REGLAGES (1/2)

Depuis le menu Fichier, ouvrir la boite de dialogue Réglages.  Entrer le chemin du répertoire de travail (l’endroit de votre disque du où se trouvent les images à traiter). Par exemple « I:\image\ ». Sélectionner aussi l’option PIC ou FIT (Iris supporte les  images en vraies couleurs aussi bien dans le format natif PIC et que dans le format FITS (3 x 16 bits pas pixel).
 

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SETTINGS (2/2)

Cliquer sur l’icône de l’appareil photo dans la barre d’outil pour afficher la boite de dialogue de réglage des paramètres caméra.  Sélectionner le type d’appareil photo numérique (un Canon 10D dans l’exemple).

Choisissez la méthode linéaire d’interpolation lors du calcul de l’image couleur à partir de l’image CFA (recommandée pour l’imagerie du ciel profond).

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CALCUL DE L'IMAGE D'OFFSET MAITRE

En premier, sélectionner et convertir les fichiers RAW issus de l’appareil numérique (ces fichiers ont l’extension CRW dans le cas du Canon EOS) . Une image d’offset est une image faite dans le noir avec un temps de pose très court.

Lancer la commande Décodage des fichiers RAW depuis le menu Photo numérique. Une boite de dialogue apparaît au centre de l’écran (au besoin, éliminer les fenêtres qui se trouvent en avant). Glissez et déposer dans cette boite depuis l’explorateur vos  images d’offset au format RAW. Dans l’exemple nous avons 9 images d’offset à disposition.

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CONVERSION DES IMAGES CRW

Entrer le nom générique à donner aux images après décryptage du format RAW. Ces images seront au format PIC. Ici on donne comme nom générique « I » (par exemple, c’est pour faire compact). Cliquez ensuite sur le bouton CFA pour débuter la conversion.

Les fichiers image I1.PIC, …, I9.PIC sont crées dans votre répertoire de travail. Cliquer sur Annuler pour quitter la boite de dialogue de conversion.

VISUALISER UNE DES IMAGES D’OFFSET

A titre de contrôle vous pouvez charger en mémoire une image de votre choix et la visualiser. Utiliser la commande Charger du menu Fichier et choisissez par exemple l'image I1.PIC dans la liste. Pour une visualisation optimale ajuster les seuils.



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FAIRE UN OFFSET MAITRE A PARTIR DES IMAGES INDIVIDUELLES

Depuis le menu Photo numérique ouvrez la boite de dialogue Faire un offset. Entrer le nom générique des images d’offset individuelles (ici « i ») et le nombre d’images à traiter (ici 9). Cliquer sur OK. Le programme calcule alors la pile médiane des 9 images. Le résultat est affiché à l’écran au terme du calcul.

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SAUVEGARDER L’IMAGE MAITRE (méthode 1)

Depuis le menu Fichier sélectionner la commande Sauver et enregistrer l’image d’offset médiane en lui donnant le nom OFFSET (par exemple). Le fichier OFFSET.PIC se trouve à présent dans le disque dur.

SAUVEGARDER L’IMAGE MAITRE (méthode 2)

Utiliser une commande en ligne. Ouvrir la console de commandes en cliquant dans la barre d’outil sur l’icône :
 

A présent entrer la commande (n'oublier pas le symbole ">"):
>SAVE OFFSET 

Pour lancer la commande cliquer sur le touche Retour du clavier. L’extension .PIC du fichier n’a pas a être préciser.

CALCUL DE L’IMAGE DE NOIR MAITRE (1/3)

Ouvrir la boite de dialogue Décodage des fichiers RAW  du menu Photo numérique et y copier les images individuelles du noir (le signal thermique du capteur). Ces images ont été obtenues dans l’obscurité totale avec un temps de pose équivalent à celui des images à corriger.

Convertissez les fichiers CRW en images CFA lisibles. Donnez le nom générique «I»  au résultat (cela va écraser les images d’offset précédentes, mais ce n’est pas un problème).  Nous avons 8 images du signal thermique dans cet exemple. Chacune représente une pose de 3 minutes dans le noir.

CALCUL DE L’IMAGE DE NOIR MAITRE (2/3)

Exécuter la commande Faire un dark du menu Photo numérique. Définir le nom générique des images de noir individuelles, le nom de l’offset maître et le nombre d’images à traiter. Choisissez la méthode du compositage par moyenne (recommandée pour préparer l’image thermique d’un appareil photo numérique). Le programme calcule la moyenne des images de la séquence I1.PIC, …, I8.PIC et soustrait l’offset. Le résultat est une image pure du signal thermique.

CALCUL DE L’IMAGE DE NOIR MAITRE (3/3)

Sauvegarder le noir maître sur le disque. Par exemple, utiliser la console.

CALCUL DE L’IMAGE FLAT-FIELD MAITRE (1/4)

Une méthode pour obtenir un flat-field consiste à pointer l’instrument vers un écran blanc uniformément éclairé. L’exposition doit être brève pour que le signal thermique soit négligeable. Ajuster le temps d’exposition pour que l’intensité des pixels les plus intenses représente les 2/3 de la dynamique totale de la caméra (typiquement 3000 ADU avec le Canon 10D/300D). Surtout , veiller à ne saturer aucun pixel.

CALCUL DE L’IMAGE FLAT-FIELD MAITRE (2/4)

Décoder une séquence d’image RAW contenant le signal d’obscurité. On suppose que 12 images du noir sont disponibles, de noms I1.PIC, …, I12.PIC

Vous pouvez fortement zoomer sur une de ces images pour voir la structure de Bayer du réseau de filtres colorés rouge, vert et bleu.

CALCUL DE L’IMAGE FLAT-FIELD MAITRE (3/4)

Invoquer la commande Faire un flat-field du menu Photo numérique. Entrer le nom générique des images flat-field, le nom de l’offset, la valeur de normalisation (la valeur médiane de tous les pixels sera amené à 20000 ADU dans le flat-field maître). Rappelez-vous que la dynamique maximale dans Iris est de 32767.

Le programme calcule la médiane des 12 images et soustrait  l’offset.

CALCUL DE L’IMAGE FLAT-FIELD MAITRE (4/4)

Finalement, sauvegarder le flat-field maître.

Ci-après  le contenu du fichier cosme.lst (on y voit les coordonnées X,Y des points  chauds. Pour afficher ce fichier utilisez un traitement de texte ou la commande Afficher les données du menu Analyse.

TROUVER LES PIXELS DEVIANTS DANS LA CARTE THERMIQUE

Quelques pixels sont affectés d’un signal d’obscurité anormalement élevé. Ce sont des « pixels chauds ». Ils posent problèmes car le taux de signal thermique dans ces pixels peut être non-linéaire avec la température et fortement fluctuant. Il est préférable dans les image à traiter de remplacer l’intensité de ces pixels par la moyenne ou la médiane des pixels voisins plutôt que de chercher à tout prix à retirer le signal thermique à cet endroit.

Cette correction des pixels chauds est faite dans Iris en utilisant l’intensité  médiane des pixels voisins (un calcul séparé est conduit pour les couches  roue, verte et bleue). Les coordonnées des pixels chauds se trouvent dans un fichier texte ASCII, le fichier dit cosmétique. L'extension de ce fichier est .LST (fichier liste).

Pour construire ce fichier automatiquement vous pouvez utiliser la commande FIND_HOT sur l’image du noir maître. Le fichier contient alors les coordonnées de tous les pixels qui ont une intensité supérieure à un seuil entrée en paramètre.

Tout d’abord charger l’image du noir :
>LOAD DARK 

puis  :
>FIND_HOT COSME 150 

Le premier argument de FIND_HOT e st le nom du fichier cosmétique (ici le fichier COSME.LST). Le second argument est le seuil de détection des pixels chauds. Ici nous avons utilisé la valeur 150. Il faut la choisir de manière à ce que le nombre de poinst chads détectés soit compris entre 0 et 500 typiquement.

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PRETRAITEMENT (1/3)

Décoder les images RAW de l’objet, ici 10 images de la nébuleuse M57.

Les images resultats sont du type 16 bits (nivaux de gris).

Pour les constrioler vous pouvez les charger en mémoire avec le commande LOAD par exemple :
>LOAD I1
>LOAD I2
>LOAD I10

Vous pouvez ajuster bien sur les seuils de visualisation
>VISU 1400 200
>VISU 1500 -100
>VISU 100 1000     (affichage en négatif)

PRETRAITEMENT (2/3)

Charger en mémoire la première image à traiter. Tracer un rectangle de 300 à 500 pixels de large en glissant avec la souris et en maintenant le bouton droit enfoncé. Choisir une zone sans étoiles brillantes.

Le programme utiise les pixels de cette zone pour estimer la carte thermqiue avant soustraction de manière à minimiser le bruit dans chaque image de M57.

PRETRAITEMENT (3/3)

Maintenant lancer la commande Prétraitement du menu Photo numérique. Entrez le nom approprié des images maîtres. Sélectionner l’option d’optimisation du signal thermique.

Après avoir appuyer sur OK, le programme soustrait l’offset, le dark, divise par le flat-field et effectue les corrections cosmétiques de manière automatique.

Dans l’exemple les images prétraitées ont pour nom K1.IC, … K10.PIC.

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CONVERTION DES IMAGES CFA EN IMAGES COULEURS

Utiliser la boite de dialogue de Conversion d'une séquence CFA du menu Photo numérique pour transformer les images CFA prétraitées (16 bits par pixels) en image en vraies couleurs (48-bits par pixel).

Vous pouvez choisir en sortie des images en couleurs ou en noir et blanc (somme linaire des composantes rouge, verte et bleu).

AFFICHER L’UNE DES IMAGES COULEURS

Par exemple, pour voir la premièreimage de la séquence 48 bits, lancer depuis la console la commande :
>LOAD KK1 

Noter l’indication 48b bits au bas de la page.

REGISTRATION (1/2)

L’opération suivante consiste à recentrer toutes les images de la séuence M57. La méthode la plus simple et bien efficace ici consiste à sélectionner une étoile commune à toutes les images. Iris se sert de cette étoile pour déterminer le décalage entre les images.

En premier avec la souris, sélectionner cette étoile. Il faut la choisir isolée, brillante mais pas saturée. Utiliser pour cela la première image de la séquence.

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REGISTRATION (2/2)

En second, utiliser la boite de dialogue Registration des images stellaires du menu Traitement.

La séquence recentrée est KKK1.PIC, …, KKK10.PIC

Vous pouvez aussi utilser depuis la console la commande :
>REGISTER  KK  KKK  10 

ADDITION DE LA SEQUENCE

Nous additionnons maintenant les 10 images alignées. Pour cela ouvrir la boite de dialogue Addition d’une séquence du menu Traitement. Le résultat s’affiche à l'écran au terme du calcul (ajuster les seuils de visualisation au besoin si l’image apparaît trop claire). Le temps d'exposition total sur M57 est donc de 10 x 3 minutes = 30 minutes.

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BALANCE DES BLANCS (1/3)

Sauvegarder l’image compositée en entrant la commande (par exemple) :
>SAVE  I 

Le fond de ciel est très rouge à cause de la pollution du fond de ciel très sévère.

Définir un rectangle dans une zone de l’image relativement vierge en étoile, puis exécuter la commande sans argument :
>BLACK

Iris égalise le fond de ciel pour les trois canaux dans la zone sélectionnée et amène le niveau median du fond de ciel à zéro.

BALANCE DES BLANCS (2/3)

Le résultat apparaît s’en doute très sombre. Vous pouvez utiliser la commande VISU avec un seuil bas négatif. Par exemple :
>VISU 600 -200

BALANCE DES BLANCS (3/3)

Il reste à ajuster le gain des canaux rouge, vert et bleu. L’opération consiste à multiplier chaque pixels d’un même canal par une constante pour que le rendu dune étoile de type solaire apparaisse blanc.

Les constantes appropriées pour un Canon 10D/300D sont :
Rouge : 1.96
Vert : 1.00
Bleu : 1.23

Pour réaliser cette opération, ouvrir la boite de dialogue Balance RGB du menu Photo numérique. Entrer les coefficients, puis OK.

Avant l'application de la procedure subsky (tout l'image est présentée dans un format très réduit - noter l'effet de la lumière parasite) :


Après la soustraction d'un fond de ciel ajusté :
 
 

LA TOUCHE FINALE (1/3)

Si le fond de ciel n’apparaît pas uniformément plat (à cause de la présence de lumières parasites par exemple), utilisez depuis le menu Traitement la commande Retrait du gradient

Après le calcul, plusieurs croix apparaissent dans l'image (elles indiquent les points de l'image utilisées pour l'ajustement polynomial). Pour les effacer et faire apparaître le résultat du calcul modifier les seuils de visualisations pour rafraîchir l'affichage.

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LA TOUCHE FINALE (2/3)

Vous pouvez ne conserver qu'une partie de l'image en utilisant la commande Fenêtre du menu contextuel (définir la zone rectangulaire de l'image à garder au préalable en glissant avec la souris). Faire un click droit dans l'image pour faire apparaître le menu contextuel.

Plusieurs possibilités s'offrent pour modifier l'orientation de l'image. Ici pour positionner le nord en haut on peut faire depuis la console :
>MIRRORXY
>MIRRORX

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LA TOUCHE FINALE (3/3)

Pour convertir l'image 48 bits couleurs en une image noir et blanc (codée sur 16 bits) vous pouvez utiliser la commande 48 bits vers 16 bits du menu Photo numérique. Iris calcule alors la somme des cannaux rouge, vert et bleu.

Une visualisation en négatif peut faciliter l'observation des plus faibles détails de l'image. Par exemple :
>VISU -250 3000

Vous pouvez aussi ajouter une constante à l'image pour éviter les seuils négatifs :
>OFFSET 250
>VISU 0 3250

EXPORTATION DE L'IMAGE
 
Pour exporter l'image en mémoire dans les formats JPG, TIFF, ... utilser la boite de dialogue Sauver du menu Fichier ou la console. Par exemple :
>SAVEJPG M57 1

Vous pouvez aussi sauvegarder l'image dans le format 48 bits PSD de Photoshop en faisant :
>SAVEPSD M57

ou sauvegarder une image  PNG 48 bits et TIFF 48 bits...
>SAVEPNG M57
>SAVETIFF M57

or encore la boite de dialogue Sauver du menu Fichier pour exporter un fichier TIFF (48 bits), JPG, ...
 
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