天文攝影的預處理 (1) : 偏壓場、暗場及平場的涵義與拍攝
*2023/06/07說明 多篇文章更新改寫中，本文大致內容正確，但可能會在近期重新編寫，以更利於理解
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天文攝影單元式入門教學系列
天文攝影的預處理 (1) :
暗場、平場、偏置場的涵義與拍攝
由於拍攝天體的影像 (天體亮場) 中包含眾多感光元件以及光路上的瑕疵，因此不論是好的科研數據，還是好的天文攝影作品，都需要額外拍攝亮場以外的影像，以進行影像校正，把亮場影像中各式各樣的干擾去除。
影像校正的操作稱為預處理，為了預處理需要拍攝三 "類" 校準場影像，或稱為校準幀影像。
1. 偏壓場 (偏置電壓場，Bias frame, offset frame)
2. 暗場 (Dark frame)
3. 平場 (Flat frame)
接下來，本篇文章將說明需要校準場的原因，並提供拍攝校準場的範例，接著進一步說明各校準場的涵義與拍攝細節。
§影像上的瑕疵
天體亮場，通常簡稱為亮場(Light frame)，指實際曝光天體的影像，下方 (圖一) 上半部分的影像便是。
由於光線從光學端 (望遠鏡或鏡頭) 匯聚，到最後成像在像素上，產生信號電子的整個過程，都可能受到各式瑕疵及干擾影響，產生照度不均，因此需要拍攝平場來校正。這類問題中常見的有
1. 光學端設計產生影像上中間亮而周圍暗的漸暈 (或稱暈影、暗角，Vignetting)
2. 光路中鏡片上和濾鏡上由於製作工藝的問題，使不同區域透光率不同，產生影像上不均勻的減光
3. 濾鏡、感光元件表面上灰塵產生的陰影
4. 感光元件每一個像素之間的感光性能差異
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| (圖一)，上方是拉伸後的未校正天體亮場局部， 下方是拉伸後的總平場局部， 上下兩張局部圖皆位於其原始影像的左下角， 左側偏暗是鏡頭的漸暈所致，而箭頭所指 是感光元件前方灰塵所產生的陰影， *本圖經過壓縮並降低分辨率輸出 |
除了上方所述曝光相關的干擾、瑕疵外，感光元件本身也會隨時間，產生一些信號添加在影像上，如暗電流 (dark current) 信號，而暗電流特別強的異常像素稱為熱點像素 (Hot pixel)，除此之外還可能有輝光 (glow) 信號，總的來說這類隨時間產生的信號影響了平場和天體亮場，故需要拍攝暗場來校正。
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| (圖二)，拉伸後的未校正天體亮場 左下方框內為中心局部的放大影像， 其中已由紅圈圈出幾個明顯的熱點像素 (hot pixel) 此外影像右側則是感光元件本身產生的輝光 (glow) *本圖經過壓縮並降低分辨率輸出 |
感光元件除了會產生暗電流、輝光外，任何將像素上的信號電子讀出，並輸出成數位影像的過程，電路都會摻入一些信號，如偏置電壓、固定噪 (一種信號)，這影響了天體亮場、平場、暗場，因此需要拍攝偏壓場以校正。
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| (表一)，校準場總表 各校準場的細節將在下文中深入說明 |
§拍攝範例
以下提供幾種拍攝範例，可以此為基準，在進一步了解原理後，根據實際的拍攝情況修改。
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| (範例一)，以一般數位相機拍攝的情況 由於拍攝平場的設定參數和天體亮場一樣， 因此不需要額外拍攝專用偏壓場 |
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| (範例二)，以天文相機拍攝的情況 其餘情況和 (範例一) 類似 |
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| (範例三)，以一般數位相機拍攝的情況 由於拍攝平場時的設定參數改變了， 因此需要額外拍攝平場的偏壓場 |
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| (範例四)，以天文相機拍攝的情況 其餘情況和 (範例三) 類似 |
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| (範例五)，以天文相機拍攝的情況 其餘情況和 (範例三) 類似 |
注意上方採用天文相機拍攝的範例中，設定參數 (設置參數) 是軟體參數 (軟件參數)，由於各家廠商的控制軟體和驅動程式差異，增益 (Gain) 和 偏壓量 (Offset) 這兩個參數在不同型號相機之間不可比較，比如兩個不同型號相機的gain: 10, offset: 8可能表示完全不同的涵義，實際採用的數值需要參考相機說明文件。
§偏壓場 (偏置電壓場) 的涵義與拍攝
偏壓場 (或稱偏壓、偏置、Bias, Offset frame) ，拍攝時需遮住光線，拍攝無光的影像，拍攝時的設定參數如ISO (數位相機的參數)，或增益 (Gain)、偏壓量 (Offset) (天文相機的參數) 得和所要校正的影像相同 (天體亮場、平場、暗場)，溫度也建議和所要校正的影像相同，偏壓場的單張影像拍攝時長為0秒，由於實際上相機無法真正以0秒拍攝，因此實務中以可以達到的最短拍攝時長拍攝，比如數位相機以1/4000秒或更短的時間拍攝，而天文相機以1/1000或更短的時間拍攝。
偏壓場由於單張拍攝時長非常短，像素的信息以讀出過程中電路所添加的信號強度數值為主，見下方 (圖三) ，包含 偏置電壓 和 固定噪 (FPN, fixed pattern noise) 兩部分。
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| (圖三)，拉伸過後的單張偏壓場局部影像 就算沒有曝光，拍攝時長也非常短， 影像上依然有信號。 *本圖經過壓縮並降低分辨率輸出 |
偏置電壓是一種額外添加在像素強度數值上的信號，為了避免比較弱的信號在讀出過程中，和ADC的參考電壓比較時強度太低，導致像素的強度數值便成0或者最低信號位，因此需要在讀出的過程中加入偏置電壓，數位相機和部分天文相機的的偏置電壓大小已經被工廠設定好了，而一些天文相機的廠商則設定了偏壓量 (Offset) 這項參數，供使用者手動調整偏置電壓。
固定噪是每個像素由於讀出電路的瑕疵，而添加在像素強度數值上的信號，固定造的形式為影像上的信號紋路，見下方 (圖四) ，雖然這種信號名稱中有 "噪" ，但是並不是 "信噪比" 概念中的 "噪" ，關於這點可參考 天文攝影的信噪比 : 決定圖像品質的基石
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| (圖四)，拉伸後的總偏置場影像 (疊合後的偏置場) 影像上的橫豎紋便是固定噪 (FPN) ，大致上 這些橫豎紋的位置和強度很穩定，但橫紋中 有一部分是隨機產生的，CMOS感光元件 所拍攝的偏置場中，這種隨機橫紋 通常比CCD感光元件所拍攝的偏置場更嚴重 *本圖經過壓縮並降低分辨率輸出 |
§暗場的涵義與拍攝
暗場(Dark frame) 所拍攝的是無光的影像，拍攝時的設定參數如ISO (數位相機的參數)，或增益 (Gain)、偏壓量 (Offset) (天文相機的參數)，以及單張影像的拍攝時長、感光元件的溫度，得和所要校正的影像一致 (天體亮場、平場) 。
暗場影像內包含了偏壓場的所有內容，並額外包含了產光元件產生的 暗電流 (dark current) 及 輝光 (glow) 等信號，關於暗電流可參考 天文攝影的感光元件 (5) : QE及暗電流
輝光是由於一些感光元件會在局部產生微弱的紅外線，或者透過其他機制在像素上生成信號電子所產生，輝光的信號累積不一定和時間呈線性關係，但依然是正相關。
有些人稱呼校正平場所用的暗場 (dark for flat) 為暗平場 (dark flat) ，這種稱呼似乎是來自法文的詞彙排列，但是翻譯成英文和中文有誤導性，因此建議講明白是校正平場的暗場。
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| (圖五)，一張拉伸過後的總暗場影像 (疊合後的暗場) 暗場影像由拍攝 (圖二) 的相機所拍攝， 因此影像右側的輝光、各處熱點像素的 位置皆可對應於 (圖二) 的天體亮場之上 *本圖經過壓縮並降低分辨率輸出 |
§平場的涵義與拍攝
平場 (Flat frame) 所拍攝的是均勻的面光源，比如晴朗的清晨天空、均勻的白牆或者自製的均勻發光板，拍攝時的望遠鏡整體狀態，比如對焦狀態、望遠鏡遮光罩、濾鏡、像場修正鏡位置，各元件間的旋轉角度等等都必須和拍攝天體亮場時一致，這樣才能確保光路上各個元件彼此間的相對位置一致，使得漸暈、灰塵陰影、不均勻透光等等瑕疵的位置和其在天體亮場上一樣。
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| (圖六)，拉伸過後的無裁切總平場影像 (校正後疊合的平場) 影像上可見明顯中間亮而周圍暗的漸暈， 以及一些由感光元件前方灰塵產生的圓型陰影 *本圖經過壓縮並降低分辨率輸出 |
平場的拍攝設定可以和亮場不一樣，比如採用不同的ISO (數位相機的參數)，或增益 (gain)、偏壓量 (offset) (天文相機的參數)，但是平場跟天體亮場類似，也需要拍給平場的暗場及給平場的偏壓場來校正。若平場的拍攝設定和亮場一樣，那平場可以和天體亮場共用偏壓場來校正，此外平場的拍攝時長通常較短，若僅有數秒或者更短時間的曝光，且感光元件的暗電流強度不強，則該情況下可以省略拍攝給平場的暗場。
平場的單張曝光時長得依據拍攝的目標以及不同的拍攝設定調整，且不建議使用過高的ISO (數位相機的參數) 或 增益 (Gain) (天文相機的參數)，關於該參數可參考 天文攝影的相機設定: 增益/ISO及飽和電荷
拍攝平場要避免過曝，同時也要避免信號電子量接近滿井電荷量，這容易導致線性度下降，使得校正天體亮場時出現問題，在合適的設定參數下，經驗上建議曝光拍攝到影像飽和強度 (過曝) 的1/3強度或更低即可，比方在16bit位深整數格式的數位影像中，飽和強度數值是65535，則曝光到大概10000~20000左右的強度數值即可，一些拍攝軟體或相機提供直方圖工具，可以此輔助判斷，關於直方圖的概念可參考 天文攝影的數位影像 (1) : 數位影像與直方圖。
§校準場拍攝時機
對拍攝偏壓場而言，有一派人認為相機斷電之後重新通電，固定噪 (FPN) 信號的型態會改變，因此每一次相機通電啟動後，都得重新拍一批偏壓場供當次通電下其他影像的校正操作所用，筆者針對這一狀況做過測試，但並沒有發現明顯的變化，可參考 CMOS的FPN會因斷電重啟而改變? ，通常不需要擔心此種情況，只需要滿足上文所述的偏壓場拍攝條件即可。
對拍攝暗場而言，需將感光元件的溫度調整成和拍攝亮場影像時一樣，若採用帶感光元件控溫功能的天文相機，則可透過製冷功能達到此目的，如此可把夜間拍攝的寶貴時間留給亮場，但需注意製冷功能的極限，一般的製冷天文相機可以將感光元件的溫度降溫至環境溫度之下35~40攝氏度，通常臺灣島平地的夏季夜間氣溫為25~30攝氏度，在高山上夜間氣溫則依季節可達0度甚至更低，若在高山上拍攝亮場時將製冷溫度設定得太低，在平地拍攝暗場時則很可能無法達到同樣的製冷溫度，因此得斟酌製冷控溫得到多低溫，以免拍了低溫的亮場拍不了低溫的暗場。
而對於拍攝平場而言，就算是固定的天文台，望遠鏡的光路情況比如灰塵的情況也可能隨時間變化，同時為了避免望遠鏡的整體狀態和對焦狀態改變，因此平場最好就地、儘快拍攝，比如拍攝當晚過後清晨的晴朗天空，或拍完亮場後將發光的平場板罩在望遠鏡前拍攝。
總的來說，若不是天文台這類固定安裝的情況，而是時常架設又拆卸的狀態，比方器材在晚上拍攝後，白天得拆卸收納並帶回家，只要能滿足拍攝條件，那偏壓場、暗場可以回家後在室內拍攝 (注意感光元件的溫度)，而平場則建議就地、儘速拍攝，因為任何拆裝、搬動都可能改變光路情況、望遠鏡狀態以及對焦狀態。
§校準場的拍攝張數
影像有時會受到額外的干擾，比如受到宇宙射線、自然界放射性物質衰變的高能粒子影響，一個高能粒子進入感光元件的像素中，可能產生數個甚至數百上千個信號電子，在影像上形成痕跡，由於這種現象是隨機產生的，每一張影像中受干擾的像素幾乎不會是同樣的一批像素，因此這些痕跡所在的像素的強度數值便是極端值，只要拍攝足夠多的影像，就能在軟體疊合校準場影像的時候，透過 sigma clipping 之類的排異算法排除極端值的干擾，為了使算法達到好的效果，拍攝的張數也不能太少，這些算法通常要求10張左右的影像，且影像數量越多，排異的效果越好，且疊合後總校準場的信噪比也會越好，校準的品質也會越高。
已拍攝的偏壓場、暗場可以庫存起來供將來使用，由於偏壓場和暗場影像的拍攝不照光，固定噪、熱點像素、偏置電壓等等信號通常很穩定，在數個月時間內所拍攝的此類影像不會有明顯變化，因此只要設定參數、溫度、單張拍攝時長等情形可對應上需要校正的影像，便可以使用庫存的偏壓場和暗場來校正。
真的學到很多喔!感謝大佬!
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