Come modificare la data di acquisizione d’ una immagine
La data è un parametro fondamentale per l’analisi fotometrica.E’ sempre possibile
correggerla o anche stabilirla in un file d’immagine.
Carica l’immagine in memoria :>LOAD IMAGE
Modifica la data usando il comando SET_DATE. Es.:> SET_DATE 13/12/05
Dicembre 2005
per il 13
Modifica l’ora usando il comando SET_HOUR. Es.: > SET_HOUR 16:49:20.3
Per verificare la modifica usa il comando INFO.
Salva l’immagine con la dicitura aggiornata.
> SAVE IMAGE
Il comando INIT_DATE modifica la data di una serie d’immagini.Il parametro di
questo comando è un descrittore di file con l’estensione ./st ,che associa il nome di
un’immagine con una data e un’ora. P.es. se il contenuto del file FILE.LST(deve avere
obbligatoriamente 3 colonne) è :
var1 13/12/2005 16:49:20.3
var2 13/12/2005 16:52:39.8
var3 13/12/2005 16:55:00.4
e se lanci : >INIT_DATE FILE
Iris carica l’immagine vari e attribuisce la data 13 Dicembre 2005 alle ore 16 49 minuti
e 20.3 secondi. Il file d’immagine vari è automaticamente salvato con la nuova
dicitura. Iris elabora allo stesso modo le immagini var2, var3,…
Astrometria
L’astrometria ti permette di determinare le vere coordinate degli oggetti (cioè AR e
DEC) dalla loro posizione apparente in un’immagine (cioè x, y).Iris sa eseguire tali
trasformazioni. Il software contiene strumenti sofisticati per misurare rapidamente la
magnitudine e la posizione di asteroidi, comete,…o stimare la magnitudine di altri
oggetti celesti. Per farlo bisogna avere alcune stelle di riferimento con coordinate
celesti esatte e note.Tali posizioni si possono ottenere da informazioni contenute in
varie fonti :
° I CD-ROM GSC (Guide Star Catalogue, prodotto dallo Space Telescope Science
Institute).C’è un CD-ROM per ciascun emisfero.Il catalogo venne prodotto per fornire
stelle guida allo Hubble Space Telescope che gli avrebbero permesso di essere
stabilizzato per lunghe pose. Il catalogo contiene più di 15 milioni di stelle fino alla
magnitudine 16. La precisione della posizione stellare è molto migliore di 1 secondo
d’arco.
° Il GSC-ACT. Versione migliorata dell’originale GSC.
° L’USNO-A.Il catalogo contiene stelle fino alla magnitudine 19.La distribuzione
superficiale delle stelle nel cielo è uniforme ma molte stelle per classe di magnitudine
sono assenti,e questo è un grosso problema per l’identificazione di campo.
° L’USN-SA
° Il catalogo Tycho- 2
° Lo SKY 2000
Prendiamo un esempio per dimostrare la capacità di iris nelle applicazioni
Astrometriche/Fotometriche. Il compito è la riduzione astrometrica del campo della
galassia NGC 2320 :
Immagine del campo della galassia NGC2320 (la supernova 2000B è presente nell’immagine).
Strumentazione: rifrattore Takahashi FSQ-106 (F=530mm) e camera CCD Audine con chip
KAF-401E.Il risultato è la semplice somma di 4 pose da 60” (tempo d’integrazione cumulativo
240”).L’osservazione fu fatta in condizioni suburbane da Toulouse(Francia meridionale)
Le coordinate equatoriali del centro dell’immagine sono :
RA= 7h 05m
DEC= +50° 36’
Il catalogo usato è Tycho-2
Prima definisci il percorso di catalogo nella finestra Settings (menu File).Il catalogo si
trova in un CD-ROM. La lettera del CD è “F”.Il catalogo si trova nella subdirectory
DATA
Posizione catalogo Tycho-2
Apri la finestra Settings e completa le voci della drive del CD (“f) e della subdirectory
del catalogo (qui “data”). Carica l’immagine : >LOAD N2320
Apri la finestra Automatic astrometry del menu Analysis :
Completa le voci di questa finestra :
RA&DEC :Coordinate approssimate del centro del campo (una precisione di 1’ qui è
sufficiente per lavorare adeguatamente). Notare il formato (HHhMMmSSs per AR e
DDdMM’SS” per DEC).P.es. abbiamo AR=7h05m e DEC=50d36’.
Pixel size X & Pixel sizeY: Rispettivamente la dimensione orizzontale e verticale dei
pixels in mm. Qui la dimensione è di 0.009 mm.
Focal length : Lunghezza focale del telescopio in mm.Questa ,e la dimensione dei
pixels devono essere date con la stessa scala,es.in mm. Qui F=530mm.
Sigma detection : Coefficiente che definisce la sensibilità di individuazione delle
stelle. Il procedimento rivela stelle con un livello maggiore del Sigma detection
moltiplicato per il livello rumore sigma nel fondo cielo. Se Sigma detection è troppo
basso il numero delle stelle rivelate può essere molto più grande del numero delle
stelle nel catalogo, e ciò potrebbe risultare in abbinamenti errati.D’altronde,se Sigma
detection è troppo alto il numero di stelle rivelate potrebbe essere troppo basso per
permettere un buon abbinamento. Tipicamente scegliamo un Sigma detection fra 5 e
10 (rivelazione di stelle da 5 fino a 10 sigma )
Sigma rejection : Coefficiente usato per eliminare stelle rivelate per cui la differenza
di posizione tra i dati osservati e quelli calcolati (0-C) è maggiore di Sigma rejection
moltiplicato per la deviazione standard della distribuzione (0-C) (analisi a 2
passi).Talvolta è molto utile eliminare stelle di riferimento incerte facendo un’analisi
astrometrica. Generalmente il Sigma rejection dovrebbe essere tra 1.5 e 3 (evita di
eliminare troppe stelle con lavori troppo bassi di Sigma rejection). Ma se Sigma
rejection= 0 non c’è eliminazione alcuna e questa è un’opzione corretta in situazioni
standard.
Magnitude : Solo per alcuni cataloghi. Qui il catalogo astrometrico Tycho-2.
Poi clicca OK. Dopo alcuni secondi abbiamo il risultato :
Gli oggetti cerchiati sono le stelle rivelate.
Iris rivela 574 stelle nell’immagine input (List#1),21 stelle Tycho-2 sono presenti nel
campo (List#2).Iris trova 12 stelle comuni tra list#1 e list#2 Queste 12 stelle sono
usate per la riduzione astrometrica dell’immagine. L’equazione di trasformazione tra
l’immagine e la mappa artificiale del cielo (non usata qui),e l’errore di riduzione RSM
(qui una frazione di secondo d’arco). Infine Iris dà la costante di magnitudine
approssimata V. Vengono creati alcuni file nella working directory (formato ASCII-edit
con un word processing o la finestra di dialogo Output (File/Open):
STAR.LST : Le caratteristiche delle stelle rivelate nell’immagine.Ciascuna riga
contiene le seguenti informazioni :
·
Indice stellare
·
Coordinata X della stella nell’immagine (forma decimale)
·
Coordinata Y della stella nell’immagine (forma decimale)
·
Magnitudine strumentale della stella
·
AR astrometrica (in gradi decimali)
·
Declinazione (in gradi decimali)
·
Magnitudine ridotta vera (attenzione, il GSC o l’USNO non sono cataloghi di
fotometria.)
·
Criteri di isolamento della stella (1 è la più isolata)
·
Il FWHM in unità pixel lungo gli assi X ed Y
·
·
Parte del file STAR.LST
POLX.POL &POLY.POL : Contiene i coefficienti dei polinomi (Iris per la riduzione
astrometrica adatta un polinomio di secondo grado per tener conto della distorsione
ottica dell’immagine) e molte altre informazioni usate per calibrare i due campi sia
astrometricamente che fotometricamente.Le prime 14 righe di un file .POL contengono
i coefficienti dei polinomi. La 15° riga contiene il coefficiente di correlazione.Le righe
da 16 a 19 contengono le coordinate della finestra d’immagine usata per il calcolo. La
20° corrisponde al grado del polinomio.La 21° è la costante di magnitudine. Le righe
22 e 23 contengono le coordinate equatoriali (in gradi decimali) del centro
dell’immagine.
I file POLX.POL e POLY.POL
ERROR_X.LST & ERROR_Y.LST : Contiene deviazioni dalle coordinate equatoriali
misurate e calcolate (rispettivamente per AR e DEC) nelle stelle dell’elenco
comune.Ciò può permetterti di rivelare errori di puntamento o altri problemi (es.stelle
con moto elevato).
I file ERROR_X.LST ed ERROR_Y.LST
XY.LST & EQ.LST : Elenchi di stelle comuni tra quelle rivelate nell’immagine input e
quelle del catalogo (rispettivamente in coordinate cartesiane ed equatoriali)
I file XY.LST ed EQ.LST l.La riduzione astrometrica è calcolata usando questi 2 elenchi
Ora misuri le coordinate equatoriali esatte di qualunque stella nell’immagine. Questo si
fa col comando COMPUTE . Prima scegli col mouse una stella nell’immagine (disegna
un rettangolino che includa tutto il flusso stellare),poi lancia il comando da console
COMPUTE (nessun parametro) : >COMPUTE
Iris dà le coordinate precise dell’oggetto :
E’ anche possibile aprire il menu contestuale (a destra nell’immagine) e lanciare il
comando COMPUTE :
Scegli un’altra stella, rilancia COMPUTE e così via.
Il comando REC2SKY calcola
nell’immagine. La sintassi è :
le
coordinate
equatoriali
di
qualsiasi
punto
REC2SKY [X] [Y]
[X] ed [Y] sono le coordinate del pixel dove vuoi conoscere le coordinate equatoriali.
Per una stella, x e y possono venire p.es. dal comando PSF (menu contestuale).
P.es.,per determinare le coordinate celesti di una stella che è vicina alle coordinate
cartesiane (166.747, 255.477), lancia
>REC2SKY 166.747
255.477
SKY2REC è il comando simmetrico di REC2SKY. La funzione dà le coordinate
approssimate dell’immagine da quelle equatoriali note. Ciò è utile p.es. quando si
vuole localizzare un asteroide o una cometa in un’immagine.Nota che SKY2REC
userà solo equazioni polinomiche di primo grado (il calcolo non è così preciso come i
comandi COMPUTE/REC2SKY e non è strettamente simmetrico).La sintassi è :
SKY2REC [RA] [DEC]
[RA] e [DEC] sono le coordinate equatoriali da trasformare in coordinate apparenti
dell’immagine. Es. :
Uso dei comandi REC2SKY e SKY2REC
Se scegli un fattore di eliminazione il numero delle stelle comuni è inferiore ma
migliora la precisione globale:
E’ possibile visualizzare la mappa del campo come da catalogo digitale.Apri la finestra
Display a skymap dal menu Data base e poi
Le voci RA & DEC sono le coordinate equatoriali approssimate del centro del campo.
Nota i campi in pixels intorno alla dimensione dell’immagine (essi sono riempiti
automaticamente se un’immagine è in memoria).
Il comando Display sky map produce un’immagine in cui le stelle del campo
selezionato sono rappresentate con intensità proporzionali alle loro magnitudini in
base al catalogo del CD-ROM. Puoi cliccare su una stella per ottenere informazioni :
Immagine Tycho-2 del campo NGC2320
Ecco la riduzione usando il catalogo GSC-ACT.Nota il numero maggiore di stelle: il
catalogo è densificato
La mappa del cielo calcolata usando il catalogo GSC-ACT
Nota finale. La misura precisa delle coordinate celesti di un oggetto ha molte
applicazioni : identificazione,moto proprio delle stelle,calcolo dell’orbita di asteroidi e
comete ,ecc. Iris offre una tecnica di riduzione astrometrica sperimentata,
ampiamente usata in osservatori specializzati. Dovrebbe esser chiaro , comunque, che
ciò non è sufficiente per produrre elenchi astrometrici di qualità.Il risultato dipende,tra
l’altro, dalla precisione delle misure dell’immagine,il numero delle stelle
usate,l’accuratezza dei cataloghi utilizzati e la qualità dell’immagine. Tutti questi
parametri indicano che in questo campo l’esperienza ha molto valore.
Visualizza cerchi di coordinate
Ecco una immagine di una parte della costellazione UMA catturata con una EOS 20D
ed un obiettivo zoom Canon (40mm lunghezza focale-esposizione 20” @400 ISO).
L’immagine è scalata di un fattore 0.25
Riempi la finestra Automatic astrometry del menu Analysis come segue:
Si usa il catalogo SKY2000 dato che l’immagine è del tipo a grande campo . Sono
fornite le coordinate equatoriali approssimate del centro dell’immagine
(Alpha
=11h15m, Delta= +58°). La dimensione dei pixels del detector EOS 20D è di 6.4
microns,ma considerando il fattore di riduzione dell’immagine,la loro dimensione
equivalente è 4x6.4 =25.6 microns =0.0256mm. Clicca OK per eseguire la riduzione
automatica. Iris trova automaticamente la corrispondenza tra le stelle presenti
nell’immagine e quelle del catalogo.
A questo punto si possono ottenere le coordinate equatoriali di un oggetto
nell’immagine circondandolo con un rettangolo, poi digitando il comando COMPUTE
dalla console o il comando COMPUTE del menu contestuale. Per disegnare cerchi
equatoriali lancia i comandi D_ALPHA
e D_DELTA. Il primo parametro è la
coordinata (AR o DEC). Il secondo parametro è l’intensità del cerchio. Es.:
>D_ALPHA 11H 600
>D_ALPHA 11H30 600
>D_ALPHA 12H 600
…
>D_DELTA 50d 600
>D_DELTA 55d 600
>D_DELTA 60d 600
…danno :
Elaborazione solare
Colorazione gamma
Il comando GAMMA regola i livelli RGB di immagini a 48bits secondo una funzione di
potenza (correzione nota come ‘gamma’). Se l’immagine in memoria è 16bits, la
conversione in una a 48bits è automatica. Il comando accetta 3 parametri, il
coefficiente gamma per ciascun canale. L’escursione tipica dei coefficienti è tra 0,1 e
5.
A sin.immagine a 16bits della cromosfera solare. A ds. dopo applicazione >GAMMA
(immagine di V. Desnoux con un PST Coronado)
1.4 0.7 0.2
Vedi anche il comando Gamma adjustment del menu View :
Simula un effetto coronografico
I comandi CIRCLE e CIRCLE2 stimano il centro e il raggio di un oggetto circolare
(pianeta, sole,luna…). Il valore del raggio è calcolato per una data soglia d’intensità
nell’immagine. CIRCLE2 è diverso da CIRCLE per il metodo usato per identificare
l’oggetto. CIRCLE usa un’area rettangolare trascinata col mouse, CIRCLE2 definisce
il rettangolo da 2 punti cliccati (più utile per grandi immagini).
Esempio (su un’immagine Ha del Sole presa da Franck Vaissière su un Coronado PST)
Poi lancia il comando: >CIRCLE2
50
Iris dà le coordinate per il centro del disco : X= 381.54 e Y= 306.63. Il raggio è circa
284 pixels per la parte esterna del disco (alla soglia 50)
Nota 1 : I comandi CIRCLE e CIRCLE2 sono compatibili con veri colori (immagini a
48bits,ma ricorda di usare il formato PIC per sfruttare queste possibilità).
Nota 2 : I suddetti comandi possono calcolare i parameri del disco da un arco: è utile
se è visibile solo una parte dell’oggetto,ma la precisione è minore rispetto ad una
analisi a disco completo . P. es.:
Nota 3 : Dal raggio osservato R , si può facilmente stimare la lunghezza focale
equivalente F del sistema :
F = 2 x p x R/tan (alpha)
P è la dimensione fisica dei pixels rivelatori (più precisamente il
campionamento
pixel); R è il raggio osservato dell’oggetto in valore pixel e alpha è il diametro
apparente dell’oggetto in gradi.
P.es.,per l’attuale immagine la camera digitale è una Canon A40. Per questo modello
p=3.3 microns =0.033 mm. Il raggio misurato è R= 569 pixels. Per la data il diametro
apparente del Sole è alpha =0.542°. Infine la lunghezza focale del sistema ottico
(Coronado PST+ proiezione dell’oculare+APN) è:
F = 2 x 0.0033 x 569/tan (0.542) = 397.0 mm
Suggerimento:Usa il comando CREGISTER per allineare una serie di immagini solari
La funzione DISK1 è usata per disegnare un disco scuro sulla immagine in memoria.
La funzione simula un effetto coronografico su immagini solari. I parametri sono le
coordinate del centro del disco (X,Y) ed il raggio R .La
sintassi è :
DISK2[X] [Y] [R] .Es.:
>DISK1 381.5
306.6
283.6
La funzione DISK2 è l’opposto della DISK1 :viene mascherata la parte esterna del
disco. L’uso simultaneo di entrambe le funzioni è una soluzione per esaltare gli aspetti
delle protuberanze sull’immagine Ha. P.es.(l’intensità della parte esterna
dell’immagine solare è moltiplicata per un fattore 4-prova altri valori):
>LOAD SUN
>DISK1
>MULT 4
381.5
306.6
283.6
>SAVE OUTER
Ora usa il comando DISK2 per isolare solo l’immagine del disco
>LOAD SUN
>DISK2
381.5
306.6
283.6
Infine somma le immagini interna ed esterna :
>ADD
OUTER
Il comando REC2POL trasforma l’aspetto ‘circolare’ naturale della cromosfera solare
in una rappresentazione polare (un asse è la distanza dal centro del disco ed un altro
rappresenta i valori angolari). La sintassi è :
REC2POL [X] [Y] [R] [SCALE (deg./pixel]. (X, Y) sono le coordinate del centro
del disco in pixel. [R] è il raggio massimo in pixels della rappresentazione polare. Il
parametro [SCALE] è il numero di gradi per unità di pixel nell’immagine finale(valori
tipici di selezione da 0.5°/pixel a 0.1°/pixel.
Ecco un esempio completo :
L’immagine elaborata fu acquisita con una camera digitale. Solo il canale rosso
contiene informazioni sulla lunghezza d’onda Ha (talvolta le informazioni sono presenti
anche nei canali verde e blu,ma il bilanciamento dei colori dipende molto dalla
tecnologia usata per i filtri colorati nella camera digitale. Prima di tutto si raccomanda
vivamente di isolare i canali RGB dalle immagini a 48bits e usare solo i frames rossi
per gli studi cromosferici. Lancia il comando RGB separation (menu Digital photo)
per estrarre il canale R
oppure lancia da console :
>SPLIT_RGB
Carica l’immagine rossa
>LOAD R
:
R G B
Lancia il comando REC2POL. I parametri sono : X=381.5,Y=306.6,R=350, SCALE=
0.5/pixel
>REC2POL
381.5
306.6 350 0.5
Ecco il risultato del comando REC2POL
Per una rappresentazione più classica (asse orizzontale),usa il comando MIRRORXY
per ruotare l’immagine (o apri la finestra Flip del menu Geometry) .Puoi anche
disegnare una griglia (qui un segno ogni 5°)-Finestra Grid del menu View.
Significato di questa immagine :
Vedi anche le caratteristiche cartografiche di Iris (comando MAP).Il comando LFILL
(sintassi LFILL [X0] [VALUE], maschera la parte sinistra di un’immagine relativa alla
coordinata [X0]. Iris dà il livello [VALUE] all’area mascherata. Il comando RFILL
(sintassi: RFILL [X0] [VALUE] maschera la parte destra d’una immagine relativa
alla coordinata [X0] .Prima misura la posizione x del lembo solare nella
rappresentazione polare
poi : >LFILL
284 0
Infine esegui una trasformazione da rettangolare a polare (comando REC2POL)
>REC2POL
381.5
306.6
350
0.5
Ora col comando L_EQUAL elimina il gradiente parassita intorno al lembo solare (luce
diffusa dal sistema ottico e dall’atmosfera) per esaltare protuberanze deboli. Per
ciascuna colonna dell’immagine, Iris sottrae il valore mediano calcolato tra due punti
scelti col mouse. Es. comincia dalla trasformazione polare : >L_EQUAL
Poi :
Fig.1:lancia L_EQUAL e scegli due punti lungo l’asse verticale (clicca col mouse)
Fig.2:dopo il secondo clic Iris elimina il gradiente radiale intorno al Sole
Fig.3 : la parte non significativa a destra è mascherata :RFILL 319 0
Lancia il comando REC2POL e visualizza il risultato (visualizzazione ad alto contrasto)
Suggerimento: per una rappresentazione solo rossa delle protuberanze, lancia
p.es.la sequenza :
>SAVE R
>FILL 0
>SAVE G
>SAVE B
>TR R G B
Suggerimento :POL2REC2 è molto simile a POL2REC. La sintassi è :
POL2REC2 [X] [Y] [R] [POS.ANGLE] [SCALE(deg./pixel)] .Il parametro
aggiunto [POS.ANGLE] offre la possibilità di regolare l’origine dell’angolo nella
rappresentazione rettangolare. Puoi considerare p.es. l’orientamento apparente
dell’asse di rotazione del Sole. Il valore angolare è dato in gradi (il valore di default del
comando POL2REC2 è [POS.ANGLE] = -180°)
Elaborazione planetaria
(Da file AVI)
Passo 1 : Visualizza il file AVI per un controllo
Apri la finestra di dialogo AVI Conversion del menu File. Scegli il nome del file AVI
(qui JUP AVI), possibilmente situato nella working directory :
Clicca Display . Dopo una finestra di conferma, l’AVI è visualizzato :
Passo 2 : Trasforma l’AVI in una sequenza d’immagini singole
Importante : Per Avi a colori si raccomanda di selezionare il formato PIC nella
finestra di dialogo Settings (menu File).
Apri la finestra AVI conversion e clicca Convert :
Scegli l’opzione Color per creare 3 serie d’immagini corrispondenti ai canali
rosso,verde e blu. Digita il nome generico delle sequenze (qui R ,G e B). Se si sceglie
l’opzione Black & White, Iris produce una sola serie d’immagini in cui l’intensità dei
pixels è la somma dei canali rosso,verde e blu. Red layer only è l’opzione speciale
per Halpha AVI.
L’opzione Remove duplicated images è importante per alcuni filmati AVI. Essi infatti
hanno la seccante tendenza a duplicare le immagini per dare la sensazione di un
filmato fluido. Se scegli questa opzione le ridondanze sono eliminate. Premi il pulsante
Convert. Dopo una finestra di conferma, Iris crea la serie d’immagini. Ecco le
sequenze R1, R2,….R425, G1,G2…..G425, B1,B2,….B425
Passo 3 : Esamina le sequenze
P.es., visualizza la prima immagine della sequenza verde :
oppure dalla console : >LOAD G1
Per visualizzare un filmato di una data serie d’immagini, apri la finestra di dialogo
Animate del menu View :
Digita il nome generico della sequenza, il numero delle immagini e il ritardo
visualizzazione di 2 immagini successive .
Passo 4: Scegli il parametro migliore per registrare le sequenze
Carica la prima immagine della sequenza verde e disegna col mouse un rettangolo
intorno al pianeta:
di
Poi lancia il comando : >CIRCLE 40
Poiché Iris usa il contorno dell’oggetto per la registrazione, occorre misurare l’intensità
nell’immagine che corrisponde al livello di contorno.Questo va selezionato con cura
:dev’essere sufficientemente basso perché l’essenza del disco del pianeta sia
compresa dentro il contorno,ma al tempo stesso non dovrebbe essere così basso che il
contorno venga tracciato su artefatti vicino al livello del fondo cielo. Il comando
CIRCLE può aiutarti a definire il livello di contorno.
Nella Fig.1 il parametro del Circle è troppo alto (qui 90) :il cerchio del computer non è
concentrico rispetto a quello del disco del pianeta.
Nella Fig.2 il parametro del Circle è troppo basso (qui 5)
Passo 5 : Registrazione e selezione automatiche
Definisci un rettangolo attorno al pianeta usando il puntatore mouse,poi esegui il
comando Align&stack(2) del menu Processing :
Digita i parametri nella finestra di dialogo :
Il parametro Threshold è il soggetto del comando CIRCLE (qui livello 40)
La sequenza master è il livello di riferimento per la registrazione. La sequenza verde
(G) spesso è una buona scelta a causa dell’alto rapporto segnale/rumore di questo
canale di colore. Qui il calcolo (traslazioni dx,dy)relativo alla sequenza master è
applicato ai livelli restanti (canali R e B). Digita il numero totale delle immagini nella
sequenza (qui 425). Dai anche il numero d’immagini da aggiungere per il risultato
finale. Qui Iris ha selezionato automaticamente le 200 immagini migliori (l’algoritmo
usato per selezionare l’immagine migliore (a più alta risoluzione) è basato su un
metodo gradiente). Non selezionare l’opzione Remove the images (i file intermedi
non sono cancellati). Clicca OK per l’elaborazione. Iris registra le immagini col metodo
contorno, seleziona le immagini per qualità decrescente in una sequenza che ha il
nome generico @S, poi aggiunge le prime 200 immagini @S. La sequenza scelta
@S1,@S2,…….@S425 è una serie d’immagini a 48 bits (veri colori). Anche il risultato
della somma è un’immagine a 48 bits.
L’immagine migliore dell’AVI è @S1,la seconda immagine è @S2 ecc. L’immagine più
degradata della sequenza è @S425. Per sommare solo le prime 10 immagini scelte e
registrate, lancia p.es. il comando:
>ADD_NORM @S 10
Per tutta la sequenza : >ADD_NORM @S 425
Oppure dalla finestra Add a sequence del menu Processing
Nota la presenza di un’ombra di polvere : >LOAD @S1
Un metodo per eliminare l’artefatto è provare le opzioni di eliminazione della finestra
Add a sequence. Puoi anche valutare la possibilità di un mix fra la somma semplice
e la mediana . Per far questo COPYMED è uno strumento potente. La sintassi è :
COPYMED[IN] [OUT] [TOTAL NUMBER] [NB_MEDIAN]
Per es.: >COPYMED @S I 100 20
- produce una sequenza di 5 immagini (|1,
|2, |3, |4, |5). Ciascuna di esse è la mediana di 20 immagini della sequenza di input.
Così, |1 è lo stack mediano di @S1…..@S20, |2 è la mediana delle immagini
@S21…..@S30 ecc. Infine l’immagine in memoria è il risultato di |1+ |2+ |3+ |4+
|5.
Suggerimento : per controllare la correttezza della registrazione sottrai un paio
d’immagini
>LOAD @S1
>SUB @S2 100
>LOAD @S10
>SUB @S33
Qui il risultato è corretto
Qui le immagini non sono registrate correttamente
Passo 5: Registrazione e selezione automatiche : Soluzione alternativa
Per allineare le immagini Iris può sfruttare un algoritmo d’intercorrelazione.Il metodo è
utile se l’oggetto da allineare non ha simmetria di rivoluzione, come il pianeta
Saturno,la superficie lunare, macchie solari,ecc. Per il calcolo usa la
trasformazione
Fourier. Il parametro richiesto è la dimensione della finestra in cui è eseguita la
trasformazione Fourier. La dimensione è una potenza di 2 : 64, 128, 256, 512.
Suggerimento : se perdessi il numero d’immagini in una sequenza….
>NUMBER G
Ora definisci un rettangolo centrato vicino al centro del disco planetario. La
dimensione dell’area non ha importanza, solo il centro del rettangolo ha un’utilità.
Scegli il comando Align&stack(1) del menu Processing :
La dimensione della finestra FFT dev’essere un po’ più grande della parte d’immagine
usata per calcolare la registrazione. Qui sarebbe inutile prendere una finestra più
grande di 256 pixels, che farebbe perdere precisione e allungherebbe il tempo del
calcolo.
Clicca OK
Passo 6 : Aumenta il contrasto
Salva l’immagine sommata ,p.es.:
>SAVE TT
Lancia il comando Wavelet del menu Processing
Se appare il messaggio Overflow :
l’intensità di alcuni pixels supera il valore 32767 durante il calcolo wavelet. Per
un’elaborazione corretta,clicca Cancel e riduci la dinamica dell’immagine
>LOAD TT
> MULT 0.7
e riparti col filtro wavelet
Passo 7 : White bilance –bilanciamento del bianco
Definisci un rettangolo nello sfondo
poi lancia il comando da console (nessun parametro) :
>BLACK
I pixels R, G ,B della zona selezionata ora hanno la stessa intensità, uguale a 0 (è
aggiunto un offset a ciascun livello).Scegli un’area bianca nell’immagine (il ghiaccio
polare per Marte, un anello per Saturno…)
poi lancia il comando WHITE : >WHITE
I pixels R ,G e B della zona selezionata ora hanno la stessa intensità,uguale al canale
G (I livelli R e B sono moltiplicati per un coefficiente distinto).
Attenuazione dell’effetto bordo
La maschera sfocata e i wavelets (elaborazione multi-scala) sono strumenti efficaci
per visualizzare i dettagli contenuti nell’immagine di un pianeta. Ma possono apparire
artefatti luminosi intorno al disco planetario (effetto Gibbs) :
Per questo esempio è stata considerata l’immagine di Marte presa il 3/08/03 da Marc
Rieugnié (Saint- Caprais) con un telescopio da 400mm, una Barlow 2x, e una webcam
ToUcam Pro. A sinistra l’immagine raw risultante da una composita di 150 frames
selezionati su un totale di 600. A destra l’immagine fortemente elaborata con la
tecnica wavelet per esaltare i dettagli. Ma si nota un arco brillante sul lato sinistro del
pianeta. Non ha una realtà fisica,ma deriva dall’elaborazione usata: è un artefatto. Il
fatto che sia presente sul bordo sinistro anziché sul destro è dovuto all’effetto fase
durante l’osservazione .Il bordo sinistro è più marcato del destro e questa piccola
differenza è sufficiente a spiegare il comportamento dell’elaborazione. Inoltre il
problema è accentuato dalla presenza a sinistra (specialmente sulla cima
dell’immagine) di vere nubi blu nell’atmosfera marziana.La finestra Wavelet (menu
Processing) comprende una funzione che attenua il bordo.
Da notare che qui abbiamo conservato
la foschia blu polare .La stessa funzione
è presente nella finestra Unsharp masking (vedi menu Processing)
Suggerimento : Si può usare il comando SPLIT_RGB
R, G e B dell’immagine 48 bits. Es.:
per separare le componenti
Il SAVE_TR (o SAVE_TRICHRO) è molto simile ma l’immagine presente in memoria
non viene modificata. Per ricomporre l’immagine in veri colori:
>TRICHRO R G B
oppure >TR R G B
Suggerimento : Ordina la selezione in linea delle immagini migliori.
La selezione automatica delle immagini migliori (in rapporto alla turbolenza
atmosferica) richiede i comandi in linea BESTOF e SELECT. Prima lancia BESTOF. La
sintassi è : BESTOF[NAME] [NUMBER]. Il parametro [NAME] è il nome generico
della sequenza sul quale si effettuerà la ricerca delle immagini migliori. Il parametro
[NUMBER] è il numero d’immagini della sequenza. E’ importante notare che è
preferibile lanciare BESTOF dopo aver eseguito il preprocessing completo (sottrazione
dell’offset,del segnale dark,e la divisione per il flat-field) e la registrazione. Il risultato
del comando BESTOF è un file di testo creato nella working directory. Questo file ha il
nome SELECT.LST. Ecco un esempio di questo file:
Iris sceglie l’indice delle immagini dalla qualità migliore a quella peggiore. Nell’esempio
l’immagine di miglior qualità ha l’indice 232 . La seconda immagine migliore ha
l’indice 122 e così via. Il criterio di analisi è il contrasto delle immagini. E’ adatto per lo
studio di immagini planetarie,ma non per il cielo profondo.
Una volta che sono state individuate le immagini migliori della sequenza iniziale è
necessario creare da esse una sequenza nuova in cui le immagini siano ordinate in
ordine di qualità decrescente . E’ quanto fa il comando SELECT ,la cui sintassi è :
SELECT [IN ][OUT].
[IN] è il nome generico della sequenza di partenza, [OUT] è una sequenza in cui le
immagini sono scelte in rapporto alla risoluzione spaziale.
Per fare ciò il comando
SELECT usa il contenuto del file SELECT.LST.
>SELECT
I J
Ora hai la possibilità di sommare solo le prime N immagini dei frames scelti. P.es.se
ritieni che solo il 10% delle immagini abbiano una corretta uniformità in una sequenza
di 500 immagini eseguirai (dopo la registrazione)
>ADD2 J 50
in cui la sequenza J è quella scelta dal comando SELECT .
