Correzione cosmetic
La correzione cosmetic consiste nel rimuovere i singoli pixel caldi, intere colonne o
righe dell’immagine. Molti pixel caldi sono tipici. Questi pixel saturano spesso nelle
immagini a lunga esposizione, così è impossibile processare questa popolazione di
pixel con una semplice sottrazione di una dark map.
Il file cosmetic è un file di testo che contiene la lista dei pixel caldi, righe e colonne.
Per esempio se il file contiene
P 120 310
P 9 501
P 232 140
L 100 0
C 20 0
i pixel caldi sono localizzati alle posizioni (120, 310), (9, 501), (232, 140). La linea
100 è una linea cattiva, e la colonna 20 è una colonna cattiva. Sopra ai 2000 pixel
caldi può essere definito in un file cosmetic. L’estensione di questo file è
obbligatoriamente “*.lst”. Per esempio cosme.lst è un nome valido.
I pixel caldi (o le colonne, o le linee) vengono replicate da un’interpolazione dei pixel
limitrofi.
Il file cosmetic può essere generato automaticamente per i pixel caldi. Il comando
appropriato per identificare i pixel caldi è FIND_HOT. Carica il dark frame:
>LOAD DARK
quindi
>FIND_HOT COSME 1000
Tutti i pixel che hanno un valore superiore alla soglia 1000 saranno marcati come
caldi. IRIS trova qui 38 pixel caldi – un tipico numero per questo tipo di immagini. Le
coordinate dei pixel caldi vengono conservate nel file cosme.lst:
Puoi comunque dare n altro nome al file cosmetic
>FIND_HOT BAD 1000
prova valori successivi per la soglia. Da 10 a 100 pixel caldi sono standard per
immagini CCD (il risultato dipende dalle dimensioni dell’immagine, dalla tecnologia del
rilevatore, dalla temperatura, etc.). La cosmetic map viene agganciata ad un dato
rilevatore e è una costante per questo rilevatore (ma ricorda, ricarica i dati
regolarmente).
Prendere dentro il resoconto del file cosmetic durante il preprocessing, inserisci un
nome di un file valido nella corrispondente casella della finestra
La finestra Dark optimization accetta anche i file cosmetic: i pixel ??? sono esclusi
dal calcolo del coefficiente dell’ottimizzazione del dark.
Puoi anche applicare la correzione cosmetic con un’operazione indipendente con il
comando COSME. Per esempio, se il nome del file cosmetic è cosme.lst, carica
l’immagine da correggere, quindi: >COSME COSME
o se il nome è bad.lst >COSME BAD
Puoi anche applicare la correzione cosmetic ad un sequenza di immagini. Apri la
finestra Cosmetic correction dal menu Preprocessing, inserisci il campo, quindi
OK:
o >COSME2 I I COSME 3
Creare master frame B&W
Introduzione
Nota preliminare: Per il calcole delle immagini RAW di calibrazione per camere DSLR
(struttura pixel CFA) usa il comando equivalente del menu Digital photo – vedi anche
il Capitolo 16: Preprocessing di immagini con camere SLR Digitali.
Immagini CCD / CMOS deep-sky a lunga posa sono sempre affette da tre difetti:
(1)Durante l'esposizione, un segnale di interferenza termico sviluppa in ogni pixel
mentre raccoglie il segnale dall'oggetto osservato. Il CCD ha bisogno di essere
raffreddato a una temperatura criogenica (100K, o -173°C) per ridurre questo
segnale a un livello trascurabile. Sfortunatamente, la maggior parte delle
camere CCD o CMOS soffre dagli effetti di questo segnale quando sono soltanto
un po' raffreddati (la temperatura sopra -50°C) o non raffreddati (la camera
DSLR). La conseguenza principale della corrente di buio (il cui nome viene dal
fatto che è presente anche quando il rivelatore è nell'oscurità totale) è il rumore
sull'immagine. Questo rumore ha due origini:
·
uno scatto rumore (o il segnale rumore) proporzionale alla radice
quadrata del segnale parassita accumulato
·
un rumore spaziale dovuto al fatto che ogni pixel nell'immagine reagisce
diversamente alla corrente di buio, che dà un aspetto granuloso
all'immagine grezza. Questa differenza di sensibilità alla corrente scura è
fortemente messa in correlazione da un'immagine a un'altra, così è
possibile produrre una mappa di riferimento del segnale di interferenza
per correggere le immagini. La dark map è ottenuta dall'accumulazione di
molte (tipicamente da 7 a 15) immagini di lunga esposizione prese nella
totale oscurità. Il CCD dovrebbe essere raffreddato di solito per ridurre il
rumore di lettura.
(2)Oltre al segnale utile, c'è un DC offset che ha un valore che è indipendente dal
tempo di integrazione ed un pò indipendente dalla temperatura del rilevatore.
Questo offset è indotto dalle caratteristiche dell'amplificatore d'uscita di
rilevatore e dell'elettronica video. Questo segnale può essere eliminato
sottraendo facilmente un offset map dalle immagini da processare. Questa
mappa è ottenuta dalla media di molte immagini acquisite con un tempo di
integrazione minimo nell'oscurità totale.
(3)I pixel del rilevatore non hanno tutti la stessa sensibilità alla luce. Di
conseguenza, se il rilevatore è illuminato con una fonte uniforme, l'immagine
risultante non sarà necessariamente uniforme. Proprio come per la corrente di
buio, un rumore spaziale che degrada la ripresa e la qualità fotometrica saranno
registrati. In più, il piano focale del telescopio non è mai perfettamente
illuminato uniformemente perché l'esistenza della vignettatura ottica, la
presenza di polvere nel cammino ottico,... Questi effetti sono come una
fluttuazione locale nel guadagno del CCD. Questo guadagno può essere corretto
per dividendo le immagini di essere trattate dall'immagine di un campo
uniforme. Quest'immagine, è chiamata l'immagine di flat-field, viene ripresa
tipicamente al crepuscolo, quando il cielo è tuttavia abbastanza luminoso per
prendere un segnale abbastanza forte con un tempo di integrazione breve. Una
soluzione alternativa è osservare uno schermo bianco vicino all'apertura del
telescopio.
Per maggiori informazioni sul preprocessing vedi i Capitoli 8 e 9: Preprocessing do
un’immagine in scala di grigi.
Creare il master offset frame
Prendi la somma mediana di molte immagini di offset per produrre un alto segnale al
rumore principale. L’immagine risultate è anche conosciuta come superoffset (o
superbias).
Se la sequenza dei frame di offset è o-1, o-2, … o-19, apri la finestra Make an offset
del menu Preprocessing e inserisci i parametri
Clicca OK e salva il risultato: >SAVE OFFSET
Gli equivalenti comandi da console sono:
>SMEDIAN O- 19
>SAVE OFFSET
Creare un master dark frame
Supponiamo il seti di dark frame (presi con lo stesso tempo d’integrazione e la stessa
temperatura) n-1, n-2, …, n-11.
Apri la finestra Make a dark dal menu Preprocessing, e
Quindi >SAVE DARK
Il software prende la somma mediana delle immagini (n-1 – offset), (n-2 – offset), ...
(n-11 – offset).
Gli equivalenti comandi da console sono:
>SUB2 N- OFFSET I 0 11
>SMEDIAN I 11
>SAVE DARK
Creare il master flat-field
Supponiamo le immagini f-1, f-2, ..., f-13 (prese su un campo uniforme).
Apri la finestra Make a flat-field del menu Preprocessing, quindi
(1) IRIS calcola la differenza (f-1 – offset), (f-2 – offset), …, (f-13 – offset).
(2) IRIS normalizza le immagini differenti al valore dato dalla normalizzazione 8qui
800, caratteristica della media contata dei livelli in una solo immagine flat-field).
(3) IRIS valuta la somma mediana delle immagini normalizzate
Salva il risultato: >SAVE FLAT
Gli equivalenti comandi da console sono:
>SUB2 F- OFFSET I 0 13
>NGAIN2 I I 800 13
>SMEDIAN I 13
>SAVE FLAT
Nota importante: il tempo di esposizione delle immagini di flat-field è qui considerato
sufficientemente breve così che la corrente di buio dei flat-field sia trascurabile. Se
DARK2 è un master dark con lo stesso tempo di integrazione usato per prendere il
flat-field:
>LOAD OFFSET
>ADD DARK2
>SAVE N
quindi
o >SUB2 F- N I 0 13
>NGAIN2 I I 800 13
>SMEDIAN I 13
>SAVE FLAT
Se il tempo di esposizione non è identico per il flat-field e per il dark frame, esegui i
seguenti comandi:
>OPT2 F- DARK I 13
>SUB2 I OFFSET I 0 13
>SMEDIAN I 13
>SAVE FLAT
Il risultato è un master flat-field o un superflat.
Estrarre un flat-field da un immagine scientifica
Un campo stellare non troppo denso è stato osservato alla tipica posizione di 11 offset
(per esempio) separati da 10 a 20 pixel. Le immagini sono nominate f-1, f-2,... f-11.
Qui le prime tre differente immagini a caso:
Immagine F-1
Immagine F-2
Immagine F-3
Il master offset e il master dark frame sono supposti disponibili:
Passo 1: Rimuovere il segnale di offset
>SUB2 F- OFFSET I 0 11
Passo 2: Rimuovere il segnale di dark (dall’ottimizzazione del coefficiente
moltiplicativo qui):
>OP2 I DARK I 11
Passo 3: Normalizzare ad un dato valore (qui 900), la somma mediana dell’intesaità
dei pixel per ogni immagine:
>NGAIN2 I 900 I 11
Passo 4: Il superflat viene calcolato dalla somma mediana per un massimo rifiuto degli
artefatti accidentali
>SMEDIAN I 11
Passo 5: Salvare il risultato
>SAVE FLAT
Il superflat calcolato.
Ora è facile processare un’immagine. Per esempio: >LOAD F1
>SUB OFFSET 0
>SUB DARK 0
>DIV FLAT 900
L’ultima operazione è (immagine in memoria / flat) per 900.
Una singola immagine flat-field (immagine F-1)
La stessa immagine processata (usando il superflat)
Ricorda, per creare master frame per documenti a 48 bit, usa il comando equivalente
del menu Digital photo.