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.