Il FLAT FIELD

Il FLAT FIELD è un'immagine di un campo di intensità luminosa perfettamente uniforme. Il FLAT FIELD verrà poi utilizzato nel pretrattamento delle immagini astronomiche per eliminare due importanti difetti: la differenza di sensibilità che inevitabilmente può esistere da un pixel all'altro di un sensore CCD e le varie disuniformità di campo generate dalle ottiche del telescopio e dalla sporcizia che spesso si può accumulare nelle vicinanze del piano focale del nostro strumento.

Diciamo subito che non è una cosa semplicissima da ottenere poichè bisogna essere effettivamente certi che il campo inquadrato sia del tutto uniforme. Esistono essenzialmente due metodi per ottenerlo:

1. riprendere una zona del cielo sufficientemente luminosa durante l'alba o il tramonto ma lontani dal sole per evitare gradienti di luminosità (sky-flat);
2. riprendere uno schermo bianco ed uniforme allestito nelle pareti della cupola opportunamente illuminato (direttamente o indirettamente) con una sorgente luminosa bianca e costante (dome-flat).

Comunque la si ottenga l'immagine finale del FLAT FIELD deve avere una caratteristica molto importante: avere un elevato rapporto segnale-rumore. Ricordiamo infatti che ogni qualvolta faremo un'operazione matematica su due o più immagini (come la divisione del FLAT FIELD), i "rumori" presenti nelle immagini si sommeranno quadraticamente. Se avremo dei FLAT FIELD con un basso rapporto segnale-rumore, rischieremo di andare a peggiorare ancor di più le immagini che desideriamo correggere. In pratica occorre che il valore medio dei pixel che lo compongono sia almeno intorno ai 2/3 dell'effetiva dinamica dell'immagine. Se per esempio sappiamo che una camera CCD si comporta linearmente tra i valori di 3000 e 55000 ADU, il valore medio del FLAT FIELD può ragionevolmente attestarsi sui 35000 ADU o più (senza ovviamente superare i 55000 ADU).
Ricordiamo inoltre che occorre prendere una serie di FLAT FIELD (da combinare successivamente con una mediana ed ottenere così il MASTER FLAT FIELD) per ogni combinazione ottica utilizzata per le riprese delle immagini GREZZE. Vale a dire che se utilizziamo ad esempio tre filtri B V ed R per fare la tricromia di un oggetto celeste, occorrerà successivamente riprendere tre serie di FLAT FIELD, una per ogni filtro utilizzato. Non solo, se nel corso delle riprese occorre cambiare il fuoco dello strumento, necessariamente occorrerà riprendere delle serie di FLAT FIELD fatte con la nuova configurazione di fuoco. In sostanza, ogni qualvoltà è necessario modificare lo schema ottico dello strumento, sarà necessario riprendere i corrispondenti FLAT FIELD per quella configurazione ottica.

Un tipico MASTER FLAT-FIELD ripreso all'Osservatorio di Cavezzo con il telescopio Newton 0.4m. f/5.5 attraverso il filtro V di Johnson-Cousins e la tecnica dello SKY-FLAT. Si noti la notevole disuniformità di campo, la presenza di alcuni grani di polvere fuori fuoco (con la classica forma a ciambella con il buco) e di gruppi di pixel "freddi".

Entrambi i metodi per l'acquisizione dei FLAT FIELD hanno i loro vantaggi e/o svantaggi che analizzeremo in breve. Ricordiamo solo che è necessario in entrambi i casi utilizzare il telescopio nella posizione di fuoco usata per la ripresa delle immagini: viene da sè che occorre fare una serie di FLAT FIELD per ogni filtro utilizzato.

SKY-FLAT

• Occorre scegliere con cura una zona del cielo possibilmente povera di stelle e riprendere la serie di SKY-FLAT o con l'inseguimento telescopico spento o cambiando rapidamente campo tra una posa e la successiva in modo di non avere mai le stesse stelle di campo. Questo ci permetterà poi, utilizzando la combinazione mediana della serie di SKY-FLAT, di ottenere un MASTER FLAT FIELD senza il disturbo dato dalla presenza delle stelle di campo.
• Devono essere ripresi nello stretto intervallo del crepuscolo quindi il tempo a disposizione può essere veramente poco, soprattutto se è necessario riprendere più serie di flat con diversi filtri.
• Durante il crepuscolo l'intensità luminosa del cielo cambia rapidamente con il risultato che otteremo delle serie di SKY-FLAT con valori medi anche molto differenti l'uno dall'altro: questo fatto falserebbe irrimediabilmente la successiva combinazione con mediana della serie per ottenere il MASTER FLAT FIELD. Ad esempio, l'eventuale presenza di stelle nelle singole immagini, non verrebbe eliminata con l'operazione mediana. Per risolvere questo problema, prima di applicare la combinazione a mediana, occorre riscalare tutte le immagini su uno stesso valore medio (ad es. con Astroart è possibile utilizzare una macro con il comando Immagine > Normalizza background).
• Lo sky-flat ha la risposta spettrale più naturale per la correzione delle immagini con il MASTER FLAT FIELD: per ottenerlo infatti si utilizza la stessa sorgente luminosa utilizzata per le immagini GREZZE ovvero il fondo cielo stesso!
  

Ecco come si presenta un tipico SKY-FLAT ripreso insieme ad altri 9 per ottenere il MASTER FLAT FIELD visibile sopra.

DOME-FLAT

• Lo svantaggio principale del dome-flat è che è necessario attrezzarsi ed ingegnarsi per ottenerlo: le soluzioni possono essere tante e dipendono tantissimo dalla strumentazione che abbiamo e da come abbiamo strutturato il nostro osservatorio, ad esempio se siamo fortunati possessori di una struttura fissa con cupola oppure abbiamo un piccolo osservatorio mobile attrezzato per spedizioni outdoor. In quest'ultimo caso può essere utile il progetto di Giovanni Benintende visibile al link http://www.astrogb.com/art_flatbox.htm .
• Nel caso dell'Osservatorio di Cavezzo invece, in prossimità dell'apertura della cupola viene allestito uno schermo di plexiglass simile al vetro smerigliato: una sogente di luce bianca esterna viene accesa ad una distanza sufficiente ad illuminare lo schermo in modo adeguato ed uniforme. A questo punto è possibile puntare il telescopio sullo schermo (dal quale è distante poche decine di centimetri) e riprendere le sequenze di dome-flat con il tempo d'esposizione necessario ed in tutta tranquillità.
• Un altro svantaggio, forse maggiore del primo per chi fa fotometria, è dato dalla risposta spettrale della sorgente di luce utilizzata che non sarà mai in grado di riprodurre esattamente quella del fondo cielo.