El ruido que no vino del frío

O por qué los astrónomos enfrían las cámaras fotográficas para fotografiar objetos del cielo nocturno

Primeras pruebas de una cámara modificada (refrigerada) para fotografiar el cielo

Casi todos los que leéis estas líneas conoceréis el enorme avance que se ha realizado en muy poco tiempo en las cámaras digitales. Muchos de nuestros teléfonos móviles (smartphones) trabajan con más de una decena de megapíxeles de resolución en la actualidad y en condiciones de luz comprometidas, de forma que es posible tomar fotografías que hasta hace muy poco tiempo solo estaban al alcance de cámaras compactas de gama alta o cámaras réflex digitales (en adelante, DSLR). Tenéis información más detallada en  [1], al final de esta entrada.

 La fotografía del cielo con cámaras DSLR

La misma revolución que han experimentado (y que está en continua mejora a pasos acelerados) los teléfonos móviles se ha realizado en muchos segmentos de las cámaras compactas y, por supuesto, en las DSLR.  Un ejemplo de las diferencias entre dos DSLR separadas apenas unos cinco años lo podemos ver en la figura siguiente.

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Figura 1.Compárese la calidad de las dos tomas para unos tiempos de exposición totales similares, entre las DSLR  Canon 400D y la Canon 550D

En la fotografía nocturna del cielo, fotografiamos, por norma general, objetos muy débiles y que encima se van moviendo a lo largo de la noche debido al movimiento de rotación de la Tierra, por lo que precisamos telescopios dotados de monturas con seguimiento que contrarresten este movimiento para permitirnos exposiciones más o menos largas y, así, acumular luz y compensar la poca que incide en nuestro detector.

Los que venimos de la fotografía analógica nos acordamos de la constante lucha de sensibilidad (ISO) contra grano de la película. A mayor grano de película, mayor sensibilidad y, por lo tanto, mayor poder de captación de luz (y tomas más cortas), pero a costa de perder resolución de detalles finos en la imagen final. Existe una analogía en las actuales DSLR, pero, en vez de tratarse del tamaño de los granos resultado de una reacción química de la luz incidente (fotones) con la emulsión de la película fotográfica, se trata de lo que llamamos «ruido» en la interpretación de la señal del objeto celeste, y que se muestra en la imagen final en pantalla en forma de algo similar a la granulación.

El tratamiento generalista del ruido de los detectores digitales: la relación S/R

No te asustes, es algo sencillo. Aunque esta entrada te pueda parecer algo técnica, te emplazo a que te fijes en las imágenes que la acompañan. Fíjate en este caso en la comparación de las imágenes anteriores y en las siguientes.

Este «ruido», que merma sensiblemente la calidad de las imágenes de objetos del cielo,  se produce como interpretación de la conversión de la luz (los fotones que nos llegan de las galaxias lejanas) en señal digital, esto es, una corriente de electrones que será “leída” para interpretarse posteriormente como imagen del objeto fotografiado, así como resultado de la propia electrónica de la cámara, entremezclándose todo con la imagen en bruto final.

Sin embargo, en buena parte, es posible subsanar este problema. Se trata de separar la señal procedente del objeto celeste (que, en adelante, llamamos simplemente señal, S) de la señal procedente del ruido (que, en adelante, llamamos simplemente ruido, R) y que no está originada por el objeto celeste.

En términos un poco más técnicos (pero tampoco os asustéis, no voy a poner ni una sola fórmula), denominamos al procedimiento que subsana este problema como procedimiento de incrementar el cociente señal a ruido (S/R) [2], y que nos marcará la calidad de la imagen digital final.

Para entender un poco mejor cómo incrementamos la relación (S/R) para obtener una buena imagen de un objeto celeste, debemos comprender la naturaleza del ruido que nos aparece en las imágenes. Para los más interesados, les emplazo a conocer con algo más de detalle los diferentes tipos de ruido electrónico en [3], al final de la presente entrada.

Reducción del ruido

El mecanismo para mejorar el ruido en origen de las tomas del objeto celeste, se realizará mediante unas tomas de calibración, que básicamente consiste en trabajar con las llamadas “tomas de corriente oscura o darks”. En estas tomas se trata de restar, mediante un software, de la imagen o imágenes del objeto celeste (que llamaremos toma o tomas de luz), los valores del ruido de la toma o tomas, con la finalidad de disminuirlo al mínimo, mediante la realización de tomas dark u oscuras.

Realmente es un procedimiento que posiblemente hemos utilizado, sin saberlo, en algunas ocasiones si hemos realizado fotografía nocturna. Muchas cámaras DSLR tienen la opción en alguno de sus menús de «reducción de ruido de larga exposición», ruido que típicamente aparece cuando hacemos fotografía nocturna donde exponemos durante algunos segundos. Si nos hemos percatado, la máquina hace la toma que hemos seleccionado después del encuadre (digamos de 15 segundos de exposición) y, tras finalizar la fotografía, la cámara toma de forma automática otra fotografía de la misma exposición, pero sin levantar el espejo ni abrir la cortinilla, de forma que, tras unos segundos (30 en total desde que hemos disparado, en este caso), nos muestra la imagen del motivo nocturno, con la toma de dark o de corriente oscura restada automáticamente y sin que sepamos lo que ha pasado. Por tanto las tomas de dark son tomas sin luz (aunque con señal de ruido) que se realizan con el objetivo o telescopio tapado, de la misma exposición y a la misma temperatura, con la finalidad de eliminar el ruido presente en nuestras fotografías de exposiciones largas y altos ISO.

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Figura 2. Compárese el ruido de una única toma oscura o dark, entre una exposición de 600 segundos y una de 1200 segundos con el detector de la DSLR Canon 400D a una temperatura de 20º C

Este procedimiento descrito en la fotografía nocturna que hace automáticamente nuestra cámara, es muy similar a lo que hacemos en la fotografía astronómica. Con los mismos valores de exposición y temperatura (hemos dicho que el ruido depende de ambos parámetros) y sin cambiar el ISO, realizamos varias tomas oscuras o darks para restar a las imágenes del objeto fotografiado. Lo único que cambia es que esta toma oscura también añade su propio ruido y, para minimizarlo (pues estamos hablando de tomas largas) hacemos un número suficiente de darks, de forma que el promedio de todas las tomas darks habrá minimizado el propio ruido de las tomas oscuras (ver [3] para más información al final de esta entrada)  y podremos restarlo más efectivamente a la toma de luz.

No existe un número mágico de darks para minimizar el ruido. Algunos autores mencionan que, cuantos más darks, mejor, coincidiendo que sobre unos 30 el ruido de la toma oscura es casi despreciable, pero, como media, para aquellos que nos estamos iniciando en esto de fotografiar manchitas entre las estrellas, aceptamos un valor no inferior a 10 tomas oscuras o darks. Aunque no hemos entrado todavía en el tema de la temperatura, volvemos a señalar que los darks deben realizarse a la misma temperatura que se realizan las tomas de luz y, como veremos, esto presenta un pequeño inconveniente logístico para una sesión de astrofotografía.

También se reduce el ruido con otras tomas que reducen, en menor medida, otro tipo de ruido presentes en las imágenes  y que se llaman tomas de bias, que describo en [4], pero cuya contribución a la mejora de la imagen calibrada es mucho menor.

Según el tipo de objeto fotografiado (su rango dinámico y su relación de brillo respecto al fondo de brillo del cielo), el rendimiento de nuestro detector y su linealidad de respuesta, la caracterización de su corriente oscura, la calidad del cielo, la calidad de nuestro sistema óptico y la calidad del seguimiento, pues recordemos que el sistema óptico está encima de una montura ecuatorial que contrarresta de forma continua la rotación de la Tierra así como los errores mecánicos del sistema (por ello, empleamos un sistema de autoguiado), obtendremos unos valores adecuados en el número de tomas para cada escenario.

Lo que sí es importante es que, además de las tomas de calibración, tenemos que tener en cuenta que, a todos los demás parámetros descritos anteriormente, la temperatura del detector es una de las variables que influye notablemente en la mejora de la relación (S/R).

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Figura 3. Compárese el ruido entre una toma de 600 segundos y 1200 segundos con una DSLR Canon 550D a una temperatura de 0º C.

Es por ello por lo que los detectores profesionales y amateurs avanzados, llamados habitualmente CCD, llevan un sistema de refrigeración activa que suele bajar la temperatura del detector varias decenas de grados, mediante un módulo Peltier [5] que algunas veces es respaldado por refrigeración líquida. Los aficionados más modestos nos debemos de conformar con modificaciones de cámaras DSLR comerciales de forma artesanal (ver figura 3b).

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Figura 3b. La DSLR Canon 550D utilizada en esta comparativa, modificada con un módulo Peltier (en contacto con el detector en el interior) y su correspondiente disipador y ventilador externos, que permite bajar unos 20-25 grados la temperatura ambiente. 

 

Si nos vamos a telescopios de observatorios profesionales mayores, muchas veces los detectores son diseñados «a la carta» para el instrumento, y suelen recibir refrigeración activa mediante contacto con nitrógeno líquido que permite trabajar por debajo de los 100 °C bajo cero.

¿Es un proceso complicado, entonces, realizar astrofotografía?

No. Es un proceso que podemos considerar laborioso, sobre todo, si nos desplazamos con nuestro equipo a decenas o centenares de kilómetros buscando cielos oscuros. La captura de imágenes requiere su habilidad y tenerlo todo correctamente configurado. Si tenemos la suerte de trabajar desde una ubicación fija, las capturas se facilitan increíblemente, y es más tedioso la calibración de la imagen y procesado que la captura.

El procesado se puede hacer posteriormente, siempre que tengamos en cuenta que los flats son necesarios para cada sesión (a no ser que el detector no se mueva del telescopio y no se hubieran depositado más artefactos sobre el mismo) y que los darks es necesario tomarlos de la misma exposición (misma ISO en el caso de las DSLR) y misma temperatura.

A veces, si la DSLR no tiene refrigeración activa, es complicado conseguir la misma temperatura para los darks, pero no es plan perder la noche haciendo tomas oscuras con la finalidad de mejorar la imagen final. A este respecto, lo mejor es hacerse con una «biblioteca» de darks en noches en las que esté nublado. Con un termómetro en mano y dejando la cámara en el exterior (balcón, terraza o azotea), tomamos darks con los tiempos más habituales y con las diferentes temperaturas a lo largo de la noche o de los diferentes meses del año.

Una vez tomadas imágenes de luz, darks, flats [6] y bias, y aunque, para un neófito en la materia, pueda parecer complicado, hay sencillos programas (y gratuitos) que nos realizarán el alineado y la reducción de las imágenes llegando a la imagen final calibrada en bruto, con la cual abordaremos el tercer y último paso: el procesado [7].

Primeros pasos

Antes, cuando realizábamos fotografía química, la especialización en diferentes campos de conocimiento era mucho menor, pero la complicación para obtener resultados algo aceptables, bastante alta, y el dinero y tiempo invertido, creedme, mucho mayor. Actualmente, los detectores digitales de las DSLR, los programas de tratamiento de imágenes, la facilidad de captura, las monturas computarizadas fácilmente gestionables desde el PC, los sistemas de autoseguimiento, los filtros de banda estrecha, y muchos accesorios, han facilitado la labor al astrofotógrafo amateur y, sobre todo, devuelven resultados realmente espectaculares, con imágenes que no estaban disponibles ni para telescopios profesionales hace un par de décadas. Lo que sí es cierto es que debemos controlar una serie de tecnologías.

 Pero no nos agobiemos, vayamos poco a poco. Yo, para mi vuelta a la fotografía amateur, decidí volver a utilizar mi telescopio Newton de 15 cm adquirido en 1988, sin posibilidad de dotarlo de reductor de coma, una aberración típica de los telescopios de espejos. Por otra parte, adquirí de segunda mano una DSLR Canon 400D (solo el cuerpo, pues el objetivo iba a ser el propio telescopio), que era un detector obsoleto y que, con relación a las actuales cámaras en el mercado, presenta un ruido notable.

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Figura 4. Compárese dos darks (a escala de cada detector) tomados con las DSLR Canon 400D y 550D a una misma temperatura de 20º C y una misma exposición de 600 segundos. Se ha ampliado el borde inferior izquierdo de cada imagen para que se aprecie mejor el ruido presente en cada toma oscura o dark.

De los objetos que fotografiamos, un buen número son nebulosas formadas por regiones HII, donde nacen las estrellas. La emisión de buena parte de este tipo de objetos se realiza en la parte roja del espectro y en el infrarrojo cercano (IR cercano). Sin embargo, los CCD o CMOS son especialmente sensibles a esta zona del espectro y, como su finalidad es muy distinta a fotografiar nebulosas y galaxias, suelen dotarlos de un filtro de corte del IR. Si despojamos a la cámara de este filtro (que se sitúa inmediatamente sobre el detector), dejamos parcialmente inutilizable la cámara para fotografía diurna, pero ganamos en respuesta y linealidad en el IR.

Como la cámara fue adquirida solo para este menester, un compañero de afición me quitó el filtro de IR, que, aunque no es una operación complicada y existen muchos tutoriales en Internet de cómo hacerlo paso a paso, no es apto para manazas y adictos a la cafeína.

Una vez situado el telescopio de forma permanente en un cielo con calidad de cielo suburbano (Observatorio de Pobla Tornesa), las cosas empezaron a salir cada vez mejor y, en poco más de un año, recogí todo el catálogo Messier, que fue la entrada del pasado mes de octubre y que podéis consultar aquí;

https://cielosestrellados.net/el-catalogo-messier-con-mi-t150750/

Este trabajo, que para el neófito puede parecer enorme, es realmente modesto. Se trataba de realizar un proyecto de aficionado de mi juventud por motivos sentimentales y ver cómo se me daba eso de volver a la astrofotografía 20 años después. Pero el detector utilizado es viejo (diez años), genera mucho ruido, y más acusado con el tiempo de exposición y acumulación de exposiciones (cuando lleva un buen rato trabajando). Por otra parte el telescopio, a pesar de su excelente calidad y terminación de la época, no deja de ser un reflector del año 1988. Recordemos que los telescopios reflectores pierden propiedades reflectivas al deteriorarse la capa de aluminio y cuarzo que tienen en la superficie de sus espejos.

Actualmente, con un telescopio de tipo Newton de fabricación china pero de 20 cm (mayor poder de captación de luz respecto a los 15 cm) y 100 cm de distancia focal (mayor resolución y tamaño de imagen respecto a los 75 cm), dotado de un corrector de coma, y un detector mucho más moderno, una DSLR Canon 550D (también un cuerpo modesto comprado de segunda mano de unos 5 años), me he propuesto mejorar las imágenes tomadas en el catálogo Messier, cuyo enlace os he puesto anteriormente.

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Figura  5. Messier 74. Compárese imágenes con un tiempo de exposición similar del mismo objetos celestes con el instrumental citado en el texto. Si no se indica temperatura, las tomas se han realizado sin refrigeración activa.

Pero ahora no solo el detector ha sido modificado quitándole el filtro de IR, sino que, además, ha sido refrigerado con un módulo Peltier (refrigeración activa), que permite seleccionar una temperatura de trabajo adecuada para reducir el ruido de la tomas de forma notable. Fácilmente, se pueden conseguir 20 °C por debajo de la temperatura ambiente.

¿Es realmente importante la diferencia de equipo?

Pues sí. Con mucho menor dinero del invertido en 1988, ahora tienes un telescopio más grande, y más diámetro significa más luz y mejor (S/R.) gracias a un detector más moderno (Canon 550D).

Por otra parte, el detector tiene mucho menor ruido a igual temperatura, que el detector anteriormente utilizado (Canon 400D), pero si las tomas se realizan con refrigeración activa, aún disminuye bastante más. El ruido se hace especialmente molesto, lógicamente, en verano, donde, además de que las noches son cortas, el detector está expuesto a temperaturas nocturnas cálidas y se calienta más. La refrigeración de un detector de una DSLR es sin duda muy importante para las tomas astrofotográficas, aunque ello no implica que sea imprescindible. Fíjate bien en la siguiente imagen.

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Figura 6. Darks comparados entre las DSLR  Canon 400D y 550D. Los dos primeros corresponden a la Canon 400D (600 y 1200 segundos de exposición), los dos segundos a la Canon 550D (mismas exposiciones y temperatura), y finalmente los dos últimos de la derecha a la Canon 550D Refrigerada (mismas exposiciones pero temperatura de 0º C).

¿DSLR o CCD?

 Por mi experiencia, recomiendo empezar por una DSLR. Una CCD permite trabajar con filtros de banda estrecha y temperaturas inferiores gracias a su mejor refrigeración activa, lo que disminuye significativamente el ruido y aumenta notablemente la (S/R), pero la obtención de resultados «postaleros» es inicialmente más costosa (también económicamente) y, por ello, menos motivador. En entornos polucionados lumínicamente, la banda estrecha permite (hasta cierto punto) hacer astrofotografía con resultados más que aceptables.

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T150/750 Celestron (1988) y Canon 400D (2006). Instrumental con el que se ha realizado el catálogo Messier.

 

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T200/1000 Sky Watcher (2015) y Canon 550D (2010), refrigerada con un Peltier en 2016.

 

Espero que disfrutéis de la entrada y, como siempre, a vuestra disposición para cualquier consulta que esté en mi mano constestar.

Características de los detectores CMOS de las DSLR de Canon empleadas en la comparativa (extraído de [8]):

a) Canon 400D (Rebel XTi o Kiss Digital X). Lanzamiento en agosto de 2006. CMOS de 10,1 megapíxeles. APS-C con factor de ampliación 1,6. Procesador DIGIC II (12 bits). Matriz de píxeles: 3888 × 2592. Tamaño del sensor: 22,2 × 14,8 mm, de 5,7 μm. No LiveView.

b) Canon 550D (Rebel T2i o Kiss Digital X4). Lanzamiento en febrero de 2010. CMOS de 18 megapíxeles. APS-C con factor de ampliación de 1,6. Procesador DIGIC 4 (14 bits). Matriz de píxeles: 5184 × 3456. Tamaño del sensor de 22,3 × 14,9 mm, de 4,3 μm. LiveView.

Notas de la entrada.

[1] Aunque entiendo que el lector sabe lo que es una cámara DSLR, no está de más recordar que son aquellas en las que se encuadra el objeto a fotografiar por un visor óptico al que le llega la luz directamente a través del objetivo y que, además, es intercambiable. Información más detallada en https://es.wikipedia.org/wiki/C%C3%A1mara_r%C3%A9flex_digital

[2]Algunos autores citan el cociente señal a ruido (S/R) como SNR.

[3] Los diferentes tipos de ruido electrónico presentes en una imagen

Aunque la explicación no es trivial y responde a ciertos desarrollos matemáticos que tienen que ver con la estadística básica, tampoco es excesivamente compleja, y podemos atrevernos a simplificar diciendo que las fuentes de ruido de una imagen (de forma estricta, sería ruido concerniente a cada uno de los píxeles que conformarán la imagen final) responden a la unión de varios tipos de ruidos presentes: el ruido fotónico (también llamado a veces como ruido de disparo debido al comportamiento físico de los fotones), el ruido de corriente oscura debida a la naturaleza y propiedades del sensor de la cámara y, finalmente, el ruido de lectura que se produce por la «forma» en la que los fotones se convertirán en electrones y cómo estos son «contados» por la electrónica de la cámara para ser traducidos en valores digitales, que posteriormente se representarán en pantalla.

Especialmente molestos son los dos primeros tipos de ruidos, pues intervienen de forma importante la temperatura y el tiempo de exposición de la toma. El tercer tipo de ruido es menos molesto y cada vez se encuentra más minimizado en los detectores modernos y, en todo caso, se minimiza con unas tomas que, como veremos un poco más adelante, los astrónomos denominan bias y son muy sencillas de obtener.

El tiempo de exposición, como es lógico, nos aumenta la señal recibida del objeto, y también aumenta el ruido, pero no lo hace de forma pareja, por lo que el promedio de varias imágenes (que promedia valores de señal del objeto, pero elimina parcialmente los valores de señal correspondiente al ruido, al ser su carácter aleatorio) conseguirán que aumentemos la relación (S/R).

Si queremos profundizar un poco más, definimos la potencia eléctrica de una señal electrónica como el cuadrado de la amplitud eléctrica (los electrones acumulados debido al impacto de fotones). A doble tiempo de exposición, doble amplitud eléctrica (doble de fotones y, por lo tanto, electrones, gracias a la linealidad de los detectores CCD y CMOS) y cuatro veces más potencia eléctrica. El ruido tiene un comportamiento aleatorio y el doble de tiempo no implica el doble de amplitud eléctrica de ruido, sino que solo doble de potencia eléctrica. Es decir, si doblamos la exposición, acumulamos potencia eléctrica de señal del objeto con el tiempo al cuadrado, pero tan solo el doble de potencia eléctrica de señal debida al ruido.

La forma de crecimiento de la relación (S/R) es con la raíz cuadrada del tiempo de exposición. Si la exposición es de 100 segundos, hemos mejorado la relación (S/R) 10 veces respecto a la toma de un segundo. La técnica del promediado (que no sumado) de las imágenes una vez alineadas (esto lo realizará un software con posterioridad a las capturas y de forma automática) hará que los valores aleatorios del ruido pierdan fuerza (se reduzca el ruido) respecto a la señal del objeto.

[4]Tomas de bias.  El ruido de lectura de la cámara lo podemos minimizar con tomas bias. Estas tomas se realizan como una toma dark (sin luz), pero a la mayor velocidad de obturación de la cámara, de forma que detectemos los valores de «sesgo» que introduce el fabricante de la electrónica de la cámara para distinguir el valor de ruido de lectura con los valores de señal procedentes del objeto. Normalmente, sin ser excesivamente puristas, nos es suficiente una decena de bias para obtener el bias maestro. Dependiendo de detectores, es posible despreciar las tomas de bias sin que la calidad de la imagen decaiga en exceso.

[5]Más sobre los módulos Peltier para refrigeración de dispositivos  en https://es.wikipedia.org/wiki/Refrigeraci%C3%B3n_termoel%C3%A9ctrica

[6] Tomas de flats. Reducción de los errores del sistema óptico y artefactos del detector.

Los telescopios de aficionado suelen estar dotados de ópticas poco corregidas y que, además, se ven sometidas a frecuentes desplazamientos en busca de cielos oscuros para realizar imágenes del cielo, lo que provoca que en las ópticas, o en el sensor, se depositen partículas de polvo. Para subsanar en buena medida algunas aberraciones como el viñeteado por los bordes, o las partículas de polvo que generan a veces artefactos en las imágenes finales, se realizan tomas de campo plano o flats. Estos flats son tomas de luz que se realizan sobre un fondo homogéneamente iluminado, como pueden ser flats de cúpula o flats de cielo, antes de que caiga la noche.

Se trata de obtener aproximadamente imágenes de «luz de día» del sensor y sistema óptico, sin saturar el detector. Se acepta comúnmente alcanzar como mucho la mitad del rango dinámico disponible para el detector. Los flats, al realizarse a velocidades normalmente altas en comparación con las imágenes de luz del objeto, carecen de un ruido destacable; aun así, si somos perfeccionistas, podemos realizar darks de los flats, que implicaría tomar tomas oscuras pero de velocidades altas. El número de flats es también un tema algo controvertido, que muchas veces crea confusión, pues es difícil tener una fórmula que funcione siempre eficientemente. Aceptamos que no trabajaremos con un grupo de flats para obtener el flat maestro inferior a una decena. Las tomas las realizaremos a la misma temperatura que las tomas de luz si también pretendemos ser puristas. Esto puede suponer un problema si nuestra cámara no está dotada de refrigeración, pues, lógicamente, por la tarde noche (cuando tomamos, por ejemplo, flats de cielo), la temperatura es sensiblemente más alta que durante la noche, cuando realizamos la sesión de trabajo y captura de imágenes de luz. Pensemos que no podemos disponer de una librería de flats, como hemos citado con los darks, pues de una sesión a otra puede cambiar la posición de detector o tener más artefactos debido al depósito de polvo.

[7]¿Es el procesado de las imágenes finales calibradas un proceso complicado?

No. El procesado trata de resaltar los detalles de la imagen calibrada en bruto. Se trata de ensayar o jugar con aquellos programas que nos resulten más sencillos, a ser posible, con alguno de la multitud de tutoriales que podemos encontrar en Internet. Entre el software disponible para el tratamiento de imágenes, existen gratuitos y de pago. Lo mejor es seguir algún tutorial de programas sencillos (algunos de ellos comerciales) y descartar de momento los programas dedicados y altamente especializados (y de pago), aunque sepamos que posiblemente en un futuro acabaremos acudiendo a ellos. El proceso que debemos seguir es aquel en el que nos sintamos a gusto y disfrutemos descubriendo nuestros propios errores, si no, terminaremos por dedicarnos a la astronomía visual, pues, recordemos, estamos hablando de astronomía amateur, de lo que algunos llaman «postaleo», de una afición (aunque algunos afortunados lo tienen como profesión)  y no de tomas científicas de las que dependa nuestro trabajo de investigación, que normalmente se realizan con detectores CCD profesionales (de los que hemos mencionado algo antes) y que suelen ser de tipo monocromo (devuelven una imagen en tonos de gris y no en color como las DSLR) dotados de filtros muy selectivos para realizar fotometría o astrometría. De todas formas no es la intención de esta entrada tratar el tratamiento de las imágenes.

[8] Extraído de: https://es.wikipedia.org/wiki/APS-C y http://www.astropix.com/HTML/I_ASTROP/COMPARE.HTM

2 thoughts on “El ruido que no vino del frío

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