Manuale Iris Completo

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  • 7/22/2019 Manuale Iris Completo

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    Come modificare la data di acquisizione d una immagine

    La data un parametro fondamentale per lanalisi fotometrica.E sempre possibilecorreggerla o anche stabilirla in un file dimmagine.

    Carica limmagine in memoria :>LOAD IMAGE

    Modifica la data usando il comando SET_DATE. Es.:> SET_DATE 13/12/05 per il 13Dicembre 2005

    Modifica lora usando il comando SET_HOUR. Es.: > SET_HOUR 16:49:20.3

    Per verificare la modifica usa il comando INFO.

    Salva limmagine con la dicitura aggiornata.

    > SAVE IMAGE

    Il comando INIT_DATE modifica la data di una serie dimmagini.Il parametro di

    questo comando un descrittore di file con lestensione ./st ,che associa il nome diunimmagine con una data e unora. P.es. se il contenuto del file FILE.LST(deve avereobbligatoriamente 3 colonne) :

    var1 13/12/2005 16:49:20.3var2 13/12/2005 16:52:39.8var3 13/12/2005 16:55:00.4

    e se lanci : >INIT_DATE FILE

    Iris carica limmagine varie attribuisce la data 13 Dicembre 2005 alle ore 16 49 minutie 20.3 secondi. Il file dimmagine vari automaticamente salvato con la nuova

    dicitura. Iris elabora allo stesso modo le immaginivar2, var3,

    Astrometria

    Lastrometria ti permette di determinare le vere coordinate degli oggetti (cio AR eDEC) dalla loro posizione apparente in unimmagine (cio x, y).Iris sa eseguire talitrasformazioni. Il software contiene strumenti sofisticati per misurare rapidamente lamagnitudine e la posizione di asteroidi, comete,o stimare la magnitudine di altrioggetti celesti. Per farlo bisogna avere alcune stelle di riferimento con coordinatecelesti esatte e note.Tali posizioni si possono ottenere da informazioni contenute invarie fonti :

    I CD-ROM GSC (Guide Star Catalogue, prodotto dallo Space Telescope ScienceInstitute).C un CD-ROM per ciascun emisfero.Il catalogo venne prodotto per fornirestelle guida allo Hubble Space Telescope che gli avrebbero permesso di esserestabilizzato per lunghe pose. Il catalogo contiene pi di 15 milioni di stelle fino allamagnitudine 16. La precisione della posizione stellare molto migliore di 1 secondodarco.

    Il GSC-ACT. Versione migliorata delloriginale GSC.

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    LUSNO-A.Il catalogo contiene stelle fino alla magnitudine 19.La distribuzionesuperficiale delle stelle nel cielo uniforme ma molte stelle per classe di magnitudinesono assenti,e questo un grosso problema per lidentificazione di campo.

    LUSN-SA

    Il catalogo Tycho- 2

    Lo SKY 2000

    Prendiamo un esempio per dimostrare la capacit di iris nelle applicazioniAstrometriche/Fotometriche. Il compito la riduzione astrometrica del campo dellagalassia NGC 2320 :

    Immagine del campo della galassia NGC2320 (la supernova 2000B presente nellimmagine).Strumentazione: rifrattore Takahashi FSQ-106 (F=530mm) e camera CCD Audine con chipKAF-401E.Il risultato la semplice somma di 4 pose da 60 (tempo dintegrazione cumulativo

    240).Losservazione fu fatta in condizioni suburbane da Toulouse(Francia meridionale)

    Le coordinate equatoriali del centro dellimmagine sono :

    RA= 7h 05m DEC= +50 36

    Il catalogo usato Tycho-2

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    Prima definisci il percorso di catalogo nella finestra Settings(menu File).Il catalogo sitrova in un CD-ROM. La lettera del CD F.Il catalogo si trova nella subdirectoryDATA

    Posizione catalogo Tycho-2

    Apri la finestra Settingse completa le voci della drive del CD (f) e della subdirectorydel catalogo (qui data). Carica limmagine : >LOAD N2320

    Apri la finestra Automatic astrometrydel menu Analysis:

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    Completa le voci di questa finestra :

    RA&DEC :Coordinate approssimate del centro del campo (una precisione di 1 qui sufficiente per lavorare adeguatamente). Notare il formato (HHhMMmSSs per AR eDDdMMSS per DEC).P.es. abbiamo AR=7h05m e DEC=50d36.

    Pixel size X & Pixel sizeY: Rispettivamente la dimensione orizzontale e verticale deipixels in mm. Qui la dimensione di 0.009 mm.

    Focal length : Lunghezza focale del telescopio in mm.Questa ,e la dimensione deipixels devono essere date con la stessa scala,es.in mm. Qui F=530mm.

    Sigma detection : Coefficiente che definisce la sensibilit di individuazione delle

    stelle. Il procedimento rivela stelle con un livello maggiore del Sigma detectionmoltiplicato per il livello rumore sigma nel fondo cielo. Se Sigma detection troppobasso il numero delle stelle rivelate pu essere molto pi grande del numero dellestelle nel catalogo, e ci potrebbe risultare in abbinamenti errati.Daltronde,se Sigmadetection troppo alto il numero di stelle rivelate potrebbe essere troppo basso perpermettere un buon abbinamento. Tipicamente scegliamo unSigma detectionfra 5 e10 (rivelazione di stelle da 5 fino a 10 sigma )

    Sigma rejection: Coefficiente usato per eliminare stelle rivelate per cui la differenzadi posizione tra i dati osservati e quelli calcolati (0-C) maggiore di Sigma rejectionmoltiplicato per la deviazione standard della distribuzione (0-C) (analisi a 2passi).Talvolta molto utile eliminare stelle di riferimento incerte facendo unanalisi

    astrometrica. Generalmente il Sigma rejectiondovrebbe essere tra 1.5 e 3 (evita dieliminare troppe stelle con lavori troppo bassi di Sigma rejection). Ma se Sigmarejection= 0 non c eliminazione alcuna e questa unopzione corretta in situazionistandard.

    Magnitude: Solo per alcuni cataloghi. Qui il catalogo astrometrico Tycho-2.

    Poi clicca OK. Dopo alcuni secondi abbiamo il risultato :

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    Gli oggetti cerchiati sono le stelle rivelate.

    Iris rivela 574 stelle nellimmagine input (List#1),21 stelle Tycho-2 sono presenti nelcampo (List#2).Iris trova 12 stelle comuni tra list#1 e list#2 Queste 12 stelle sonousate per la riduzione astrometrica dellimmagine. Lequazione di trasformazione tralimmagine e la mappa artificiale del cielo (non usata qui),e lerrore di riduzione RSM(qui una frazione di secondo darco). Infine Iris d la costante di magnitudineapprossimata V. Vengono creati alcuni file nella working directory (formato ASCII-editcon un word processing o la finestra di dialogo Output (File/Open):

    STAR.LST : Le caratteristiche delle stelle rivelate nellimmagine.Ciascuna rigacontiene le seguenti informazioni :

    Indice stellare

    Coordinata X della stella nellimmagine (forma decimale)

    Coordinata Y della stella nellimmagine (forma decimale)

    Magnitudine strumentale della stella

    AR astrometrica (in gradi decimali)

    Declinazione (in gradi decimali)

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    Magnitudine ridotta vera (attenzione, il GSC o lUSNO non sono cataloghi difotometria.)

    Criteri di isolamento della stella (1 la pi isolata)

    Il FWHM in unit pixel lungo gli assi X ed Y

    Parte del file STAR.LST

    POLX.POL &POLY.POL : Contiene i coefficienti dei polinomi (Iris per la riduzioneastrometrica adatta un polinomio di secondo grado per tener conto della distorsioneottica dellimmagine) e molte altre informazioni usate per calibrare i due campi siaastrometricamente che fotometricamente.Le prime 14 righe di un file .POL contengonoi coefficienti dei polinomi. La 15 riga contiene il coefficiente di correlazione.Le righeda 16 a 19 contengono le coordinate della finestra dimmagine usata per il calcolo. La

    20 corrisponde al grado del polinomio.La 21 la costante di magnitudine. Le righe22 e 23 contengono le coordinate equatoriali (in gradi decimali) del centrodellimmagine.

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    I file POLX.POL e POLY.POL

    ERROR_X.LST & ERROR_Y.LST : Contiene deviazioni dalle coordinate equatoriali

    misurate e calcolate (rispettivamente per AR e DEC) nelle stelle dellelencocomune.Ci pu permetterti di rivelare errori di puntamento o altri problemi (es.stellecon moto elevato).

    I file ERROR_X.LST ed ERROR_Y.LST

    XY.LST & EQ.LST : Elenchi di stelle comuni tra quelle rivelate nellimmagine input equelle del catalogo (rispettivamente in coordinate cartesiane ed equatoriali)

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    I file XY.LST ed EQ.LST l.La riduzione astrometrica calcolata usando questi 2 elenchi

    Ora misuri le coordinate equatoriali esatte di qualunque stella nellimmagine. Questo sifa col comando COMPUTE . Prima scegli col mouse una stella nellimmagine (disegnaun rettangolino che includa tutto il flusso stellare),poi lancia il comando da console

    COMPUTE (nessun parametro) : >COMPUTE

    Iris d le coordinate precise delloggetto :

    E anche possibile aprire il menu contestuale (a destra nellimmagine) e lanciare ilcomando COMPUTE:

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    Scegli unaltra stella, rilancia COMPUTE e cos via.

    Il comando REC2SKY calcola le coordinate equatoriali di qualsiasi puntonellimmagine. La sintassi :

    REC2SKY [X] [Y]

    [X] ed [Y] sono le coordinate del pixel dove vuoi conoscere le coordinate equatoriali.Per una stella, x e y possono venire p.es. dal comando PSF (menu contestuale).P.es.,per determinare le coordinate celesti di una stella che vicina alle coordinatecartesiane (166.747, 255.477), lancia >REC2SKY 166.747255.477

    SKY2REC il comando simmetrico di REC2SKY. La funzione d le coordinateapprossimate dellimmagine da quelle equatoriali note. Ci utile p.es. quando sivuole localizzare un asteroide o una cometa in unimmagine.Nota che SKY2REC

    user solo equazioni polinomiche di primo grado (il calcolo non cos preciso come icomandi COMPUTE/REC2SKY e non strettamente simmetrico).La sintassi :

    SKY2REC [RA] [DEC]

    [RA] e [DEC] sono le coordinate equatoriali da trasformare in coordinate apparentidellimmagine. Es. :

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    Uso dei comandi REC2SKY e SKY2REC

    Se scegli un fattore di eliminazione il numero delle stelle comuni inferiore mamigliora la precisione globale:

    E possibile visualizzare la mappa del campo come da catalogo digitale.Apri la finestraDisplay a skymapdal menu Data basee poi

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    Le voci RA & DEC sono le coordinate equatoriali approssimate del centro del campo.Nota i campi in pixels intorno alla dimensione dellimmagine (essi sono riempitiautomaticamente se unimmagine in memoria).

    Il comando Display sky map produce unimmagine in cui le stelle del camposelezionato sono rappresentate con intensit proporzionali alle loro magnitudini inbase al catalogo del CD-ROM. Puoi cliccare su una stella per ottenere informazioni :

    Immagine Tycho-2 del campo NGC2320

    Ecco la riduzione usando il catalogo GSC-ACT.Nota il numero maggiore di stelle: ilcatalogo densificato

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    La mappa del cielo calcolata usando il catalogo GSC-ACT

    Nota finale. La misura precisa delle coordinate celesti di un oggetto ha molteapplicazioni : identificazione,moto proprio delle stelle,calcolo dellorbita di asteroidi ecomete ,ecc. Iris offre una tecnica di riduzione astrometrica sperimentata,ampiamente usata in osservatori specializzati. Dovrebbe esser chiaro , comunque, che

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    ci non sufficiente per produrre elenchi astrometrici di qualit.Il risultato dipende,tralaltro, dalla precisione delle misure dellimmagine,il numero delle stelleusate,laccuratezza dei cataloghi utilizzati e la qualit dellimmagine. Tutti questiparametri indicano che in questo campo lesperienza ha molto valore.

    Visualizza cerchi di coordinate

    Ecco una immagine di una parte della costellazione UMA catturata con una EOS 20Ded un obiettivo zoom Canon (40mm lunghezza focale-esposizione 20 @400 ISO).Limmagine scalata di un fattore 0.25

    Riempi la finestra Automatic astrometrydel menu Analysis come segue:

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    Si usa il catalogo SKY2000 dato che limmagine del tipo a grande campo . Sonofornite le coordinate equatoriali approssimate del centro dellimmagine (Alpha=11h15m, Delta= +58). La dimensione dei pixels del detector EOS 20D di 6.4microns,ma considerando il fattore di riduzione dellimmagine,la loro dimensioneequivalente 4x6.4 =25.6 microns =0.0256mm. Clicca OK per eseguire la riduzioneautomatica. Iris trova automaticamente la corrispondenza tra le stelle presentinellimmagine e quelle del catalogo.

    A questo punto si possono ottenere le coordinate equatoriali di un oggettonellimmagine circondandolo con un rettangolo, poi digitando il comando COMPUTEdalla console o il comando COMPUTE del menu contestuale. Per disegnare cerchiequatoriali lancia i comandi D_ALPHA e D_DELTA. Il primo parametro la

    coordinata (AR o DEC). Il secondo parametro lintensit del cerchio. Es.:

    >D_ALPHA 11H 600>D_ALPHA 11H30 600>D_ALPHA 12H 600

    >D_DELTA 50d 600>D_DELTA 55d 600>D_DELTA 60d 600

    danno :

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    Elaborazione solare

    Colorazione gamma

    Il comandoGAMMA regola i livelli RGB di immagini a 48bits secondo una funzione dipotenza (correzione nota come gamma). Se limmagine in memoria 16bits, laconversione in una a 48bits automatica. Il comando accetta 3 parametri, il

    coefficiente gamma per ciascun canale. Lescursione tipica dei coefficienti tra 0,1 e5.

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    A sin.immagine a 16bits della cromosfera solare. A ds. dopo applicazione >GAMMA

    (immagine di V. Desnoux con un PST Coronado) 1.4 0.7 0.2

    Vedi anche il comando Gamma adjustment del menu View :

    Simula un effetto coronografico

    I comandi CIRCLE e CIRCLE2 stimano il centro e il raggio di un oggetto circolare(pianeta, sole,luna). Il valore del raggio calcolato per una data soglia dintensitnellimmagine. CIRCLE2 diverso da CIRCLE per il metodo usato per identificare

    loggetto. CIRCLEusa unarea rettangolare trascinata col mouse, CIRCLE2 definisceil rettangolo da 2 punti cliccati (pi utile per grandi immagini).

    Esempio (su unimmagine Ha del Sole presa da Franck Vaissire su un Coronado PST)

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    Poi lancia il comando: >CIRCLE2 50

    Iris d le coordinate per il centro del disco : X= 381.54 e Y= 306.63. Il raggio circa284 pixels per la parte esterna del disco (alla soglia 50)

    Nota 1 : I comandi CIRCLEeCIRCLE2 sono compatibili con veri colori (immagini a48bits,ma ricorda di usare il formato PIC per sfruttare queste possibilit).

    Nota 2 : I suddetti comandi possono calcolare i parameri del disco da un arco: utilese visibile solo una parte delloggetto,ma la precisione minore rispetto ad unaanalisi a disco completo . P. es.:

    Nota 3 : Dal raggio osservato R , si pu facilmente stimare la lunghezza focaleequivalenteFdel sistema :

    F = 2 x p x R/tan (alpha)

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    P la dimensione fisica dei pixels rivelatori (pi precisamente il campionamentopixel); R il raggio osservato delloggetto in valore pixel e alpha il diametroapparente delloggetto in gradi.

    P.es.,per lattuale immagine la camera digitale una Canon A40. Per questo modellop=3.3 microns =0.033 mm. Il raggio misurato R= 569 pixels. Per la data il diametroapparente del Sole alpha =0.542. Infine la lunghezza focale del sistema ottico(Coronado PST+ proiezione delloculare+APN) :

    F = 2 x 0.0033 x 569/tan (0.542) = 397.0 mm

    Suggerimento:Usa il comando CREGISTERper allineare una serie di immagini solari

    La funzione DISK1 usata per disegnare un disco scuro sulla immagine in memoria.La funzione simula un effetto coronografico su immagini solari. I parametri sono lecoordinate del centro del disco (X,Y) ed il raggio R .Lasintassi :

    DISK2[X] [Y] [R] .Es.:

    >DISK1 381.5 306.6 283.6

    La funzione DISK2 lopposto dellaDISK1 :viene mascherata la parte esterna del

    disco. Luso simultaneo di entrambe le funzioni una soluzione per esaltare gli aspettidelle protuberanze sullimmagine Ha. P.es.(lintensit della parte esternadellimmagine solare moltiplicata per un fattore 4-prova altri valori):

    >LOAD SUN

    >DISK1 381.5 306.6 283.6

    >MULT 4

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    >SAVE OUTER

    Ora usa il comando DISK2per isolare solo limmagine del disco

    >LOAD SUN

    >DISK2 381.5 306.6 283.6

    Infine somma le immagini interna ed esterna : >ADD OUTER

    Il comando REC2POL trasforma laspetto circolare naturale della cromosfera solarein una rappresentazione polare (un asse la distanza dal centro del disco ed un altrorappresenta i valori angolari). La sintassi :

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    REC2POL [X] [Y] [R] [SCALE (deg./pixel]. (X, Y) sono le coordinate del centrodel disco in pixel. [R] il raggio massimo in pixels della rappresentazione polare. Ilparametro [SCALE] il numero di gradi per unit di pixel nellimmagine finale(valoritipici di selezione da 0.5/pixel a 0.1/pixel.

    Ecco un esempio completo :

    Limmagine elaborata fu acquisita con una camera digitale. Solo il canale rossocontiene informazioni sulla lunghezza donda Ha (talvolta le informazioni sono presentianche nei canali verde e blu,ma il bilanciamento dei colori dipende molto dallatecnologia usata per i filtri colorati nella camera digitale. Prima di tutto si raccomandavivamente di isolare i canali RGB dalle immagini a 48bits e usare solo i frames rossiper gli studi cromosferici. Lancia il comando RGB separation (menu Digital photo)per estrarre il canale R

    oppure lancia da console : >SPLIT_RGB R G B

    Carica limmagine rossa : >LOAD R

    Lancia il comando REC2POL. I parametri sono : X=381.5,Y=306.6,R=350, SCALE=0.5/pixel

    >REC2POL 381.5 306.6 350 0.5

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    Ecco il risultato del comando REC2POL

    Per una rappresentazione pi classica (asse orizzontale),usa il comandoMIRRORXYper ruotare limmagine (o apri la finestra Flip del menu Geometry) .Puoi anchedisegnare una griglia (qui un segno ogni 5)-FinestraGriddel menu View.

    Significato di questa immagine :

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    Vedi anche le caratteristiche cartografiche di Iris (comando MAP).Il comando LFILL(sintassi LFILL [X0] [VALUE], maschera la parte sinistra di unimmagine relativa allacoordinata [X0]. Iris d il livello [VALUE] allarea mascherata. Il comando RFILL(sintassi: RFILL [X0] [VALUE] maschera la parte destra duna immagine relativa

    alla coordinata [X0] .Prima misura la posizione x del lembo solare nellarappresentazione polare

    poi : >LFILL 284 0

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    Infine esegui una trasformazione da rettangolare a polare (comando REC2POL)

    >REC2POL 381.5 306.6 350 0.5

    Ora col comandoL_EQUAL elimina il gradiente parassita intorno al lembo solare (lucediffusa dal sistema ottico e dallatmosfera) per esaltare protuberanze deboli. Perciascuna colonna dellimmagine, Iris sottrae il valore mediano calcolato tra due puntiscelti col mouse. Es. comincia dalla trasformazione polare : >L_EQUAL

    Poi :

    Fig.1:lancia L_EQUAL e scegli due punti lungo lasse verticale (clicca col mouse)

    Fig.2:dopo il secondo clic Iris elimina il gradiente radiale intorno al Sole

    Fig.3 : la parte non significativa a destra mascherata :RFILL 319 0

    Lancia il comando REC2POL e visualizza il risultato (visualizzazione ad alto contrasto)

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    Suggerimento: per una rappresentazione solo rossa delle protuberanze, lanciap.es.la sequenza :

    >SAVE R

    >FILL 0

    >SAVE G

    >SAVE B

    >TR R G B

    Suggerimento :POL2REC2 molto simile a POL2REC. La sintassi :

    POL2REC2 [X] [Y] [R] [POS.ANGLE] [SCALE(deg./pixel)] .Il parametroaggiunto [POS.ANGLE] offre la possibilit di regolare lorigine dellangolo nella

    rappresentazione rettangolare. Puoi considerare p.es. lorientamento apparentedellasse di rotazione del Sole. Il valore angolare dato in gradi (il valore di default del

    comando POL2REC2 [POS.ANGLE] = -180)

    Elaborazione planetaria

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    (Da file AVI)

    Passo 1 : Visualizza il file AVI per un controllo

    Apri la finestra di dialogo AVI Conversion del menu File. Scegli il nome del file AVI

    (quiJUP AVI), possibilmente situato nella working directory :

    Clicca Display. Dopo una finestra di conferma, lAVI visualizzato :

    Passo 2 : Trasforma lAVI in una sequenza dimmagini singole

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    Importante : Per Avi a colori si raccomanda di selezionare il formato PIC nellafinestra di dialogo Settings (menu File).

    Apri la finestra AVI conversion e clicca Convert :

    Scegli lopzione Color per creare 3 serie dimmagini corrispondenti ai canalirosso,verde e blu. Digita il nome generico delle sequenze (qui R ,G e B). Se si sceglielopzione Black & White, Iris produce una sola serie dimmagini in cui lintensit deipixels la somma dei canali rosso,verde e blu. Red layer only lopzione specialeper Halpha AVI.

    Lopzione Remove duplicated images importante per alcuni filmati AVI. Essi infattihanno la seccante tendenza a duplicare le immagini per dare la sensazione di unfilmato fluido. Se scegli questa opzione le ridondanze sono eliminate. Premi il pulsanteConvert. Dopo una finestra di conferma, Iris crea la serie dimmagini. Ecco lesequenze R1, R2,.R425, G1,G2..G425, B1,B2,.B425

    Passo 3 : Esamina le sequenze

    P.es., visualizza la prima immagine della sequenza verde :

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    oppure dalla console : >LOAD G1

    Per visualizzare un filmato di una data serie dimmagini, apri la finestra di dialogoAnimate del menu View :

    Digita il nome generico della sequenza, il numero delle immagini e il ritardo divisualizzazione di 2 immagini successive .

    Passo 4: Scegli il parametro migliore per registrare le sequenze

    Carica la prima immagine della sequenza verde e disegna col mouse un rettangolointorno al pianeta:

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    Poi lancia il comando : >CIRCLE 40

    Poich Iris usa il contorno delloggetto per la registrazione, occorre misurare lintensit

    nellimmagine che corrisponde al livello di contorno.Questo va selezionato con cura:devessere sufficientemente basso perch lessenza del disco del pianeta siacompresa dentro il contorno,ma al tempo stesso non dovrebbe essere cos basso che ilcontorno venga tracciato su artefatti vicino al livello del fondo cielo. Il comandoCIRCLEpu aiutarti a definire il livello di contorno.

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    Nella Fig.1 il parametro del Circle troppo alto (qui 90) :il cerchio del computer non concentrico rispetto a quello del disco del pianeta.

    Nella Fig.2 il parametro del Circle troppo basso (qui 5)

    Passo 5 : Registrazione e selezione automatiche

    Definisci un rettangolo attorno al pianeta usando il puntatore mouse,poi esegui ilcomando Align&stack(2)del menu Processing :

    Digita i parametri nella finestra di dialogo :

    Il parametro Threshold il soggetto del comando CIRCLE(qui livello 40)

    La sequenza master il livello di riferimento per la registrazione. La sequenza verde(G) spesso una buona scelta a causa dellalto rapporto segnale/rumore di questocanale di colore. Qui il calcolo (traslazioni dx,dy)relativo alla sequenza master applicato ai livelli restanti (canali R e B). Digita il numero totale delle immagini nella

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    sequenza (qui 425). Dai anche il numero dimmagini da aggiungere per il risultatofinale. Qui Iris ha selezionato automaticamente le 200 immagini migliori (lalgoritmousato per selezionare limmagine migliore (a pi alta risoluzione) basato su unmetodo gradiente). Non selezionare lopzione Remove the images(i file intermedinon sono cancellati). Clicca OK per lelaborazione. Iris registra le immagini col metodocontorno, seleziona le immagini per qualit decrescente in una sequenza che ha ilnome generico @S, poi aggiunge le prime 200 immagini @S. La sequenza [email protected],@S2,[email protected] una serie dimmagini a 48 bits (veri colori). Anche il risultatodella somma unimmagine a 48 bits.

    Limmagine migliore dellAVI @S1,la seconda immagine @S2 ecc. Limmagine pidegradata della sequenza @S425. Per sommare solo le prime 10 immagini scelte eregistrate, lancia p.es. il comando:

    >ADD_NORM @S 10Per tutta la sequenza : >ADD_NORM @S 425

    Oppure dalla finestra Add a sequencedel menu Processing

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    Nota la presenza di unombra di polvere : >LOAD @S1

    Un metodo per eliminare lartefatto provare le opzioni di eliminazione della finestraAdd a sequence.Puoi anche valutare la possibilit di un mix fra la somma semplicee la mediana . Per far questo COPYMED uno strumento potente. La sintassi :

    COPYMED[IN] [OUT] [TOTAL NUMBER] [NB_MEDIAN]

    Per es.: >COPYMED @S I 100 20 - produce una sequenza di 5 immagini (|1,|2, |3, |4, |5). Ciascuna di esse la mediana di 20 immagini della sequenza di input.Cos, |1 lo stack mediano di @[email protected], |2 la mediana delle [email protected]@S30 ecc. Infine limmagine in memoria il risultato di |1+ |2+ |3+ |4+

    |5.

    Suggerimento : per controllare la correttezza della registrazione sottrai un paiodimmagini

    >LOAD @S1

    >SUB @S2 100

    >LOAD @S10

    >SUB @S33

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    Qui il risultato corretto

    Qui le immagini non sono registrate correttamente

    Passo 5: Registrazione e selezione automatiche : Soluzione alternativa

    Per allineare le immagini Iris pu sfruttare un algoritmo dintercorrelazione.Il metodo

    utile se loggetto da allineare non ha simmetria di rivoluzione, come il pianetaSaturno,la superficie lunare, macchie solari,ecc. Per il calcolo usa la trasformazione

    Fourier. Il parametro richiesto la dimensione della finestra in cui eseguita latrasformazione Fourier. La dimensione una potenza di 2 : 64, 128, 256, 512.

    Suggerimento :se perdessi il numero dimmagini in una sequenza.

    >NUMBER G

  • 7/22/2019 Manuale Iris Completo

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    Ora definisci un rettangolo centrato vicino al centro del disco planetario. Ladimensione dellarea non ha importanza, solo il centro del rettangolo ha unutilit.

    Scegli il comando Align&stack(1)del menu Processing:

    La dimensione della finestra FFT devessere un po pi grande della parte dimmagineusata per calcolare la registrazione. Qui sarebbe inutile prendere una finestra pigrande di 256 pixels, che farebbe perdere precisione e allungherebbe il tempo delcalcolo.

    Clicca OK

    Passo 6 : Aumenta il contrasto

    Salva limmagine sommata ,p.es.: >SAVE TT

    Lancia il comando Wavelet del menu Processing

  • 7/22/2019 Manuale Iris Completo

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    Se appare il messaggio Overflow :

    lintensit di alcuni pixels supera il valore 32767 durante il calcolo wavelet. Perunelaborazione corretta,clicca Cancele riduci la dinamica dellimmagine

    >LOAD TT

    > MULT 0.7

    e riparti col filtro wavelet

    Passo 7 : White bilance bilanciamento del bianco

    Definisci un rettangolo nello sfondo

  • 7/22/2019 Manuale Iris Completo

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    poi lancia il comando da console (nessun parametro) : >BLACK

    I pixels R, G ,B della zona selezionata ora hanno la stessa intensit, uguale a 0 (

    aggiunto un offset a ciascun livello).Scegli unarea bianca nellimmagine (il ghiacciopolare per Marte, un anello per Saturno)

    poi lancia il comando WHITE : >WHITE

    I pixels R ,G e B della zona selezionata ora hanno la stessa intensit,uguale al canaleG (I livelli R e B sono moltiplicati per un coefficiente distinto).

    Attenuazione delleffetto bordo

    La maschera sfocata e i wavelets (elaborazione multi-scala) sono strumenti efficaciper visualizzare i dettagli contenuti nellimmagine di un pianeta. Ma possono apparireartefatti luminosi intorno al disco planetario (effetto Gibbs) :

  • 7/22/2019 Manuale Iris Completo

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    Per questo esempio stata considerata limmagine di Marte presa il 3/08/03 da MarcRieugni (Saint- Caprais) con un telescopio da 400mm, una Barlow 2x, e una webcamToUcam Pro. A sinistra limmagine raw risultante da una composita di 150 framesselezionati su un totale di 600. A destra limmagine fortemente elaborata con latecnica wavelet per esaltare i dettagli. Ma si nota un arco brillante sul lato sinistro delpianeta. Non ha una realt fisica,ma deriva dallelaborazione usata: un artefatto. Ilfatto che sia presente sul bordo sinistro anzich sul destro dovuto alleffetto fasedurante losservazione .Il bordo sinistro pi marcato del destro e questa piccoladifferenza sufficiente a spiegare il comportamento dellelaborazione. Inoltre ilproblema accentuato dalla presenza a sinistra (specialmente sulla cimadellimmagine) di vere nubi blu nellatmosfera marziana.La finestra Wavelet (menuProcessing)comprende una funzione che attenua il bordo.

  • 7/22/2019 Manuale Iris Completo

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    Da notare che qui abbiamo conservato la foschia blu polare .La stessa funzione presente nella finestra Unsharp masking(vedi menu Processing)

    Suggerimento :Si pu usare il comando SPLIT_RGB per separare le componentiR, G e B dellimmagine 48 bits. Es.:

    Il SAVE_TR(o SAVE_TRICHRO) molto simile ma limmagine presente in memorianon viene modificata. Per ricomporre limmagine in veri colori:

    >TRICHRO R G B oppure >TR R G B

    Suggerimento : Ordina la selezione in linea delle immagini migliori.

    La selezione automatica delle immagini migliori (in rapporto alla turbolenzaatmosferica) richiede i comandi in linea BESTOFe SELECT. Prima lancia BESTOF. Lasintassi : BESTOF[NAME] [NUMBER]. Il parametro [NAME] il nome genericodella sequenza sul quale si effettuer la ricerca delle immagini migliori. Il parametro[NUMBER] il numero dimmagini della sequenza. E importante notare che preferibile lanciare BESTOF dopo aver eseguito il preprocessing completo (sottrazionedelloffset,del segnale dark,e la divisione per il flat-field) e la registrazione. Il risultato

    del comando BESTOF un file di testo creato nella working directory. Questo file ha ilnome SELECT.LST.Ecco un esempio di questo file:

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    Iris sceglie lindice delle immagini dalla qualit migliore a quella peggiore. Nellesempiolimmagine di miglior qualit ha lindice 232 . La seconda immagine migliore halindice 122 e cos via. Il criterio di analisi il contrasto delle immagini. E adatto per lostudio di immagini planetarie,ma non per il cielo profondo.

    Una volta che sono state individuate le immagini migliori della sequenza iniziale necessario creare da esse una sequenza nuova in cui le immagini siano ordinate inordine di qualit decrescente . E quanto fa il comando SELECT ,la cui sintassi :SELECT [IN ][OUT].

    [IN] il nome generico della sequenza di partenza, [OUT] una sequenza in cui leimmagini sono scelte in rapporto alla risoluzione spaziale. Per fare ci il comandoSELECT usa il contenuto del fileSELECT.LST.

    >SELECT I J

    Ora hai la possibilit di sommare solo le prime Nimmagini dei frames scelti. P.es.se

    ritieni che solo il 10% delle immagini abbiano una corretta uniformit in una sequenzadi 500 immagini eseguirai (dopo la registrazione)

    >ADD2 J 50 in cui la sequenza J quella scelta dal comando SELECT.