Linee guida per la ripresa con camere CMOS raffreddate e conclusioni

di Mauro Narduzzi - Skypoint Srl

Nello scorso post abbiamo dato un'interpretazione delle proprietà dei sensori CMOS. Ora, finalmente, possiamo stendere alcune linee guida per l'uso in astrofotografia a lunga posa del cielo profondo e trarre le conclusioni di questa nostra approfondita trattazione.

Cominciamo subito parlando delle impostazioni dei parametri fondamentali e, a tal proposito, sarà particolarmente importante comprendere come impostare gain (e di conseguenza anche l’offset) e quanto lunghe eseguire le singole pose su un particolare soggetto, valutandone le caratteristiche a priori, considerando le condizioni del cielo e la tipologia di strumento impiegato sarà molto importante. Purtroppo per questo è necessaria una grande esperienza sul campo oppure affidarsi all’esperienza altrui. Ma l’astrofotografia del cielo profondo con sensori CMOS è ancora "materia giovane", non si trovano molti esempi in rete sebbene questi siano in continuo aumento. Inoltre vi è ancora un certo pregiudizio dato da anni ed anni di utilizzo della tecnologia CCD che confonde un po’ le idee.

Stendiamo di seguito alcune linee guide, ribadendo però che il setting migliore dovrà essere valutato di volta in volta a seconda del soggetto, condizioni di ripresa e strumento utilizzato.

1. Soggetti estremamente luminosi e compatti (come M 57) e ripresi a banda larga (es. L-RGB)
   
   Essendo tipicamente appannaggio di focali molto lunghe in grado di dare una buona scala d’immagine, è l’esempio perfetto per l’uso di gain elevati e pose molto corte, anche di pochissimi secondi. I pixel piccoli e la lunga focale daranno campionamenti molto elevati, ma l’impiego di tecniche di lucky imaging (ossia la selezione dei migliori frame) - usate anche in alta risoluzione planetaria - potranno dare risultati sorprendenti.

2. Soggetti estesi con forti variazione di luminosità (come M 42) ripresi a banda larga (es. L-RGB)
   
   È il caso più eterogeneo dove possono andare bene sia gain bassi sia gain elevati, magari per lo sviluppo di un HDR che riesca a dare una buona dinamica su zone brillanti e zone più deboli. In caso di inquinamento luminoso è tipicamente meglio scegliere gain bassi (diciamo attorno all’unity gain) e raccogliere comunque un numero di pose elevato, a patto di possedere uno strumento con rapporto focale favorevole. Rimanendo sull’esempio proposto della Grande Nebulosa di Orione (M 42), il nucleo può essere ripreso con la tecnica al punto 1.
   
   
3. Soggetti deboli ripresi a banda larga (es. L-RGB)
   
   Se la qualità del cielo è buona è opportuno alzare il gain e allungare a diverse decine di secondi o qualche minuto la lunghezza delle pose. In caso di inquinamento luminoso è invece meglio abbassare il gain e allungare le pose a diversi minuti, tendendo presente che il numero di pose dovrà essere necessariamente alto. Non serve sottolineare che la soluzione al cielo inquinato non esiste!

4. Soggetti luminosi ripresi a banda stretta
   
   È possibile assimilare questo caso a quello dei soggetti LRGB deboli. In questo caso però il contributo dell’inquinamento luminoso sarà minore e dunque con qualsiasi setup può essere utile alzare il guadagno ed eseguire pose di qualche decina di secondi o qualche minuto.

5. Soggetti deboli ripresi a banda stretta
   
   È il caso peggiore in qualsiasi condizioni. Non c’è sostituto al gain alto e tempo di posa di diversi minuti. In questi casi diventa determinante poter utilizzare uno strumento a rapporto focale basso per poter raccogliere un buon SNR.

Per ottenere il massimo dalle caratteristiche proprie messe a disposizione dalla tecnologia CMOS sarà necessario inoltre impiegare opportune tecniche di ripresa che già risultavano molto utili anche con i CCD. È molto importante ad esempio eseguire un buon dithering, ossia introdurre uno spostamento casuale del frame tra una posa e l’altra così da eliminare il rumore di natura statistica (random noise) ed eventuali piccoli problemi che possono capitare in un subframe (ad esempio un raggio cosmico).
Sommando poi i subframe con tecniche di sigma rejection si andranno ad eliminare del tutto variazioni di natura statistica che possono trovarsi sui frame (pensiamo ad esempio ai raggi cosmici, strisciate di satelliti, ecc.). Più alto sarà il numero delle pose e migliore risulterà l’impiego di dithering e sigma rejection.

Calibrazione dei frame e altre considerazioni pratiche

Amp Glow

L'Amplifier Glow, spesso accorciato in "amp glow", è un fenomeno di elettroluminescenza dovuto al disturbo elettronico e al calore dell'amplificatore di lettura. Gli elettroni prodotti da tale componente vanno a sommarsi agli elettroni che giungono sui pixel dall'esterno, falsando il valore reale, e dando luogo alla luminescenza talvolta ben visibile sulle immagini. Normalmente questo effetto è maggiormente riscontrabile nelle foto a lunga posa, poichè l'amplificatore lavora per più tempo. Anche altri elementi dei circuiti di controllo possono contribuire alla generazione di queste luminescenze.

Sebbene i sensori CMOS e CCD di ultima generazione soffrano molto poco di rumore termico, è consigliabile calibrare completamente i frame ottenuti con camere CMOS raffreddate con opportuni dark frame che consentiranno anche di rendere molto più omogenea l’immagine (ad esempio eliminando il fastidioso amp glow).

Teniamo comunque in considerazione il fatto che un sensore CMOS tende a sviluppare parecchio calore durante l’uso (causa principale dell’amp glow ad esempio ) e – pur aggiungendo le celle di Peltier per il raffreddamento – la temperatura di esercizio sarà generalmente variabile entro qualche grado. Una differenza importante rispetto ai CCD raffreddati, dove la termostatazione avviene invece con precisione molto più elevata (frazioni di grado).

Ragionando sulle modalità d’uso del sensore CMOS ci rendiamo subito conto che sarà necessario integrare una libreria di dark per ogni coppia (gain, offset) impiegata. E lo stesso varrà per tutti gli altri frame di calibrazione, ossia bias frame e flat frame. Con i CMOS assisteremo dunque a un proliferare di file di calibrazione con ovvie conseguenze sullo spazio necessario sull’hard disk del proprio computer.

Un'altra deduzione logica immediata è che con i sensori CMOS avremo generalmente un numero di frame decisamente elevato, soprattutto quando vorremo impiegare tecniche di lucky imaging. In quest’ultimo caso potremo avere anche centinaia e centinaia di frame, con uno spazio occupato su disco di diversi gigabyte.

Ciascun FIT ottenuto con una camera CMOS dotata di sensore tipo Panasonic MN34230 (16 megapixel) pesa 32 Mb dunque 100 frame peseranno ben 3,2 Gb! E se consideriamo anche tutti i file di calibrazione necessari capiremo come i nostri Hard-Disk potrebbero presto diventare troppo piccoli. Inoltre sarà necessaria anche una certa potenza di calcolo, oltre che software opportuni, per poter sommare in tempi ragionevoli tutti i file ripresi.

Lucky Imaging

Il termine lucky imaging (che in inglese significa "imaging fortunato") costituisce una tecnica di ripresa astrofotografica che fa uso di riprese (tipicamente filmati) ad alta velocità e con tempi di esposizione ridotti, tali da minimizzare gli effetti negativi del seeing. Nel lucky imaging infine si combinano assieme le esposizioni migliori (tipicamente una bassa percentuale del totale), generando un'immagine con esposizione totale equivalente molto più lunga.

Teniamo anche in considerazione che scaricare file così pesanti da una camera CMOS, anche se dotata di connessione USB 3.0 ad alta velocità, richiede alcuni secondi. Questi secondi si vanno a sommare al tempo di integrazione aggiungendo dunque un certo tempo di gestione del frame che dobbiamo inevitabilmente considerare. In una recente prova eseguita dall’autore, per riprendere 1000 frame da 2 secondi ci è voluto un tempo totale di oltre 1:30 ore! In sostanza per poco più di mezzora di posa effettiva ci è voluto il triplo del tempo.

Fino ad ora non abbiamo parlato di binning con i sensori CMOS: a differenza dei sensori CCD con cui è possibile ottenere un binning hardware, con i sensori CMOS avviene a livello software e la sua presenza diventa praticamente irrilevante.

Binning

Il "Binning" o "Pixel Binning" è una tecnica che consente di trattare il segnale generato da un sensore d'immagine CCD come se fosse prodotto non da un solo pixel, ma da più pixel adiacenti, chiamati "super pixel". La maggior parte dei CCD infatti ha la capacità di trasferire le cariche di più pixel della matrice del sensore in entrambe le direzioni, orizzontale e verticale, e di sommarle in un'unica carica più grande. Questo Super-Pixel rappresenta l'area di tutti i singoli pixel che contribuiscono alla carica risultante. Binning 1x1 significa che i singoli pixel vengono utilizzati così come sono. Binning 2x2 significa che 4 pixel adiacenti sono stati combinati in un unico super pixel più grande. In questo caso la sensibilità alla luce viene aumentata di 4 volte (è il contributo di quattro pixel), ma la risoluzione dell'immagine inevitabilmente si riduce alla metà.

Chi è abituato al mondo dei CCD sa che spesso è conveniente riprendere la luminanza alla massima risoluzione possibile (ossia binning 1x1) e i colori a una risoluzione inferiore così da ottimizzare il rapporto segnale/rumore. Con i CMOS tutto questo non è possibile e bisognerà riprendere tutto alla massima risoluzione, perdendo dunque questa possibilità di ottimizzazione temporale offerta invece dai CCD.

Del CMOS fino ad ora non abbiamo menzionato la capacità di riprendere in ROI (Region of Interest) ossia solo una piccola parte dell’intera area di immagine. Questa modalità consente di trasformare le camere CMOS raffreddate più grandi in formidabili strumenti per la ripresa in alta risoluzione di Luna e pianeti come le ormai celebri camerine CMOS non raffreddate. Utilizzando il ROI, il numero di frame per secondo dello stream video generato può raggiungere anche 100 fps ed oltre. A questo alto numero di frame per secondo bisognerà però anche tenere conto della tipologia di otturatore impiegato. Senza entrare nel dettaglio diciamo solo che un otturatore di tipo global shutter è preferibile ad un otturatore di tipo rolling shutter.

Global e Rolling Shutter

Alcuni tipi di sensori sono provvisti di un sistema elettronico conosciuto come Global Shutter in cui tutti i pixel che andranno a comporre l'immagine vengono catturati nello stesso istante. Al contrario, con il Rolling Shutter i pixel dell'immagine NON vengono catturati nello stesso istante: il fotogramma viene composto catturando la luce dall'alto verso il basso attivando in sequenza i pixel per la cattura e impiegando di conseguenza un certo lasso di tempo per comporre l'intero frame.

Alla luce di tutto quanto scritto possiamo certamente affermare che un punto di forza delle camere basate su sensore CMOS è la versatilità. Se poi consideriamo che il tutto viene offerto a prezzi decisamente convenienti, possiamo dire che stiamo assistendo ad una vera e propria rivoluzione del mondo dell’astrofotografia del profondo cielo (il mondo dell’astrofotografia in alta risoluzione è già stato rivoluzionato dal sensore CMOS qualche anno fa).

Concludo dicendo che il sensore CMOS è una tecnologia in forte sviluppo che al momento non consente di capire quando potrà raggiungere la piena maturità. Da un certo punto di vista è una cosa bellissima, la tecnologia avanza e avremo prodotti sempre più performanti e ottimizzati. D’altro canto è concreta la possibilità di una precoce obsolescenza dei dispositivi attualmente in commercio e ciò può essere fonte di malumori tra i neo-acquirenti.

Il CCD è morto. Viva il CCD!

E il CCD? Dopo tutti questi elogi alla tecnologia CMOS sembrerebbe proprio che il CCD sia prossimo alla morte. Come anticipato in apertura di questo articolo, non è infatti una novità che Sony abbia annunciato la completa cessazione di ogni produzione di sensori CCD a favore invece della produzione di sensori CMOS. Altri produttori, come ad esempio ON Semiconductor, continuano invece a fare ricerca e portare novità in questo settore.

Il CCD dunque è tutt’altro che morto e dobbiamo pur sempre considerare che si tratta di una tecnologia affidabile, matura, consolidata e ancora in grado di offrire eccellenti risultati. In ambito scientifico il CCD è ancora lo strumento di eccellenza e lo rimarrà per molto tempo ancora.

Dal punto di vista qualitativo la pulizia e l’omogeneità dell’immagine offerta da una camera CCD è ancora insuperabile, grazie alle caratteristiche intrinseche della tecnologia stessa coadiuvata anche dalla perfetta termostatazione raggiungibile (indispensabile per una perfetta calibrazione dei frame) ed al consolidato know-how di cui i produttori di camere CCD godono.
Molte camere CCD disponibili sul mercato offrono inoltre dimensioni del sensore enormi. Si pensi ad esempio al diffuso KAF-16803, un sensore quadrato di ben 36 mm per lato con pixel da 9 micron.
Sul mercato esistono inoltre molti produttori di camere CCD di provata affidabilità, sia dal punto di vista della longevità del prodotto sia dal punto di vista della presenza sul mercato. L’assistenza tecnica è spesso presente quantomeno a livello continentale e tra gli stessi rivenditori di materiale astronomico è possibile godere di un primo livello di assistenza piuttosto qualificato.
Non dimentichiamo inoltre l’importanza della letteratura disponibile sul web: i forum, i social network, la rete Internet in generale è piena di utenti di camere CCD che riescono a portare la loro esperienza di svariati anni sul campo aiutando il neofita a muovere i primi passo e familiarizzare con la tecnologia.
Insomma il CCD ha ancora tutte le sue ragioni per continuare ad essere ancora preferito alle camere CMOS. Il gap si sta però assottigliando di anno in anno e credo che nel prossimo futuro assisteremo ad una progressiva integrazione di camere basate su tecnologia CMOS da parte di nuovi produttori o da parte degli attuali produttori di camere CCD (Atik, Apogee, FLI, Moravian, QSI, SBIG per citarne alcuni tra i più famosi). Chi non si adeguerà rischierà di venire travolto dall’avanzata inesorabile del sensore CMOS.
Chi scrive possiede una camera CCD e nel prossimo futuro probabilmente punterà nuovamente ad un CCD più evoluto e grande da utilizzare sempre come camera primaria per la ripresa del profondo cielo, ma sta pensando di integrare anche una piccola camera CMOS raffreddata per alcuni esperimenti in alta risoluzione deep-sky.

Una riflessione conclusiva

Chi sta cercando una camera di ripresa per iniziare a fotografare le meraviglie del cosmo o chi desidera integrare il proprio parco strumenti con qualcosa di complementare, ora ha a disposizione un’ottima alternativa a costi non troppo elevati, e l’invito è quello di fare le opportune valutazioni cercando di comprendere i punti salienti, i pro e i contro che contraddistinguono le due grandi famiglie di sensori messi a confronto in questo articolo. L’invito consiste nel prendere in considerazione anche le caratteristiche accessorie che accompagnano una camera di ripresa per astrofotografia: reputazione produttore, capacità di raffreddamento, sistemi per la soppressione dell’amp glow, velocità scaricamento frame, ampiezza di banda necessaria per le riprese di stream video, disponibilità ruote portafiltri, tipo di filtri da usare, assorbimento corrente, ecc. ecc..
Per alcuni il CCD potrebbe essere ancora la scelta migliore, per altri invece l’idea CMOS potrebbe essere più stuzzicante. Non c’è un vincitore assoluto, c’è una scelta da fare che deve essere ponderata sulla base delle molte informazioni disponibili. E spero che questo scritto possa essere d’aiuto nella scelta della vostra prossima camera per astrofotografia.

Appendice – Impianto teorico

di Marco Svettini

Il rumore totale che affligge il segnale rilevato da ogni singolo pixel è dato dalla somma di diversi contributi.
In particolare il segnale proveniente da una qualsiasi fonte luminosa (ad esempio dalle stelle o dalle nebulose) non è privo di rumore, ma a causa dell’origine quantistica della luce, giunge al sensore con una probabilità definita dalla distribuzione di Poisson (gentil natura), che da luogo al cosiddetto shot noise.
Per le proprietà di tale distribuzione il valore atteso coincide con la varianza, varrà pertanto che:

dove σ²_obj, tipicamente misurato il (e^-)², è l’indice di rumore (varianza) associato al valor atteso del segnale S_obj, tipicamente misurato il e^-⁄min, registrato nell’intervallo di tempo t_sub, mente σ_sky² è il corrispettivo dovuto all’inquinamento luminoso (più correttamente alla radianza atmosferica) o sky background.
Tenendo conto anche del rumore di lettura del sensore, meglio noto con il nome di read noise (RN) ed espresso il e^-, (omettiamo il contributo legato al dark noise, a eventuali pattern noise, ecc.), complessivamente avremo che la singola ripresa di durata t_sub presenterà un rumore complessivo pari a

Dunque il rapporto segnale rumore della singola esposizione vale

mentre quello associato a n pose di durata T = n ∙ t_sub, varrà

che dunque come noto crescerà con la radice del numero totale di riprese.

A parità di esposizione totale T, per avere il massimo rendimento in termini di qualità del segnale, il tempo di singola posa dovrà essere abbastanza lungo da rendere trascurabile il rumore di lettura. Ciò si ottiene imponendo

ovvero

Ne consegue che il tempo minimo di ripresa cresce con il quadrato del rumore di lettura, rendendo necessario usare pose molto lunghe in presenza di read noise elevati.

Un basso read noise permette dunque di ridurre il tempo di singola posa, con notevoli vantaggi in termini di dettaglio dell’immagine finale.

Un ulteriore vantaggio introdotto dal basso rumore di lettura si ha sui soggetti particolarmente deboli in presenza di cieli bui (ma anche lavorando in banda stretta). In tal caso il tempo totale di acquisizione necessario a raggiungere un certo valore di SNR diminuisce sensibilmente rispetto al caso di read noise elevato.

Ciò è legato al fatto che in presenza di read noise elevato e S_obj + S_sky basso, il tempo di posa t_sub difficilmente potrà raggiungere la condizione di cui alla Equazione 5 (in alto), rendendo così il rumore di lettura dominante rispetto al segnale campionato. Generalmente infatti sarà difficile e poco sensato protrarre la singola esposizione oltre i 20 min.

Come già anticipato dal grafico 1, quest’ultimo grafico dimostra in modo evidente che il tempo totale di integrazione necessario a raggiungere un centro SNR (in questo esempio specifico 10), con un sistema di acquisizione che goda di un RN particolarmente basso può essere ridotto anche di un fattore 3. Tale vantaggio si rende particolarmente evidente nelle riprese di soggetti deboli e può essere reso vano dalla presenza di un elevato segnale di fondo o sky background.

© Narduzzi Mauro (Skypoint Srl) e Svettini Marco (indipendente) – Dicembre 2016

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