La corrección de campo plano ( FFC ) es una técnica de imágenes digitales que permite mitigar la sensibilidad píxel a píxel del detector de imágenes y las distorsiones en la trayectoria óptica . Es un procedimiento de calibración estándar en todo tipo de equipos, desde cámaras digitales personales hasta grandes telescopios.
El campo plano se refiere al proceso de compensación de diferentes ganancias y corrientes oscuras en un detector. Una vez que se ha aplicado el campo plano a un detector, una señal uniforme creará una salida uniforme (de ahí el nombre de campo plano). Esto significa que cualquier señal adicional se debe al fenómeno que se está detectando y no a un error sistemático .
Una imagen de campo plano se obtiene al tomar imágenes de una pantalla iluminada de manera uniforme, lo que produce una imagen de color y brillo uniformes en todo el marco. En el caso de las cámaras portátiles, la pantalla puede ser un trozo de papel a la distancia del brazo, pero un telescopio suele tomar imágenes de una zona despejada del cielo al anochecer, cuando la iluminación es uniforme y hay pocas estrellas visibles, si es que hay alguna. [1] Una vez que se adquieren las imágenes, puede comenzar el procesamiento.
Un campo plano consta de dos números para cada píxel, la ganancia del píxel y su corriente oscura (o marco oscuro ). La ganancia del píxel es la forma en que la cantidad de señal proporcionada por el detector varía en función de la cantidad de luz (o equivalente). La ganancia es casi siempre una variable lineal, por lo que la ganancia se da simplemente como la relación entre las señales de entrada y salida. La corriente oscura es la cantidad de señal proporcionada por el detector cuando no hay luz incidente (de ahí el marco oscuro). En muchos detectores, esto también puede ser una función del tiempo; por ejemplo, en los telescopios astronómicos es común tomar un marco oscuro del mismo tiempo que la exposición a la luz planificada. La ganancia y el marco oscuro para sistemas ópticos también se pueden establecer utilizando una serie de filtros de densidad neutra para proporcionar información de la señal de entrada/salida y aplicando un ajuste de mínimos cuadrados para obtener los valores de la corriente oscura y la ganancia. donde:
En esta ecuación, las letras mayúsculas son matrices 2D y las letras minúsculas son escalares. Todas las operaciones con matrices se realizan elemento por elemento.
Para que un astrofotógrafo pueda capturar un cuadro de luz, debe colocar una fuente de luz sobre la lente del objetivo del instrumento de captura de imágenes de modo que la fuente de luz emane de manera uniforme a través de la óptica del usuario. Luego, el fotógrafo debe ajustar la exposición de su dispositivo de captura de imágenes ( dispositivo de carga acoplada (CCD) o cámara réflex digital de lente única (DSLR)) de modo que cuando se observe el histograma de la imagen, se vea un pico que alcance aproximadamente el 40-70% del rango dinámico (rango máximo de valores de píxeles) del dispositivo de captura de imágenes. El fotógrafo generalmente toma entre 15 y 20 cuadros de luz y realiza un apilamiento de medianas. Una vez que se adquieren los cuadros de luz deseados, se cubre la lente del objetivo para que no entre luz y luego se toman entre 15 y 20 cuadros oscuros, cada uno con el mismo tiempo de exposición que un cuadro de luz. Estos se denominan cuadros oscuros-planos.
En las imágenes de rayos X, las imágenes de proyección adquiridas generalmente sufren de ruido de patrón fijo, que es uno de los factores limitantes de la calidad de la imagen. Puede deberse a la falta de homogeneidad del haz, variaciones de ganancia de la respuesta del detector debido a falta de homogeneidad en el rendimiento de conversión de fotones, pérdidas en el transporte de carga, atrapamiento de carga o variaciones en el rendimiento de la lectura. Además, la pantalla del centelleador puede acumular polvo y/o rayones en su superficie, lo que da como resultado patrones sistemáticos en cada imagen de proyección de rayos X adquirida. En la tomografía computarizada (TC) de rayos X, se sabe que el ruido de patrón fijo degrada significativamente la resolución espacial alcanzable y generalmente conduce a artefactos de anillo o banda en las imágenes reconstruidas. El ruido de patrón fijo se puede eliminar fácilmente utilizando la corrección de campo plano. En la corrección de campo plano convencional, las imágenes de proyección sin muestra se adquieren con y sin el haz de rayos X activado, que se denominan campos planos (F) y campos oscuros (D). A partir de los campos planos y oscuros adquiridos, las imágenes de proyección medidas (P) con muestra se normalizan a nuevas imágenes (N) de acuerdo con: [3]
Aunque la corrección convencional de campo plano es un procedimiento elegante y sencillo que reduce en gran medida el ruido de patrón fijo, depende en gran medida de la estacionariedad del haz de rayos X, la respuesta del centelleador y la sensibilidad del CCD. Sin embargo, en la práctica, esta suposición solo se cumple de forma aproximada. De hecho, los elementos del detector se caracterizan por funciones de respuesta no lineales dependientes de la intensidad y el haz incidente a menudo muestra irregularidades dependientes del tiempo, lo que hace que la FFC convencional sea inadecuada. En la tomografía de rayos X de sincrotrón, muchos factores pueden causar variaciones de campo plano: inestabilidad de los imanes de flexión del sincrotrón, variaciones de temperatura debido al enfriamiento por agua en los espejos y el monocromador, o vibraciones del centelleador y otros componentes de la línea de haz. Este último es responsable de las mayores variaciones en los campos planos. Para abordar dichas variaciones, se puede emplear un procedimiento de corrección dinámica de campo plano que estima un campo plano para cada proyección individual. A través del análisis de componentes principales de un conjunto de campos planos, que se adquieren antes y/o después del escaneo real, se pueden calcular campos planos propios. Luego se puede utilizar una combinación lineal de los campos planos propios más importantes para normalizar individualmente cada proyección de rayos X: [3] donde
