천체사진을 시작하면서 여러 경통을 사용하였지만, 주로 다카하시 입실론 160과 펜탁스 105SDHF를 사용하였습니다. 입실론 경통은 비네팅이 생기지만 gradient-x와 같은 프로그램으로 어느 정도 보정이 가능하였고, 또 딥스카이를 찍은 감동에서 레벨 조정으로 커버하였습니다. 펜탁스는 비네팅이 적어 메시에 대상을 찍을 때는 포토샵으로 핫픽셀을 일일이 지웠고, 다크나 플랫의 필요성을 느끼지 못하였습니다. 그러나 다시 입실론 경통을 사용하면서 핫픽셀, 비네팅 등이 몹시 눈에 거슬리게 되었고, 그 결과 바이어스와 다크, 그리고 플랫을 찍어 처리를 하게 되었습니다.
처음에는 다크 프레임을 찍는 시간이 아까워 한 두장의 프레임으로 적용하였더니 별 효과를 느끼지 못하였지만 20장의 사진을 찍어 보정시 적용하니 전혀 새로운 깨끗한 사진이 탄생하였습니다. 이 글은 Maxim DL의 매뉴얼의 일부분을 발췌하여 필자의 경험을 덧붙여 작성한 것으로 천체사진을 시작하시는 분들에게 도움이 되었으면 합니다.
참고로 프레임이란 사진 한 장을 말합니다. 라이트 프레임은 빛이 들어오는, 말 그대로 우리가 찍는 사진을 말합니다. 또 DSLR이나 CCD 카메라는 동일하지만 필자가 40D DSLR을 사용하는 관계로 이것을 기준으로 서술하겠습니다.
Bias Frame Calibration
바이어스는 CCD 카메라에서 픽셀이 읽힐 때 일어나는 옵셋으로 전류에 대한 기준점입니다. 바이어스가 수정되지 않으면, 플랫-필드 보정도 바르게 작업되지 않습니다.
바이어스 프레임은 기본적으로 셔터를 닫은 상태에서 제로 길이(또는 가능한 제로에 가까운)의 노출입니다. 각 픽셀은 약간 다른 값을 갖지만, 작은 양의 노이즈를 제외하고 어느 한 픽셀에서 이 값은 이미지별로 일관되게 동일합니다. 바이어스는 이미지마다 일정하기 때문에 감산할 수 있습니다.
바이어스 프레임 자체는 약간의 읽기(전류를 판독하여 사진으로 표시함) 노이즈를 포함하고 있으며, 읽기 노이즈는 픽셀을 읽을 때 전자장치 내부에서 생성됩니다. 정교한 카메라에서는 매우 작지만 0은 절대 아닙니다. 이 노이즈는 여러 장의 바이어스 프레임을 함께 합성하여 쉽게 억제할 수 있습니다.
특정 카메라에서 바이어스는 일반적으로 상당한 기간동안 일정하므로, 바이어스 프레임을 한 번 찍으면 몇 달 내에 찍는 모든 이미지에서 적용할 수 있습니다. 일부 카메라에서는 온도에 따라 약간의 바이어스가 달라질 수 있습니다.
바이어스 프레임은 찍기가 매우 쉽기 때문에, 이것을 건너 뛸 이유가 없습니다. 또 바이어스라는 기준이 있어야 다크와 플랫이 제대로 보정이 되기 때문에 반드시 찍어야 합니다. 10∼20 프레임을 찍어 평균하므로, 바이어스의 읽기 노이즈는 전체적인 노이즈 수준에는 영향이 거의 없습니다.
DSLR에서는 대략 1/8000초로 렌즈 커버를 닫은 상태에서 ISO는 라이트 프레임 기준으로 20장을 찍으면 됩니다.
Dark Frame Calibration
모든 카메라 센서는 일정 양의 암전류를 생산하며 촬영중 픽셀에 축적되며, 암전류는 열에 의하여 생성됩니다. 고성능 카메라들은 센서에 이 영향을 최소화하기 위하여 냉각을 시킵니다.
암전류의 주요 문제는 매 픽셀에서 다른 비율로 축적되는 것입니다. 일부 픽셀은 핫이고 다른 것들은 콜드가 됩니다. 다행히도, 핫픽셀과 콜드픽셀은 다크 프레임 감산으로 쉽게 제거될 수 있습니다. 핫픽셀은 다르게 표현되는 것이고 콜드는 반응이 없는 것으로 생각하시면 됩니다.
다크 프레임은 라이트 프레임과 동일한 상황으로 찍지만, 센서에 빛이 들어가지 않게 찍습니다. 각 픽셀은 어떤 온도에서 자체 암전류가 일정하기 때문에, 다크 프레임은 라이트 프레임에서 이미지의 고정된 패턴을 제거하도록, 감산할 수 있으며, 이것은 이미지를 크게 개선합니다.
불행히도, 암전류의 비율은 일정하지만 암전류의 실제 축적은 무질서합니다. 이미지에서 불규칙한 것이 노이즈로 감도의 적입니다. 암전류가 두 배 증가하면 랜덤 노이즈는 2의 평방루트(약 1.414)로 증가합니다. 이것은 핫픽셀이 상당히 더 많은 노이즈를 생성하는 것을 의미합니다. 노이즈는 불규칙적이고 예측할 수 없어서, 제거할 수 없습니다. 일부 보정된 이미지에서 노이즈는 정상보다 밝게 되어도 다른 것에서는 더 어둡게 될 수 있습니다. 핫픽셀은 개선할 수는 있지만 완전히 제거할 수는 없습니다.
그래서 다크 프레임 감산은 노이즈를 제거하는데, 픽셀간 암전류의 총 편차를 제거하기 때문입니다. 불행히도, 그리고 생각과는 달리, 다크 프레임 감산은 또한 이미지에 노이즈를 증가시킵니다. 모든 픽셀은 랜덤 읽기 노이즈에 더하여 잔여성 암전류 노이즈를 가집니다. 이 노이즈는 감산될 수 없지만, 오히려 루트-합계-평방 방식으로 추가됩니다. 따라서 단순히 한 장의 다크 프레임을 감산하면, 노이즈 레벨은 41% 증가합니다. 이 노이즈를 제거하는 방법은 다수의 다크 프레임을 평균하여 제거하는 것입니다. 평균 프레임 수를 4배로 할 때마다 노이즈는 반으로 줄어듭니다.
다크 프레임은 사진 촬영과 동일한 조건 (노출시간과 ISO)에서 렌즈 또는 경통의 커버를 닫고 찍습니다. 주간에 찍을 경우는 뷰파인더를 통하여 빛이 새어들어가는 수가 있어 커버를 끼우거나 야간에 촬영해야 합니다. CCD가 냉각되어 일정 온도가 되었을 때의 동일 조건이 가장 좋지만 어느 정도 냉각이 되었다면 그대로 찍어도 효과는 양호합니다. 이것도 20장을 찍으려면 5분 기준으로 두시간여가 됩니다. 한밤중에 촬영이 한창일 때에 다크를 찍기는 좀 아깝지요. 현장에 좀 일찍가서 세팅후에 카메라 냉각부터 시작하고 본 촬영전에 다크를 촬영하거나 촬영후 새벽이 되기 전에 잠자면서 계속 찍는 것도 좋은 방법입니다.
Flat-Field Frame Calibration(플래-필드 프레임 보정)
카메라에서 각 픽셀은 빛에 대하여 약간씩 다른 감도를 가집니다. 이러한 감도 차이는 보상하는 단계가 없다면 이미지에 또 다른 노이즈(플랫-필딩 오차로 알려진) 성분을 추가합니다. 플랫-필딩 수정은 좋은 품질의 이미지를 얻는데 중요하며, 정확한 광도 측정에 절대적으로 필수적입니다.
밝은 하늘 배경에서는 픽셀간 감도 변화는 이미지로 각인됩니다. 더 민감한 픽셀은 밝은 점으로 보이게 됩니다. 우주 망원경이 없다면, 항상 스카이 글로우가 있습니다. 주 관측지에서 조차도 자연의 대기 방사를 확인할 수 있습니다. 장노출은 극히 희미한 대상을 포착하기 위하여 사용합니다. 스카이 글로우보다 더 어두우면, 절대적인 감도 한계는 어떻게 정밀하게 플랫-필드 오차를 제거하느냐에 따라 결정됩니다.
플랫-필딩 변화는 몇 가지 일반적인 소스가 있습니다. 전형적인 센서는 픽셀간 1% 정도 차이가 있습니다. 광학계의 비네팅은 센서의 모서리 부분의 빛의 흐름을 감소시킬 수 있습니다. 센서 부근의 광학계 표면의 먼지는 음영을 만들 수 있습니다(광학계의 중심부의 시계가 차단되는 외형 때문에 종종 먼지 도넛으로 불림). 압축공기를 사용하여 먼지 도넛을 줄이는데 도움이 될 수 있지만, 때로는 완전히 제거하기는 어렵습니다.
플랫-필드 프레임을 만들기 위하여, 광학계는 균일한 광원으로 조명되고 사진을 찍습니다. 카메라 범위에서 상부의 비선형성과 하부의 노이즈를 피하기 위하여 통상 포화수준의 30∼50%의 평균값을 갖도록 선택됩니다. 플랫-필드는 그다음 어레이에서 평균값으로 각 픽셀을 나누어 다시 정상화됩니다. 더 민감한 픽셀은 1보다 약간 낮은 숫자로 할당되고, 감도가 낮은 픽셀은 1보다 약간 높은 숫자로 할당됩니다. 이 프레임은 raw 이미지를 곱하여, 감도 편차를 제거합니다.
Flat-Fields 찍기
플랫-필딩은 단연 가장 까다로운 보정 방법입니다. 광학계의 전체 개구는 빛으로 균일하게 조명되어야 하며, 아주 주의하여 만들지 않으면, 플랫-필드는 잘못되게 됩니다. 빛 누출은, 광학계를 통하지 않은 초점이 맞지 않은 빛이 추가되어 캘리브레이션을 망치게 합니다. 한 번 찍으면, 카메라를 움직일 수 없고 초점을 다시 맞출 수도 없습니다. 일부 센서들은 파장(컬러)의 함수로 중요한 플랫-필드 편차를 가지고 있으며, 정상 조명 스펙트럼에 맞는 모사를 생성하기 어려울 수 있습니다. 이러한 모든 문제점을 감안할 때, 양호한 플랫-필드는 야외에서 얻기가 대단히 어렵고 따라서 이 교정 단계는 때때로 건너뛰기도 합니다.
만약 비네팅이 없고 먼지 도넛이 문제가 되지 않는다면, 카메라만의 교정으로 충분합니다. 대략 6인치 길이의 불투명체 튜브의 끝에 반투명 소재를 씌웁니다(백색 복사용지의 몇 겹을 찝은 것). 이것을 카메라 앞에 대고, 백색광 장치(자연광이나 형광이 아닌 백열광 또는 LED)로 부드럽게 조명하고, 전체 규모의 약 30%의 밝기 수준이 나오게 사진을 찍습니다. 결과 이미지는 사용된 광학계에 무관하게, 카메라의 플랫-필드에 사용될 수 있습니다. 이 작업을 제대로 하기 위해서는 창이 매우 깨끗(먼지얼룩이 없음)해야 함을 유의하세요.
천체 사진에 적용할 수 있는 일반적인 기법이 ‘트윌라이트(박명) 플랫’으로, 박명의 하늘이 흐린 광원으로 사용됩니다. 급히 광 레벨이 바뀌는 것은 성가실 수 있지만, 별이 찍히는 것을 피하도록 주의를 요한다면 조명은 매우 균일 할 수 있습니다. 이것도 스카이 글로우나 광해를 제거할 수는 없습니다.
이외에도 디더링하는 방법으로 촬영대상 부근의 별(특히 밝은 별)이 별로 없는 곳을 삼각점 방식으로 세부분으로 겹치게 찍어 수정하는 방법이 광해까지 제거하는 가장 좋은 방법이지만 어렵기 때문에 이 방법은 생략합니다.
위에서 언급한 바와 같이 현장에 일찍 가서 준비를 마치고, 박명시에 플랫을 촬영합니다. 해가 질때는 동쪽하늘로, 해가 뜨기 전에는 서쪽하늘의 구름이 없는 균등한 배경을 대상으로 촬영을 합니다. 구름이 있다면 음영이 없는 균등한 밝기의 구름이어야 합니다. ISO는 최저인 100으로 놓고 사진을 찍어 디지털 포토 프로페셔널 프로그램(캐논 CD에 있음)으로 확인합니다. 그래프를 보고 아래의 밝기 0.0부근을 기준으로 앞뒤로 그래프 산이 오도록 3-4개의 노출 시간(예를 들어, 1/30, 1/60, 1/80초 등)으로 각각 20장씩 찍습니다. 시간이 얼마 걸리지 않기 때문에 쉽습니다. 이것은 사진 보정시에 각각 적용해 보가 가장 효과가 좋은 프레임만 사용하면 되고, 한번만 해보면 쉽게 알 수 있습니다. ISO가 높거나 사진이 어두우면 노이즈가 많아서 효과를 보기 어렵습니다.
주의할 사항은 카메라의 각도를 회전시켰을 때는 그 각도에서 플랫을 다시 찍어 적용해 주어야 합니다.
플랫-필드 프레임 자체는 바이어스를 제거하도록 교정되어야 하고, 더 장노출의 다크 수정도 또한 수행되어야 합니다. 플랫-필드 프레임과 라이트 프레임 모두에서 적절한 바이어스 수정은 필수적입니다. 그렇지 않으면, 플랫-필드 작업은 정확하게 되지 않습니다.
이 말은 결론적으로 MaXim DL, Image Plus 등의 보정 프로그램 모두에서 일괄로 처리되므로 신경쓰지 않아도 됩니다.
사실 천체사진은 보정이 50%라는 이야기도 있습니다. 바이어스, 다크, 플랫을 꼭 찍어 좋은 사진을 만들어 보세요.
NGC4565, E-160, ISO600, 180초 3장 이미지플러스 합성
다크, 바이어스 각1장 적용
다크, 바이어스 각 20장 적용
다크, 바이어스, 플랫 각 20장 적용
