CCD Techniques Tecniche CCD
High Quality CCD Imaging Ottimizzare le riprese CCD

To obtain good astronomical CCD images (in particular of DSO and low surface brightness objects) you must:  Warning: I don't consider here some fundamental items in astronomical imaging like mounting stability and goodness of tracking, seeing and atmospherical conditions, optics quality and accuracy of focussing: here the accent is centered on CCD use.
Premesse per ottenere immagini astronomiche CCD di buona qualità (in particolare nelle riprese di oggetti deboli):  NOTA BENE: non vengono qui considerate questioni che pure sono fondamentali nella ripresa astronomica quali la stabilità della montatura e la qualità dell'inseguimento, le condizioni atmosferiche e di seeing, la qualità delle ottiche e la messa a fuoco: qui si pone l'accento sull'impiego dei CCD.
Golden Rules
Regole d'oro

All the exposures (calibration frames and astronomical object acquisitions) have to be done: 
  • at the working temperature (possibly the same during a night and also in the different seasons of the year);
  • avoiding thermal stressing the CCD (reach gradually the working temperature: otherwise some microscopical breakings could verify in the cristalline structure of the sensor);
  • with the CCD at the thermodinamical equilibrium (awaiting the necessary interval of time after switch on and the starting of the cooling procedure);
  • avoiding the presence of mist or ice on the glass surface of the optical window of the CCD.
I'll define the indicated acquiring conditions as standard imaging conditions. 
Tutte le riprese (sia quelle dei frames di calibrazione che quelle di oggetti celesti) devono essere fatte: 
  • a temperatura di lavoro (per quanto possibile la stessa nel corso di una seduta e nelle diverse stagioni dell'anno);
  • evitando di sottoporre il CCD a stress termici (portarlo gradatamente alla temperatura di lavoro: in caso contrario potrebbero prodursi anche microfratture irreversibili nella struttura cristallina del sensore);
  • con il ccd all'equilibrio termodinamico (avendo atteso il tempo necessario dopo l'accensione e l'avviamento della procedura di raffreddamento);
  • evitando la comparsa di condensa o di ghiaccio sul vetrino che funge da finestra ottica del CCD.
Definiremo quelle qui indicate condizioni standard di ripresa. 
Calibration Master Frames Synthesis
Sintesi delle immagini di calibrazione

The calibration images are the ones necessary to remove the imperfections and the artefacts introduced by the CCD sensor and the optics. They are: the bias (or offset) frame, the dark frame and the flat-field frame. 
The so called master or main frames are those that are obtained at the end of a synthesis procedure. They are used to correct (to calibrate) the acquired images during the preprocessing stage. 
  • We can have different master dark frames each for every exposure duration; 
  • alternatively one single master dark-frame can be scaled via software, in dependency of the exposure duration or on the basis of a statistics (in one area without bright stars) of the image to be calibrated. 
 
Per immagini di calibrazione si intendono quelle necessarie a rimuovere le imperfezioni e gli artefatti caratteristici del sensore CCD e dell'ottica con cui viene realizzata la ripresa: frame di polarizzazione (bias) o di offset, frame di buio (dark) e frame di flat-field. 
I frames così detti master o principali sono quelli che si ottengono alla fine di una procedura di sintesi e che vengono utilizzati per correggere (calibrare), in sede di preelaborazione, le immagini via via acquisite. 
  • Si può disporre di master frames di buio diversi per ogni durata della posa; 

    • oppure si può rescalare via software, in dipendenza della posa impiegata o della statistica dell'immagine da calibrare (in una zona priva di stelle luminose), un unico master dark-frame.
 
Synthesis of the master-frames: Sintesi dei master-frames:

Bias (or offset) frame
  1. It is represented by one null duration exposure (with shutter closed);
  2. the mean level of the offset image corresponds to 1/8 - 1/16 of the CCD's full dynamics;
  3. it is removed from the image to obtain a proportional characteristics l = k · t  (l = level in ADU's of the pixel; k = costant that depends on the local lighting conditions; t = time) of the response function of the pixels and in order to improve the effect of the successive applications of the other calibration images. 
It is obtained with the following procedure: 
  1. acquisition of a sequence of frames (more than 5) acquired with the shutter kept closed and with exposure of 0 sec; 
  2. extraction of the median image from the sequence. 
Someone (Buttani) have suggested to replace the image of synthesis so obtained with one of uniform level equal to the mean value of the synthesised image. 
Of all the calibration frames this is the least important and its employment is due to the point 3 described above. 
Bias frame = immagine di polarizzazione (o di offset)
  1. Corrisponde ad una posa di durata nulla (ad otturatore chiuso)
  2. In genere il livello medio dell'immagine di offset corrisponde a 1/8 - 1/16 della dinamica del CCD
  3. Viene tolto per ottenere una caratteristica proporzionale l = k · t  (l = livello in ADU del pixel; k = costante che dipende dall'illuminazione locale; t = tempo) della risposta dei pixel e per migliorare la resa delle successive applicazioni delle immagini di calibrazione.
Si ottiene con la seguente procedura:
  1. acquisizione di una sequenza di frames (più di 5) ripresi ad otturatore chiuso e con posa di 0 sec;
  2. estrazione dell'immagine mediana dalla sequenza.
Qualcuno (Buttani) ha suggerito di sostituire all'immagine di sintesi così ottenuta un'immagine di livello uniforme e di valore pari al valore medio di quella di sintesi. 
Di tutti i frames di calibrazione questo è il meno importante ed il suo impiego è legato al punto 3 sopra illustrato.

Dark frame
  1. It is represented by an exposure of defined duration (often equal to that one of the image to be calibrated) acquired with the shutter closed and for this said "dark". When the dark frame is scaled on the basis of a statistics of the image by the processing SW, it is usually acquired with longer duration exposure respect to the images to be calibrated. 
  2. It represents the response of each single pixel of the CCD to the noise originated by the thermal agitation of atoms of the crystalline reticulum and which is characteristic of the sensor. 
  3. It has good characteristics of time stability, if the temperature change little, in the mid term (some weeks) and therefore the same dark master frame can be used for several consecutive nights of observation. 
It is obtained with the following procedure: 
  1. acquisition of a sequence of images (more than 5) acquired with the same exposure duration and closed shutter; 
  2. removal of the master-bias from each of them; 
  3. median image extraction from the resulting sequence. 
When the image of bias is not used, the procedure to obtain the master dark-frame does not contemplate point 2. 
Dark frame = immagine di buio
  1. Corrisponde ad una posa di durata definita (spesso uguale a quella dell'immagine da calibrare) ripresa ad otturatore chiuso e per questo detta di buio. Quando l'immagine di buio viene scalata in base alla statistica dell'immagine dal SW di preelaborazione si opta, in genere, per una posa di durata maggiore rispetto a quella delle immagini da calibrare.
  2. Rappresenta la risposta di ogni singolo pixel del CCD al rumore dovuto all'agitazione termica degli atomi del reticolo cristallino ed è caratteristica di ciascun sensore. 
  3. Ha discrete caratteristiche di stabilità temporale, se la temperatura varia di poco, a medio termine (alcune settimane) e pertanto uno stesso dark master frame può essere utilizzato per varie sedute di osservazione consecutive.
Si ottiene con la seguente procedura:
  1. acquisizione di una sequenza di immagini (più di 5) con la medesima posa riprese ad otturatore chiuso;
  2. sottrazione del master-bias da ognuna di esse;
  3. estrazione dell'immagine mediana dalla sequenza risultante.
Nel caso che non si utilizzi l'immagine di bias, la procedura per ottenere il master dark-frame non contempla il punto 2.

Flat-field frame = leveling image 
  1. It corresponds to the image of an uniformly illuminated field: The one that assures better characteristics is represented by the clear sky background (near the Zenith) 30 ' - 60 ' after the sunset. 
  2. The conditions during exposure must be the same ones encountered later on in the course of the astronomical acquisitions. Therefore, optical combination, focussing, position of the CCD camera and so on must be the same! 
  3. Such image will be used in order to correct the images from the vignetting introduced by the optical path of the light, and from the traces due to the presence of dust on the several optical surfaces of the mirrors and of the lenses and on the optical window of the CCD. 
  4. The same flat-field can be used until the position of the camera or the optical combination will be the same. 


It is obtained with the following procedure: 

  1. a sequence of images (at least 5) with exposure such to obtain a mean level of 1/4 - 1/2 of the dynamics of the image (of the maximum value) - in any case the saturation level must not be reached in any point of the image; 
  2. the master bias frame is subtracted from each of the images; 
  3. the master dark frame opportunely scaled on the basis of a local image statistics (many dedicated SW's make it automatically) is then subtracted from every image; 
  4. all the frames of the sequence are normalized (scaled by a multiplication factor) to a standard image background level - equal to 1/8 - 1/4 of the maximum value; 
  5. therefore, from the obtained sequence of frames, the median image is extracted - this represents the master flat-field! 
 
Flat-field frame = immagine di spianamento
  1. Corrisponde all'immagine di un campo di ripresa illuminato uniformemente: quello che garantisce migliori caratteristiche di uniformità è lo fondo del cielo sereno (in prossimità dello Zenit) 30' - 60' dopo il tramonto. 
  2. Le condizioni di ripresa devono essere le stesse che si avranno in seguito per la ripresa astronomica. E pertanto, combinazione ottica, messa a fuoco compresa, posizione della camera CCD e così via dovranno essere le stesse! 
  3. Tale immagine servirà per correggere le immagini dalle vignettature introdotte dal cammino ottico della luce, e dalle tracce dovute alla sporcizia presente sulle varie superfici ottiche degli specchi e delle lenti nonché sulla finestra ottica del CCD. 
  4. Può essere utilizzato lo stesso flat-field finchè non si modifica la posizione della camera o la combinazione ottica. 
Si ottiene con la seguente procedura:
  1. Si riprende una sequenza di immagini (almeno 5) con posa tale da ottenere un livello medio di 1/4 - 1/2 della dinamica dell'immagine (del valore massimo) - in ogni caso si faccia attenzione a non raggiungere la saturazione in alcun punto dell'immagine; 
  2. si sottrae ad ogni immagine il master bias; 
  3. si sottrae ad ogni immagine il master dark dopo averlo opportunamente scalato sulla base della statistica dell'immagine (molti SW dedicati lo fanno automaticamente); 
  4. si normalizzano (moltiplicazione per un fattore di normalizzazione) tutti i frames della sequenza in modo che risultino coincidenti i livelli dello sfondo (background) sulla base di un valore prefissato - pari a 1/8 - 1/4 del valore massimo;
  5. si estrae il mediano dalla sequenza di frames così ottenuta - questo rappresenta il master flat-field!
 

At this point, if the so delineated procedures have been followed, we have at disposal master frames of quality: they represent the necessary condition in order to obtain nice astronomical images, also in the case of short exposures (less than 60 ") of fleble celestial objects. 
However it is necessary point out their use in the calibration procedure, now, an essential item for the success of the operations. 
Please, referto the related web pages for details inherent to:   
Se si ha la costanza di seguire le procedure sopra delineate, si disporrà, a questo punto, di master frames di qualità: necessaria premessa per ottenere immagini astronomiche di buona fattura, anche nel caso di riprese brevi (meno di 60") di deboli oggetti celesti. 
Occorre però ancora puntualizzarne l'impiego nella procedura di calibrazione, un punto essenziale per la buona riuscita delle operazioni. 
Ci si riferisca alle relative pagine web per i dettagli inerenti a:   
CCD Image Calibration 
(Preprocessing)
Calibrazione di Immagini CCD (preelaborazione)

The procedure (or, better, the algorithm) for astronomical CCD frames calibration  is  sketched here in a intentionally schematic way. 

Algorithm: 

  1. given a ccd frame taken in imaging standard conditions and whose exposure duration is known; 
  2. the master bias-frame is subtracted; 
  3. the product coefficient to apply to the master dark-frame is estimated on the basis of the statistics of a portion of the image without shining stars - in order to syntetize the current dark-frame to be applied at the following step (alternatively, 
  4. the appropriate (same time exposure and format) dark-image is extracted from the collection of master dark-frames acquired in identical ccd sensor temperature conditions; 
  5. the so obtained dark-frame is subtracted from the image; 
  6. the image background level is then controlled: if it is lower of some hundreds counts (at least 400-500, if the dynamic range of the image is at least of 4096 - 12 bit ADC), is necessary to add a constant offset value (this operation is applied in order to limitate image artefacts deriving from truncations in the subsequent integer calculations); 
  7. the obtained image is then divided by the master flat-field (the FF) standardized to unity mean level - that is, if the FF has a mean value of M, then the following transformation is applied to every pixel xi of the image: 
  8. xo = xi · ff / M (xo = value of the pixel in the output image; ff=value of the corresponding FF pixel). 
At this point the resulted image has been calibrated. 

The result can be still improved with the subsequent procedure: 

  1. acquire an adequate number N (N>/=3) of frames of the same field with the same exposure duration; 
  2. calibrate individually each of them, as precedently described; 
  3. registrate the N images;
  4. then extract the median image from the so obtained sequence. 
Such a procedure can efficiently remove the residual imperfections in the image - the eventual presence of hot or cold pixels, peaks of noise, luminous streaks of satellites, tracings of cosmic beams, etc. The obtained image has good characteristics of quality. It represents a good starting point to reduce data in order to estract astrometric and photometric measures, as the techniques still now used have the aims, essentially, of elevating the signal to noise ratio (SNR). 

However it will still be present defects of different nature, also depending on the image characteristics and on the shooted subject. They can and they must be corrected, before to obtain a version optimized for presentation. Here are sketched the more common cases: 

  1. residual presence of noise; 
  2. evidence of a background gradient - which can be caused by light pollution from the nearby presence of artificial light sources or because the framed field is placed too much low, in proximity of the horizon, or for the presence of the Moon; 
  3. the framed object is weak and the contrast of the image is not sufficient to put in evidence its details, characterized by grey levels that are concentrated in the region of low brightness in the image histogram. 
A discussion of these cases will be introduced apart, with particular attention:
  1. to render the aspect of the image pretty good; 
  2. not to saturate any region of the objects present in the field (this is not applied to stars). 
Moreover, it is necessary to emphasize that this last family of techniques transforms the original grey levels in a not linear way. Therefore the output images derived from these procedures, although of nice appearance, cannot be used for information extraction of astrometric or photometric nature!
Si vuole qui delineare in forma volutamente schematica la procedura (o meglio l'algoritmo) di calibrazione delle riprese astronomiche CCD. 

Algoritmo: 

  1. data una ripresa ccd di durata nota ed in condizioni standard;
  2. si sottrae il master bias-frame;
  3. si calcola - sulla base statistica di una porzione dell'immagine priva di stelle brillanti - il coefficiente moltiplicativo da applicare al master dark-frame per la sintesi di quello che verrà utilizzato al punto successivo (alternativamente, si estrae dalla raccolta di master dark-frames quello ripreso nelle medesime condizioni - durata della posa e temperatura del CCD (??) - dell'immagine in questione);
  4. si sottrae all'immagine il dark così ottenuto;
  5. si controlla il livello di fondo dell'immagine così ottenuta: se è inferiore ad alcune centinaia (400-500, se la dinamica dell'immagine è almeno di 4096 - ADC a 12 bit), occorre aggiungere un valore costante di offset (si fa questa operazione per ovviare ad artefatti derivanti da troncamento nei calcoli successivi);
  6. si divide l'immagine così ottenuta per il master flat-field (FF) normalizzato ad 1 - ovvero, se il FF presenta un valore medio pari a M, allora si applica ad ogni pixel xi dell'immagine si applica la seguente trasformazione: xo = xi · ff / M  (xo= valore corrispondente del pixel dell'immagine d'uscita; ff = corrispondente valore del FF).
A questo punto l'immagine risulterà calibrata. 

Le cose si possono ancora migliorare seguendo la seguente procedura: 

  1. acquisire un adeguato numero N (N>/=3) di riprese dello stesso campo e uguale durata della posa;
  2. calibrare individualmente ciascuna di esse, come sopra delineato;
  3. mettere a registro le N immagini (in pratica renderle perfettamente sovrapponibili);
  4. estrarre l'immagine mediana dalla sequenza così ottenuta.
Con questa procedura possono essere efficientemente rimosse le imperfezioni residue dell'immagine - quali la eventuale presenza di pixel caldi, picchi di rumore, scie luminose di satelliti, tracciati di raggi cosmici, ecc. 
L'immagine ottenuta presenta discrete caratteristiche di qualità. E` utilizzabile per effettuare misure astrometriche e fotometriche poiché le tecniche fin qui utilizzate sono tese, essenzialmente, a migliorarne il rapporto segnale rumore (SNR). 

Tuttavia saranno ancora presenti difetti di varia natura, dipendenti anche dalle caratteristiche dell'immagine e del soggetto ripreso, che possono e devono essere corretti, prima di ottenerne una versione ottimizzata per la presentazione. Ecco quali sono i casi più comuni: 

  1. residua presenza di rumore;
  2. evidenza di un gradiente nello sfondo - dovuto alla presenza di sorgenti di inquinamento luminoso nelle vicinanze o perché il campo inquadrato si colloca troppo basso, in prossimità dell'orizzonte, oppure a causa della presenza della Luna;
  3. l'oggetto inquadrato è debole ed il contrasto dell'immagine, non è sufficiente a evidenziarne i particolari caratterizzati da livelli di grigio che si concentrano nella regione di bassa luminosità dell'istogramma.
Una discussione di questi casi viene presentata a parte, facendo particolare attenzione: 
  1. a rendere maggiormente gradevole l'aspetto complessivo dell'immagine;
  2. a non saturare nessuna regione degli oggetti presenti nel campo (eccezion fatta per le stelle).
Occorre peraltro puntualizzare che quest'ultima famiglia di tecniche trasforma i livelli di grigio originali in maniera non lineare. Pertanto le immagini d'uscita di queste procedure, sebbene di aspetto più gradevole, non possono essere utilizzate per estrarne informazioni di natura astrometrica o fotometrica!
Author: Enrico Prosperi - for any note, observation or suggestion, please contact me Autore: Enrico Prosperi - per qualsiasi nota, osservazione o suggerimento, per favore contattatemi
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