카메라 이해하기 - DSLR의 노이즈(noise)

노이즈는 디지털 카메라가 개발되며, 아직도 해결 못 한 숙제 중 하나이다. 기술의 발전으로 언젠가는 해결될 수도 있겠지만 아직은 아니다.

 

  1. 노이즈의 기본 개념

일반사진 촬영에서는 크게 문제가 되지 않지만, 어두운 환경에서 ISO를 높여 촬영하는 경우에는 사진의 품질이 다소 떨어지는 주요원인 중하나가 노이즈이다.

노이즈는 사진의 품질에 어떻게 영향을 줄까?

위 사진은 의도적으로 노이즈를 촬영하기 위해 ISO를 높여 촬영한 은하수이다. 노란색 네모 친 부분을 확대한 위 사진을 보면 지글지글한 것이 보이는데, 저것이 대표적으로 노이즈가 발생한 경우이다.

 

위의 사진 역시 마찬가지이다. ISO가 증가할 수록 사진의 품질이 현저히 떨어지는것을 알 수 있다.

 

지난 카메라 포스팅에서도 언급한 적이 있는데, CCD나 CMOS센서를 통해 촬영자가 요구하는 신호는 빛 신호이다. 촬영 대상에서 반사된 빛이 찍힌 사진, 쉽게 말해 촬영자가 원하는 신호가 찍힌 사진을 light image라고 천문학에서 부른다. 촬영대상에서 온 빛이 아님에도 결과물에 찍힌 모든 신호는 노이즈이다.(핫 픽셀은 제외) 위 사진 중 첫번째 사진은 은하수나 별을 찍은 것이다. 그런데 은하수나 별이 없는 빈 밤하늘에도 뭔가 지글지글한 것이 촬영되었고, 이것은 필자가 원하는 신호는 아니였다. 이런것이 모두 노이즈인 셈이다. 

 

원하지 않는 이런 신호는 도대체 어디서 온것일까? 바로 기기자체에서 들어온 신호이다. 우리가 원하는 신호를 signal이라 하고 원치 않는 신호를 noise라고 하는데, signal/noise의 비가 높을 수록 좋은 사진이다. 천문학에서도 signal/noise가 높을 수록 데이터를 좀더 신뢰할 수 있다고 판단한다.

 

천문학자들이 사용하는 CCD는 자체적으로 noise를 제거할 수 없다. 이에 dark image와bias image를 촬영하여 노이즈를 제거한다.

 

일반적으로 사용하는 핸드폰 카메라나 DSLR, 미러리스, 똑딱이 카메라 등은 자체적으로 노이즈를 억제하는 기능이 있다. 특히 최근에 출시되는 카메라들은 자체적으로 노이즈를 억제하는 기능이 매우 뛰어나 ISO를 높이 올려도 장 노출이 아니고서는 크게 노이즈가 증가하지 않는다.

 

그렇다면 노이즈는 어떤 이유로 생기는 것일까?

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  2. 노이즈가 발생하는 원인

  지난 포스팅에서도 다루었듯, CMOS나 CCD는 빛 신호를 전기신호로 바꾸고, 이를 다시 디지털 신호로 바꾸어 픽셀당 얼마나 많은 신호가 들어왔는지를 계산해주는 장치이다. 그런데 여기서 문제가 발생한다. 센서의 실리콘에는 설계과정에서 의도하지 않는 소수 전하가 포함된다. 그리고 장치가 작동되며 발열이 발생할 때 이들의 발생확률이 함께 증가한다. 이는 이미지 센서에 빛이 들어오지 않은 상태에서 발생하는 전류로 암전류(dark current)라고 한다. 카메라 자체가 전자기기인 만큼 작동과정에서 발열은 필연적으로 발생하며, 발열이 증가할 수록 암전류 역시 증가하게 된다. 결국 ADC는 빛 신호와 동시에 암전류 역시 실제 신호로 오인하여 함께 측정하게 되고, 이는 이미지 프로세싱과정에서 걸러지지 않은 채로 최종 결과물로 도출된다. 결과적으로 사진에 지글지글한 신호가 함께 잡히며 사진의 품질을 떨어뜨린다. 이런 암전류(dark current)에 의해 발생하는 노이즈를 dark noise라고 한다.

 

  이 외에도 바이어스(bias)라는 것이 있다. 이는 일종의 영점이라고 생각하면 된다. 카메라는 전자장비이다. 아무런 빛 신호가 들어가지 않아도 약간의 전류는 흐르고 있다. 그리고 빛 신호가 들어오면서 기본적으로 카메라에 흐르던 전류신호에 추가되어 이미지가 출력된다. 빛이 들어오기 전 카메라 자체에 흐르는 전류 신호를 1이라고 하고, 빛에 의한 신호를 1000이라고 한다면, 최종 신호는 1001이된다. 카메라는 전체 신호 1001 중 무엇이 bias인지 모른다. 여기서 우리가 원하지 않는 신호 1이 바로 bias이다.

 

  지금까지 설명한 노이즈는 systematic noise라고 하는것들이다. 예측 가능하고, 특히 dark noise는 노출 시간 증가에 따라 비교적 선형적으로 증가하는 특성을 보여 보정 가능한 수준이다. 앞서 이야기한 것 중 한 가지 빼먹은것이 프린지(Fringe)라는 것이 있는데, 여기서는 따로 설명하지는 않겠다.(예측 불가능한 random noise라는것도 있으나 여기서는 따로 서술하지 않겠다.)

 

  flat이라는 것도 있다. flat은 CCD의 각 픽셀이 가지는 양자효율이 모두 다른것에 기인한다. 지난 포스팅에서도 다루었는데, 이론적인 CCD의 양자효율은 100%이나, 실제 그렇지 못하고, 심지어 픽셀당 양자효율도 모두 제각각이다. 때문에 서로 다른 픽셀에 동일하게 100이라는 빛 신호가 들어왔다 하더라도 어떤 픽셀은 이를 90, 또 다른 픽셀은 80등으로 측정한다는 소리가 된다. 뿐만아니라 광학 장치에 의해 발생하는 비네팅, 망원경 등을 통과하며 발생하는 난반사나 산란 등등에 의해서도 픽셀마다 신호를 읽는 결과가 달라질 수 있다. 이 역시 하나의 노이즈가 된다.

 

read out noise라는 것도 있다. 빛은 광다이오드를 통해 전류로 바뀌며, 이 전류는 ADC를 통해 디지털 신호로 바뀐다. 아날로그인 전류의 양을 디지털로 바꾸는 과정에서도 노이즈가 발생한다. 그리고 USB 선을 통해 CCD에서 컴퓨터로 신호가 전달되는 과정에서도 이는 발생한다. 이를 read out noise라고 한다. 후술하겠지만, 지금까지 설명한 노이즈 중 유일하게 보정할 수 없는 항목이다. 기기 자체의 특성으로 어찌할 수 없다고 한다.

 

  3. 노이즈의 제거

1) dark noise

  천문학자들이 사용하는 CCD는 dark noise를 최소화하기 위한 기계적 냉각장치가 있다. 보통 센서 주변을 -20도까지 냉각시킬 수 있으며, 이를 통해 완전히는 아니지만, 유의미한 수준으로 dark noise를 제거할 수 있다. 그런데 노출시간이 길어지면 빛 신호가 증가함과 동시에 노이즈도 함께 증가한다. 특히 냉각장치를 쓴다 하여도 노이즈를 완전히 제거할 수는 없다. 때문에 dark image라는 것을 촬영한다. dark image는 light image를 찍은 것과 동일한 환경에서 렌즈 캡을 막고(또는 망원경의 뚜껑을 닫고) 촬영한다. 다시말해 같은 노출시간, ISO, 심지어 조리개 까지도 모두 동일하게 맞추어 놓고 찍는다. 그리고 light image에서 dark image를 뺀다. 일반적으로 프로그램이 알아서 해 주니 신경 쓸 필요 없다. 천문학에서는 IRAF라는 것이, 아마추어 천체사진가들은 보통 MAXIM DL을 이용해서 제거한다. 하지만 굉장히 긴 장노출의 사진이 아닌 일반 사진에서는 body 자체의 노이즈 억제만으로도 충분하다.

 

2) bias

  bias는 기기 자체에서 흐르는 전류라고 서술하였다. 이로인해 정확한 영점을 잡아주는 작업을 해야 정확히 얼마만큼의 빛 신호가 들어왔는지 확인 된다. 카메라 자체는 동작을 함에도 빛이 전혀 없는 상태에서 흐르는 전류를 잡아낼 수 없다. 따라서 가장 빠른 셔터스피드로 촬영을 하면 그나마 여기에 근사할 수 있다. 그래서 bias는 렌즈 캡을 막고 가장 빠른 셔터스피드로 촬영한다. 그래서 영점 전류를 잡아준다. 얼핏보면 dark image와 비슷하다. dark image도 신호가 없는 체로 흐르는 전류라는 측면에서는 동일하기 때문이다. bias와의 차이점은 열에의해 증가하는 암전류로 인한 노이즈를 추가로 잡아준다고 생각하면 된다.

 

3) flat

  일반 사진에서는 전혀 찍을 필요가 없다.(사실 전술한 dark와 bias도 마찬가지이다. 그나마 일주촬영에서는 dark를 찍어주는것이 좋다.) 천체사진에서나 필요한데, 천문박명(해가 지고 하늘이 보라빛을 보이는데 별은 하나도 없을 때)상황의 빈하늘을 찍으면 된다. 이렇게 하면 픽셀마다 거의 같은 수준의 광자가 들어오게 할 수 있다. 그리고 시스템이 픽셀당 평균 양자효율을 계산하고, 통계적으로 각 픽셀에 동일한 양자효율을 계산해 버린다. 이런 작업과정때문에 flat image촬영을 평탄화 작업이라고도 한다.

 

  4. 천체사진에서의 중요성

천체사진에서는 light image를 찍고 light image에 위 3가지 작업을 한 뒤 최종 결과물을 만들어낸다. dark, bias, flat을 찍어 light image를 보정하는 과정을 이미지 전처리라고 한다. 아름다운 사진을 찍는것이 목적이든, 과학적 분석이 목적이든간에 천체사진에 있어서 전처리는 필수라고 봐도 무방하다.

<출처 : http://www.astrosurf.com/re/process.html>

위 사진에는 master bias claibration과정이 누락되어있지만, 원본 사진에 master dark, master flat을 통해 전처리 하여 최종 결과물(calibrated)이 나오는 과정이 잘 서술되어있다.

<출처 : https://astroblueowl.wordpress.com/2016/03/05/image-processing-in-astrophysics/)>

실제로는 수십장의 dark image를 촬영하여 한 장의 master를 찍고, 마찬가지 방법으로 여러장의 flat image를 찍은 뒤 한 장의 master flat을, bias 역시 여러장을 찍은 뒤 한 장의 master bias를 찍어 이 3가지 master image를 light image에 calibration하여 최종 결과물을 도출해낸다.

 

  5. 일반 사진에서의 중요성

  결론부터 이야기하자면 전혀 중요하지 않다. 야경을 찍을때면 모를까, 전혀 영향을 주지 않는다. 그럼에도 장황하게 설명하는건, 일반 사진에서 ISO에 대한 이야기를 하면 빠지지 않고 노이즈를 이야기 하기 때문이다. 그래서 노이즈에 대해서 알아본다는 차원에서 서술해 보았다. 어쨌든, 관심있는 사람이 아니면 노이즈에 대해서는 누구도 신경쓰지도 않는다. 그러니 일반 사진에서는 사실 신경 쓸 필요가 없다. 하지만 천체사진에서는 신경 쓸 필요가 있다. 장노출을 할 수 밖에 없는 천체사진에서 노이즈는 데이터의 신뢰도를 떨어뜨리거나 이미지의 품질을 현저히 저하시키는 최악의 적이기 때문이다.

 

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