３．３ フラットフィールド
天体を写したCCDのライトフレームは、そのままではさまざまな誤差を含んでいて、
とてもそのまま測光するわけにはいかない。
その主な原因をあげると
・ピクセルごとの感度ムラ（極端なピクセルでは、デッドピクセルやホットピクセルとなる）
・光学系の口径食による周辺減光や、ケラレ、メッキムラなどによる大域的な不均一性
・光学系についたホコリやゴミの影（口径比とCCDまでの距離に応じてボケている。
時間的に再現性は期待できない）
・その他
これらの空間的不均一性（ムラ）を一括して補正する方法がフラットフィールド補正である。
１．原理
ピクセル位置(x,y)に投影されるべき天球上の真の輝度分布をL_in(x,y) （これを観測
から求めたいのだ）とし、実際のCCDからの出力をL_out(x,y)、 空間的不均一性を一まと
めにして関数 f_f(x,y)で表すと
L_out（ｘ、ｙ）＝ L_in(x、y) * f_f(x,y) ＋ dark(x,y) + bias(x,y)
であるから、求めるL_in(x,y)は
L_in（ｘ、ｙ）＝ {L_out(x、y) - dark(x,y) - bias(x,y) }/ f_f(x,y)
で得られる。 bias(x,y)とdark(x,y)は、ダークフレームから得られる（別項参照）。
したがって、現実的な問題は、いかに正確な空間的不均一性関数 f_f(x,y)を求めるかである。
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