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The Flat Field is an image of a perfectly uniform field of light intensity. The flat field is then used in the pretreatment of astronomical images to eliminate two major flaws: the difference in sensitivity that inevitably there may be another one-pixel CCD sensor and the various non-uniformity of field generated by the optical telescope and the dirt often can accumulate in the vicinity of the focal plane of our instrument.

We must say that is not a simple thing to achieve because you have to be really sure that the field of view is entirely consistent. There are essentially two ways to get it:

1. resume a sufficient area of \u200b\u200bthe sky luminosa durante l'alba o il tramonto ma lontani dal sole per evitare gradienti di luminosità (sky-flat);
2. riprendere uno schermo bianco ed uniforme allestito nelle pareti della cupola opportunamente illuminato (direttamente o indirettamente) con una sorgente luminosa bianca e costante (dome-flat).

Comunque la si ottenga l'immagine finale del FLAT FIELD deve avere una caratteristica molto importante: avere un elevato rapporto segnale-rumore. Ricordiamo infatti che ogni qualvolta faremo un'operazione matematica su due o più immagini (come la divisione del FLAT FIELD), i "rumori" presenti nelle immagini si sommeranno quadraticamente. Se avremo dei FLAT FIELD con un basso rapporto segnale-rumore, rischieremo di andare a peggiorare ancor di più le immagini che desideriamo correggere. In pratica occorre che il valore medio dei pixel che lo compongono sia almeno intorno ai 2/3 dell'effetiva dinamica dell'immagine. Se per esempio sappiamo che una camera CCD si comporta linearmente tra i valori di 3000 e 55000 ADU, il valore medio del FLAT FIELD può ragionevolmente attestarsi sui 35000 ADU o più (senza ovviamente superare i 55000 ADU).
Ricordiamo inoltre che occorre prendere una serie di FLAT FIELD (da combinare successivamente con una mediana ed ottenere così il MASTER FLAT FIELD) per ogni combinazione ottica utilizzata per le riprese delle immagini GREZZE. Vale a dire che se utilizziamo ad esempio tre filtri B V ed R per fare la tricromia di un oggetto celeste, need to resume after three sets of flat fields, one for each filter used. Not only that, if during the filming must change the focus of the instrument, necessarily need to resume the series of flat fields taken with the new configuration of fire. Basically, whenever you need to change the optical instrument, you must return the corresponding flat field for the optical configuration.

MASTER A typical flat-field taken with the Cavendish Centre in Newton 0.4m telescope. f/5.5 through the filter of the Johnson-Cousins \u200b\u200bV and the technique of SKY-FLAT. Note the remarkable uniformity of field, the presence of some grains of powder out of focus (with the classic form of a ring with a hole) and groups of pixels "cold."

Both methods for the acquisition of flat fields have their advantages and / or disadvantages that we discuss in brief. We remember only that it is necessary in both cases use the telescope in the firing position used to take pictures: it is saying that it is necessary to make a series of flat fields for each filter used.

SKY-FLAT

• should choose by an area of \u200b\u200bsky possible barren and return the set of FLAT-SKY or the pursuit off or telescopic rapidly changing field in a pose and the next in a way that it never the same field stars. This will allow us then, using the median of the series combination of SKY-FLAT, to obtain a master flat field without the disturbance caused by the presence of field stars.
• should be included in the narrow range of twilight and then the time available may be very little, especially if it is necessary to take many series of flat with different filters.
• During the twilight sky of the intensity changes rapidly with the risultato che otteremo delle serie di SKY-FLAT con valori medi anche molto differenti l'uno dall'altro: questo fatto falserebbe irrimediabilmente la successiva combinazione con mediana della serie per ottenere il MASTER FLAT FIELD. Ad esempio, l'eventuale presenza di stelle nelle singole immagini, non verrebbe eliminata con l'operazione mediana. Per risolvere questo problema, prima di applicare la combinazione a mediana, occorre riscalare tutte le immagini su uno stesso valore medio (ad es. con Astroart è possibile utilizzare una macro con il comando Immagine > Normalizza background ).
• Lo sky-flat ha la risposta spettrale più naturale per la correzione delle immagini con il MASTER FLAT FIELD: To get it you use the same light source used for RAW images the sky background or the same!
  

Here's what a typical SKY-FLAT taken together with other 9 to get the MASTER FLAT FIELD visible above.

DOME-FLAT

• The main disadvantage of the dome-flat is that you must equip themselves and strive to obtain it: the solutions are many and depend very much on the instrumentation that we have and how we structured our osservatorio, ad esempio se siamo fortunati possessori di una struttura fissa con cupola oppure abbiamo un piccolo osservatorio mobile attrezzato per spedizioni outdoor. In quest'ultimo caso può essere utile il progetto di Giovanni Benintende visibile al link http://www.astrogb.com/art_flatbox.htm .
• Nel caso dell'Osservatorio di Cavezzo invece, in prossimità dell'apertura della cupola viene allestito uno schermo di plexiglass simile al vetro smerigliato: una sogente di luce bianca esterna viene accesa ad una distanza sufficiente ad illuminare lo schermo in modo adeguato ed uniforme. A questo punto è possibile puntare il telescopio sullo schermo (dal quale è distante poche decine di centimetri) e riprendere le sequenze di dome-flat con il tempo d'esposizione necessario ed in tutta tranquillità.
• Un altro svantaggio, forse maggiore del primo per chi fa fotometria, è dato dalla risposta spettrale della sorgente di luce utilizzata che non sarà mai in grado di riprodurre esattamente quella del fondo cielo.