Dalla luce delle stelle all’immagine

Il segnale, il rumore, l’istogramma

Il segnale è un’informazione che viene misurata da uno strumento, nel nostro caso il nostro sensore converte l’informazione luminosa raccogliendo elettroni all’interno dei Pixels.

Il pixel continua questa raccolta ed in quantitativo rapportato alla luce che lo investe, questo accumulo di fotoni convertiti in elettroni si interrompe non appena la nostra fotocamera trasmette alla componentistica elettronica e quindi all’otturatore di fermare l’esposizione fotografica. Al termine dell’esposizione, a seconda di quanta informazione ci siamo prefissati di raccogliere dalla luce delle stelle, nei nostri pixel sarà disponibile un segnale ovvero un’informazione.

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Come visto nel capitolo precedente, mediamente i sensori CMOS hanno un’efficienza quantica massima del 30% vuol dire che ogni 100 fotoni i pixel accumuleranno massimo 30 elettroni (variazione da modello a modello di CMOS).

Accennando il problema del rumore ed il limite di efficienza quantica dei sensori CMOS, dovremo, integrare molte immagini ed operare con ottiche o telescopi da rapporti focali abbastanza veloci per contenere il tempo di esposizione entro certi limiti e di conseguenza contenere anche il rumore.

 

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Ritornando all’elemento fondamentale, il segnale, quand’è che abbiamo raccolto l’informazione ottimale e quindi quanto sarà il corretto tempo di esposizione da applicare con il nostro sensore CMOS nelle nostre fotografie?
Essendo che il nostro sensore (quando lavora in formato RAW non compresso) ha una dinamica generalmente di 12 bit ovvero di 4096 livelli o conteggi, considereremo migliore una lettura di segnale che va da 2048 a 3200 conteggi, dove il limite massimo indicativo serve per non creare zone sature alle successive fasi dell’elaborazione che comportano spesso la compressione generale dell’istogramma d’immagine per effetto dei contrasti attuati dai programmi di grafica ed ottimizzazione delle immagini.

Questa regola di massima serve per ottenere in ogni singola esposizione il migliore rapporto segnale rumore, dove in caso di sotto esposizione ovvero una misura di conteggi di molto inferiore rispetto i 2048 avremo l’informazione (segnale) che risente molto del disturbo del rumore (corrente di lettura e corrente di buio). Ciò nonostante occorrerà, partendo come riferimento da questa linea teorica ideale, ragionare anche con la pratica perché se è vero che all’aumentare del tempo di esposizione aumenta linearmente anche il rumore, occorrerà raggiungere la corretta dinamica o serie di conteggi dell’immagine con la tecnica della combinazione di più esposizioni fotografiche, integrazione di tante immagini e la calibrazione, ovvero la realizzazione o riproduzione del solo rumore da sottrarsi alle singole fotografie e dell’eventuali immagini che contengono la vignettatura e possibili tracce di polvere o sporchi presenti lungo il cammino ottico.

Il metodo più corretto, ed ormai accreditato e collaudato per realizzare delle ottime riprese di soggetti astronomici sia di tipo fotografico a lunga posa del profondo cielo sia di tipo video ad alta risoluzione di corpi del sistema solare è la consultazione dell’istogramma di immagine. L’istogramma è una rappresentazione cartesiana dove l’asse delle ascisse mostra la distribuzione dei conteggi sull’immagine da un valore 0 (zero) o nero a sinistra ad un valore 4096 o bianco a destra (zona di saturazione) e dall’asse delle ordinate che mostra il numero di pixel della foto che rispondono ad un determinato conteggio. Non solo l’istogramma restituirà in tempo reale la stima di esposizione corretta, ma ci fornirà importanti informazioni come la qualità del cielo e quindi la giusta scelta del numero di fotografie da eseguire e del tempo di posa per ottenere un’immagine finale con rapporto segnale rumore migliore. Nel caso in cui il sensore CMOS (installato su tutte le reflex semi professionali o professionali) operi a 14 bit i conteggi saranno 4 volte tanto, potendo così alzare la dinamica di immagine da 4096 livelli a 16384 livelli.

 

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Istogramma per la corretta realizzazione del flat field, un’immagine che contiene le informazioni sui difetti presenti lungo il percorso ottico, polvere sul sensore o vignettatura provocata dalla massima apertura dell’obiettivo. Anche questa ripresa frequentemente va applicata alla calibrazione delle immagini astronomiche, le uniche eccezioni possono essere riguardanti le riprese ottenute con obiettivi fotografici o telescopi con relative riduzioni del rapporto focale, per l’allungamento della Focale nativa o per chiusura del diaframma.

Ci accorgiamo di vignettatura sulle riprese astronomiche perché il quantitativo di luce presente al centro dell’immagine è superiore a quella presente ai bordi, da quì il nome di vignettatura.

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Esempio di un’immagine astronomica grezza con presenza di vignettatura e relativa immagine per la cattura separata del difetto di vignettatura, da notare anche le tracce di polvere sul sensore.

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