QuickMiPS32 V1.81 Rel.5a
MISE A JOUR



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Important : cette mise à jour ne fonctionnera que si disposez du CD-ROM QMiPS32 Version 1.8


Nouvelles fonctions par rapport à la version 1.8



ADD3 [NAME] [FWHM] [NUMBER]

Lorsque vous utilisez la commande REGISTER sur des images du ciel profond, un fichier FWHM.LST est crée sur votre disque dur. Dans celui-ci, la première colonne contient un index sur les image et la seconde contient le FWHM (largeur à mi-hauteur) le plus grand trouvé entre les deux axes pour les étoiles d'indices donnés. Les index (qui correspondent au numéro d'ordre dans une séquence d'images) sont classés suivant les FWHM croissant. Ainsi, la première image dans la liste sera celle qui aura les étoiles les plus fines. La commande ADD3 est très proche de la commande ADD2 à ceci que seules les images ayant un FWHM inférieur ou égal à [FWHM] sont additionnées. De la sorte vous pouvez compositer seulement et automatiquement les meilleures images d'une séquence. Exemple :

ADD3 M51- 1.9 12

Cette commande sélectionne les images ayant un FWHM inférieur ou égal à 1.9 pixels dans la séquence M51-1 .... M51-12, puis additionne seulement les meilleures images.


ANG_FILTER [XC] [YC] [RADIUS] [SIZE]

Réalise un filtrage du type passe-bas suivant des cercles concentriques centrés sur le point de coordonnées image ([xc],[yc]). L'algorithme consiste à calculer la moyenne des pixels dans des secteurs de valeur angulaire [size].

Cette commande repose sur une transformation des coordonnées rectangulaires en coordonnées polaires. Les paramètres [xc], [yc] et [radius] ont la même signification que pour les commandes REC2POL et POL2REC.

ANG_FILTER est généralement utilisée pour accroître le contraste de structures radiales dans l'image, tel les jets d'une comète ou de la couronne solaire visible lors des éclipses totales de Soleil.


CFA [R] [G] [B]

Extrait les composantes RGB d'une image produite avec un CCD composé d'un réseau de filtre (CFA = Color Filter Array). La commande CFA de QMiPS32 traite un réseau de Bayer ayant l'aspect :

G R G R
B G B G
G R G R
B G B G

Les coordonnées du premier pixel rouge dans le coin inférieur gauche de l'image doivent êtres fournies dans les variables CFAX et CFAY à l'intérieur du fichier QMIPS32.INI. Dans l'exemple ci-dessus
nous auront :

CFAX 2
CFAY 2

Exemple soit à traiter l'image COLOR.PIC située dans le répertoire TUTORIAL du CD-ROM QMiPS32 (faire CFAX 5 et CFAY 7) :

LOAD COLOR
CFA R G B

Cette commande produit les images des composantes primaires R.PIC, G.PIC et B.PIC ainsi que les contrepartie en format BMP (R.BMP, G.BMP, B.BMP). Pour visualiser l'image en couleur, faire :

TRICHRO R G B 8000 1500 8000 1500 8000 1500 20



COPYMED [IN] [OUT] [NUMBER] [NBADD]

Fonction équivalente à COPYADD, mais au lieu d'additionner des groupes de [nbadd] images, COPYMED calcule la valeur médiane de ces même groupes.


COSME2 [IN] [OUT] [FILE] [NUMBER]

Même fonction que COSME mais s'appliquant à une séquence d'images de nom générique [in]. La séquence produite a pour nom générique [out], le fichier des pixels à corriger est contenu dans le fichier ASCII [file] et le nombre d'images de la séquence est [number].


DRIZZLE [NAME] [RESOLUTION] [NUMBER]

La commande DRIZZLE permet d'accroître la résolution spatiale des images lors du compositage d'images élémentaires. Le principe repose sur le fait qu'au niveau de l'échelle d'un pixel il est possible de considérer les images les images élémentaires décalées de manière aléatoire. Par exemple dans la première image de la séquence une étoile sera par exemple exactement centrée sur un pixel alors que dans la suivante elle pourra se trouver à cheval sur deux pixels. L'analyse de la répartition du signal de l'étoile (ou d'un quelconque objet de l'image) sur les pixels qui la recouvre et la connaissance du décalage spatial entre les images à une fraction de pixel près permet de reconstituer une information qui est perdue si une seule image est acquise. Il en résulte une image de sortie échantillonnée sur une grille (des pixels) plus fine que dans les images d'entrées, ce qui accroît la résolution.

La commande DRIZZLE doit être utilisée sur des images sous-échantilonnées, c'est-à-dire lorsque la largeur à mi-hauteur (FWHM) des images est inférieure à 2 pixels. L'efficacité est très grande lorsque le FWHM est compris entre 1 et 1.5 pixels. On aboutit à un tel échantillonnage lorsque la distance focale du télescope est trop courte par rapport à la taille des pixels (ce sera pratiquement toujours le cas avec des images CCD réalisées avec des objectifs photographiques ou des télescopes très ouverts pour l'observation grand-champ.

Avant d'utiliser DRIZZLE il est nécessaire de connaître le décalage entre les images (nous supposons avec cette version de DRIZZLE que ce décalage est uniquement provoqué par des translations et pas par des rotations ou des changements d'échelles). La valeur des décalages en translation suivant X et Y par rapport à la première
image de la séquence à traiter sont à inscrire dans un fichier SHIFT.LST. Ce dernier peut être produit automatiquement (voir par exemple les commandes REGISTER et FILE_TRANS pour plus de précisions).

Il est important que toutes les images de la séquence soient acquises dans les même conditions : même temps d'intégration, même niveau du fond de ciel... Si tel n'est pas le cas il est crucial d'égaliser par exemple le niveau du fond de ciel entre les images (commande OFFSET ou mieux NOFFSET2) ou encore les multiplier par une constante de normalisation (commande MULT).

Les paramètres sont :

[name] nom générique de la séquence d'images d'entrée.

[resolution] est le facteur d'échantillonnage souhaité par rapport aux images d'entrée. Normalement ce facteur est compris entre 2 et 3. Notez qu'il faut entre 5 et 10 images décalées toutes linéairement pour que le gain en échantillonnage se transforme en gain en résolution spatiale.

[number] est le nombre d'images dans la séquence (au moins 5).

Exemple :

DRIZZLE M42- 2 7

Voir aussi en cliquant ici.


EQUAL2 [NORM]

Réalise une égalisation d'histogramme optimisée pour le visualisation des objets du ciel profond. L'algorithme a été décrit CCD Astronomy, Winter 1997, pp16-18. Essayez par exemple :

LOAD M51
EQUAL2 32000
VISU 32000 13000


GRADX [OPTION]

Filtrage de type gradient suivant l'axe X. La valeur de option (1 ou 2) permet de choisir l'orientation de l'effet d'ombrage. Exemple :

LOAD M51
GRADX 1
OFFSET 1000
VISU 1200 800


GRADY [OPTION]

Filtrage de type gradient suivant l'axe Y. La valeur de [option] (1 ou 2) permet de choisir l'orientation de l'effet d'ombrage.


GRADX2 [OPTION]

Traitement similaire à GRADX mais avec un effet plus accentué.


GRADY2 [OPTION]

Traitement similaire à GRADY mais avec un effet plus accentué.


JD [DD] [MM] [YYYY]

Retourne le jour Julien de la date dd/mm/yyyy. Exemple :

JD 25 08 1997
JD 25.887 08 1997


L_MEAN [LINE1] [LINE2]

Calcule pour chaque colonne de l'image en mémoire la moyenne des lignes entre les bornes [line1] et [line2]. Le résultat est une image de même largeur que l'image d'entrée et haute de 20 lignes identiques. Chaque colonne de cette dernière image à une intensité égale à la valeur moyenne des colonnes correspondantes dans l'image d'entrée à l'intérieur des deux bornes.

L_MEAN appartient à une famille de commandes dédiées au traitement des images suivant une seule dimension de l'image (ici la direction suivant l'axe Y). Voici d'autres commandes de ce type :

- L_MEDIAN [LINE1] [LINE2] : identique à la commande L_MEAN mais en remplaçant la valeur moyenne par une médiane.

- L_ADD [LINE1] [LINE2] : identique que L_MEAN mais en remplaçant la moyenne par une addition (la somme est normalisée à 32767).

- L_EXPAND [HEIGHT] : produit une nouvelle image en dupliquant la première ligne d'une image sur une hauteur [height].

- L_SUB [NAME] : soustrait à toute les lignes de l'image en mémoire la ligne d'une images de nom [name] produite par des commandes comme L_MEAN, L_MEDIAN, L_ADD ou L_EXPAND. Cette commande est un outil important pour le traitement des images CCD obtenues en mode drift-scan (défilement du ciel sur le CCD en arrêtant le mouvement du télescope et transfert synchrone du signal).

- L_DIV [NAME] [COEF] : même principe que L_SUB mais avec une division normalisée par le paramètre [coef].

- L_PLOT [HEIGHT] : produit une image contenant le graphe suivant l'axe X d'images produites avec L_MEAN ou L_ADD par exemple. La longueur du graphe est la largeur de l'image (cette dernière peut être modifiée au préalable avec la fonction SCALE par exemple). La hauteur du graphe en pixell est contenue dans le paramètre [height]. Cette commande produit par ailleurs dans le répertoire courant un fichier ASCII des points du graphe (fichier PLOT.LST).

Exemple 1 : l'image SCAN1.PIC dans le répertoire DATA\SCAN du CD-ROM QMiPS32 est un extrait d'image drift-scan réalisée avec un CCD KAF-0400 non refroidi et un télescope de 190 mm à F/D=4. Voici comment faire une correction flat-field avec les données de l'acquisition :

LOAD SCAN1
L_MEDIAN 200 3000   (calcul de la médiane sur près de 3000 lignes de haut)
SAVE FLAT           (sauvegarde du flat-field sur le disque)
LOAD SCAN1
L_DIV FLAT 234      (division par le flat-field (234 est son niveau moyen))
SAVE R              (sauvegarde du résultat)

Exemple 2 : traitement de spectres stellaires


LOADSX [NAME]

Commande de chargement directe en mémoire des images issues des caméras Starlight Xpress.


NOFFSET3 [IN] [OUT] [NORM] [NUMBER]

Normalise au niveau [NORM] le fond de ciel médian d'une séquence de [NUMBER] images de nom générique [IN]. Le nom générique de la séquence de sortie est [OUT]. Vous devez au préalable sélectionner avec la souris une zone rectangulaire dans l'image dans laquelle le calcul sera réalisé. Cette commande est très pratique dans le cas du traitement des images planétaires, car la planète occupe généralement une large surface dans l'image, ce qui biaise un algorithme global tel que celui utilisé dans la commande NOFFSET2. Une application importante est la mise au niveau proche de zéro du fond de ciel des images planétaires avant d'utiliser la commande PREGISTER. Une séquence type de traitement d'images planétaires sera par exemple :

WINDOW3 JUP I 5 5 170 170 9 (détourage des images)
NOFFSET3 I J 0 9            (normalisation à 0 du fond de ciel)
PREGISTER J K 256 9         (registration des images)
MULT3 K K .3 9              (pour éviter de saturer après addition)
ADD2 K 9                    (addition des 9 images)


RANK [SIZE] [OPTION]

Attribue à un pixel donné l'intensité minimum (si OPTION=1) ou l'intensité maximum (si OPTION=2) trouvée dans un voisinage de SIZE x SIZE pixels centré sur le pixel étudié. Exemple d'application :

LOAD HALE
RANK 3 1
SAVE I
LOAD HALE
SUB I 0
VISU 500 0
LOG 1000
VISU 1000 300
WAVELET I J 4
LOAD J2
ADD J2
ADD J4
VISU 1200 950


RL3 [#ITER] [ALPHA] [BETA]

Déconvolution par la méthode de Richardson-Lucy (voir les commandes RL et RL2). Dans cette version le nombre d'itération en un point de l'image est déterminé par la valeur du rapport signal sur bruit (S/N). Là où le S/B est très élevé (étoiles, noyau de galaxie...) le nombre d'itération est [#iter]. Ailleurs, le nombre d'itérations est lié aux paramètres [alpha] et [beta]. Le premier paramètre fixe un offset et le second fixe la pente de la fonction liant S/B et le nombre d'itération. La valeur des deux paramètres peut être ajustés par essais successifs en s'aidant de la commande TEST_RL3. Exemple :

LOAD LUCY
TEST_RL3 30 100 .03
VISU 30 0

L'image produite donne le nombre d'itération pour chaque point de l'image. Ici Alpha et Beta ont été choisi pour que le nombre d'itération maximum demandé (30) soit appliqué aux points de l'image présentant un fort S/B.En revanche le nombre d'itération est très faible (1 ou 2) au niveau des pixels ayant un faible S/B (par exemple les régions correspondant au fond de ciel). Une fois Alpha et Beta ajustés, faites :

LOAD LUCY
RL3 30 100 .03

On voit dans le résultat que le bruit est très peut accentué dans le fond de ciel et que les régions de l'image contenant beaucoup d'informations sont fortement déconvoluées.

Note : pour réduire les effets d'anneau autour des étoiles vous pouvez appliquer une contrainte de positivité supplémentaire à l'algorithme de Richardson-Lucy. Utilisez la commande POSITIVITY pour cela :

POSITIVITY 1
LOAD LUCY
RL3 30 100 .03


Pour retirer la contrainte de positivité, tapez la commande :

POSITIVITY 0


La technique de réduction que nous venons de décrire n'est effective que pour les détails ayant un niveau proche de la valeur du fond de ciel. Une autre méthode pour réduire les artefacts autour des objets brillants consiste à utiliser la commande RL4.


RL4 [#ITER] [ALPHA] [BETA] [BACKGROUND IMAGE]

Commande équivalente à RL3, sauf lorsqu'une contrainte de positivité est demandée (commande POSITIVITY). Dans ce cas, le niveau où s'applique la contrainte est défini par l'intensité de l'image lissée de l'image à traiter. Dans l'exemple qui va suivre nous éliminons la plupart des détails (et mêmes les étoiles) en utilisant la commande MEDIANF2 :
POSITIVITY 1
LOAD LUCY
MEDIANF2 9 5
SAVE I
LOAD LUCY
RL4 30 100 .03 I


SL3

Attribue aux pixels de l'image en mémoire la valeur absolue de la plus grande pente locale calculé dans 4 directions (verticale, horizontale et deux diagonales). Le calcul est effectué dans une matrice 3x3. Cette opération est à rapprocher des opérateurs de Sobel ou de Kirsch. SL3 peut être utilisé par exemple pour analyser la région nucléaire d'une comète. Exemple :
LOAD HALE
LOG 1000
SL3
VISU 40 0

Le logarithme avant SL3 limite la force de ce dernier. Remarquez les jets et les nombreuses structures en cercles (portion d'image de Hale-Bopp réalisée avec un télescope de 212 mm). Attention, rappelez-vous que ce type de filtre met en évidence les variations d'intensité locale de l'image (ici dans une région de 3x3 pixels). Le résultat n'est pas nécessairement fidèle à la représentation standard de l'image.


SL5

Même principe que SL3, mais avec une matrice 5x5.


SUBX [OPTION]

Soustrait à chaque ligne de l'image la valeur moyenne (option=1), la valeur médiane (option=2), la valeur min (option=3) ou la valeur max (option=4) trouvée dans ligne concerné.


SUBY [OPTION]

Soustrait à chaque colonne de l'image la valeur moyenne (option=1), la valeur médiane (option=2), la valeur min (option=3) ou la valeur max (option=4) trouvée dans la colonne concernée.


TEST_RL3 [#ITER] [ALPHA] [BETA]

Voir la commande RL3.


TH_CUT [IN] [OUT] [HIGH LEVEL] [LOW LEVEL] [NUMBER]

Ajuste les seuils de visualisation d'une séquence de [number] images aux valeurs [high level] et [low level]. Cette commande est très pratique pour équilibrer les seuils d'une séquence d'images avant d'utiliser les commandes BLINK ou ANIMATE.


USNO [RA] [DEC] [X_DIM] [Y_DIM] [X_DIM] [X_PIXEL] [Y_PIXEL] [FOCAL LENGHT]

Même fonction que la commande GSC mais produisant une image à partir du CD-ROM USNO-A. Le USNO-A contient une base de 55 millions d'étoiles dont certaines ont la magnitude 20. Attention cependant, le USNO est une base qui ne comporte pas un nombre naturel d'étoiles par tranche de magnitude ce qui peut poser des problèmes d'identifications du champ. Une analyse préalable du champ avec le GSC est souven souhaitable. IMPORTANT : tout comme le GSC vous devez indiquer à QMiPS32 la lettre d'unité du lecteur contenant le CD-ROM USNO. Pour cela le plus simple est d'ajouter la ligne suivante dans le fichier QMIPS32.INI (on suppose ici que l'unité est e:) :
CDROM E:


WINDOW4 [IN] [OUT] [X1] [Y1] [X2] [Y2] [NUMBER]

Même fonction que WINDOW2 mais s'appliquant à une séquence d'images de nom générique [in]. La séquence produite a pour nom générique [out] et le nombre d'images de la séquence est [number].

Améliorations

La commande AUTOASTRO peut à présent être utilisée indifférement avec la base de donnée GSC et la base de donner USNO-A. Pour indiquer à QMiPS32 que vous voulez utiliser le USNO vous devez ajouter l'une des deux lignes suivante dans le fichier QMIPS32.INI :

GSC 3
STARCAT 3

L'astrométrie et la photométrie peuvent aussi bénéficier du catalogue USNO-A à partir du menu Tools et de la fenêtre GSC/USNO (précédemment GSC uniquement). Vous pouvez sélectionner le USNO à partir d'un bouton qui a été ajouté.

La précision de calcul des fonctions d'astrométrie a été encore améliorer grâce à un nouvel algorithme de détection d'étoiles qui travaille en plusieurs passe.

L'algorithme de détection d'étoiles dans la puissante commande REGISTER2 est plus fiable : les fausses détections sont minimisées, les redondances elliminer et la précision de calcul de position accrue. Un bug a aussi été fixé dans cette commande ce qui permet à présent d'obtenir une haute précision de registration.

La commande FIND_STAR produit à présent un fichier d'étoiles ayant une très haute qualité photométrique et astrométrique.

Un bug a été corrigé dans la fonction SCALE qui donné un comportement instable du programme pour certains facteurs d'échelles supérieurs à 1.

Un bug a été corrigé dans la commande POLAR. A présent l'angle est correctement calculé. L'origine des angles dans les commandes POLAR, POLAR2 et POLAR_CARD est la direction du filtre correspondant à l'orientation 0°. Les angles sont à présent toujours compris entre 0 et 180° en allant dans le sens inverse des aiguilles d'une montre.

La commande LOAD peut à présent charger les images directement depuis le CD-ROM ou celles possédant l'attribut READ ONLY.

La commande LOAD charge indifféremment tous les formats PIC (comprimé ou pas), y compris les iamges de la dernier version (3.0) du BT-Atlas.

L'efficacité de la commande SAVECPS a été augmentée de 20% environ et l'algorithme de compression est compatible avec la version 3.0 du BT-Atlas.

Remarque à propos du fichier GSC.IND. Pour éviter le message d'erreur "File GSC.IND not found" il est rappelez que vous devez impérativement ajouter les 2 lignes suivantes dans le fichier QMIPS32.INI :

CDROM E:
BT_CAT E:\CATALOG\

La première ligne indique à QMiPS32 la lettre de votre unité de CD-ROM. La seconde ligne indique à QMiPS32 où se trouve le fichier GSC.IND. Ici on utilise le fait que le fichier GSC.IND se trouve dans le répertoire CATALOG du CD-ROM QMiPS32. Mais vous pouvez parfaitement copier le fichier GSC.IND sur votre disque dur est indiquer ce nouveau chemin à la suite du mot clef BT_CAT.

Pour augmenter le nombre de niveau de gris pour l'affichage des images, ajoutez la ligne suivante dans le fichier QMIPS32.INI :

PALET_MODE 1

Pour supprimer le bip sonore, ajoutez la ligne suivante dans le fichier QMIPS32.INI :

BELL 0



Christian Buil
Toulouse, Juin 1998