Nouveautés de la version 3.83(b) (26 août 2003)

Révision 3.83b (26 août 2003) - Ajout des fonctions de traitement du bord des planètes, optimisation de certaines fonctions de traitement des images couleurs.

Révision 3.83a (17 août 2003) - Nouvelles fonctions de gestions des fichiers d'appareils photo numériques (testé avec les appareils Canon D60 / 10D / 300D, Canon Powershot G3, Nikon D100, Minolta DiMAGE7, Nikon CoolPix 950/990/995).

Atténuation des effets de bord lors du traitement des images planétaires

Pour visualiser les détails contenu dans un image de planète le masque flou et les ondelettes (traitement multi-échelles) sont des outils efficaces. Ils permettent de rehausser le contraste des informations les plus fines. Cependant, il faut rester prudent lorsqu'on se sert de ces traitements car, appliqués avec trop de force, ils produisent des artefact et au bout du compte, des interprétations erronées de ce qui est observé. L'un des problèmes les plus fréquents avec le masque flou ou les ondelettes est la sur-intensité sur le pourtour du disque planétaire (son limbe). C'est particulièrement vrai avec des documents acquis avec des instruments de petit ou moyen diamètre car la tendance est de forcir le traitement pour tirer le maximum de l'image. Le limbe est une zone particulière de l'image où l'intensité change très vite. C'est caractéristique de la présence de hautes fréquences à cet endroit de l'image. Les traitements en question ont tendance à accentuer fortement les hautes fréquences et donc à rehausser très fortement les bords de la planètes. Il se produit alors un phénomène de rebond (connu sous le nom de phénomène de Gibbs) qui donne un arc brillant caractéristique sur le contour de l'objet. Les deux images ci-après montrent un exemple typique :

Il s'agit d'un image de Mars réalisée le 3 août 2003 par Marc Rieugnié (Saint-Caprais) avec un télescope de 400 mm, une Barlow 2x et une webcam ToUcam Pro. A gauche, on a  l'image brute résultant de l'addition après recentrage de 150 clichés sélectionnés sur un total de 600. A droite, l'image a été traitée assez énergiquement par la technique des ondelettes pour mieux voir les détails. Mais, on constate l'apparition d'un liseré sur le bord gauche de la planète. Il n'a pas de réalité physique, il provient du traitement appliqué. C'est un artefact. Le fait qu'il soit présent sur le bord gauche de la planète et non pas sur le bord droit est dû à l'effet de phase au moment de l'observation. Le bord gauche est plus abrupt que le bord droit et cette petite différence suffit à expliquer le comportement du traitement. Pour tout dire, le problème est accentué par la présence à gauche (surtout en haut de l'image) d'un liseré de nuages bien réels (de couleur bleu, voir plus loin).

La version 3.83b apporte un outils supplémentaire aux opérations de masque flou et d'ondelettes qui aide à atténuer l'effet de bord que nous venons d'illustrer. Mais avant de l'utiliser, révisons quelques unes des étapes qu'il est nécessaire de franchir pour atteindre un bon résultat en imagerie couleur

Les clichés élémentaires sont tout d'abord recentrés les uns par rapport aux autres. Dans le cas de la planète Mars la commande CREGISTER est appropriée : elle est rapide tout en étant suffisamment précise (le contour de la planète est bien défini). Les meilleurs clichés sont ensuite triés, par exemple de manière automatique en utilisant le couple de commandes BESTOF et SELECT. On peut aussi employer en cas de doute une technique manuelle, mais aussi plus fastidieuse, au travers de l'outils Sélection d'images... du menu Visualisation. Les clichés retenu sont additionnés par plans couleurs, par exemple avec la commande ADD_NORM qui évite que l'intensité de l'image résultat ne dépasse la capacité de stockage des nombres dans la mémoire de l'ordinateur. A ce stade, et juste avant de rehausser les contrastes, il est recommandé de multiplier les 3 plans couleurs par une constante ayant une valeur inférieure à 1 pour éviter de voir certains point de l'image être écrêté par le traitement masque flou ou ondelette que nous allons réaliser par la suite (par exemple MULT 0.7).

Si la planète est assez basse sur l'horizon au moment de la prise de vue il arrive que les 3 plans couleurs glissent légèrement les uns par rapport aux autres suivant l'axe de la verticale à cause du phénomène de réfraction (l'atmosphère ce comporte en quelque sorte comme un prisme). Il est facile de recentrer les plans couleurs à partir de la boite de dialogue Trichromie... du menu Visualisation (voir un autre exemple en cliquant ici) :

Comme à chaque étape, il faut faire bien attention à ne pas ajouter de fausses informations, mais aussi à ne pas en gommer. Dans le cas présent, le limbe de la partie supérieure de l'image est encombré de nuages de couleur bleu. On s'en rend compte en examinant le composante bleu brute (voir ci-dessus). Après recentrage des 3 plans il est donc normal d'obtenir en l'espèce un liseré bleu qui n'est pas dû au chromatisme de l'atmosphère terrestre, mais à l'atmosphère de Mars (c'est l'hiver qui débute dans l'hémisphère dont le pôle nous est caché).

L'assemblage final est obtenu en tapant la commande TRICHRO R G B depuis la console, avec R, G et B les noms des fichiers contenant respectivement les couches rouge, verte et bleu de l'image couleur.

Pour restituer des couleurs fidèles il est nécessaire d'équilibrer la balance des blancs. La version 3.83b intègre deux nouvelles commandes qui permettent de réaliser cette opération avec précision et rapidité. La première est la fonction BLACK qui amène le fond de ciel à zéro dans une zone sélectionnée à la souris, et cela simultanément sur les 3 plans couleurs en mémoire. Par exemple, définir un rectangle dans une partie de l'image où on est sur que le ciel est bien noir, comme ceci :

La commande retourne les niveaux de fond de ciel dans la zone pour les 3 plans. Ces niveaux sont automatiquement soustrait des plans couleurs et le résultat est affiché.

La seconde commande fait l'ajustement des blancs proprement dit. C'est la commande WHITE. Ici encore les trois plans couleurs sont traités simultanément (contrairement à ce que fait la commande jumelle SCALECOLOR2). On sélectionne une région supposée blanche dans l'image avec la souris (Iris calcule l'intensité médiane dans la fenêtre). Dans le cas de la planète Mars la calotte polaire est idéale pour cela (mais attention, il ne faut pas avoir saturé l'image à cet endroit pour cause par exemple d'un temps de pose trop long). Voici l'exemple :

Iris retourne les coefficients par lesquels il a multiplier les composantes RGB pour égaliser les niveaux dans la zone sélectionnée. Bien noter que les commandes BLACK et WHITE doivent être enchaînées dans c'est ordre.

A ce stade vous pouvez chercher à accentuer les contrastes avec la boite de dialogue Ondelettes... du menu Traitement :

La version 3.83b ajoute un peu plus d'intéractivité par rapport aux versions précédentes. La fonction permettant de réduire les effets de bords est accessible en bas de la boite de dialogue. Cocher la case Bord et déplacer le curseur.

Réaliser cet ajustement avec beaucoup de parcimonie. Noter par exemple que nous avons bien conservé ici les brouillards bleu polaire. Pour valider le traitement cliquer sur OK. Une nouveauté significative de cette boite de dialogue est qu'elle traite l'image directement en couleurs alors qu'auparavant il fallait traiter les plans successivement. Il suffit pour cela qu'une image couleur soit affichée à l'écran via la commande TRICHRO. Bien sur, il est toujours possible de traiter une image noir et blanc, Iris sait faire la différence automatiquement.

La boite de dialogue du filtrage Masque flou.... du menu Traitement bénéficie des mêmes améliorations (traitement du bord des planètes et travail direct sur les images couleurs) :

Nota 1 : la nouvelle commande UNSHARP3 reprend les paramètres de la boite de dialogue Masque flou.
Nota 2 : aussi bien pour les ondelettes que le masques flou, le message "Débordement" apparaît en haut de la boite de dialogue si un pixel a une intensité supérieure à 32767 (valeur maximale admise par IRIS). Il demeure toujours possible d'ajuster l'image, mais il faut être conscient que certaines parties ne contiendrons pas des valeurs valides (saturation). Pour éviter ce problème, soit traiter moins énergiquement, soit multiplier au préalable des trois couches couleurs par une constante de valeur inférieure à 1 afin de diminuer l'intensité des images.

Vous pouvez affiner au final la balance des blancs avec la boite de dialogue correspondante du menu Visualisation. Les calculs réalisés par cette fonction ont été accélérés d'un facteur 3 dans la version 3.83b par rapport aux versions antérieures.

Le résultat peut être sauvegardé sous la forme d'une image BMP 24 bits en faisant par exemple : SAVEBMP RESULT

La version 3.83b se dote d'une dernière fonction importante pour la gestion des images couleurs : SAVE_TRICHRO (ou SAVE_TR en abrégé). Elle sauvegarde dans trois fichiers distincts les trois plans de l'image courante affichée. Par exemple :

SAVE_TR  R2 G2  B2

Elle est en quelque sorte symétrique que TRICHRO (TR en abrégé) qui utilise trois images noir et plan pour en faire les plan RVB d'une image couleurs qui s'affiche à l'écran.

Voici l'aspect des 3 images noir et blanc ainsi sauvegardée, respectivement les plans rouge, vert et bleu (une nouvelle visualisation couleur est bien sur toujours possible en tapant  TR R2 G2 B2) :

La commande COMPOSIT2 
et... un résumé des méthodes de compositage de séquences d'images sous IRIS.

ADD2 [NOM] [NOMBRE]
L'image de sortie est simplement la somme des images d'entrée de nom générique [nom] (ex. M57-1, M57-2, M57-3...). Le nombre d'images additionnées est [nombre]. La valeur codée maximale après addition est 32767. Si cette valeur est dépassée le résultat est tronqué à 32767. Vous avez la possibilité aussi dans ce cas d'utiliser la commande ADD_NORM (même syntaxe que ADD2) qui, si nécessaire, multiplie les images de la séquence par une constante de telle manière que l'intensité dans l'image finale ne dépasse jamais 32767. Noter aussi l'apparition dans cette version de IRIS de la commande ADD_NORM2 (voir plus loin).

SMEDIAN [NOM] [NOMBRE]
L'image de sortie est la médiane des images d'entrée pour chaque pixels. La médiane des [nombre] images est la valeur du pixel de rang ([nombre]+1)/2 de la série triée des pixels d'un point de l'image. Si le nombre d'images est pair on utilise la moyenne des deux valeurs centrales. La commande SMEDIAN exploite un algorithme relativement rapide mais qui est limitée à un nombre maximal de 19 images. Si le nombre d'images est supérieur, utiliser la commande SMEDIAN2 (même syntaxe que SMEDIAN).

COMPOSIT [NOM] [COEF. SIGMA] [NOMBRE D'ITER.] [FLAG MAX] [NOMBRE]
Les images d'entrées sont combinées en utilisant un algorithme de sigma-clipping pour chaque pixels. Comparé à la technique de la médiane, le sigma-clipping élimine du résultat final les points les plus déviant, si bien que le rapport signal sur bruit final est meilleur dans de nombreuses situations. COMPOSIT travaille au mieux lorsque le nombre d'image élevé (supérieur à 10 idéalement). Le nombre d'image pouvant être traité est virtuellement illimité (c'est une nouveauté importante de la version 3.83, les précédentes limitant le nombre à 19). Voici comment fonctionne l'algorithme. Pour un point donné de l'image, après que la moyenne est été calculée, on évalue la déviation du pixel d'une image par rapport à la moyenne et on compare cette déviation par rapport à un critère d'élimination du pixel du type sigma-clipping. Si la déviation dépasse [coef. sigma] fois le bruit alors le pixel testé est considéré comme non valide (par exemple car il correspond à un point chaud ou qu'il a été frappé par un rayon cosmique). Après le rejet du pixel le processus est repris (itération), mais à présent la moyenne et le bruit sont calculés sans ce pixel. Le nombre d'itération doit être fournie à l'entrée de la commande (paramètre [nombre d'iter.]). La valeur typique des paramètres est [coef. sigma]=3 ou 4 et [nombre d'iter.]=2. Pour ne pas enlever des données réelles des images il faut éviter que la valeur de [coef. sigma] soit inférieure à 1.5 (une trop forte réjection de pixels se traduit par une diminution du rapport signal sur bruit). Après que les pixels déviants de chaque image ont été détectés un somme est réalisée avec les pixels valides. Si [flag max]=0 une simple somme est calculée et si [flag max]=1 on normalise au besoin à 32767 le pixel d'intensité maximale dans le résultat final (voir la commande ADD_NORM).

COMPOSIT2 [NOM] [FLAG. MAX] [NOMBRE]
COMPOSIT2 est une méthode robuste de compositage qui utilise comme principe l'application d'un  poids adaptatif à chaque pixels de l'image.  Voir Artificial Skepticism Stacking algorithm  - Stetson 1989, V Advanced School of Astrophysics [Univerisidade de Sao Paulo], p.1. Voir aussi :
http://archive.stsci.edu/hst/wfpc2/pipeline.html
http://archive.eso.org/archive/hst/wfpc2_asn/3sites/WFPC2_Newsletter.pdf

Les paramètres à fournir sont uniquement le nom générique des images d'entrée, le flag de normalisation (0 ou 1, voir COMPOSIT); et le nombre d'images à traiter.

Les poids des pixels sont calculés par l'équation :

avec w_i le poids du pixel dans l'image i, s_i l'écart type du pixel de rang i dans la pile du point image, déduit du bruit de lecture de la caméra et du gain de la caméra. Le terme r_i, qui est le résidu entre la valeur courante moyenne dans le point de l'image et la valeur du pixel  de rang  i, est calculé à chaque itération. Dans cette version de COMPOSIT2, pour en faciliter l'usage au maximum, les paramètres classiques d'une caméra CCD sont codés en interne (bruit de 15 électrons et gain de 2 e-/ADU). COMPOSIT2 est une commande simple d'usage et particulièrement efficace pour éliminer les pixels déviants.

Très important : avant d'utiliser une commande comme SMEDIAN, COMPOSIT and COMPOSIT2 il est nécessaire que le fond de ciel soit au même niveau entre les images à combiner. Si le prétraitement a laisser pour une raison ou une autre un écart dans le fond significatif il est nécessaire de corriger cela. On utilise par exemple la commande NOFFSET qui normalise le niveau du fond de ciel de toutes les images d'une séquence à une valeur pré-définie en ajoutant ou en retranchant une constante à tous les pixels (pour cela IRIS calcule le fond médian de chaque image). Vous pouvez aussi utiliser la commande NOFFSET2 qui effectue le calcul du fond de l'image dans une zone pré-définie à la souris. Dans le même ordre d'idée, si les temps de poses ne sont pas semblables la mise à l'échelle des images est un pré-requis (utilisation de commandes comme MULT, MULT2, NGAIN2 par exemple).

Le choix de la technique de compositage dépend de la nature des données. Pour produire une image flat-field ou une carte du courant d'obscurité très propre il n'y a pas mieux que la technique de la médiane (SMEDIAN ou SMEDIAN2). En imagerie du type ciel profond, avec de faibles objets, la classique technique du sigma-clipping est préférable à la médiane (gain de près de 30% en rapport signal sur bruit). La nouvelle commande COMPOSIT2 est à présent une bonne alternative au sigma-clipping.

L_OPTBIN et L_OPTBIN2 : extraction optimale en spectroscopie CCD

La version 3.83 ajoute des fonctions dont le but est de transformer un spectre à deux dimensions en un spectre à une dimension de manière optimale. La méthode standard pour réaliser cette opération est la simple sommation en colonne (la direction spatiale, c'est à dire perpendiculaire à la dispersion) sur une largeur qui comprend la majeure partie du flux stellaire. La somme doit être faite seulement après la soustraction du fond de ciel (voir les commandes de la famille L_SKY). Les commandes de Iris qui réalisent ce type de sommation sont L_ADD (avec une entrée manuelle des limites du spectre en colonne) ou L_BIN (avec une détermination automatique des limites du spectre).

L'extraction optimale du profil spectral consiste à assigner à chaque pixel un facteur de poids dont la valeur est proportionnelle au signal arrivant dans ces pixels. Les pixels qui ont donc l'intensité la plus forte prennent plus d'importances que les pixels qui ont une faible intensité. La contribution du bruit de ces derniers est donc diminuée. Nous avons implémenté deux algorithmes décrit dans deux articles classiques :

J. C. Robertson, PASP, 98, 1220-1231, November 1986 - Codé et adapté dans la commande L_OPTBIN
K. Horne, PASP, 98, 609-617, June 1986 - Codé et adapté dans la commande L_OPTBIN2

L'algorithme de Robertson est utilisable uniquement lorsque l'axe de dispersion du spectre est orienté bien parallèle aux lignes du capteur CCD. Si ce n'est pas le cas au moment de l'acquisition, le spectre peut être "redressé" au moment du prétraitement en utilisant par exemple la commande TILT. L_OPTBIN est une fonction pratique, fiable et rapide, et elle tolère même de petits désalignement du spectre ou de petites distortions en fonction de la longueur d'onde (voir les limitations photométriques plus loin).

L'algorithme de Horne est une sorte de généralisation de l'algorithme de Robertson dans le sens où le spectre peut ne pas être aligné avec les lignes du CCD. C'est cependant une algorithme très coûteux en temps calcul (ajustement du spectre le long de l'axe de la dispersion par de nombreux polynômes auquel s'ajoute un processus itératif). Malgré cela, si les distortions du spectre sont importantes, l'algorithme de Horne peut conduire à des erreurs photométriques importantes du fait du degré limité des polynômes ajustés. D'une manière générale nous privilégions la méthode de Robertson, plus expéditive, que l'on fait précéder d'une opération d'alignement du spectre (TILT, SLANT, SMILE, ...).

Pour les deux commandes il est nécessaire de fournir une estimation du niveau du fond de ciel en ADU (Analog Digital Unit, ou Comptes). Noter, c'est important, qu'avant de pouvoir utiliser la présente implémentation de l'extraction optimale du spectre il est obligatoire d'enlever avec soin le fond de ciel (commandes L_SKY, L_SKY2, L_SKY3, par exemple). Cela signifie qu'en dehors de la trace du spectre le niveau moyen doit être nul. Les autres paramètres sont le gain de la caméra en électrons/ADU et le bruit de lecture (RON) de la caméra en électrons. Finalement, le dernier paramètre (kappa) est un coefficient permettant d'ajuster la force du filtre de réjection des éventuels rayons cosmiques (ou points chauds résiduels ou pixels morts). Le paramètre kappa à une signification du kappa utilisé dans les techniques de compositage d'images par la méthode du sigma clipping, connue aussi sous le nom kappa-sigma rejection (voir les commandes COMPOSIT et COMPOSIT2).

La syntaxe est :

L_OPTBIN [LIGNE1] [LIGNE2] [GAIN (e/ADU)] [RON (e-)] [NIVEAU MOYEN DU FOND DE CIEL (ADU)] [KAPPA]
L_OPTBIN2 [LIGNE1] [LIGNE2] [GAIN (e/ADU)] [RON (e-)] [NIVEAU MOYEN DU FOND DE CIEL (ADU)] [KAPPA] 

LIGNE1 et LIGNE2 sont les coordonnées des lignes qui encadrent le spectre. Contrairement à ce qui se passe avec la sommation simple, ces deux coordonnées peuvent se situer relativement loin du spectre sans que cela apporte un bruit significatif (la sommation de 10 à 20 lignes est typique). C'est le grand intérêt de la méthode optimisée : les lignes en trop n'ont quasiment aucun poids dans le résultat final. Simultanément, on est sur que tout le signal de l'étoile sera utilisé pour construire le profil spectral, ce qui améliore la qualité photométrique.

Voici quelques exemples type d'utilisation de l'extrcation optimale du profil spectral.

IMAGE TEST 1 : Spectre de l'étoile HD172671 de type spectral B9V (V=6.1). Il s'agit d'une pose unique de 180 secondes réalisée avec le spectrographe MERIS lié à une lunette de 128 mm de diamètre au travers d'une fibre optique de 100 microns. Pour une description complète de cet équipement cliquer ici. La caméra est une Audine comprenant un CCD KAF-0401E. L'acquisition est faite en binning 2x2. Le gain de la caméra est de 2 électrons/ADU. Le bruit électronique est évalué à 25 électrons (RON + un peu de signal thermique). L'échantillonnage moyen du spectre est de 5,74 A/pixel

L'image est traitée de manière standard, notamment le signal thermique est retiré. En outre, avant de calculer le spectre mono-dimensionnel le fond de ciel est soustrait avec soin. Autour du spectre la valeur moyenne du signal est doit donc être nulle. Les graphes suivants montent le spectre à une dimension pour respectivement une somme standard entre les lignes 138 et 155 (un intervalle plus large que nécessaire), la commande correspondante est L_ADD 135 155, une sélection automatique du domaine de binning pour intégrer 98% du signal de l'étoile (la commande L_BIN sélectionne les lignes 144 et 148), et une extraction optimale en utilisant la commande :

L_OPTBIN 155 138 2 25 0 15

Dans cet exemple (le résultat peut changer en fonction des situations), relativement à la commande L_BIN, la procédure optimale a permis de gagner un facteur 1,16 en rapport signal sur bruit, soit un facteur 1,34 sur le temps d'observation (le carré de 1,16). Ce n'est pas négligeable ! Noter aussi l'élimination du point chaud par un choix judicieux du paramètre kappa. La valeur caractéristique de ce paramètre est comprise entre 5 et 50 (15 dans cet exemple). Elle doit être trouvée par essais successifs de manière à ce que le statut délivré par la commande à la fin de l'exécution oscille entre 0 et 1 points exclus (noter que L_OPTBIN utilise une procédure iterative des points aberrants dans le spectre). Pour n'exclure aucun point, si la trace du spectre ne contient à l'évidence aucun défaut cosmétique, utiliser une forte valeur pour kappa, 100 par exemple.

IMAGE TEST 2 : Spectre de l'étoile Gamma Cas (type Be). Il s'agit d'un spectre à haut rapport signal sur bruit réalisé avec le spectrographe MERIS et une lunette de 128 mm de diamètre (addition de 30 images posées 5 secondes chacune). Des "rayons cosmiques" ont été ajouté dans la trace du spectre. C'est un cas difficile car (1) le spectre est sous-échantillonné, ce que n'aime pas les algorithmes d'extraction, (2) il faut faire disparaître les cosmiques, mais ne surtout pas toucher bien sur aux raies en émission.

Le résultat des commandes L_BIN et L_OPTBIN 80 55 2 12 50 40 :

Le gain en rapport signal sur bruit est ici totalement marginal car le signal sur bruit de départ est déjà élevée, mais la procédure de retrait des rayons cosmique a fonctionné correctement.

La figure suivante montre le rapport des spectres calculés avec la procédure standard et la procédure optimisée. Le résultat est normalisé à 10000. Les spectres sont identiques avec une précision de 1% dans le cas de la commande L_OPTBIN. C'est une qualité photométrique déjà très honnête. La limitation vient du fait que la larheur du spectre change lentement en fonction de la longueur d'onde (problème de chromatisme induit par les optiques dioptriques utilisées dans le spectrographe). Une voie d'amélioration pour atteindre une précision photométrique encore meilleure est de calculer le spectre 1-D sur des parties relativement restreinte, que l'on remet ensuite bout à bout lorsque le profil spectral est connu (commande L_MERGE par exemple). Bien sur, ceci suppose que le rapport signal sur bruit est suffisant. L'algorithme de Horne donne une précision photométrique largement meilleure que 1%, sauf aux extrémités du spectre en raison de problème d'ajustement des polynômes dans ces zones.

 IMAGE TEST 3 : Spectre de l'étoile 4 Aql (type Be) réalisé avec le télescope de 60 cm du Pic de Chateau Renard (AstroQueyras) par une équipe du club d'astronomie de Lyon-Ampère. Le spectrographe a une résolution spectrale effective de 11000 et utilise un bundle de fibres otiques qui distribue le flux de l'étoile sur de nombreuses lignes du capteur CCD (système anamorphoseur). Nota : la taille de l'image du spectre ci-après est réduite d'un facteur pour les besoins de la visualisation mais pas lors du traitement (acquisition avec une caméra ST8E en 300 secondes de pose - le bruit électronique est supposé être de 12 électrons).

TEST IMAGE 3 : Spectrum of the star 4 Aql (Be-type) acquired with the 24-inch telescope of Pic de Chateau Renard (AstroQueyras + team of Lyon-Ampère association). The effective resolution of the spectrograph is of 11000. The starlight is distributed on the CCD surface through à set of fiber bundle. 300-seconds exposure with a ST8E CCD camera (readout noise of 12 electrons RMS).

La figure suivante montre les spectres de 4 Aql calculés avec le procédure standard  (L_ADD 87 131) et la procédure optimale (L_OPTBIN 87 131 2 12 0 5) :

The next figure show spectra of 4 Aql extracted with standard procedure (L_ADD 87 131) and optimal procedure (L_OPTBIN 87 131 2 12 0 5):

L'augmentation du rapport signal sur bruit est particulièrement importante dans cet exemple où le flux est dilué sur de nombreuses lignes du détecteur.

AUTRES NOUVELLES COMMANDES

ADD_NORM2 [NOM] [NOMBRE]
Même commande que ADD_NORM (addition d'une séquence d'images et normalisation du pixel le plus intense à 32767 si nécessaire), mais la zone où est calculé la valeur de la normalisation doit être sélectionnée à la souris. Ceci donne de la souplesse dans certains cas pour éviter de saturer une saturer une zone précise seulement de l'image.

BLACK
Ajuste le fond de ciel à zéro des couches rouge, vert bleu d'une image couleur actuellement affichée. Voir les explications en haut de cette page.

REINDEX [ENTREE] [SORTIE] [PREMIER INDEX D'ENTREE] [PREMIER INDEX DE SORTIE] [NOMBRE]
Réorganise les index d'une séquence. Supposons une séquence : I1, I2, I3, I4. On veut la transformer en une séquence J5, J6, J7, J8. On écrira :

REINDEX I  J  1  5  4

Les séquences d'entrée et de sortie ne peuvent pas avoir le même nom. [nombre] est le nombre d'image à convertir.

SAVE_TRICHRO [R] [V] [B]  ( ou SAVE_TR [R] [V] [B] )
Sauvegarde dans trois fichiers distincts de nom [r], [v] et [b] les trois couches de l'image en vraies couleur actuellement affichée. Un message d'erreur apparaît si l'image n'est pas en vrai couleur.

TRANS2 [ENTREE] [SORTIE] [DX (PIX./HEURE)] [DY (PIX./HEURE)] [NOMBRE]
Transforme une séquence d'image en une autre séquence en faisant une translation d'un certain nombre de pixels dépendant de l'heure de prise de vue de l'image est du décalage horaire en X et Y précisé en paramètres (en pixels par heure). L'utilisation typique est le recentrage d'une séquence sur le mouvement d'une comète ou d'un astéroïde de telle manière que c'est objet apparaisse ponctuel après compositage. On procéde généralement en deux temps : registration fixe sur une étoile du champ (commande REGISTER par exemple), puis, application de la commande TRANS2. Supposant que les éphémérides (ou une mesure directe dans l'image) nous apprennent q'un objet mobile se déplace 0.230 pixel/heure en X et de -0.763 pixel/ heure en Y dans la séquence I1, I2, I3, ... I20. On obtient une nouvelle séquence J1, J2, .... J20 où le mouvement de l'objet est annulé en faisant :

TRANS2 I  J  0.230  -0.763  20

Cliquer ici pour un exemple d'application de TRANS2.

WHITE
Ajuste la balance des blancs des couches rouge, vert bleu d'une image couleur actuellement affichée. Voir les explications en haut de cette page.

La possibilité d'entrer manuellement un angle de tilt a été ajouté dans la boite de dialogue de prétraitrement des spectres. L'angle de tilt est l'angle que fait l'axe de la dispersion avec les lignes du CCD. La possibilité d'une correction automatique du tilt des anciennes versions (et aussi de la courbure éventuelle) a été conservée (cocher la case Auto.).