Naturalmente, las imágenes obtenidas con dispositivos CCD necesitan ser tratadas de diferentes modos a fin de corregir las imperfecciones derivadas de los dispositivos de carga acoplada, la electrónica anexa, y el sistema ópico antepuesto. También es común tomar varias placas de corta exposición y sumarlas entre si para aumentar la ganancia. 
La eliminación de las imperfecciones comprende varios pasos sucesivos, los mas comunes son: 
  
Sustracción de corriente de oscuridad (Dark Current) 
Aplanamiento de campo (Flat-fielding pocess) 
  
Corriente de oscuridad 
  
Todas las imágenes CCD obtenidas con un tiempo de integración mayor a unos pocos segundos son afectadas por una señal parásita, llamada corriente de oscuridad. La intensidad de la señal está relacionada 
a la temperatura funcional del CCD y es directamente proporcional a la duración de la integración. Es llamada señal de oscuridad porque es completamente independiente de la luz que incide en el detector. 
Su origen es la diferencia térmica en la superficie cristalina del sistema CCD.  Es por ello que las cámaras profesionales disponen de dispositivos de refrigeración (módulos Peltier) para disminuir estos efectos. 
  
La remoción de la señal de oscuridad es uno de los pasos fundamentales del procesamiento de imágenes astronómicas con CCD. 
Una simple solución para remover la señal de oscuridad es tomar placas oscuras con los mismos tiempos de integración y parámetros de brillo y contraste , inmediatamente antes o despues de cada toma fotográfica y  sustraer una fracción de esta imagen de las imágenes a ser procesadas. 
  
Esto se hace a través de la operación conocida bajo el nombre de Optimización de Señal Oscura (Dark Signal Optimization). 
  
Aplanamiento de campo 
  
Cuando se desea utilizar las imágenes obtenidas con CCD para propósitos fotométricos, es muy importante corregir las tomas de todos aquellos defectos que inciden en el detector, asi como sus propias características físicas. 
Los detectores CCD estan compuestos por un conjunto  de detectores independientes agrupados. Cada pixel tiene una corriente de oscuridad y una respuesta a la luz diferente a la de sus vecinos. Como consecuencia, una misma estrella registrada en regiones distintas del CCD dará diferentes valores. 
Las características del sistema óptico a utilizar y particularmente, la utilización de reductores de distancia focal, condicionan notablemente la incidencia de luz sobre el detector. 
Los obturadores mecánicos (no es el caso de la QuickCam ya que es electrónico) acoplados a los dispositivos CCD influyen también en la toma, ya que aquellos de tipo iris, se abren desde el centro hacia afuera y se cierran desde afuera hacia el centro por cuanto los pixeles centrales del detector tienen mayor tiempo de exposición que los restantes. 
Básicamente la corrección de estas heterogeneidades de sensibilidad en el detector se conoce como Aplanamiento de Campo (Flat-fielding process) y el método a emplear es la toma de cuadros apuntando el instrumento hacia una superficie uniformemente iluminada, preferiblemente el fondo del cielo durante el crepúsculo. Como la sensibilidad del CCD varía según la longitud de onda que incide sobre él, es conveniente estructurar una toma plana con diferentes filtros de color. Luego de obtener una secuencia de tomas planas individuales y corregidas de corriente de oscuridad se procede a promediarlas. Debe hacerse notar que todas las tomas deberán hacerse con la misma combinación de telescopio, detector y filtros. 
  
El objetivo de esta somera descripción es a los efectos de tomar conocimiento de este proceso particular. Cuando se desee utilizar los CCD con propósitos fotométricos es muy importante tener en cuenta que solo se aplica a los detectores blanco y negro ya que los detectores en color (como la QuickCam Color y VC)  se sirven de una matriz de pixeles agrupados de tres en tres y cada uno de ellos con un filtro de uno de los colores básicos. Como consecuencia de ello, se pierde la información fotométrica y astrométrica de los objetos del campo, ya que cada pixel recibe luz de una zona espectral distinta. 
Para aquellos interesados en la fotometría con los modelos de QuickCam, sugerimos refrigerar la cámara con módulos Peltier o CO2 y adquirir el modelo blanco y negro o la QC Color, cambiando el CCD TC236P por el modelo TC237 blanco y negro y de mayor ganancia (No es posible hacerlo con la VC y Pro). 
  
  

 

Previamente a la toma de fotografías es conveniente colocar el telescopio en estación y acoplar la cámara a él dejando reposar todo el sistema durante media hora, a fin de estabilizar las temperaturas del sistema. 
Es conveniente ajustar prolijamente el buscador del telescopio con un ocular reticulado ya que siempre se presentan dificultades para centrar los objetos en la pequeña superficie del CCD. 
Una vez estabilizado el sistema debe ajustarse el foco de la cámara. En caso de noche con luna, puede ajustarse el foco apuntando a ella. En noches oscuras y sin luna suele ser conveniente apuntar el telescopio a alguna estrella brillante cercana al polo celeste, buscando el foco en estas condiciones. 
A partir de aquí, estamos listos para tomar fotografías. Normalmente, para objetos débiles deben tomarse varias placas del mismo objeto para luego sumarlas: 
 

   

 

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