Liste des commandes d’Iris
Traduction : Roig Jérôme
Relecture / Correction : Eric Barbotin
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ABS
Calcule la valeur absolue de l’intensité des pixels.
Effectue une pose CCD d’une durée définit dans le paramètre [TEMPS D’INTEGRATION].
Les données relative au CCD (taille, binning) sont définies dans la fenêtre « Réglages Audine »
Voir : Leçon 25.
ADD [NOM]
Additionne l’image chargée en mémoire avec l’image désigné par le paramètre [NOM] (cette image doit être dans le répertoire de travail d’IRIS).
Voir : Leçon 5.
ADD2 [NOM] [NOMBRE]
Additionne le nombre [NOMBRE] d’images d’une séquence ayant comme nom générique [NAME].
Exemple :
Additionne les images I1.PIC, I2.PIC et I3.PIC
Voir : Leçons 7, 11, 18.
ADD3 [NOM] [FWHM] [NOMBRE]
Quand vous utilisez la commande REGISTER sur des images du ciel profond, un fichier FWHM.LST est créé sur votre disque dur. Dans ce fichier, la première colonne contient le numéro des images et la seconde correspond à la FWHM (le programme prend la plus grande valeur sur l’axe X et Y en pixels) de l’étoile sélectionnée dans l’image.
Les images sont indexées dans le fichier FWHM.LST selon la FWHM croissante. Il est donc facile de déterminer les meilleures images d’une série en ouvrant ce fichier.
La commande ADD3 est essentiellement la même que la commande ADD2, si ce n’est que seul les images ayant une FWHM identique ou inférieur en pixels que celle fixé dans le paramètre [FWHM] seront additionner. Vous pouvez ainsi additionner seulement les meilleures images d’une série. Pour utiliser cette commande il faut bien entendu que le fichier FWHM.LST existe sur votre disque, le plus simple est donc d’exécuter la commande REGISTER au préalable.
Exemple :
Vous additionner les images d’une série ayant comme nom générique M51- (ex : M51-1, M51-2, M51-3, …), et ayant une FWHM égale ou inférieur à 1,9. Il y aura au maximum 12 images additionner, correspondant donc au 12 meilleur de la série.
Voir : Leçons 8.
ADD_NORM [NOM] [NOMBRE]
C’est la même commande que ADD2, mais qui normalise l’intensité à 32700 pour le ou les pixels dont la valeur serait supérieure à 32768 après addition.
Voir : Leçons 7.
Filtre adaptatif du bruit d’une image. Le filtre adaptatif consiste à ajuster la puissance du filtre en fonction des critères des statistiques locales de l’image. Ce filtre peut être utilisé lorsque le rapport signal sur bruit est faible. Ce type de filtre réduit le bruit en conservant le maximum de détails dans l’image.
Le paramètre [COEF] contient la valeur qui fixe la puissance globale du filtre. Le filtre n’est pas actif si [COEF] = 0, et plus la valeur de [COEF] augmente plus la puissance du filtre augmente. Généralement, [COEF] est compris entre 0.1 et 5. Typiquement prendre une valeur de [COEF] = 3.
AF3 utilise une zone de 3x3 pixels pour les calcules statistique.
Voir aussi : AF5, MMSE.
La commande AF3 est un outil remarquablement efficace pour réduire le bruit dans une image en préservant le maximum de détails. Cette commande (ou AF5) est souvent choisit à la place de filtre dont l’action est isotropique (comme ceux obtenus avec la commande GAUSS).
AF5 [COEF]:
Même commande que AF3, mais avec une zone de calcule de 5x5 pixels.
ANG_FILTER [XC] [YC] [RAYON] [TAILLE]
Exécute un filtre « low-pass » sur un cercle de centre de coordonnés [XC] [YC]. L’algorithme calcule la moyenne des pixels dans le cercle dans des secteur de taille angulaire [TAILLE]. La zone de calcul relative au centre de coordonné [XC] [YC] est un cercle de rayon [RAYON].
La commande ANG_FILTER est généralement utilisé pour améliorer les structures radiale présente dans l’image, tel que les comètes ou des jets solaire visible durant des éclipses solaire.
ANIM_PLOT [DATA] [SORTIE] [DIM X] [DIM Y] [YMIN] [YMAX] [TITRE] [NOMBRE]
Sauvegarde une série de graphiques calculés avec les données présentes dans des séquences de fichiers de données de nom générique [DATA] (l'extension des fichiers est .DAT). Ces fichiers de données, du type texte, comportent deux colonnes (axes X et Y respectivement). Ils sont produits par exemple avec la commande DATA_ANIM. Les graphiques sont sauvegardés sous la forme d'images ayant pour nom générique [SORTIE] et de taille en pixel [DIM X]x[DIM Y]. Les bornes suivant l'axe Y sont définies avec les paramètres [YMIN] et [YMAX]. Le nombre de fichiers de données dans la séquence est indiqué dans le paramètre [NOMBRE]. Le paramètre [TITRE] est une chaîne de caractère qui s'affichera en titre en haut de chaque graphique. Le caractère blanc est la symbole "_".
Exemple :
ANIM_PLOT SPECT GRAPH 300 400 800 20000 Ceci_est_un_spectre 23
Voir aussi la commande PLOT2, qui affiche un seul graphique de manière similaire et qui permet de tester le comportement de ANIM_PLOT. ANIM_PLOT est souvent exploitée en association avec la commande DATA_ANIM pour l'étude dynamique des spectres.
Voir aussi la commande PLOT2.
ASCALE
Agrandit d’un facteur deux l’image affichée. Cette commande préserve l’intensité par unité de surface de l’image. Cette commande est utile pour faire de la photométrie d’ouverture plus précise (commande PHOT et PHOTM).
Agrandire une première fois l’image (vous pouvez appliquer autant de fois la fonction SCALE que nécessaire), puis mesurer l’image stellaire avec de plus grand cercle d’ouverture.
Voir : Leçons 12, 26.
ASCALE2 [ENTREE] [SORTIE] [NOMBRE]
Même commande que ASCALE mais pour une séquence d'images (sur-échantillonnage d'un facteur deux optimisé pour la photométrie d'ouverture).
Le paramètre [ENTREE] est le nom générique de la série d’image à traiter.
Le paramètre [SORTIE] est le nom générique de la série d’image traité.
Le paramètre [NOMBRE] est le nombre d’image à traiter.
Voir : Leçon 15.
BEST_STREHL [NOM] [NOMBRE]
Classe les images de la meilleur à la moins bonne en fonction de l’intensité du pic centrale. Pour obtenir celles ayant le meilleur rapport de Strehl.
La série doit être ensuite reclassé avec la commande SELECT.
Voir : Leçons 26, 28.
BESTOF [NOM] [NOMBRE]
Classe les images d’une séquence de la meilleur à la moins bonne en fonction de leur résolution.
Voir : Leçons 18, 26, 27, 28.
BESTOF2 [NOM] [NOMBRE]
Même commande que BESTOF mais plus particulièrement adapté aux objets présentant un fort contraste.
Voir : Leçon 26.
BG
Renvois la valeur du niveau du fond de ciel de l’image affiché.
BGNOISE
Renvois la valeur du niveau de bruit de fond de l’image affiché (bruit RMS).
BINX [FACTEUR DE BINNING]
Re-calcul la dimension de l’axe X suivant le [FACTEUR DE BINNING].
Voir : Leçon 25.
BINY [FACTEUR DE BINNING]
Re-calcul la dimension de l’axe Y suivant le [FACTEUR DE BINNING].
BLINK [IMAGE1] [IMAGE2] [DELAI]
Comparé deux images par affichage successif et cyclique à l’écran. Le nom de ces deux images est indiqué dans les paramètres [IMAGE1] [IMAGE2]. Ces images peuvent avoir une taille différente.
Il est recommandé d’ajuster la dynamique et l’offset de l’image pour minimiser les effets de vacillement entre les images (SCALECOLOR est une bonne commande pour cette opération).
Le temps d’affichage de chaque image peut être ajuster avec le paramètre [DELAI] qui contient le temps de visualisation de l’image en millisecondes.
Durant le blinking il est possible d’ajuster les seuils de visualisation, de coloriser, d’utiliser les commandes comme TRANS pour registrer dynamiquement les deux images… Les commandes s’appliquent à l’image définit en [IMAGE1].
Par exemple, exécuter les commandes :
BLINK M51 M51 200
OFFSET 100
Pour arrêter le blinking entrer la commande : BLINKOFF.
La commande BLINK est un outil puissant pour montrer la différence entre deux images. Elle peut être utilisée pour mener plusieurs investigation : détection de supernovae, novæ, étoiles variable, comètes, astéroïdes, etc. …
BLINK2 [IMAGE1] [IMAGE2] [IMAGE3] [DELAI]
La même commande que BLINK mais avec 3 images au lieu de 2 (ce qui permet une meilleur identification d’un objet mobile).
Par exemple :
BLINKOFF
Arrête le clignotement (voir BLINK et BLINK2)
BMP2PIC [ENTREE] [SORTIE] [NOMBRE]
Conversion d'une séquence d'images au format BMP 8 bits en une séquence d'images au format FITS ou PIC.
CAPTURE
Même commande que la commande ONE SHOT du menu Webcam, mais accessible à partir de la console.
CFA [R] [G] [B]
Extrait les composants couleur RGB d’une image CCD faite avec un CCD couleur dont les filtres ont une disposition Bayer du type Color Filter Aray (CFA), comme avec le CCD Kodak KAF-0400C. La commande CFA d’Iris est dédiée pour une composition de type Bayer avec l’aspect suivant :
G R G R
G R G R
Les coordonnées du premier pixel rouge dans le coin inférieur gauche de l’image doivent être mis dans les variables CFAX et CFAY dans le fichier IRIS.INI (ce fichier est situé dans le répertoire windows). Pour cela vous devez éditer le fichier IRIS.INI et remplacer au besoin les valeurs par défaut.
CIRCLE [SEUIL]
Effectue la binarisation de l’image au seuil [SEUIL] puis calcule le meilleur cercle passant par les contours ainsi définit. Le logiciel renvois les coordonnées du centre du cercle ainsi que son rayon. Cette commande est idéale pour la registration des images solaire ou planétaire.
Voir : Leçons 9, 11, 18, 19, 20, 22, 27.
CLIPMAX [ANCIEN] [NOUVEAU]
Tous les pixels ayant une intensité supérieure à la valeur du paramètre [ANCIEN] se voit assigné la valeur [NOUVEAU]
Exemple : CLIPMAX 200 0
Tous les pixels ayant une intensité supérieure à 200 ont leurs intensités mis à 0.
CLIPMAX 4095 4095
Tous les pixels ayant une intensité supérieure à 4095 sont ramené à 4095.
La commande CLIPMAX vous permet de contrôler l’intensité maximale des pixels dans l’image. Elle peut être utilisée, par exemple, quand la forte intensité de certain pixels cause des erreurs de calcul lors de certain processus, ou quand vous voulez réduire une image 16 bits en image 8 bits.
CLIPMIN [ANCIEN] [NOUVEAU]
Tous les pixels ayant une intensité inférieure à la valeur du paramètre [ANCIEN] sont emmenés à la valeur [NOUVEAU]
Voir aussi : CLIPMAX
La commande CLIPMIN est pratique pour rendre le contenu d’une image strictement positive (taper CLIPMIN 0 0).
CMY2RGB [C] [M] [Y] [R] [G] [B]
Convertit une image couleur Cyan, Magenta, Yellow (CMY) en image Red, Green, Blue (RGB).
COMPOSIT [NOM] [SIGMA] [NB ITER] [FLAG MAX] [NOMBRE]
COMPOSIT est une commande puissante pour opérer la combinaison automatique d’une séquence d’image qui a été registrées auparavant. La façon la plus simple de combiner des images est bien sur de les additionner. C’est ce que fait la commande COMPOSIT, mais en plus elle rejète les pixels dont la valeur est significativement mauvaise, c.à.d. ceux pour lesquels la différence avec la moyenne des valeurs dans toutes les images est supérieure à [SIGMA] fois l’écart standard des valeurs. Composit est donc une méthode efficace pour éliminer les cosmiques, et autres artefacts. Cette commande est notamment très utile pour éviter les fausses alertes dans des programmes de surveillance, type recherche de super novae.
De plus, le procédé peut être itératif : à chaque itération, une nouvelle analyse statistique des pixels est faîtes. Cette méthode est appelée sigma-clipping. Pour être vraiment efficace, il est nécessaire d’avoir un grand nombre d’image à combiner (au moins 5). Essayer une valeur de [SIGMA] entre 1,5 et 5.
Le paramètre [NOM] contient le nom générique de la séquence, et [NOMBRE] le nombre d’image de la séquence.
Le paramètre [FLAG MAX] est un marqueur. Si [FLAG MAX] = 1 les intensités supérieures à 32767 dans l’image finale sont normalisées à 32700. Cette opération n’est pas réalisée si [FLAG MAX] = 0.
Exemple :
COMPOSIT M33- 2.5 2 0 7
On composite les images M33-1, M33-2, … , M33-7. Les pixels ayant une moyenne supérieure à 2,5 fois l’écart type de la séquence sont rejetés. Cette opération est effectuée deux fois avant adition.
A noter que dans cet exemple il n’y a pas de normalisation de l’intensité maximum à la suite de l’adition ([FLAG MAX] = 0)
La commande COMPOSIT est un outils puissant, combinant l’efficacité d’une simple addition d’image pour le rapport signal sur bruit, et la puissance d’une combinaison médian pour le rejet des pixels aberrants (rayon cosmique, satellites …)
Voir : Leçon 8.
Dessiner un rectangle autour d’une étoile avec la souris. Quand vous tapez la commande Compute, Iris vas lire les fichiers POLX.LST et POLY.LST créé par les boites de dialogue Astrométrie / Photométrie et renvois les coordonnées équatorial et la magnitude de l’étoile.
Voir aussi : SKY2REC et REC2SKY
COMPUTE_TRICHRO1 [MASTER] [R] [G] [B] [SIZE] [SELECT NB.] [TOTAL NB.]
Cette commande réalise le traitement automatique d'image trichromes des planètes. Elle enchaîne les commandes BESTOF, SELECT, PREGISTER et ADD_NORM, ceci pour les 3 plans couleurs. A la fin du traitement l'image trichrome apparaît à l'écran (vous pouvez alors la sauvegarder sur le disque avec la commande SAVEBMP ou ajuster son équilibre chromatique avec la commande Balance des blancs... du menu Visualisation par exemple).
[MASTER] est le nom générique d'une séquence d'image à partir de laquelle IRIS va faire le trie des meilleures images (comme la commande BESTOF) et calculer les paramètres de registration pour les 3 plans couleurs. La séquence d'images maître doit contenir si possible des images bien posées, peut bruitées et détaillées. Généralement, dans le cas de l'usage d'une caméra du type Webcam, on choisira ici les images correspondant au plan de couleur verte.
[R], [G], [B] sont les noms générique des images issues des plans couleurs rouge, vert et bleu respectivement.
[SIZE] est la taille de la zone de calcul pour la registration (choisir parmi les valeurs 128, 256, 512 par exemple).
[SELECT NB.] est le nombre d'images additionnées lors du compositage final. C'est un nombre égal ou inférieur au nombre d'image total à traiter et dont la valeur est dépendante du degré de turbulence. Par exemple pour une séquence d'entrée de 200 images il n'est pas anormal de n'additionner que 50 images au final (ce seront les 50 meilleures puisque IRIS effectue un trie par ordre de qualité au préalable).
[TOTAL NB.] est le nombre total d'images à traiter.
Voir : Nouveautés de la version 3.54, leçon 18.
COMPUTE_TRICHRO2 [MASTER] [R] [G] [B] [SEUIL] [SELECT NB.] [TOTAL NB.]
Cette commande est très similaire à COMPUTE_TRICHRO1 à ceci près quelle utilise la fonction CREGISTER pour la registration des images au lieu de PREGISTER. Le fonction CREGISTER détermine la position de la planète en ajustant un cercle sur le pourtour du limbe. Il faut fournir à COMPUTE_TRICHRO2 la valeur du seuil d'intensité à partir duquel est effectuée le calcul du cercle.
Compte tenu de ces particularités, il faut réserver l'usage de cette commande à des planètes présentant une bonne symétrie de révolution (Jupiter et généralement Mars).
La paramètre [SEUIL] définie le niveau de seuil qui va être utilisé pour ajuster un cercle autour de la planète.
Voir aussi : COMPUTE_TRICHRO1
Voir : Leçon 18, Nouveautés de la version 3.54.
Converti l’indexation des fichiers [ENTREE]0001 en [SORTIE]1.
Exemple :
CONVERT_INDEX [Juju] [Juju] [50]
Les fichiers Juju001, Juju002, …, Juju050 deviennent Juju1, Juju2, …, Juju50
Cette commande est très utile pour les utilisateurs de webcam, puisque très souvent les images sont indexées selon le format Image0001, mais Iris ne gère que le format Image1.
Converti une séquence de BMP 8 bit [ENTREE] en une séquence [SORTIE] dans le format de fichier courant (le format de fichier est paramétré dans la boite de dialogue Réglages, voir le menu Fichier)
Le nombre d’image de la séquence d’entrée est indiqué dans le paramètre [NOMBRE]
Vous pouvez déterminer l’index de départ de la séquence [ENTREE] (voir la commande SETBASE). L’indexation de la séquence de sortie commence toujours à 1.
Converti une séquence [ENTREE] de BMP 24 bits en trois séquences de sortie correspondant aux composantes couleur, [R] composante rouge, [G] composante vert, [B] composante bleu. Le format de ces séquences est définit dans la boite de dialogue Réglages du menu Fichier.
Le nombre d’images de la séquence [ENTREE] est indiquée dans le paramètre [NOMBRE]
Vous pouvez définir l’index de départ de la séquence [ENTREE] (voir la commande SETBASE). L’indexation des séquences de sortie [R] [G] [B] commence toujours à 1.
Voir : Leçon 16.
CONVERTBMP24BW [ENTREE] [SORTIE] [NOMBRE]
Converti une séquence [ENTREE] de BMP 24 bits en images noir et blanc composées de la moyenne des plans RGB de l’image couleur, puis copié dans la séquence [SORTIE].
Le nombre d’images de la séquence [ENTREE] est indiquée dans le paramètre [NOMBRE]
Vous pouvez définir l’index de départ de la séquence [ENTREE] (voir la commande SETBASE). L’indexation de la séquence de sortie commence toujours à 1.
CONVERTSX [ENTREE] [SORTIE] [NOMBRE]
Convertie une séquence d'images du type 16-bits non signée en une série d'images signées compatible avec Iris (dynamique comprise entre 0 et 65535). Le niveau des pixels est multiplié par 0,5 pour entrer dans la dynamique 0-32767.
Voir aussi la commande SIGNED.
Le paramètres [ENTREE] contient le nom générique des images à traiter.
Le paramètre [SORTIE] contient le nom générique des images traitées.
Le paramètre [NOMBRE] contient le nombre d’images à traitées.
Voir Nouveautés de la version 3.72.
CONVERTSX2 [ENTREE] [SORTIE] [NOMBRE]
Convertie une séquence d'images du type 16-bits non signée en une série d'images signées compatible avec Iris. Le niveau des pixels n'est pas modifié, mais les images sont tronquées pour des intensités supérieures à 32767. Le niveau final est compris entre 0 et 32767.
Le paramètres [ENTREE] contient le nom générique des images à traiter.
Le paramètre [SORTIE] contient le nom générique des images traitées.
Le paramètre [NOMBRE] contient le nombre d’images à traitées.
Voir : Nouveautés de la version 3.72.
CONVERTSX3 [ENTREE] [SORTIE] [NOMBRE]
Convertie une séquence d'images du type 16-bits non signée en une série d'images signées compatible avec Iris. La valeur 32767 est soustraite à tous les pixels. Le niveau final est compris entre -32768 et 32767.
Le paramètres [ENTREE] contient le nom générique des images à traiter.
Le paramètre [SORTIE] contient le nom générique des images traitées.
Le paramètre [NOMBRE] contient le nombre d’images à traitées.
Voir : Nouveautés de la version 3.72.
Converti des TIFF 8 bits non compressés d’une séquence [ENTREE] en une séquence [SORTIE] dans le format de fichier courant (le format de fichier est paramétré dans la boite de dialogue Réglages, voir le menu Fichier)
Le nombre d’image de la séquence d’entrée est indiqué dans le paramètre [NOMBRE]
Vous pouvez déterminer l’index de départ de la séquence [ENTREE] (voir la commande SETBASE). L’indexation de la séquence de sortie commence toujours à 1.
Converti une séquence [ENTREE] de TIFF 24 bits non compressé en trois séquences de sortie correspondant aux composantes couleur, [R] composante rouge, [G] composante vert, [B] composante bleu. Le format de ces séquences est définit dans la boite de dialogue Réglages du menu Fichier.
Le nombre d’images de la séquence [ENTREE] est indiquée dans le paramètre [NOMBRE]
Vous pouvez définir l’index de départ de la séquence [ENTREE] (voir la commande SETBASE). L’indexation des séquences de sortie [R] [G] [B] commence toujours à 1.
CONVERTTIFF24BW [ENTREE] [SORTIE] [NOMBRE]
Converti une séquence [ENTREE] de TIFF 24 bits non compressé en images noir et blanc composées de la moyenne des plans RGB de l’image couleur, puis copié dans la séquence [SORTIE].
Le nombre d’images de la séquence [ENTREE] est indiquée dans le paramètre [NOMBRE]
Vous pouvez définir l’index de départ de la séquence [ENTREE] (voir la commande SETBASE). L’indexation de la séquence de sortie commence toujours à 1.
Copie dans l’image affichée un morceau de l’image [NOM] de coordonnées ([X1] ; [Y1]) ([X2] ; [Y2])
COPYADD [ENTREE] [SORTIE] [NOMBRE TOTAL] [NB_ADD]
Additionne les [nb_add] premières images d'une séquence ayant pour nom générique [ENTREE] et sauvegarde le résultat sous le nom [SORTIE] en ajoutant l'index 1 à celui-ci. Puis le résultat de l'addition des [nb_add] images suivantes de la séquence [ENTREE] est sauvegardé sous le nom [SORTIE] avec l'index 2 et ainsi de suite pour le nombre [NOMBRE TOTAL] d’images de la séquence [ENTREE].
La date d'acquisition inscrite dans l'entête des images de sortie est le barycentre des temps d'acquisition des images individuelles additionnées. COPYADD est très pratique par exemple pour détecter le déplacement d'un astéroïde lors de l'acquisition d'une longue séquence d'images. COPYADD permet par exemple d'associer ces images en trois groupes que l'on examinera avec la commande BLINK2.
COPYMED [ENTREE]
[SORTIE] [NOMBRE TOTAL] [NB_MEDIAN]
Même commande que COPYADD mais
en calculant la somme médiane au lieu de la somme arithmétique.
COPYFWHM [ENTREE] [SORTIE] [FWHM] [NOMBRE]
Copie les images de la
séquences [ENTREE] vers une nouvelle séquence [SORTIE], mais en
sélectionnant uniquement les images qui ont un FWHM en pixel inférieur au
paramètre [FWHM].
La commande retourne le nombre d'images retenu dans la séquence d'entrée. Avant d'utiliser cette commande il est nécessaire d'exécuter la commande REGISTER car elle utilise le fichier FWHM.LST (voir aussi ADD3).
COPYFWHM est une commande idéale pour isoler les meilleures images sur le plan de la résolution avant de les additionner par exemple.
Exemple : COPYFWHM M51- I 1.6 12
Sur une série de 12 images de la séquence M51-, iris garde les images dont la FWHM est inférieur à 1,6 et les enregistre dans la séquence I.
Voir : Leçon 8.
COPYX [X_ORIG] [X_DEST]
Copie la colonne de
coordonnée [x_ori] dans la colonne de coordonnée [x_dest].
COPYY [Y_ORIG]
[Y_DEST]
Copie la ligne de
coordonnée [y_ori] dans la ligne de coordonnée [y_dest].
COREGISTER [NOM1] [NOM2]
Effectue automatiquement les
transformations géométriques de l'image [NOM2] (translation, rotation,
changement d'échelle) de manière à ce qu'elle se superpose à l'image [NOM1].
Les deux images peuvent avoir des tailles différentes.
L'image en mémoire et qui est affichée après le traitement est l'image [in2] modifiée. COREGISTER est applicable pour les images du ciel profond seulement.
Voir aussi : SETFINDSTAR, SETREGISTER.
Exemple : COREGISTER N266_1 N266_2
Voir : Leçon 23.
Même fonction que COREGISTER, mais appliqué à une séquence.
Applique la moyenne local à une série de pixels dans la mémoire de l’image (correction cosmétique). Les coordonnées de ces pixels sont indiquées dans un fichier ASCII (fichier liste). La commande COSME est adaptée à la correction des pixels chaud et froid restant après pré-traitement (les coordonnées de ces points sont constantes pour un CCD donné).
Par exemple si le but est de corriger les pixels de coordonnées :
(120 ; 310)
(9 ; 501)
(232 ; 140)
Créer le fichier texte suivant (utilisé votre éditeur de texte favori) :
120 310
9 501
232 140
Sauver sous le nom CORRECT.LST (vous pouvez choisir n’importe quel nom de fichier, seul l’extension .LST est importante). Le fichier doit être enregistré dans le répertoire de travail (voir la fenêtre Réglage, dans le menu Fichier)
Charger l’image à corriger puis tapé :
COSME CORRECT (si c’est le nom que vous avez choisis)
Vous pouvez corriger 500 pixels maximum, (c.à.d. qu’il ne peut y avoir que 500 lignes dans le fichier .LST)
Voir aussi la commande COSME2
Même commande que COSME mais sur une séquence d’image.
[ENTREE] est la séquence d’image à corriger, [SORTIE] le nom de la séquence corrigé, [FICHIER LISTE] le fichier contenant les coordonnées des pixels à corriger. Le paramètre [NOMBRE] contient le nombre d’image à traiter.
Par exemple :
COSME2 M51- I CORRECT 10
On corrige 10 images d’une séquence de nom générique M51- avec le fichier CORRECT.
Mesure la fréquence processeur de l’ordinateur pendant [TEMP (S)] secondes.
Voir : Leçon 25.
Exécute la registration d’une séquence d’image [ENTREE] à partir des coordonnées du centre d’un cercle dont les contours sont définis dans chaque images par l’intensité [SEUIL].
Voir aussi la commande CIRCLE.
Voir : Leçons 9, 11, 18.
DATA_ANIM [ENTREE] [SORTIE] [X1] [X2] [PAS]
Puissante fonction permettant par exemple d'interpoler à la fois spectralement et temporellement un ensemble de données spectrales afin de réaliser une animation.
Le paramètre [ENTREE] est le nom d'un fichier texte ayant pour extension .LST. Il contient deux colonnes. La première regroupe le nom de fichiers spectraux ayant l'extension .DAT, la seconde est la date d'acquisition de ces spectres en jour Julien ou en jour Julien réduit. Voici le contenu caractéristique d'un fichier d'entrée :
290601 245678.345
300701 245689.446
220801 245693.945
..... ........
Il indique que le profil spectral 290601.DAT a été acquis le jour Julien 245678.345, que le profil spectral 300701.DAT a été acquis le jour Julien 245689.446, que le profil spectral 220801.DAT a été acquis le jour Julien 245693.945, et ainsi de suite.
Le paramètre [SORTIE] est le nom d'un fichier texte ayant pour extension .LST. Il contient deux colonnes. La première regroupe le nom de fichiers spectraux à .DAT qui vont être interpolé, la seconde est la date des fichiers interpolés en jour Julien ou en jour Julien réduit. Voici le contenu caractéristique d'un fichier d'un fichier de sortie :
R1 245679.0
R2 245690.0
R3 245691.0
.... ......
Il indique que la commande DATA_ANIM doit produire des profils spectraux dans des fichiers ayant pour noms R1.DAT, R2.DAT, R3.DAT, respectivement pour les dates en jour Julien 245679.0, 245690.0, 245691.0.
Les paramètres [X1] et [X2] définissent un intervalle en longueur d'onde entre lequel va être réalisé une interpolation avec un pas en longueur indiqué dans le paramètre [PAS].
Le mode d'interpolation suivant l'axe temporel est linéaire. On utilise une interpolation spline suivant l'axe des longueurs d'onde.
Une fois les profils interpolés, vous pouvez en les afficher sous une forme graphique avec le logiciel de votre choix puis créer des animations de l'évolution du spectre en fonction du temps. Il est possible aussi de produire une image du spectre dynamique à partir de la commande DATA2IMAGE.
Pour voir un exemple : http://astrosurf.com/buil/becat/omeori/anim1.htm
Voir aussi la commande GEN_OUT.
Leçon : Nouveautés de la version 3.6
DATA_BIN [IN] [OUT] [BINNING FACTOR]
Réalise le
binning d'un fichier de données, par exemple un fichier résultant de l'analyse
photométrique afin d'accroître le rapport signal sur bruit. [BINNING FACTOR] est le facteur de binning.
Voir : Leçon 15.
DATA_REJECT [IN] [OUT] [COEF]
Analyse un fichier de données (fichier DELTA.DAT provenant de l'analyse photométrique automatique par exemple) et élimine les points s'écartant de plus de [COEF] . sigma de la valeur moyenne (sigma est l'écart type de la distribution). [IN] est le nom du fichier d'entrée (il doit avoir l'extension .DAT sur le disque). [OUT] est le nom du fichier texte de sortie.
DATA_RESAMPLE
[ENTREE] [SORTIE] [PAS]
Re-échantillonnage des points d'un fichier de données (utilisation de l'interpolation spline). Commande utile par exemple pour représenter une données spectrale ou une courbe photométrique avec un pas entier (pas spectral de 1 angstroms ou pas temporaire de 1 heure par exemple).
Le paramètres [ENTREE] contient le nom générique des images à traiter.
Le paramètre [SORTIE] contient le nom générique des images traitées.
Retourne des informations statistiques sur le fichier de données [FICHIER DE DONNEE].
DATA2IMAGE
[ENTREE] [COEFFICIENT] [NOMBRE]
Création d'une image en mémoire à partir d'une séquence de fichier texte ayant l'extension .DAT. Le contenu du premier fichier sert à produire la premiere ligne de l'image. Le contenu du second fichier construit la seconde ligne de l'image, et ainsi de suite. Les fichiers textes doivent contenir deux colonnes de données réelles. L'image est construite avec les informations de la seconde colonne. Au final, la taille de l'image suivant l'axe X est égale au nombre de lignes contenu dans les fichiers .DAT et la taille suivant l'axe Y est égal au nombre de fichier .DAT.
[ENTREE] est le nom générique des fichiers .DAT
[COEFFICENT] est un paramètre multiplicatif par lequel on multiplie la seconde colonne des fichiers .DAT avant de les affecter aux pixels de l'image en mémoire.
[NOMBRE] est le nombre de fichiers .DAT
Leçon : Nouveautés de la version 3.6.
DATA2PIC [DATA FILE NAME]
Convertie un fichier texte à deux colonnes en une image dont l'axe Y contient les valeurs (normalisée à 32767) contenues dans la deuxième colonne du fichier. La ligne est dupliquée 20 fois verticalement. Cette commande est utile pour importer dans IRIS certaines données spectrales.
Affiche la date.
Converti une date en jour julien.
Retire le smearing d’une image obtenue avec une caméra sans obturateur.
[COEF] est un paramètre lié au temps de lecture du CCD dont la valeur doit être estimer par essais successifs pour aboutir à un résultat optimal (commencez par la valeur 0.001).
Pour que la commande DECONVFLAT fonctionne il faut que l'image CCD soit lue de haut en bas.
Accomplie une dilatation de l’image affichée. (Voir aussi ERODE)
Exemple :
LOAD M51
ERODE
ERODE
DILATE
DILATE
DIST
Après avoir lancer la commande cliquer sur deux étoiles dans l'image. IRIS retourne alors la distance en pixels entre ces deux objets.
Voir : Leçon 15.
DISTOR
[NOM 1] [NOM 2] [ORDRE]
Ré-échantillonne l’image à traiter par rapport à une image de référence, afin de réduire au minimum les différences géométriques entre elle.
Cette commande utilise la technique du morphing afin de limiter les déformations locale dut à la turbulence, surtout sur les images utilisant une grande surface du capteur (images lunaires).
Le paramètre [NOM 1] contient le nom de l'image sur le disque qui va servir de référence.
Le paramètre [NOM 2] contient le nom de l'image qui va être re-échantillonner au mieux pour épouser l'image de référence.
Le paramètre [ORDRE] contient l'ordre d'un jeu de polynômes qui sont les équations de la transformation mathématique. On peut choisir une valeur entre 1 et 5. Avec un polynôme d'ordre 1 la déformation de l'image est minimale et la correction toujours faible. Avec un degré 5 la correction est plus fine, mais elle demande plus d'attention quand au nombres de points de références choisi (voir plus loin). Une valeur entre 3 et 4 est généralement un bon choix.
Noter que DISTOR utilise une procédure itérative qui élimine les points d’amer aberrants ou peux précis entres les deux images.
Avant de lancer DISTOR il est nécessaire de définir des points d'amer intéractivement avec la souris. C'est autour de ces points que IRIS va déterminer les paramètres de l'équation permettant de superposer au mieux les images. Si possible les points doivent être choisi dans des zones bien contrastées : limite entre le jour et la nuit dans des cratères lunaire, limbe planétaire, étoiles, ...). La correction géométrique n'est correcte que dans une région de l'image où les pointages ont été fait. En dehors de cette zone, le logiciel extrapole l'image, et plus rien n'est garanti.
Voir : Nouveautés de la version 3.70
DISTOR2
[ENTREE] [SORTIE] [ORDRE] [NOMBRE]
Même commande que DISTOR mais appliquée à une séquence d’images.
Le paramètre [ENTREE] contient le nom générique de la série d’image à traiter.
Le paramètre [SORTIE] contient le nom générique de la série d’image traitées.
Le paramètre [NOMBRE] contient le nombre d’images à traiter.
Voir : Nouveautés de la version 3.70.
Divise pixels par pixels l’image affichée par l’image [NOM], puis multiplie le résultat par la valeur [COEF].
Voir : Leçons 7, 25.
Voir : Leçon 18.
DRAW_AIRY [TAILLE] [I0] [DIAMETRE] [OBSTRUCTION] [LAMBDA]
[ECHELLE]
Permet de créer une image contenant la représentation sous forme d’une tache d’Airy d’une étoile artificiel.
Le paramètre [TAILLE] contient la dimension de la nouvelle image en pixels (le format est carré).
Le paramètre [I0] contient l'intensité au pic de la tache d'Airy en ADU.
Le paramètre [DIAMETRE] contient le diamètre du télescope en millimètres.
Le paramètre [OBSTRUCTION] contient le rapport d'obstruction du miroir principal (rentrer 0 pour un télescope sans secondaire).
Le paramètre [LAMBDA] contient la longueur d'onde en microns.
Le paramètre [ECHELLE] contient l'échelle de la taille de la tache image en seconde d'arc par pixel.
Noter que la commande produit le fichier texte AIRY.DAT dans le répertoire de travail qui contient le profil de la tache d'Airy sous une forme tabulée.
Voir : Leçon 26.
La commande DRIZZLE n'aboutit à l’accroissement de la résolution que si les images d'entrée sont sous-échantillonnées, par exemple parce que le télescope a une distance focale trop courte vis à vis de la taille des pixels du CCD. On peut considérer qu'une étoile est sous-échantilonnée si son FWHM est inférieur à 2 pixels. Le gain en résolution devient particulièrement intéressant avec la commande DRIZZLE lorsque le FWHM est inférieur à 1.5 pixel.
Avant d'utiliser la commande DRIZZLE il est nécessaire de connaître le décalage exact en X et Y entre les images d'entrée. On suppose de plus que la superposition des images ne nécessite de réaliser que des translation (pas de rotation et de changement d'échelle). Les décalages entre images doivent être contenus dans un fichier SHIFT.LST situé dans le répertoire de travail. Idéalement ce fichier sera crée automatiquement par la commande REGISTER.
Il est important que les images de la séquence d'entrée soient acquises dans les même conditions : même temps de pose, même niveau de fond de ciel. Si ce n'est pas le cas il faut ajuster l'offset et le gain au préalable en utilisant les commandes OFFSET et MULT par exemple.
Les paramètres de la fonction DRIZZLE sont :
- [NOM] le nom générique de la séquence d'entrée.
- [RESOLUTION] le taux de sur-échantillonnage dans le résultat final par rapport aux images d'entrée. Un facteur compris entre 1.5 et 2.5 est raisonnable
- [NOMBRE] est le nombre d'images dans la séquence. Ce nombre doit être si possible supérieur à 5 images, 10 images est un bon choix (il n'y a pas d'inconvénient d'utiliser un grand nombre d'images, au contraire même).
Voir : Leçon 27.
DTRANS [X] [Y]
DX=[X]-XM
DY=[Y]-YM
Où (XM, YM) est le centroïde de l'étoile calculée automatiquement par DTRANS.
La commande DTRANS est très pratique pour registrer semi-manuellement une séquence d'images par rapport à la position ([x], [y]) de l'étoile de référence dans la première image de la séquence.
Les coordonnées (X1, Y1) et (X2, Y2) désigne un cadre à l’extérieur duquel la valeur de chaque pixel de l’image est amené à zéro.
Quelquefois les bords de l’image ne contiennent pas d’information significative ou on des défauts (artefacts dut aux traitements précédents.) Dans ce cas la commande EDGE peut être utilisée pour arranger l’image.
Voir : Leçon 19.
Accompli une opération d’érosion sur l’image affichée. (voir aussi DILATE)
Exemple :
EXPORT FILE.IMG 256 2 0
Conversion de l'image en mémoire en un fichier de format libre de nom FILE.IMG. L'entête est de 256 octets, les pixels codés en 16 bits en format INTEL.
Voir aussi : IMPORTASC
FILL [VALEUR]
Remplie l'image avec des
pixels ayant l'intensité [VALEUR].
Convolution de l’image affichée par une matrice dont le coefficient est contenu dans l’image [NOM DU KERNEL]. Avant l’opération, Iris multiplie la valeur du coefficient par 0.001.
L’image [NOM DU KERNEL] doit être obligatoirement carré. Sa taille maximum est de 41 par 41 pixels. Vous pouvez utiliser la commande IMPORTASC pour charger une matrice de convolution depuis un fichier texte, que vous avez sauvé au format .PIC ou .FITS.
Registration d’une séquence d’images grâce aux information contenus dans le fichier SHIFT.LST. (Voir aussi la commande REGISTER)
Voir : Leçon 18.
FIND_HOT [FICHIER LISTE] [SEUIL]
La commande permet de générer une fichier liste (format texte) dans le répertoire de travail qui contient les coordonnées des pixels qui ont une intensité supérieure à un seul fourni par l'utilisateur.
Ce fichier, dit fichier cosmétique, est ensuite utilisée par IRIS pour corriger certains défauts systématiques lors du prétraitement des images du ciel profond. Ainsi, si la commande FIND_HOT s'applique à une image du signal d'obscurité, le fichier produit contiendra les coordonnées des pixels affectées d'un courant d'obscurité anormalement élevée (points chauds ou hot points en anglais). Lorsque ce fichier est lu par une fonction de prétraitement, les pixels en questions dans les images traitées sont remplacée par une valeur calculée à partir de l'intensité des pixels voisins.
[FICHIER LISTE] le nom du fichier liste produit. Le nom est complété par l'extension .LST.
[SEUIL] le seuil de discrimination des points chauds.
Noter que IRIS retourne dans la console le nombre de points chauds trouvé. Avec un CCD normal il faut s'arranger pour ajuster le seuil de manière à ne pas trouver beaucoup plus qu'une dizaine de points chaud.
La commande FLAT vous permet de calculer un flat-field sans avoir fait les images spécifique au moment du crépuscule (images sans étoiles ou autres objets). Le flat-field peut être obtenu simplement à partir des images de l’objet observé prises durant la nuit.
D’autres méthodes peuvent aussi être utilisées pour obtenir un flat-field à partir d’images nocturnes. Elles utilisent le calcul médian d’une série d’images (voir la commande SMEDIAN) . Cependant, la technique utilisée dans la commande FLAT permet de résoudre certaine difficultés comme :
- Vous n’avez pas de flat-field crépusculaire et vos images nocturnes contiennent des champs d’étoiles denses ou des objets étendus.
- Vous n’avez pas de flat-field crépusculaire et vos images nocturnes sont des images planétaires.
Dans ces deux cas, extraire un flat-field correct par compositage médian d’une série
d’image est fortement improbable.
La commande FLAT est donc utile dans ces situations (le compositage médian d’une série reste une bonne méthode dans des situations normales car elle est plus rapide et plus facile à mettre en application.) Cette commande est itérative et travail avec la valeur logarithmique de l’image. Il est recommandé d’avoir le plus d’images possible pour obtenir le meilleur résultat ( entre 5 et 10 images, le nombre maximum permis est 15 images).
Plusieurs conditions doivent être respectées :
- Le dark et le signal de bias (offset) doivent avoir été soustrait de chaque image
- Les images doivent avoir le même niveau de signal (pour le contrôler, mesuré le niveau du fond de ciel au même endroit de chaque image, ou le niveau d’un détail commun à chaque image). Utilisé la commande OFFSET pour égaliser les niveaux.
- Les images utilisées doivent être issues d’une même série, et faîtes avec le même filtre si un filtre est utilisé. (Cette dernière condition est une règle générale à l’obtention d’un flat-field, et ce quelle que soit la technique utilisée).
- Les images doivent toutes être décalées les unes par rapport au autres de quelques pixels le long des axes X et Y. La valeur de décalage peut être une fraction de pixel. Vous pouvez vérifier le bon décalage avec des commandes comme REGISTER ou PREGISTER en vous référant à la première image.
La seul restriction dans les déplacements est qu’il ne doivent pas être colinéaires, ils ne doivent pas avoir de multiplicateur commun ! :
Si [AI] est le vecteur de déplacement de l’image « i », et [AJ] le vecteur
de déplacement de l’image « j », il ne doit pas y avoir de constante liant les deux tel [AI] = k * [AJ].
La valeur du déplacement n’affecte pas la qualité du résultat. Cependant, il est recommandé de ne pas déplacer les images d’une trop grande valeur, car le calcul du « flat-field » ne peut se faire que sur une part commune à toutes les images. Les parties du « flat-field » en dehors de la zone commune seront valides, mais elles seront calculer avec moins de précision car le nombre d’image utiliser pour leurs calcul est plus réduit. Aussi, notez que le temps de calcul augmente avec la valeur du déplacement. Les grandes images sont à proscrire du fait de la longueur de l’opération en résultant.
Il est recommander de choisir l’image de référence (première image) afin que le déplacement relatif soit le plus isotropique possible pour la série d’images.
Avant d’exécuter la commande FLAT il est nécessaire de produire le fichier SHIFT.LST qui contient les déplacements relatifs des images par rapport à l’image de référence (première image). Chaque ligne du fichier contient les déplacement sur l’axe X et Y de l’image par rapport à l’image de référence (le numéro correspond au numéro de l’image, le premier nombre le déplacement en X, le second le déplacement en Y). La première ligne du fichier contient les information relatives à l’image de référence, soit 0,0. On peut créer ce fichier en utilisant une des commandes de registration automatique d’Iris : REGISTER, FULL_PR, PREGISTER …, qui crées le fichier dans le répertoire de travail.
Les paramètres de la commande FLAT sont :
- [NOM] : Le nom générique de la série d’image à traiter.
- [NB IMAGE] : Nombre d’image de la série à utiliser (entre 5 et 15).
- [NB ITER] : Nombre d’itération. Typiquement on choisira une itération entre 1 et 3.
- [SH] : Les pixels ayant un niveau supérieur à [SH] seront rejetés du calcul. Ce paramètre est intéressant pour traités une série avec des étoiles saturés. En générale [SH] à la valeur du niveau le plus haut de la dynamique de l’image.
- [SB] : Les pixels ayant une valeur inférieur à la valeur de [SB] seront rejetés du calcul. Ce paramètres est utilisé pour rejeter les pixels ayant une valeur négative. La valeur typique de [SB] est 0.
- [NIVEAU] : Le flat-field créé aura une intensité moyenne fixée par ce paramètre. Souvent ce paramètre devra être du même ordre que le niveau moyen de l’image traité. [NIVEAU] doit être supérieur à 1.
Référence : J. R. Kuhn et al., Publication de la Société Astronomique du Pacifique (Publication of the Astronomical Society of Pacific ) – Volume 103, 1097, Octobre 1991.
Voir : http://astrosurf.com/buil/us/iris/flat/flat.htm pour un exemple.
Voir : Leçon 18.
Remplie l’image avec des pixels d’intensités égale à [VALEUR].
Remplie une zone sélectionnée par l’utilisateur avec des pixels d’intensités définie dans le paramètre [VALEUR].
Avant de lancer la commande, sélectionné la zone de l’image à traiter en traçant un rectangle avec la souris.
Voir : Leçon 18.
Détecte les étoiles dans l’image ayant une intensité [SIGMA] fois la valeur du bruit du fond de ciel. La valeur de [SIGMA] est contenue dans une variable interne dont la valeur peut être modifié par la commande SETFINDSTAR. Un fichier STAR.LST est créé dans le répertoire de travail. Ce fichier peut être aisément consulter avec le WordPad de Windows, ou tout logiciel pouvant ouvrir un fichier ASCII. Il contient les informations sur les étoiles détectées. Dans l’ordre des colonnes on trouve :
- Le numéro de l’étoile.
- La coordonnée X de l’étoile dans l’image en pixels.
- La coordonnée Y de l’étoile dans l’image en pixels.
- La magnitude instrumentale.
- L’ascension droite astrométrique en degrés décimaux.
- La déclinaison en degrés décimaux.
- La magnitude vrai réduite.
- Le paramètre indiquant le degré d’isolation de l’étoile (1 pour les plus isolées)
- La FWHM suivant les axes X et Y.
A notez aussi qu’après exécution de la commande les étoiles détectés sont entourées
d’un cercle sur l’image.
Notez que le fichier STAR.LST est utilisé avec les commandes de réduction astrométrique et photométrique automatiques. Certaines colonnes de ce fichier ne sont remplies qu’après l’utilisation de ces commandes.
FITS2PIC
[ENTREE] [SORTIE] [NOMBRE]
Convertie une séquence d'image au format FITS en une séquence au format propriétaire PIC
[ENTREE] est le nom générique de la séquence d'entrée.
[SORTIE] est le nom générique de la séquence de sortie.
[NOMBRE] est le nombre d'images dans la séquence.
Leçon : Nouveautés de la version 3.6
Effectue le pré traitement complet d’une série d’image de façons automatique. L’offset et le noir sont soustrait des images qui sont ensuite divisées par le flat. Les images sont « registrées » puis additionnées.
Les paramètres sont :
- [ENTREE] : Le nom générique de la série d’image.
- [SORTIE] : Le nom générique des images pré traités.
- [NOIR] : Le nom de l’image de noir (il faut avoir retiré l’offset de cette image).
- [OFFSET] : Le nom de l’image d’offset.
- [FLAT] : Le nom de l’image de flat (il faut avoir retiré le signal d’offset et le noir de cette image).
- [NOMBRE] : Nombre d’image dans la série.
Avant de lancer la commande entourez une étoiles isolée et non saturée avec la souris. Cette étoiles servira à la registration, le rectangle de sélection a typiquement une largeur de 50 pixels.
L’image final représente l’adition simple des images pré traitées. Cependant les images pré traités sont enregistrées dans le répertoire de travail avec comme nom générique [SORTIE], il est donc possible de les reprendre pour utiliser d’autre technique d’addition comme : ADD2, SMEDIAN, COMPOSIT …
FULL_SPEC
[ENTREE] [SORTIE] [OFFSET] [NOIR] [FLAT] [FLAG] [LARGEUR RAIE] [NOMBRE]
Traitement automatique d’une série de spectre. La commande réalise le pré traitement, corrige l’orientation de manière à ce que la dispersion soit horizontale et additionne les images de la séquence.
- [ENTREE] : est le nom générique de la série à traiter.
- [SORTIE] : est le nom des images pré traitées et recentrées.
- [OFFSET] : est le nom de l’image d’offset.
- [NOIR] : est le nom de l’image de noir.
- [FLAT] : est le nom de l’image de flat.
- [FLAG] : est un marqueur, il est à 1 si on veut recentrer avec une raie en émission, et à 0 si on veut recentrer avec une raie en émission.
- [LARGEUR RAIE] : largeur de la raie spectrale en pixels.
- [NOMBRE] : est le nombre d’image de la série.
Avant de lancer la commande entourez une raie spectrale correctement marquée dans le spectre.
Convolution de l’image par une gaussienne à deux dimensions ayant une largeur [SIGMA]. Plus la valeur de [SIGMA] est grande plus l’effet de flou de l’image résultante est important (essayer des valeur entre 0,5 et 5).
Même commande que GAUSS mais en utilisant un algorithme qui permet d’effectuer le traitement jusqu’au bord de l’image (à image identique le traitement est légèrement plus long qu’avec la commande GAUSS).
Même commande que GAUSS mais qui exclut du calcul le bord de l’image, dont la taille est défini dans le paramètre [TAILLE DU BORD].
Il est ainsi possible d’appliquer le filtre en limitant les artefacts.
GEN_OUT
[FICHIER] [TEXTE] [X1] [X2] [PAS]
Fonction utilitaire pour générer un fichier de sortie pour la commande DATA_ANIM, cette dernière permettant de produire des spectres dynamiques.
[FICHIER] est le nom du fichier .LST de sortie.
[TEXTE] est le nom générique de la première colonne du fichier .LST.
[X1] et [X2] sont les bornes temporelles de la seconde colonne (normalement le
jour Julien).
[PAS] est le pas temporel de la seconde colonne.
Voir aussi la commande DATA_ANIM.
Leçon : Nouveautés de la version 3.6.
Retourne l’intensité du pixel situé au coordonnées [X] et [Y].
Filtre l’image le long de l’axe X avec un gradient. Le paramètre [OPTION] permet de choisir l’orientation du gradient, 1 pour droite et 2 pour gauche.
Même commande que GRADX mais suivant l’axe Y.
Même commande que GRADX, mais avec un contraste plus élevé.
Même commande que GRADY, mais avec un contraste plus élevé.
Applique sur une image planétaire une grille de coordonnées représentant les systèmes de longitude et de latitude. Les éléments de cette grille sont définit dans un fichier cartographique.
Voir aussi commande MAP.
Le paramètre [FICHIER CARTO] contient le nom du fichier cartographique à utiliser.
Le paramètre [INTENSITE] contient l’intensité, entre 0 et 32767, donnée aux pixels représentant la grille.
Voir : Leçons 19, 20, 22.
La commande HSI2RGB permet de convertir une image définit selon les normes Teintes (Hue en anglais), Saturation et Intensité en image trichromique composée de plan Rouge, Vert (green en anglais) et Bleu.
Les paramètres sont :
[IN_H], [IN_S], [IN_I] : nom des composantes Teinte, Saturation, Intensité.
[OUT_R], [OUT_G], [OUT_B] : nom des composantes Rouge, Vert, Bleu.
Voir aussi RGB2HSI, TRICHRO
IMAGE2SPEC
[FILE] [LINE/MM] [DIST] [P_ZERO] [PIXEL]
Réalise l'étalonnage spectral d'une image profil spectral lorsque la position de l'ordre zéro est accessible (spectre réalisé avec un réseau à diffraction).
[FILE] : le nom du fichier du profil spectral étalonné qui va être créée sur le disque. C'est un fichier ASCII à deux colonnes. Dans la première colonne on trouve la longueur en angströms et dans la seconde l'intensité du spectre.
[LINE/MM] : le nombre de traits au millimètre du réseau.
[DIST] : la distance séparant le réseau du CCD en millimètre.
[P_ZERO] : la position en pixel du centre de l'image d'ordre zéro suivant l'axe horizontal de l'image.
[PIXEL] : la taille du pixel suivant l'axe horizontal de l'image en millimètres.
Pour un exemple d'application de cette commande : http://astrosurf.com/buil/us/stage/session0/stage2.htm.
IMPORT [NOM] [X] [Y] [ENTETE] [NOMBRE D’OCTETS PAR PIXELS] [INVERTION]
Permet d’importer des images d’un format non standard. Iris saute l’éventuelle entête du fichier. Le paramètre [ENTETE] est le nombre d’octets de cette entête ([ENTETE] = 0 si il n’y a pas d’entête). Le paramètre [NOMBRE D’OCTETS PAR PIXELS] définit le nombre d’octet par pixels (1 ou 2). Si le codage est effectué sur 2 octets il faut préciser si les mots de 16 bits sont dans le format INTEL ([INVERTION] = 0) ou dans le format MOTOROLA ([INVERTION] = 1). Les paramètres [X] et [Y] contiennent les dimensions de l’image suivant les axes X et Y.
Voir aussi : EXPORT.
Exemple :
IMPORT
EXTERN.IMG 512 800 250 2 0
La commande importe l’image EXTERNE.IMG (l’extension doit être précisée). Les données sont codées au format 16 bits INTEL. Le format de l’image à charger est de 512x800 pixels. L’entête fait 250 pixels de large.
Importe une image enregistrée sur le disque dur sous là forme d’un fichier ASCII comportant 3 colonnes. Les deux premières contiennent les coordonnées des pixels, la troisième leurs intensités. L’extension .ASC est ajoutée automatiquement.
Il n’est pas conseiller de sauvegarder de grande image de cette façons du fait du volume qu’elles peuvent occuper sur le disque.
Voir : EXPORTASC
Renvois les information sur l’image affichée : Taille, date et heure d’acquisition, temps d’acquisition. Pour un fichier FITS la commande renvois la valeur des principaux mots clefs contenus dans l’entête.
Voir : Leçon 15.
Pour un même pixel de coordonnées (x,y) dans l’image [ENTREE 1], [ENTREE 2] et [MASQUE], si l’intensité du pixel dans l’image [MASQUE] est égale à l’intensité définit dans le paramètres [VALEUR] l’intensité du pixel dans l’image affichée est égale à l’intensité du pixel de l’image [ENTREE 1], sinon l’intensité du pixel sera égale à celui contenu dans l’image [ENTREE 2].
Exemple :
LOAD M51
OFFSET –500
CLIPMIN 0 0
SAVE MASQUE
Convertit un jour julien en date courante.
La commande L_ADD est particulièrement adaptée au traitement de spectre. Les paramètres [LIGNE 1] et [LIGNE 2] contiennent les coordonnées y de deux lignes encadrant votre spectre. La commande effectue pour chaque colonne l’adition des pixels situés entre les deux lignes définis. La ligne ainsi obtenue est normalisée à 32767 par rapport au pixel ayant la valeur la plus haute. La commande retourne dans la boite de commande l’intensité originale de ce pixel.
La ligne obtenue est dupliquée sur une hauteur de 20 pixels, ce qui donne une image finale ayant la même largeur que l’image originale et une hauteur de 20 pixels.
Voir : Leçon 25.
Même commande que L_ADD avec en plus une pondération des pixels avant addition. Les pixels de faible intensité ont un poids plus faible que les pixels de forte intensité. Le résultat est optimisé sur le plan du bruit.
Le paramètre [FOND DE CIEL] contient le niveau du fond de ciel en pas codeur.
Le paramètre [GAIN] contient le gain de la caméra (par exemple 2 électrons/ADU).
Le paramètre [BRUIT DE LECTURE] contient le bruit de lecture de la caméra (par exemple 18 électrons).
L_BIN
Réalise une opération de binning sur un spectre dont l'axe de dispersion est horizontal. Ceci revient à calculer la somme des intensités des pixels de chaque colonne de l'image. La zone d'addition suivant l'axe vertical est telle qu'au final le résultat de l'addition contienne 93% du flux du spectre. Iris calcule ainsi la largeur du spectre optimale de manière à ne pas ajouter inutilement du bruit dans le résultat. Le points maximal du l'image binnée est normalisé à 32766. Le résultat est une image du profil spectral qui est dupliquer 20 fois suivant l'axe vertical. Avant de lancer la commande vous devez encadrer le spectre d'un rectangle à tracer avec la souris (glisser en laissant le bouton gauche enfoncé).
Leçon : Nouveautés de la version 3.6.
L_BIN2
Même fonction que L_BIN, à ceci près que la normalisation est effectué à partir du pixel le plus intense qui se trouve dans la zone de sélection et non pas sur toute la longueur du spectre.
Calcule le décalage en pixel le long de l'axe X de deux spectres, l'un en mémoire et l'autre sur le disque désigné par la nom [NOM].
Avant de lancer la commande vous devez définir une zone rectangulaire à l'intérieur de laquelle est calculé l'intercorrélation. Choisir une région contenant une bonne densité de raies spectrales.
Identique à la commande L_ADD mais effectue l’addition sur un spectre courbé. Le rayon de courbure du spectre est indiqué dans le paramètre [RAYON].
Voir pour plus de détails : http://astrosurf.com/buil/us/spectro8/spaude3_us.htm
Tracé une ligne avec la souris le long du spectre pour tester les paramètres de la commande L_CURVE.
Même principe que la commande L_SUB mais en divisant l’image en mémoire par l’image définit dans le paramètre [NOM]. Le résultat est multiplié par la constante indiquée dans [COEFICIENT].
L_DIV est un outil important dans le traitement des données spectrales ou des images obtenus en mode drift-scan.
Crée une image d’une hauteur définit dans le paramètre [DIMENSION] en dupliquant autant de fois que nécessaire la ligne obtenue avec les commande L_ADD, L_ADD2 ou L_MEDIAN.
Même fonction que L_ADD mais effectue une médiane des intensités entre [LIGNE 1] et [LIGNE 2]. La commande L_MEDIAN est très utile en imagerie spectrale ou drift-scan pour calculer un falt-field par exemple.
Même commande que L_MEDIAN mais pour un spectre courbé. Le rayon de courbure en pixels du spectre est défini dans le paramètre [RAYON].
L_MERGE [FICHIER 1] [FICHIER 2] [X1] [X2]
Fusionne deux spectres contenu dans les fichiers [FICHIER 1] et [FICHIER 2].
Le point de coordonnées en pixels [X1] dans le spectre 1 correspond au point [X2] dans le spectre 2. Les intensités des deux spectres sont égalisés autour de ce point (les spectres sont multipliés par le coefficient adéquat). Cette commande est employée pour réaliser la mosaïque de nombreux spectres. Cliquer ici pour un exemple.
Voir : http://astrosurf.com/buil/us/vatlas/vatlas.htm
Même fonction que L_MERGE, mais les spectres ne sont pas normalisés à leur point commun (les intensités sont inchangées).
Renvois l’orientation du spectre par rapport à l’axe horizontale. Dessiner un rectangle autour du spectre dans l’image affichée.
Produit une image contenant un graphique construit à partir des valeurs obtenus avec les commande L_ADD, L_ADD2 ou L_MEDIAN. Le paramètres [DIMENSION] contient la hauteur du graphique en pixels.
La commande crée un fichier ASCII du nom PLOT.LST dans le répertoire de travail contenant les points du graphique.
Voir : Leçon 25.
La commande L_POS est spécifique au traitement d’image spectrale. La commande renvois la position en pixel et fraction de pixel d’une raie.
Le paramètre [FLAG] indique si il s’agit d’une raie en émission ou en absorption, la valeur est 1 pour une raie en émission, et 0 pour une raie en absorption.
Le paramètre [LARGEUR] contient la largeur autour de la raie qui est pris en compte pour le calcul. Il faut utiliser une largeur qui englobe totalement la raie, mais qui ne soit pas trop grande sous peine d’imprécision dans le calcul.
Avant de lancer L_POS vous devez tracer un rectangle autour de la raie choisis. (utiliser une raie assez contrastée si possible).
Recentre une série d’image spectrale.
Le nombre d’image de la série est indiqué dans le paramètre [NOMBRE].
Le critère de registration est la position d’une raie commune aux images de la séquence (voir la commande L_POS).
Le paramètres [FLAG] indique si on recentre sur une raie en émission ou en absorption. FLAG = 1 pour une raie en émission, et 0 pour une raie en absorption.
Le paramètre [LARGEUR] contient la largeur du domaine de calcul de la position de la raie en pixels.
Les paramètres [ENTREE] et [SORTIE] sont respectivement les noms génériques des images de la séquence d’entrée et de sortie.
Agrandie (ou réduit) la taille d'une image spectrale en utilisant la méthode d'interpolation sinc.
Pour un exemple voir : http://astrosurf.com/buil/iris/new35.htm
Calcule la médiane des intensités dans chaque colonnes entre les lignes définis dans les paramètres [LIGNE 1] et [LIGNE 2]. Le résultat est contenu dans la valeur V1. La commande calcule la médiane des intensités dans chaque colonnes entre les lignes définis par [LIGNE 3] et [LIGNE 4]. Le résultat est contenu dans la valeur V2.
La commande calcule la valeur (V1 + V2) / 2 pour chaque colonnes est la soustrait de chaque colonnes de l’image affichée.
La commande L_SKY est idéale pour corriger les gradient du fond ciel dans des images spectrales.
Normalement la surface comprise entre [LIGNE 1] et [LIGNE 2] est au dessus du spectre, et la surface entre [LIGNE 3] et [LIGNE 4] est du coté opposé du spectre.
L_SKY2
Commande permettant d'estimer le niveau du fond de ciel de part et d'autre d'un spectre. Le fond de ciel est modélisé en calculant pour chaque colonnes de l'images prises indépendamment, la valeur médiane des intensités des pixels dans deux zones que l'on définie interactivement et qui encadrent le spectre. L'opérateur défini ces deux zones par 4 cliques de la souris.
L'ordre du clique des points n'est pas critique. L_SKY2 soustrait ensuite à toutes les colonnes la moyenne des deux intensités médianes calculées dans chacune d'elles. Cela à pour effet d'amener le niveau du fond de ciel à zéro. C'est une opération indispensable avant de pouvoir extraire le profil spectral d'une image spectrale car elle fixe l'origine de l'échelle des intensités.
Voir : Leçon 25, Nouveautés de la version 3.6.
L_SKY3
Commande, très proche de L_SKY2, permettant d'estimer le niveau du fond de ciel de part et d'autre d'un spectre. Le fond de ciel est modélisé en ajustant des droites distinctes pour chaque colonnes de l'image. Les points de l'image qui servent à calculer ces droites se trouvent dans deux zones de part et d'autre du spectre que l'opérateur définis par 4 cliques de la souris.
L'ordre de pointage des points n'a pas d'importance. Une fois les pointages effectuées L_SKY3 soustrait le résultat de l'ajustement à chaque pixels de la colonne correspondant, ce qui a pour effet de mettre à zéro le niveau du fond de ciel, y compris sous le spectre.
Voir : Leçon 25
Même commande que L_SKY mais pour un spectre courbé.
Le paramètre [RAYON] contient le rayon de courbure du spectre en pixels.
Pour un exemple voir : http://astrosurf.com/buil/us/spectro8/spectrude_us.htm
Soustrait de chaque ligne de l’image affichée la valeur de la ligne correspondante de l’image [NOM] obtenue avec la commande L_MEDIAN ou L_ADD.
LAPLACIAN
Calcule le Laplacien de l'image en mémoire.
Voir : Nouveautés de la version 3.71.
Affiche une image contenu dans le répertoire de travail.
Le paramètre [NOM] contient le nom de l’image à afficher.
Vous pouvez aussi charger une image contenu en dehors du répertoire de travail en indiquant le chemin complet.
Exemple : LOAD c:\nuit7\m51
Voir : Leçon 3.
Charge une image BMP 8 bits contenu dans le répertoire de travail.
Vous pouvez aussi charger une image contenu en dehors du répertoire de travail en indiquant le chemin complet.
Charge une image BMP 24 bits depuis le répertoire de travail et la transforme en plan R V B contenu respectivement dans les images définis dans les paramètres [R] [V] et [B].
Charge une image BMP 24 bits et transforme les plans RVB en image noir et blanc.
Le paramètres [NOM] contient le nom de l’image à affichée.
Charge une image CCD au format SBIG (ST4, ST4X, ST6, ST7, ST8, ...). La commande accepte aussi les formats compressés.
Le paramètres [NOM] contient le nom de l’image à affichée.
LOADSX
[NOM]
Charge en mémoire une image au format 16 bits non signé (dynamique comprise entre 0 et 65535). Le niveau des pixels est multiplié par 0,5 pour amener la dynamique finale entre 0 et 32767.
Le paramètres [NOM] contient le nom de l’image à affichée.
Voir les commande CONVERTSX et SIGNED.
LOADSX2
[NOM]
Charge en mémoire une image codant les pixels dans le format 16 bits non signé. Le niveau des pixels n'est pas modifié, mais l'images est tronquée pour des intensités supérieures à 32767.
Le paramètres [NOM] contient le nom de l’image à affichée.
Voir la commande CONVERTSX2.
LOADSX3
[NOM]
Charge en mémoire une image codant les pixels dans le format 16 bits non signé. La valeur 32767 est soustraite à l'intensité de tous les pixels. Le niveau final est compris entre -32768 et 32767.
Le paramètres [NOM] contient le nom de l’image à affichée.
Voir la commande CONVERTSX3.
Charge une image TIFF (image 8 bits non compressé) depuis le répertoire de travail.
Le paramètres [NOM] contient le nom de l’image à affichée.
Charge une image TIFF de 24 bits depuis le répertoire de travail et copie les plans R V B dans des images définis dans les paramètres [R] [V] [B].
Le paramètres [NOM] contient le nom de l’image à affichée.
Charge une image TIFF 24 bits depuis le répertoire de travail et convertit les plans RVB en une image en noir et blanc.
Le paramètres [NOM] contient le nom de l’image à affichée.
LOG [NORME]
Calcule le logarithme de base 10 de l’image. Le résultat est normalisé sur la valeur indiquée dans le paramètre [NORME].
Le logarithme d’une image est utilisé pour visualiser l’étalement des différents niveaux d’intensité.
Lors de traitement d’image du ciel profond la commande OFFSET seras d’abord utilisée pour emmener le niveau de fond de ciel à zéro. La représentation des détails faibles est grandement amélioré.
Exemple pour une image ayant un niveau de fond de ciel à 130 :
LOAD M51
OFFSET –100
LOG 1000
VISU 1000 400
Avec la commande STAT vous pourrez vérifier qu’il n’y a pas d’intensité supérieur à 1000 dans l’image finale.
La commande LOG vous permet de transformer une échelle d’intensité linéaire en échelle de magnitude. Ce qui est très pratique pour une utilisation photométrique ou pour différente représentation de l’image (par exemple une visualisation Isophote).
A partir de trois image Rouge, Bleu et Verte définit dans les paramètres : [IN_R], [IN_V] et [IN_B], le programme convertit les RVB en composante HSI, en remplaçant la composante I par l’image de luminance indiqué en [IN_L].
Finalement l’image HSI est reconvertit en image RVB dont les composante sont enregistrées dans les images [OUT_R], [OUT_V] et [OUT_B].
Voir aussi les commandes : RGB2HSI, HSI2RGB, RGB2PCA, PCA2RGB, TRICHRO.
Permet de créer une nouvelle projection cartographique d’une image planétaire, par exemple pour créer un planisphère.
Le paramètre [FICHIER CARTO D’ENTREE] contient le nom du fichier cartographique décrivant l’image de départ.
Le paramètre [FICHIER CARTO DE SORTIE] contient le nom du fichier cartographique décrivant l’image après transformation.
Voir aussi les commandes REC2MAP et MAP2REC.
Voir : Leçons 19, 20, 22.
Permet d’obtenir les coordonnées image d’un détail planétaire dont on connaît la longitude et la latitude.
Le paramètre [FICHIER CARTO] contient le nom du fichier cartographique contenant les informations d’éphéméride de la planète au moment de l’acquisition.
Les paramètres [LONGITUDE] et [LATITUDE] contiennent la longitude et la latitude du détail planétaire dont on veut les coordonnées dans l’image.
Voir aussi les commandes REC2MAP et MAP.
Voir : Leçons 19, 20.
Avant d’exécuter la commande, dessiner un rectangle autour de la zone de l’image à traiter.
La commande remplace un certain nombre des pixels les plus brillant dans le rectangle définit, par la valeur de la médiane de toutes les intensités des pixels dans le rectangle (la valeur de la médiane est recalculée à chaque exécution).
Cette commande est utile pour éliminer correctement de façons interactive les artefacts de type rayon cosmique, ou pixels chauds. Pour remplacer un seul pixel vous pouvez taper MAX 1. Mais vous pouvez aussi remplacer plusieurs pixels à la fois, et aussi retire une étoile (par exemple MAX 30).
Le paramètre [NOMBRE DE PIXELS] définit le nombre de pixels qui doivent être traités.
Exécute un filtre médian avec une matrice de 3 pixels de coté. Pour chaque pixels de l’image, la commande calcule la médiane des intensités dans un carré de trois pixels de coté entourant le pixel. La valeur de la médiane devient la valeur du pixel dans l’image finale.
Le paramètre [COEF] détermine la force du filtre. 0 est la valeur la plus forte, 1 la plus faible.
Les valeurs des pixels contenus dans la matrice 3x3 du filtre sont classées par ordre croissant dans des variables I(n), n allant de 1 à 9. I(0) étant l’intensité du pixel centrale. La commande effectue :
- Si la valeur absolue de (I(0) – I(5)) est supérieur à [COEF] * (I(8) – I(2)) alors la valeur du pixel dans l’image de sortie seras la valeur de la médiane I(5).
- Autrement la valeur du pixel dans l’image finale est la même que dans l’image de départ.
Le filtre médian est un excellent outils pour éliminer le bruit dans une image (rayon cosmique, interférence dans un ou deux pixels, etc.). Cette commande est très puissante et peut faire disparaître de fin détails ou générer des artefacts. C’est pourquoi un réglage de coefficient à été implanter dans Iris. Pour une image qui n’est pas trop bruité le paramètre [COEF] est typiquement réglé entre 0,80 et 0, 99.
Même commande que MEDIAN3 mais avec une matrice 5x5 pixels.
Même commande que MEDIAN3 et MEDIAN5, mais ici le filtre utilise un kernel (zone dans laquelle est calculée la médiane) dont la taille est définit dans le paramètre [TAILLE]. Le paramètre [TAILLE] doit être obligatoirement un nombre impaire.
Cette commande est utile pour éliminer des détails de grande taille.
Déconvolution utilisant la Méthode du Maximum d’Entropie. Le processus est itératif et le nombre d’itération est définit dans le paramètre [NB_ITER]. L’image doit obligatoirement être carrée et sa taille une puissance de 2 (128, 256, 512, …) (Voir les commandes WINDOWS3, PADDING).
Vous devez au préalable définir un rectangle autour d’une étoile isolée et bien brillante, mais pas saturée. Choisissez un rectangle juste assez grand pour englober l’étoile.
Généralement le nombre d’itération est compris entre 10 et 20. Essayer avant le traitement de ramener le fond de ciel proche de 0 (Voir OFFSET).
Même commande que MAX mais s’appliquant au pixels ayant la plus faible intensité (par exemple retirer les pixels morts).
Rotation de l’image autour de l’axe X.
Rotation de l’image autour de l’axe Y.
Voir : Leçon 25.
Intervertit les axes X et Y.
MIRRORXY2 [ENTREE] [SORTIE] [NOMBRE]
Permutation des axes X et Y dans une séquence d'images.
Le paramètre [ENTREE] contient le nom générique des images à traiter.
Le paramètre [SORTIE] contient le nom générique des images traitées.
Le paramètre [NOMBRE] contient le nombre d’image à traiter.
Filtre adaptatif du bruit utilisant la méthode « Minimum Mean-Squared Error ».
Le paramètre [SIGMA] contient la valeur typique du bruit dans l’image. Cette valeur peut être obtenue par exemple avec la commande STAT.
La commande MMSE réduit le bruit de l’image tout en préservant les fins détails.
Calcule le modulo de la valeur fixé dans le paramètre [VALEUR] pour l’image affichée. Cela produit des effets de contours, qui peuvent être d’autant plus mis en évidence si l’on travaille en fausse couleurs.
MOSA vous permet de faire une mosaïque à partir d’une série d’image. Les images sont fusionnées deux par deux. La première image est celle affichée. La seconde est définit dans le paramètre [NOM].
Le décalage à appliquer entre les deux images est indiqué dans les paramètres [DX] et [DY] (des valeurs non entières peuvent être fournis).
Le paramètre [TYPE] vous permet de fixer la méthode de fusion des images :
- [TYPE] = 0, l’image [NOM] recouvre l’image en mémoire. Si les pixels de l’image [NOM] on une intensités nul la valeur des pixels de l’image affichée est utilisée.
- [TYPE] = 1, l’image affichée recouvre l’image [NOM]. Si les pixels de l’image affichée ont une intensité nul la valeur des pixels de l’image [NOM] est utilisée.
- [TYPE] = 2, pour chaque point à fusionner c’est l’intensité la plus haute qui est gardée.
- [TYPE] = 3, pour chaque point à fusionner c’est l’intensité la plus faible qui est gardée.
- [TYPE] = 4, pour chaque point à fusionner c’est la moyenne des deux intensités qui est utilisée.
- [TYPE] = 5, les image sont fusionner par interpolation des parties communes.
Le format des images à fusionner peut être différent.
Voir : Leçon 19.
Multiplie l’intensité des pixels de l’image par une constante fixée dans le paramètre [COEF].
Voir : Leçon 23.
Même commande que MULT mais pour une série d’image.
Le paramètre [ENTREE] est le nom générique de la série d’image à traiter.
Le paramètre [SORTIE] est le nom générique de la série d’image traiter.
Le paramètre [COEF] est la constante de multiplication.
Le paramètre [NOMBRE] est le nombre d’image de la série.
Crée une nouvelle image remplie de pixels d’intensités égale à zéro. Les dimensions de l’image sont fixées dans les paramètres [X] et [Y].
Normalise le niveau médian de l’image par rapport à la valeur contenu dans le paramètre [NORME], par multiplication de l’image par une constante.
Cette commande est utilisée pour préparer une addition médiane.
Même commande que NGAIN mais pour une série d’image.
Le paramètre [ENTREE] est le nom générique de la série d’image à traiter.
Le paramètre [SORTIE] est le nom générique de la série d’image traité.
Le paramètre [NORME] est la valeur de normalisation de l’image.
Le paramètre [NOMBRE] est le nombre d’image à traiter.
NGAIN3 [ENTREE] [SORTIE] [NORME] [NOMBRE]
Normalisation d'une séquence d'images. A la différence de NGAIN2 il faut définir à la souris la zone de l'image dans laquelle le calcul de la normalisation est effectuée.
Le paramètre [ENTREE] est le nom générique de la série d’image à traiter.
Le paramètre [SORTIE] est le nom générique de la série d’image traité.
Le paramètre [NORME] est la valeur de normalisation de l’image.
Le paramètre [NOMBRE] est le nombre d’image à traiter.
Normalise le niveau médian de l’image par addition d’une constante.
Le paramètre [NORME] contient la valeur à laquelle l’image doit être normalisée.
Même commande que NOFFSET mais pour une série d’image.
Le paramètre [ENTREE] est le nom générique de la série d’image à traiter.
Le paramètre [SORTIE] est le nom générique de la série d’image traité.
Le paramètre [NORME] est la valeur de normalisation de l’image.
Le paramètre [NOMBRE] est le nombre d’image à traiter.
Voir : Leçon 7.
Normalise le niveau médian du fond de ciel d’une série d’image.
Vous devez définir un rectangle avec la souris avant de lancer la commande afin de déterminer le niveau du fond de ciel.
Cette commande est pratique pour normaliser le fond de ciel d’une série d’image planétaire. Par exemple la commande PREGISTER travaille mieux quand le niveau du fond de ciel est proche de zéro, et quand le fond de l’image est uniforme y compris ses bords.
Voir : Leçon 26.
Renvois le nombre d’image d’une séquence dont le nom générique est définit dans le paramètre [NOM GENERIQUE].
Ajoute une constante à l’image, la valeur de la constante est définit dans le paramètre [VALEUR].
La constante peut avoir une valeur négative.
Voir : Leçon 5.
Ajoute la valeur contenu dans le paramètre [OFFSET] à une série d’image.
Le paramètre [ENTREE] est le nom générique de la série d’image à traiter.
Le paramètre [SORTIE] est le nom générique de la série d’image traité.
Le paramètre [NOMBRE] est le nombre d’image à traiter.
Dans le prétraitement de longue pose CCD l’un des problèmes est la correction optimale du bruit électronique par le noir. Ce signal parasite, dut à l’activité électronique de la caméra, s’ajoute au signal de l’objet observé. Le problème est de supprimer ce parasite car il augmente le bruit de l’image, et donne de fausse détection (par exemple recherche de Sn.).
Une solution classique est de prendre une pose dans le noir complet d’une même durée que celle choisi pour acquérir l’objet. Cette image est appelée carte de noir. Cette carte est une constante, avec un coefficient, pour un CCD donné. Le coefficient est proportionnelle à la température du CCD et à la durée d’acquisition. Dans un cas courant on ce contente de soustraire le noir à l’image de l’objet.
Ceci est pourtant la moins bonne solution. Dans les faits, cette procédure implique d’acquérir une carte de noir après chaque image. Ceci est vraiment contraignant, surtout lorsque le temps d’exposition est de quelques minutes ou plus.
Lorsque la température du CCD est parfaitement stable une seul carte de noir serré nécessaire. Dans ce cas elle pourrait être prise en début de séance et servir à corriger toutes les images. Si le temps d’exposition de la carte de noir n’est pas le même que pour les images, la carte de noir peut être multipliée par un coefficient avant soustraction. Ce coefficient est le rapport entre le temps d’exposition de l’image et le temps d’exposition de la carte de noir.
Dans les faits il est délicat de maintenir le CCD à la même température, cette méthode a plusieurs inconvénients : la carte de noir a son propre bruit (bruit de lecture) et quand la carte est soustrait aux images, ce bruit est ajouté aux images.
Ceci est la méthode la plus efficace :
- Acquérir plusieurs images de noir, entre 5 et 10, avec un temps d’intégration qui n’est pas nécessairement égale, mais assez long pour être sensible au bruit électronique (il doivent avoir la même durée d’exposition que les images). Le CCD doit être refroidit pour réduit le plus possible le bruit électronique.
- Pour chaque image de noir, acquérir un offset.
- Pour chaque image de noir soustraire l’offset correspondant. Le résultat contient seulement le signal thermique.
- Additionner toutes les images pour obtenir la carte de noir. Ceci additionne le bruit thermique de chaque images, et moyenne le bruit de lecture. Cette carte peut être considéré comme constante pour un CCD donné (il est bon de refaire cette carte tous les un ou deux mois pour suivre les possibles changement de caractéristique électronique du détecteur).
- Maintenant chaque image peut être corrigeaient. La difficulté est de trouver le bon coefficient multiplicateur à appliquer à la carte de noir pour corriger optimalement l’image. C’est ce que fait la commande OPT.
Iris résout ce problème presque immédiatement en utilisant une approche analytique.
Vous devez sélectionner une zone avec la souris d’une taille comprise entre 30 et 100 pixels de large. Ensuite lancer la commande. Le paramètre [NOM DU NOIR] est le nom de la carte de noir. Le programme renvois le coefficient à appliquer au noir pour traiter de façons optimale l’image.
La commande OPT peut être systématiquement utilisée pour le traitement des images du ciel profond. Avec cette commande dans les mains, inutile de vous inquiéter pour la prise d’image de noir durant la nuit. Le résultat est assez bon car le critère choisit minimise le bruit.
Même commande que OPT mais appliqué à une série d’image.
Le paramètre [ENTREE] contient le nom générique de la série d’images à traiter.
Le paramètre [SORTIE] contient le nom générique de la série d’images traitées, desquelles a été soustrait le noir optimisé.
Le paramètre [NOIR] contient le nom de l’image de noir à laquelle on a au préalable retirée l’offset.
Le paramètre [NOMBRE] contient le nombre d’images de la série d’images à traiter.
Même commande que OPT2 mais avec une procédure plus efficace. (Il n’est plus nécessaire de sélectionner une zone dans l’image.)
Convolution de l’image affichée par un Kernel calculé par la commande, afin que la PSF des étoiles soit le plus similaire à celles de l’image définit dans le paramètre [NOM].
Le Kernel est sauvegardé à la fin sous le nom @K.
Modifie la taille de l’image en mémoire pour lui donner les dimensions fixées dans les paramètres [LX] et [LY]. Si l’image a des dimensions supérieur elle est tronquée au dimensions données. Si l’images est de dimensions inférieur elle est augmentée et les nouveaux pixels ont une intensités de 0.
Cette commande est pratique pour donnée à une image une dimension égale à une puissance de 2 en vue de traitement par des transformées de Fourier.
Même fonction que la commande PADDING, mais appliquée à une série d’images.
Voir : Leçon 26.
Voir : Leçon 28.
Si [OPTION]=1, cercle photométrique de rayon [RAYON1] apparaît sur l'image. Si on appuie sur le bouton gauche de la souris, Iris retourne les coordonnées du cercle, l'intégrale du signal dans le cercle et le nombre de pixels utilisés pour calculer cette intégrale. Le contenu des paramètres [RAYON2] et [RAYON3] est ici indifférent. Exemple :
PHOT 6 0 0 1
Pour sortir du mode photométrique vous devez taper dans la console la commande : PHOTOFF.
Si [OPTION]=2, deux cercles photométriques concentriques sont dessinés. Le cercle intérieur a le rayon [RAYON1], et le cercle extérieur a le rayon [RAYON2]. Le niveau du fond de ciel est calculé en utilisant la couronne de pixels situés entre les deux cercles. Ce fond de ciel est soustrait du signal mesuré dans le cercle intérieur ce qui permet à Iris de retourner directement la magnitude relative de l'objet mesurée. Exemple :
PHOT 6 10 0 2
Si [OPTION]=3, trois cercles photométriques sont dessinés avec des rayons, en partant de l'intérieur, [RAYON1], [RAYON2], [RAYON3]. Comme avec l'option 2 la magnitude est retournée, mais cette fois le fond de ciel est estimé dans la couronne délimitée par le cercle n°2 et le cercle n°3. Il faut définir la taille du cercle intérieur de manière qu'il intègre tout le flux de l'étoile (essayer de visualiser le pied de l'étoile en resserrant les seuils de visualisation autour du niveau de fond de ciel), mais éviter de définir un cercle bien plus large car la mesure risque de devenir moins précise en raison de l'apport du bruit présent dans le signal de fond de ciel. Exemple :
PHOT 6 9 15 3
La commande PHOT estime le fond de ciel à partir de la valeur moyenne des pixels situés dans la couronne de mesure (options 2 et 3). Il existe une variante, la commande PHOTM, qui calcule le fond de ciel à partir de la médiane des intensités de pixels situés dans la couronne de mesure. Cette particularité permet des mesures plus précise dans la situation où il est impossible de trouver une zone de ciel vierge de toute étoile pour le calcul du fond de ciel.
Voir : Leçon 26.
PIC_ANIM [ENTREE] [SORTIE]
Fonction très proche de DATA_ANIM. Cette dernière calcule des interpolations à partir de courbes de données, notamment de spectres.
PIC_ANIM s'applique à des images pour améliorer la fluidité de l'animation des séquences. Pour cela des images intermédiaires sont calculées par simple interpolation linéaire à partir des images acquises.
Le paramètre [ENTREE] désigne un fichier texte de type liste qui contient sur deux colonnes respectivement le nom des images acquises et la date d'acquisition de ces images (ou tout autre identifiant fonction du temps, comme par exemple une valeur index qui va en croissante).
Le paramètre [SORTIE] désigne un fichier texte de type liste qui contient sur deux colonnes respectivement le nom des images interpolées et la date pour laquelle l'interpolation est calculée (ou un identificateur fonction du temps, en conformité à celui utilisé dans le fichier liste d'entrée).
[ENTREE] est le nom générique de la séquence d'entrée.
[SORTIE] est le nom générique de la séquence de sortie.
Voir : Nouveautés de la version 3.80.
PIC2BMP
[ENTREE] [SORTIE] [NOMBRE]
Conversion d'une séquence d'images au format FITS ou PIC en une séquence au format BMP 8 bits.
[ENTREE] est le nom générique de la séquence d'entrée.
[SORTIE] est le nom générique de la séquence de sortie.
[NOMBRE] est le nombre d'images dans la séquence.
PIC2DATA [DATA FILE NAME]
Convertie les valeurs de la première ligne de l'image en mémoire en un fichier texte de nom [DATA FILE NAME]. Cette commande est particulièrement utile pour l'analyse des données spectrales à partir d'un tableur ou d'un programme d'affichage de courbes.
Et aussi une version améliorée de la commande NUMBER. Supposez la séquence d'image M57-1, M57-2, M57-3. La commande NUMBER M57- retourne le nombre d'images dans la séquence (3), mais aussi à présent la date et heure du milieu de pose.
PIC2FITS [ENTREE] [SORTIE] [NOMBRE]
Convertie une
séquence d'image au format propriétaire PIC en une séquence d'images FITS.
[ENTREE] est le nom générique de la séquence d'entrée.
[SORTIE] est le nom générique de la séquence de sortie.
[NOMBRE] est le nombre d'images dans la séquence.
PLOT2 [DATA] [DIM X] [DIM Y] [YMIN] [YMAX] [TITRE]
Même fonction que ANIM_PLOT mais s'appliquant à un seul fichier de données [DATA].
Cette commande permet de sélectionner des points dans le fond de ciel. Les donnés de ces points sont utilisés avec des commandes tel que POLY ou SYNTHE dans le but de produire un fond de ciel synthétique.
Chaque fois que vous cliquer avec la souris une croix apparaît sur l’image, et les coordonnées et l’intensité du pixel sont enregistrés dans une liste. Le nombre maximum de point est de 5000.
Pour revenir au curseur normale tapé POINTOFF.
Voir aussi : POLY, SYNTHE …
Voir POINTON.
Exemple : POLAR P0 P60 P120 POL ANGLE 100
La commande POLAR_CARTO crée une carte du champ de polarisation depuis une image contenant le taux de polarisation et une image contenant l’orientation de la polarisation (en degrés). Ces images sont produite par les commandes POLAR.
L’image créée est composée de vecteur dont la taille est proportionnelle au degrés de polarisation et l’orientation est égale à l’angle de polarisation. Vecteur verticale correspond à un angle de 0°. Le centre du vecteur correspond au point ou est effectué le calcul.
Le paramètre [TAUX] contient le nom de l’image du taux de polarisation.
Le paramètre [ANGLE] contient le nom de l’image contenant l’orientation de la polarisation.
Le calcul des vecteurs est effectué à l’intersection des mailles, dont la taille en pixels est définit dans le paramètre [PAS]. Notez que le résultat affiché est la moyenne entre le degrés de polarisation et l’angle de polarisation dans la zone de taille [PAS] et centrée sur le point.
Le paramètre [ECHELLE] ajuste la taille du vecteur par rapport au taux de polarisation. Il est exprimé en pixels par pourcent de polarisation (si le taux de polarisation est lui même en pourcent, voir la commande POLAR).
Exemple : POLAR_CARTO POL ANGLE 10 30
La commande dessine une carte de polarisation à partir des images POL et ANGLE, la taille de calcule est de 10 pixels, et la taille des segments est de 30 pixels pour 1 pourcent de polarisation (a condition qu’un taux de polarisation de 100 pourcent corresponde à une intensité de 100 dans l’image POL.PIC).
Dans de nombreux cas il est important que le niveau de fond de ciel soit le plus uniforme possible, et avec une valeur donnée (détection de faible flux, photométrie, …). Si le niveau de fond de ciel n’est pas assez uniforme après le prétraitement pour effectué des analyses, une solution consiste à synthétiser un fond de ciel avec de fonctions mathématiques.
Le fond de ciel synthétique seras soustrait de l’image originale.
La commande POLY calcule un coefficient polynomial par la méthode des moindres carrés à partir des données de différents point du fond de ciel de l’image (voir la commande POINTON).
Le paramètre [DEGRE] contient le degré du polynôme a calculer. Le degré est compris entre 0 et 5. Pour cinq degrés, le polynôme a comme forme :
V = CONSTANTE + C1.X + C2.Y + C3.X.Y + C4.X2 + C5.Y2 +
C6.X2.Y + C7.X.Y2 + C8.X3 + C9.Y3 + C10.X4 + C11.Y4 + C12.X5 + C13.Y5
Quand un polynôme de plus faible degré est calculé, seul le coefficient relatif est inclus (les autres sont mis à zéro). Par exemple pour un polynôme du second degré, seul les coefficient de C1 à C5, ainsi que la constante, sont significatifs.
Voir aussi les commandes : SYNTHE, SUBSKY, POINTON, POINTOFF
Augmente l’intensité des pixels de l’image affichée de la valeur contenu dans le paramètre [VALEUR]
La commande PR (PR = PreProcessing = Prétraitrement) est une commande importante pour le prétraitement d’une série d’image.
Le paramètre [ENTREE] contient le nom générique de la série d’images à traiter.
Le paramètre [NOIR + OFFSET] contient le nom de l’image résultant de la somme de l’image de noir et du signal d’offset. L’image de noir doit avoir été obtenus dans les mêmes conditions que les images à traiter (même temps d’exposition, même température), ou avoir été calculé (voir la commande OPT).
Le paramètre [FLAT] contient le nom de l’image de flat.
Le paramètre [SORTIE] contient le nom générique des images prétraités.
Le paramètre [NOMBRE] contient le nombre d’image à traiter.
La commande PR produit des images prétraités qui peuvent être, par exemple, combinées plus tard après registration (voir les commandes REGISTER, ADD2, ADD3, DRIZZLE, COMPOSIT, SMEDIAN).
Effectue la registration d’une série d’images planétaire par une méthode d’inter corrélation.
Le paramètre [ENTREE] contient le nom générique de la série d’image à traiter.
Le paramètre [SORTIE] contient le nom générique de la série d’image traiter.
Le paramètre [TAILLE] contient la taille de la fenêtre d’inter corrélation. Celle-ci doit être d’une puissance de deux (128, 256, 512, …). La fenêtre doit être plus grande que le diamètre de la planète.
Avant d’exécuter la commande PREGISTER vous devez dessinez avec la souris un rectangle autour du disque planétaire. La taille de ce rectangle n’a aucune importance, il sert juste à définir le centre d’intérêt dans l’image.
Voir : Leçons 9, 18, 26, 28.
PREGISTER2
[ENTREE] [SORTIE] [TAILLE] [NOMBRE]
Même fonction que PREGISTER pour la registration des images planétaires par la technique de l'intercorellation dans le domaine de Fourier.
PREGISTER effectue la recentrage de chaque image de la séquence relativement à la première image de cette séquence. PREGISTER2 en revanche calcule l'intercorellation de l'image de rang n relativement à l'image de rang n-1. Ceci présente un intérêt lorsque le détail qui sert à recentrer les images change de forme notablement entre les images (observation d'une protubérance solaire par exemple) car alors la registration est plus précise.
PREREGISTER [IN] [OUT] [NUMBER]
Commande pour la registration rapide d'une séquence d'images. L'algorithme utilisé est rapide (méthode de corrélation dans le domaine spatial) mais moins précise en comparaison aux commandes REGISTER, PREREGISTER ou CREGISTER par exemple.
En particulier PREREGISTER utilise une interpolation au pixel près seulement pour ne pas dégrader la résolution des images. Il faut mettre en œuvre PREREGISTER comme la première étape de la registration dans des cas difficiles, lorsque les autres méthodes sont en échec (par exemple lorsque le décalage entre les images est très important). Il faut ensuite appliquer des commandes comme REGISTER ou COREGISTER dans une seconde passe pour affiner la registration à une fraction de pixel près.
Le paramètre [ENTREE] contient le nom générique des images à traiter.
Le paramètre [SORTIE] contient le nom générique des images traitées.
Le paramètre
[NOMBRE] contient le nombre d'images à traiter
Avant de lancer PREREGISTER sélectionner avec la souris une zone rectangulaire à l'intérieur de laquelle va être fait le calcul. Choisir si possible une région contrastée de l'image. Vous pouvez éventuellement sélectionner la totalité de l'image.
Multiplie pixel par pixel l’image affichée avec celle définit dans le paramètre [NOM].
Le résultat est multiplié par la valeur définit dans le paramètre [COEF].
Attribue l’intensité définit dans le paramètre [V] au pixel dont les coordonnées sont définis dans les paramètres [X] et [Y].
Permet d’obtenir les cordonnées cartographique (longitude, latitude) d’un détail d’une image planétaire.
Le paramètre [FICHIER CARTO] contient le nom du fichier cartographique contenant les informations d’éphéméride de la planète au moment de l’acquisition.
Les paramètres [X] et [Y] contiennent les coordonnées dans l’image du détails dont l’on souhaite les coordonnées cartographique.
Voir aussi les commandes MAP2REC et MAP.
Voir : Leçon 19.
La commande renvois les coordonnées équatoriale d’un point dont les coordonnées du pixel dans l’image sont indiquées dans les paramètres [X] [Y]. Pour cela elle utilise les fichiers POLX.POL et POLY.POL créés par les boites de dialogues Astrométrie/Photométrie.
RAINBOW [NOM]
[LAMBDA1] [LAMBDA2]
Utile pour la représentations des données spectrales. Colore avec les couleurs
de l'arc en ciel l'image [NOM]. La distribution colorée est réaliste et prend
en considération que le premier pixel à gauche est à la longueur d'onde
[LAMBDA1] et que le dernier pixel à droite est à la longueur d'onde [LAMBDA2].
Voir : Nouveautés de la version 3.71.
Registre une série d’image par simple translation.
Le paramètre [ENTREE] contient le nom générique de la série d’image à traiter.
Le paramètre [SORTIE] contient le nom générique de la série d’image traiter.
Le paramètre [NOMBRE] contient le nombre d’image à traiter.
Avant de lancer la commande dessiner un rectangle autour d’une étoile isolée et non saturée. Les images seront recentrer par rapport à cette étoile. La taille du rectangle doit être assez importante pour contenir le déplacement de l’étoile d’une image à l’autre, sinon IRIS risque de prendre une mauvaise étoile pour la registration.
Voir : Leçons 7, 28.
REMOVE@
Retire tous les fichiers du répertoire de travail commençant par le caractère @ Equivalent à la commande DOS : DEL @*.*
Voir : Leçon 27.
Remplace la valeur des pixels d’une colonne de rang définit en [X] par la moyenne des valeurs des colonnes de rang [X]-1 et [X]+1.
La commande REPAIRX est utilisée pour pratiquer des corrections cosmétiques de l’image : suppression d’interférence électronique ou d’une ligne défectueuse du détecteur.
Même commande que REPAIRX mais appliqué à une série d’image.
Le paramètre [ENTREE] contient le nom générique de la série d’image à traiter.
Le paramètre [SORTIE] contient le nom générique de la série d’image traiter.
Le paramètre [NOMBRE] contient le nombre d’image à traiter.
Remplace la valeur des pixels d’une ligne de rang définit dans le paramètre [Y] par la moyenne des valeurs des lignes de rang [Y]-1 et [Y]+1.
Même commande que REPAIRY mais appliquée à une série d’image.
Le paramètre [ENTREE] contient le nom générique de la série d’image à traiter.
Le paramètre [SORTIE] contient le nom générique de la série d’image traiter.
Le paramètre [NOMBRE] contient le nombre d’image à traiter.
Recharge la position des boites de commande. Utile lorsque la résolution de l’écran est modifiée.
La commande RGB2PCA correspond à une transformation coordonnée d’une image couleur composée des couleurs primaire (Rouge, Vert et Bleu). Après la transformation, ces axes sont les vecteurs de la matrice de covariance des trois images d’entrée. Les trois images résultantes sont obtenues en projetant les trois axes de départ (R, G, B) sur les axes résultants. Sans rentrer dans les détails mathématiques, il est intéressant de choisir ce système de coordonnées car il définit les trois nouvelles images qui auront le moins de corrélation possible entre elles, du point de vue chromatique. La matrice de vecteurs, et ses valeurs associés, sont stockées dans un fichier séparé (pci.lst).
Le premier axe, aussi appelé axe principale, correspond aux plus grande valeur de la matrice de covariance. Généralement cette axes est très proche (mais pas coïncident) avec « l’axe chromatique » (celui-ci correspond à la composante I produit par la commande RGB2HSI). Cette axe contient le plus d’information sur l’intensité et est souvent proche de la moyenne des images d’entrée.
Les deux autres axe (classé par valeur décroissante) peuvent être interprétés comme une combinaison linéaire des images d’entrées dont les informations ne sont pas corrélées avec l’axe principale ou entre elles. Les deux images correspondantes ont généralement une dynamique plus faible, et sont centrées autour de zéro. Ces images ont ainsi plutôt un faible rapport signal sur bruit, surtout pour les images du ciel profond, et requiert toujours un traitement par filtre passe-bas (type médian par exemple) pour être correctement visualisées.
L’intérêt de cette transformation est double :
(1) Premièrement, visualiser les trois images dans leur composantes principale permet une classification hiérarchique de l’information contenue dans l’image trichromique de départ. Cette visualisation peut être faite de manière indépendante, ou combiné en trichromie (en mettant la première image de vecteur en rouge, la seconde en vert, et la troisième en bleu). Dans ce cas, il est clair que l’image résultante n’est pas totalement représentative des « vrai » couleurs de l’image, et n’est pas vraiment esthétique, mais c’est cette représentation qui donne la visualisation optimale des informations chromatique de l’image.
(2) Deuxièmement, le traitement peut être fait sur les composantes principales (adaptation de la dynamique, application de filtres), et le résultat ramené dans sa forme originale (R,G,B) avec la commande PCA2RGB. Et ce afin d’obtenir une amélioration visuel de l’image en couleur de départ.
Cette manipulation particulière n’est pas aussi rigoureuse que les transformation obtenus avec les commandes RGB2HSI et HSI2RGB. Cette commande est donc généralement réservée pour le traitement des images ayant un bon rapport signal sur bruit (par exemple les images planétaire, ou les images de nébuleuse planétaire brillante).
Voir aussi : PCA2RGB, RGB2HSI, HSI2RGB, LRGB, TRICHRO.
Voir : Leçon 28.
La commande RGB2HSI convertit une images définit par des composants Bleu, Rouge et Vert, en une image définit par les plans Teinte, Saturation et Intensité (Hue, Saturation, Intensity).
L’élément de départ est une image couleur dont les trois composant ont été obtenus dans des bandes spectrales distinct (pas nécessairement Rouge, Vert et Bleu). Le nom de ces images est indiqué dans les paramètre [R] (plan Rouge), [G] (plan Vert), et [B] (plan Bleu).
A partir de ces trois images la commande RGB2HSI va créer trois nouvelles images :
Une image étant l’expression de la teinte de l’image couleur d’origine dans une échelle de gris. Dans cette image les pixels de l’image d’origine ayant une prédominance rouge sont représentés avec un haut niveau, les pixels ayant une prédominance verte sont représentés avec un niveau moyen, et les pixels ayant une prédominance bleu sont représentés avec un niveau faible. Le nom de cette image est indiqué dans le paramètre [H].
Une image étant l’expression de la saturation de l’image couleur d’origine dans une échelle de gris. Les zones de l’image d’origine où les couleurs sont les plus pures sont représentés par un niveau élevé. Le nom de cette image est indiqué dans le paramètre [S].
Une image étant l’expression de l’intensité moyenne des trois composantes de l’image d’origine dans une échelle de gris. L’image d’intensité est celle qui ressemble le plus à chaque composante monochromatique de l’image d’origine. Le nom de cette image est indiqué dans le paramètre [I].
Voir aussi : HSI2RGB, LRGB, RGB2PCA, TRICHRO
Calcule le gradient de rotation d’une image.
A partir de l’image affichée, la commande crée deux images, avec un décalage radial (définit en pixels dans le paramètre [DR]) et un décalage en rotation (définit en degrés dans le paramètre [DALPHA]) par rapport au point de l’image affichée dont les coordonnées sont indiquées dans les paramètres [XC] et [YC].
Entre ces deux images, le décalage a la même amplitude, mais est de signe opposé. Les deux images sont additionnées pour créer l’image finale.
Pour les coordonnées polaire (r, a) par rapport au point ([XC], [YC]), nous avons :
B’(a,r,da,dr) = 2.B(a, r) – B(a –
da, r – dr) – B (a + da, r – dr)
Avec :
B = L’image de départ.
B’ = L’image résultante.
da = La valeur du paramètre [DALPHA].
dr = La valeur du paramètre [DR].
La commande RGRADIENT peut aussi être exécutée depuis une boite de dialogue (menu Traitement, Gradient rotationnel)
Le gradient de rotation est utilisé pour observer des détails faiblement contrasté dans des objets brillants qui ont une symétrie dans leur rotation (poussières dans une galaxie spirale ou dans une queue cométaire). Le gradient retire l’objet avec une symétrie de rotation autour du point définit en [XC] et [YC].
Utilise une version particulière du filtre médian permettant de traiter les grandes images.
Le paramètre [RAYON] contient la taille en pixels de la zone d’application. Il doit être approximativement de la taille des objets que vous désirez supprimer.
Traite une image par la méthode Richardson-Lucy.
Le paramètre [NB_ITER] contient le nombre d’itération d’exécution de la commande (généralement entre 10 et 50 fois).
Le paramètre [COEF] détermine la puissance de la méthode. Si [COEF] = 0, l’algorithme original est appliqué. Si [COEF] > 0, une méthode adoucie est utilisée pour réduire le bruit de l’image, mais la convergence entre chaque itération est moindre.
Avant d’exécuter la commande, il faut amener le niveau du fond de ciel autour de zéro (utiliser la commande OFFSET, la commande BG permet de mesurer ce niveau). Il faut aussi choisir et entourer avec la souris une étoile isolée et non saturée.
Il est recommandé, mais pas obligatoire, que les dimensions de l’image soit égale à une puissance de 2 (128, 256, 512, …).
Applique à l’image une rotation autour d’un point. Le centre de rotation peut être en dehors de l’écran. A notez, les coordonnées du point peuvent être décimale, et l’angle appliqué soit positif, soit négatif.
Les paramètres [CX] et [CY] contiennent les coordonnées du centre de rotation sur l’axe X et l’axe Y.
Le paramètre [ANGLE] contient l’angle de rotation à appliquer à l’image. Il est en degrés.
La rotation d’une image est utilisée pour modifier son orientation pour la faire correspondre à une direction de référence (par exemple le nord de l’image vers le haut). La commande ROT est aussi utilisée avec les commandes TRANS et SCALE pour aligner des images acquissent avec différent appareils.
Voir : Leçons 19, 22.
Même commande que ROT mais appliquée à une séquence d’image.
Le paramètre [ENTREE] contient le nom générique des images à traiter.
Le paramètre [SORTIE] contient le nom générique des images traiter.
Les paramètre [X] et [Y] contiennent les coordonnées du centre de rotation.
Le paramètre [ALPHA] contient l’angle de rotation en degrés à appliquer.
Le paramètre [NOMBRE] contient le nombre d’images à traiter.
La commande RREGISTER effectue la registration d'une séquence d'images du ciel profond en prenant en compte la rotation de champ. La rotation de champ peut être provoquée par une mauvaise mise en station du télescope ou en raison de l'utilisation d'une monture azimutale pour la prise de vue.
Le principe de la commande repose sur le pointage de deux étoiles du champs assez éloignées l'une de l'autre mais présentes dans toutes les images de la séquence. La première étoile sélectionnée servira à réaliser la registration en translation et servira aussi de pivot lors de la phase suivante de registration angulaire (la première étoile est le centre de la rotation).
La position de la seconde étoile pointée par rapport à la première étoile sert à calculer l'angle de la rotation de champ d'une image à l'autre. Si possible il faut que les étoiles ne soient pas saturée (i.e. trop brillantes) pour atteindre une précision maximale.
Le pointage des deux étoiles s'effectue en utilisant la commande Sélection d'objets du menu Analyse. Ce n'est qu'une fois les deux étoiles pointées (click avec la souris) que vous pouvez lancer la commande RREGISTER. La syntaxe est :
[IN] est le nom générique de la séquence d'images à traiter.
[OUT] est le nom générique des images recentrées.
[SIZE] est la taille en pixel du coté d'une aire rectangulaire qui doit contenir au moins les étoiles pointées entre deux images consécutives de la séquence. Cette taille est d'autant plus grande que le déplacement des images successives est important.
[NUMBER] est le nombre d'images de la séquence.
Voir : Nouveautés de la version 3.54.
Sauvegarde l’image affichée dans le répertoire de travail (le répertoire de travail est définit dans Fichier/ Réglages). Vous pouvez aussi sauvegarder l’image dans un répertoire de votre choix en indiquant le chemin complet, exemple :
SAVE c:\nuit7\m51
Le paramètre [NOM] contient le nom à donner au fichier sauvegardé.
Voir : Leçon 3.
Sauvegarde l’image affichée dans le répertoire de travail sous la forme d’un fichier Bitmap (*.BMP). La palette de couleur utilisée pour la création du fichier et la palette active dans IRIS lors de la création.
L’image BMP sauvegardée est une image 24 bits si l’image chargée est tri-couleur (voir la commande TRICHRO).
Voir : Leçons 16, 23, 24, 28.
La commande SCALE peu être utilisée pour agrandir ou réduire une image. Chaque axes peut avoir un facteur de modification différent.
Le paramètre [OPTION] définit le type d’interpolation à utiliser.
Si [OPTION] = 1, pour un agrandissement la commande exécute une interpolation par duplication de pixel, pour une réduction une interpolation par sous-échantillonnage.
Si [OPTION] = 2, la commande utilise une interpolation bilinéaire.
Si [OPTION] = 3, la commande utilise une interpolation Spline (seulement pour les agrandissements).
Le paramètre [FX] contient le facteur de modification sur l’axe X.
Le paramètre [FY] contient le facteur de modification sur l’axe Y.
La commande SCALE peut être utilisée pour détailler les régions d’une image en l’agrandissant. Plusieurs traitement, comme les réductions photométrique et astrométrique, deviennent plus précise quand l’image est sur-échantillonner. La commande SCALE vous permet de sur-échantillonner artificiellement vos images.
Réduire les images est aussi intéressant quand elles prennent trop d’espace disque, ou que vous souhaitez créer un catalogue de petite images pour une visualisation rapide (lorsque seul la visualisation approximative est importante).
Voir : Leçons 19, 22, 28.
Même fonction que la commande SCALE, mais appliquée à une série d’images.
Le paramètre [ENTREE] contient le nom générique des images à traiter.
Le paramètre [SORTIE] contient le nom générique des images traiter.
Le paramètre [NOMBRE] contient le nombre d’images à traiter.
Ajuste les niveaux des images d’entrée par rapport à l’une d’entre elles en vue d’une recombinaison couleur.
Le paramètre [ENTREE] contient le nom générique des images à traiter.
Le paramètre [SORTIE] contient le nom générique des images traiter.
Le paramètre [INDEX DE REFERENCE] contient le numéro de l’image qui sert de référence.
Avant d’exécuter la commande entourez une étoile non saturée avec la souris (les images ont été registré avant d’exécuter la commande, voir REGISTER ou COREGISTER). Pour obtenir une balance des couleurs correct il vaut mieux sélectionner une étoile de type solaire (étoile de type G).
Voir : Leçons 23, 28.
SCALECOLOR2 [R] [V] [B]
Ajuste les niveaux respectifs des images [R], [V], [B] de manière que leur intensités soient identiques en moyenne dans une zone de l'image définie au préalable avec la souris. Plus précisément, Iris multiplie les images [V] et [B] par un coefficient distinct et leur ajoute une constante pour les égaliser avec l'image [R]. Cette commande est très pratique pour effectuer l'équilibre chromatique des images planétaires . Pour les images stellaires il faut employer la commande SCALECOLOR.
Voir : Leçon 28, Nouveautés de la version 3.71.
Acquisition en mode Scan (TDI) depuis une caméra Audine.
Voir : Leçon 25.
SCAN_CALIB
[NOM] [NOMBRE]
Méthode de synchronisation du temps PC.
Voir : Nouveautés de la version 3.80.
SCAN2PIC
[NOM] [X0] [NOMBRE]
Prend la colonne de coordonnée [X0] dans la première image d'une séquence de [NOMBRE] images de nom générique [NOM].
Cette colonne devient la première colonne d'une nouvelle image qui se construit dans la mémoire de l'ordinateur. La colonne de coordonnée [X0] dans la seconde image de la séquence devient la seconde colonne de l'image en mémoire, et ainsi de suite pour toutes les images de la séquence. Au final, l'image en mémoire, et qui s'affiche après le traitement, a un format horizontal égal au nombre d'images de la séquence et un format vertical égal au nombre de pixels suivant l'axe Y dans les images de la séquence. Il ne reste plus alors qu'à sauvegarder le résultat dans un fichier image du nom de votre choix.
Une utilisation de SCAN2PIC est la synthèse d'une image monochromatique du Soleil en faisant défiler son disque sur la fente d'entrée du spectrographe et en faisant une acquisition régulière d'images simultanément. Ces images deviennent la séquence d'entrée de SCAN2PIC.
La coordonnée [X0] défini la position du cœur d'une raie spectrale (la raie H-alpha dans le rouge par exemple) ou du continuum voisin si on veux une image standard de la photosphère.
Voir : http://astrosurf.com/buil/us/chromo/chromo.htm pour un exemple.
Il faut si possible ajuster la fréquence d'acquisition des images avec la vitesse de défilement si on veux que l'échelle de l'image soit la même suivant les axes X et Y. La retouche d'une échelle différente suivant les axes est possible a posteriori avec une commande comme SCALE qui agit indépendamment en X et Y. La commande WIN_WEBCAM est pratique pour isoler la partie strictement utile de l'image lors de l'acquisition (quelques pixels à droite et à gauche d'une raie spectrale par exemple).
SELECT
[ENTREE] [SORTIE]
Ré-index la série d’image à partir du fichier SELECT.LST obtenue avec les commandes BESTOF et BESTOF2.
Le paramètre [ENTREE] contient le nom générique de la série de départ.
Le paramètre [SORTIE] contient le nom générique de la série ré-indéxé.
Voir : Leçons 18, 28.
Définit la valeur de départ de l’indexation d’une séquence d’image pour les commandes CONVERTBMP, CONVERTBMP24, CONVERTBMP24BW, CONVERTTIFF, CONVERTTIFF24, et CONVERTTIFF24BW.
La valeur par défaut est 1, l’autre valeur typique est 0.
Modifie la date d’acquisition d’une image.
Exemple : SET_DATE 16/09/2000
Voir : Leçon 21.
Modifie l’heure d’acquisition d’une image.
Exemple : SET_HOUR
20 :05 :45
Voir : Leçon 21.
Définit le seuil de détection des étoiles avec les commandes FINDSTAR et COREGISTER. Le bruit RMS du fond de ciel de l’image est déterminé, le seuil de détection est égale à [SIGMA] x (bruit RMS). La valeur par défaut est 7.
Définit le degré du polynôme pour la registration avec la commande COREGISTER. La valeur par défaut est 1. Si il est nécessaire pour corriger la distorsion entre des images vous pouvez augmenter cette valeur.
La valeur maximal est 5.
SETSPLINE
[MODE]
Si vous exécutez la commande SETSPLINE 0 toutes les opérations de registrations lancées depuis la ligne de commandes utilisent l'interpolation bilinéaire pour calculer les images recentrées. Si vous exécutez la commande SETSPLINE 1 les même opérations utilisent l'interpolation spline. L'avantage de l'interpolation spline est de moins lisser les images et donc de mieux conserver les détails. En revanche le temps de calcul est plus long.
Les commandes concernées sont par exemple REGISTER, PREGISTER, CREGISTER, RREGISTER. Pour la translation ou la rotation simple de l'image en mémoire vous pouvez utiliser les commandes STRANS et SROT pour bénéficier de l'interpolation spline (fonctions symétriques de TRANS et ROT qui utilisent elles une interpolation bilinéaire). Le gain du mode spline est particulièrement visible en imagerie du ciel profond.
Définit le degré du polynôme utilisé dans la commande SUBSKY, et le seuil de détection des étoiles au dessus du bruit de fond de l’image.
Les valeurs de défaut sont standard dans la majorité des situations : [SIGMA] = 5 et [DEGRE DU POLYNOME] = 3.
Le seuil de détection est égale à : [SIGMA] x (bruit RMS).
Convertit une image 16 bits non signé en une image 16 bits signé. Utile pour des images importées (voir commande LOADSX, CONVERTSX).
La commande renvois les coordonnées dans l’image d’un point dont on fournis les coordonnées équatoriale.
La commande utilise les fichiers POLX.POL et POLY.POL créés par les boites de dialogue Astrométrie / Photométrie.
Le paramètre [AD] contient la coordonnée en ascension droite de l’objet.
Le paramètre [DEC] contient la coordonnée en déclinaison de l’objet.
Exemple : SKY2REC 8H34M20.3S -05d12’34’’
Rectification d’un spectre stellaire incliné.
SMAX [NOM] [NOMBRE]
Pour un pixel donné dans l’image finale, SMAX calcul l’intensité maximal du pixel correspondant dans la série d’image de nom générique définit dans le paramètre [NOM].
Le nombre d’images est indiqué dans le paramètre [NOMBRE].
Voir aussi la commande SMIN.
La commande effectue la somme médiane d’un lot d’images. Chaque pixel dans l’image finale reçois la valeur médiane de ses intensités dans le lot d’image.
Le paramètre [NOM] contient le nom générique de la série d’image.
Le paramètre [NOMBRE] contient le nombre d’images à traiter.
Rappelle du calcul médian :
Pour une série de valeur : 5, 9, 1, 0, 3. La commande classe les valeurs par ordre croissant : 0, 1, 3, 5, 9. La valeur médiane est celle se trouvant au centre du classement, ici la valeur médiane est 3.
A la fin du calcul la commande renvois pour chaque image le pourcentage de valeur utilisés dans l’image finale.
Le nombre maximum d’images pouvant être traitées par la commande est 15 (voir aussi la commande SMEDIAN2).
L’application principale de la commande SMEDIAN est le calcul d’un flat-field depuis une série d’image contenant des étoiles. Pour que le flat-field soit correct, il faut que les champs des différentes images soit légèrement différent. Les risques d’avoir une étoile sur le même pixel entre les différentes images diminue avec le nombre d’images utilisées (généralement supérieur ou égale à 5).
Dans un autre cas, SMEDIAN peut être utilisée pour traiter une série d’images du ciel profond recentrées. On obtient alors une image ayant la même densité qu’une image seul mais dont la plupart des artefacts ont été éliminé (interférence électronique, rayon cosmique, trace de satellite).
Avant d’utiliser la commande il est important que chaque image est le même niveau de fond de ciel (voir les commande NGAIN2, NOFFSET2).
Il est intéressant de comparer l’image obtenue avec une des image de la série pour constater que les étoiles ont bien disparue dans le flat-field et que le bruit a été considérablement réduit.
Il est important d’étudier la contribution de chaque image dans l’image finale. Idéalement le pourcentage de chaque image doit être identique. Dans ce cas, si on a utilisé 5 images, le pourcentage de chaque doit être de 20 %. Une différence significative est un signe d’anomalie. C’est une méthode pour détecter une différence d’homogénéité d’une image par rapport à la série (mauvais prétraitement par exemple, offset).
Voir : Leçon 8.
Même commande que SMEDIAN, mais sans limite de nombre d’images.
Voir : Leçons 8, 16, 28.
SMILE [Y0] [RAYON]
Change la courbure des raies spectrales pour compenser un défaut de distorsion optique du type smile (sourire en français), un problème classique dans un spectrographe. Le paramètre [RAYON] est le rayon de courbure des raies spectrales. [Y0] est la coordonnée verticale correspondant au sommet de la flèche de la courbure.
Voir : Nouveautés de la version 3.80.
SMILE2
[ENTREE] [SORTIE] [Y0] [RAYON] [NOMBRE]
Même commande que SMILE mais s'appliquant à une séquence d'image.
Ceci permet de corriger la distorsion des raies spectrales afin de les rendre bien droites, ce qui est notamment important dans une commande comme SCAN2PIC lors de la synthèse d'un spectrohéliographe du Soleil.
Le paramètre [ENTREE] contient le nom générique des images à traiter.
Le paramètre [SORTIE] contient le nom générique des images traitées.
Le paramètre [NOMBRE] contient le nombre d’images à traiter.
La commande SMIN calcule pour chaque pixel leur valeur minimale dans un lot d’image. L’image finale est composée des valeurs minimale de chaque pixel.
Le paramètre [NOM] contient le nom générique des images à traiter.
Le paramètre [NOMBRE] contient le nombre d’images à traiter.
Soustrait de l’image affichée l’image définit dans le paramètre [NOM]. La constante indiquée dans le paramètre [OFFSET] est ajoutée au résultat.
Voir : Leçons 5, 8.
Soustrait une image à une série d’image, une constante est ajoutée au résultat.
Le paramètre [ENTREE] contient le nom générique de la série d’image à traiter.
Le paramètre [OPERANDE] contient le nom de l’image qui sera soustrait au image à traiter.
Le paramètre [SORTIE] contient le nom générique des images traitées.
Le paramètre [OFFSET] contient la valeur de la constante ajoutée aux images traitées.
Le paramètre [NOMBRE] contient le nombre d’images à traiter.
Voir : Leçons 7, 10.
Même commande que ROT, mais utilisant une interpolation SPLINE au lieu d’une interpolation BI-LINEAIRE. SROT permet d’obtenir des images avec un facteur de lissage plus important qu’avec la commande ROT, tout en conservant la résolution des images.
Renvois les statistiques global de l’image.
Voir : Leçon 9.
Même commande que TRANS, mais utilisant une interpolation SPLINE au lieu d’une interpolation BI-LINEAIRE. STRANS permet d’obtenir des images avec un facteur de lissage plus important qu’avec la commande TRANS, tout en conservant la résolution des images.
Exécute une comparaison pixels par pixels de deux images, définit dans les paramètres [NOM1] et [NOM2].
Si ABS ([NOM1] – [NOM2]) > [DELTA], c’est la valeur du pixel de la seconde image qui est utilisée dans l’image finale. Sinon c’est la valeur du pixel de la première image qui est utilisée.
ABS signifie valeur absolue.
La commande SUBSTITUTE est utilisée en conjonction avec les commandes de modélisation d’image (la commande FIT ELLIPSE) pour supprimer les étoiles de l’image originale. L’image créé sera mieux analysée après un second traitement.
Le processus se déroule en trois étapes :
- Construisez un model de l’image originale.
- Exécutez la commande SUBSTITUTE pour produire une image proche de l’originale, mais dont les zones difficiles à modélisé (étoiles, etc) sont remplacé par leur équivalent calculé dans le model.
- Construisez un second model depuis l’image obtenue avec la commande SUBSTITUTE. Ce model est généralement plus satisfaisant que le premier.
Calcule le niveau locale du fond de ciel et le soustrait de l’image. Ce niveau est déterminé depuis 2000 points dans l’image (loin des étoiles et des galaxies).
Par défaut un polynôme du troisième degrés est utilisé avec les mesures pour synthétiser le fond de ciel. L’image créé est soustrait de l’image originale.
Voir la commande SETSUBSKY.
Voir : Leçon 27.
Même commande que SUBSKY mais appliquée à une série d’image.
Le paramètre [ENTREE] contient le nom générique des images à traiter.
Le paramètre [SORTIE] contient le nom générique des images traiter.
Le paramètre [NOMBRE] contient le nombre d’images à traiter.
Copie une partie de l’image dans une autre partie symétriquement par rapport au point de coordonnées [CX] et [CY]. La zone à copier est d’abord encadrée avec la souris.
La symétrie par rapport à un point est utilisée pour supprimer de l’image un objet indésirable. La zone contenant l’objet est remplacée par une zone de taille similaire provenant de la même image. La zone dupliquée ne doit pas bien sur contenir l’objet indésirable. Pour une image du ciel profond il faut s’assurer que les deux zones ont le même niveaux de fond de ciel. La commande SYM peut être utilisée pour éliminer certains défaut d’une image (rayons cosmiques, etc). Elle aussi utilisée avec la commande FIT ELLIPSE pour supprimer des étoiles brillante dans l’objet modéliser.
Synthétise une image à partir d’un polynôme calculer avec la commande POLY.
Une procédure est :
- Chargez une image à traiter.
- Tapez POINTON
- Sélectionnez une centaines de points à l’écart des étoiles et des objets du champ.
- Calculer le polynôme, par exemple en tapant POLY 3
- Synthétisez le fond de ciel en tapant SYNTHE
- Sauvegardez le fond de ciel synthétique, par exemple SAVE SKY
- Rechargez l’image originale et soustrayez le fond de ciel (ajoutez une constante pour faciliter la visualisation) : SUB SKY 500
- Revenez au mode standard du pointeur en tapant POINTOFF
Voir aussi la commande SUBSKY qui exécute la même procédure avec une seul commande.
T_ADD [R] [V] [B] [NOMBRE]
Addition des images de chaque plan couleur (équivalent ADD2). Opération effectuée :
(R1+R2+..+.Rn, V1+V2+...+Vn, B1+B2+...+Bn) -> [R], [V], [B]
Voir : Leçon 27,
Nouveautés de la version 3.70.
T_ADD_NORM [R] [V] [B] [NOMBRE]
Même opération que T_ADD mais normalise les
images au niveau 32000 au besoin si ce niveau est dépassé (équivalent
ADD_NORM).
Voir : Leçon 27, Nouveautés de la
version 3.70
T_COMPOSIT [R] [V] [B] [SIGMA] [NB ITER] [FLAG MAX] [NOMBRE]
Produit trois images [R] [V] et [B] en
faisant une addition optimale des images des séquences R1...Rn, V1...Vn,
B1...Bn (équivalent COMPOSIT).
La procédure est itérative si [NB ITER] est
supérieur à 1. Le seuil de réjection des mauvaises valeurs est ajustée par
la variable [SIGMA] (valeur réelle typique entre 2 et 3). Le niveau 32000 après
addition n'est pas dépassé si FLAG MAX = 1 (normalisation pour ne pas écrêter
les intensités).
Le nombre maximal d'images est limité à 19.
Voir : Nouveautés de la version 3.70
T_COPY [ENTREE R] [ENTREE V] [ENTREE B] [SORTIE R] [SORTIE
V] [SORTIE B] [NOMBRE]
Duplique une séquence trichrome. Effectue l'opération :
(ENTREE R1... ENTREE Rn, ENTREE V1... ENTREE
Vn, ENTREE B1... ENTREE Bn) -> (SORTIE R1... SORTIE Rn, SORTIE V1... SORTIE Vn,
SORTIE B1... SORTIE Bn).
Voir : Leçon 28, Nouveautés de la
version 3.70.
T_CREGISTER [SEUIL] [NOMBRE]
Registration d'images planétaires en
ajustant un cercle à niveau [SEUIL] autour du limbe (équivalent CREGISTER).
Voir : Leçon 27, Nouveautés de la
version 3.70.
T_DIV [R] [V] [B] [NOMBRE]
Divise les séquences R1...Rn, V1...Vn, B1...Bn par les images [R], [V] et [B] (équivalent a DIV, mais le paramètres de normalisation est calculé automatiquement dans T_DIV). Effectue l'opération :
(R1/[R]...Rn/[R], V1/[V]...Vn/[V], B1/[B]...Bn/[B]) -> (R1...Rn,
G1...Gn, B1...Bn)
Voir : Leçon 27, Nouveautés de la
version 3.70.
T_GAUSS [SIGMA]
Convolution par une gaussienne de l'image trichrome définie par les fichier R, B et V. Equivalent à la commande GAUSS2.
Voir : Nouveautés de la version 3.71
T_NGAIN [NORME] [NOMBRE]
Multiplie chaque image des 3 séquences par
une constante calculée par Iris de manière à ce que le niveau médian de chaque
image soit égal à [NORME] (équivalent à NGAIN2). Cette commande est notamment
utilisée pour compositer des flat-field.
Voir : Leçon 27, Nouveautés de la
version 3.70.
T_NOFFSET [NORME] [NOMBRE]
Ajoute (ou soustrait) à chaque images
des 3 séquences une constante calculée par Iris de manière à ce que le
niveau médian de chaque image soit égal à [NORME] (équivalent à NOFFSET2).
Utile pour amener le fond de ciel au même niveau entre les images par exemple
et ainsi éviter d'avoir une dominante colorée dans le fond.
Voir : Nouveautés de la version 3.70
T_MULT [COEF R] [COEF G] [COEF B] [NOMBRE]
Multiplie chaque image des séquences R1...Rn, G1...Gn, B1...Bn par des constantes (équivalent à MULT2). Effectue l'opération :
(R1*[coef R]...Rn*[coef R], G1*[coef G]...Gn*[coef G], B1*[coef
B]...Bn*[coef B]) -> (R1...Rn, G1...Gn, B1...Bn)
Voir : Nouveautés
de la version 3.70
T_OFFSET
[offset R] [offset V] [offset B] [NOMBRE]
Ajoute des constantes à chaque images des séquences R1...Rn, V1...Vn, B1...Bn (équivalent à OFFSET2). Les constantes peuvent avoir des valeurs négatives. Effectue l'opération :
(R1+[offset R]...+Rn+[offset R], V1+[offset V]+...+Vn+[offset V],
B1+[offset B]+...+Bn+[offset B]) -> (R1...Rn, V1...Vn, B1...Bn)
Voir : Nouveautés
de la version 3.70
T_PREGISTER [TAILLE] [NOMBRE]
Commande équivalente à PREGISTER pour la
registration des images planétaires. La registration est calculée sur la
séquence V1...Vn puis les paramètres de translation sont appliqués aux
séquences R1...Rn, B1...Bn. Il est ainsi supposé que c'est la composante verte
de la trichromie qui présente les meilleurs détails et contrastes.
Voir : Leçons 27, 28, Nouveautés de la version 3.70
T_PREREGISTER [NOMBRE]
Equivalent à la commande PREREGISTER.
Voir : Nouveautés de la version 3.70
T_REGISTER [NOMBRE]
Equivalent à la commande REGISTER. Idéale
pour les images du ciel profond (utilise la position d'une étoiles de référence
à sélectionner dans la première images d'une des séries, l'image V1.FIT par
exemple).
Voir : Leçon 27, Nouveautés de la
version 3.70.
T_RESTORE
Effectue l'opération inverse de T_STORE : restitue dans les fichiers image R, V et B le contenu des fichier #R, #V et #B.
Voir aussi : T_STORE.
Voir : Nouveautés de la version 3.71.
T_SCALE [OPTION] [FX] [FY]
Change l'échelle d'une image trichrome définie par les fichiers R, V et B. Mêmes paramètres que la commande SCALE.
Voir : Nouveautés de la version 3.71.
T_SELECT
Trie par ordre de qualité décroissante les
images simultanément dans les plans rouge, vert et bleu (équivalent à SELECT).
Il faut avoir exécuté juste avant la commande BESTOF sur une des composantes
trichrome (la verte par exemple).
Voir : Leçons 27, 28, Nouveautés de la
version 3.70.
T_SMEDIAN [R] [V] [B] [NOMBRE]
Compositage médian des séquences R1...Rn,
V1...Vn, B1...Bn en produisant les images de nom générique [R] [V] et [B]
correspondantes (équivalent à SMEDIAN). Algorithme rapide mais limité à 19
images.
Voir : Nouveautés de la version 3.70
T_SMEDIAN2 [R] [V] [B] [NOMBRE]
Même fonction que T_SMEDIAN, légèrement plus
lente mais le nombre d'images est illimité (équivalent à SMEDIAN2).
Voir : Leçon 27, Nouveautés de la version 3.70.
T_SOUST [R] [V] [B] [NOMBRE]
Soustrait les images [R], [V] et [B] aux plans équivalent des séquences R1...Rn, V1...Vn, B1...Bn (équivalent à SOUST2). Effectue l'opération :
(R1-[R]...Rn-[R], V1-[V]...Vn-[V], B1-[B]...Bn-[B]) -> (R1...Rn,
V1...Vn, B1...Bn)
Voir : Leçons 27, 28, Nouveautés de la
version 3.70.
T_STORE
Copie les trois images ayant pour nom R, V et B dans respectivement les fichiers #R, #V et #B. Cette commande est pratique pour mettre de coté des images sur lesquelles s'appliquent les traitement T-TOOLS.
Voir aussi : T_RESTORE
Voir : Nouveautés de la version 3.71.
T_TRICHRO
ou T_TR
Affiche une image couleur à partir des séries d’images R, G et B.
Voir : Leçon 28, Nouveautés de la version 3.71.
T_UNSHARP
[SIGMA] [COEF] [FLAG]
Affiche une image couleur à partir des fichiers images R, G et B, mais applique un filtrage du type masque flou à chaque composantes au préalable. Mêmes paramètres que la commande UNSHARP.
Voir : Nouveautés de la version 3.71.
Exécute un script Tcl.
Le paramètre [SCRIPT] contient le nom du script enregistré dans le répertoire de travail.
Les paramètres [PARAMETRE1], [PARAMETRE2],…, représente le nombre variable de paramètre définit dans votre script.
Pour plus de détail sur la commande TCL voyez la page sur le protocole ASTP :
http://astrosurf.com/buil/astp/astp.htm
TEXT [TEXTE] [X] [Y] [INTENSITE]
Permet d'écrire un texte dans l'image. Cette fonction modifie l'intensité des pixels dans l'image 16 bits. Vous pouvez revenir en arrière en utilisant le bouton "undo" de la barre d'outils.
[TEXTE] est le contenu du texte.
[X] et [Y] sont les coordonnées en pixel de la position du début du texte.
[INTENSITE] est l'intensité du texte, un nombre compris entre 0 et 32767.
Exemple :
TEXT Zeta_Tau_____April_2002 30 5 32000
Noter l'usage du caractère "_" pour écrire des blancs.
Leçon : Nouveautés de la version 3.6.
Ajuste les seuils de visualisation d’une série d’image.
Le paramètre [ENTREE] contient le nom générique de la série d’image à traiter.
Le paramètre [SORTIE] contient le nom générique de la série d’image traitée.
Le paramètre [SEUIL HAUT] contient la valeur du seuil haut de visualisation.
Le paramètre [SEUIL BAS] contient la valeur du seuil bas de visualisation.
Le paramètre [NOMBRE] contient le nombre d’images à traiter.
Voir : Leçons 7, 27.
TILT
[X0] [ALPHA]
Redresse un spectre dont l'axe de dispersion fait un angle [ALPHA] par rapport à l'axe horizontal du capteur CCD. Le calcul se fait en décalant verticalement chaque colonne de la fraction de pixel adéquate. Le pivot de la rotation se situe à la coordonnée horizontale [X0] compté en pixels. L'angle est en degrés et peut être signé.
Voir : Nouveautés de la version 3.80.
Renvois l’heure actuel.
Analyse l’erreur périodique d’une monture en analysant le déplacement d’une étoile choisis dans une série d’image. La commande produit les fichiers DX.DAT pour les déplacement sur l’axe X, et DY.DAT pour les déplacement sur l’axe Y.
Vous devez encadrer une étoile avant d’exécuter la commande.
Le paramètre [NOM] contient le nom générique de la série d’image.
Le paramètre [NOMBRE] contient le nombre d’images.
Voir : Leçon 24.
La commande détermine le centre de gravité de chaque traînées de l’image (mode scan) ou de chaque spectre, et décale les lignes sur l’axe verticale à la fraction de pixels prés pour qu’elles aient le même centre.
Les paramètre [Y1] et [Y2] sont les coordonnées verticale encadrant les traces.
Le paramètre [Y0] contient la coordonnées sur lequel vont être alignées les traces. [Y0] = ([Y1] + [Y2]) / 2.
Voir : Leçon 25.
Applique à l’image affichée un translation sur l’axe X et Y. La méthode de déplacement est une interpolation bilinéaire. La valeur de déplacement peut être entière ou décimale, positive ou négative.
Le paramètre [DX] contient la valeur de déplacement le long de l’axe X.
Le paramètre [DY] contient la valeur de déplacement le long de l’axe Y.
Voir : Leçons 5, 8, 17.
Crée une image couleur 24 bits à partir de trois composante 16 bits représentant les canaux rouge, vert et bleu de l’image.
Le paramètre [R] contient le nom de l’image représentant le canal rouge de l’image.
Le paramètre [V] contient le nom de l’image représentant le canal vert de l’image.
Le paramètre [B] contient le nom de l’image représentant le canal bleu de l’image.
Voir : Leçons 9, 16, 23, 27.
La commande UNSHARP applique un masque flou à l’image affichée.
Ce type de filtre est dit de passe-haut, il élimine les fréquences faibles de l’image, accentue les hautes fréquences puis les additionnes, avec un facteur de pondération, à l’image originale. Le procédé est le suivant :
- Convolution de l’image par une gaussienne dont la taille est définit dans le paramètre [SIGMA] (voir les commandes GAUSS et GAUSS2).
- Soustraction du résultat de cette convolution à l’image originale. Le résultat est une image avec un niveau moyen proche de zéro, et dont les fréquences faibles (faibles variations dans l’image) ont été grandement atténué. A ce niveau, une contrainte positive peut être appliquée (ceci met toutes les valeurs négatives à zéro).
- Si le paramètre [FLAG] est égale à zéro la contrainte n’est pas appliquée. Cette option doit être utilisée pour le traitement d’image planétaire.
- Si le paramètre [FLAG] est égale à un la contrainte est appliquée. Cette option doit être utilisée pour les images du ciel profond.
- Le résultat est multiplié par une constante définit dans le paramètre [COEF], et additionné à l’image originale. Le résultat est l’image finale.
Le masque flou est très simple, mais est cependant l’outils le plus performant pour augmenter le contraste d’une image. C’est un des outils de base du traitement d’images planétaires.
Avec Iris, le masque flou peut être aisément effectué avec les commandes GAUSS (ou GAUSS2), SUB, MULT, et ADD. La commande UNSHARP simplifie la chose en regroupant toutes les opération en une seul.
Les valeurs des paramètres [SIGMA] et [COEF] doivent être ajustées par essais successifs. En règle générale, une faible valeur du paramètre [SIGMA] (< 1) et une grande valeur du paramètre [COEF] améliore les détails faibles, mais le bruit devient alors écrasant.
Voir : Leçon 27.
Même commande que UNSHARP mais appliquée à une série d’image.
Le paramètre [ENTREE] contient le nom générique de la série d’image à traiter.
Le paramètre [SORTIE] contient le nom générique de la série d’image traitée.
Le paramètre [NOMBRE] contient le nombre d’images à traiter.
UNSHARP_TRICHRO
[R] [G] [B] [SIGMA] [COEF] [FLAG]
Réalise une opération de filtrage du type masque flou sur les trois composantes d'une image trichrome simultanément et affiche le résultat.
La syntaxe est similaire à la commande UNSHARP à ceci près qu'il faut fournir le nom des trois images correspondants aux plans rouge, vert et bleu.
Voir : Leçons 27, 28, Nouveautés de la version 3.54.
Restaure une image avec la méthode Van-Cittert.
Le paramètre [FWHM] contient la valeur caractéristique de la FWHM des étoiles de l’image.
Le paramètre [NB. ITER] contient le nombre d’application de la commande (typiquement entre 5 et 20).
Avant d’exécuter la commande mettez le niveau du fond de ciel à zéro (voir la commande OFFSET par exemple).
Voir : Leçon 9.
VIDEO [X1] [X2] [TEMPS D’INTEGRATION] [TAILLE D’UN BLOC] [NOMBRE DE BLOCS]
Acquisition en mode vidéo avec une caméra Audine.
Voir : Leçon 26.
Découpe la bande d’image obtenue avec la commande VIDEO.
Le paramètre [NOM] contient le nom générique des images obtenues.
Le paramètre [HAUTEUR] contient la hauteur en pixels des images à découper.
Le paramètre [PREMIER INDEX] indique à quel valeur démarre l’indexation des images.
Voir : Leçon 26.
Applique sur l’image une grille horizontale. Cette grille aide à positionner correctement les objets pour les acquisitions en mode vidéo. Vous pouvez aussi appliquer cette grille en utilisant la combinaison de touche suivante : < Ctrl > + < F6 > (vous devez d’abord sélectionnez l’image en cliquant dessus).
Voir : Leçon 26.
Applique à l’image affichée de nouveau seuils dont les valeurs sont définis dans les paramètres [HAUT] pour le seuil haut, et [BAS] pour le seuil bas.
Voir : Leçons 3, 5.
La commande WAVELET effectue une transformation « wavelet » sur l’image (voir http://www.multiresolution.com). Cette analyse décompose l’image affichée en images contenant chaque détail visible en échelle croissante. Cela revient à une analyse multirésolution de l’image initiale (http://astrosurf.com/buil/us/iris/wave/wave.htm).
L’algorithme utilisé dans Iris est appelé « à trous ». Il calcule une approximation depuis l’image initiale en considérant seulement les pixels au croisement de mailles dont la taille varie par facteur de deux entre deux échelles. Dans ce cas, par échelle croissante, vous voyez l’objet comme vous les regarderiez si vous bougiez le long de celui-ci par facteur de deux d’une décomposition à l’autre.
Les points situés entre deux croisement de mailles sont déterminés approximativement par interpolation : les wavelet. L’interpolation est effectué avec une matrice de 3x3. Plusieurs niveaux de wavelet peuvent être définis, mais ils ont tous des caractéristiques communes (en particulier, ils ont des fonctions avec des moyennes de zéro). L’analyse Wavelet est une nouvelle méthode pour interpréter les contenus des images. En étudiant les structures dans les différentes couches de l’image, et en analysant leurs relations. Cette analyse est appelée analyse hiérarchique des structures d’un objet dans l’image.
La décomposition d’une image en structures avec des échelles distinctes permet la reconstruction de l’image initiale avec seulement les détails les plus pertinents (l’algorithme programmé dans Iris autorise cette reconstruction).Ceci donne une filtration très précise de l’image. Notez aussi que les Wavelets sont au cœur de nombreux algorithme de compression d’image.
Le paramètre [SORTIE1] contient le nom générique des images d’approximations par échelle croissante.
Le paramètre [SORTIE2] contient le nom générique des images correspondant à la différence entre deux approximation successive (c’est à dire les coefficients de wavelet). Ces images contiennent les détails qui disparaissent d’une échelle à l’autre (l’image 1 contient les détails depuis l’échelle 1, l’image 2 ceux depuis l’échelle 2, l’image 3 ceux depuis l’échelle 4, l’image 4 ceux depuis l’échelle 8, ainsi de suite).
Le paramètre [Echelle] contient le nombre d’échelle analysées. Typiquement entre 3 et 5.
Effectuons une analyse par Wavelet de l’image de M51 :
LOAD M51
VISU 800 40
L’analyse wavelet nous permet d’étudier les relations entre les structures avec différentes échelles (groupes, bras, noyau, etc …). Nous pourrons aussi améliorer l’apparence du groupe lors de la reconstruction de l’image.
Effectué la transformation :
WAVELET I J 6
Les images I1 … I6 contiennent les approximations successives de l’image par échelle croissante. Les images J1 … J6 sont les coefficients wavelet pour les échelles successives 1, 2, 4, 8, 16, et 32.
Examinons les coefficient de wavelet pour chaque échelle :
LOAD J1
VISU 100 -100
Il est difficile de reconnaître les galaxies sur cette image. En fait, à l’échelle 1, l’image est essentiellement constituée de bruit, c’est pourquoi elle ne se rapproche pas de limage initiale.
LOAD J2
VISU 100 -100
A cette échelle les nodules dans les bras sont clairement visible.
LOAD J3
VISU 100 -100
Les bras deviennent visible, Notez la forte relation hiérarchique des détails entre cette échelle et c’elle d’avant.
LOAD J4
VISU 100 -100
Les structures large des galaxies deviennent évidente.
LOAD J5
VISU 200 -200
Cette tendance continue.
LOAD J6
VISU 600 -600
A cette échelle, seul les parties massive centrale des galaxies sont visible.
Vous pouvez bien sur examiner les approximations correspondantes (images I1, I2, etc …). La dernière est spéciale car elle est le résidus de la transformation. Pour comprendre le contenus de ces images, imaginez comment vous verriez la galaxie si vous vous éloignez d’elle pendant que vous l’observez à travers un télescope avec une résolution constante.
Il est possible de reconstruire l’image initiale par addition de la série d’image représentant les coefficient de wavelet et le résidus :
LOAD J1
ADD J2
ADD J3
ADD J4
ADD J5
ADD J6
ADD I6
VISU 800 40
Ou :
ADD2 J 6
ADD I6
Cependant, depuis que vous avez vu que l’image de coefficient de la première échelle correspond seulement au bruit, il est sage d’éliminer les détails de cette échelle de l’image finale. Ainsi, vous pour améliorer le contraste du groupe stellaire. Pour cela vous devez donner un facteur supérieur à 1 aux images de coefficient correspondant aux échelle 2 et 4 (la valeur des facteurs est choisies arbitrairement et requières plusieurs essais successif pour trouver les valeurs optimales).
LOAD J2
MULT 2
SAVE K
LOAD J3
MULT 1.5
ADD K
ADD J4
ADD J5
ADD J6
ADD I6
VISU 800 20
Le bruit a été notablement réduit et le contraste augmenté.
Vous avez probablement notez que le traitement décrit précédemment et très proche du traditionnelle masque flou. Cependant, une des différence fondamentale est que le masque floue est calculé sur une seul échelle alors que la commande WAVELET offre une analyse sur plusieurs échelles ce qui donne contenus plus affiné dans l’image finale.
Même commande que WAVELET mais utilisant une matrice 5x5.
Applique un filtre à l’image affichée pour supprimer le bruit de l’image. Pour cela, WAVELET_FILTER utilise une procédure évolué qui limite la dégradation de la résolution.
Le paramètre [BRUIT] est le bruit RMS du fond de ciel de l’image (il peut être mesuré avec la commande STAT).
Le paramètre [COEF_SIGMA] contient le facteur de rejet du bruit. Typiquement on choisiras une valeur entre 2 et 4.
Le paramètre [NOMBRE] contient le nombre de plan wavelet (voir la commande WAVELET). Typiquement [NOMBRE] est égale à 5.
Ecrit la date d’acquisition sur l’image. Le même effet peut être obtenu en tapant Ctrl + F8. Pour mémoire, la combinaison Ctrl + F9 copie l’image dans le porte-document.
Voir : Leçon 24.
Découpe une image intéractivement. Choisissez deux point avec la souris autour de la zone à isoler.
WIN_WEBCAM [X1] [Y1] [X2] [Y2]
Définie les coordonnées d'une fenêtre dans les images issues d'une source webcam et acquises avec la commande Acquisition images du menu Webcam.
Supposons par exemple que le format des images soit réglé à 320x240 pixels (via la commande Tailles des images... du menu Webcam). Si avant de lancer l'acquisition vous tapez dans la console :
WIN_WEBCAM 100 1 120 240
dorénavant, toutes les images acquises (y compris bien sur en mode séquence) auront une taille de 20x240 pixels, isolant dans l'image plein format une sous-images délimitée par les coordonnées (100,120)-(1-240).
Pour retrouver le plein format vous devez dans cet exemple taper dans la console :
WIN_WEBCAM 1 1 320 240
(l'effet est similaire si vous sortez, puis entrez dans le programme).
L'intérêt de WIN_WEBCAM est une économie substantielle de place sur le disque si l'objet observé est de petite taille par rapport au format de l'image. La vitesse d'acquisition est aussi augmentée. Une autre application typique est l'acquisition d'un grand nombre d'image d'une raie spectrale du Soleil alors que le disque de celui-ci défile sur la fente d'entrée du spectrographe. Il est de cette manière possible de reconstituer une image monochromatique du Soleil (voir la commande SCAN2PIC).
La commande crée une image de sortie contenant un morceau choisis dans l’image affichée. La zone à enregistrer est définis avec deux points de coordonnées [X1] [Y1] et [X2] [Y2].
La commande WINDOW vous permet d’harmoniser les formats des images. Ceci est important quand vous voulez traiter des images provenant de différentes sources.
Même commande que WINDOW, mais appliquée à une série d’image.
Le paramètre [ENTREE] contient le nom générique de la série d’image à traiter.
Le paramètre [SORTIE] contient le nom générique de la série d’image traitée.
Le paramètre [NOMBRE] contient le nombre d’images à traiter.
La commande vous permet de découper une zone carrée de votre image.
Le paramètre [TAILLE] contient la taille de la zone en pixels.
Vous devez d’abord définir le centre de la zone à découper en dessinant un petit rectangle avec la souris. La commande WINDOW3 est idéale pour donner à des images une taille égale à une puissance de 2.
Même fonction que WINDOW3, mais appliqué à une séquence d’images.
Voir : Leçon 26.
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