Traitement d images APN avec Iris 1. Configuration d Iris Définir le répertoire de travail : Fichier > Réglages (Ctrl + R) On définit le chemin du répertoire de travail car c est là que les images vont être stockées. Etant donné que l on va travailler avec des images couleurs, on choisira comme type de fichier le format PIC. Définir le type d APN utilisé : Il faut cliquer sur l appareil photo dans la barre d icones. Dans la boîte de dialogue qui s affiche, sélectionnez dans la liste déroulante du bas le modèle correspondant à votre APN. Définir la technique que qu Iris va utiliser pour convertir les fichier RAW. Si vous désirez aller rapidement choisissez la méthode linéaire, sinon le gradient préserve bien les détails de l image originale mais le temps de calcul est plus long. C est la meilleure méthode. La méthode Médian n est pas à recommander. Concernant le binning, choisir le 1x1 pour garder la pleine résolution. Copyright Grégory Giuliani 2000-2005 All rights reserved. - 1 -
2. Décoder un lot d images RAW Il est important de convertir les fichiers RAW directement issus de l APN en un format scientifique, soit le PIC, format propriétaire d Iris, soit le FITS, format standard en astronomie. Pour le moment, nous utiliserons le format PIC qui gère mieux les images couleurs. Pour décoder le format RAW : Photo numérique > Décodage des fichiers RAW. La fenêtre principale d Iris disparaît pour laisser place à un outil de conversion. Copyright Grégory Giuliani 2000-2005 All rights reserved. - 2 -
Il faut ensuite ouvrir l explorateur Windows et par un «glisser/déposer», copier les fichiers que vous désirez convertir dans la fenêtre de l outil de conversion. N oubliez pas de donner un nom à vos images qui seront décodées. Ensuite cliquez sur le bouton «->CFA» pour commencer le décodage. L image CFA (Color Filter Array) est une image noir et blanc qui montre le signal reçu par chaque pixel du capteur. Les pixels sont recouverts en alternance par des filtres rouges, verts et bleus. En général, il y a deux fois plus de pixels verts que de rouges et de bleus (cas de la matrice de Bayer). Par exemple, si l objet observé est uniformément rouge, seul les pixels rouges seront illuminés. Copyright Grégory Giuliani 2000-2005 All rights reserved. - 3 -
Vous devez donc décoder vos images d offset, de dark, de flat ainsi que les images de l objet que vous venez de photographier. NB : Les étapes 3, 4, 5 et 6 ne sont pas forcément nécessaires mais fortement recommandées afin d obtenir une image propre après le prétraitement. 3. Synthèse de l image d offset Si nous avons réalisé 7 images du signal d offset (pose la plus courte possible dans l obscurité) et qu elle porte le nom générique de Off après décodage RAW, on va générer une image de référence du signal d offset en calculant la médiane de la série d images. Pour ce faire : Photo numérique > Faire un offset Une fois le calcul terminé, la médiane des 7 images s affiche. N oubliez pas de la sauvegarder. save offset 4. Synthèse de l image de dark De façon identique à l image de référence du signal d offset, nous allons créer une image de référence pour le dark. Pour ce faire, il faut réaliser une série d images dans l obscurité (p.ex avec le cache de l objectif) de temps de pose égal à la pose pour imager l objet. Supposons que nous avons 7 images du signal d obscurité avec comme nom Dark. Pour réaliser le dark de référence : Photo numérique > Faire un dark A cette étape, vous constatez que vous devez utiliser l image de référence d offset créée à l étape précédante. Comme dans le cas de la synthèse de l offset, la méthode Médiane est la plus appropriée. Une fois le calcul terminé, sauvegardez le résultat : save dark 5. Synthèse de l image de flat Afin de corriger les différences de gains entre les pixels ainsi que les aberrations optiques (surtout le vignettage), il vous faut réaliser des flats. Ce sont des images d une zone uniformément éclairée (p.ex un écran blanc). Le temps de pose est en général bref mais attention cependant à avoir 2/3 de la dynamique de la caméra. Nous avons réalisé 7 images de flat que l on nomme Flat. Pour réaliser le flat de référence : Photo numérique > Faire un flat-field Copyright Grégory Giuliani 2000-2005 All rights reserved. - 4 -
Comme dans le cas précédant, nous avons besoin de notre image offset de référence. La valeur de normalisation est le niveau médian du flat après compositage des 7 images. Il est recommandé de la choisir élevée (p.ex 25000). Notez que cette valeur est arbitraire. Une fois l opération terminée, sauvez votre image de flat : save flat 6. Prétraitement des images Une fois que nous avons réalisé nos trois images de référence (offset, dark et flat), nous pouvons décoder nos images proprement dites. Désormais il va falloir «nettoyer» nos images brutes en leur enlevant le signal d offset et le signal d obscurité et en les divisant par le flat. Nous pouvons réaliser cette opération avec : Photo numérique > Prétraitement Avant d ouvrir cette boîte de dialogue, il faut définir avec la souris une zone à l intérieur de laquelle Iris pourra optimiser le signal d obscurité. Choisissez une zone si possible sans étoile. De prime abord, l amélioration de la qualtié de l image n est pas évidente mais néanmoins les points chauds, le vignettage et les poussières ont été enlevé. Le signal mesuré correspond au signal réel. Copyright Grégory Giuliani 2000-2005 All rights reserved. - 5 -
Traitement d images APN avec Iris 7. Registration et addition des images Avant toute chose, il faut convertir nos fichiers CFA en images couleurs 48 bits (16 bits par plan de couleur). Pour cela il suffit d utiliser le menu : Photo numérique > Conversion d une séquence CFA Une fois les images converties, vous devrez recaler les images les unes par rapport aux autres pour pouvoir ensuite les additionner. Vous pouvez utiliser le menu : Traitement > Registration des images stellaires Avant d ouvrir cette boîte de dialogue, vous devez sélectionner une ou plusieurs étoiles en faisant un rectangle. Il est conseillé de sélectionner plusieurs étoiles afin d être plus précis. Dans ce cas, vous devrez choisir la méthode par «Appariement linéaire». Etant donné la taille des images, le temps de calcul peut être long. Copyright Grégory Giuliani 2000-2005 All rights reserved. -6-
Pour finir, il suffit de faire la somme des images : Traitement > Addition d une séquence Et voilà le résultat (avec les seuils de visualisation ajustés) : Copyright Grégory Giuliani 2000-2005 All rights reserved. - 7 -
Traitement d images APN avec Iris N oubliez pas de sauver l image. save orion_sum 8. Cosmétique Maintenant que nos images sont registrées et additionnées, vous allez pouvoir tenter d en extraire le plus d informations possibles. Il n existe malheureusement pas de «recette miracle» pour cette partie. Rien ne vaut donc différents essais (filtres, seuils, etc ) afin que cela corresponde à vos attentes. L image obtenue souffre principalement de deux problèmes : - le cœur de la nébuleuse est complètement «brûlé» et on ne discerne que difficilement les extensions. - L équilibre chromatique n est pas très esthétique. Pour résoudre le premier problème, nous pouvons utiliser la fonction DDP : Visualisation > DDP et en réglant les seuils de visualisation (visu 2100 300), on obtient déjà bien plus de détails : Copyright Grégory Giuliani 2000-2005 All rights reserved. -8-
Maintenant vous devez essayer de donner une teinte neutre au fond du ciel. Cela se passe en deux étapes. D abord, vous devez définir avec la souris une zone qui est censée être noire : et tapez la commande black. Copyright Grégory Giuliani 2000-2005 All rights reserved. - 9 -
De façon identique, vous devez définir une zone blanche (p.ex une étoile de type solaire) : et tapez la commande white2. Désormais nous avons ajusté d un point de vue colorimétrique le noir et le blanc : Nous pouvons maintenant retoucher l équilibre chromatique afin de redonner à la nébuleuse un aspect plus familier : Photo numérique > Balance RGB Cette opération consiste à ajuster le gain des canaux R V B et consiste à multiplier chaque pixel d un canal par une constante afin que le rendu d une étoile de type solaire apparaisse blanc. Copyright Grégory Giuliani 2000-2005 All rights reserved. - 10 -
Les coefficiants ci-dessus mentionnés sont appropriés pour le Canon EOS 10D/300D. Une autre façon de régler la balance de blanc est d utiliser : Visualisation > Balance du blanc Le résultat sera identique dans les deux cas. Il est évident que le choix de l équilibre est une question de goût Copyright Grégory Giuliani 2000-2005 All rights reserved. - 11 -
Compléments En fonction de vos envies vous pouvez aussi filtrer l image par exemple avec un masque flou afin de faire ressortir des petits détails. Vous pouvez exporter votre image vers Photoshop (si vous désriez retoucher votre image) en utilisant la fonction : SAVEPSD [NOM_FICHIER]. Par exemple : savepsd m42 Il est possible de supprimer les pixels chauds (pixels montrant une valeur anormalement élevée et dont le signal est en général non-linéaire avec la température). Il est préférable de les remplacer par la médiane des pixels voisins (le calcul est effectué pour chaque couche de couleur). Les coordonnées des pixels chauds sont stockées dans un fichier dit de «cosmétique» qui porte l extension.lst. Pour générer ce fichier, il faut appliquer la commande FIND_HOT sur l image dark de référence. Le fichier contiendra les coordonnées de tous les pixels ayant une valeur supérieure à un seuil entré en paramètre. Il faut en premier lieu charger l image de dark : >load dark ensuite : >find_hot cosme 150 Le premier argument est le nom du fichier de cosmétique. Le second argument définit quand à lui le seuil de détection des pixels chauds. Il peut être calculé à partir des statistiques de l image avec la forumule suivante : valeur = moyenne + (16*sigma). Ce fichier une fois générer sera utilisé lors de l étape de prétraitement, où l on peut rajouter un fichier de cosmétique. Si le fond de ciel ne semble pas uniforme (p.ex à cause de lumière parasite), vous pouvez utiliser le menu : Traitement > Ajustement du fond de ciel Le sigma correspond au seuil de détection automatique du fond de ciel. Le degré est le degré du polynôme d ajustement. Après le calcul, plusieurs croix apparaissent dans l image (ce sont les points utilisés pour l ajustement). Pour les supprimer et faire apparaître le résultat, il suffit de modifier les seuils de visualisation pour rafraîchir l affichage. De façon similaire on peut utiliser les commandes pour réaliser cette opération : SETSUBSKY [SIGMA] [DEGRE DU POLYNOME] SUBSKY Si l image vous semble bruitée, vous pouvez toujours utiliser un filtre gaussien avec un sigma de 1.0. Voilà le résultat : Copyright Grégory Giuliani 2000-2005 All rights reserved. - 12 -
Iris possède une fonction pour «booster» les couleurs. Il s agit de ASINH [ALPHA] [INTENSITE] Cette fonction met en œuvre une technique d'affichage non linéaire particulièrement efficace avec les images en vraies couleurs du ciel profond. Le paramètre [alpha] permet d'ajuster le facteur de non linéarité. Une valeur nulle correspond à une échelle linéaire standard. Les valeurs caractéristiques vont de 0,001 à 0,1. Le paramètre [intensité] permet d'ajuster l'intensité de l'image finale. La valeur caractéristique pour ce paramètre va de 1 à 50 (faire des essais et jouer sur les seuils de visualisation). Par exemple : asinh 0.003 3 Il est évident qu il faut avoir une image peu bruitée (donc bien prétraitée) sous peine de faire ressortir le bruit. Copyright Grégory Giuliani 2000-2005 All rights reserved. - 13 -
Après différents tests, il semble que la fonction white2 est très «sensible». En effet, il faut absolument choisir une étoile de type solaire (type G) afin d effectuer un bon équilibe entre le blanc et le noir. Dans le doute, mieux vaut ne pas appliquer cette fonction. Copyright Grégory Giuliani 2000-2005 All rights reserved. - 14 -