análisis del comportamiento de la corriente de oscuridad

Agrupación Astronómica de Gran Canaria, AAGC
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ANÁLISIS DEL COMPORTAMIENTO DE LA CORRIENTE DE
OSCURIDAD EN LA CÁMARA CCD STARLIGHT XPRESS
MX916
J. L. Doreste
12 agosto 2003
1. Resumen.
En este trabajo se ha hecho un análisis del comportamiento de la corriente de oscuridad de la
cámara CCD Starlight Xpress MX916 durante una noche de observación. Se ha encontrado
que proporciona una corriente de oscuridad muy estable por lo que basta con obtener una
colección de imágenes bias y dark en la mitad de la noche de observación para corregir todas
las imágenes objeto que se hayan obtenido durante la misma. Se han identificado los pixeles
más calientes que pueden producir las desviaciones más notables en las medidas que se
efectúen en objetos situados en ellos. En concreto se trata de los tres pixeles (291,225),
(240,73) y el (269,193), en orden decreciente de importancia. Es especialmente recomendable
que el primero de ellos no se sitúe en la posición de un objeto que se vaya a estudiar
astrométrica o fotométricamente o que se vaya a utilizar para calibración. Aunque sus efectos
perniciosos se pueden minimizar promediando con varias imágenes que no estén
perfectamente alineadas, de modo que el pixel caliente no aparezca en la misma posición del
astro que afecta. Además, el nivel de “offset” que se añade a las imágenes (y que se corrije con
las imágenes bias) tampoco varía de forma significativa durante la noche.
2. Introducción
La cámara CCD Starlight Xpress MX916 opera en el telescopio S/C 10” f/10 situado en el
observatorio de La Avejerilla (propiedad de la Agrupación Astronómica de Gran Canaria,
AAGC) . Según el manual [1], el chip Sony ICX083 tiene un ruido de corriente de oscuridad
muy reducido. Aún así, en las sesiones de observación y tratamiento de las imágenes se estaba
procediendo según la práctica común con las cámaras CCD con refrigeración por célula
termoeléctrica, es decir, tomando una o varias imágenes “dark” antes y después de la toma de
la imagen objeto. Este procedimiento produce una pérdida notable de tiempo. En este trabajo
veremos que no es necesario hacer esto, sino que basta con tomar un juego de imágenes de
corrección en un momento dado de la noche, tal vez a la mitad, y usarlas para corregir todas
las imágenes objeto que se obtengan durante la misma. También se identifican los pixeles de
mayor corriente de oscuridad y se muestra su comportamiento.
3. Análisis de las imágenes “bias”
Una de las dudas que queremos aclarar es si el nivel de “offset” de la cámara CCD varía a lo
largo de la noche. Es importante señalar que sería muy interesante conocer la temperatura en
el momento de las tomas pero aún no tenemos instalado un sistema de termómetros. De todos
modos, aunque la observación se efectuó la noche del 26 al 27 de julio del 2003, hacía bastante
frío, hasta el punto de ser necesario abrigarse bien. Será necesario hacer este análisis para
noches más calurosas y determinar si es necesario cambiar el procedimiento de obtención de
imágenes de corrección (bias y darks) en esos casos.
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Figura 1.
En la figura 1 se muestra la moda de cada imagen bias obtenida durante la noche. En el eje de
abscisas se indica la hora en formato decimal. La moda se obtiene a partir del histograma de
la imagen y da el número de cuentas que más se repite en una imagen con lo que para una
imagen bias corresponderá con el valor de “offset”. Como se ve, es casi completamente
constante a lo largo de la noche, hasta el punto que se puede ajustar una recta y= a·x + b. En
este caso a= −1.68526 y b= 2746.45. Las barras de error dan la desviación estándar de todos
los píxeles de la imagen correspondiente. La distribución de los puntos a ambos lados de la
recta de ajuste hay que atribuirlo al inevitable ruido de lectura. Puede ser interesante
comprobar como se comporta un pixel caliente en las imágenes bias. En las figuras 2 y 3 se
muestran los valores correspondiente a un pixel caliente y otro frio, respectivamente. En este
caso se dibuja el valor de las cuentas en un pixel concreto en imágenes tomadas en momentos
diferentes (ver figura 4). En la figura 2, aparece un punto bastante alejado en t= 3.28 h. Es
posible que se deba a un rayo cósmico porque se trata de un caso aislado.
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Figura 2. Pixel caliente (106, 194)
Figura 3. Pixel frío (141,178)
Aunque las variaciones son aún bastante pequeñas destacan las que se producen de una
imagen a la siguiente en algunos casos. Esto aparecerá de forma más acusada en las imágenes
dark.
4. Píxeles calientes en las imágenes “dark”
Durante la noche del 26 al 27 de julio del 2003 obtuvimos una serie de imágenes dark (20 seg
de exposición) y bias repartidas a lo largo de la misma. Estas imágenes se obtuvieron en series
de dos. La idea es ver como se comportan los pixeles calientes comparado con los fríos, en
concreto, determinar si hay una tendencia temporal en sus valores, que obligaría a obtener
imágenes de corrección durante toda la noche. En la figura 4 se señalan los tres pixeles
calientes más importantes, en orden de intensidad, (292, 226), (241,74) y el (270,194). Estos
valores son los que proporciona IRAF, sin embargo Astroart le da un un valor inferior en una
unidad a cada pixel, es decir, (291, 225), (240,73) y el (269,193).
Figura 4. Pixeles calientes en una imagen dark.
En la figura 5 aparece la gráfica de la evolución de un pixel frío (el más común) en las
imágenes dark. las barras de error indican la desviación estándar (σ) de cada imagen. Como se
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ve, el comportamiento es bastante estable, aunque ya con algo más de dispersión que en el
caso de los bias. Es destacable la notable dispersión entre imágenes obtenidas una detrás de la
otra, de modo que esto justifica con mas motivo el poder obtener un juego de imágenes de
corrección en un momento concreto de la noche puesto que visto este comportamiento, no hay
garantías que sacando sistemáticamente imágenes dark antes y después de una exposición
objeto se obtengan mejores resultados. La dispersión de las cuentas del pixel caliente se acusa
notablemente, llegando al culmen con el pixel (292,226), figuras 6 y 7. Notar el cambio de
escalas. No se aprecia una tendencia temporal concreta, ya que se podría seguir ajustando una
recta horizontal a los puntos, solo que la dispersión es enorme. Dada la dispersión tan acusada
que obtenemos en estos casos, no hay garantía alguna de que estos pixeles se corrijan
adecuadamente con una sustracción dark, como no sea promediando bastantes imágenes.
Puesto que se trata de un caso aislado, o a lo sumo tres, lo mejor es evitar que ese pixel se
encuentre en una zona de importancia en nuestra imagen. Todas las imágenes fueron
obtenidas con el mismo tiempo de exposición (20 seg). Es interesante ver como aumenta la
dispersión (caracterizado por la desviación estándar) con el valor de las cuentas medias que da
el pixel (figura 8). Como se ve, el incremento es lineal.
Figura 5. Evolución de un pixel frío en las imágenes Dark.
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Figura 6. Evolución del pixel caliente (241,74)
Figura 7. Evolución del pixel muy caliente (292,226)
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Figura 8. Relación entre el nivel medio de cuentas de los pixeles y la
dispersión de los datos.
5. Conclusiones
Tal como se expresa en el manual de la cámara CCD [1], la corriente de oscuridad es muy
estable, sin embargo si es conveniente obtener un juego de imágenes de corrección bias y dark,
eso si, es suficiente con obtener un juego de ellas en un instante dado de la noche, tal vez en la
mitad de la sesión de observación. Se debe evitar que los píxeles calientes (291,225), (240,73) y
el (269,193) (según Astroart), aparezcan sobre algún objeto importante de la imagen puesto
que dificilmente se podrá corregir correctamente dado el grado de dispersión que sufren sus
cuentas. Esto se acusa especialmente con el primero de ellos. Una forma de soslayar este
defecto es obteniendo varias imágenes del objeto ligeramente desalineadas para que el pixel
caliente no aparezca dos veces sobre la misma zona del cielo. Al promediar se logrará
minimizar su efecto.
6. Comprobaciones futuras:
Sería interesante hacer las siguientes comprobaciones:
Hacer el mismo analisis con diferente temperatura, preferente en noches más cálidas para
comprobar el efecto sobre los píxeles calientes y sobre la estabilidad de la corriente de
oscuridad.
Obtener imágenes bias y dark justo después de encender la cámara, para ver el efecto de
su enfriamiento progresivo sobre la corriente de oscuridad.
Comprobar que los pixeles calientes son siempre los mismos y que se comportan de forma
similar.
7. Referencias
[1] Starlight Xpress MX916 CCD System user handbook
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