Representação esquemática da calibração: O resultado final é obtido após a subtração de uma imagem escura e a divisão por uma imagem de campo claro da imagem bruta.
Parte 15: Calibração: Captura de imagens de campo claro e escuro
As astrofotos digitalmente capturadas contêm, sem processamento, não apenas os dados fornecidos pelo objeto celeste fotografado, mas também uma série de artefatos, ou seja, fenômenos indesejados. O processo de "calibração" é entendido como aquele que busca liberar as imagens brutas desses artefatos.
Causa dos artefatos
Primeiramente, vamos examinar quais componentes são responsáveis pela formação de artefatos e que tipo de informações indesejadas eles produzem:
1. A Câmera
Os sensores de imagem das câmeras digitais, bem como sua eletrônica de leitura, geram um "ruído de imagem" mais ou menos pronunciado, especialmente visível por meio de uma estrutura "granulada" em áreas uniformemente claras ou escuras das imagens. Distingue-se entre o ruído de brilho ou luminância, onde os pixels em áreas de motivos igualmente claras assumem valores de brilho arbitrariamente diferentes, e o ruído de cor, onde os pixels que mostram um motivo de cor uniforme apresentam reproduções de cor ligeiramente diferentes. O ruído da imagem eletrônica tem várias causas. Uma das principais é o chamado ruído térmico, causado por processos no sensor que dependem da temperatura e resultam espontaneamente na criação de "cargas" nos pixels, que são interpretadas posteriormente como informações de brilho. Esse componente de ruído é gerado mesmo quando o sensor não está exposto à luz, ou seja, quando durante o "tempo de exposição" nenhuma luz atinge o sensor. Para isso, foi cunhado o termo "ruído de corrente escura".
A quantidade de ruído depende principalmente dos seguintes fatores:
a) Temperatura (maior ruído em temperaturas mais altas)
b) Tempo de exposição (quanto mais longo o tempo de exposição, maior o ruído)
c) ISO (maior ruído com aumento do valor ISO)
Também a natureza do sensor utilizado, o software na câmera para supressão de ruído e o ruído de leitura, causado pela eletrônica que mede os dados do sensor após a exposição, não podem ser ignorados. No entanto, uma vez que esses fatores dependem da câmera e não podem ser influenciados pelo fotógrafo, não pretendemos lidar mais profundamente com eles.
Além do ruído, os sensores digitais de imagens apresentam pixels individuais cujos valores de brilho diferem muito dos da área circundante. Um pixel individual que, por exemplo, não reage à luz incidente permanece sempre preto e é chamado de "pixel morto" (dead pixel ou cold pixel). Outros pixels, por sua vez, reagem de forma muito mais sensível à luz incidente do que os demais, assumindo rapidamente valores de brilho muito altos ou até saturações completas, aparecendo assim brancos.
Esses pixels anormais são chamados de "pixels quentes" (hot pixel). Tanto os "mortos" quanto os "quentes" são praticamente inevitáveis na fabricação dos sensores, portanto, é necessário aceitar uma certa quantidade desses pixels com falhas. Com o passar de vários anos, o número de pixels afetados pode aumentar devido aos processos de envelhecimento do sensor.
Trecho de uma imagem escura, criada com uma Canon EOS 450D com ISO 100 (esquerda) e ISO 1600 (direita). O tempo de exposição foi de dez minutos. É possível ver claramente como o ruído total aumenta com um valor ISO mais alto. Ambos os trechos de imagem foram clareados de maneira idêntica para destacar o ruído.
2. A Ótica de Captação
Nenhum telescópio e nenhuma lente fornecem uma imagem perfeita. Quanto mais longe se está do eixo ótico, mais visíveis serão os erros de imagem, chamados de aberrações. As bordas da imagem são especialmente afetadas. No entanto, a calibração não pode corrigir esses erros de imagem. Portanto, vamos nos concentrar nas ocorrências que podem ser combatidas por calibração.
Primeiramente, há o fenômeno de vinhetagem, ou seja, o escurecimento das bordas da imagem. A vinhetagem é mais pronunciada ao utilizar lentes fotográficas com abertura total. Por um lado, a vinhetagem pode ser controlada ao fechar o diafragma. Entretanto, o ato de fechar o diafragma também leva a um aumento no tempo de exposição necessário, algo que muitas vezes não é desejado em astrofotografia. Além disso, as óticas dos telescópios, por razões físicas, fornecem uma maior luminosidade de imagem no eixo ótico do que nas bordas da imagem, fazendo com que a vinhetagem seja um fenômeno praticamente inevitável na astrofotografia. Quanto maior for o sensor de imagem da câmera utilizada, maior será o risco de vinhetagem.
Imagem da constelação "Ursa Maior" com uma lente de 50 milímetros de abertura alta. É visível o escurecimento das bordas da imagem.
No caso extremo, nenhuma luz alcança mais os cantos mais externos do sensor, por exemplo, quando um componente com diâmetro interno insuficiente é utilizado no caminho ótico ou a ótica de captação simplesmente ilumina uma área muito pequena da imagem. Nesse caso, as bordas da imagem permanecem escuras e não podem ser recuperadas mesmo por meio de calibração.
Em segundo lugar, são projetadas partículas de sujeira que se acumulam no sensor ou em uma lente ou espelho da ótica de captação. Uma limpeza cuidadosa da câmera e da lente pode minimizar a formação de manchas escuras na foto, mas nunca evitá-las completamente. Quanto menor for a distância de uma partícula de sujeira ao sensor, mais nítida ela será vista na foto. Partículas que estão diretamente sobre o vidro de proteção em frente ao sensor serão visualizadas de forma extremamente nítida.
Por outro lado, poeira na lente frontal não é crítica, enquanto a contaminação da lente traseira de uma lente pode deixar marcas visíveis na foto. Ao usar um telescópio de espelho, é possível que partículas de sujeira apareçam na imagem na forma de anéis escuros, já que sua projeção desfocada adquire a forma da pupila de entrada, que em telescópios de espelho é anelar devido ao espelho principal na trajetória dos raios.
A sujeira no caminho óptico torna-se visível na forma de manchas escuras. As três manchas superiores são partículas que estão no sensor. A poeira inferior está representada de forma bastante desfocada e encontra-se em uma lente da objetiva usada:
Numa imagem da Via Láctea à esquerda, descobri um fio de poeira que foi representado de forma bastante nítida e que tinha se depositado no vidro protetor do sensor. Após executar a função de limpeza do sensor no menu da câmera, o intruso desapareceu (à direita):
A função de limpeza do sensor integrada em muitas câmeras tenta "sacudir" as partículas de sujeira presentes no vidro protetor em frente ao sensor através de vibrações de alta frequência. Nem sempre consegue fazê-lo perfeitamente, no entanto, a utilidade dessa função é inquestionável (ver exemplo de imagem a seguir).
Capturar imagens para calibração
Os artefatos discutidos podem ser eliminados ou pelo menos atenuados se for realizada uma calibração de imagem. Para isso, dois tipos de imagens de calibração precisam ser criadas:
1. Imagens Escuras (Darkframes)
As imagens escuras são "expostas" exatamente pelo mesmo tempo que as verdadeiras imagens do céu. No entanto, é assegurado que nenhuma luz atinja o sensor, por exemplo, colocando a tampa frontal da objetiva!
O resultado não é uma imagem completamente preta, pois a imagem escura contém todo o ruído do escuro. Partimos do pressuposto de que este ruído do escuro é idêntico ao da imagem do céu. Este pressuposto é arriscado, pois o ruído sempre contém uma componente estatística não previsível. No entanto, felizmente, em termos de magnitude, essa componente é relativamente pequena, de modo que, em uma primeira aproximação, o pressuposto mencionado é bastante preciso.
Corte de uma imagem escura, criada com uma Canon EOS 1000D a ISO 1600 com dez minutos de "exposição". À esquerda, a imagem sem alterações, à direita, o resultado após ajustar as tonalidades com o Photoshop (comando Imagem> Ajustes> Curvas de Tonalidades...)
A ideia é usar a imagem escura para capturar apenas a parte de ruído, a fim de então subtrair essa parte da imagem do céu posteriormente. Dessa forma, o ruído deve desaparecer ou pelo menos ser reduzido. Ao mesmo tempo, todos os pixels quentes que ainda contêm dados utilizáveis, ou seja, que não estão completamente saturados, são reparados. No entanto, pixels mortos e pixels completamente saturados não podem ser "reparados" por uma imagem escura.
Para produzir imagens escuras "adequadas", é necessário que todas as condições, das quais o ruído escuro depende, sejam idênticas às das imagens do céu. Isso significa que não apenas o tempo de exposição, mas também o valor ISO não deve ser alterado em relação às imagens do céu. Um problema é a temperatura do sensor, que na maioria das câmeras (como todas as câmeras DSLR digitais) não é regulável. Isso significa que as imagens escuras devem ser criadas o mais próximo possível das imagens do céu, ou seja, logo antes ou imediatamente depois. Como o sensor aquece durante exposições longas, várias imagens escuras tiradas em momentos diferentes e mais tarde médias melhoram o resultado. Por exemplo, você poderia tirar uma imagem escura antes e outra depois de uma série de exposições longas.
Exemplo Prático:
Você deseja fotografar a Nebulosa do Anel na constelação de Lyra com uma câmera digital DSLR. Para isso, planeja oito exposições de dez minutos cada. Primeiro, desative todos os meios de redução de ruído oferecidos no menu da câmera! Isso se aplica explicitamente ao ponto "Redução de Ruído em Exposições Longas", porque, caso contrário, a câmera criaria automaticamente uma imagem escura com o mesmo "tempo de exposição" após cada exposição, o que custaria tempo valioso de observação. Metade do tempo de observação seria gasto criando essas imagens escuras automaticamente.
Após desativar essa função, a primeira coisa a fazer é criar uma imagem escura com todas as configurações que você deseja usar para a imagem do céu. Em seguida, siga com a série de oito exposições de dez minutos, seguido por outra imagem escura. Para tirar as imagens escuras, coloque a tampa da objetiva ou telescópio na câmera. As duas imagens escuras resultantes serão depois médias e subtraídas de todas as imagens do céu. Tanto as imagens do céu quanto as imagens escuras devem ser tiradas em formato RAW, caso contrário a calibração não funcionará.
2. Imagens de Campo Claro (Flatframes)
Imagens de campo claro ocorrem quando você fotografa uma superfície uniformemente clara. Naturalmente, a mesma ótica de captura usada para criar as imagens do céu deve ser utilizada.
Para obter uma imagem de campo claro, você pode fixar um pedaço de papel na frente da ótica de captura. Para a captura, o papel deve ser iluminado de forma uniforme, por exemplo, com uma lanterna.
Nesse processo, uma imagem é criada que mostra tanto a vinheta quanto as partículas de sujeira no caminho óptico. Quando as imagens do céu são posteriormente divididas pelas imagens do campo claro, esses artefatos também podem ser eliminados.
Imagem típica de campo claro. Ela contém a vinheta (bordas escuras) e as partículas de sujeira no caminho óptico (manchas).
No melhor cenário, as imagens de campo claro são criadas com o valor ISO mais baixo possível e um tempo de exposição curto, a fim de evitar a introdução de ruído de corrente escura adicional.
Um exemplo prático:
Você já fez as fotografias do anel nebular discutidas no capítulo “Imagens Escuras” e as fotografias escuras correspondentes já estão “no bolso”. Agora, você também deseja criar imagens de campo claro. É muito importante que a disposição da câmera e da ótica permaneça absolutamente inalterada! Portanto, não remova a lente da câmera ou a câmera do telescópio, e não altere de forma alguma o foco! Para garantir que as partículas de sujeira sejam registradas no mesmo local do sensor que nas imagens do céu, é até aconselhável não tocar na câmera. É preferível controlar a câmera por meio de um laptop conectado, se essa opção estiver disponível.
É especialmente crítico se a conexão entre a câmera e o telescópio ou sua ocular não for muito estável. Agora, a questão é onde você pode encontrar uma superfície uniformemente iluminada durante a noite. Uma opção seria fixar um material semitransparente (por exemplo, um pedaço de papel) na frente da lente da câmera ou do telescópio, que seria então iluminado na frente por uma lâmpada. Até mesmo um flash pode ser usado como fonte de iluminação. Para alcançar os curtos tempos de exposição desejados, é necessário uma fonte de luz brilhante. No entanto, é importante que a exposição da imagem de campo claro seja feita adequadamente. Ela deve ser suficientemente exposta, mas sem atingir a saturação.
Para isso, verifique o histograma da imagem de campo claro, cujo “pico de dados” deve estar posicionado à direita do meio, mas sem atingir o limite direito. Com a luz contínua, você pode simplesmente configurar a câmera no modo automático de tempo (“Av” ou “A”) e ajustar a compensação de exposição manual para um valor de “+1,5”. Dessa forma, as imagens de campo claro podem ser criadas até mesmo com o modo automático de exposição da câmera. É crucial que ao usar lentes, você ajuste a mesma abertura utilizada para as imagens do céu.
Em resumo, é importante destacar que a criação das imagens escuras e de campo claro deve ser feita com o maior cuidado possível. Por um lado, porque após a desmontagem elas não podem mais ser reproduzidas, e por outro lado, porque o uso de imagens de calibração “erradas” pode não melhorar, mas até piorar o resultado.
Realizando a calibração
Em última análise, a calibração é uma operação matemática na qual o dark frame é subtraído da imagem bruta para depois ser dividido pela imagem de campo claro. Portanto, a fórmula é a seguinte:
Fórmula para calibração de imagem.
Mas não se preocupe, você não precisa realizar essa operação de cálculo para os muitos milhões de pixels da sua câmera digital; um software adequado fará isso por você.
A calibração de imagens astronômicas por meio de imagens escuras e de campo claro não pode ser feita com programas de processamento de imagem convencionais, como o Adobe Photoshop. Isso se aplica também e principalmente a fotos obtidas com câmeras coloridas, como uma câmera digital reflex. O motivo é a síntese de cores a partir da imagem bruta: Os pixels individuais do sensor de captura são equipados com diferentes filtros de cores (Matriz de Bayer), e ao abrir o arquivo de imagem, uma interpolação automática dos valores de cor RGB é feita para cada pixel. No entanto, a calibração deve ocorrer antes da síntese de cores!
Um software bastante fácil de usar para realizar a calibração corretamente é o “DeepSkyStacker”, que pode ser baixado gratuitamente (freeware) do site http://deepskystacker.free.fr/german/index.html. Através desse programa, pretendo explicar o processo de calibração.
Primeiro, eu salvo minhas fotos astronômicas (“Lightframes”) juntamente com as fotos escuras (“Darkframes”) e de campo claro (“Flatframes”) em uma pasta. No caso específico, são sete Lightframes e um Darkframe e Flatframe cada. O objeto é o “Messier 57”, o anel nebular na constelação de Lyra, que eu fotografei sete vezes por dois minutos com uma Canon EOS 450D a ISO 800. Para evitar confusão, é melhor que os nomes dos arquivos indiquem se são Light, Dark ou Flatframes.
Através de "nomes de arquivos úteis", a distinção entre as verdadeiras imagens astronômicas, a imagem escura (Darkframe) e a imagem de campo claro (Flatframe) pode ser feita facilmente, evitando equívocos.
Em seguida, eu abro o programa DeepSkyStacker.
Software DeepSkyStacker: Tela após o início do programa.
Com os três comandos superiores na barra de ferramentas à esquerda, posso abrir minhas fotos, sendo importante não confundir Lightframes, Darkframes e Flatframes.
Software DeepSkyStacker: Abrindo as imagens astronômicas (“Lightframes”) selecionando o comando Abrir Lightframes...
Alternativamente, posso arrastar meus arquivos do Windows Explorer para o DeepSkyStacker (Drag&Drop), mas devo fazê-lo em três etapas, porque é necessário informar sempre qual é o tipo de arquivo(s).
Software DeepSkyStacker: Ao arrastar arquivos para o DeepSkyStacker, o programa pergunta sobre o tipo de arquivo.
Depois de adicionar todos os arquivos (incluindo o Darkframe e o Flatframe), na lista de arquivos, você verá uma visão geral dos arquivos importados. Na coluna Tipo, verifique se a associação “Light”, “Dark” e “Flat” está correta para garantir a precisão.
Software DeepSkyStacker: Todos os arquivos necessários foram importados. Em uma lista, é possível verificar se o tipo de arquivo está correto (coluna “Tipo”, elipse vermelha).
Clicando em qualquer arquivo na lista, o DeepSkyStacker carrega o arquivo na memória e exibe-o na janela de imagem. Ao clicar uma vez em uma Lightframe, é preciso esperar alguns segundos até que a imagem seja exibida. Movendo o triângulo do meio do lado direito para o lado esquerdo, consigo obter uma exibição mais clara, permitindo assim ver claramente as bordas escuras da imagem - consequência da vinhetagem.
Software DeepSkyStacker: Exibição de uma imagem única da lista (seta vermelha inferior). Ao mover o ponto de cinza (seta vermelha superior) para a esquerda, obtenho uma representação mais clara.
Agora, seleciono o Flatframe, que é exibido após um breve período de espera. As bordas escuras também são claramente visíveis no Flatframe.
Software DeepSkyStacker: Exibição da imagem de campo claro (seta inferior). Ela contém as bordas escuras resultantes da vinhetagem, indicadas pelas quatro setas superiores.
Antes de iniciar o procedimento de calibração, eu me certifico de que todos os arquivos estão selecionados com uma marca de seleção na caixa à esquerda do nome do arquivo. Caso contrário, eu clico no comando Selecionar tudo no menu à esquerda.
Software DeepSkyStacker: Selecionando todos os arquivos importados:
Em seguida, começo selecionando o comando destacado em vermelho Empilhar imagens selecionadas.
Software DeepSkyStacker: Início do procedimento de calibração com o comando “Empilhar imagens selecionadas...”, onde “Empilhar” significa sobrepor as imagens individuais.
Um diálogo é exibido com um resumo das próximas etapas de processamento automáticas.
Software DeepSkyStacker: Diálogo para iniciar o procedimento de calibração e empilhamento.
Como o DeepSkyStacker também alinha automaticamente as imagens, ou seja, não faz o alinhamento de fotos não coincidentes antes de sobrepor movendo e girando, ainda são necessárias algumas configurações e verificações de parâmetros do programa. Para isso, eu clico no botão Parâmetros de Empilhamento…; então um outro diálogo abrangente com oito guias é exibido. Sem entrar em todos os detalhes, agora eu mostro todas as oito guias com minhas configurações, que na maioria das vezes correspondem às configurações padrão:
Parâmetros de empilhamento do software DeepSkyStacker, guia “Resultado”. Aqui, deve-se selecionar o “Modo Padrão”.
Parâmetros de empilhamento do software DeepSkyStacker, guia Light. O modo de empilhamento Clipping de Kappa-Sigma produz bons resultados, nos quais os valores extremos não influenciam no cálculo da média:
Parâmetros de empilhamento do software DeepSkyStacker, guia Dark. Como há apenas uma única imagem escura, não importa qual modo de empilhamento é selecionado aqui.
Parâmetros de empilhamento do software DeepSkyStacker, guia Flat. Aqui também, o modo de empilhamento não tem importância, pois só existe uma única imagem do campo claro.
Parâmetros de empilhamento do software DeepSkyStacker, guia Alinhamento. O método Automático garante um alinhamento preciso das imagens individuais, usando estrelas como pontos de referência. A detecção dos pontos de referência também é totalmente automática.
Parâmetros de empilhamento do software DeepSkyStacker, guia Intermediário. Para armazenar resultados intermediários, o programa requer espaço em disco suficiente. Portanto, pode ser útil selecionar uma Pasta temporária de arquivos com espaço em disco livre suficiente.
Parâmetros de empilhamento do software DeepSkyStacker, guia Cosmético. Mesmo após a calibração, pixels defeituosos isolados podem permanecer. O software pode identificá-los e removê-los automaticamente.
Parâmetros de empilhamento do software DeepSkyStacker, guia Saída. Aqui, é possível especificar o que deve acontecer com o resultado dos cálculos.
Eu encerro o extenso diálogo com OK e inicio o procedimento de calibração com outro clique em OK no diálogo Etapas de Empilhamento acima mostrado. Em seguida, um período muito intensivo em termos de processamento ocorre, levando mais de meia hora no meu computador. Durante esse tempo, o DeepSkyStacker me forneceu mensagens de status sobre o progresso do processamento:
Software DeepSkyStacker: A calibração e empilhamento podem levar algum tempo. Durante isso, é exibida uma mensagem de status.
Depois que o programa terminar o seu trabalho, o resultado será exibido na janela de imagem:
Software DeepSkyStacker: exibição da imagem de resultado após calibração e empilhamento.
A menos que especificado de outra forma por você, o resultado será salvo com o nome de arquivo "Autosave.tif" no mesmo diretório onde os arquivos processados estão localizados. Esta imagem em formato TIF possui uma "profundidade de cor" de 32 bits por pixel e por canal de cor. Para processar essa imagem no Adobe Photoshop, você precisará de pelo menos a versão CS2. Se estiver usando uma versão mais antiga, você deve clicar no comando Salvar imagem como... no DeepSkyStacker e selecionar Imagem TIFF (16 bits/K) como formato de arquivo.
Software DeepSkyStacker: a caixa de diálogo "Salvar imagem como..." permite escolher o formato de arquivo, neste caso um TIF com 16 bits por pixel e por canal de cor (seta vermelha).
A partir daqui, uso o Adobe Photoshop CS3 para dar os toques finais ao "Autosave.tif" gerado pelo DeepSkyStacker. Ele pode ser aberto facilmente no Photoshop e a barra de título da janela do arquivo mostra que se trata de um arquivo de 32 bits:
Arquivo de 32 bits aberto no Adobe Photoshop CS3. Os 32 bits por pixel e por canal de cor são mencionados na barra de título da janela de imagem (seta vermelha).
A primeira olhada nesta imagem mostra claramente o sucesso da calibração: os cantos escuros da imagem desapareceram!
No entanto, o processamento de fotos de 32 bits no Photoshop é bastante limitado. Portanto, primeiro converto para um formato de 16 bits. Escolho o comando Imagem/Modo/16 Bits por Canal... e recebo a seguinte caixa de diálogo:
Convertendo uma imagem de 32 para 16 bits com o Adobe Photoshop CS3.
Confirmo - por simplicidade, sem fazer nenhuma alteração nas configurações - com OK e posso então utilizar quase todos os comandos do Photoshop CS3 com uma imagem de 16 bits.
O que é feito a partir deste ponto é altamente dependente do material original e não pode ser generalizado. Com a imagem da Nebulosa do Anel, primeiro recortei o histograma à esquerda para tornar o céu mais escuro (comando Imagem>Ajustes>Curvas de Tons...):
Deslocamento do ponto preto (marcado com seta vermelha) para a direita a partir da posição da nulidade.
Em seguida, com o comando Imagem>Ajustes>Curvas de Tons... escureci ainda mais o céu e clareei as áreas do motivo (curva de tons em forma de "S") para aumentar o contraste da imagem:
A curva de tons em forma de "S" no Photoshop aumenta o contraste. A seta vermelha à esquerda mostra onde a curva foi dobrada para baixo, a seta à direita mostra onde foi elevada.
Após um leve aumento na saturação de cores (comando Imagem Ajustes Matiz/Saturação...), fiquei satisfeito com o resultado final por enquanto:
Imagem final da Nebulosa do Anel. Todos os artefatos desapareceram devido à calibração. Destacada na foto está uma galáxia no fundo, denominada IC 1296.
Por que todo esse esforço?
O uso do DeepSkyStacker trouxe as seguintes vantagens em relação à calibração:
Redução do ruído escuro das imagens individuais pela subtração de uma imagem escura
Se ampliarmos uma pequena parte de uma única imagem, é possível observar claramente a redução do ruído, bem como a remoção de pixels quentes e mortos. A calibração da imagem escura para esta comparação também foi feita com o DeepSkyStacker:
Calibração de uma exposição única (esquerda) por uma imagem escura. O resultado pode ser visto à direita: o ruído foi reduzido e os pixels defeituosos desapareceram. Apenas uma pequena parte da imagem total é mostrada em ambos os casos.
Eliminação da vinheta e das partículas de sujeira visíveis no caminho dos raios
Primeiramente, vamos observar a imagem completa para avaliar as bordas escuras causadas pela vinheta. É evidente que o DeepSkyStacker conseguiu eliminar completamente esse defeito aplicando uma imagem de campo claro:
Enquanto na imagem bruta (esquerda) é possível ver as bordas escuras causadas pela vinheta, esse artefato foi eliminado ao aplicar uma imagem de campo claro (direita).
Agora, vamos dar uma olhada mais de perto, mais especificamente em uma parte pequena da imagem, onde foi visualizada uma mancha de sujeira que provavelmente estava grudada no sensor. Essa mancha também desapareceu completamente ao usar a imagem de campo claro:
Olhando mais de perto, pequenas manchas escuras podem ser encontradas nas exposições individuais, causadas por poeira no sensor (à esquerda, recorte de uma imagem bruta). O mesmo recorte da imagem de campo claro (meio) também mostra essa partícula de poeira. A calibração faz com que ela desapareça (à direita).
A imagem acima também sugere algo mais: ao comparar a imagem bruta individual (esquerda) com o resultado das sete imagens médias (direita), é perceptível que a computação de várias exposições individuais resultou em uma redução adicional do ruído. Este método de combate ao ruído da imagem será o tema da parte seguinte e última da série de tutoriais "Astrofotografia e Fotografia do Céu".
