TÉCNICAS Y COSAS . . .
 
TÉCNICAS
LIGHTS, DARKS, FLATS y BIAS


Si uno escribe las palabras "lights darks flats bias" en un buscador de Internet, pronto aparecerá una extensa lista de referencias -entre foros, páginas web o documentos en formato pdf- donde esas palabras aparecen precisamente así, en negrilla. Pero si alguien busca esos términos será porque ya sabe algo de ellos o porque ha oido campanazos prometedores que le anuncian cierta necesidad o, al menos, inquietud relacionada con lo que pueden hacer por sus propias astrofotografías. Correcto. Así que aquí viene una entrada más que añadir a las que hubiere, a la que trataré de darle un caracter práctico, sin complejidades y basándome en mi propia experiencia.

Por de pronto esta es la estructura de este tema:

Qué son los lights, darks, flats y bias

Resulta que en este mundo nada es perfecto y la electrónica falla tanto como la mecánica. Así que la circuitería de los chips recolectores de luz de las actuales cámaras digitales (lo que antes era la película fotográfica de yoduro de plata) adolecen de ciertas deficiencias tecnológicas que introducen en la foto artefactos luminosos que no debieran estar ahí. Eso se muestra especialmente "ruidoso" en las fotografías astronómicas en las cuales captar la imagen más nítida posible se convierte en imperativo debido a la poca luz que nos llega de los objetos astronómicos que pretendemos fotografiar.

Puesto que no podemos evitar el ruido al menos sí podemos intentar aislarlo. Los darks, flats y bias son fotografías de calibración que aplicar a nuestras tomas de luz (lights) que son las fotos reales del objeto que pretendemos astrofotografiar. Esas tomas de calibración servirán, en definitiva, para eliminar de una toma de luz todo aquello que no tenga que ver con la imagen real, es decir: los errores de captura del sensor de la cámara y de sus deficiencias e, incluso, los de la propia óptica empleada para la toma.

Cómo se hacen

Para empezar, decir que todas las imágenes que siguen a continuación deben tomarse en formato RAW (algo así como el negativo digital) No serviría para nada hacerlas por ejemplo en JPEG porque ese formato conlleva un procesamiento interno de la cámara y su resultado no es lo captado "tal cual". Por el contrario, necesitamos las fotos en su estado puro y eso lo proporciona el formato RAW. Decir también que las imágenes RAW son de por sí oscuras, así que no nos extrañemos en absoluto. Seremos nosotros quienes las procesemos después.

Archivos de Imagen Light

Son las fotos que contienen la información del objeto celeste fotografiado. Lo que consigan aportar dependerá de ISO empleado, del tiempo de exposición, del correcto enfoque, de la elección adecuada del instrumento óptico empleado y, en fin, de todas esas cuestiones que tienen que ver con la astrofotografía. Por cierto, las imágenes light se toman todas en modo M (manual) desactivando cualquier parámetro automático de la cámara.

Estas serán las fotos que luego vamos a apilar (lo veremos más adelante) una vez le sean extraídas las señales de ruido que obtendremos con las que siguen a continuación.

En mi caso me están dando buenos resultados los siguientes parámetros:

Archivos de Imagen Dark

Sirven para eliminar la "señal oscura" que se genera por el calentamiento del chip CMOS o CCD en condiciones de tomas de larga exposición, ISO elevado y también por la temperatura ambiental. Los archivos de imagen Dark contendrán sólo la señal oscura.

Se crean en la oscuridad y deben mantenerse exactamente las mismas condiciones y parámetros que para las tomas light: tiempo de exposición, ISO y temperatura ambiental. Para ello bastará con tapar el objetivo y realizar tomas intercaladas con las de las imágenes light o bien todas al final de la sesión. No deberían hacerse menos de 10 ( 20 de ellas viene a ser una buena cifra).

Hacer tomas dark es realmente pesado y alarga la sesión fotográfica mucho más de lo que el frío nos permite muchas veces. Pero en un apartado siguiente encontraremos una manera cómoda y elegante de aliviar ese trabajo nocturno.

Archivos de imagen Flat

Los archivos de imagen flat permiten corregir el viñeteo (los bordes oscuros en las esquinas de la imagen) y la iluminación no uniforme creada por una mala alineación de las ópticas o por el polvo o manchas que pudiera haber en las lentes y/o espejos.

Para su obtención es necesario utilizar el mismo instrumento óptico, mantener el mismo enfoque, ISO y posición de la la cámara con respecto al telescopio que en las tomas de luz (no será el caso si se emplea un objetivo fotográfico). Se realizan disparando con la cámara en modo Av (la cámara decide el tiempo de exposición) a un objeto uniformemente iluminado. La temperatura no es importante. Deben realizarse no menos de 20 tomas de este tipo.

Para conseguir una imagen uniformemente iluminada se pueden emplear varios métodos. Uno de ellos es recurriendo a una "flatbox", pero también cubriendo el objetivo con una tela blanca, fina, lisa y sin costuras y disparando a una fuente de luz uniforme como el cielo diurno sin nubes y sin el Sol próximo.

Archivos de imagen Bias

También se les conoce con el nombre de Offset y sirven para eliminar la señal de lectura que se genera cada vez que interviene el circuito electrónico encargado de barrer el chip para leer su contenido.

Los archivos de imagen bias/offset se crean en la oscuridad y con el objetivo tapado (igual que los darks) aunque en este caso la temperatura no es importante ni es necesario mantener el punto de enfoque empleado con los lights. Deben realizarse exposiciones en modo M (manual) de la más corta duración que permita la cámara (1/4000 ó 1/8000 según la cámara) con el mismo ISO que los archivos de imagen light.

Como son fáciles y rápidos de hacer no hay que escatimar molestias, así que no menos de 20, pero tampoco hace falta pasarse.

Tabla recapitulativa y algunas ideas

La tabla resume bajo qué condiciones deben hacerse las distintas tomas de calibrado, a la vez que ofrece unos parámetros fotográficos para las tomas light que podrían ser perfectamente válidos pero que no tienen por qué ser esos precisamente.

Fijándonos podemos ver que, quizás, no tengamos que hacer todo eso en una sola sesión fotográfica y que si conseguimos mantener las condiciones podríamos muy bien hacer las tomas de calibración en otro momento e incluso en otro lugar (en el patio de casa, en el garaje o dentro de una cámara frigorífica....) Lo que se pretende es que podamos dedicar la sesión a las tomas de luz y tirar después de las tomas de calibración que tendremos muy bien organizadas en una COLECCIÓN.


 ÓpticaISOT. exp.EnfoqueTemp.NObservaciones
LightsTele1800240"4.76Trífida (M20)
Darks == +/-3°10modo M, a oscuras, con el objetivo tapado
Flats==Av= 20modo Av, la cámara en la misma posición
Bias =1/máx.  20modo M, a oscuras, con el objetivo tapado

Notas :

- Para las tomas dark y bias basta con poner la tapa -que debe ser opaca- en el objetivo del telescopio (o cámara) y tomarlas en la oscuridad. Pero se pueden hacer también con la cámara extraída y tapada. No importa la óptica, importa el sensor. Ahora bien, si se hacen intercaladas con las tomas light, es más cómodo poner la tapa al instrumento empleado.

- En el tiempo de exposición (T.exp.) para los bias figura 1/máx., eso significa que tiene que ser la velocidad de disparo más rápida que permita la cámara (1/4000, 1/8000 según la cámara)

- En Enfoque he puesto como valor 4.7 y eso en realidad no significa nada ni es parámetro ninguno a tener en cuenta, pero algunos enfocadores tienen una escala graduada que permite acercarnos rápidamente al punto de enfoque de un determinado ocular o cámara fotográfica si ya habíamos tomado nota de ello en otra ocasión; si no se dispone de escala habrá que medir la extensión del enfocador con cualquier otro método (regletas o similares) Tomar nota de ello nos servirá para hacer las tomas de calibración flat en cualquier otro momento y/o lugar.

- La temperatura para hacer los darks no tiene que ser exactamente la misma que la de los lights, por lo que puede permitirse un margen de +/- 3°

- Para N (número de tomas necesarias) figura la cantidad mínima que deberían obtenerse, pero ese valor puede muy bien extenderse a tantas como queramos (¡500!) El caso es que cuantas más, mejor.

Recordemos que lo que se está sugiriendo aquí es realizar las tomas de calibración en otra ocasión distinta al de la sesión de astrofotografía para podernos dedicar plenamente a lo realmente interesante y donde debemos poner más atención: las tomas de luz. Por supuesto esto implica tomar nota de las condiciones bajo las cuales han sido tomadas para aplicar las mismas en otro momento. Pero aparecen enseguida dos dificultades:

  • Encontrar el momento para tomar los darks con una temperatura semejante puede condicionarnos un poco.

  • Para los flats es imprescindible mantener la cámara en la misma posición que las tomas light porque, como se verá en el último apartado, la señal ruidosa que se va extraer está enteramente ligada a todo el tramo óptico, desde la cámara hasta el objetivo del telescopio. La imagen siguiente muestra intuitivamente esta cuestión, en la que se observa que la distribución de "artefactos" es distinta según la posición de la cámara.

    Eso significa una pérdida total de libertad a la hora de rotar la cámara en el ocular en busca de un mejor encuadre y, sobre todo, a la hora de construir nuestra colección de tomas de calibración de archivos de imágnes flat. Resultará que una tal colección para la cámara puesta en una determinada posición no servirá para otra sesión en la que la cámara estubiera colocada en otra distinta. Existen, no obstante, algunas soluciones:

    1 - Tomar las fotos con la cámara siempre en la misma posición con respecto al tubo; o considerar tres únicos ángulos que puedan ser suficientes para aproximarnos al mejor encuadre: 0° (apaisado), 45° y 90° (vertical) Esta estrategia nos permitirá crear una colección liviana de archivos flats reutilizables que podremos tomar en cualquier otra ocasión.

    2 - Recurrir definitivamente a una "flatbox" y hacer las tomas de calibración flat en algún momento durante la sesión para dedicarlas única y exclusivamente a las fotos de esa noche. Afortunadamente son fáciles y rápidas de hacer, pero tendremos que cargar con más material (la "flabox") y traginar con todo ello, con lo complicadas que resultan ya de por sí las sesiones astrofotográficas.

    3 - Si la cámara se emplea tal cual con su correspondiente objetivo no debemos preocuparnos por este asunto.

    A partir de aquí ya no se va a volver a nombrar esta cuestión para no complicar más las cosas, pero debe tenerse en cuenta si queremos hacernos con unos flats que realmente sean útiles.

    Una colección de tomas de calibración

    La cuestión que ya se ha introducido más arriba es si existe realmente la necesidad de realizar una y otra vez todas esas tomas de calibración en todas y cada una de las sesiones astrofotográficas que llevemos a cabo. La respuesta es que no, si disponemos, claro, de una colección de archivos de imágenes de calibración.

    Pero si queremos beneficiarnos de semejante estrategia primero tenemos que fabricarnos la colección. Es en este punto donde sí vamos a tener trabajo, además de obligarnos a reducir al mínimo el rango de los ISO y tiempos de exposición que alegremente veníamos utilizando hasta ahora en nuestras astrofotografías. Veamos por qué.

    En lo que sigue vamos a considerar que tenemos dos instrumentos ópticos con el que realizamos astrofotografías (Tele1 y Tele2).

    Supongamos que queremos tener un abanico amplio de parámetros fotográficos que nos permita el mayor alcance de posibilidades según sean las condiciones atmosféricas o las propias del objeto celeste en cuestión, así que decidimos un rango ISO=[400, 800, 1600]. Pero como los tiempos de exposición también son críticos decidimos no quedarnos cortos y consideramos apropiado un rango Texp=[180", 240", 300"].

    Ahora ya podemos empezar a hacer nuestra colección de calibración. Como los flats y los bias son fáciles de hacer y sólo dependen de los ISO y del instrumento óptico (Tele1 y Tele2 en el ejemplo) enseguida tendremos en nuestro PC un árbol con 9 carpertas finales que contendrá cada una de ellas las imágenes RAW en la cantidad que hayamos querido tomar. Notar aquí que como los bias no dependen del instrumento óptico empleado, será sólo para lo flats que necesitemos una carpeta distinta para cada uno de esos instrumentos (ver fig.1)

    Pero ahora tenemos que hacer los darks.

    Siguiendo con nuestro planteamiento "todo terreno", para cada ISO=[400, 800, 1600] tendremos que hacer las tomas de calibración para cada uno de los tiempos Texp=[180", 240", 300"] Una sencilla operación nos lleva a descubrir que necesitamos otras 3 x 3 = 9 carpetas más sólo para los darks. Pues muy bien, las creamos (ver fig.2)

    Ahora sólo queda llenarlas con las tomas dark. Pero aquí llega el aspecto desquiciante de asunto: ¡tenemos que tener en cuenta la temperatura! ¿Y cuál es el rango de temperaturas que deberíamos considerar? Más o menos Temp=[-5° a 22°] un total de 27 valores posibles. Aplicando ahora la operación de antes veremos que necesitamos 3 x 3 x 27 = ¡243 carpetas! cada una de las cuales tendrá como mínimo 10 imágenes RAW, es decir, 2430 archivos dark en total. Nos podemos pasar la vida haciendo darks.

    Por suerte los darks toleran bien un margen de +/-3°, y como además nuestros lugares de observación son más o menos fijos y a lo largo del año el margen de temperaturas es más o menos cíclico, podemos reducir el número de carpetas considerando un rango menor, algo así como Temp=[5°, 10°, 15°]

    En la (fig.3) se observa cómo crece el árbol y eso que no están desplegadas las últimas dos carpetas (ISO800 e ISO1600) que, por ende, tendrán una estructura exactamente igual a la inmediatamente superior. El caso es que sólo para darks ya necesitamos 3 x 3 x 3 = 27 carpetas, cada una de ellas con tantas imágenes RAW como hayamos querido tomar.

    Todo esto resulta tan exagerado como tedioso, y más aún sabiendo que con el tiempo los chips se deterioran, lo que nos obligaría a empezar de nuevo todo el trabajo. Está claro que a uno acaban encerrándolo en un manicomio.

    La solución no debería ser escurridiza ni venir de la mano de la vagancia, sino de un buen criterio selectivo. Debemos estudiar muy bien qué tiempos de exposición van a ser para nosotros -y para nuestro equipo- los más cómodos y adecuados para el tipo de fotografía que realicemos (incluida la luminosidad del objeto fotografiado) y, de igual manera, qué sensibilidad ISO (dos como mucho) rinde mejor.

    Eso no es escatimar medios sino aprovecharlos mejor, pues sabemos que en fotografía existe una relación inversa entre sensibilidad y tiempo de exposición y podemos jugar con esos parámetros para reducir el número total de carpetas y de tomas de calibración y hacernos finalmente con una aliviosa colección. Siguiendo con los parámetros que venimos manejando en el ejemplo podría ser algo así:

    ISO=[800]   -->   Texp=[180", 240", 360"]   -->   Temp=[5°, 10°, 15°]
    Texp=[300"]   -->   ISO=[400, 800, 1600]   -->   Temp=[5°, 10°, 15°]

    Con esta estrategia ya sólo tenemos 1 x 3 x 3 = 9 carpetas -en lugar de las 27 de antes- destinadas a contener cada una de ellas el número que sea de archivos de imagen dark. En fín, que esto tira p'atrás a cualquiera y uno se plantea si no es mejor hacerlo todo en la misma sesión astrofotográfica y olvidarse para siempre al día siguiente... pero ya que hemos tenido que hacerlas ¿por qué no guardarlas?

    Una observación importante :

    Un chip CMOS o CCD no es como una película fotográfica de yoduro de plata. En fotografía química era necesario cambiar el carrete si queríamos cambiar la sensibilidad ISO, pero en las cámaras digitales el chip sigue siendo el mismo y el cambio de sensibilidad no es más que incrementar o disminuir por software la señal captada (que será siempre la misma sea cual sea la sensibilidad seleccionada) Es un artificio electrónico. Así ¿qué importancia tienen entonces los ISO? Ninguna. Lo único que se consigue es disminuir el tiempo de exposición a costa de añadir más ruido. Eso apenas se nota en fotografía "normal" y es perfectamente tolerable, pero en astrofotografía es un aspecto crítico a tener en cuenta. Es mejor seleccionar el ISO más adecuado para la cámara en concreto (como con los telescopios, que hay unos aumentos óptimos que ofrecen la mejor calidad de imagen) y aumentar el tiempo de exposición. Pero claro, eso puede aumentar los errores en el seguimiento/guiado. En definitiva, que una buena selección puede hacerse harto difícil, pero si conseguimos la óptima reduciremos el número de carpetas destinadas a los darks.

    En fín, que el planteamiento general es este y cada cual debe evaluarlo según su criterio, pero sin olvidarse tampoco de evaluar sus propias capacidades metódicas y organizativas que aquí van a hacer un poco de falta ;)

    En mi caso, con una Canon EOS 50D, vengo comprobando que puedo obtener buenos resultados disparando siempre a ISO 800 y manteniendo un tiempo de exposición de 300" sin que se resienta demasiado ni mi paciencia ni mi montura EQ5. La colección de carpetas de tomas de calibración se vuelve así muchísimo más reducida, fácil de construir y fácil también de mantener. Tan sólo 3 carpetas para los darks y otras 2 para los bias y los flats. ¡Sólo 6 en total! (ver fig.4)

    En fin, considérese todo lo expuesto como una "sugerencia de presentación".

    Cómo se emplean

    Ahora que ya tenemos tropocientas mil fotografías de entre las de la noche anterior y las que guardamos celosamente en nuestra colección de imágenes de calibración ¿qué hacer con ellas?

    Para el tratamiento digital de una astrofotografía buscando el mejor resultado final hay muchas técnicas. Este es uno de esos aspectos en el que cada maestrillo tiene su librillo. Yo me veo con "demasiada" frecuencia retocando con Photoshop una fotografía de una única toma, pero se debe reconocer que los mejores resultados se consiguen apilando un conjunto de ellas aplicando el algoritmo más adecuado que nos lo facilitará nuestro programa de retoque digital predilecto (si es que dispone de esas funciones, claro).

    Por ejemplo, la versión CS3 Extended de Adobe Photoshop dispone de una función para cargar archivos de imagen en pila (y alinearlos automáticamente también) y aplicar después al conjunto uno de los muchos algoritmos que pone a disposición del usuario que, para el caso de astrofotografías, los mejores son el de la mediana y el del promedio. En este caso no necesitamos darks ni flats ni nada de eso y si, además, hemos hecho uso de la función de "reducción de ruido" que la mayoría de cámaras digitales tienen, nos habremos ahorrado un montón de trabajo y el resultado final puede ser bastante meritorio.

    Entonces ¿para qué complicarnos tanto con las tomas de calibración? Pues sencillamente porque por ahora es la técnica que mejores resultados ofrece y la que seguro se habrá empleado en esas fotografías que vemos por ahí y que nos hacen caer la cara de vergüenza cuando las comparamos con las nuestras.

    Veamos pues lo que hacen con nuestros lights, darks, flats y bias los programas que son capaces de trabajar con ese tipo de imágenes (luego pondré una lista de algunos de ellos). Y para eso una imagen que creo que es lo suficientemente explicativa y con la que me propongo finalizar este tema, pues no es lugar éste para explicar cómo se trabaja con esos programas.

    Básicamente es eso: a cada imagen light se le resta la parte del "ruido" correspondiente a cada una de las tomas de calibración (que han sido apiladas previamente para conseguir una muestra "master" única) Posteriormente esas imágenes light ya calibradas se apilan según un determinado algoritmo. Por suerte todo eso lo hacen ahora por nosotros los programas que se dedican a hacer tales cosas. Finalmente, el resultado del apilado ya podemos llevarlo a nuestro programa de tratamiento fotográfico favorito para ajustar los niveles, trabajar el constraste, etc. etc. etc.

    Una observación importante :

    La imagen de arriba sólo pretende ser intuitiva, pero aún así aparece un aspecto que a muchos no les habrá pasado desapercibido: que tanto las imágenes light de partida, como sus correspondientes una vez extraídas las señales de ruido, así como el resultado final del apilado, aparentan todas iguales. Efectivamente, eso es así. Lo cierto es que todo ese proceso no nos entrega una imagen ni más luminosa ni más coloreada, sino una imagen con menos ruido. El retoque fotográfico propiamente dicho vendrá depués de nuestra parte.

    Pues bien, estos son algunos de esos programas:

    • Deep Sky Stacker  (gratuito, simplifica los pasos del pre-procesamientos de imágenes del cielo profundo)
    • IRIS  (gratuito, un procesador de imágenes astronómicas)
    • MaxIm DL  (de pago, además de apilar también permite el retoque y hasta el guiado de un telescopio)
    • PixInsight  (de pago, una completa plataforma profesional especializada en astrofotografías)

    En lo personal me creo que de ninguna manera sea necesario tener que hacer tanto por cada una de nuestras astrofotografías a no ser que nos tengamos con vocación profesional. Hay objetos celestes que no requieren de semejante andamiaje y que podemos plasmar más o menos decentes con una toma única servida al antojo de lo que creamos ser el ISO y el tiempo de exposición necesarios. Pero aquellos otros que se presuman difíciles de tratar, o queramos mostrar con mayor elegancia, requieren de esmero y dedicación. Y ante estas situaciones no hay mejor herramienta que la del más correcto y eficiente método.

    Espero que todo esto os pueda resultar de alguna ayuda. A mí al menos me ha servido para no morderme las uñas mientras veía desplazarse la Luna en el firmamento tan leeentamente.



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