前几天看见@HG731GZ 大佬发了一个PILE的说明书翻译，颇受启发，寻摸着也该分享一些人生的经验给大家
。前两天花了3个小时整理出了这么篇文章，特别是在今天，得到了好几百个教授，一致通过。
如果觉得贴吧排版太乱的，提供百度云链接：http://pan删掉.baidu.com汉字/s/1jIewQCA
1 引言
之前看到很多同好使用单反进行深空摄影，但可惜的是，虽然有几个小时的曝光，但是校准却做的很不理想。有些是拍的不准，有些是根本没拍，结果最终的照片信噪比很低，或者是一些横纹（牙膏厂用户请特别留意），竖纹等cmos缺陷遗留在图片上。
可以说，做好校准是成就一张大片最基础也是相当重要的一件事。好的校准会给你的后续处理带来很大的帮助，会避免很多棘手的问题。
由于冷冻CCD带有可控温的制冷器，这使得冷冻CCD的校准变得比单反方便很多。本帖仅讨论单反的校准。
我之前向一些圈子里的大师学习了一些关于校准的技术，特此发帖与大家分享。
2 校准的相关理论
所谓校准，就是通过各种方法减少（或去除）来自感光元件（当然也是要去除一部分光学器材的影响，比如暗角）本身在图片上产生的不良影响的过程。简单来说，就是要尽可能的从感光元件这一角度还原天体本来的面貌。
为了做到这一点，我们需要拍摄各种校准帧。校准帧主要分为三种：暗电流（dark current，又称暗场），偏置（bias/offset），平场（flat）。这三大种校准帧的意义各不相同，下面我来简单介绍一下各个校准帧的拍摄原因以及拍摄方法
2.1 暗电流
2.1.1 什么是暗电流
我们知道，平时我们使用的单反的感光元件（CMOS）是一种线性成像器材。它利用光电效应，通过表面的硅芯片接收光子激发电子，从而形成图像。除此以外，热能以及种种相机内部的东西也会使得CMOS生成电子，这就是我们平时所说的“噪声”。而在这种种噪声之中，由于热能产生的称之为暗电流。
而一张照片是由信号（signal）+暗电流+偏置组成的。在天文摄影中，信号便是来自天体的电磁辐射。为了还原天体本来的面貌，我们需要扣除照片中的暗电流。因此，我们需要把暗电流记录下来，并从原照片中减去，以完成暗电流的校准。
2.1.2 暗电流的拍摄方法
在拍摄暗电流时，需要使用与拍摄天体时相同的ISO，相同的曝光时间，并拍摄多张以保证暗电流的信噪比。说到这可能有人会问，暗电流本身就是我们要扣去的噪声，为什么还有他的信噪比呢？因为，相机在读出过程中会产生随机误差，称之为“读出噪声”。在我们记录（拍摄）的暗电流中，如果电流的强度与读出噪声差的不多，那么我们在做减法时就会引入新的噪声。
暗电流我们暂时介绍到这里，接下来我为大家介绍偏置。
2.2 偏置
2.2.1 什么是偏置
说到偏置帧，就不得不谈起“读出噪声”这一概念。读出噪声（Readout Noise, RN）是一种在将模拟信号转为数字信号（Analog to Digital）时出现的误差导致的噪声。在我们的CMOS收集到了电子之后，我们需要将其转化为数字信号并记录下来形成一张照片。有这么两个仪器负责这一工作，他们分别是运算放大器（Operational Amplifier）和模数转换器（Analog to Digital Converter, ADC）。
运算放大器的作用是将模拟信号放大，这个放大的程度称之为增益（gain）。所谓增益，在单反上的体现便是ISO的大小。这也再次帮我们认识了调高ISO对照片质量的提高并没有什么卵用，因为这个过程会将噪声同时放大，因此并不能实质上改变天体成像的信噪比。
ADC的功能便是将被运算放大器放大过的模拟信号转换为数字信号。ADC的位数往往是非常重要的参数。我们可以把ADC理解为一个电子计数器。而这个位数就决定了它能计量的最大的数。比如一个12位的ADC，那么他就只能计量2^12个电子，也就是4096个。一个ADC的位数决定了照片的最亮与最暗之间的差距，也就是极限动态范围（注意这里说的是极限动态范围，可以先理解为n张叠加后的动态范围，而不是单张的动态范围）。由于运算放大器的存在，ADC往往能够记录的亮度差距并不是总能达到极限。比如有这样一组信号：1，2，3，50，80，ADC最多能记录100个电子。经过运算放大器放大2倍之后，这些信号变成了：2，4，6，100，160。当这些信号再交给ADC去处理时，由于它最多只能记录100个电子，160这个数值就会被它默认为100。这样一来，我们CMOS的满阱电荷数就与ADC的最大计量数不匹配，导致了动态范围的丢失。原本80与50之间30的亮度差距，变为了0。除此之外，原本1，2，3之间1个亮度差距变为了2，这样能计量的最小亮度差距也变大了。这两个问题在图片上的体现就是亮的地方一片死白，没有任何细节，亮暗之间过度很不顺滑，色阶出现断层。一般单反的ADC位数是14位，也就是最多计量16384个电子。而一般制冷CCD的ADC位数是16位，也就是最多计量65536个电子。这也是CCD胜于单反的一个很重要的原因。
跑题了。总之，在这两个仪器工作时出现的误差，就是读出噪声了。读出噪声通常记为±n e-。读出噪声也是评判一台相机品质的很重要的参数。
因为读出噪声的存在，对于一张没有入射信号的照片，有些像素就有可能出现负值的情况。为了避免负值出现，相机会给CMOS一个偏置电压，让它先有一个初始值，这样再加上读出噪声就不会有负值的现象了。
偏置给的数值是随机的，并且每次开关机都会发生改变。同样的，我们也需要将偏置记录下来，从原图片中减去。
2.2.2 偏置的拍摄方法
在拍摄偏置时，我们需要保证相机与拍摄天体时处于相同的通断情况。也就是说，拍摄天体与拍摄偏置之间不要出现开关机。从偏置的产生我们可以看出，记录偏置需要0入射信号。因此，我们在拍摄偏置时，需要设置与拍摄天体时相同的ISO，最短的曝光时间（有的是1/8000s，有的是1/4000s），拍摄多张。
偏置先告一段落，接下来我来介绍平场。
2.3 平场
2.3.1 什么是平场
在日常摄影中我们就会发现，一些照片的四角总是会比中心暗很多。除此之外，我们如果拍摄一些风景照片，那么在蓝天之上就有可能出现一些脏东西，有的是个圈，有的是个点，有的是个长条。这是我们感光元件表面的脏东西导致的。同样在天文摄影中，我们也会遇到这样的问题。为了解决这些问题，我们同样要将这些瑕疵记录下来，从原图片中除去。
2.3.2 平场的拍摄方法
为了记录暗角，我们需要保证拍摄目标亮度均一，以避免由于外部因素导致暗角记录不正确。有两种途径可以保证目标亮度均一，一种是通过自发光平场板，这种方法称为人工平场；另一种是通过拍摄黄昏时的天空，这种方法称为天光平场。
在拍摄平场时，我们需要保证光学系统与拍摄时完全相同，这包括光圈，焦距，滤镜的使用，遮光罩的使用，卡口的位置等等。在相机方面，我们最好让ISO与拍摄天体时相同。平场的曝光时间是一个值得讨论的问题。一般来说，为了保证线性，我们需要避免饱和或信噪比过低。在拍摄平场时，需先进行测光，之后看测光表读数微调，一般过曝1档即可。当然，更严谨的方法是看直方图（Histogram）。除此之外，为了保证目标发射功率均一，需要在民用晨光始/昏影终至航海晨光始/昏影终期间，对着离太阳180°左右的方向拍摄。天光平场的拍摄需要在晴朗无云的天气下进行。
平场同样需要拍摄多张以保证信噪比。在拍摄过程中，可以微调望远镜指向，便于后期消除星轨。
3 单反进行校准的方法
3.1 问题
终于唠叨完了校准帧的概念，该进入正题了。由于单反并没有像冷冻CCD一样的温控功能，因此在拍摄暗场时比较麻烦。传统的做法是，在夜间，拍摄完成后拍摄暗场。但是由于夜晚温度变化并不稳定，拍摄暗场时的温度并不能保证与拍摄天体时相同。后来又有人提出了修正的方法，在拍摄前，拍摄中，拍摄后分别拍摄暗场。这样看起来是比之前准了，不过依然是不准的。夜间温度的变化并不是均匀的，因此，拍摄前、中、后拍摄的暗场张数也应该是不一样的才对。那么具体多少张，成为了一个无解的问题。有人干脆拍一张天体拍一张暗场，这样倒是准了，可是却大大浪费了美好的观测时间，得不偿失。
除了种种不准以外，上述几种传统拍摄方法的一个共同特点是必须在可以观测的时间拍摄。这样对于我们积累天体信号是不利的，效率很低。
暗电流的强度确确实实是与温度有关的。但是这并不意味着，拍摄暗场时的温度必须与拍摄天体相同，这也是我为什么没有在2.1.2节说到这一条件。有人会问，如果不同，那么暗场不就不准了吗？但是别忘了，我们还有对校准帧的后期处理。
3.1 正确的校准
我们刚刚提到，一张照片由信号+暗电流+偏置构成。而暗电流强度是与温度有关的。也就是说，暗电流不是随机的，是有规律可循的。这就很好办了，我们可以找出不同温度下暗电流的差距，通过做乘法达到一致，不就可以进行准确的校准了吗？也就是：
此式中，L’表示校准过后的天体照片（Luminance，亮场），L表示校准前的亮场，BL，BD分别表示与亮场，暗场对应的偏置。∑表示进行sigma clipping法叠加，n为暗场优化系数，可以由软件计算得出。
平场是特殊的亮场（发射功率均一），因此同样可以按照此方法校准平场：
最终，再由校准好的L'与F'进行最终的校准：
校准到这里就完成了。这种校准方法保证了精度，节省了时间，是单反深空党们的不二之选。不过，以上仅仅是理论计算，我们接下来用实例教大家如何操作。
4 用MDL进行校准操作实例
首先，我们对亮场进行校准。因此，我们需要导入偏置帧。
1) 在Process里选择Set Calibration
2) 在Set Calibration界面左侧选择校准帧类型（DARK为暗场，FLAT为平场，BIAS为偏置）右下角中可以选择叠加方式。偏置应该选用Sigma Clip
3) 创建一个偏置帧组，并将偏置帧拖入下方File Name栏中
4) 这里需要注意设置一下参数，电机右下方的Settings，弹出如下对话框。Sigma Factor选3，Normalization（归一化）选None，因为偏置是随机的，不能进行归一。
5) 注意这里，在我导入偏置帧以后，可以看到MDL已经自动读出了图像大小，合并像素情况，ISO以及温度等信息。
6) 接下来我们需要进行录制动作，让MDL自动校准每一张L帧。打开一张L，点击View下的Batch Process Window
7) 界面如下。点击红色按钮开始录制动作。
8) 点击Process下的Calibrate进行校准。此时，MDL会自动按照我们刚刚在Settings里设置的参数叠加偏置，生成一张主偏置，并从L中减掉。
9) 这个过程比较缓慢（是因为它要自己先叠加成masterbias）。校准完一张L后，可以发现在Batch Process窗口中的Operation栏已经多出一行动作。这时我们的录制就完成了。
10) 点击黑色方块按钮停止录制，关闭L帧，不保存。点击Files键导入全部L帧。在Disposition和Subfolder中可以设置保存方式和子文件夹名称（若不存在则会自动创建）。点击“快进”键应用到全部L帧。
11) 由于我们刚刚已经将偏置叠加，这个批处理就非常快了（因为它已经叠好masterbias了）。处理完后，MDL会自动把校准好的每张L帧以fits格式存储在指定文件夹。暗场、平场与L帧设置操作完全相同，但是要注意更换Set Calibration里的文件。这时我们已经获得了校准过的L，D，F三种帧。现在我们创建D组和F组，将已经校准好的D和F导入进来（见注解1）。D的Settings设置与偏置相同，但是注意不要勾选Ignore Black Pixels。F帧的设置与B、D不尽相同，由于F帧是特殊的L，需要进行Normalization才可叠加。这里Normalization选择Linear（线性），Normalization Area可以选择50%-80%。可以勾选上Ignore Black Pixels。
12) 最后，我们就要进行L’帧的叠加了。在Process里面选择Stack，弹出如下界面。点击Add Files将L’帧导入，红框中设置按图中操作。
13) 在Quality一栏可以对图像进行筛选，有FWHM，星点圆度等参量。
14) 在Ailgn界面可以选择对齐方式，一般选择Auto Starmatching即可。
15) 在Combine一栏中选择L’帧的叠加方式，一般也选用Sigma Clipping。Normalization参数与F帧相同。点击Go开始叠加。
叠加完后，一张新鲜出炉的线性fits文件就在MDL中生成了。至此，校准的步骤也全部完成。我们获得了一张经过准确校准的图片，这的好处将在后期处理中体现出来。当然，准确的校准除了正当的后期操作以外，最重要的是前期的校准帧拍摄。
本文到此也就应该结束了，希望大家通过这篇文章对校准有新的理解，如果有质疑，也可以与我放开来讨论。同时我也希望大家勇于尝试，发现新的操作方法，共同分享，在星空路上共同前行！
(感谢@猫咪小洛 对本文进行校对以及提供M31图片)
。前两天花了3个小时整理出了这么篇文章，特别是在今天，得到了好几百个教授，一致通过。如果觉得贴吧排版太乱的，提供百度云链接：http://pan删掉.baidu.com汉字/s/1jIewQCA
1 引言
之前看到很多同好使用单反进行深空摄影，但可惜的是，虽然有几个小时的曝光，但是校准却做的很不理想。有些是拍的不准，有些是根本没拍，结果最终的照片信噪比很低，或者是一些横纹（牙膏厂用户请特别留意），竖纹等cmos缺陷遗留在图片上。
可以说，做好校准是成就一张大片最基础也是相当重要的一件事。好的校准会给你的后续处理带来很大的帮助，会避免很多棘手的问题。
由于冷冻CCD带有可控温的制冷器，这使得冷冻CCD的校准变得比单反方便很多。本帖仅讨论单反的校准。
我之前向一些圈子里的大师学习了一些关于校准的技术，特此发帖与大家分享。
2 校准的相关理论
所谓校准，就是通过各种方法减少（或去除）来自感光元件（当然也是要去除一部分光学器材的影响，比如暗角）本身在图片上产生的不良影响的过程。简单来说，就是要尽可能的从感光元件这一角度还原天体本来的面貌。
为了做到这一点，我们需要拍摄各种校准帧。校准帧主要分为三种：暗电流（dark current，又称暗场），偏置（bias/offset），平场（flat）。这三大种校准帧的意义各不相同，下面我来简单介绍一下各个校准帧的拍摄原因以及拍摄方法
2.1 暗电流
2.1.1 什么是暗电流
我们知道，平时我们使用的单反的感光元件（CMOS）是一种线性成像器材。它利用光电效应，通过表面的硅芯片接收光子激发电子，从而形成图像。除此以外，热能以及种种相机内部的东西也会使得CMOS生成电子，这就是我们平时所说的“噪声”。而在这种种噪声之中，由于热能产生的称之为暗电流。
而一张照片是由信号（signal）+暗电流+偏置组成的。在天文摄影中，信号便是来自天体的电磁辐射。为了还原天体本来的面貌，我们需要扣除照片中的暗电流。因此，我们需要把暗电流记录下来，并从原照片中减去，以完成暗电流的校准。
2.1.2 暗电流的拍摄方法
在拍摄暗电流时，需要使用与拍摄天体时相同的ISO，相同的曝光时间，并拍摄多张以保证暗电流的信噪比。说到这可能有人会问，暗电流本身就是我们要扣去的噪声，为什么还有他的信噪比呢？因为，相机在读出过程中会产生随机误差，称之为“读出噪声”。在我们记录（拍摄）的暗电流中，如果电流的强度与读出噪声差的不多，那么我们在做减法时就会引入新的噪声。
暗电流我们暂时介绍到这里，接下来我为大家介绍偏置。
2.2 偏置
2.2.1 什么是偏置
说到偏置帧，就不得不谈起“读出噪声”这一概念。读出噪声（Readout Noise, RN）是一种在将模拟信号转为数字信号（Analog to Digital）时出现的误差导致的噪声。在我们的CMOS收集到了电子之后，我们需要将其转化为数字信号并记录下来形成一张照片。有这么两个仪器负责这一工作，他们分别是运算放大器（Operational Amplifier）和模数转换器（Analog to Digital Converter, ADC）。
运算放大器的作用是将模拟信号放大，这个放大的程度称之为增益（gain）。所谓增益，在单反上的体现便是ISO的大小。这也再次帮我们认识了调高ISO对照片质量的提高并没有什么卵用，因为这个过程会将噪声同时放大，因此并不能实质上改变天体成像的信噪比。
ADC的功能便是将被运算放大器放大过的模拟信号转换为数字信号。ADC的位数往往是非常重要的参数。我们可以把ADC理解为一个电子计数器。而这个位数就决定了它能计量的最大的数。比如一个12位的ADC，那么他就只能计量2^12个电子，也就是4096个。一个ADC的位数决定了照片的最亮与最暗之间的差距，也就是极限动态范围（注意这里说的是极限动态范围，可以先理解为n张叠加后的动态范围，而不是单张的动态范围）。由于运算放大器的存在，ADC往往能够记录的亮度差距并不是总能达到极限。比如有这样一组信号：1，2，3，50，80，ADC最多能记录100个电子。经过运算放大器放大2倍之后，这些信号变成了：2，4，6，100，160。当这些信号再交给ADC去处理时，由于它最多只能记录100个电子，160这个数值就会被它默认为100。这样一来，我们CMOS的满阱电荷数就与ADC的最大计量数不匹配，导致了动态范围的丢失。原本80与50之间30的亮度差距，变为了0。除此之外，原本1，2，3之间1个亮度差距变为了2，这样能计量的最小亮度差距也变大了。这两个问题在图片上的体现就是亮的地方一片死白，没有任何细节，亮暗之间过度很不顺滑，色阶出现断层。一般单反的ADC位数是14位，也就是最多计量16384个电子。而一般制冷CCD的ADC位数是16位，也就是最多计量65536个电子。这也是CCD胜于单反的一个很重要的原因。
跑题了。总之，在这两个仪器工作时出现的误差，就是读出噪声了。读出噪声通常记为±n e-。读出噪声也是评判一台相机品质的很重要的参数。
因为读出噪声的存在，对于一张没有入射信号的照片，有些像素就有可能出现负值的情况。为了避免负值出现，相机会给CMOS一个偏置电压，让它先有一个初始值，这样再加上读出噪声就不会有负值的现象了。
偏置给的数值是随机的，并且每次开关机都会发生改变。同样的，我们也需要将偏置记录下来，从原图片中减去。
2.2.2 偏置的拍摄方法
在拍摄偏置时，我们需要保证相机与拍摄天体时处于相同的通断情况。也就是说，拍摄天体与拍摄偏置之间不要出现开关机。从偏置的产生我们可以看出，记录偏置需要0入射信号。因此，我们在拍摄偏置时，需要设置与拍摄天体时相同的ISO，最短的曝光时间（有的是1/8000s，有的是1/4000s），拍摄多张。
偏置先告一段落，接下来我来介绍平场。
2.3 平场
2.3.1 什么是平场
在日常摄影中我们就会发现，一些照片的四角总是会比中心暗很多。除此之外，我们如果拍摄一些风景照片，那么在蓝天之上就有可能出现一些脏东西，有的是个圈，有的是个点，有的是个长条。这是我们感光元件表面的脏东西导致的。同样在天文摄影中，我们也会遇到这样的问题。为了解决这些问题，我们同样要将这些瑕疵记录下来，从原图片中除去。
2.3.2 平场的拍摄方法
为了记录暗角，我们需要保证拍摄目标亮度均一，以避免由于外部因素导致暗角记录不正确。有两种途径可以保证目标亮度均一，一种是通过自发光平场板，这种方法称为人工平场；另一种是通过拍摄黄昏时的天空，这种方法称为天光平场。
在拍摄平场时，我们需要保证光学系统与拍摄时完全相同，这包括光圈，焦距，滤镜的使用，遮光罩的使用，卡口的位置等等。在相机方面，我们最好让ISO与拍摄天体时相同。平场的曝光时间是一个值得讨论的问题。一般来说，为了保证线性，我们需要避免饱和或信噪比过低。在拍摄平场时，需先进行测光，之后看测光表读数微调，一般过曝1档即可。当然，更严谨的方法是看直方图（Histogram）。除此之外，为了保证目标发射功率均一，需要在民用晨光始/昏影终至航海晨光始/昏影终期间，对着离太阳180°左右的方向拍摄。天光平场的拍摄需要在晴朗无云的天气下进行。
平场同样需要拍摄多张以保证信噪比。在拍摄过程中，可以微调望远镜指向，便于后期消除星轨。
3 单反进行校准的方法
3.1 问题
终于唠叨完了校准帧的概念，该进入正题了。由于单反并没有像冷冻CCD一样的温控功能，因此在拍摄暗场时比较麻烦。传统的做法是，在夜间，拍摄完成后拍摄暗场。但是由于夜晚温度变化并不稳定，拍摄暗场时的温度并不能保证与拍摄天体时相同。后来又有人提出了修正的方法，在拍摄前，拍摄中，拍摄后分别拍摄暗场。这样看起来是比之前准了，不过依然是不准的。夜间温度的变化并不是均匀的，因此，拍摄前、中、后拍摄的暗场张数也应该是不一样的才对。那么具体多少张，成为了一个无解的问题。有人干脆拍一张天体拍一张暗场，这样倒是准了，可是却大大浪费了美好的观测时间，得不偿失。
除了种种不准以外，上述几种传统拍摄方法的一个共同特点是必须在可以观测的时间拍摄。这样对于我们积累天体信号是不利的，效率很低。
暗电流的强度确确实实是与温度有关的。但是这并不意味着，拍摄暗场时的温度必须与拍摄天体相同，这也是我为什么没有在2.1.2节说到这一条件。有人会问，如果不同，那么暗场不就不准了吗？但是别忘了，我们还有对校准帧的后期处理。
3.1 正确的校准
我们刚刚提到，一张照片由信号+暗电流+偏置构成。而暗电流强度是与温度有关的。也就是说，暗电流不是随机的，是有规律可循的。这就很好办了，我们可以找出不同温度下暗电流的差距，通过做乘法达到一致，不就可以进行准确的校准了吗？也就是：
此式中，L’表示校准过后的天体照片（Luminance，亮场），L表示校准前的亮场，BL，BD分别表示与亮场，暗场对应的偏置。∑表示进行sigma clipping法叠加，n为暗场优化系数，可以由软件计算得出。
平场是特殊的亮场（发射功率均一），因此同样可以按照此方法校准平场：
最终，再由校准好的L'与F'进行最终的校准：
校准到这里就完成了。这种校准方法保证了精度，节省了时间，是单反深空党们的不二之选。不过，以上仅仅是理论计算，我们接下来用实例教大家如何操作。
4 用MDL进行校准操作实例
首先，我们对亮场进行校准。因此，我们需要导入偏置帧。
1) 在Process里选择Set Calibration
2) 在Set Calibration界面左侧选择校准帧类型（DARK为暗场，FLAT为平场，BIAS为偏置）右下角中可以选择叠加方式。偏置应该选用Sigma Clip
3) 创建一个偏置帧组，并将偏置帧拖入下方File Name栏中
4) 这里需要注意设置一下参数，电机右下方的Settings，弹出如下对话框。Sigma Factor选3，Normalization（归一化）选None，因为偏置是随机的，不能进行归一。
5) 注意这里，在我导入偏置帧以后，可以看到MDL已经自动读出了图像大小，合并像素情况，ISO以及温度等信息。
6) 接下来我们需要进行录制动作，让MDL自动校准每一张L帧。打开一张L，点击View下的Batch Process Window
7) 界面如下。点击红色按钮开始录制动作。
8) 点击Process下的Calibrate进行校准。此时，MDL会自动按照我们刚刚在Settings里设置的参数叠加偏置，生成一张主偏置，并从L中减掉。
9) 这个过程比较缓慢（是因为它要自己先叠加成masterbias）。校准完一张L后，可以发现在Batch Process窗口中的Operation栏已经多出一行动作。这时我们的录制就完成了。
10) 点击黑色方块按钮停止录制，关闭L帧，不保存。点击Files键导入全部L帧。在Disposition和Subfolder中可以设置保存方式和子文件夹名称（若不存在则会自动创建）。点击“快进”键应用到全部L帧。
11) 由于我们刚刚已经将偏置叠加，这个批处理就非常快了（因为它已经叠好masterbias了）。处理完后，MDL会自动把校准好的每张L帧以fits格式存储在指定文件夹。暗场、平场与L帧设置操作完全相同，但是要注意更换Set Calibration里的文件。这时我们已经获得了校准过的L，D，F三种帧。现在我们创建D组和F组，将已经校准好的D和F导入进来（见注解1）。D的Settings设置与偏置相同，但是注意不要勾选Ignore Black Pixels。F帧的设置与B、D不尽相同，由于F帧是特殊的L，需要进行Normalization才可叠加。这里Normalization选择Linear（线性），Normalization Area可以选择50%-80%。可以勾选上Ignore Black Pixels。
12) 最后，我们就要进行L’帧的叠加了。在Process里面选择Stack，弹出如下界面。点击Add Files将L’帧导入，红框中设置按图中操作。
13) 在Quality一栏可以对图像进行筛选，有FWHM，星点圆度等参量。
14) 在Ailgn界面可以选择对齐方式，一般选择Auto Starmatching即可。
15) 在Combine一栏中选择L’帧的叠加方式，一般也选用Sigma Clipping。Normalization参数与F帧相同。点击Go开始叠加。
叠加完后，一张新鲜出炉的线性fits文件就在MDL中生成了。至此，校准的步骤也全部完成。我们获得了一张经过准确校准的图片，这的好处将在后期处理中体现出来。当然，准确的校准除了正当的后期操作以外，最重要的是前期的校准帧拍摄。
本文到此也就应该结束了，希望大家通过这篇文章对校准有新的理解，如果有质疑，也可以与我放开来讨论。同时我也希望大家勇于尝试，发现新的操作方法，共同分享，在星空路上共同前行！
(感谢@猫咪小洛 对本文进行校对以及提供M31图片)
