Klatki kalibracyjne - po co w ogóle je robimy?

Surowa klatka astrofotograficzna zawiera nie tylko sygnał obiektu. Rejestrujemy jednocześnie sygnał astronomiczny, tło nieba, prąd ciemny, hot i warm pixels, elektroniczny offset sensora, wzór stały matrycy, winietowanie, cienie pyłków oraz nierówną odpowiedź toru optycznego.
 
Klatki kalibracyjne służą do pomiaru tych składników, aby można było je matematycznie usunąć albo znormalizować przed stackowaniem.
 
Najważniejsze typy:
 
• dark,
• flat,
• bias,
• dark-flat / flat-dark.
 
Współczesny CMOS nie unieważnił kalibracji. Zmienił natomiast część praktycznych zasad wywodzących się z dawnych kamer CCD.

Najważniejsza zasada: kalibracja musi odpowiadać konkretnej kamerze i workflow

Nie istnieje jeden obowiązkowy zestaw typu "50 biasów + 30 darków + 30 flatów" dla każdej kamery.
 
Trzeba uwzględnić:
 
• typ sensora,
• chłodzenie,
• gain i offset,
• długość light frames,
• długość flat frames,
• obecność amp glow,
• sposób kalibracji używany przez Siril, PixInsight, APP lub inne oprogramowanie.
 
Dobry workflow jest przede wszystkim spójny.

Light frame - klatka właściwa

Light frame to ekspozycja obiektu. Jej parametry definiują wymagania wobec darków:
 
• czas ekspozycji,
• gain,
• offset,
• temperatura sensora,
• tryb odczytu / binning, jeżeli ma znaczenie dla konkretnej kamery i programu.
 
Jeżeli lighty mają 180 s, gain 100, offset 50 i -10°C, najbezpieczniejszy master dark przygotowujemy dokładnie w tej konfiguracji.

Dark frame - co mierzy?

Dark wykonujemy bez dostępu światła, z tym samym czasem ekspozycji, gainem i offsetem co light oraz przy tej samej temperaturze sensora w kamerze chłodzonej.
 
Dark zawiera:
 
• elektroniczny poziom bazowy / bias,
• dark current,
• hot i warm pixels,
• część fixed pattern noise,
• amp glow, jeśli występuje.

Dark nie "odejmuje szumu"

Losowego szumu nie można usunąć przez odjęcie innej losowej realizacji szumu.
 
Master dark usuwa przede wszystkim powtarzalny sygnał: dark signal, hot pixels, amp glow i wzór stały. Sam szum master darku ograniczamy przez integrację wielu dark frames.

Ile darków?

W praktyce 20-50 darków to często rozsądny zakres. Większa liczba dalej poprawia master, ale korzyść rośnie coraz wolniej.
 
Jeżeli dark 300 s jest kosztowny czasowo, 30 dobrych klatek może być rozsądniejszym kompromisem niż obsesyjne zbieranie setek.

Dark library - największa zaleta chłodzonej kamery

W kamerze chłodzonej można stworzyć bibliotekę master darków, np.:
 
• -10°C / gain 100 / offset 50 / 60 s,
• -10°C / gain 100 / offset 50 / 120 s,
• -10°C / gain 100 / offset 50 / 180 s,
• -10°C / gain 100 / offset 50 / 300 s.
 
Nie trzeba wykonywać ich każdej nocy, jeżeli parametry i zachowanie kamery pozostają stabilne.

Jak często odnawiać dark library?

Warto ją odświeżyć po zmianie gainu, offsetu, temperatury roboczej, gdy pojawia się więcej nowych hot pixels albo gdy stare mastery przestają dobrze kalibrować materiał.
 
Nie ma obowiązkowego terminu typu "co miesiąc".

Temperatura darków

Dark current silnie zależy od temperatury sensora. Dlatego w kamerze chłodzonej:
 
dark i light powinny mieć tę samą temperaturę sensora.
 
Liczy się temperatura raportowana przez kamerę, nie sama temperatura powietrza.

Czy chłodzić maksymalnie?

Nie. Celem jest temperatura:
 
• stabilna,
• możliwa do utrzymania przez całą noc,
• wystarczająco niska, aby dark current był mały.
 
Jeżeli -20°C wymaga 100% mocy chłodzenia i nie jest stabilne latem, -10°C może być znacznie praktyczniejszym standardem biblioteki.

Darks do kamery niechłodzonej

Temperatura sensora zmienia się wraz z otoczeniem i pracą elektroniki, więc idealne dopasowanie jest trudniejsze.
 
Można wykonywać darki w tej samej sesji, grupować je według podobnej temperatury i wspierać kalibrację ditheringiem oraz cosmetic correction.

Amp glow - kiedy dark jest szczególnie ważny

Niektóre sensory i układy elektroniki tworzą charakterystyczną poświatę w części klatki. Amp glow jest powtarzalnym sygnałem zależnym od czasu ekspozycji i trybu pracy.
 
Dobrze dopasowany master dark może usunąć go bardzo skutecznie. Dlatego przy takim sensorze wolimy dark dokładnie odpowiadający ekspozycji niż przypadkowe skalowanie mastera.

Dark scaling - ostrożnie z przyzwyczajeniami z CCD

Skalowanie darków do innego czasu ekspozycji było popularne w klasycznym CCD. W CMOS może działać gorzej, gdy sensor ma amp glow, nieliniowe składowe lub zmienia tryb elektroniki.
 
Najbezpieczniejszy punkt startowy:
 
matched dark - dokładnie ten sam czas, gain, offset i temperatura.

Bias frame - co mierzy?

Bias to ciemna klatka wykonana przy bardzo krótkiej ekspozycji. Służy do pomiaru elektronicznego poziomu bazowego odczytu.
 
Historycznie master bias był podstawowym składnikiem klasycznej kalibracji CCD.

Bias i offset to nie to samo

Offset jest ustawieniem kamery, które dodaje poziom bazowy, aby wartości odczytu nie były obcinane przy zerze.
 
Bias frame jest rzeczywistym obrazem zawierającym ten poziom oraz charakterystykę odczytu.

Czy nowoczesny CMOS zawsze potrzebuje biasów?

Nie.
 
W wielu współczesnych workflow:
 
• matched dark używany do lightów już zawiera bias,
• do flatów można użyć master biasu,
• można użyć synthetic bias,
• można użyć matching dark-flat.
 
Wybór zależy od sensora oraz oprogramowania.

Dlaczego najkrótsza ekspozycja CMOS może być problematyczna?

Niektóre sensory lub sterowniki zachowują się inaczej przy ekstremalnie krótkich czasach niż przy ekspozycjach flatów. Mogą wystąpić wzory odczytu, niestabilność bardzo krótkiego czasu albo interakcja rolling shutter z migoczącym źródłem.
 
Dlatego zasada "zawsze bias na absolutnie najkrótszym czasie" nie powinna być stosowana bez testu konkretnej kamery.

Synthetic bias - nowoczesne uproszczenie

Współczesny Siril pozwala w wielu sytuacjach zastosować syntetyczny poziom bias: zamiast master biasu odejmujemy stabilny, zmierzony poziom offsetu.
 
Zaletą jest brak dodatkowego szumu master biasu i prostszy workflow.
 
Metoda ma sens wtedy, gdy bias konkretnego sensora jest wystarczająco jednorodny i stabilny.

Synthetic bias nie jest uniwersalny

Jeżeli bias pokazuje przestrzenną strukturę, pasy albo nietypową zależność od czasu ekspozycji, sama stała wartość może nie opisać sensora prawidłowo.
 
Najlepszą praktyką jest sprawdzenie własnych danych.

Flat frame - najważniejsza klatka optyczna

Flat wykonujemy przy równomiernym oświetleniu pola. Mierzy:
 
• winietowanie,
• spadek jasności ku brzegom,
• cienie pyłków,
• nierówną transmisję toru,
• część różnic odpowiedzi pikseli.
 
Flat jest związany z konkretnym układem optycznym, a nie tylko z kamerą.

Flat nie naprawia aberracji optycznych

Flat nie usunie komy, tiltu, krzywizny pola, złego backfocusu, nieostrych gwiazd ani złej kolimacji.
 
Jeżeli problemem jest geometria gwiazd, zobacz Gwiazdy w rogach - backfocus, tilt czy kolimacja?.

Jak zrobić flat?

Możemy użyć:
 
• panelu flat-field,
• panelu LED z dobrym dyfuzorem,
• ekranu elektroluminescencyjnego,
• sky flatów o świcie lub zmierzchu.
 
Źródło ma być przede wszystkim stabilne i równomierne.

T-shirt flat - czy działa?

Biała tkanina może być dyfuzorem, ale sama nie tworzy równomiernego źródła światła. Jeżeli za nią znajduje się punktowa lampa albo silny gradient nieba, flat może przejąć ten gradient.

Flat musi odpowiadać konfiguracji optycznej

Pomiędzy lightami a flatami nie zmieniamy bez potrzeby:
 
• orientacji kamery,
• rotatora,
• filtra,
• korektora,
• OAG,
• adapterów.
 
Jeżeli kamera została obrócona albo pyłek zmienił pozycję, stary flat może już nie pasować.

Czy focus flata musi być identyczny?

Najlepiej pozostawić fokus możliwie blisko pozycji z sesji. Duża zmiana może zmienić rozmiar cieni pyłków lub geometrię winietowania.
 
Nie trzeba jednak utrzymywać pozycji co do pojedynczego kroku silnika, jeśli tor nie zmienia swojej geometrii.

Histogram flata

Flat powinien znajdować się w liniowym, nienasyconym zakresie sensora.
 
Nie powinien być:
 
• bardzo blisko poziomu bias/offset,
• ani blisko clippingu.
 
Popularny punkt startowy to środkowa część histogramu, często około 30-60% zakresu. Nie jest to jednak magiczna liczba - ważniejsza jest liniowość i brak saturacji.

ADU - nie ma jednej wartości dla wszystkich kamer

Program może prezentować dane w natywnej głębi ADC albo przeskalowane do 16 bitów. Dlatego rada "zawsze 30000 ADU" jest myląca.
 
Lepsza zasada: stabilny poziom w liniowej części histogramu bez clippingu.

NINA Flat Wizard

NINA potrafi automatycznie dobrać czas flata do docelowego średniego poziomu histogramu.
 
Możemy ustawić m.in.:
 
• gain,
• offset,
• minimalny i maksymalny czas,
• docelowy procent histogramu,
• tolerancję.
 
To wygodniejsze niż ręczne zgadywanie czasu dla każdego filtra.

Dlaczego każdy filtr ma inny czas flata?

Transmisja filtrów jest różna. Luminance może potrzebować ułamka sekundy, a wąski SII kilku sekund.
 
Nie wymuszamy jednego czasu dla całego EFW - dobieramy ekspozycję tak, aby każdy flat znalazł się w odpowiednim zakresie histogramu.

Mono - osobny flat dla każdego filtra

Dla L/R/G/B/H-alpha/OIII/SII wykonujemy osobne mastery.
 
Różnią się transmisją, czasem ekspozycji, położeniem drobin i potencjalnymi odbiciami.
 
Więcej o tym systemie: Kamera mono czy kolorowa OSC?.

OSC - również osobny flat dla każdego użytego filtra

OSC pracująca raz z UV/IR-cut, a raz z dual-band powinna mieć osobny flat dla każdej konfiguracji.
 
Flat przez jeden filtr nie musi prawidłowo opisywać drugiego.

Debayering dopiero po kalibracji

Surowe OSC kalibrujemy jako dane Bayer/CFA. Dopiero po dark i flat correction wykonujemy debayering.
 
Kalibracja po interpolacji RGB nie jest właściwym sposobem usuwania defektów piksel-po-pikselu.

Dark-flat - co to jest?

Dark-flat, czyli flat-dark, to ciemna klatka wykonana:
 
• z tym samym czasem co flat,
• z tym samym gainem i offsetem,
• przy odpowiedniej temperaturze,
• bez światła.
 
Służy do kalibracji flat frames.

Dlaczego dark-flat może zastąpić bias?

Dark-flat zawiera poziom bias/offset oraz dark current właściwy dla dokładnego czasu flata. Jeżeli flat trwa kilka lub kilkadziesiąt sekund, matching dark-flat jest bardzo logicznym rozwiązaniem.

Czy dark-flat jest zawsze potrzebny?

Nie.
 
Przy nowoczesnym stabilnym CMOS i bardzo krótkich flatach dark current może być pomijalny. Wtedy bias albo synthetic bias może wystarczyć.
 
Dark-flat ma szczególnie dużo sensu, gdy flaty są długie, pojawia się amp glow albo klasyczny bias nie daje poprawnej kalibracji.

Trzy poprawne workflow dla CMOS

Workflow A - matched darks + bias do flatów
Lighty kalibrujemy dopasowanym master darkiem, a flaty master biasem.
 
Workflow B - matched darks + dark-flaty
Lighty → master dark. Flaty → matching master dark-flat.
 
Workflow C - matched darks + synthetic bias
Lighty → master dark. Flaty → syntetyczny poziom bias/offset, jeśli sensor i oprogramowanie na to pozwalają.
 
Nie mieszamy tych metod przypadkowo.

Najważniejsza matematyka flata

Surowy flat zawiera poza oświetleniem także poziom bazowy sensora.
 
Przed normalizacją master flata trzeba ten poziom usunąć przez:
 
• bias,
• synthetic bias,
• dark-flat.
 
Źle skalibrowany flat może nadmiernie albo zbyt słabo korygować winietowanie.

Dark zawiera bias - nie odejmuj go podwójnie

Pełny matched dark zawiera poziom bazowy. Dlatego nie należy bezmyślnie odejmować od lighta biasu, a następnie pełnego darka zawierającego ten sam składnik.
 
Dobre oprogramowanie kalibracyjne zarządza tym zgodnie z wybranym workflow.

Master dark - czy kalibrować go biasem?

Jeżeli master dark jest dokładnie dopasowany do lightów, często używa się go bez osobnego odejmowania biasu.
 
Jeżeli włączamy dark scaling / optimization, matematyka może być inna. Opcji "optimize dark" i "scale dark" nie zaznaczamy bez zrozumienia działania.

Gain i offset muszą być spójne

Zmiana gainu zmienia wzmocnienie, read noise, full well, a czasem tryb elektroniki. Zmiana offsetu przesuwa poziom bazowy.
 
Dla bezproblemowej kalibracji utrzymujemy spójne ustawienia light/dark/flat/dark-flat lub dokładnie wiemy, dlaczego dany workflow dopuszcza wyjątek.

Czy temperatura flatów musi być taka sama jak lightów?

Nie zawsze. Flat opisuje głównie tor optyczny.
 
Przy krótkim flacie i poprawnym bias/synthetic bias temperatura jest mniej krytyczna niż dla darka.
 
Jeżeli używamy dark-flatów, powinny odpowiadać warunkom flatów, szczególnie przy dłuższych ekspozycjach.

Czy gain flata musi być taki sam jak lighta?

Najprościej używać tego samego gainu i offsetu. Zaawansowane workflow mogą dopuszczać inne ustawienia, ale dla praktycznego poradnika zasada brzmi:
 
utrzymuj gain i offset zgodne z lightami, chyba że dokładnie wiesz, dlaczego robisz inaczej.

Bardzo krótkie flaty i panel LED

Niektóre panele LED używają PWM i migoczą. Przy bardzo krótkich ekspozycjach CMOS może pokazać pasy lub różnice między kolejnymi klatkami.
 
Rozwiązaniem jest przyciemnienie panelu, dodatkowy dyfuzor albo wydłużenie ekspozycji.

Czy flat musi trwać minimum 1 sekundę?

Nie. Dla wielu kamer poprawne flaty mogą być znacznie krótsze.
 
Jeżeli jednak bardzo krótki czas daje pasy, niestabilność albo problem z migotaniem panelu, warto świadomie go wydłużyć.

Sky flats

Niebo o świcie lub zmierzchu może być świetnym źródłem flatów. Jasność zmienia się jednak szybko, więc automatyzacja powinna dynamicznie zmieniać ekspozycję.
 
Na sky flatach mogą pojawiać się gwiazdy, dlatego warto lekko przesuwać kadr i stosować integrację z odrzucaniem.

Ile flatów?

Praktycznie:
 
• około 20 jako minimum użytkowe,
• 30-50 jako bardzo rozsądny standard,
• więcej, jeśli automatyzacja wykonuje je szybko.

Ile biasów?

Bias jest bardzo krótki, więc jeśli rzeczywiście korzystamy z master biasu, można wykonać 50-100 lub więcej klatek.
 
Jeżeli workflow używa synthetic bias albo dark-flatów, nie ma powodu wykonywać setek biasów tylko z przyzwyczajenia.

Ile dark-flatów?

20-30 może być praktycznym minimum, a 30-50 daje bardzo dobry master w wielu zastosowaniach.
 
Przy flacie trwającym ułamek sekundy ich wykonanie jest tanie czasowo.

Czy master flat może służyć miesiącami?

Znacznie trudniej niż master dark. Flat zależy od rotacji, pyłków, filtrów, korektora i geometrii toru.
 
W stałym obserwatorium może być użyteczny długo. Po rozebraniu mobilnego zestawu bezpieczniej zwykle wykonać nowe flaty.

Dust motes

Pyłek blisko sensora zwykle daje mniejszy i ostrzejszy cień, a pyłek dalej od sensora większy i bardziej rozmyty.
 
Jeżeli flat skutecznie usuwa dust mote, nie trzeba natychmiast otwierać komory kamery. Najpierw sprawdzamy filtr i szybę ochronną.

Flat i winietowanie

Flat bardzo dobrze wyrównuje umiarkowane winietowanie.
 
Jeżeli jednak róg jest fizycznie mocno odcięty przez za mały filtr, M42 przed full frame albo pryzmat OAG, kalibracja musi silnie wzmacniać ten obszar wraz z jego szumem.
 
Flat nie zastępuje poprawnie zaprojektowanego toru.

Overcorrection flata

Typowy objaw:
 
• po kalibracji brzegi robią się jaśniejsze od centrum,
• ciemne dust motes zamieniają się w jasne plamy.
 
Sprawdzamy: kalibrację flata, bias/dark-flat, zgodność toru, clipping i właściwy filtr.

Undercorrection flata

Jeżeli nadal widać winietowanie albo pyłki, sprawdzamy czy flat odpowiada tej samej konfiguracji, czy był prawidłowo skalibrowany oraz czy nie został wykonany poza liniowym zakresem sensora.

Light leaks - dark musi być naprawdę ciemny

Światło może dostać się przez filter drawer, EFW, focuser, adapter albo nieszczelną zaślepkę.
 
Dziwna poświata w darku nie zawsze oznacza amp glow. Kontrolny dark warto wykonać w całkowitej ciemności.

Dithering nie zastępuje kalibracji

Dithering świetnie redukuje walking noise i residual fixed-pattern noise po stackowaniu, ale nie usuwa winietowania, dust motes ani dużego amp glow.
 
Zobacz Guiding w astrofotografii.

Bad Pixel Map i cosmetic correction

Bad Pixel Map oraz algorytmy cosmetic correction potrafią usuwać hot/cold pixels i inne defekty.
 
Są świetnym uzupełnieniem kalibracji, ale nie zastępują master darku, gdy sensor ma istotny powtarzalny sygnał termiczny lub amp glow.

Nazewnictwo masterów

Dobra nazwa:
 
MASTER_DARK_180s_GAIN100_OFFSET50_M10C.fit
 
jest znacznie lepsza niż:
 
dark_final2.fit.
 
Dla flata warto zapisać także filtr i datę / konfigurację.

Nie mieszaj gainów i temperatur

Jeżeli lighty mają różne gainy, grupujemy je oddzielnie i dobieramy właściwe darki.
 
Podobnie master dark -10°C nie powinien automatycznie kalibrować lightów 0°C.

Nie rozciągaj klatek kalibracyjnych

Autostretch służy wyłącznie do podglądu.
 
Dane dark/flat/bias pozostają liniowe. Nie wykonujemy stretchu, balansu bieli ani zwykłej obróbki przed tworzeniem masterów.

Median, average i rejection

Mastery tworzymy przez integrację wielu klatek. Program może stosować average, median, sigma clipping, winsorized sigma lub inne metody.
 
Nie ma jednej metody idealnej dla każdej liczby klatek. Współczesne programy mają rozsądne ustawienia domyślne.

Czy darki muszą być z teleskopu?

Nie. Dark dotyczy sensora i elektroniki.
 
Może być wykonany poza teleskopem, jeśli temperatura, gain, offset i ekspozycja są prawidłowe i do sensora nie dociera światło.

Czy flaty można zrobić następnego dnia?

Tak, jeśli nie rozbieraliśmy ani nie obracaliśmy toru i pyłki nie zmieniły położenia.
 
W mobilnym zestawie warto pozostawić kamerę, EFW i korektor złożone do czasu wykonania flatów.

Flaty przed czy po sesji?

Obie metody są poprawne. Po sesji mamy pewność, że odwzorowują końcową konfigurację. W obserwatorium często wykonuje się je automatycznie o świcie.

Flaty a rotator

Po zmianie kąta kamery względem teleskopu mogą zmienić pozycję winietowanie, pyłki i cień pryzmatu OAG.
 
W automatycznym obserwatorium warto zapisywać kąt rotatora i budować flaty dla rzeczywistych konfiguracji.

Flaty a OAG

Jeżeli pryzmat OAG wchodzi za głęboko i tworzy cień na sensorze, lepiej skorygować jego pozycję mechanicznie niż polegać wyłącznie na flacie.
 
Więcej: OAG czy lunetka guidingowa?.

Flaty a szybkie f/2-f/3

Przy bardzo szybkiej światłosile geometria toru jest bardziej krytyczna, a drobne zmiany filtrów, adapterów i położenia kamery mogą mocniej zmieniać flat.

Flaty a backfocus

Przebudowa spacingu korektora może zmienić winietowanie i wzajemne położenie elementów. Po większej zmianie backfocusu warto wykonać nowe flaty.
 
Zobacz Backfocus w astrofotografii.

Czy dark zawsze daje widoczną poprawę w nowym CMOS?

Nie zawsze. W sensorze o bardzo niskim dark current, bez amp glow i przy dobrym ditheringu różnica może być niewielka.
 
Nie oznacza to jednak, że darki są "przestarzałe". Najlepiej porównać ten sam materiał z i bez poprawnego master darku.

Czy flat jest potrzebny?

W praktycznej astrofotografii DSO prawie zawsze warto go wykonywać. Nawet niewielkie winietowanie i pyłki stają się widoczne po mocnym stretchu.

Czy bias jest potrzebny?

Nie zawsze. W nowoczesnym CMOS jest elementem konkretnego workflow, a nie obowiązkowym rytuałem.
 
Możemy użyć master biasu, synthetic biasu albo dark-flatów - najważniejsze jest prawidłowe skalibrowanie flatów.

Czy dark-flat jest potrzebny?

Nie zawsze. Jest szczególnie przydatny przy długich flatach, widocznym sygnale termicznym / amp glow oraz wtedy, gdy bias nie daje prawidłowej korekcji.

Tabela: co musi pasować?

Typ	Ekspozycja	Gain / offset	Temperatura	Tor optyczny
Dark	Jak light.	Jak light.	Jak light w kamerze chłodzonej.	Nieistotny.
Bias	Bardzo krótka / zgodna z workflow.	Spójny z workflow.	Zwykle mniej krytyczna.	Nieistotny.
Flat	Do właściwego poziomu histogramu.	Najprościej jak light.	Zwykle mniej krytyczna przy krótkim flacie.	Musi odpowiadać lightom.
Dark-flat	Jak flat.	Jak flat.	Jak flat, jeśli dark current ma znaczenie.	Nieistotny.

Tabela: który workflow wybrać?

Sytuacja	Rozsądny punkt startowy
Nowoczesny chłodzony CMOS, krótkie stabilne flaty	Matched dark + bias albo synthetic bias do flatów.
Flaty po kilka-kilkadziesiąt sekund	Matched dark + dark-flat.
Widoczny amp glow	Dokładnie dopasowane darki; dark-flat dla długich flatów.
OSC + różne filtry w drawer	Osobny flat dla każdej konfiguracji filtra.
Mono LRGBSHO	Osobny master flat dla każdego filtra.
Niechłodzona kamera DSO	Darks możliwie zbliżone temperaturą; test własnego workflow.

Procedura: dark library

1. Wybierz standardową temperaturę, gain i offset.
2. Zasłoń sensor absolutnie szczelnie.
3. Wykonaj 30-50 darków dla popularnych ekspozycji.
4. Utwórz mastery w programie kalibracyjnym.
5. Nazwij je parametrami.
6. Okresowo sprawdzaj je na nowych danych.

Procedura: flaty po sesji

1. Nie rozbieraj toru.
2. Ustaw równomierny panel.
3. Dla każdego filtra dobierz czas do liniowego, nienasyconego histogramu.
4. Wykonaj 30-50 flatów.
5. Jeśli workflow tego wymaga, wykonaj matching dark-flaty.
6. Utwórz osobne mastery.
7. Sprawdź na jednej klatce light, czy pyłki i winietowanie znikają prawidłowo.

Jak sprawdzić, czy potrzebuję dark-flatów?

1. Wykonaj serię flatów i dark-flatów.
2. Przygotuj jeden master flat z bias/synthetic bias.
3. Przygotuj drugi z dark-flat.
4. Skalibruj tę samą klatkę light obiema metodami.
5. Porównaj winietowanie, dust motes i statystyki.
 
Jeżeli oba wyniki są identycznie dobre, nie ma powodu komplikować workflow.

Diagnostyka złej kalibracji

Sprawdź kolejno:
 
1. Czy dark ma właściwy gain, offset, czas i temperaturę?
2. Czy flat pochodzi z właściwego filtra i orientacji?
3. Czy flat nie jest nasycony?
4. Czy flat został poprawnie skalibrowany biasem/dark-flatem?
5. Czy nie odjęto biasu podwójnie?
6. Czy OSC nie zostało zdebayerowane przed kalibracją?
7. Czy w darkach nie ma light leak?
8. Czy tor optyczny nie zmienił się po sesji?

Najczęstsze błędy

• dark o innym gainie,
• dark 300 s do lightów 120 s bez świadomego scalingu,
• master dark z innej temperatury,
• flat po obróceniu kamery,
• jeden flat do wszystkich filtrów mono,
• clipping flata,
• bardzo krótki flat z migoczącym panelem LED,
• debayering przed kalibracją,
• podwójne odejmowanie biasu,
• wykonywanie setek biasów bez sprawdzenia, czy workflow ich potrzebuje,
• brak ditheringu,
• próba naprawiania złego backfocusu flatem.

Najważniejszy wniosek

Współczesna kalibracja CMOS nie polega na mechanicznym wykonywaniu wszystkich typów klatek według recepty sprzed dwudziestu lat.
 
Zapamiętaj:
 
• dark powinien odpowiadać lightom pod względem ekspozycji, gainu, offsetu i temperatury,
• flat musi odpowiadać rzeczywistemu torowi optycznemu i filtrowi,
• bias jest jednym ze sposobów kalibracji poziomu bazowego, ale nie zawsze obowiązkowym elementem CMOS,
• dark-flat jest szczególnie użyteczny przy długich flatach, amp glow i sensorach wymagających matching calibration,
• synthetic bias może uprościć workflow stabilnych nowoczesnych sensorów, jeśli program i charakterystyka kamery na to pozwalają.
 
Najważniejsza jest spójność: nie mieszamy przypadkowych masterów i nie odejmujemy tego samego sygnału dwa razy.
 
Dalsze artykuły: Jak wybrać kamerę astronomiczną?, Kamera mono czy OSC?, Guiding w astrofotografii, Backfocus w astrofotografii oraz Diagnostyka gwiazd w rogach.