Nouveautés de la version 5.52

Version 5.52b -  18 janvier 2008

La version 5.52 de Iris ajoute la possibilité de lire et de traiter les fichiers RAW des appareils photos Canon EOS 40D, Nikon D3, D300 et Sony Alpha 700. Il est aussi à présent possible de piloter la prise de vue à partir du Canon 40D, y compris pour des poses supérieures à 30 secondes (directement avec l'interface USB prévue à cet effet sur le boitier, sans l'apport d'une électronique externe, pour plus de détails sur le Canon 40D, voir ici).

La réduction astrométrique des images grand-champ est améliorée par une meilleure prise en compte des disorsions optiques. La distorsion peut être comme précédemment mesurée (puis corrigée) en comparent manuellement la position des étoiles dans l'images avec la position de ces mêmes étoiles prise dans un catalogue (voir ici pour des détails). Mais il est dorénavant aussi possible de trouver les paramètres de distorsion de manière entièrement automatique lors de la phase de réduction astrométrique. Pour cela, Iris exploite par lui même l'ensemble des étoiles homologues entre l'image et le catalogue. Cela limite les risques d'erreur et augmente la précision. Dans un second temps, la réduction astrométrique est recommencée avec une précision accrue sur des  image rectifiées du défaut de distorsion. La boite de dialogue Astrométrie (menu Analyse) a été modifié pour permettre de calculer la disorsion et corriger géométriquement l'image (exactement comme si la prise de vue était faite avec une optique exempte de distorsion du type barillet ou coussinet par exemple) :

Le calcul est donc réalisé en deux étapes. Etape 1, une réduction relativement grossière pour trouver un maximum d'étoiles homologues, calculer les paramètres de distorsion d'ordre 5 (A1, A3 et A5) puis corriger géométriquement l'image  de la distorsion optique. Etape 2, réduction, astrométrique de précision sur l'image géométriquement corrigée. La valeur des paramètres de distorsion sont retournés au terme du calcul. L'image affichée est réduite astrométriquement et corrigée de la distorsion (vous pouvez par exemple dès lors utiliser la commande REC2SKY ou Compute du menu contextuel pour trouver les coordonnées équatoriales d'un objet ou les fonctions de cartographie).

La boite de dialogue Astrométrie (orienté cartographie) réalise, en plus de la réduction astrométrique, une transformation géométrique directe suivant une projection gnomonique (une transformation affine est appliquée), avec le point de référence au centre de l'image et le nord orienté vers le haut (noter que vous devez indiquer l'orientation du nord dans l'image de départ). La projection gnomonique (dite aussi tangentielle) est idéale pour l'archivage des images réduites, pour ensuite projeter celles-ci dans le repère de votre choix en fonction des besoins.

L'entête des fichiers PIC a été enrichie pour inclure les paramètres d'une réduction astrométrique et d'une projection cartographique. Ces paramètres peuvent être retrouvés lors d'un nouveau chargement en mémoire de l'image. La structure générale du format de fichier PIC demeure inchangé malgré cet ajout.

Trois macro commandes ont été ajoutés (SV1, SV2 et SV3) pour faciliter l'exploitation des images grand-champ du ciel profond dans le cadre d'un programme de survey (surveillance) pour par exemple détecter de nouvelles étoiles variables, des novae, des comètes... Ces macro commandes sont aussi des outils puissant pour réaliser de vastes panorama à partir d'une mosaique d'images individuelles. Le raccordement entre les images est d'une qualité astrométrique. Un soin particulier a été apporté pour égaliser le niveau en intensité des images et gommer les frontières entre images individuelles (par exemple le processus peut tenir compte de la variation de transparence du ciel ou du fait que l'on assemble des images pris avec des instruments et des temps de poses différents). De nombreuses projections cartographiques sont disponibles. La procédure est hautement automatisé, ce qui permet de réaliser un traitement sans intervention sur un très grand nombre d'images et durant un temps qui peut être long. Ces possibilités sont décrites en détails dans un fichier PDF téléchargeable ici (fichier survey.pdf, taille 8,2 Mo).

Exemple d'assemblage de 20 images couvrant la région des constellations du Cocher, du Taureau et d'Orion.
Cliquer ici ou dans l'image ci-dessus pour agrandir ce document (visualisation en noir et blanc et en négatif, taille de 4 Mo). Cette version agrandie est elle
même une réduction à 20% des clichés de départ (poses de 90 secondes avec un Canon 40D et un objectif de 85 mm f/1,2 utilisé à f/2) !
Les images ont été prises en milieu urbain avec un fort fond parasite (magnitude limite à l'oeil nu de 3 au zénith).
Malgré ces conditions difficiles le raccord entre les images individuelles est satisfaisant. L'objet brillant en haut à gauche est la planète Mars.
L'objet brillant dans le coin inférieur gauche est l'étoile Sirius. Le prétraitement, la réduction astrométrique et l'assemblage
ont été réalisés à partir des seules commandes SV1, SV2 et SV3.
Cliquer ici pour un exemple de très grand champ (région virgo-pegasse).

La section autoguidage en mode spectrographie fente longue a été enrichie par la possibilité de guider au choix avec un fente verticale et une fente horizontale.

NOUVELLES COMMANDES

CENTER

Dessine une croix au centre de l'image en mémoire.   

DISTANG [AD1] [DEC1] [AD2] [DEC2]

Retourne la distance angulaire entre deux points de la voute céleste de coordonnées équatoriales (ad1, dec1) et (ad2, dec2). Par exemple :

>distang  12h32m  23d40'  12h25m11s  23d46'20"

INFO_ASTRO

Retourne des informations sur la réduction astrométrique de l'image courante en mémoire (projection gomonique) et sur sur son type de projection cartographique éventuel.

GC [AD1] [DEC1] [AD2] [DEC2]

Trace un arc de grand cercle dans une image (réduite astrométriquement) entre deux points de la voute céleste de coordonnées équatoriales (ad1, dec1) et (ad2, dec2). Par exemple :

>gc  12h32m  23d40'  12h25m11s  23d46'20"

RESET_ASTRO

Efface les informations concernant la réduction astrométrique de l'image présente en mémoire.

SV0 [NOM DU FICHIER]

Lecture et exécution d'un fichier script  (extension .lst) permettant de développer une séquence d'images RAW d'appareil photo numérique et de réaliser un prétraitement complet de ce lot d'images. Pour plus de détails télécharger le fichier survey.pdf (8,2 Mb).

SV1 [NOM DU FICHIER]

Lecture et exécution d'un fichier script  (extension .lst) permettant de développer une séquence d'images RAW d'appareil photo numérique, de réaliser un prétraitement complet de ce lot, de trouver un fond de ciel précis, de sélectionner un ensembre d'étoiles dans les images et de trouver leurs homologues dans une catalogue de référence, de corriger la distorsion optique, et finalement d'obtenir la solution astromérique des images par une méthode des moindres carré (dans un projection gomonique). Pour plus de détails télécharger le fichier survey.pdf (8,2 Mb).

SV2 [NOM DU FICHIER]

Lecture et exécution d'un fichier script  (extension .lst) permettant pour projeter un ensemble d'images réduites astrométriquement (étape SV1 préalable par exemple) dans une projection cartographique de son choix. La commande homogénise la constante des magnitudes au besoin puis finalement assemble les images. Pour plus de détails télécharger le fichier survey.pdf (8,2 Mb).

SV3 [NOM DU FICHIER]

Lecture et exécution d'un fichier script  (extension .lst) permettant de tracer des lignes, des cercles ou encore des points dans une projection cartographique. Pour plus de détails télécharger le fichier survey.pdf (8,2 Mb).

SYNTHE_SUN [CENTRE X] [CENTRE Y] [RAYON] [LONGUEUR D'ONDE] [INTENSITE]

Produit une image synthétique du disque solaire en tenant compte compte de l'assombrissement centre/bord  réaliste. L'algorithme utilisé est basé sur le modèle de H. Neckel  (voir H. Neckel, Solar Physics, 229, 13-33, 2005). Les paramètres d'entrée sont :

(centre x, centre y) = les coordonnées en pixels (et fraction de pixels) du centre du disque.
(rayon) = le rayon du disque synthétique (en pixels).
(longueur d'onde) = la longueur d'onde en  nanomètre (rappelez-vous que l'assombrissement du limbre solaire est fonction de la longueur d'onde). Le domaine de longueur d'onde accepté va de 385 nm à 1100 nm.
(intensité) = l'intensité au centre du disque.

L'application typique est le très fort accroissement potentiel de détails faiblement contrasté dans les images solaires, après soustraction de l'image observé et de son modèle synthétique. Voir ci-après un exemple.

A gauche, une image prise par Valerie Desnoux le  20 juillet 2004 (lunette de 120 mm Astrophysics  + Nikon D70 DSRL). Voir ici des détails sur cette prise de vue  (réalisée depuis l'observatoire du Pic du Midi). Le centre mesuré du disque est aux coordonnées  X=665.7 et Y=654.0. Le rayon du disque est de 604.8 pixels (les commandes CIRCLE or CIRCLE2 sont idéales pour réaliser ces mesures). L'intensité au voisinage du centre est de  7040 comptes numériques.

Au centre, l'image synthétique correspondante pour une longueur d'onde de 490 nm (faire des essais successifs pour choisir la longueur d'onde optimale est ici la solution la plus sure compte tenu de la très grande largeur de la bande passante du D70 - on a ici moyenné les canaux RVB). La commande utilisée est

>synthe_sun   665.7   654.0   604.8   490   7040  

A droite, la différence entre l'image observée et l'image synthétique affichée avec un très haut contraste. Les facules les plus faibles sont clairement révélées. De nombreuse petites taches solaires (pores) sont aussi détectée dans l'image différence. La visualisation de la granulation est aussi améliorées. Le contenu complet de l'image de départ est à présent révélé.

Cliquer ici pour télécharger l'image de départ du disque en pleine résolution. Cliquer ici pour télécharger l'image différence (dans laquelle l'effet cengtre bord est supprimé).

A gauche, un détail de l'image d'origine. A droite, le même détail mais après avoir retiré le modèle du disque.
De nombreux détails sont révélés (sans rehaussement particulier de l'image).

Pour utiliser correctement cette fonction vous devez exploiter une image ayant une échelle d'intensité linéaire (il faut par exemple proscrire les images JPEG). L'image doit être aussi correctement prétraitée. Au minimum le signal d'offset doit être retiré (de manière à avoir un fond de ciel proche de la valeur nulle).

WINDOW5 [TAILLE X] [TAILLE Y]

Découpe une partie de dimensions (taille x) x (taille y) d'une image centrée sur un rectangle de sélection réalisée au préalable avec le pointeur de souris (voir aussi la commande WINDOW3).

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