Nouveautés de la version V3.53 - 28 octobre 2001

Nouvelle commande ASCALE2 permettant un re-échantillonnage d'une séquence pour effectuer de la photométrie d'ouverture de précision.

Commande DIST permettant avec deux clicks de déterminer la séparation en pixel de deux étoiles.

Interpolation du type sinc (sinus cardinal) pour les données spectrales au travers de la commande L_SINC (introduite avec la version 3.52). Ce type d'interpolation autorise une représentation finement échantillonnée du profil spectral tout en restant très fidèle. La syntaxe est :

L_SINC [FACTOR]

La commande change l'échelle de la première ligne d'une image d'un coefficient [factor]. Par exemple :

LOAD HER88
L_SINC 50
L_PLOT

Ci-dessus, le profil spectral observé en haute résolution de la région Ha de l'étoile 88 Hercule. En vert, le profil fortement agrandi affiché avec l'échantillonnage originel. En rouge, le profil re-échantillonnée par la méthode sinc avec un pas 50 fois plus fin.

Les nouvelles commandes SROT et STRANS sont similaires aux commandes ROT et TRANS (respectivement pour tourner et faire glisser une image), à ceci près quelles utilisent l'interpolation spline au lieu de l'interpolation bi-linéaire. L'interpolation spline permet une préservation des détails que la méthode bi-linéaire (cette dernière a tendance à produire un lissage). Les fonctions de traitement automatique de séquences d'images du ciel profond ou planétaire accessible via le menu bénéficient à présent de l'option spline.

Démonstration de l'utilisation de la commande SROT. A gauche, une portion agrandie de l'image test. Au centre, une rotation de 10° de l'image test avec la commande ROT. A droite, la même rotation avec la commande SROT. Noter que les étoiles apparaissent plus fine sur l'image de droite que sur l'image du centre.

Les commandes GAUSS, GAUSS2 et GAUSS3 peuvent voir leur paramètre de lissage atteindre 25 (au lieu de 9 jusqu'à la version 3.52), ce qui permet de réaliser des lissages importants des images. La nouvelle commande GAUSS3 exclue les bords de l'image afin d'éviter de possibles artefact lors de lissages important.

La version 3.52 introduit une méthode de soustraction optimisée des images de manière à bien mettre en évidence les différences pouvant exister entre-elles (commande OPT_SUB). Ce type de fonction est utile par exemple pour la recherche de supernovae qui se glissent dans les bras des galaxies. Les quelques images qui suivent montre un exemple caractéristique d'utilisation de cette nouvelle fonction.

Il s'agit de soustraire deux images de la galaxie NGC266 acquises avec des instruments très différents de manière à éliminer la galaxie et mettre en évidence une supernova dans la première image (celle de gauche). Cette supernova est en fait une étoile artificielle qui a été ajoutée à des fins de démonstration. Elle ce trouve juste au sud du noyau de la galaxie. L'image de gauche a pour nom N266_1 et l'image de droite N266_2.

La première opération à réaliser consiste à superposer le mieux possible ces deux images. On modifie pour cela les paramètres géométriques de l'image de droite avec la classique commande COREGISTER :

COREGISTER N266_1 N266_2

Voici le résultat de l'opération (nous appelons l'image transformée TMP) :

A ce stade, les images ayant le même format il est tout à fait possible de soustraire la première à la seconde par exemple. Le résultat ci-après montre bien la supernova simulé, mais comme les fonctions d'étalement des étoiles et signal ne sont pas similaires ils subsiste pas mal de résidus d'étoiles du champs qui peuvent générer des fausses détections.

Utilisons à présent la commande OPT_SUB en conjonction avec la commande SUB :

LOAD N266_1
OPT_SUB TMP
SUB TMP 1000
VISU

La commande OPT_SUB recherche un noyau de convolution (kernel en anglais) avec lequel il est possible de modifier la PSF (fonction d'étalement des étoiles, en anglais Point Spread Function) de manière à ce qu'il y ai un maximum de ressemblance entre l'image N266_1 et l'image TMP. Iris procède en convoluant l'image N266_1 avec le kernel approprié. Le calcul de ce noyau est effectué en résolvant un système d'équations linéaires qui relient la forme d'une étoile (que l'on sélectionne à la souris au préalable) commune aux deux images et la forme de la matrice de convolution. Avant de lancer la commande OPT_SUB il faut donc entourer avec glissant avec la souris une étoile bien isolée, relativement brillante mais non saturée. C'est le centre du rectangle de sélection qui compte et non pas sa taille.

Une fois la commande OPT_SUB terminée, l'image N266_1 convoluée par le kernel est affichée. Vous pouvez à présent  soustraire ce résultat à l'image TMP. Les étoiles du champ ont bien disparu (sauf des étoiles saturées) et la détection de la supernova, par exemple par une technique automatique, n'est plus ambigue :

Noter que le noyau de convolution est sauvegardé dans le répertoire de travail sous la forme d'un petit fichier image ayant le nom @k (les éléments de la matrice ont été multipliés par un coefficient 1000). Au besoin, la nouvelle commande FILE_CONV (version 3.52) permet de convoluer l'image en mémoire par un kernel de votre choix (avant que la convolution soit réalisée, les valeurs de la matrice sont multiplier par Iris par 0.001). Par exemple :

LOAD N266_1
FILE_CONV @k

La taille du kernel par défaut est de 11x11 pixels. Cette valeur peut être modifiée en changeant la variable KernelSize du fichier IRIS.INI qui se trouve dans le répertoires Windows de votre disque dur.

La séquence ci-après montre un autre exemple d'utilisation de la commande OPT_SUB. De gauche à droite, la première image à comparer (noter dans le cadre orange la sélection de l'étoile servant à calculer la PSF), la seconde image à comparer (noter la résolution sensiblement différente de ces deux images), la différence (atefacts sur les étoiles saturées), le kernel de convolution calculé. Pour visualiser cette dernière image, procéder ainsi :

LOAD @K
SCALE 1 10 10
VISU 200 0

La version 3.5 offre la possibilité de stopper le déroulement de certaines fonctions en cliquant sur le bouton rouge de la barre d'outil (notamment la conversion de films AVI). Cette facilité ne couvre qu'une partie des fonctions dans la version 3.5 et sera généralisée plus tard.

Possibilités étendues du réglage de la balance des blancs lors du traitement d'images couleurs (menu Visualisation) :

Possibilités d'acquérir des images Webcam via le nouveau menu Webcam.

Nouvelles commandes :

ASCALE2 [IN] [OUT] [NUMBER]
Même commande que ASCALE mais pour une séquence d'images (sur-échantillonnage d'un facteur deux optimisé pour la photométrie d'ouverture). 

BESTOF2 [NAME] [NUMBER]
Même fonction que BESTOF mais plus particulièrement adaptée à des objets présentant un contraste élevée.

CAPTURE
Même fonction que la commande Monocoup du menu Webcam, mais accessible depuis la console.

COREGISTER2 [IN] [OUT] [NUMBER]
Même fonction que COREGISTER mais s'applique à une séquence d'images.

CPU [TIME (S)]
Mesure la fréquence d'horloge du CPU. Cliquer ici pour plus de détails.

DATE
Retourne la date courante.

DATE2JD [DAY] [MONTH] [YEAR]
Convertie une date en jour Julien (exemple : DATE2JD 27.76 08 2001).

DIST
Après avoir lancer la commande cliquer sur deux étoiles dans l'image. IRIS retourne alors la distance en pixels entre ces deux objets.

FILE_CONV [KERNEL NAME]
Convolue l'image en mémoire par un matrice de convolution dont les coefficients sont contenu dans l'image [kernel_name]. La valeur des coefficients est multiplié par Iris par 0.001 avant le calcul proprement dit. L'image doit être obligatoirement carrée et de dimension impaire. La taille maximale est de 41x41 pixels. Vous pouvez vous aider de la commande IMPORTASC pour charger une matrice de convolution à partir d'un fichier texte, que vous sauvegardez ensuite dans le format PIC ou FITS.

GAUSS3 [SIGMA] [BORDER SIZE]
Même fonction que la commande GAUSS mais en excluant du calcul un pourtour de l'image ayant une taille en pixel égale au paramètre [taille bord]. Ceci permet de filtrer des images dont le contour n'a pas une valeur significative.

JD2DATE [JULIAN DAY]
Convertie un jour Julien en une date.

L_SINC [FACTOR]
Agrandie (ou réduit) la taille d'une image spectrale en utilisant la méthode d'interpolation sinc. Pour un exemple d'application cliquer ici.

MEDIANF [SIZE] [COEF]
Effectue le même travail que MEDIAN3 ou MEDIAN5 mais en utilisant un kernel (zone dans laquelle est calculée la médiane) de dimension ajustable à volonté. Taille doit être impérativement une valeur impaire. Par exemple MEDIANF 9 0.8. Cette commande est pratique pour gommer de l'image des détails de taille relativement grande.

OPT_SUB [NAME]
Convolution de l'image en mémoire par une matrice de convolution (kernel) calculé par la commande de manière à ce que la fonction d'étalement des étoiles soient la plus approchante de l'image [name]. Le kernel est sauvegardé à des fins de contrôle sous le nom @k.

PADDING2 [IN] [OUT] [LX] [LY] [NUMBER]
Même fonction que PADDING, mais s'appliquant à une séquence d'images.

POWER [VALUE]
Elévation de l'intensité des pixels de l'image courante à la puissance. La valeur de la puissance est fournie par l'utilisateur.

RING_MEDIAN [RADIUS]
Utilise une version particulière du filtrage médian afin d'éliminer de l'image des structures d'une certaines tailles (des étoiles par exemple). La valeur du paramètre [rayon] doit être approximativement la taille en pixels des objets que l'on souhaite effacer.

SCALE2 [IN] [OUT] [OPTION] [XF] [YF] [NUMBER]
Même fonction que SCALE mais s'applique à une séquence d'images.

SCAN [X1] [Y2] [INTEGRATION TIME] [LINE NUMBER]
Acquisition en mode scan depuis une caméra Audine. Cliquer ici pour plus de détails.

SLANT [Y0] [ALPHA]
Redressement de spectres stellaires. Voir ici pour une application.

SROT [CX] [CY] [ANGLE]
Commande similaire à ROT mais utilisant l'interpolation spline au lieu de l'interpolation bi-linéaire. SROT permet d'obtenir des images ayant un facteur de lissage moins important que ROT, ce qui préserve résolution.

STRANS [DX] [DY]
Commande similaire à STRANS mais utilisant l'interpolation spline au lieu de l'interpolation bi-linéaire. STRANS permet d'obtenir des images ayant un facteur de lissage moins important que TRANS, ce qui préserve résolution.

TIME
Retourne l'heure courante.

TRACK [NAME] [NUMBER]
Analyse une étoile sélectionnée dans une séquence d'images et produit les fichiers DX.DAT et DY.DAT permettant d'observer la dérive d'un télescope en fonction du temps.

TRAIL [Y0] [Y1] [Y2]
Aligne les points d'une trainée d'étoile ou un spectre. Cliquer ici pour voir une application.

VIDEO [X1] [X2] [INTEGRATION TIME] [SIZE OF A BLOCK] [BLOCK NUMBER]
Acquisition en mode VIDEO avec la caméra Audine. Cliquer ici pour plus de détails.

VIDEO_GRID [SIZE]
Affiche dans l'image une grille horizontale avec  un pas en pixel égal à la valeur du paramètre [taille]. Cette grille est une aide pour positionner au bon endroit les objets pour le mode d'acquisition VIDEO. Vous pouvez aussi faire apparaître cette grille en tapant au clavier simultanément la combinaison de touche <Ctrl><F6> (vous devez avoir cliquer dans l'image au préalable).

WDATE
Inscrit la date de prise de vue de l'image courante dans l'image. Le même effet s'obtient en faisant : Ctrl+F8. Pour mémoire, la combinaison de touches Ctrl+F9 copie l'image dans le presse-papier.

WINDOW4 [IN] [OUT] [SIZE] [NUMBER]
Même fonction que WINDOW3, mais s'appliquant à une séquence d'images.