Sposób rejestracji obrazu w czasie sesji astrofotograficznej jest istotny dla końcowego wyniku, a uzyskany, surowy sygnał trzeba odpowiednio obrobić. Nie sposób oczywiście krótko omówić wszystkich szczegółów tego procesu, jednak dla pełniejszego zrozumienia problematyki cyfrowego astrofoto warto przedstawić kilka podstawowych zagadnień w kontekście tego co zostało już powiedziane o zasadach działania i własnościach matryc cyfrowych.
Każdy sygnał cyfrowy jest w pewnym stopniu zakłócony. Nawet w chłodzonych kamerach nie da się całkowicie wyeliminować szumów termicznych, a mniejszy lub większy szum odczytu pojawi się zawsze. Na zdjęciu mogą zarejestrować się również zakłócenia, których źródłem jest otoczenie: promieniowanie kosmiczne, przelatujące satelity lub samoloty. Odpowiednia procedura zastosowana podczas wykonywania zdjęcia i jego późniejszej obróbki może znacznie zredukować te niekorzystne efekty.
Zdjęć astro raczej nie wykonujemy za pomocą pojedynczej ekspozycji. Zazwyczaj wykonywana jest seria kilkudziesięciu fotek (im więcej tym lepiej) po kila do kilkunastu minut na klatkę. Zarejestrowany w ten sposób materiał poddajemy odpowiedniej obróbce i łączymy w wynikową fotografię. Taka metoda działania wynika między innymi z kilku własności matryc CCD/CMOS. Pierwszy problem to szumy termiczne, które rosną wraz z czasem naświetlania (szczególnie istotne w przypadku zwykłych aparatów cyfrowych). W pewnej chwili poziom szumu może być tak wysoki, że zacznie kompletnie zacierać rejestrowany sygnał. Druga sprawa to ograniczona pojemność studni potencjału - zbyt długi czas naświetlania spowoduje wysycenie pikseli matrycy i w miejscu jasnych obiektów pozostaną białe placki. Ten problem nie dotyczy profesjonalnych kamer z dużą studnią, ale może być istotnym ograniczeniem w tańszych kamerach i aparatach cyfrowych. Ograniczeniem bardzo często są również warunki w jakich wykonujemy fotografię - zanieczyszczenie światłem jest z roku na tok coraz większe i musimy je uwzględnić dobierając czas naświetlania. Na rys.8.1. pokazana została pojedyncza klatka z mgławicą M42, naświetlana przez 5 min. Wyraźnie widoczne typowe czerwone zabarwienie tła, którego źródłem jest światło lamp sodowych rozproszone w atmosferze (miejsce wykonania fotki nie należy do najciemniejszych). Dodatkowo z prawej strony kadru niebieskawe rozjaśnienie, którego źródłem jest zwiększony szum termiczny wywołany przez cieplejszy od reszty elektroniki wzmacniacz odczytu.
Rys.8.1. Pojedyncza klatka z mgławicą M42
Canon 300D, czas 300sek.
Oglądając fotkę w skali 1:1 można zauważyć ziarnistość tła - to wynik skumulowania wszystkich zakłóceń (szumy termiczne, odczytu i inne) jest to szczególnie wyraźne w obszarze oddziaływania wzmacniacza (zwiększony szum termiczny). Rys.8.2 przedstawia w pełnej skali fragmenty rys.8.1 oznaczone jako 1 i 2.
Rys.8.2. Fragmenty zdjęcia z rys.8.1 w skali 1:1
Szumy termiczne i odczytu można znacząco zmniejszyć poddając poszczególne ekspozycje tzw. procesowi kalibracji. W tym celu należy wykonać specjalne klatki, które potocznie określa się jako "dark" i "bias". Obydwie powinny być naświetlone w tych samych warunkach w jakich zostało wykonane właściwe zdjęcie (temperatura) z zasłoniętym obiektywem (czyli bez dostępu światła do sensora). Bias lub inaczej offset należy zrobić z najkrótszym dostępnym dla danej kamery czasem (teoretycznie z czasem zerowym, ale w praktyce to nieosiągalne) - zawiera on tylko sygnał szumu, którego źródłem jest elektronika (szumy odczytu). Dark wykonywany jest z czasem pojedynczej ekspozycji właściwego zdjęcia i zawiera takie same jak ono szumy termiczne. Przy pomocy odpowiedniego oprogramowania obydwie klatki są odejmowane od kolejnych ekspozycji, dzięki czemu pozbywamy się tego typu zakłóceń.
Klatki oczyszczone z szumów należy wyrównać (dokonać koniecznych przesunięć lub obrotów, aby te same obiekty znajdowały się w tych samych punktach) i połączyć ze sobą (bez obawy - są programy, które robią to automatycznie :)). Połączenie może być wykonane na wiele sposobów - do najprostszych należy sumowanie lub uśrednianie kolejnych klatek, ale są również bardziej wyrafinowane. Niezależnie od tego jak wykonany, proces ten przyczynia się do dalszego "wygładzenia" zdjęcia. Nawet po usunięciu szumów termicznych i odczytu pojedyncza klatka nie będzie zbyt wyraźna. Ponieważ fotografujemy ekstremalnie słabe obiekty sama natura światła powoduje, że fotony nie mogą równomiernie naświetlić całej matrycy nawet w czasie kilku minut. Dopiero uśrednienie wielu ujęć pozwoli uzyskać wyraźną i równo naświetoną fotkę. Na rys.8.3 pokazany został w skali 1:1 oczyszczony z szumów fragment z rys.8.1 oznaczony jak 3 oraz odpowiadający mu kawałek gotowego zdjęcia, które powstało po złożeniu jedenastu takich klatek (i kilku "drobnych" zabiegach).
Rys.8.3. Fragment nr 3 zdjęcia z rys.8.1 i odpowiadający mu wycinek gotowej fotki w skali 1:1
Składanie wielu klatek pomaga również w usuwaniu śladów po nieporządanych obiektach, które weszły w pole widzenia naszej kamery (satelity samoloty, promieniowanie kosmiczne). Tego typu "śmieci" pojawiają się na pojedynczych klatkach, więc nawet zwykłe uśrednianie znacznie je osłabi. Oczywiście w arsenale programów do obróbki astrofotek mamy znacznie doskonalsze metody składania, które pomogą wyeliminować takie ślady całkowicie, ale o tym i innych tematach związanych z obróbką to już innym razem.
W przypadku fotografowania planet sprawa jest znacznie prostsza. Stosujemy nieporównywalnie krótsze czasy, nie musimy więc specjalnie przejmować się szumem termicznym. Podstawowy problem to zebranie odpowiednio dużej liczby ostrych klatek, które nie są zniekształcone przez turbulencje atmosfery. Podstawowe operacje związane z obróbką polegają na odpowiednim wyrównaniu i uśrednieniu całego materiału (oczywiście tutaj też mamy do dyspozycji specjalne programy). Uśrednianie klatek podobne jak w przypadku fotek DS wyrównuje poziom naświetlenia poszczególnych pikseli, i "wygładza" obraz. Na rys.8.4. pokazane zostały dwie przykładowe klatki (pierwsza odrzucona, druga zaakceptowana) i finalna wersja zdjęcia, uzyskana z tego materiału po złożeniu kilkuset ujęć.
Rys.8.4. Dwie klatki z sekwencji trzech tysięcy i finalne zdjęcie Marsa
LX200, ToUcam Pro
W planetarnej astrofotografii uśrednianie pozwala również zniwelować niekorzystny wpływ zniekształceń atmosferycznych (przynajmniej w pewnym zakresie). Turbulencje mają charakter losowy bez wyraźnej tendencji (zazwyczaj) i przy odpowiednio dużej liczbie klatek uzyskane obrazy można potraktować jako wartości o rozkładzie normalnym rozrzucone wokół rzeczywistego obrazu planety. Uśrednianie dużej liczby klatek prowadzi więc do obrazu bliższego rzeczywistości. Oczywiście nie można uśredniać wszystkiego co zostanie zarejestrowane. Zakłócenia (turbulencje) bywają tak duże, że czasami nie da się ze zniekształconego obrazu niczego "wyciągnąć" (np. lewa klatka na rys.8.4.). Materiał musi być poddany wstępnej selekcji w celu wskazania klatek najlepszych, na których widoczne są szczegóły i zachowane zostały prawidłowe proporcje. Uśredniony materiał poddawany jest dalszym przekształceniom (przede wszystkim odpowiedniemu wyostrzeniu), ale to kolejne zagadnienie na osobne opracowanie.