Aide IRIS
Calcul des images maîtres noir et blancs

Introduction

Note préliminaire : le calcul des images de calibration pour prétraiter des clichés RAW issus d'appareils photo numérique est très semblable à ce qui est décrit ici, mais certains aménagement dans les algorithmes permettent de tenir compte au mieux de la structure CFA de ces documents. Les commandes à utiliser se trouvent dans le menu Photo numérique - voir l'aide ici.

Les poses longues réalisées avec des caméras CCD ou DSLR sont toujours perturbées par trois types de défauts :

(1) Durant la pose un signal thermique s'ajoute au signal collecté des objets astronomiques. Ce signal parasite est propre à un pixel donné. Il est lié en partie à des impuretés locales et il dépend de la température du détecteur. La plus part des caméras employées par les amateurs sont insuffisamment refroidies pour rendre le signal thermique négligeable. La conséquence est bien l'apparition d'un signal dit de noir (ou dark en anglais) Le nom de noir vient du fait que pour acquérir une carte de ce signal thermique il faut réaliser des poses longues dans l'obscurité totale. Le principal problème avec le signal thermique est qu'un bruit lui est associé :

- un bruit de signal, dont valeur est égal à la racine carré du signal thermique accumulé lors de la prise d'image. Ce bruit ne peut être retiré.

- un bruit spatial, lié au fait que le signal thermique n'est pas le même d'un pixel à l'autre. Cela donne un aspect granuleux à l'image brute assez caractéristique. Cette différence de sensibilité de pixel à pixel est cependant très corrélée d'une image à l'autre (le motif du signal thermique se retrouve entre deux images). Il est donc facile d'éliminer le bruit spatial en faisant la différence de l'image du ciel avec une image équivalente réalisée dans l'obscurité. Cette dernière est la carte du signal d'obscurité, que l'on obtient en faisant des poses successives avec une température proche de celle des images à corriger. Il est recommandé aussi que le temps de pose pour acquérir les images du signal thermique soit proche (ou éventuellement supérieur) à celui des images faites sur le ciel. Il faut faite plusieurs images du signal d'obscurité (7 à 15 typiquement) de manière à moyenner le bruit dans le résultat final, qui est la véritable image maître du signal thermique. Au lieu de réaliser une simple moyenne, il est habituel de calculer la somme médiane des images élémentaires du dark de manière à gommer un événement accidentel susceptible d'arriver sur l'une d'elle (impacts de rayons cosmiques par exemple).

(2) Un signal constant s'ajoute toujours à tout image électronique. Ce signal est visible même si vous faites une pose très brève dans l'obscurité et il fixe en fait le vrai zéro de l'échelle d'intensité de l'image. Il est en grande partie lié aux caractéristiques de l'amplificateur du détecteur et aux circuits de lecture de la caméra. On lui donne aussi parfois le nom de bias. C'est ce signal qui fait que la valeur des pixels n'est jamais nulle dans une image, même acquise dans l'obscurité. Pour obtenir la carte du signal d'offset (qui peut ne pas être strictement identique d'un bord à l'autre de l'image), on réalise une bonne dizaine à une bonne vingtaine d'images posées brièvement dans l'obscurité. L'image maître du signal d'offset est généralement calculée en faisant la somme médiane de ces images élémentaires.

(3) Les pixels du détecteur n'on par tous la même sensibilité à la lumière incidente. L'effet peut être lié aux caractéristiques géométriques et électriques des pixels, mais il peut être aussi associé à des paramètres externes. Par exemple des poussières peuvent s'interposées dans chemin optique et produire des ombres. Le vignetage optique est aussi un phénomène souvent rencontré. La conséquence est que si le télescope observe une scène uniforme, l'image obtenue ne l'est pas. Au dela du problème esthétique, la détectabilité des objets faibles est aussi significativement affectées, ainsi que la qualité photométrique. Il faut donc harmoniser la réponse des pixels de l'image. La technique consiste à acquérir une image d'un scène supposée parfaitement uniforme en brilliance, que l'on appelle image flat-field (ou image de champ plat en français). Pour chaque image acquise du ciel il faut faire la division par l'image flat-field, ce qui compense les défauts de sensibilité de pixel à pixel. L'image flat-fiel peut être acquise sur le ciel au crépuscule, sur un écran placé juste en avant de l'entrée du télescope, etc. Comme toujours, on ne fait jamais une image unique du flat-field, mais plusieurs dont on calcule la valeur médiane.

Le prétraitement consiste à exploiter les  3 images de référence, dark, offset, flat-field pour corriger les défauts des images du ciel. Il ne faut pas se tromper dans l'ordre des opérations : on soustrait tout d'abord le signal d'offset, puis le signal thermique, puis enfin, on divise par l'image flat-field (voir les détails ici).

Calcul de l'image maître d'offset

Calculer la médiane de plusieurs images faites dans l'obscurité totale et avec le temps de pose minimal. Le résultat est l'image maître du signal d'offset (parfois appelé super-offset ou super-bias).

Si la séquence des images individuelles est nommée o-1, o-2, ... o-19, ouvrir la boite de dialogue Faire un offset du menu Prétraitement et entrer les paramètres :

Cliquer OK et sauvegarder le résultat :

>SAVE OFFSET

L'équivalent sous forme de commande tapées depuis la console est :

>SMEDIAN O- 19
>SAVE OFFSET

Calcul de l'image maître du signal d'obscurité

Supposons les images du noir n-1, n-2, ..., n-11. Ouvrir la boite de dialogue Faire un noir du menu Prétraitement, puis remplir les champs de la manière suivante :

puis

>SAVE DARK

Le logiciel calcule ici la somme médiane des images (n-1 - offset), (n-2 - offset), ... (n-11 - offset). Il faut bien noter que l'image maitre du ciel thermique est une image débarrassée de son signal d'offset. C'est la raison pour laquelle la carte de l'offset entre en paramètre de cette fonction.

Depuis la console on peut faire :

>SUB2 N- OFFSET I 0 11
>SMEDIAN I 11
>SAVE DARK

Calcul de l'image maître du flat-field

Supposons les images f-1, f-2, ..., f-13 acquises sur une plage de lumière uniforme. Ouvrir la boite de dialogue Faire un flat-field du menu Préraitement, puis

(1) Iris calcule les differences (f-1 - offset), (f-2 - offset), ..., (f-13 - offset).

(2) Iris normalise l'intensité médiane de ces différences à la valeur données en paramètre (ici 800, qui est caractéristique du niveau moyen des images flat-field dans l'exemple).

(3) Iris évalue la somme médiane des images individuelles normalisée

Sauvegarder le résultat :

>SAVE FLAT

Les commandes équivalentes depuis la console sont :

>SUB2 F- OFFSET I 0 13
>NGAIN2 I I 800 13
>SMEDIAN I 13
>SAVE FLAT

Note importante : la durée du temps de pose pratiquée pour acquérir les images flat-field est supposé ici suffisamment bref pour que le signal thermique soit négligeable. Si ce n'est pas le cas, il faut retirer le signal thermique des à flat-field individuelles. Par exemple, si DARK2 est une image du signal thermique correspondant au temps de pose des images flat-field on fera :

>LOAD OFFSET
>ADD DARK2
>SAVE N

puis

ou

>SUB2 F- N I 0 13
>NGAIN2 I I 800 13
>SMEDIAN I 13
>SAVE FLAT

Si le temps de pose n'est pas identique entre l'image du dark disponible et les images flat-field, vous pouvez faire :

>OPT2 F- DARK I 13
>SUB2 I OFFSET I 0 13
>SMEDIAN I 13
>SAVE FLAT

Extraction du flat-field à partir les images du ciel

En imagerie du ciel profond Il est possible de calculer un carte flat-field à partir des images du ciel si le champ comporte une densité relativement faible d'objet. Il faut travailler sur un nombre d'images relativement conséquent, une bonne dizaine au moins. En outre, entre chaque prise d'images il faut avoir pris soin de déplacer aléatoirement l'axe de pointage du télescope de l'équivalent de 10 à 20 pixels (technique du diphering). Voici par exemple les 3 premières images d'une séquence de 11 qui ont cette caractéristique :

Image F-1

Image F-2

Image F-3

Les images d'offset et du dark sont supposée disponibles.

Etape 1 : retirer l'offset

>SUB2 F- OFFSET I 0 11

Etape 2 : retirer le signal d'obscurité (par optimisation sur le critère du bruit dans cet exemple) :

>OP2 I DARK I 11

Etape 3 : normalisation à un niveau approximativement égal à l'intensité médiane des images de la séquence flat-fiel (ici 900, qui est le niveau caractéristique du fond de ciel après soustraction de l'offset et du dark) :

>NGAIN2 I 900 I 11

Etape 4 : calcul d'un super-flatfield en faisant la somme médiane ) :

>SMEDIAN I 11

Etape 5 : sauvegarder le résultat

>SAVE FLAT

The computer superflat.

Il est maintenant possible de prétraiter les images de la nuit. par exemple, pour la première image :

LOAD F1
SUB OFFSET 0
SUN DARK 0
DIV FLAT 900

La dernière opération réalise le calcul : (image en mémoire / flat-fied) x 900.

Rappelez-vous, pour calculer les images maitres de calibration dans les cas de prises de vues en couleurs (48 bits par pixel) utiliser les commandes équivalentes du menu Photo digitale.

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