Come modificare la data di acquisizione d’ una immagine

La data è un parametro fondamentale per l’analisi fotometrica.E’ sempre possibilecorreggerla 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 per il 13Dicembre 2005

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 diquesto comando è un descrittore di file con l’estensione ./st ,che associa il nome diun’immagine con una data e un’ora. P.es. se il contenuto del file FILE.LST(deve avereobbligatoriamente 3 colonne) è :

var1 13/12/2005 16:49:20.3var2 13/12/2005 16:52:39.8var3 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 minutie 20.3 secondi. Il file d’immagine vari è automaticamente salvato con la nuovadicitura. Iris elabora allo stesso modo le immagini var2, var3,…

Astrometria

L’astrometria ti permette di determinare le vere coordinate degli oggetti (cioè AR eDEC) dalla loro posizione apparente in un’immagine (cioè x, y).Iris sa eseguire talitrasformazioni. Il software contiene strumenti sofisticati per misurare rapidamente lamagnitudine e la posizione di asteroidi, comete,…o stimare la magnitudine di altrioggetti celesti. Per farlo bisogna avere alcune stelle di riferimento con coordinatecelesti esatte e note.Tali posizioni si possono ottenere da informazioni contenute invarie fonti :

° I CD-ROM GSC (Guide Star Catalogue, prodotto dallo Space Telescope ScienceInstitute).C’è un CD-ROM per ciascun emisfero.Il catalogo venne prodotto per fornirestelle guida allo Hubble Space Telescope che gli avrebbero permesso di esserestabilizzato per lunghe pose. Il catalogo contiene più di 15 milioni di stelle fino allamagnitudine 16. La precisione della posizione stellare è molto migliore di 1 secondod’arco.

° Il GSC-ACT. Versione migliorata dell’originale GSC.

° L’USNO-A.Il catalogo contiene stelle fino alla magnitudine 19.La distribuzionesuperficiale delle stelle nel cielo è uniforme ma molte stelle per classe di magnitudinesono 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 applicazioniAstrometriche/Fotometriche. Il compito è la riduzione astrometrica del campo dellagalassia 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 chipKAF-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 sitrova in un CD-ROM. La lettera del CD è “F”.Il catalogo si trova nella subdirectoryDATA

Posizione catalogo Tycho-2

Apri la finestra Settings e completa le voci della drive del CD (“f) e della subdirectorydel 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 èsufficiente per lavorare adeguatamente). Notare il formato (HHhMMmSSs per AR eDDdMM’SS” per DEC).P.es. abbiamo AR=7h05m e DEC=50d36’.

Pixel size X & Pixel sizeY: Rispettivamente la dimensione orizzontale e verticale deipixels in mm. Qui la dimensione è di 0.009 mm.

Focal length : Lunghezza focale del telescopio in mm.Questa ,e la dimensione deipixels devono essere date con la stessa scala,es.in mm. Qui F=530mm.

Sigma detection : Coefficiente che definisce la sensibilità di individuazione dellestelle. Il procedimento rivela stelle con un livello maggiore del Sigma detectionmoltiplicato per il livello rumore sigma nel fondo cielo. Se Sigma detection è troppobasso il numero delle stelle rivelate può essere molto più grande del numero dellestelle nel catalogo, e ciò potrebbe risultare in abbinamenti errati.D’altronde,se Sigmadetection è troppo alto il numero di stelle rivelate potrebbe essere troppo basso perpermettere un buon abbinamento. Tipicamente scegliamo un Sigma detection fra 5 e10 (rivelazione di stelle da 5 fino a 10 sigma )

Sigma rejection : Coefficiente usato per eliminare stelle rivelate per cui la differenzadi posizione tra i dati osservati e quelli calcolati (0-C) è maggiore di Sigma rejectionmoltiplicato per la deviazione standard della distribuzione (0-C) (analisi a 2passi).Talvolta è molto utile eliminare stelle di riferimento incerte facendo un’analisiastrometrica. Generalmente il Sigma rejection dovrebbe essere tra 1.5 e 3 (evita dieliminare troppe stelle con lavori troppo bassi di Sigma rejection). Ma se Sigmarejection= 0 non c’è eliminazione alcuna e questa è un’opzione corretta in situazionistandard.

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 nelcampo (List#2).Iris trova 12 stelle comuni tra list#1 e list#2 Queste 12 stelle sonousate per la riduzione astrometrica dell’immagine. L’equazione di trasformazione tral’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 magnitudineapprossimata V. Vengono creati alcuni file nella working directory (formato ASCII-editcon un word processing o la finestra di dialogo Output (File/Open):

STAR.LST : Le caratteristiche delle stelle rivelate nell’immagine.Ciascuna rigacontiene 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 difotometria.)

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 riduzioneastrometrica adatta un polinomio di secondo grado per tener conto della distorsioneottica dell’immagine) e molte altre informazioni usate per calibrare i due campi siaastrometricamente che fotometricamente.Le prime 14 righe di un file .POL contengonoi coefficienti dei polinomi. La 15° riga contiene il coefficiente di correlazione.Le righeda 16 a 19 contengono le coordinate della finestra d’immagine usata per il calcolo. La20° corrisponde al grado del polinomio.La 21° è la costante di magnitudine. Le righe22 e 23 contengono le coordinate equatoriali (in gradi decimali) del centrodell’immagine.

I file POLX.POL e POLY.POL

ERROR_X.LST & ERROR_Y.LST : Contiene deviazioni dalle coordinate equatorialimisurate e calcolate (rispettivamente per AR e DEC) nelle stelle dell’elencocomune.Ciò può permetterti di rivelare errori di puntamento o altri problemi (es.stellecon 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 equelle 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 sifa col comando COMPUTE . Prima scegli col mouse una stella nell’immagine (disegnaun rettangolino che includa tutto il flusso stellare),poi lancia il comando da consoleCOMPUTE (nessun parametro) : >COMPUTE

Iris dà le coordinate precise dell’oggetto :

E’ anche possibile aprire il menu contestuale (a destra nell’immagine) e lanciare ilcomando COMPUTE :

Scegli un’altra stella, rilancia COMPUTE e così via.

Il comando REC2SKY calcola le coordinate equatoriali di qualsiasi puntonell’immagine. La sintassi è :

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 coordinatecartesiane (166.747, 255.477), lancia >REC2SKY 166.747 255.477

SKY2REC è il comando simmetrico di REC2SKY. La funzione dà le coordinateapprossimate dell’immagine da quelle equatoriali note. Ciò è utile p.es. quando sivuole localizzare un asteroide o una cometa in un’immagine.Nota che SKY2RECuserà solo equazioni polinomiche di primo grado (il calcolo non è così preciso come icomandi COMPUTE/REC2SKY e non è strettamente simmetrico).La sintassi è :

SKY2REC [RA] [DEC]

[RA] e [DEC] sono le coordinate equatoriali da trasformare in coordinate apparentidell’immagine. Es. :

Uso dei comandi REC2SKY e SKY2REC

Se scegli un fattore di eliminazione il numero delle stelle comuni è inferiore mamigliora la precisione globale:

E’ possibile visualizzare la mappa del campo come da catalogo digitale.Apri la finestraDisplay 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 riempitiautomaticamente se un’immagine è in memoria).

Il comando Display sky map produce un’immagine in cui le stelle del camposelezionato sono rappresentate con intensità proporzionali alle loro magnitudini inbase 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: ilcatalogo è densificato

La mappa del cielo calcolata usando il catalogo GSC-ACT

Nota finale. La misura precisa delle coordinate celesti di un oggetto ha molteapplicazioni : identificazione,moto proprio delle stelle,calcolo dell’orbita di asteroidi ecomete ,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,tral’altro, dalla precisione delle misure dell’immagine,il numero delle stelleusate,l’accuratezza dei cataloghi utilizzati e la qualità dell’immagine. Tutti questiparametri 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 20Ded 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 . Sonofornite le coordinate equatoriali approssimate del centro dell’immagine (Alpha=11h15m, Delta= +58°). La dimensione dei pixels del detector EOS 20D è di 6.4microns,ma considerando il fattore di riduzione dell’immagine,la loro dimensioneequivalente è 4x6.4 =25.6 microns =0.0256mm. Clicca OK per eseguire la riduzioneautomatica. Iris trova automaticamente la corrispondenza tra le stelle presentinell’immagine e quelle del catalogo.

A questo punto si possono ottenere le coordinate equatoriali di un oggettonell’immagine circondandolo con un rettangolo, poi digitando il comando COMPUTEdalla console o il comando COMPUTE del menu contestuale. Per disegnare cerchiequatoriali lancia i comandi D_ALPHA e D_DELTA. Il primo parametro è lacoordinata (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 dipotenza (correzione nota come ‘gamma’). Se l’immagine in memoria è 16bits, laconversione in una a 48bits è automatica. Il comando accetta 3 parametri, ilcoefficiente gamma per ciascun canale. L’escursione tipica dei coefficienti è tra 0,1 e5.

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’intensitànell’immagine. CIRCLE2 è diverso da CIRCLE per il metodo usato per identificarel’oggetto. CIRCLE usa un’area rettangolare trascinata col mouse, CIRCLE2 definisceil 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 circa284 pixels per la parte esterna del disco (alla soglia 50)

Nota 1 : I comandi CIRCLE e CIRCLE2 sono compatibili con veri colori (immagini a48bits,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 utilese è visibile solo una parte dell’oggetto,ma la precisione è minore rispetto ad unaanalisi a disco completo . P. es.:

Nota 3 : Dal raggio osservato R , si può facilmente stimare la lunghezza focaleequivalente F del sistema :

F = 2 x p x R/tan (alpha)

P è la dimensione fisica dei pixels rivelatori (più precisamente il campionamentopixel); R è il raggio osservato dell’oggetto in valore pixel e alpha è il diametroapparente dell’oggetto in gradi.

P.es.,per l’attuale immagine la camera digitale è una Canon A40. Per questo modellop=3.3 microns =0.033 mm. Il raggio misurato è R= 569 pixels. Per la data il diametroapparente 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 lecoordinate del centro del disco (X,Y) ed il raggio R .Lasintassi 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 deldisco. L’uso simultaneo di entrambe le funzioni è una soluzione per esaltare gli aspettidelle protuberanze sull’immagine Ha. P.es.(l’intensità della parte esternadell’immagine solare è moltiplicata per un fattore 4-prova altri valori):

>LOAD SUN

>DISK1 381.5 306.6 283.6

>MULT 4

>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 solarein una rappresentazione polare (un asse è la distanza dal centro del disco ed un altrorappresenta i valori angolari). La sintassi è :

REC2POL [X] [Y] [R] [SCALE (deg./pixel]. (X, Y) sono le coordinate del centrodel disco in pixel. [R] è il raggio massimo in pixels della rappresentazione polare. Ilparametro [SCALE] è il numero di gradi per unità di pixel nell’immagine finale(valoritipici 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 rossocontiene informazioni sulla lunghezza d’onda Ha (talvolta le informazioni sono presentianche nei canali verde e blu,ma il bilanciamento dei colori dipende molto dallatecnologia usata per i filtri colorati nella camera digitale. Prima di tutto si raccomandavivamente di isolare i canali RGB dalle immagini a 48bits e usare solo i frames rossiper gli studi cromosferici. Lancia il comando RGB separation (menu Digital photo)per estrarre il canale R

oppure lancia da console : >SPLIT_RGB R G B

Carica l’immagine rossa : >LOAD R

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 MIRRORXYper ruotare l’immagine (o apri la finestra Flip del menu Geometry) .Puoi anchedisegnare 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 allacoordinata [X0]. Iris dà il livello [VALUE] all’area mascherata. Il comando RFILL(sintassi: RFILL [X0] [VALUE] maschera la parte destra d’una immagine relativaalla coordinata [X0] .Prima misura la posizione x del lembo solare nellarappresentazione 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 (lucediffusa dal sistema ottico e dall’atmosfera) per esaltare protuberanze deboli. Perciascuna colonna dell’immagine, Iris sottrae il valore mediano calcolato tra due puntiscelti 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, lanciap.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 parametroaggiunto [POS.ANGLE] offre la possibilità di regolare l’origine dell’angolo nellarappresentazione rettangolare. Puoi considerare p.es. l’orientamento apparentedell’asse di rotazione del Sole. Il valore angolare è dato in gradi (il valore di default delcomando 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 nellafinestra 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 canalirosso,verde e blu. Digita il nome generico delle sequenze (qui R ,G e B). Se si scegliel’opzione Black & White, Iris produce una sola serie d’immagini in cui l’intensità deipixels è la somma dei canali rosso,verde e blu. Red layer only è l’opzione specialeper Halpha AVI.

L’opzione Remove duplicated images è importante per alcuni filmati AVI. Essi infattihanno la seccante tendenza a duplicare le immagini per dare la sensazione di unfilmato fluido. Se scegli questa opzione le ridondanze sono eliminate. Premi il pulsanteConvert. Dopo una finestra di conferma, Iris crea la serie d’immagini. Ecco lesequenze 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 dialogoAnimate del menu View :

Digita il nome generico della sequenza, il numero delle immagini e il ritardo divisualizzazione 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 rettangolointorno al pianeta:

Poi lancia il comando : >CIRCLE 40

Poiché Iris usa il contorno dell’oggetto per la registrazione, occorre misurare l’intensitànell’immagine che corrisponde al livello di contorno.Questo va selezionato con cura:dev’essere sufficientemente basso perché l’essenza del disco del pianeta siacompresa dentro il contorno,ma al tempo stesso non dovrebbe essere così basso che ilcontorno venga tracciato su artefatti vicino al livello del fondo cielo. Il comandoCIRCLE 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 èconcentrico 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 ilcomando 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 questocanale di colore. Qui il calcolo (traslazioni dx,dy)relativo alla sequenza master èapplicato 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 risultatofinale. Qui Iris ha selezionato automaticamente le 200 immagini migliori (l’algoritmousato per selezionare l’immagine migliore (a più alta risoluzione) è basato su unmetodo gradiente). Non selezionare l’opzione Remove the images (i file intermedinon sono cancellati). Clicca OK per l’elaborazione. Iris registra le immagini col metodocontorno, seleziona le immagini per qualità decrescente in una sequenza che ha ilnome 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 risultatodella somma è un’immagine a 48 bits.

L’immagine migliore dell’AVI è @S1,la seconda immagine è @S2 ecc. L’immagine piùdegradata della sequenza è @S425. Per sommare solo le prime 10 immagini scelte eregistrate, 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 finestraAdd a sequence. Puoi anche valutare la possibilità di un mix fra la somma semplicee 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 paiod’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 èutile se l’oggetto da allineare non ha simmetria di rivoluzione, come il pianetaSaturno,la superficie lunare, macchie solari,ecc. Per il calcolo usa la trasformazioneFourier. Il parametro richiesto è la dimensione della finestra in cui è eseguita latrasformazione 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. Ladimensione 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’immagineusata per calcolare la registrazione. Qui sarebbe inutile prendere una finestra piùgrande di 256 pixels, che farebbe perdere precisione e allungherebbe il tempo delcalcolo.

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. Perun’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 (èaggiunto un offset a ciascun livello).Scegli un’area bianca nell’immagine (il ghiacciopolare 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 canaleG (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 efficaciper visualizzare i dettagli contenuti nell’immagine di un pianeta. Ma possono apparireartefatti luminosi intorno al disco planetario (effetto Gibbs) :

Per questo esempio è stata considerata l’immagine di Marte presa il 3/08/03 da MarcRieugnié (Saint- Caprais) con un telescopio da 400mm, una Barlow 2x, e una webcamToUcam Pro. A sinistra l’immagine raw risultante da una composita di 150 framesselezionati su un totale di 600. A destra l’immagine fortemente elaborata con latecnica wavelet per esaltare i dettagli. Ma si nota un arco brillante sul lato sinistro delpianeta. Non ha una realtà fisica,ma deriva dall’elaborazione usata: è un artefatto. Ilfatto che sia presente sul bordo sinistro anziché sul destro è dovuto all’effetto fasedurante l’osservazione .Il bordo sinistro è più marcato del destro e questa piccoladifferenza è sufficiente a spiegare il comportamento dell’elaborazione. Inoltre ilproblema è accentuato dalla presenza a sinistra (specialmente sulla cimadell’immagine) di vere nubi blu nell’atmosfera marziana.La finestra Wavelet (menuProcessing) comprende una funzione che attenua il bordo.

Da notare che qui abbiamo conservato la foschia blu polare .La stessa funzioneè presente nella finestra Unsharp masking (vedi menu Processing)

Suggerimento : Si può usare il comando SPLIT_RGB per separare le componentiR, G e B dell’immagine 48 bits. Es.:

Il SAVE_TR (o SAVE_TRICHRO) è molto simile ma l’immagine presente in memorianon 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 turbolenzaatmosferica) richiede i comandi in linea BESTOF e SELECT. Prima lancia BESTOF. Lasintassi è : BESTOF[NAME] [NUMBER]. Il parametro [NAME] è il nome genericodella sequenza sul quale si effettuerà la ricerca delle immagini migliori. Il parametro[NUMBER] è il numero d’immagini della sequenza. E’ importante notare che èpreferibile lanciare BESTOF dopo aver eseguito il preprocessing completo (sottrazionedell’offset,del segnale dark,e la divisione per il flat-field) e la registrazione. Il risultatodel comando BESTOF è un file di testo creato nella working directory. Questo file ha ilnome SELECT.LST. Ecco un esempio di questo file:

Iris sceglie l’indice delle immagini dalla qualità migliore a quella peggiore. Nell’esempiol’immagine di miglior qualità ha l’indice 232 . La seconda immagine migliore hal’indice 122 e così via. Il criterio di analisi è il contrasto delle immagini. E’ adatto per lostudio di immagini planetarie,ma non per il cielo profondo.

Una volta che sono state individuate le immagini migliori della sequenza iniziale ènecessario creare da esse una sequenza nuova in cui le immagini siano ordinate inordine 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 leimmagini sono scelte in rapporto alla risoluzione spaziale. Per fare ciò il comandoSELECT 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.seritieni che solo il 10% delle immagini abbiano una corretta uniformità in una sequenzadi 500 immagini eseguirai (dopo la registrazione)

>ADD2 J 50 in cui la sequenza J è quella scelta dal comando SELECT .