Jak pořídit hezký CCD snímek

- jaká informace je obsažena v CCD obrázku a jak snímek co nejlépe připravit pro další zpracování
V CCD snímku je mnohem více informací, než je na první pohled vidět. Podíváme se, jak se dají snímky prohlížet, abychom v nich zajímavé informace viděli nebo je mohli efektně prezentovat, a dále si ukážeme, jaký je doporučený obecný postup při pořizování kvalitních snímků (tedy jak upravit snímky, aby je bylo možné používat pro fotometrii a astrometrii).

Obsah:

Jak vypadá CCD snímek

CCD snímek typu, kterým se budeme zabývat, vypadá podobně jako normální digitální obrázek, avšak má některé zajímavé vlastnosti. Na začátku souboru je v podstatě textová hlavička obsahující užitečné informace o tom, jak a čím byl snímek získaný, a pak následuje oblast dat, vlastního snímku. Data mají rozlišení úrovní 12-16 bitů a jsou ve snímku uložena nekomprimovaně podobně jako windowsovská bitmapa (BMP obrázky), nebo jsou jednoduše komprimovaná. Algoritmus komprimace je podobný pro nejčastěji užívané formáty SBIG a PIC (používá např. systém IRIS), a FITS formát je podobný nekomprimovanému SBIG formátu. Na prohlížení snímků je třeba speciální software, který kromě dekódování dat umožňuje i hrátky se snímky takové, abychom na nich vůbec něco viděli.

První problém, jak CCD snímek prohlížet, je daný tím, že např. 16-bitový obrázek má 65536 úrovní jasu, ale naprostá většina hodnot intenzit v pixelech, kterým se říká count, je ve velmi úzkém rozmezí (count se liší jen o několik málo stovek). Abychom na snímku něco viděli, převede se count na barvy na monitoru nebo hodnoty pro běžný formát obrázku podle vhodného vztahu. Tomuto převodnímu vztahu se říká look-up table a nejčastěji je to lomená čára taková, že pixely s countem nižším než určitá hodnota se zobrazí černě, count vyšší než tato hodnota zvětšená o parametr např. "range" se zobrazí bíle, a všemu mezi těmito dvěma limitními hodnotami countu bude přiřazena barva se stupněm šedi lineárně závislým na countu (obr.1).


Obr.1: Schéma převodu 16 bitového snímku na 256 barev pomocí lineární funkce.

Tímto způsobem i při podstatně nižším rozlišením intenzit při prohlížení než je 16 bitů vidíme naprostou většinu pixelů v různých odstínech šedi a vhodnou volbou parametrů look-up table můžeme na obrázku rozlišit spoustu detailů jinak nepostižitelných.



Obr.2: Výřez jednoho snímku zobrazený různým způsobem - při širším rozmezí limitních hodnot převodu (větší range) vidíme strukturu planetární mlhoviny a její centrální hvězdu, při hodně malém rozmezí limitů (menší range) se dají rozlišit nejslabší objekty těsně nad pozadím snímku, ale mlhovina se jeví jako "přeexponovaná", bez struktury, je celá nad horním "bílým" limitem .



Obr.3: Na prohlížení kulových hvězdokup se hodí nelineární look-up table, v tomto případě logaritmický (obrázek vpravo). Jen tak můžeme zachytit slabší hvězdy na okraji kupy a zároveň i nahuštěné jádro, na rozdíl od lineárního zobrazení (vlevo).

Look-up table je možné volit nejrůznějším způsobem, nejen lineárně a logaritmicky v odstínech šedi, ale i černobíle (něco na způsob izofot), barevně a zkoušet roztodivné převodní funkce. Proměny CCD snímku jsou přitom mnohem podstatnější než známe při úpravách obyčejných digitálních obrázků.

 

Úpravy snímků

Abychom mohli zpracovat CCD snímek zejména fotometricky, je nutné zkorigovat několik efektů, které snímky narušují. Hlavní zdroje těchto efektů jsou tři a korigují se různými způsoby.

offset - vzniká na výstupu CCD a v elektronice, hodnota nezávislá na expoziční době a místě na snímku. U některých typů kamer je offset silně závislý na teplotě. Offset získáme pořízením snímku bez osvětlení čipu při co nejkratší integrační době. Software některých kamer (CCDOPS) se vypořádává s offsetem automaticky, není tedy nutné se o něj starat, na druhou stranu v případě problémů se nedá zjistit.

temný snímek (dark frame) - mapuje citlivost pixelů na temný proud, závisí na integrační době a teplotě čipu. Odečítá se od "ostrého" snímku. Software některých kamer (CCDOPS) umožňuje nastavení režimu, při němž se sleduje teplota čipu a změny expoziční doby, pokud je třeba, automaticky se dark pořídí a odečte od snímku, takže není nutné se o tuto korekci starat. Má to však i nevýhody - kromě časových ztrát při pořizování temných snímků během pozorování se používá jediný bez statistického zpracování, což vede k větší náhodné chybě měření, většímu šumu. Tento nárůst šumu však nemusí být příliš podstatný.

flat field - mapuje citlivost jednotlivých pixelů na světlo, včetně stínů (např. od prachových zrnek) a vinětace. Flatem se dělí "světlý" snímek. Jednotlivě je možné ho získat krátkou expozicí světlé oblohy při soumraku s pohybováním dalekohledu, nebo expozicí rovnoměrně osvětlené plošky blízko dalekohledu, nebo u malých přístrojů velmi dobře vyhovuje krátká expozice s průsvitným papírem (pauzákem) před objektivem. Pro každý filtr je nutné udělat příslušný flat field.

 

Náhodný šum

Korekční snímky typu offset, dark frame a flat field by se měly ideálně zpracovávat statisticky, aby se omezil náhodný šum jednotlivých snímků (vzniká např. při vyčítání čipu). Protože šum se projevuje občas velmi odlišnými náhodnými hodnotami (hodnoty v některých pixelech prostě "ulítnou"), nejlepší metoda na výpočet ideálního snímku je určení mediánů. Tímto způsobem je možné získat kvalitní flat fieldy jako mediánový snímek ze série světlých snímků různých polí, pokud možno s vysokým pozadím (pokud je pozadí nízké, třeba na běžných snímcích měřených objektů pořízených pro zpracování, je nutné pro kvalitní flat použít několik desítek snímků; jinak stačí jen kolem 10 snímků). Hvězdy na snímcích, pokud jsou na různých snímcích jinde (nejde o série snímků stejného pole, což je bohužel častý případ při fotometrii) při mediánování zmizí. Je však možné při soumraku na kvalitní obloze pořídit zhruba 10 snímků s vysokým pozadím v každém filtru, nenaruší se pozorování a flaty jsou kvalitní.

 

Nelinearity CCD

Čipy TC a KAF v nejčastěji používaných kamerách ST-6 až ST-8 jsou celkem spolehlivě lineární do poloviny hodnoty maximálního countu (tedy v 16-bitovém režimu zhruba do 30000), v této lineární oblasti tedy při dvojnásobné expozici za stejných podmínek dosáhneme dvakrát většího nasycení. Je důležité udržovat v lineární oblasti objekty, které fotometrujeme, a celé pole flat fieldu.

Ukazuje se, že temné snímky se nechovají zcela lineárně ani v oblasti, kde na světlé snímky lineární jsou. Na KAF čipech zřejmě nefunguje dost přesně ta vlastnost, že dvakrát delší integrační doba bude dávat ve všech pixelech dvakrát vyšší count a že je možné vyrobit jeden temný snímek při dané teplotě a pro korekce snímků s kratší expozicí jednoduše násobit poměrem integračních časů. Pro každou teplotu s přesností zhruba na 1oC a expozici je dobré mít příslušný dark frame. Funkce umožňující fitování temných snímků do různých světlých nefungují ideálně.

 

 

...a konečně zpracujeme pozorování

Předpokládejme, že nás software pracuje automaticky s offsetem, nebo že offset je stejný na surových i temných snímcích a flat fieldu. Operace se snímky, které potřebujeme provést, se dají schematicky vyjádřit pomocí rovnice

zpracovaný snímek = surový snímek - temný snímek
flat field - temný snímek pro flat
(1)

Jako ukázka zde slouží snímky pořízené na observatoři St. Véran (Francie) 60-cm dalekohledem s CCD kamerou HISIS-22 (čip KAF400), zpracované programem IRIS. Často používaný program CCDOPS neumožňuje přímé pořízení offsetu (u některých verzí kamery se dá offset nastavit nebo zjistit jeho hodnotu, avšak odečítá se automaticky) a temné snímky se mohou rovněž odečítat automaticky. Přesto se však hodí znát podstatu předzpracování snímků, někdy je tak možné dosáhnout přesnějších výsledků a při pozorování s cizím systémem se bez obecnějších základů můžeme dostat do situace, kdy nám budou chybět snímky nutné pro dobré zpracování. Přesný postup při zpracování danými programovými balíky bývá popsaný v dokumentaci, např. "free" program IRIS má na svých stránkách výbornou dokumentaci dokonce v angličtině (u Francouzů nečekané) s názornými ukázkami zpracování. Složitější úpravy snímků je možné vidět např. na http://perso.wanadoo.fr/florent.dubreuil/iris/traitm42.htm

Tak tedy obecný postup:


 Takto vypadá pro zajímavost jeden snímek offsetu - co nejkratší temná expozice.

Po mediánování (v tomto případě devíti snímků) se podstatně zlepší náhodný šum.

Sérii snímků s uzavřenou závěrkou nebo zakrytým objektivem o integrační době odpovídající snímkům s měřeným polem rovněž zpracujeme statisticky. Odečteme-li offset od mediánového snímku, získáme mapu citlivosti CCD na temné proudy - temný snímek. Pro další zpracování ale mějme temný snímek s offsetem, nebo tak, jak ho získáme pomocí softwaru ke kameře bez dalších úprav (pokud není v dokumentaci z nějakých důvodů doporučováno něco jiného).

Na světlé obloze exponujeme kratší dobu a získáme sérii snímků oblohy vhodnou k výpočtu flat fieldu. Na snímku je patrná vinětace a stín od prachového zrna (vlevo nahoře).

Po mediánování několika snímků různých polí s vysokým pozadím zmizí hvězdy a jiné náhodné útvary, zatímco objekty, které se opakují (prachová zrna) se zvýrazní. Před mediánováním je třeba mít snímky normalizované na stejné pozadí. Odečteme temný snímek o příslušné integrační době a teplotě.

Původní, surový snímek má nerovnoměrné pozadí a jsou patrné "horké" pixely.

Po odečtení temného snímku od surového snímku a podělení flatem (tedy po úpravách provedených podle schematické rovnice (1)) získáme rovnější pozadí na snímku a ubude "horkých" pixelů. Hlavním zdrojem šumu však zůstává náhodný šum jednoho snímku - pro fotometrii není co mediánovat (statisticky se dají upravovat lépe výsledné světelné křivky), každý "ostrý" snímek oblohy je jedinečný. Dále zůstávají trendy v pozadí, které souvisí se spádem skutečného pozadí oblohy a parazitním světlem.

Tyto trendy se dají částečně korigovat dalšími matematickými úpravami (pozadím se proloží plocha, kterou se pak snímek ještě podělí - jde o jakýsi umělý flat; parazitní světlo se musí odečítat, tedy fitovat, a může být problém oddělit efekty, které se dají korigovat odečtením a které dělením.)

 

Po těchto úpravách jsou snímky připravené k dalšímu zpracování - redukci. Různými metodami se dají spočítat jasnosti a polohy objektů na snímcích. To už ale bylo obsahem jiné přednášky, snad se jí dočkáme i na www...

Lenka Šarounová - podle přednášky na CCD setkání v Praze 18.3.2000, upraveno po konzultaci s Pavlem Cagašem
Další přednáška - "o extinkcích"