Leçon 28 : Variations sur le
traitement
des images couleurs (2)
Problème 4 : Traitement des images sous-échantilonnées
Il y existe des situations d'acquisition dans lesquelles l'image est sous-échantillonnée, c'est à dire que le disque de la planète par exemple parait bien petit, alors qu'en agrandissant plus l'image il aurait peut être était possible d'améliorer la résolution. Cette situation est parfois provoquée volontairement : ne pas trop agrandir l'image permet de la garder lumineuse, d'avoir peu de bruit, d'exposer brièvement pour geler la turbulence... Cependant un sous-échantilllonnage conduit à une perte de finesse de l'image par rapport à une image correctement agrandie sur le CCD au moment de l'observation. La technique du diphering (tremblante en français), au travers de la commande DRIZZLE, peu être alors d'un bon secours. Voici un exemple d'application dans le cas du traitement d'un film AVI de la planète Saturne réalisé avec une lunette Takahashi FS-128, une Barlow TeleVue 2.5x et un ToUcam Pro Philips (10 septembre 2002). Compte tenu de la distance focale de la lunette (F=1024 mm), la focale résultante avec la lentille de Barlow est de l'ordre de 2560 mm. La taille des pixels du CCD (Sony ICX098BQ) est de 5,6 x 5,6 microns. L'acquisition est faite dans le format d'image 320x240 alors que la pleine résolution est atteinte avec le format 640x480. Ce choix de travailler avec un petit format est dictée par plusieurs considération : (1) limiter la place sur le disque exigée, (2) l'image est plus lumineuse, ce qui permet de réaliser des poses plus courtes et donc d'acquérir dans les trous de turbulence, (3) le plein format 640x480 n'apporte dans les fait qu'un gain très anecdotique sur le plan de la résolution compte tenu de l'algorithme d'interpolation assez grossier entre les pixels rouge, vert et bleu utilisé ici.
Avec les paramètres de ma lunette, l'échantillonnage est de 0,9 seconde d'arc par pixel dans le format 320x240. En pratique l'échantillonnage effectif doit tourner autour de 1,4 secondes d'arc compte tenu de l'algorithme utilisé dans la caméra pour produire les images Rouge, Verte et Bleu à partir du damier coloré des pixels du CCD. Ceci ne permet pas d'exploiter au mieux la résolution théorique pouvant être attendu d'une telle lunette de 128 mm de diamètre, soit en gros 1,1 secondes d'arc. Il faut en effet échantillonner avec un pas plus petit que la moitié de la résolution théorique, soit ici 0,55 seconde d'arc environ.
Voici la procédure permettant d'améliorer la situation. Il est supposé qu'il y a 450 images dans chaque plans couleurs, sauvegardé sous forme de fichiers ayant les noms R, G et B. On commence par trier les meilleures images :
BESTOF G 450
T_SELECT
Les 100 premieres meilleures images sont mises en réserve avec la commade T_COPY (nouveauté de la version 3.71) :
T_COPY R G B TR TG TB 100
On calcule les translations nécessaires pour registrer au mieux les images en utilisant la composante verte :
PREGISTER G 128 100
On effectue ensuite le compositage des 3 composantes en utilisant la technique du drizzle en augmentant l'échelle d'un facteur deux (bien voir que les images traitée par DRIZZLE sont les images non recentrée, c'est-à-dire les séquences TR, TG et TB) :
DRIZZLE TR 2 100
SAVE SATR
DRIZZLE TG 2 100
SAVE
SATG
DRIZZLE TB 2 100
SAVE SATB
A ce stade on peut afficher l'image en couleur :
TR SATR SATG SATB
Il est courant que l'image présente des dominantes colorés, par exemple un fond de ciel tirant artificiellement vers le bleu, un disque planétaire plutôt rose, etc. La commande SCALECOLOR2 permet de re-équilibrer la balance des couleurs en un tour de main (équivalent à SCALECOLOR lorsqu'il s'agit de traiter des images couleurs du ciel profond - cliquer ici pour des détails). Sélectionner dans l'image avec la souris une petite zone supposée devant être restitué blanche dans l'image finale. Ce sera pas exemple la calotte polaire de Mars, un panache brillant équatorial sur Jupiter ou mieux un satellite, ou les anneaux de Saturne :
Lancer alors la commande :
SCALECOLOR2 SATR SATG SATB
Le niveau des pixels sont modifiés dans les images pour que la zone choisit soit blanche au final. Pour ce faire Iris multiplie les pixels des images SATG et SATB par les coefficients adéquat et leur ajoute aussi des constantes pour que le ciel soit bien noir. Les images données en paramètres sont aussi celles qui sont modifiés (SATR, SATG et SATB dans l'exemple).
Refaire à présent :
TR SATR SATG SATB
La planète doit avoir un aspect coloré bien plus réaliste (la procédure est rigoureuse si la zone où la balance des blancs est ajusté est bien choisie et si le fond de ciel autour de la planète à une surface conséquente par rapport à la surface du globe).
Il est possible à ce stade d' augmenter légèrement le contraste. Par exemple :
UNSHARP_TRICHRO SATR SATG SATB 1 5 1
Dans la représentation ci-dessous on trouve :
En bas à gauche : L'image confirme se sentiment : c'est l'addition des 100 meilleures images avec le recentrage habituel, avec un léger masque flou et en agrandissant l'image d'une facteur deux (commande SCALE avec interpolation Spline).
En bas à droite : Les minuscules images de départ ont été retraitée
par la
technique du diphering juste après PREGISTER comme
indiqué précédemment. La même force du masque flou à été utilisé
pour ce document et l'image en bas à gauche. Le
résultat, considéré comme impossible au départ est atteint : la
division de Cassini est visible sur tout l'anneau !
Noter que dans l'exemple la force du masque flou utilisé est faible. D'une manière générale, si la nécessité d'un masque flou très énergétique se fait sentir, c'est que vous dépassez les limites de ce que peut donner l'image (compte tenu de la turbulence, de la qualité intrinsèque de l'instrument, etc). A éviter !
Le drizzle à bien augmenté la résolution, mais la saturation des couleurs reste modeste. La traitement en Analyse de Composantes Principales (PCA pour Principal Component Analysis) est une technique très performante pour accroître cette saturation. Iris permet de calculer les composantes principales d'une image trichrome au travers de la commande RGB2PCA et de revenir à une image trichrome classique avec la commande PCA2RGB. On rappelle que la PCA est une technique employée pour mieux révéler l'information contenue dans une image constituée de plusieurs bandes spectrales (voir aussi les fonctions de Iris permettant de traiter une image couleurs dans ces projections Teinte, Saturation, Intensité - HSI - plus simples à exploiter, mais moins puissantes). La PCA utilise une transformation linéaire de l'image couleur (rotation et translation) de manière à ce que les coordonnées dans le nouveau système maximise la variance. La décomposition de l'image couleurs par cette technique permet d'obtenir un jeu d'images très décorrélées les unes des autres, où les changement subtiles de couleurs sautent immédiatement aux yeux. Le bruit est par ailleurs bien éliminé car distribué dans des composantes de hauts degrés, non exploitées. Pour lire une autre application de la technique cliquer ici.
Voici la décomposition en composantes principales de notre image de Saturne, obtenue en faisant :
RGB2PCA JUR JUPG JUPC C1 C2 C3
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L'image C1 est l'image en gris de l'original (en gros la moyenne des plans R, G et B). Les images C2 et C3 sont rattachées directement aux informations colorées. Dans l'image C2 on voit par exemple très bien un fin liseré noir dans la partie basse de l'anneau, qui correspond à un artefact coloré bien réel de l'image.
Voici un exemple d'exploitation des images C1, C2, C3. Tout d'abord on augmente le contraste de l'image grise (léger masque flou, cela suffit):
LOAD C1
UNSHARP 1 5
1
SAVE C1
... puis au accroît l'intensité relative de l'information colorée :
LOAD C2
MULT 4
SAVE C2
LOAD
C3
MULT 2
SAVE C3
On revient aux images RGB classiques :
PC2RGB C1 C2 C3
R G B
... et enfin on affiche le résultat :
TRICHRO R G B
Astuce : Du fait les composantes trichromes ont les noms R, G et B sur le disque il suffit de lancer la commande T-TOOL T_TR sans paramètres pour afficher l'image couleurs :
Les couleurs de la planètes sont bien accentuées tout en gardant un aspect réaliste. L'information dans les bandes est bien mieux lisible (ce rappeler l'aspect des petites imagettes de départ et apprécier le chemin parcouru !).
Un défaut est cependant clairement perceptible dans cette images, qui devient évident après rehaussement des couleurs : un liseré rouge délimite la partie supérieure de l'anneau, alors que la partie inférieure est colorés en bleu. On observe ici probablement l'effet de la réfraction atmosphérique qui forme une sorte de spectre coloré avec la lumière de Saturne (la planète était relativement basse sur l'horizon). L'instrument lui-même est hors de cause : la lunette fluorite de 128 mm est bien collimatée et produit un spectre coloré transverse quasi négligeable.
Un autre effet subtile affecte cette image. En effet, l'usage veut que pour monter sur un télescope une webcam telle que la Vesta ou la ToUcam de Philips on retire l'objectif qui est livré avec. Cet objectif comporte un petit filtre optique qui a pour but d'éliminer la composante infrarouge du rayonnement parvenant au détecteur CCD. Grace à ce filtre les images fournie par la webcam sont plus contrastées et restituent mieux les couleurs naturelles. Sans ce filtre, la caméra enregistre non seulement l'information Rouge, Verte et Bleu d'un objet du ciel, mais aussi une partie du rayonnement proche infrarouge qu'il émet. La webcam voyant un domaine spectral plus étendue que le classique RGB, ceci est susceptible d'accentuer les phénomènes d'irisation provoqués par l'atmosphère. La restitution des vrais couleurs de l'objets en patties, et aussi, d'une manière générale, la finesse de détails, les instruments n'étant pas nécessairement corrigés pour l'infrarouge (aberration chromatique notamment). Assurément, il y a à gagner à bloquer l'infrarouge lors des prises de vue sur le télescope en ajoutant un filtre "dit froid", comme le classique KG3. Les quelques mesures qui suivent permettent de mieux apprécier l'enjeu.
Le tableau ci-après montre le signal relatif entre les images Rouge, Verte et Bleu lorsque que la capteur CCD de la ToUcam est éclairé de manière uniforme par la lumière du jour. La colonne de gauche correspond à une observation sans filtre et alors que le pilote de la webcam a ajusté automatiquement la balance des blancs (fort correctement !). En conséquence, les 3 plans couleurs ont un poids identique et égal à 1. La colonne de gauche montre ce qu'il advient lorsqu'un filtre KG3 est interposé dans le faisceau et alors que l'ajustement automatique de la balance des blancs est bloqué. On rappelle que le KG3 délimite le spectre visible vers le coté rouge en bloquant le rayonnement infrarouge (à partir de 700 nm environ - certains filtres interférentiel font ce travail mieux en coupant un peut plus loin dans le rouge et en ayant une transmission meilleure). On note immédiatement une forte chute du signal dans les 3 canaux : 33% en bleu, 31% en vert et 45% en rouge ! Ce résultat signifie que lorsqu'on fait une image avec une webcam sans filtre, plus du tiers du signal s'invite de la région infrarouge du spectre. Les couleurs observées sont donc très loin d'être pures, pour le moins.
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|
Pas de filtre |
Filtre KG3 |
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Rouge |
1 |
0.55 |
|
Vert |
1 |
0.69 |
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Bleu |
1 |
0.67 |
Le tableau suivant résume le résultat d'une autre expérience réalisée dans des conditions semblables au test précédent. Cette fois un filtre rouge du type OG590 est placée devant le CCD de la ToUcam. Normalement ce filtre ne laisse absolument pas passer le bleu et faiblement seulement une partie du vert. Pourtant, la seconde colonne du tableau montre que malgré la présence du filtre rouge, les pixels bleu de la caméra répondent encore à concurrence de 24%. Le rayonnement qui parvient aux pixels bleu est en fait du type infrarouge, c'est à dire à l'opposé de ce que l'on est censé mesurer ! On note aussi que les pixels vert répondent à 50% ce qui est anormalement élevé. En ajoutant un filtre KG3 au filtre rouge (3eme colonne) on délimite cette fois optiquement la vrai bande rouge... et en effet, les pixels bleu ne voient que du noir et les pixels vert un faible signal seulement. A présent l'image restituée par la webcam et bien rouge et non pas mauve/violette.
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|
Pas de filtre |
Filtre OG590 |
Filtre OG590+KG3 |
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Rouge |
1 |
1 |
0.55 |
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Vert |
1 |
0.50 |
0.15 |
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Bleu |
1 |
0.24 |
0 |
L'image de Saturne qui suit a été réalisée le 28.21 / 09 / 2002 (TU) avec la lunette FS-128 Takahashi. L'agrandissement de l'image est ici amélioré en augmentant la distance entre la lentille de Barlow et la ToUcam (gain de 58% sur la taille du disque).
Par ailleurs un filtre froid (anti-IR) a été placé juste en avant de la webcam (il est glissé dans l'adaptateur coulant 31.75 de la webcam). Il s'agit d'un filtre interférentiel de marque Edmund de 25 mm de diamètre (IR cutoff filter Ref. 53710, voir lien ci-après). On a obtenu 250 images couleurs de la planète directement dans le format FITS (boite de dialogue Acquisition images... du menu Webcam, taille des images de 320x240 pixels). Le recentrage est obtenu avec la commande PREGISTER. Au final 100 images ont été sélectionnées en faisant confiance à la commande BESTOF et le compositage final a été réalisé en utilisant la commande DRIZZLE, comme expliqué ci-avant. Un léger masque flou parachève le traitement :
La résolution semble améliorée avec la révélation d'une fine bande dans la région polaire (mais il est en la matière difficile de faire la part de la turbulence, qui était de toute manière assez forte, aussi pour la nuit du 10 septembre que pour celle du 28 septembre). Aucune procédure de rehaussement de couleur a été appliqué. L'interposition du filtre froid dans le faisceau à augmenter de manière naturelle la saturation des couleurs (ce rappeler que l'instrument ne fait que 128 mm de diamètre).
Le liseré coloré reste cependant encore visible sur le pourtour de l'objet. Une visualisation à haut contraste le montre bien :
Pour traiter ce problème résiduel on peut se servir de l'outil Mosaïque... (menu Géométrie). On utilise l'image verte comme référence et on fait glisser les plan rouge et bleu de manière à ce qu'ils se superposent au mieux avec cette référence. L'idéal est d'afficher en temps réel la différence entre l'image verte et l'image traitée. La superposition est correcte lorsque la différence est la plus neutre possible :
Voici le résultat final :
Dans les mêmes conditions d'acquisition que Saturne, et rigoureusement avec le même traitement, voici la planète Jupiter le 28.27 / 09 / 2002 (mais turbulence plus forte encore car Jupiter était relativement basse sur l'horizon) :
Voici a titre de révision l'ensemble du traitement d'image réalisé sur les images de cet exemple. Tout d'abord, juste après l'acquisition des images planétaires, une cinquantaine d'images du signal d'offset sont faites en bouchant l'entrée du télescope (ici, en basculant le miroir du système flip-mirror de marque Meade, modifié pour s'adapter sur la lunette). Les réglages de la caméra ne doivent surtout pas être modifiés entre le moment où on réalise les images du ciel et les images d'offset. Noter l'usage d'un comparateur de mécanicien pour effectuer une mise au point soignée (à 10 microns près sur la crémaillaire).
Nota : avec la version 3.72 d'Iris il est possible d'ajuster les réglages de la caméra (fréquence d'acquisition, gain, etc) lorsque la boite de dialogue d'acquisition est ouverte. Pour cela il faut faire Prévisualisation... dans le menu Webcam. Les réglages deviennent alors accessibles
On commence par calculer la médiane du signal d'offset pour les trois plans couleurs (on suppose que les images ont pour noms pour le plan rouge OSATR-1, OSATR-2, ...., OSATR-50, pour le plan vert OSATG-1, OSATG-2, ..., etc) :
SMEDIAN2 OSATR- 50
SAVE
OR
SMEDIAN2 OSATG- 50
SAVE OG
SMEDIAN2 OSATB-
50
SAVE OB
On renome toutes les images de Saturne (250) avec les noms génériques R, G et B (R1, R2, ... G1, G2, ..., etc) :
T_COPY SATR- R 250
T_COPY
SATG- G 250
T_COPY SATB- B 250
On soustrait à toutes les images de la planète les offsets correspondants :
T_SOUST OR OG OB 250
On utilise la commande BESTOF pour établir une listé triée des meilleures images en utilisant le plan vert :
BESTOF G 250
Le tri proprement dit des images sur les trois plans couleurs simultanément est obtenu en faisant (pas de paramètre) :
T_SELECT
On décide de ne garder que les 100 meilleures images. Nous allons recentrer ces images avec la commande PREGISTER, mais avant nous faisons une copie de sauvegarde de ces 100 images, elle servira plus tard :
T_COPY R G B @R @G @B
Faisons la registration sur le plan vert (à priori le plus contrasté avec des clichés issus de webcam) :
PREGISTER G TEMPO 256 100
Le but poursuivi lors du calcul précédent est uniquement l'obtention d'un fichier de décalage SHIFT.LST (liste des translations relatives en X et Y de toutes les images de la séquence par rapport à la première image de cette séquence pour obtenir la superposition). Ce fichier ce trouve dans le répertoire de travail courant et va être utilisé par la commande suivante, qui effectue le compositage effectif des 100 images. La séquence recentrée produite (TEMPO1, TEMPO2, ..., TEMPO100) au sortir de la commande PREGISTER n'est pas exploitée ici (utiliser la commande T_PREGISTER à la place de PREGISTER si vous souhaitez malgré tout recentrer les trois plans couleurs ensemble et automatiquement, par exemple pour faire une addition classique des images juste derrière).
On utilise à présent DRIZZLE qui effectue une addition optimisée des images pour maintenir et même accroître la résolution. Les images utilisées sont celles qui ne sont pas registrées, c'est à dire les séquences @R, @G et @B. On traite les trois plans couleurs séparément :
DRIZZLE @R 2 100
SAVE
TR
DRIZZLE @G 2 100
SAVE TG
DRIZZLE @B
2 100
SAVE TB
C'est presque terminé. Vous pouvez voir l'image couleur en faisant :
TRICHRO TR TG TB
Au besoin ici, vous recentrez intéractivement les trois plans couleurs (boite de dialogue Mosaïque...).
On améliore le contraste en appliquant un filtre du type masque flou (léger !) :
UNSHARP_TRICHRO TR TG TB 1.7 5 1
et on sauvegarde le résulat :
SAVEBMP SAT
Toutes les considérations sur le filtrage des couleurs sont importantes pour obtenir des images planétaires ayant un aspects coloré réaliste, bien saturée, et pour profiter au maximum de la résolution de l'instrument, même si le temps de pose doit être allongé (cette dernière remarque est à la source d'un problème potentiel avec les petits instruments notamment - il faut rechercher le meilleurs compromis temps de pose pour figer la turbulence et le filtrage). Pour l'imagerie ciel profond, l'ajout de ce filtre peut faire perdre quelques précieux dixièmes de magnitude et ne s'impose pas si le but poursuivie est la meilleure détectivité, ce qui est l'objectif prioritaire dans bien des cas. Un filtre anti-IR est donc un accessoire utile en imagerie planétaire, même si sans lui il demeure possible de faire d'excellentes images derrière un télescope !
Quelques fournisseur de filtres :
Filtres
Edmund
Filtres True Technology
Filtres
Baader
Filtres
Sirius Optics
Filtes
Astronomik (1)
Filtes
Astronomik (2)
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Ocli
Filtres Optec
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