызывают появление темнового шума. Именно этот вид шума вносит решающий вклад в качество астрофото, но в отличие от шума считывания, с ним можно бороться, о чём будет рассказано ниже.
  3. Встроенный усилитель матрицы способен кратно увеличивать сигнал, получаемый с пикселей. Значение коэффициента усиления называется Gain (Усиление). Увеличение Gain вместе с целевым сигналом пропорционально увеличивает темновой ток, при этом шум считывания как был, так и остаётся на прежнем уровне. Несмотря на то, что увеличение параметра Gain способно значительно сократить время выдержки, злоупотреблять этим параметром не рекомендуется, так как при этом увеличивается риск переполнения цифрового значения пикселя (т. н. клиппинг), и снижается динамический диапазон кадра. Значение Gain, при котором цифровое значение пикселя примерно соответствует количеству сгенерированных пикселем фотоэлектронов, называется Unity Gain и обычно является хорошим выбором как для первых экспериментов с астрофото, так и для последующей практики.

В качестве примера под катом можно найти рассмотрение графиков одной из моих камер — монохромной ASI 1600MM Pro — для выбора оптимального Gain и температуры.

Выбор оптимальных параметров камеры на основании графиков

Ниже представлены графики зависимости ряда параметров от значения Gain. Эти параметры следующие:

  • Соотношение между фотоэлектронами и показаниями АЦП (GAIN (e-/ADU)
  • Динамический диапазон в стопах (DR(stops))
  • Шум считывания (Read noise (e-rms))
Графики для ASI 1600MM Pro

Можно видеть, что значение Unity Gain равно 139 и, на самом деле, оно хорошо работает. Это неплохой компромисс между шумом считывания и динамическим диапазоном. Шум считывания при этом примерно равен 1,7, а динамический диапазон — 11,2. Давайте посмотрим, что будет, если снизить Gain вдвое: RN = 2,3, DR = 11,9, т.е. за незначительное увеличение динамического диапазона придётся расплачиваться потерей слабых деталей в шуме считывания. Напротив, если выкрутить Gain на полную катушку, то RN = 1.3, но потеря динамического диапазона будет очень серьёзная: DR = 9,0. Также можно отметить, что увеличение Gain свыше 200 бессмысленно, так как RN практически не меняется, а DR — очень даже.

Важно отметить, что Unity Gain не является панацеей для всех случаев жизни, а очень хорошим стартовым значением.

Производители охлаждаемых камер прикладывают графики зависимости темнового тока от температуры. Чем выше дельта между температурой окружающей среды и температурой сенсора, тем более значительное энергопотребление камеры, причём растёт оно отнюдь не линейно. Кроме того, каждая камера может обеспечить какую-то определённую дельту температур, например ASI1600MM Pro — не более 45 градусов.

Посмотрим на темновые токи: при комнатной температуре они равны 0,25, при 0 С — 0,031, при -10 С — 0,013, при -20 С — 0,006. Можно видеть, что чем ниже температура сенсора, тем меньше снижение шума от дальнейшего охлаждения, поэтому хорошим выбором для данной камеры будет температура матрицы от -20 до -10 С.

График зависимости шума от температуры ASI 1600MM Pro

ISO — это тот же Gain, «только сбоку». На заре цифровой фотографии показатель ISO, изначально относящийся к светочувствительности плёнки, был введён в цифровое фото, чтобы фотографам было проще ориентироваться при выборе диафрагмы и выдержки. По сути логика ISO аналогична Gain, разве что единицы измерения другие.

Основные принципы цифрового астрофото

Основным принципом астрофото объектов низкой яркости является максимально необходимое накопление фотонов, что достигается применением длительных экспозиций. В большинстве случаев я использую пятиминутные экспозиции. Для особенно тусклых объектов приходится увеличивать время выдержки в два раза, а для слишком ярких — уменьшать до минуты.

Столь длительные выдержки приводят разогреву сенсора камеры и увеличению паразитных шумов. Для их снижения применяют несколько способов, но самым действенным является многократная съёмка одного и того же объекта с длительной экспозицией. Чем больше таких кадров будет, тем лучше.

Увеличение соотношения сигнал/шум происходит при сложении кадров: звёзды и дипскай объекты будут находиться на одних и тех же участках кадра, поэтому сигнал от них будет накапливаться, а шум, перемещаясь от кадра к кадру случайным образом, будет усредняться. Сложив несколько снимков, можно «вытянуть» из шума тусклые звёздочки и детали туманных объектов, которые не были доступны на одиночных кадрах. Взгляните на две картинки ниже:

основы астрофотографии: эффект от сложения

Слева — сырой кадр, полученный на 200-мм рефлектор Ньютона и Canon 450Da с пятиминутной экспозицией. Справа — результат сложения 23 снимков этой же галактики, сделанных в аналогичных условиях. Очевидно, что шумов стало меньше, а слабых деталей и звёзд — больше.

Накопление и сложение снимков объекта является основным, но далеко не единственным принципом астрономической фотографии. Для создания достойного астрофото ограничиться лишь основными кадрами не получится. Парадоксально, но снимая какую-нибудь туманность, на большей части кадров, которые будут использованы для формирования изображения, этой туманности не будет вовсе!

Но обо всём по порядку, а пока перейдём к более подробному описанию процесса и начнём именно с главных кадров объекта, которые называют «лайтами».

Лайты

Лайты (light — свет) — это снимки целевого объекта. Это основные кадры, без которых все остальные и весь процесс обработки астрофото бессмысленен.

Каково должно быть время экспозиции лайтов? Чем больше, чем лучше. Для тусклого объекта лучше иметь 2 кадра по 10 минут, чем 10 кадров по 2 минуты. Единственное ограничение на выдержку лайтов накладывает требование того, чтобы дипскай объект и большинство звёзд не были «пережжены».

Пример пережжённого центра туманности можно видеть на фотографии ниже. Это туманность Ориона, одна из самых ярких на небе и выдержки в три минуты ей оказалось многовато.

основы астрофотографии: Пример пережжённого изображения

Каково оптимальное количество лайтов? Зависит от количества времени, которым вы располагаете. Следует помнить, что соотношение сигнал-шум уменьшается как квадратный корень их количества. Четыре лайта снизят шумы в два раза, девять — в три, 16 — в четыре и так далее. Для выдающихся снимков профессионалы могут накопить и сотню лайтов, но для хорошего результата обычно достаточно 20-30 штук.

Дарки

Дарки (dark — тёмный) — кадры, сделанные с абсолютно такими же настройками, что и лайты, но с плотно закрытой крышкой телескопа или камерой.

Дело в том, что часть пикселей на матрице являются «битыми» — не способными реагировать на свет, другая часть — «горячими», светящимися сильнее положенного. И то, и другое — плохо. Кадры, сделанные в тех же условиях, но в полной темноте, предназначены для составления карты битых и горячих пикселей, а также свечения усилителя сенсора, вычитая которые из каждого лайта, мы получим более чистое изображение.

Воспользуемся тем же примером — фотографией группы галактик NGC 2805. Слева приведён участок одиночного лайта, затем — тот же участок на темновом кадре и, наконец, скорректированное изображение.

основы астрофотографии: результат вычитания дарков

Разницу непросто заметить, но на скорректированном изображении отсутствует большинство красных, синих и зелёных горячих пикселов, а сам фон чуть темнее.

При съёмке дарков следует руководствоваться следующими правилами:

  • Экспозиция такая же, как и у лайтов
  • Gain/ISO такие же, как и у лайтов
  • Температура сенсора такая же как и у лайтов.
  • Снимать дарки необязательно в ту же ночь, что и лайты. В случае охлаждаемой камеры можно отснять дарки дома, просто установив нужную температуру. Можно вообще создать библиотеку дарков при определённых температурах / Gain / экспозициях и в течение полугода ими пользоваться.
  • Желательно иметь не менее 5 дарков для последующего сложения. 15 — хорошее количество.

Флэты

Если мы вернёмся к результату сложения лайтов и посмотрим на полный кадр, помимо красно-сине-зелёных горячих пикселей увидим неравномерность освещения кадра. В центре поле более яркое, а по краям — наоборот. Это явление называется виньетированием и вызвано особенностями прохождения света через конкретную оптическую систему. Часто в кадре можно обнаружить тёмные окружности или бублики — тени, оставляемые пылинками, присевшими на фильтр или матрицу камеры.

основы астрофотографии: некалиброванная сумма

Для устранения неравномерного освещения поля и теней пылинок применяют кадры плоского поля или флэты (flat — плоский).

основы астрофотографии: флэты
Кадр плоского поля для данной серии фотографий

Получить флэты можно при экспозиции равномерно светящегося фона, например рассветного или закатного неба, либо накрыв апертуру телескопа однотонной тканью и осветив фонариком или, что лучше всего, используя специальное приспособление — флэтбокс. Флэтбокс обычно представляет собой равномерно излучающую свет лампу или плёнку, заключённую в оправу, которую можно быстро надеть на трубу телескопа.

Так как при съёмке флэтов объект является несоизмеримо более ярким, выдержки существенно короче лайтов и обычно составляют секунды или доли секунды. Флэты ни в коем случае не должны быть пережжены, иначе теряется весь их смысл. В идеале, максимум гистограммы должен быть на 30-40% шкалы, ближе к тёмному. Иными словами, изображение должно получаться сереньким. Значения Gain/ISO и температуры не принципиальны, я оставляю их такими же, как и при съёмке лайтов.

Крайне желательно снимать флэты сразу же после съёмки лайтов, не трогая трубу и камеру, чтобы не изменить положение пылинок на сенсоре и профиль виньетирования.

Итак, правила при съёмке флэтов следующие:

  • Кадр не должен быть пережжён, в идеале гистограмма должна быть заполнена на 30-40%. Выдержки при этом обычно составляют доли секунды.
  • Значения Gain/ISO и температуры не принципиальны.
  • Флэты нужно снимать сразу после лайтов, не перемещая камеру в фокусировочном узле, не меняя фокусировку, фокусное расстояние и диафрагму (если это фотообъектив). Желательно не менять без надобности положение самой оптической трубы.
  • Если съёмка ведётся на монохромную камеру с применением светофильтров, флэты должны быть сняты для каждого светофильтра. Желательно — после каждой серии лайтов с определённым фильтром, то есть перед сменой фильтра.
  • Снимать флэты дома в подавляющем большинстве случаев бессмысленно.
  • Желательно иметь не менее 5 флэтов для последующего сложения. 15 — хорошее количество.

Флэтдарки

Для корректного формирования мастер-флэта — кадра, который будет применяться для устранения виньетирования? снятые в предыдущем разделе флэты требуется откалибровать флэтдарками или биасами.

Подобно даркам, флэтдарки, снимаются при абсолютно тех же настройках, что и флэты, но с закрытой крышкой телескопа.

Флэтдарки являются кадрами, с которыми меньше всего возни. Однако использование PixInsight для обработки астрофото делает флэтдарки необязательными, вместо них можно использовать биасы.

Биасы

Биасы (bias — смещение) — кадры снятые при минимально возможном времени экспозиции в полной темноте. Как объяснялось ранее, такие кадры не будут полностью чёрными — на них проявятся шумы считывания сенсора. Биасы в PixInsight применяются для масштабирования темновых кадров, калибровки флэтов и лайтов.

Правила при съёмке биасов:

  • Минимально возможная экспозиция камеры (обычно порядка 0,001 с или ниже)
  • Съёмка с закрытым объективом (в полной темноте).
  • ISO при съёмке на цифрозеркальную камеру должно быть таким же, как и у лайтов.
  • Снимать биасы можно дома. Можно наряду с библиотекой дарков создать библиотеку биасов при определённых Gain (ISO) / экспозициях и в течение полугода ими пользоваться.
  • Желательно иметь 15+ биасов для последующего сложения.

Калибровка кадров и дальнейшая судьба астрофото

Процесс исправления исходных кадров с учётом темновых кадров, кадров плоского поля и биасов называется калибровкой. Как было показано в предыдущих разделах, калибровка позволяет существенно улучшить качество снимка после сложения калиброванных лайтов. Однако в отсутствие калибровочных кадров (дарков, флэтов, биасов) складывать лайты можно и без них, пытаясь исправить картинку на следующих этапах обработки, и в отдельных случаях это удаётся неплохо сделать.

Калибровка кадров является первым блоком этапа препроцессинга (предобработки) лайтов, который завершается сложением калиброванных и выровненных по звёздам кадров.

Вторым после препроцессинга является этап обработки линейного изображения. В данном этапе мы оперируем уже одним изображением и:

  • боремся с паразитным фоном;
  • калибруем цвета;
  • продолжаем бороться с шумами;
  • снижаем размытие, вызванное атмосферой;
  • приводим изображение к нелинейному формату.

Третьим этапом является работа с уже нелинейным изображением (нелинейный построцессинг). Здесь мы дополнительно снизим шумы, увеличим насыщенность и сделаем изображение таким, чтобы его было не стыдно публиковать.

Обо всём этом будут следующие главы, посвящённые PixInsight, а пока позвольте представить финальный кадр группы галактик NGC 2805, который был получен в этой программе из исходников, некогда снятых на простую цифрозеркалку Canon 450Da и 200-мм ньютон.

Оцените статью
Поделитесь статьей с друзьями:
Мир глубокого космоса
Добавить комментарий

  1. Евгений

    Все четко и по делу.

    Ответить