En astrofotografía, los darks, flats, bias y dark flats permiten corregir distintos defectos del sensor y del tren óptico. Sin embargo, no basta con acumular muchas horas de exposición: cada imagen que obtenemos del cielo contiene también ruido, viñeteo, motas de polvo, hot pixels o amp glow.
Algunos de estos defectos proceden del propio sensor y de la electrónica de la cámara. En cambio, otros son consecuencia del sistema óptico que estamos utilizando.
Por tanto, utilizamos las denominadas tomas de calibración para corregir o compensar estos problemas.
La respuesta no es simplemente sí o no. Depende del comportamiento de nuestra cámara y del flujo de calibración utilizado. Para entenderlo, primero debemos saber qué registra cada tipo de toma y, sobre todo, cómo realizarla correctamente.
1. Lights: las imágenes que contienen el cielo
Los lights son las fotografías normales que realizamos del objeto astronómico. En ellas se encuentra la información que realmente queremos conservar: estrellas, galaxias, nebulosas o cúmulos.
Por ejemplo, una sesión podría estar formada por 60 exposiciones de 180 segundos de una galaxia. Cada una de esas fotografías sería un light.
Ahora bien, un light no contiene únicamente la señal astronómica. También puede incorporar:
Importante: en un flujo de procesado real, normalmente calibramos los lights individuales antes de registrarlos y apilarlos. En esta guía representamos visualmente los efectos de forma simplificada para entender mejor qué corrige cada toma.
2. ¿Qué corrige cada toma de calibración?
Antes de analizar cada tipo por separado, podemos resumir sus funciones principales en la siguiente tabla.
| Toma | Qué registra o corrige | Cómo se realiza |
|---|---|---|
| Dark | Hot pixels, corriente oscura, patrones térmicos y amp glow. | Sensor completamente a oscuras y parámetros equivalentes a los lights. |
| Flat | Viñeteo, sombras de polvo y respuesta desigual del sistema óptico. | Iluminando uniformemente la apertura sin modificar el tren óptico. |
| Bias | Señal electrónica base asociada a la lectura del sensor. | Sensor tapado y exposición extremadamente corta. |
| Dark flat | Señal oscura y offset presentes en los propios flats. | Sensor tapado y misma exposición que los flats. |
3. Darks: registrar los defectos del sensor
Un dark es una exposición realizada sin permitir que llegue luz al sensor.
Como no estamos fotografiando el cielo, lo que registramos procede esencialmente de la propia cámara. Por ejemplo, pueden aparecer corriente oscura, píxeles calientes y patrones electrónicos o térmicos que se repiten de una exposición a otra.
Cómo hacer darks correctamente
Supongamos que nuestros lights se han realizado con estos parámetros:
Light: 180 s
Gain: 100
Offset: 50
Temperatura: −10 °C
En ese caso, para construir un dark que reproduzca correctamente el comportamiento del sensor debemos mantener los mismos parámetros relevantes.
- Tapamos completamente la cámara o el telescopio para impedir cualquier entrada de luz.
- Configuramos el mismo tiempo de exposición utilizado en los lights.
- Conservamos la ganancia y el offset correspondientes.
- Si la cámara está refrigerada, fijamos la misma temperatura del sensor.
- Finalmente, realizamos varias tomas y las integramos para crear un master dark.
Ventaja de una cámara refrigerada: podemos crear una biblioteca de darks a temperaturas, ganancias y exposiciones habituales. De este modo, los masters pueden reutilizarse posteriormente sin necesidad de obtenerlos después de cada sesión.
4. Amp glow: ¿qué es ese resplandor?
Algunas cámaras presentan un patrón luminoso característico denominado amp glow o, de forma más genérica, glow.
Dependiendo del sensor, puede manifestarse como una zona brillante en uno de los laterales, una esquina iluminada o incluso estructuras con forma de abanico o bandas.
No se trata de contaminación lumínica ni de un defecto del telescopio. En realidad, es una señal producida por la electrónica de la propia cámara.
¿Cómo se elimina?
La forma habitual de corregirlo es mediante un master dark que reproduzca correctamente ese mismo patrón.
Por esta razón, para conseguir una buena eliminación conviene que el dark coincida con los lights en parámetros como la exposición, la temperatura del sensor, la ganancia y el offset.
Atención con el escalado de darks: cuando existe amp glow, escalar matemáticamente un dark obtenido con otra exposición puede producir una corrección incompleta o excesiva del resplandor.
5. ¿Siguen haciendo falta darks con las CMOS modernas?
Las generaciones actuales de sensores CMOS han mejorado enormemente. Muchas cámaras tienen una corriente oscura muy baja, menor ruido de lectura y, en determinados modelos, un amp glow prácticamente inexistente.
Como consecuencia, se ha extendido una afirmación demasiado general:
Sin embargo, que una cámara no presente amp glow no significa que el sensor carezca completamente de hot pixels, corriente oscura residual o patrones fijos.
CMOS con amp glow
El dark resulta especialmente útil porque reproduce un patrón estructurado que puede eliminarse durante la calibración.
CMOS moderna sin amp glow
El beneficio del dark puede ser menor. Aun así, puede caracterizar hot pixels y otros patrones repetitivos del sensor.
Cámara refrigerada
Al controlar la temperatura podemos reproducir las condiciones y crear bibliotecas de darks reutilizables.
DSLR o mirrorless
En cambio, igualar la temperatura de darks y lights resulta más complicado porque el sensor no suele estar termostatizado.
6. Flats: las tomas que casi nunca deberíamos omitir
Los flats corrigen problemas completamente diferentes a los darks.
Su función es registrar cómo nuestro sistema óptico ilumina el sensor. De este modo, permiten caracterizar:
Una CMOS moderna no elimina el viñeteo ni las motas de polvo. Por tanto, los flats siguen siendo una de las tomas de calibración más importantes incluso utilizando sensores actuales.
7. Cómo hacer flats correctamente
En este caso, la regla fundamental es sencilla:
Para que el flat represente correctamente la configuración utilizada durante la sesión:
- Conserva la misma cámara y su orientación.
- Mantén el filtro utilizado durante los lights.
- No retires el corrector, reductor o aplanador.
- Evita modificar la configuración del tren óptico.
- Procura conservar una posición de enfoque equivalente.
Esto es importante porque una mota de polvo ocupa una posición concreta dentro del sistema. Por ejemplo, si giramos la cámara o desmontamos algún elemento, esa sombra puede desplazarse. Como consecuencia, el flat anterior podría dejar de corregirla correctamente.
¿Cómo iluminamos el telescopio?
Una de las opciones más cómodas es utilizar un panel de flats que proporcione una iluminación uniforme sobre toda la apertura.
También pueden realizarse flats utilizando el cielo del amanecer o atardecer. Asimismo, otras fuentes de iluminación homogéneas pueden funcionar siempre que consigamos una iluminación suficientemente uniforme.
¿Qué exposición debe tener un flat?
Debemos evitar tanto un flat demasiado oscuro como uno saturado. En general, buscamos una señal suficientemente alta pero claramente alejada del límite de saturación del sensor.
Como referencia inicial, puede utilizarse una zona intermedia del rango disponible. No obstante, el valor concreto dependerá de la cámara y del software empleado.
Si utilizamos distintos filtros, lo habitual es obtener flats para cada uno de ellos. Por ejemplo, un filtro de banda estrecha puede necesitar una exposición muy diferente a la requerida por un filtro de luminancia.
8. Bias: la señal electrónica de lectura
Un bias es una exposición realizada completamente a oscuras utilizando un tiempo de exposición extremadamente corto. Tradicionalmente, estas tomas se han utilizado para caracterizar la señal electrónica base asociada al proceso de lectura del sensor.
Cómo hacer bias
- Primero tapamos completamente la cámara.
- A continuación seleccionamos una exposición extremadamente corta adecuada para nuestro sensor.
- Después mantenemos la ganancia y el offset requeridos por el flujo de calibración.
- Por último, realizamos muchas tomas y las combinamos para construir un master bias.
Puesto que las exposiciones son muy cortas, obtener decenas de bias requiere poco tiempo.
Con CMOS no existe una regla universal. Algunos sensores y flujos de calibración funcionan mejor utilizando dark flats para calibrar los flats. Por eso, no conviene asumir que el bias es obligatorio en todas las cámaras modernas.
9. Dark flats: qué son y para qué sirven
Un dark flat es, conceptualmente, un dark realizado con el mismo tiempo de exposición que utilizamos en nuestros flats.
Por ejemplo, imaginemos que nuestros flats tienen una exposición de:
Flat: 2,0 segundos
Dark flat correspondiente: 2,0 segundos con el sensor completamente a oscuras.
Cómo hacer dark flats
- Tapamos completamente la cámara para impedir la entrada de luz.
- Seleccionamos exactamente el mismo tiempo de exposición que en los flats correspondientes.
- Mantenemos los parámetros electrónicos apropiados para ese conjunto de flats.
- Finalmente, obtenemos varias tomas y creamos un master dark flat.
Concepto clave: los dark flats se utilizan para calibrar los propios flats. Por tanto, no debemos interpretarlos como una capa adicional que se aplica directamente al light.
10. ¿Bias o dark flats?
No debemos pensar que cuantos más tipos de tomas de calibración utilicemos, mejor será automáticamente el resultado. En realidad, la combinación adecuada depende de la cámara y del software empleado.
Por ejemplo, algunos flujos utilizan lights, darks y flats calibrados mediante bias. En cambio, otros emplean dark flats para calibrar esos mismos flats.
Flujo con bias
Lights + Darks + Flats calibrados mediante Bias.
Flujo con dark flats
Lights + Darks + Flats calibrados mediante Dark Flats.
Por tanto, la elección correcta depende de cómo se comporte nuestro sensor y del método de calibración utilizado por el programa de procesado.
11. Simulador: prueba las calibraciones
Ahora que conocemos la función de cada toma podemos experimentar con distintas combinaciones.
En el siguiente simulador puedes elegir entre un sensor que presenta amp glow y otro CMOS moderno sin amp glow apreciable. Después, activa o desactiva las diferentes calibraciones para comprobar qué defectos permanecen en la imagen.
¿Qué ocurre si aplicamos solo darks? ¿Y solo flats?
Los defectos están exagerados deliberadamente para que resulte sencillo identificar qué está corrigiendo cada tipo de toma.
Se observan amp glow, hot pixels, viñeteo intenso en las esquinas, motas de polvo y patron de lectura.
12. Ejemplo práctico de una sesión
Para verlo de una forma más práctica, supongamos que estamos fotografiando una galaxia con una cámara astronómica refrigerada y hemos elegido:
Gain: 100
Temperatura: −10 °C
Exposición de cada light: 180 segundos
Lights
En primer lugar, realizamos 60 exposiciones:
60 × 180 s = 3 horas de integración
Darks
Después utilizamos un master dark construido con exposiciones equivalentes:
180 s · Gain 100 · −10 °C
Flats
A continuación, sin modificar el tren óptico, hacemos por ejemplo 30 flats. Imaginemos que la exposición adecuada resulta ser:
30 flats × 1,8 s
Dark flats
Finalmente, si utilizamos dark flats para calibrar esos flats, tapamos la cámara y hacemos:
30 dark flats × 1,8 s
Posteriormente, el programa de procesado construirá los masters correspondientes y los utilizará durante la calibración de la sesión.
13. Errores habituales
Aunque las tomas de calibración son sencillas de entender, algunos errores pueden hacer que pierdan eficacia o incluso introduzcan nuevos problemas.
Darks
✕ Utilizar una exposición diferente sin comprender cómo se comporta el sensor.
✕ Realizarlos a una temperatura distinta en una cámara refrigerada.
✕ Permitir que entre luz durante su captura.
Flats
✕ Girar la cámara antes de realizarlos.
✕ Desmontar o modificar el tren óptico.
✕ Saturar el sensor.
✕ Utilizar una señal excesivamente baja.
✕ Dar por hecho que el mismo flat sirve para cualquier filtro.
Bias y dark flats
✕ Pensar que siempre tenemos que utilizar ambos.
✕ Aplicar un dark flat como si corrigiera directamente el light.
✕ Hacer dark flats con una exposición distinta a la utilizada para los flats.
14. ¿El dithering sustituye a los darks?
No exactamente.
El dithering desplaza ligeramente el encuadre entre exposiciones. Posteriormente, cuando alineamos las estrellas, determinados defectos del sensor dejan de ocupar siempre la misma posición respecto al cielo.
De este modo, los algoritmos de rechazo durante el apilado pueden eliminar muchos de esos defectos. Además, el dithering resulta especialmente útil frente a hot pixels y patrones que pueden terminar produciendo walking noise.
Aun así, dithering y darks no son exactamente la misma herramienta. Por ejemplo, un patrón estructurado de amp glow puede beneficiarse claramente de una calibración mediante un dark correctamente obtenido.
15. ¿Cuántas tomas de calibración hago?
No existe una cifra universal. Sin embargo, como orientación práctica podemos utilizar los siguientes valores:
| Tipo de toma | Cantidad orientativa |
|---|---|
| Lights | Lo importante es acumular suficiente tiempo total de integración. |
| Darks | 20–50 |
| Flats | 20–50 |
| Bias | 50–100 o más, según el flujo utilizado. |
| Dark flats | 20–50 |
Al combinar múltiples tomas reducimos el ruido aleatorio presente en el master. Por tanto, trabajar con varios frames de calibración suele ser preferible a depender de una única exposición.
Darks, flats y bias en astrofotografía: resumen rápido
Si queremos recordar rápidamente la función de cada tipo de toma, podemos resumirlo así:
LIGHT
Es la fotografía del cielo. Contiene la señal astronómica junto con todos los defectos que todavía no hemos corregido.
DARK
Sensor completamente a oscuras. Caracteriza hot pixels, corriente oscura, patrones térmicos y amp glow.
FLAT
Iluminación uniforme manteniendo el tren óptico. Corrige viñeteo, polvo y respuesta desigual del campo.
BIAS
Toma oscura extremadamente corta utilizada para caracterizar la señal electrónica base de lectura en determinados flujos.
DARK FLAT
Toma oscura con la misma exposición que el flat. Se utiliza para calibrar los propios flats.
¿Qué deberíamos hacer entonces con una CMOS moderna?
Las cámaras CMOS actuales han reducido enormemente algunos de los defectos característicos de generaciones anteriores. Sin embargo, una CMOS moderna no significa una imagen libre de defectos ni una calibración innecesaria.
En primer lugar, los flats siguen siendo especialmente importantes porque los problemas que corrigen proceden en gran medida del sistema óptico.
Además, los darks continúan siendo muy útiles cuando existen hot pixels, corriente oscura, patrones fijos o amp glow, aunque su impacto puede ser menor en determinados sensores actuales.
Finalmente, la elección entre bias y dark flats debe hacerse según el comportamiento de nuestra cámara y el flujo de calibración utilizado.
