천체 촬영에서의 노이즈 및 노이즈 감쇠에 대한 이론적 이해

* 이 글은 비전문적이며 얕고 넓은 주제를 다루고 있기 때문에 참고 용도로 쓰고, 제대로 된 내용은 관련 교육 자료를 보아야 한다.

* 이 글은 카메라 이론과 천체 촬영에 대한 지식 없이 볼 경우 바보로 느껴질 수 있다.

이에 앞서 알아야 할 기본적인 내용은 추후 쓰도록 하겠음. 이걸 먼저 쓰는 이유는 머릿속에서 가닥이 먼저 잡혔기 때문...

 

천체 촬영을 처음 시작하는 사람부터 고가의 장비로 엄청난 사진을 뽑아내는 고수에 이르기까지, 노이즈를 줄이는 것은 모든 천체 촬영자들이 직면하는 끝없는 투쟁이다. 더 나은 사진을 얻기 위해서는 촬영에 따르는 노이즈를 가능한 줄여야만 하므로 노이즈가 어떻게 생기며 어떻게 없애야 하는지 알아둘 필요가 있다.

 

노이즈란 무엇인가? 이 단어를 들었을 때 먼저 떠오르는 뜻은 잡음일 것이다. 본래의 음악에 멋대로 섞여 들어가는 의도치 않은 소리. 오디오 처리와 이미지 처리는 많은 부분에서 닮았기 때문에, 사진술(photography)에서도 이 단어가 그대로 쓰이고 있다. 본래의 완벽한 천체의 모습이 있다면 이 사이에 섞여 들어가서 사진을 좋지 못하게 만드는 요소들이 노이즈인 것이다.

 

디지털 카메라의 원리에 대해 간략히 언급하며 시작하자. 찍고자 하는 대상에서 나오는 빛을 렌즈로 모아 센서에 쪼이고, 센서는 이 빛을 전자로 바꾼다. 센서에 모인 전자들이 얼마나 되는지 알기 위해 센서의 전기 신호를 증폭하고 측정해서 디지털 숫자 신호로 바꾼다. 이미지를 처리하는 칩이 이 픽셀 하나하나에서 측정된 숫자를 가지고 만들어낸 결과물이 사진이다. 노이즈는 이 모든 과정에서 생겨날 수 있기에 구체적인 노이즈의 종류와 구분 방법은 다양하며 복잡하다. 그렇지만 우리는 대략적인 개념의 이해와 천체 사진에서의 노이즈 보정 방법의 이해를 목표로 하므로, 노이즈의 종류를 비교적 단순하게 소개할 것이다. 더 알고 싶은 독자들을 위해 깊고 어려운 정보가 담긴 링크를 후술할 것이다.

 

양자화 노이즈 : 

갑자기 양자 이야기가 나왔다고 해서 양자 영역에 들어가 시간여행을 하지는 않는다. 물론 그 양자론의 양자와 같은 뜻이기는 하지만, 여기서의 '양자화'는 연속적인(어떤 값이든 가질 수 있는) 값을 불연속적인(딱딱 떨어지는 숫자로 나타낸) 값으로 바꾸는 것을 의미한다. 

센서의 각 픽셀* 에서 전자가 축적된 정도는 증폭기를 거친 전압의 세기를 읽어서 측정하게 된다. 이 때 측정된 전압은 어떤 값이든 가질 수 있기 때문에 아날로그 신호인 반면 디지털 사진을 이루는 픽셀 하나하나의 밝기 값은 특정 숫자로만 표현되는 디지털 신호이다. 따라서 센서에는 ADC 라는 것이 있어서 아날로그 값인 전압을 측정해서 디지털 값으로 변환해 주는 과정이 들어간다. 디지털 신호는 표현할 수 있는 최소한의 단위가 정해져 있기에 그 미만의 값은 버려야만 한다. 아날로그 값과 디지털 값 사이에 약간의 오차가 존재할 수밖에 없는 이유이다. 이 과정에서 오는 오차를 양자화 노이즈 라고 부른다. 만약 전압을 0과 1의 숫자(bit) 하나로만 표현한다면 딱 두 가지의 값만을 나타낼 수 있으므로 그 사이의 값들은 버려진다. 2개의 숫자(bit)로 표현한다면 00, 01, 10, 11의 네 가지 값만을 나타낼 수 있다. 만약 디지털 사진에서 딱 네 가지의 밝기만 표시할 수 있다고 생각해 보자. 그 화질은 끔찍할 것이다. 아날로그 값과 디지털 값의 차이인 양자화 노이즈가 엄청나게 큰 것이다. 더 많은 숫자를 써서 표시할수록 양자화 노이즈가 감소하므로 이미지에서 수많은 색들의 섬세한 디테일을 간직하기 위해서는 그보다 더 많은 숫자(bit)를 써서 더 촘촘하게 전압을 측정하고 기록해야만 한다. 

흔히 사용하는 JPEG 사진 파일은 각 픽셀당 세 색상과 0~255 까지의 밝기 정보를 담고 있으므로 256 단계(8-bit)로밖에 기록하지 못한다. 디지털 카메라에서 JPEG로 변환하기 이전의 정보가 담긴 RAW 파일은 10 bit로 기록하므로 1024 단계로 기록한다. 전문가용의 고급 카메라나 중형 포맷 카메라, 천체 촬영용 CCD 등은 12, 14, 16 bit 를 지원하므로 훨씬 세밀하게 전자의 양을 측정하고 나타낼 수 있다. 이 양자화 노이즈는 센서의 측정에 관한 것이기 때문에 센서가 지원하는 최대 bit를 쓰는 것 이외에는 별다른 수가 없다.

 

열 노이즈 :

앞서서 빛이 센서에 들어오면 이것이 전자로 변환되어 측정된다고 설명하였다. 하지만 빛이 전혀 들어오지 않더라도 센서를 구성하는 반도체에서의 열적인 운동 에너지에 의해 멋대로 전자가 튀어나오는 일이 가끔 생기는 관계로, 빛과 무관한 전자가 센서의 각 픽셀에 섞여 들어가게 된다. 이것이 열 노이즈(Thermal noise) 이다. 한번 카메라의 렌즈캡을 닫고 오랜 시간 노출을 주어 사진을 찍어보자(방해되는 빛이 있는 곳에서 장노출을 할 때는 카메라의 뷰파인더를 넥 스트랩에 달린 고무로 덮어서 그쪽으로 빛이 들어가는 것을 막아야 한다. 야경과 천체 사진을 찍는 팁이다). 아무런 빛도 없지만은 확대해 보면 얼룩덜룩한 노이즈가 보일 것이다. 이 열 노이즈는 노출 시간에 비례하며 촬영할 때 센서의 온도에 지수적으로 비례한다. 뒤이어 설명할 리드아웃 노이즈와 비교하자면 대략적으로 셔터 스피드 1초 이하의 촬영에서는 리드아웃 노이즈가 우세하며 1초 이상의 장노출 촬영에서는 시간에 비례해 증가하는 열 노이즈가 우세해진다. 그리고 센서가 매우 차가울 때는 이런 노이즈가 매우 낮지만 상온, 특히 여름에 촬영할 때는 상당히 증가한다. 아마 여름에 천체 사진을 찍으면 겨울에 찍은 것보다는 노이즈가 많을 것이다. 천체 촬영을 할 때는 셔터 스피드를 최대한 확보해서 빛을 긁어 모아야 하므로 열 노이즈 문제가 심각해진다. 이를 줄이기 위해서 크게 두 가지 방법이 존재하는데, 하나는 센서 자체를 냉각해서 온도를 낮추는 것이고 두 번째는 열 노이즈의 패턴을 추출하는 것이다. 열 노이즈는 거의 랜덤하게 생기는 것처럼 보이지만 이 열 노이즈를 오랜 시간동안 촬영해서 잘 겹치면, 서로 랜덤하게 상쇄되는 요소와 달리 특정한 노이즈의 패턴, 즉 경향성을 얻을 수 있다. 열 노이즈가 '잘 생기는' 픽셀에 대한 정보를 얻을 수 있다면 촬영한 이미지에서 이 값을 뺌으로 열 노이즈를 줄일 수 있을 것이다. 천체 사진 편집 프로그램은 이 패턴을 자동으로 생성해서 실제 촬영한 이미지에서 노이즈를 반대로 지워주는 기능을 지원한다. 이것이 흔히 말하는 다크 프레임 이다. 고품질의 천체 사진을 찍을 때는 시간 일부를 다크 프레임을 찍는 데 할애해야 한다. 본래 사진(라이트 프레임)을 1시간 동안 찍는다고 하면, 다크 프레임은 20분 정도 찍는 식이다. 다크 프레임을 촬영할 때는 라이트 프레임을 찍을 때와 셔터 스피드, ISO를 동일하게 해서 여러 장 찍어야 한다. 서너 장 찍어서는 각각의 다크 프레임에 있는 랜덤한 노이즈가 너무 많기 때문에 별 의미가 없고, 열 장 이상 찍을 것을 권한다. 앞서 설명했듯이 열 노이즈는 온도의 지수적 상관관계가 있기 때문에 라이트 프레임 촬영 시와 다크 프레임 촬영 시의 온도가 같을수록 좋다. 시간이 지나면 특성이 서서히 달라지므로 다크 프레임은 라이트 프레임과 비슷한 시기에 촬영되어야 한다. 따라서 보통 밤새 촬영을 돌린 뒤 하늘이 밝아올 때, 간식을 먹으러 갈 때, 잠깐 눈을 붙일 때의 시간을 다크 프레임 촬영에 쓴다. 렌즈캡과 뷰파인더를 막고 조용히 찍고 있으면 되기 때문에 실패할 일이 없기 때문이다.

 

리드아웃 노이즈 :

디지털 센서가 이미지를 '찍는다'는 과정은 이미 센서에 있던 전자를 제거하고, 새로 전자를 모아서 측정하는 일련의 과정이 포함된다. 당연하게도 이 과정에서도 약간의 전기적 노이즈가 개입한다. 이것이 리드아웃 노이즈로, 셔터 스피드가 짧은 대부분의 촬영에서의 노이즈는 이 리드아웃 노이즈가 주된 노이즈 요소이다. 이 또한 대체로 랜덤하지만 많이 촬영해서 하나로 합쳐보면 이 또한 센서의 특성에 의한 노이즈의 경향을 찾을 수 있다. 리드아웃 노이즈를 얻기 위해 찍는 것은 바이어스 프레임 이라고 불린다. 바이어스 프레임을 얻어서 지우는 것도 천체 사진 편집 소프트웨어가 지원한다. 이 경향을 추출하여 리드아웃 노이즈를 줄일 수 있다. 카메라 센서가 전자적으로 찍을 때만의 노이즈를 얻어야 하므로 렌즈캡과 뷰파인더를 막는 것은 동일하지만 이번에는 셔터 스피드를 가능한 최소한으로 해서 열 노이즈가 끼지 않게 한다. ISO 설정은 유지한다. 리드아웃 노이즈는 한번 찍어 놓으면 몇 달간은 유지된다고들 한다. 그러니 매 촬영 때마다 찍지 않아도 될 것이다. 좋은 점은 바이어스 프레임을 찍을 때는 시간이 많이 들지 않는다는 것이다. 이 또한 몇 달마다 충분히 찍어두자. (대개 라이트, 다크 프레임 매수와 비슷한 매수를 찍는다)

 

비네팅과 픽셀 특성 :

원래 이는 사진계에서 이전부터 쓰던 용어이다. 렌즈가 필름(센서)에 빛을 비출 때, 필름의 중앙과 구석에 빛이 들어오는 세기가 조금 다르다. 여러가지 이유가 있는데 렌즈에 비스듬히 들어와서 필름의 끝으로 향하는, 그러니까 렌즈 가장자리의 광로 (marginal ray라는 용어가 있다)에서 렌즈 안쪽 벽에 빛 일부가 닿아서 잘린다던가, 렌즈 맨 끝에서 센서에 비스듬하게 빛이 들어오기 때문에 광학적으로 빛의 세기가 감소한다던가 하는 이유이다. 이유는 복잡하지만 아무튼 사진을 찍을 때 중앙보다 테두리가 어둡게 된다. 몇몇 렌즈는 조리개를 최대개방 했을때 이 광량 저하가 상당하지만(1~2EV 정도) 요즘의 디지털 카메라는 연결한 렌즈 정보를 자동으로 인식하고 사용자가 의식하지 않아도 이 광량 저하를 많이 보정해 준다. 망원경도 이런 현상에서 자유롭지 않다. 사진에서 적절한 비네팅은 분위기 있는 사진을 만들어서 비네팅을 좋아하는 사람도 많지만, 천체 사진에서 이런 분위기는 별로 좋아 보이지 않는다. 카메라 회사가 만든 렌즈와 달리 망원경을 쓸 때는 광량 보정을 얼마나 해야 할지 카메라가 알 수 없으므로 광량 저하의 정도를 직접 측정하고 이를 기준으로 보정하게 된다.

"All men are created equal" 미국 독립 선언의 내용이다. 모든 인간은 평등하지만... 카메라의 픽셀은 평등하게 태어나지 않는다. 인간이 만든 공산품인 만큼 픽셀 하나하나의 특성이 살짝 다르다. 우선 픽셀이 빛을 전자로 바꾸는 효율(Quantum Efficiency; Q.E.)이 조금씩 다르고, 전자를 담아놓을 수 있는 용량(Full Well Capacity; FWC)이 다르고 증폭기의 특성이 다르다. 그렇기에 센서에 같은 빛을 균일하게 비추어도 픽셀 하나하나가 반응하는 신호가 전부 조금씩 다르다. 이는 이미지를 미세하게 얼룩덜룩하게 만들기 때문에 보정하면 좋을 것이다. 

광학계의 비네팅과 센서의 픽셀 특성을 동시에 보정하는 방법이 있다. 플랫 혹은 Optical Flat 이라고 하는 것으로, 균일한 이미지를 찍어도 광학계 특성에 의해 테두리가 어두워지고 픽셀 특성에 의해 값이 달라진다면 처음부터 균일한 하얀 이미지를 찍어서 나온 센서의 값을 알고 이를 역으로 보정하면 된다는 발상이다. 어떻게 균일한 하얀 빛을 찍을 것인가? 전통적으로 쓰이는 것으로 망원경을 흰 천이나 종이로 덮은 채로 조명을 켜거나 하늘에 비추는 방법이 있다. 조명에는 조명 특유의 색이 있으니까 색이 조금 달라질 수 있고, 해 뜨기 전이나 해 진 후 하늘에서 붉은색과 파란색 사이의 하얀 부분을 찍어서 플랫을 얻는 것이 정석이다. 비네팅은 조리개값과 밀접한 관련이 있으므로 망원렌즈를 사용해 찍는 경우에는 본 촬영와 플랫 촬영시에 조리개를 동일하게 유지해야 한다. 언젠가 관측회에서 망원경에 아이패드를 덮어서 플랫을 얻는 분을 본 적이 있다. 아이패드 화면은 고품질의 균일한 색이므로 흰 화면을 켠 채로 망원경에 덮으면 훌륭한 광원이 된다. 개인적으로 좋은 아이디어 같다. 이 플랫 또한 여러 장 찍어야 한다. 플랫은 너무 어두워도 너무 밝아도 곤란하다. 카메라의 히스토그램을 켠 다음, 전체적인 화면 밝기가 40% 흰색 정도가 되도록 하면 될 것이다. 정확한 최적의 밝기는 직접 찾아보는 것이 좋겠다. 플랫은 잘 찍어야 효과가 있고 잘 못 찍으면 역효과가 난다. 충분한 자신감이 있을 때 시도해 보자.

물론 플랫에도 리드아웃 노이즈와 열 노이즈가 들어가 있고 다크 프레임에도 리드아웃 노이즈가 있으나... 천체 사진 편집 소프트웨어가 이런 복잡한 상관관계를 잘 수학적으로 분리해 주므로 프로그램을 쓰는 입장에서는 잘 찍어서 잘 넣어주기만 하면 된다. 

 

여기서 개략적으로 소개한 내용보다 실제 천문 사이트에서 고수들이 찍은 글을 보는 것이 보다 정확할 것이다. 다들 어떤 망원경과 카메라, 적도의를 썼고 어떤 프레임을 몇 초씩 몇 장을 찍었는지 전부 공개하기 때문이다. 이 정보를 테크니컬 노트라고 한다. 우리의 지식은 하늘에서 떨어진 것이 아니라 다른 이가 내어준 지식을 보고 배운 것이기 때문에 잠시 빌린 것과 같다. 따라서 다음 사람에게 빌렸던 정보를 돌려줄 필요가 있고 그것이 공동체를 유지하는 선이다. 잘 찍은 사진을 보면 테크니컬 노트를 유심히 보고, 자신이 찍은 사진을 올릴 때도 상세하게 기록해서 도움이 될 수 있도록 하자.

 

SNR & Photon Gathering : 

사실 이 문단이야말로 우리가 노력하는 목표의 본질이다. 우리가 사진을 찍을 때, 더 오래 노출하고, 더 많은 라이트 프레임을 찍으면 노이즈가 감소할까? 사실 그 답은 아니다. 지금은 굉장히 혼란스럽게 들리겠으나 계속 고민하다 보면 이해가 될 것이다. 사진을 더 오래, 많이 찍으면 사실 노이즈의 양은 증가한다. 여기서 말하는 노이즈의 양은 전자 갯수(e-)로 표현되는 본질적 노이즈이다. 대신 N배 더 많이 찍으면 노이즈의 양은 루트N배 증가하는 반면 우리가 얻고자 하는 진정한 신호(천체의 참 모습)는 N배 증가하기 때문에, 신호의 노이즈에 대한 비율이 루트N배만큼 증가한다. 신호 대 노이즈, 즉 SNR이라 하는 값이야말로 온갖 공학에서 중요시하는 신호 품질의 정수이다. 더 좋은 사진을 찍는다는 것은 노이즈를 줄이는 것이 아니라 어떻게든 더 높은 SNR을 얻는 것에 있다.

아주 희미한 천체를 찍는 것은 통계 설문 조사를 하는 것과도 비슷하다. 별은 막대한 광자를 내뿜지만 지구까지 먼 거리를 오면서 사방으로 퍼져, 별과 지구의 우주적 스케일에 비하면 지극히 작은 우리의 망원경에 골인하는 광자는 극소수에 불과하다. 광자 하나하나는 그 진동수와 위상, 그리고 광자가 '있다' 라는 정보만을 담고 있을 뿐이다. 설문 조사 얘기를 잠깐 해 보자. 한 개인의 설문 응답은 수많은 사람들이 살아가는 사회 전체의 의견에서 한 점에 불과하다. 설문 조사에서 랜덤하게 뽑힌 한 사람이나 몇 사람을 모아서는 사회의 전체를 대표할 수 없고, 그 조사 결과와 실제 전체의 값과의 차이는 엄청 클 것이다. 보다 정확한 모습을 알기 위해서는 더 많은 표본을 모아서 랜덤한 추첨에서 생기는 오차를 최소한으로 줄여나가야 한다. 천체 촬영에서도 이와 유사한 발상이 적용된다. 광자 하나는 거대한 점묘화의 빛나는 점 하나에 불과하며 광자가 몇 개 있다고 해서 그 빛이 성운의 전체를 대표할 수 없다. 그러기에 성운의 오묘한 색과 빛이 드러나기 위해서는 정말 많은 광자를 모아서 그 주파수와 광자 수 분포에 대한 섬세한 자료를 모아야 할 것이다. 우리가 더 나은 사진을 찍기 위해 더 큰 망원경을 쓰고 더 오래 노출을 하고 더 많은 사진을 찍어서 합성하는 것은 최종적으로 사진 한 장을 만들기 위해 쓰이는 광자의 수를 가능한 키우기 위한 것이다. 문단 제목의 Photon Gathering이야말로 수많은 아마추어 관측자들이 고심하고 돈을 투자하는 본질을 잘 설명하는 단어이다. 

위 문단까지는 외부적 요인에 의해 생성되고 이미지를 교란하는 노이즈를 다루었으나, 이 문단에서는 심지어 천체에서 온 빛조차 통계적으로 존재하는 불규칙성을 다루었다. 이는 Photon Shot Noise라 하는데, 더 깊은 이해를 위해서 직접 찾아보는 것을 권한다.

 

이 블로그의 글들은 보다 높은 수준으로 상세히 다루고 있다. 사진 전반에 걸친 지식이 있으니 심심하면 읽어 보자.

https://surplusperson.tistory.com/579?category=655702

 

(취미 수준이 아닌 학문적인 관측으로 가면 여러 노이즈의 수준을 합산하고 평가하는 것이 중요해진다. 사진을 잘 찍는 것과는 별 상관 없으나 깊이 알고 싶다면 다음 링크를 참조하라. 

http://www.astro.wisc.edu/~sheinis/ast500/AY500_lect5.ppt.pdf )