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7. Le prétraitement des images du ciel profond

IRIS dispose de fonctions qui permettent de traiter par lots des séquences d'images couleurs provenant d'appareils photo numériques. Ceci est très pratique car en imagerie astronomique le plus souvent plusieurs images du même objet sont réalisées. Ce n'est qu'au moment du traitement numérique sur l'ordinateur que ces informations sont assemblées optimalement pour produire un document unique. En imagerie du ciel profond la longue pose nécessaire compte tenu de la faiblesse des objets est fragmentée en poses courtes que l'on additionne a posteriori. Ceci permet par exemple de corriger des erreurs lors de la prise de vue, d'améliorer la dynamique, d'atténuer certains bruits, etc.

Un étape fondamentale du traitement des images astronomiques (mais aussi de toute image numérique en fait) est l'élimination des biais instrumentaux qui l'affecte. Cette opération est connue sous le vocable de pré-traitement.

L'intensité apparente d'un pixel de l'image est liée à la vraie intensité du pixel dans l'objet par l'équation suivante :

Le gain est la variation locale de la sensibilité sur la surface du capteur (il peut être différent suivant le plan couleur considéré). Idéalement, la valeur du gain est de 1 pour tous les pixels de l'image. Mais si à un endroit de l'image une poussière s'interpose, les pixels concernés sont affectée d'une gain ayant une valeur inférieure à l'unité, c'est à dire qu'il apparaissent plus sombre que leur voisinage.

L'offset est un signal électrique qui s'ajoute lors de la numérisation de l'image. Il correspond à un faux zéro, c'est à dire que même si aucune lumière n'atteint le capteur, celui-ci continuera à délivrer un signal qui ne sera pas nul.

Enfin le dark correspond au signal thermique. Il s'ajoute de manière variable d'un pixel à un autre, avec une intensité qui est proportionelle à la durée du temps de pose et qui est aussi une fonction complexe de la température. On obtient la valeur du signal thermique pour tous les pixels du capteur en faisant des poses dans l'obscurité totale (d'où le nom de dark). Attention, le signal d'obscurité n'est pas un bruit, contrairement à ce qui est très souvent écrit. C'est une méprise malheureuse et irritante. Une bruit par définition est une fluctuation non prédictive du signal (on dit aussi aléatoire). Ce n'est pas du tout le caractère du signal thermique que l'on peut aisément mesurer et éliminer des images brutes.

L'opération de prétraitement consiste à inverser l'équation précédente de manière à retrouver l'allure de l'image réelle. Ce traitement s'applique indépendamment pour tous les pixels de l'image :

Nous devons donc déterminer trois images, dite de calibrations : une carte du signal d'offset de tous les pixels, une carte du signal d'obscurité et une carte de la variation de sensibilité. Nous allons voir comment acquérir et traiter ces images de référence et conduire ensuite le traitement.

7.1 Décodage d'un lot d'images RAW

Il est important de préciser que IRIS ne peut traiter que des images qui sont dans un format scientifique : le PIC, format propriétaire de IRIS, ou le FITS le format standard en astronomie. Par ailleurs la stratégie employée par IRIS pour le prétraitement est d'exploiter les images sous leur forme CFA, c'est à dire au plus près de l'information qui sort réellement du capteur. Cette approche, la plus rigoureuse, permet d'exploiter l'appareil photo de la même manière que les plus sophistiquées caméras électroniques CCD. Une étape obligatoire consiste donc à convertir toutes les images RAW à traiter dans un des formats ci-avant. IRIS dispose d'un outil efficace et intéractif pour cela. Lancez la commande Décodage des fichiers RAW...  du menu Photo numérique. La fenêtre principale de IRIS disparait alors pour laisser place au seul outil de conversion (si cette dernière boite de dialogue n'apparaît pas c'est qu'elle doit être cachée par une autre fenêtre située au devant d'elles, fermez ou déplacez celles-ci) :

Ouvrez ensuite l'Explorateur Windows et par un simple glisser/déposer copier les fichiers que vous souhaitez convertir dans la fenêtre de décodage de IRIS :

Vous pouvez bien sur faire des sélections multiples. Seul les fichiers correspondants au type d'appareil photo numérique choisit peuvent être copier. Une fois la sélection réalisée, par exemple correspondant aux fichiers contenant des images de poses brèves dans l'obscurité qui seront idéale pour synthétiser une image du signal d'offset, vous pouvez procéder à la conversion proprement dite. Pour cela indique le nom générique des images que vous aller produire. Le nom générique est la racine du nom d'une séquence d'images, auquel IRIS va ajouter un numéro d'index (le premier numéro d'index est toujours 1). Par exemple supposons que vous entrez comme nom générique OFF :

Vous avez sélectionné par ailleurs 10 fichiers RAW. En cliquant sur Décodage... IRIS va produire dans le répertoire de travail 10 fichiers ayant les noms OFF1.PIC, OFF2.PIC, OFF3.PIC, ..., OFF10.PIC. Ce sont les image CFA des fichiers RAW sélectionnés.

Le contenu de ces fichiers peut être visualisé individuellement en utilisant la commande Charger... du menu Fichier et en sélectionnant le type de fichier PIC. Vous pouvez aussi taper depuis la ligne de commande quelque chose comme : LOAD OFF3.

Astuce : si vous ne savez pas combien d'images font partie d'une séquence tapez la commande NUMBER suivit du nom générique de la séquence. Par exemple ici NUMBER OFF retrournera la valeur 10.

7.2. Synthèse de l'image maître d'offset

Supposons que vous avez réalisé 10 images du signal d'offset (poses très brèves dans l'obscurité) et qu'elles ont le nom générique OFF après décodage du RAW. On réalise une image maître (de référence) du signal d'offset en calculant l'image médiane du lot d'images individuelles disponible. Appeler pour ce faire la boîte de dialogue Faire un offset... du menu Photo numérique, que vous remplissez de la manière suivante :

Une fois le calcul achevé, l'image médiane des 10 images élémentaires s'affiche et est présente en mémoire. Sauvegardez là dans le répertoire de travail en lui donnant le nom OFFSET (par exemple) :

SAVE  OFFSET

Note 1 : l'utilisation de la médiane plutôt que la moyenne des images de la séquence ce justifie par la meilleure réjection des points aberrants. Il faut utiliser plusieurs images élémentaires pour réaliser le maître afin de bien minimiser le bruit. Un nombre d'images élémentaires dans le lot compris entre 5 et 15 est un bon choix.

Note 2 : une remarque qui est générale quant à l'utilisation de la gamme de sensibilité en ASA de l'appareil numérique. Modifier la sensibilité en ASA est équivalent à modifier le gain global de la chaîne image de l'appareil et donc, cela influence le signal d'offset, le signal de dark. Il est très vivement recommandé de ce limiter une fois pour toute à une sensibilité et si tenir absolument (400 ASA, 800 ASA). Sans cela vous avez toute les chances de mélanger des données disparates, ce qui peu conduire à des résultats catastrophiques. Noter au passage qu'augmenter outre mesure la sensibilité en ASA est un leurre en général. Ce qui compte, c'est le rapport signal sur bruit. Or, en augmentant la sensibilité vous augmentez autant le signal que le bruit, si bien que le rapport signal sur bruit reste constant. Evitez les sensibilités trop fortes qui ont surtout pour effet de réduire la dynamique de votre appareil. Une valeur de 400 ASA ou de 800 ASA est généralement un bon choix.

7.3. Synthèse de l'image maître de dark

L'idéal pour réaliser la carte du signal d'obscurité est de bien empêcher la lumière de parvenir sur le capteur (boucher soigneusement l'ouverture du télescope ou de l'objectif) et d'employer un temps de pose proche de celui des images que vous voulez traiter. Essayer aussi de ne pas trop éloigner dans le temps la prise de vue sur le ciel et l'acquisition des dark, l'idée étant que la température ambiante ne change pas trop entre ces deux séquences.

Supposons que vous avez à disposition 7 images du signal d'obscurité avec un nom générique DARK (c'est à dire sur le disque une séquence d'images DARK1.PIC, DARK2.PIC, ... DARK7.PIC). Pour réaliser le dark de référence, afficher la boite de dialogue Faire un dark... du menu Photo numérique :

 

En plus du nom générique de la séquence de noir à traiter vous devez fournir le nom de l'image maître de l'offset calculée à l'étape précédente. En effet, le maître du signal d'obscurité doit être une image débarrassée de son propre signal d'obscurité.

Plusieurs méthodes s'offrent pour réaliser la combinaison des images Tout comme pour le calcul de la carte d'offset, le compositage médian est le plus opportun. Mais la condition impérative pour appliquer cette technique est que les images élémentaires du signal d'obscurité soient acquises exactement dans les mêmes conditions, en particulier le temps de pose doit être le même. Pas de problème si on utilise un intervalomètre électronique ou un ordinateur pour piloter l'appareil photo, mais la situation est moins saine si le temps est compté au chronomètre. Dans cette dernière situation il vaut mieux calculer le signal moyen des images de la séquence ou même le somme (à condition qu'au terme du calcul aucun pixels n'atteigne le niveau maximum de 32767 pas codeur accepté par IRIS).

Sauvegardez le résultat. Par exemple entrez la ligne de commande suivante

SAVE DARK

ce qui créée le fichier DARK.PIC dans le répertoire de travail.

Voici l'allure caractéristique du dark avec un appareil EOS 10D (pose de 30 secondes avec une température ambiante de 12 degrés C) avec seulement quelques points chauds et un bord relevé sur la droite lié à un problème caractéristique d'électroluminescence (les circuits du capteur émettent une pâle lumière par eux mêmes) :

Astuce : que faire si on ne dispose pas d'images d'offset ? Un pis aller consiste à réaliser un offset synthétique en donnant la même valeur à tous les pixels de l'image. Ceci est valable si l'offset peut être assimilé à un fond constant, ce qui est souvent la cas avec les appareils photo numériques. Supposons que le niveau typique de l'offset soit de 121 pas codeur. Charger une image quelconque (mais du même format que celles générées par votre appareil) puis exécuter la commande FILL 121. Une autre méthode consiste à créer une image vide avec la commande NEW puis donner la valeur 121 à tous les pixels. Avec un appareil EOS Canon on fera par exemple :

NEW 3088 2056
FILL 121
SAVE OFFSET

7.4. Synthèse de l'image maître du gain (ou flat-field)

Avec un appareil photo numérique le mieux pour acquérir la carte de sensibilité est de viser un écran blanc situé à quelques dizaines de centimètres de l'ouverture de l'instrument (ou de l'objectif photo). Cet écran doit être éclairé uniformément par une lampe la plus blanche possible, typiquement une lampe halogène domestique peut faire l'affaire. Le temps de pose est généralement bref, quelques dixièmes de secondes tout au plus. On appelle le champ observé un champ plat (sous-entendu uniforme) ou flat-field en anglais. La carte de gain ainsi réalisée traduit la réponse du capteur dans le champ et inclue aussi le vignettage optique par exemple. La carte de gain est souvent appelé carte flat-field (carte d'un champ uniforme).

Appeler la boîte de dialogue Faire un flat-field... du menu Photo numérique :

Dans cet exemple on traite une séquence d'images F1.PIC, ... F11.PIC de l'écran. Le nom de l'image d'offset doit être fourni car il sera soustrait de toutes les images flat-field élémentaires pour obtenir le vrai zéro. La valeur de normalisation est le niveau médian du flat-field après compositage des 11 images. Cette valeur est arbitraire, mais pour éviter des problèmes d'arrondi lors des traitement il est recommandé de la prendre élevée. Cependant, il faut absolument veiller à ce qu'aucun point du flat-field ne dépasse la valeur fatidique de 32767 (pour connaître l'intensité du pixel le plus intense de l'image courante taper la commande STAT dans la console).

Voici ce qui ce passe lorsque vous cliquez sur OK :

(1) L'offset est retiré à toutes les images de la séquence.
(2) Tous les pixels d'une image donnée sont mutipliés par un coefficient de manière à ce que le niveau médian atteigne 25000.
(3) La médiane de la pile d'image est calculée et le résultat est affiché.

Sauvegarder le flat-field sur le disque :

SAVE FLAT

Voici un flat-field caractéritique obtenu avec un Canon EOS10D au foyer d'une lunette Takahashi FSQ-106 . On y voit l'ombre de poussières assez défocalisés ainsi qu'une trace de vignetage optique ce traduisant par un assombrissement sur les bords de l'image (la sensibilité sur les bords est plus faible de 25% environ par rapport à ce quelle est au centre de l'image).

Note : normalement les images maîtres sont des constantes de l'instrument et n'ont pas à être acquises et traités à chaque session d'observation. Cependant, il est très prudent de faire au moins le flat-field toutes les nuits pour éviter notamment les effets de poussières qui se déplacent toutes seules sur les surfaces optiques. Prudence aussi s'il y a de grandes variations de température pour ce qui concerne l'image du dark.

7.5. Pré-traitement proprement dit des images

Nous allons traiter le champ de la grande nébuleuse d'Orion (M42) observé au moment de la pleine Lune et en ville avec un appareil Canon EOS 10D associé à un lunette Takahashi FSQ-106. On a réalisé 5 images posées chacune 30 secondes seulement. Entre chaque pose l'axe de visée de la lunette a été légérement décalé, ce qui est la règle en imagerie du ciel profond afin de gommer statistiquement les défauts fixes du capteur lors du compositage des images individuelles (résidus de non correction du flat-field par exemple).

Les images ont été convertie avec l'outil de décodage du format RAW (voir le paragraphe 7.1). Les images sont dans des fichiers nommés I1, i2, I3, I4 et I5. Voici un extrait d'une des images, centrée sur M42 :

La structure la matrice CFA est bien visible (alternance des filtres rouges, verts et bleus).

Nous allons pour chaque image successivement soustraire le signal d'offset, soustraire le signal d'obscurité, puis enfin diviser le résultat par le flat-field.

Une mention particulière doit être faite en ce qui concerne la soustraction du signal d'obscurité. Vous avez la possibilité de demander à IRIS d'optimiser la carte du noir de manière à ce que les résidus de soustraction soit minimisés. Pour cela IRIS cherche pour chaque image par quel coefficient il faut multiplier la carte du signal d'obscurité pour avoir un résultat optimal. La procédure utilisé pour traiter les images CFA est différente de celle employée normalement sur les images provenant de caméras CCD noir et blanc (commande OPT par exemple). L'algorithme prend en compte la texture particulière de l'image CFA pour arriver à un résultat de haute qualité. Le fait de choisir l'optimisation permet de tolérés un certain niveau d'écart de températures de l'APN entre le moment des prises de vue sur le ciel et des prises de vue des images de calibration.

Soulignons encore que la division par le flat-field est elle même adaptée à la structure CFA. Avant de réaliser la division par le flat-field, IRIS harmonise le niveau des pixels de ce dernier. Le résultat est que les pixels rouges, verts et bleus ont le même poids dans le flat-field, exactement comme si l'écran sur lequel pointe le télescope est absolument blanc et comme si la réponse des pixels est parfaitement identique en fonction de la couleur. La division par un flat-field spectralement neutre permet de ne pas trop ce préoccuper de la température de couleur de la source de lumière qui éclaire l'écran. Pour voir l'effet de l'harmonisation du flat-field faites l'expérience suivante :

LOAD  FLAT
GREY_FLAT

Toutes les opérations précédentes sont réalisés en une fois et automatiquement en utilisant la boite de dialogue Prétraitement... du menu Photo numérique.

Mais avant d'ouvrir cette boite il faut définir à la souris une zone dans l'image de 50 à 200 pixels de large à l'intérieur de laquelle le programme va réaliser l'optimisation du signal d'obscurité (glisser dans l'image en maintenant le bouton gauche enfoncé). Choisir si possible une zone de l'image avec un minimum d'étoiles. Si vous ne faite pas cette sélection IRIS vous rappellera à l'ordre. Une fois ceci fait, voici comment remplir la boite de dialogue Prétraitement dans le situation de notre exemple :

La séquence à traiter à pour nom générique I. Nous fournissons par ailleurs les noms des images maîtres d'étalonnage et nous choisissons d'optimiser la soustraction du signal d'obscurité (sinon le programme réalise une simple soustraction). Enfin, nous signifions à IRIS que le résultat est une nouvelle séquence de 5 images de nom générique J (c'est à dire que les images traitées dans le répertoire de travail auront pour nom J1, J2, J3, J4, J5). Cliquer sur OK et attendre que IRIS vous rende la main.

Vous pouvez examiner à titre de contrôle une des images pré-traitée, par exemple en faisant LOAD J1.

Au premier abord les améliorations ne sautent pas aux yeux. Cependant un examen attentif de l'ensemble de l'image montre que la trace des poussière a disparu, ainsi que les points chauds. En outre le signal mesuré dans le fond de ciel est à présent bien représentatif du fond de ciel réel.

7.6. Recentrage et addition des images

Compte tenu du décalage pratiqué de la lunette entre chaque pose, il n'est pas possible d'additionner les images directement. Elles doivent au préalable être recentrées avec précision, à une fraction de pixel près. Le recentrage, on parle aussi de registration, est toujours effectué sur la première image de la séquence, qui sert de référence. IRIS ce sert d'une ou plusieurs étoiles pour la registration. Vous avez le choix entre ces deux alternatives.

Si vous choisissez la méthode à une étoile vous devez la sélectionner en l'entourant d'un rectangle à la souris. La taille de ce rectangle doit être au moins aussi grande que le plus grand décalage entre deux images successives de la séquence. Cette méthode ne marche que si on peut choisir une étoile bien isolée pour éviter le  risque que IRIS ce trompe d'objet d'une image à l'autre. Les décalages entre les images doivent être en outre relativement faibles. Voici par exemple une sélection qui convient, une étoile bien isolée et brillante (pas trop tout de même car on perd de la précision lors de la registration si l'étoile est saturée) :

Si vous utilisez la méthode à plusieurs étoiles, le programme est bien plus tolérant quant au décalage en translation entre les images. En contre-partie le temps de calcul est plus long qu'avec la première méthode. IRIS utilise un algorithme qui examine dans une certaine zone définie à la souris le motif que forme les étoiles dans la première image de la séquence et tente de retrouver ce motif dans les autres images. C'est un appariement linéaire car la fonction de registration pour les images photographiques ne reconnaît que la translation comme degré de liberté, ce qui couvre tout de même la majorité des situations (pour les cas extrêmes de décalages entre images faisant par exemple intervenir des rotations ou des changement d'échelles IRIS propose des méthodes spécifiques permettant de réaliser un appariement total, voir les outils de registration du menu Traitement). Suivant la densité d'étoiles dans l'image, le rectangle de sélection fera quelque chose comme 50 à 200 pixels de coté. Il doit bien sur englober plusieurs étoiles comme le montre l'exemple ci-après :

Voici comment remplir la boite de dialogue de registration :

On désigne tout d'abord la séquence à recentrer par son nom générique (ici J) et la méthode d'appariement (ici on fait le choix d'utiliser plusieurs étoiles situées dans le rectangle de sélection). Cette boîte de dialogue ne se contente pas de recentrer les images, elle transforme les images CFA en images couleurs, puis elle réalise aussi le compositage final proprement dit, c'est à dire l'addition des images couleurs après recentrage.

Le résultat est une image couleur 48 bits qui s'affiche à l'écran, somme des 5 images élémentaires dans notre exemple.

Note : le programme produit par ailleurs trois nouvelles séquences dont on a donné le nom génériques (dans l'exemple les noms génériques sont R, G et B). Ces séquences sont les composantes primaires recentrées. La création de ces séquences par plan couleur ouvre la possibilité d'effectuer un nouveau compositage par une technique plus sophistiquée qu'une simple addition (sigma-clippling par exemple pour réduire le bruit, voir les commandes COMPOSIT et COMPOSIT2). A titre d'exemple si vous voulez additionner uniquement les images contenant uniquement la composante rouge de la trichromie vous ferez : ADD2  R  5

Au terme de l'execution de la commande de registration, une image couleurs est donc présente à l'écran. Sauver cette image, c'est le fruit d'un travail déjà important. Par exemple faire SAVE RESULT

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