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une librairie de prétraitement d'images astronomiques
version 20021115Manuel de l'utilisateur
Ce guide de l'utilisateur s'adresse aux astronomes qui veulent écrire des scripts de traitement d'image utilisant la librairie TT. Rappelons que seul le format d'images FITS est reconnu.
L'intérêt principal de la librairie TT est de pouvoir exécuter des commandes entrées sous la forme de scripts.Un script TT est composé d'une seule chaîne de caractères contenant des lignes (séparateurs \n du langage C). Chaque ligne est analysée séquentiellement. Au sein d'une ligne, la première chaîne de caractères rencontrée doit contenir le mot clé de définition. Si le mot clé n'est pas reconnu, le restant de la ligne est interprété comme une simple remarque. Le séparateur blanc est utilisé pour les paramètres suivants de la ligne.
Il existe actuellement quatre mots-clés de définition :
La forme générale d'une ligne définie par un mot clé de type IMA/ est la suivante :définition rep_in nom_in ext_in indice_deb indice_fin rep_out nom_out ext_out indice_out fonction paramètres ...
Ce script demande d'effectuer un pile kappa-sigma (fonction SK) des images i1.fit à i5.fit du répertoire courant en une image j.fit dans le répertoire c:\toto. L'image j.fit sera enregistrée en entiers de 4 octets (bitpix=32), le coefficient kappa vaut 1.5 et les pixels de valeur inférieure ou égale à -1000 ADU ne seront pas pris en compte dans calcul des kappa-sigma.
A noter : dans ce propos, le terme de nom complet signifie le nom du fichier incluant le répertoire et le suffixe. Ainsi : c:\toto\j.fit est un nom complet alors que le nom de l'image est j.
Si un paramètre doit contenir des caractères blancs, encadrer le paramètre par des doubles quotes. Par exemple :
IMA/SERIES . i 1 5 .fit c:\toto j 1 .fit RESAMPLE "paramresample=1.5 0 0 0 1.5 0 0"
les double quotes doivent encadrer aussi le mot désignant le paramètre.
Noter que l'extension .mt pour le format FITS gère le système d'indexation des images différemment des autres extensions. Des zéros sont ajoutés automatiquement devant les indices pour que l'indice contienne 4 chiffres. Par exemple IMA/SERIES . i 1 5 .mt c:\toto j 1 .fit COPY, va chercher les fichiers i0001.mt à i0005.mt en lecture.
| mot clé de définition [et paramètres disponibles] | mot clé de la fonction [et paramètres disponibles] |
| IMA/STACK [bitpix jpegfile skylevel nullpixel jpeg_quality] |
ADD SK [kappa] SORT [percent] MED MEAN |
| IMA/SERIES [bitpix jpegfile skylevel nullpixel jpeg_quality] |
SUB [file offset] ADD [file offset] OFFSET [offset] COPY [nbsubseries] DIV [file] [constant] FILTER [threshold] [type_threshold] [kernel_width] [kernel_type] [kernel_coef] OPT [dark] [bias] [therm_kappa] [unsmearing] TRANS [trans_x] [trans_y] STAT [pixelsat_value] [fwhm] [objefile] [pixefile] [border] [detect_kappa] [pixint] DELETE NORMGAIN [normgain_value] NORMOFFSET [normoffset_value] CATCHART [path_astromcatalog] [astromcatalog] [catafile] [jpegfile_chart] [jpegfile_chart2] HEADERFITS [file] REGISTER [translate] [normaflux] ASTROMETRY [file_ascii] UNSMEARING [unsmearing] INVERT [mirror] [flip] [xy] [normaflux] CONV [kernel_type] [sigma] SUBDARK [dark] [bias] [exptime] [dexptime] [unsmearing] RGRADIENT [xcenter] [ycenter] [radius] [angle] HOUGH [threshold] [binary] BACK [back_kernel] [back_threshold] [sub] [div] RESAMPLE [paramresample] [normaflux] CUTS [hicut] [locut] [keytype] [cutscontrast] MULT [constant] SORTX [x1] [x2] [width] SORTY [y1] [y2] [height] BINX [x1] [x2] [width] BINY [y1] [y2] [height] PROFILE [offset] [direction] [filename] MATRIX [x1] [x2] [y1] [y2] [filematrix] WINDOW [x1] [x2] [y1] [y2] LOG [offsetlog] [coeff] MEDIANX [x1] [x2] [width] MEDIANY [y1] [y2] [height] REC2POL [y0] [x0] [scale_theta] [scale_rho] POL2REC [y0] [x0] [scale_theta] [scale_rho] [width] [height] |
[bitpix] permet de choisir le format de données enregistrées dans le fichier FITS. On distingue les cas suivants :
[jpegfile] (pas d'arguments) permet de sauver une ou plusieurs images au format JPEG après traitement. Les seuils sont pris égaux à ceux trouvés dans l'en-tête de l'image (cf. fonction IMA/SERIES STAT pour les calculer). Il y aura autant d'images JPEG générées que d'images finales FITS générées. Chaque fichier JPEG porte le même nom que le fichier FITS correspondant dont le suffixe est remplacé par .jpg. Les fichiers JPEG sont enregistrés dans le même répertoire que les images FITS de sortie.
[jpeg_quality] (= valeur entière entre 5 et 100) permet de fixer la valeur du critère de qualité de l'image JPEG (cf. utilisation de [jpegfile]). Ce critère peut varier entre 5 (image très dégradée) à 100 (image compressée sans perte). Par défaut, cette valeur est fixée à 75.
[skylevel] (pas d'argument) permet de sauver la valeur du fond de ciel, avant traitement, dans l'en-tête de l'image traitée (mot clé SKYLEVEL dans l'en-tête FITS).
[nullpixel] (= valeur en ADU). Permet d'indiquer à la fonction de ne pas prendre en compte les pixels dont les valeurs sont inférieures ou égales à la valeur seuil de nullpixel. Nullpixel employé sans argument signifie que la valeur seuil vaut zéro.
A ce jour, les paramètres optionnels sont les mêmes que pour IMA/SERIES
Chacune des fonctions de IMA/STACK peut être associée aux paramètres optionnels généraux de IMA/STACK. Les paramètres optionnels (et leur argument) spécifiques à chaque fonction sont décrits maintenant :
Addition pixel à pixel des images de la pile. La date (DATE-OBS) et le temps de pose (EXPOSURE) sont changés en fonction des poids de chacune des images entrant dans la pile.
Moyenne pixel à pixel des images de la pile. La date (DATE-OBS) et le temps de pose (EXPOSURE) sont changés en fonction des poids de chacune des images entrant dans la pile.
Médiane pixel à pixel des images de la pile. La date (DATE-OBS) et le temps de pose (EXPOSURE) sont changés en fonction des poids de chacune des images entrant dans la pile.
Valeur triée, pixel à pixel, des images de la pile. Le calcul de la valeur triée est le suivant. La valeur de chaque pixel (x,y) de toutes les images de la pile sont triées dans l'ordre croissant. Le paramètre optionnel [percent] permet de choisir la valeur triée. La valeur triée est prise égale au minimum si [percent=0], à la valeur médiane si [percent=50] et au maximum si [percent=100]. percent peut prendre n'importe quelle valeur entre 0 et 100. Par défaut [percent=50].
La date (DATE-OBS) et le temps de pose (EXPOSURE) sont changés en fonction des poids de chacune des images entrant dans la pile.
moyenne kappa-sigma, pixel à pixel, des images de la pile. Le paramètre optionnel [kappa] permet de choisir le seuil de réjection pour calculer la moyenne. Par défaut [kappa=3]. La date (DATE-OBS) et le temps de pose (EXPOSURE) sont changés en fonction des poids de chacune des images entrant dans la pile.
Chacune des fonctions de IMA/SERIES peut être associée aux paramètres optionnels généraux de IMA/SERIES. Les paramètres optionnels (et leur argument) spécifiques à chaque fonction sont décrits maintenant :
Addition pixel à pixel avec une image dont le nom complet est défini par l'argument de [file]. Une valeur d'offset peut être ajoutée et vaut l'argument de [offset].
Soustraction pixel à pixel avec une image dont le nom complet est défini par l'argument de [file]. Une valeur d'offset peut être ajoutée et vaut l'argument de [offset].
Ajoute, à tous les pixels, une valeur constante qui vaut l'argument de [offset].
Recopie sans rien changer, les images vers un autre nom, répertoire, suffixe.
Il est possible de changer le numéro d'ordre des indices des fichiers de sortie en spécifiant le nombre de sous séries (paramètre [nbsubseries]=1 par défaut). Par exemple, si l'on a réalisé douze images i1 à i12 en quatre sous séries de trois images ([nbsubseries]=4) l'indexation des images de sortie (j1 à j12) sera faite ainsi :
De cette façon, la première série en sortie contient les premières images de chaque série d'entrée, le deuxième série en sortie contient les deuxièmes images de chaque série d'entrée et ainsi de suite. En pratique, cela permet de trier les images en vue de la réalisation d'un superflat à partir de séries d'images. Dans notre exemple, (1 2 3) sont trois images du même champ, (4 5 6) trois images d'un autre champ, etc. La série de sortie (1 4 7 10) c'est à dire j1 à j4 contient les images de champs différents et peuvent synthétiser un superflat. La deuxième série de sortie (2 5 8 11) permet de réaliser un deuxième superflat et ainsi de suite. Il suffit ensuite de combiner les superflats pour réaliser un superflat total.
Division pixel à pixel avec une image dont le nom complet est défini par l'argument de [file]. Une valeur constante peut être multipliée et vaut l'argument de [constant].
Filtrage spatial d'image avec un filtre kernel. Le masque de kernel est carré est comporte [kernel_width] pixels. Les valeurs du kernel sont prédéfinies en fonction du [kernel_type]
L'argument de [kernel_coef] permet de régler l'efficacité d'action du filtre. Cette efficacité est nulle (le filtre n'a aucun effet) si la valeur vaut 1. L'efficacité est maximale si la valeur vaut 0. En pratique l'efficacité est calculée de la façon suivante : value est la valeur initiale du pixel central du kernel, val0 est la valeur filtrée par le kernel, valmax est l'avant dernière valeur maximale des pixels sous le kernel et valmin est la deuxième valeur minimale des pixels sous le kernel. On calcule val1 et val2 de la façon suivante :
La valeur initiale est remplacée par la valeur filtrée si val1<val2.
Le paramètre [threshold] permet d'assigner un seuil de limite du calcul du filtre et [type_threshold] permet de distinguer la condition du calcul par rapport à ce seuil.
Correction du dark avec optimisation. Les images sont corrigées des images [bias] et [dark] (noms complets). L'image [dark] est optimisée avant d'être soustraite. L'optimisation se fait sur les pixels dont la valeur est supérieure à un certain seuil dans l'image dark. Ce seuil est calculé comme la moyenne + [therm_kappa] sigma. Par défaut, [therm_kappa]=0.25.
A la suite des corrections précédentes, il est possible d'effectuer une correction de traînée (deconvflat) dans le cas d'une image effectuée avec une caméra sans obturateur. Pour ce faire, indiquer la valeur du rapport de lecture (en général proche de 0.0005) dans le paramètre [unsmearing].
Effectue une translation constante de [trans_x] [trans_y] pixels de toutes les images. Les mots clé d'astrométrie (WCS), éventuellement présents dans l'en-tête Fits, sont modifiés en conséquence.
Effectue le calcul des paramètres statistiques de l'image (moyenne, écart type, minimum, maximum, moyenne du fond, écart type du fond, seuil haut, seuil bas, contraste). Calcule le nombre de pixels saturés si on définit la valeur de [pixelsat_value]. Calcule la largeur à mi-hauteur moyenne des étoiles du champ si le paramètre optionnel [fwhm] est présent.
Si l'option [objefile] est présente, génère une liste d'objets dont le nom complet du fichier FITS est l'argument de [objefile]. De même, on peut générer une liste de pixels dont le nom complet du fichier FITS est l'argument de [pixefile]. [pixefile] et [objefile] peuvent avoir le même nom. Il est possible de réduire la fenêtre de recherche pour [objefile] et [pixefile]. Pour cela, on utilise le mot [border] suivit d'un pourcentage. Ce pourcentage vaut 0 pour calculer sur toute l'image (valeur par défaut), et vaut au maximum 90 pour effectuer le calcul sur une petite zone au centre de l'image. [border] n'affecte pas le
calcul des paramètres statistiques moyenne, etc. Enfin, il est possible de régler le seuil de détection en agissant sur la valeur de [detect_kappa]. Par défaut, [detect_kappa] vaut 3 (en unités d'écart type du fond).Si le mot clé [pixint] est présent alors le calcul de la liste d'objet est effectué avec des coordonnées (x,y) en pixels entier et non pas fractionnaires (option par défaut).
Efface les fichiers.
Normalise, par une multiplication, la valeur du fond de ciel à la valeur spécifiée par [normgain_value]. Par défaut, la valeur de [normgain_value] vaut la valeur de fond de ciel de la première image.
Normalise, par un offset, la valeur du fond de ciel à la valeur spécifiée par [normoffset_value]. Par défaut, la valeur de [normoffset_value] vaut zéro.
Dresse un liste d'objets d'un catalogue correspondant au champ à l'image d'entré. La liste est enregistrée dans le fichier FITS de nom complet l'argument de [catafile]. Par défaut (catafile employé sans argument) le fichier FITS est celui de l'image de sortie. Ainsi, la liste du catalogue est ajoutée derrière l'image. Si l'on souhaite générer une liste catalogue à part de l'image, il suffit de spécifier son nom comme argument de [catafile]. Dans ce cas, ce fichier FITS contiendra toutes les listes catalogues de la série d'image.
[path_astromcatalog] est le chemin d'accès au catalogue. [astromcatalog] est le nom du catalogue choisit :
[jpegfile_chart] est le nom du fichier jpeg qui simule l'image du champ des étoiles du catalogue.
[jpegfile_chart2] est le nom du fichier jpeg qui simule l'image du champ des étoiles du catalogue qui se superposent en rouge sur le champ observé.
Il est possible de réduire la fenêtre de la carte des étoiles du catalogue. Pour cela, on utilise le mot [border] suivit d'un pourcentage. Ce pourcentage vaut 0 pour calculer sur toute l'image (valeur par défaut), et vaut au maximum 90 pour effectuer le calcul sur une petite zone au centre de l'image (cf. fonction STAT de IMA/SERIES).
Ajoute des mots clé à l'en-tête FITS. Les mots clés sont définis dans un fichier texte ASCII dont le nom complet est l'argument de [file]. Chaque mot clé est défini par 5 lignes dans le fichier texte :
S'il n'y a pas de commentaire, laisser la ligne blanche. De même pour l'unité. On peut ajouter autant de mots-clés que l'on veut.
Effectue la régistration des images par rapport à la première. Il faut préalablement que toutes les images aient un liste d'objets associée (cf. fonction STAT). [translate] permet de contraindre le mode de calcul de la régistration :
Par défaut, l'intégrale du flux est conservée (par exemple, si l'image est dilatée d'un facteur deux, sa dynamique sera réduite d'un facteur 2). Pour imposer une normalisation autre du flux, utiliser le paramètre [normaflux]. Par exemple, pour garder la dynamique originelle, utiliser normaflux=1.
Les mots clé d'astrométrie (WCS), éventuellement présents dans l'en-tête Fits, sont modifiés en conséquence.
Calcule les paramètres astrométriques de l'image (mots clé CRVAL1, CRVAL2, CD1_1, CD1_2, CD2_1, CD2_2 de l'en-tête FITS dans le cas d'une transformation linéaire). Il faut préalablement que les images soient associées à des listes d'objets (voir fonction STAT) et des listes de catalogue (voir fonction CATCHART). De plus, pour initialiser le calcul des coefficients astrométriques, il faut prédéfinir la valeur de RA, DEC, PIXSIZE1, PIXSIZE2 et FOCLEN dans l'en-tête FITS (cf. fonction HEADERFITS) :
Le paramètre [epsilon] permet de régler le rayon d'appariement de la méthode des triangles (=0.002 par défaut). [delta] permet de régler le nombre de pixels d'appariement final (=1 par défaut). Si le paramètre [objefile] est présent, il indique le nom du catalogue généré par Sextractor à utiliser comme liste d'objets. Le catalogue est de la forme suivante : Indice Flux ErrFlux Mag ErrMag Backgnd X Y X2 Y2 XY a b theta fwhm flag avec X2 : moment d'ordre 2 selon X Y2 : moment d'ordre 2 selon Y XY : moment d'ordre 2 selon X-Y a : grand axe de l'ellipse représentant au mieux l'objet b : petit axe de l'ellipse représentant au mieux l'objet theta : angle de l'ellipse représentant au mieux l'objet flag : flag sextractor
Effectue une correction de traînée (deconvflat) dans le cas d'une image effectuée avec une caméra sans obturateur. Pour ce faire, indiquer la valeur du rapport de lecture (en général proche de 0.0005) dans le paramètre [unsmearing]. Cette correction doit être effectuée après correction du bias et du dark.
Echange les pixels de l'image en fonction de l'option précisée :
Les mots clé d'astrométrie (WCS), éventuellement présents dans l'en-tête Fits, sont modifiés en conséquence.
Convolution d'image par un filtre de type déterminé par [kernel_type] :
La largeur des filtres est déterminée par la valeur de l'option [sigma]. Si ce paramètre n'est pas précisé, sigma sera déterminée à partir de la valeur associée au mot clé FWHM de l'en-tête de l'image (sigma = fwhm * 0.601). Si le mot clé FWHM n'est pas trouvé dans l'en-tête, la valeur de sigma, par défaut, vaut 2 pixels.
Soustraction d'un dark de temps de pose différent des images brutes. Le nom du dark est [dark] et celui du bias est [bias]. Si [exptime] est le temps d'intégration des images et [dexptime] le temps d'exposition du dark, le dark est corrigé du rapport de ces valeurs. Si [exptime] et [dexptime] sont des chaînes de caractères, alors la valeur des temps d'intégration sera recherchée comme la valeur de ces mots clé.
Par défaut, [exptime]="EXPTIME" et [dexptime]="EXPTIME".A la suite des corrections précédentes, il est possible d'effectuer une correction de traînée (deconvflat) dans le cas d'une image effectuée avec une caméra sans obturateur. Pour ce faire, indiquer la valeur du rapport de lecture (en général proche de 0.0005) dans le paramètre [unsmearing].
Effectue un gradient rotationnel, centré sur la position pixel définie par [xcenter] [ycenter]. Le gradient a pour paramètre radial [radius] (en pixel) et pour paramètre angulaire [angle] (en degrés).
Effectue une rotation d'un [angle] (en degrés) autour du point défini par les coordonnées [x0] [y0]. Les mots clé d'astrométrie (WCS), éventuellement présents dans l'en-tête Fits, sont modifiés en conséquence.
Attribue, à chaque ligne, une valeur constante égale à la somme de tous les pixels de cette ligne entre les pixels [x1] et [x2]. L'image finale comporte [width] colonnes (20 par défaut).
Attribue, à chaque colonne, une valeur constante égale à la somme de tous les pixels de cette colonne entre les pixels [y1] et [y2]. L'image finale comporte [height] colonnes (20 par défaut).
Extrait la valeur numérique des pixels d'une ligne ou d'une colonne dans un fichier texte [filename]. [direction]=x ou y respectivement pour effectuer le profil selon les lignes ou les colonnes. [offset] représente le numéro de ligne ou de colonne sur lequel sera effectué le profil. Si [direction]=x, alors [offset] peut être compris entre 1 et le nombre de colonnes. Si [direction]=y, alors [offset] peut être compris entre 1 et le nombre de lignes.
Extrait une fenêtre [x1] [x2] [y1] [y2] de l'image et écrit les valeurs de ces pixels dans un fichier texte [filematrix]. L'image de sortie est la même que celle d'entrée.
Extrait une image de sortie dans la fenêtre [x1] [x2] [y1] [y2] de l'image d'entrée.
Effectue une opération mathématique de logarithme selon la formule :
[coeff] *log10(value-[offsetlog])La valeur [nullpixel] (zéro par défaut) apparaît lorsque (value-[offsetlog]) est négatif (log non défini).
Attribue, à chaque ligne, une valeur constante égale à la médiane de tous les pixels de cette ligne entre les pixels [x1] et [x2]. L'image finale comporte [width] colonnes (20 par défaut).
Attribue, à chaque colonne, une valeur constante égale à la médiane de tous les pixels de cette colonne entre les pixels [y1] et [y2]. L'image finale comporte [height] colonnes (20 par défaut).
Projection polaire centrée en [y0] [x0] de l'image d'entrée. Par défaut, les axes polaires ont 1degré/pix pour l'angle et 1 pix/pix pour l'éloignement. Il est possible de modifier ces valeurs en utilisant les facteurs d'échelle [scale_theta] [scale_rho].
Projection cartésienne centrée en [y0] [x0] à partir de l'image d'une projection polaire. Il est possible de modifier les valeurs des facteurs d'échelle [scale_theta] [scale_rho]. Enfin, [width] et [height] sont les largeur et hauteur de l'image finale.
Transformée de Hough. Chaque point de l'image, supérieur à [threshold] (=0 par défaut), est représenté, dans l'espace de Hough (T, R) par une sinusoïde d'intensité I, d'équation R = y*sin(T) - x*cos(T) avec -90<=T<90. La valeur R=0 est située à la ligne telle que y=naxis2/2 et la valeur T=0 est située à la colonne x=naxis1/2 (T=0, R=0 est donc au milieu de l'image). L'échelle de T vaut 1 degré par pixel (R est en pixel de l'image initiale). I vaut 1 si on a précisé [binary] sinon il vaut la valeur d'intensité du pixel de l'image initiale. La transformée de Hough permet de repérer la position de pixels alignés (traînée de smearing, satellite, avion, etc.).
Synthétise une image du fond de ciel. L'image est d'abord découpée en pavés carrés de côté [back_kernel] (=8 par défaut) pixels. Dans chaque carré est calculée la valeur du fond de ciel en prenant la fraction [back_threshold] (=0.1 par défaut) des valeurs de pixels triés dans l'ordre d'intensité croissante (back_threshold=0 pour ne prendre que les valeurs minimales et =1 pour les valeurs maximales).
Ajouter [sub] sans argument si l'on souhaite obtenir directement le résultat de la soustraction du fond à l'image initiale (une valeur constante égale à la moyenne du fond synthétique est ajoutée au résultat de façon à retrouver la dynamique initiale). Ajouter [div] sans argument si l'on souhaite obtenir directement le résultat de la division du fond à l'image initiale (une valeur constante égale à la moyenne du fond synthétique est multipliée au résultat de façon à retrouver la dynamique initiale).
Effectue l'astrométrie de la même manière que ASTROMETRY mais calcule les coefficients de déformation du second ordre. ces coefficients sont codés par les mots clés FITS standards PV* dans l'en-tête de l'image de sortie.
Effectue une transformation linéaire de type :
x_out = a[0]*x_in + a[1]*y_in + a[2]
y_out = a[3]*x_in + a[4]*y_in + a[5]
La valeur des coefficients a[0] à a[5] est codée dans le paramètre [paramresample] sous la forme de la suite des coefficients 0 à 5. Par exemple, pour effectuer une réduction homogène de l'image d'un facteur 2, on écrira :
IMA/SERIES ... RESAMPLE "paramresample=0.5 0 0 0 0.5 0"
Par défaut, l'intégrale du flux est conservée (par exemple, si l'image est dilatée d'un facteur deux sur les deux axes, sa dynamique sera réduite d'un facteur quatre). Pour imposer une normalisation autre du flux, utiliser le paramètre [normaflux]. Par exemple, pour garder la dynamique originelle, utiliser normaflux=1.
Les mots clé d'astrométrie (WCS), éventuellement présents dans l'en-tête Fits, sont modifiés en conséquence de la transformation géométrique.
Calcule les seuils de visualisation de l'image par analyse de l'histogramme. La valeur des seuils est complétée dans l'en-tête FITS. Le mot clé correspondant au seuil haut est définit par [hicut] (MIPS-HI par défaut) et celui du seuil bas est définit par [locut] (MIPS-LO par défaut). Le type de valeur pour l'en-tête FITS est donnée par [keytype] et peut valoir INT, FLOAT ou STRING (INT par défaut). Par exemple :
IMA/SERIES ... CUTS hicut=SH locut=SB keytype=FLOATLes paramètres [lofrac] et [hifrac] servent à fixer la fraction de l'histogramme où seront calculés les seuils. [lofrac] (=0.05 par défaut) est la fraction pour le seuil bas et [lofrac] (=0.05 par défaut) est la fraction pour le seuil haut. ces valeurs peuvent varier de 0 à 1.
Le paramètre [cutscontrast] (=1 par défaut) sert à adoucir le contraste. Plus sa valeur est grande, plus doux sera le contraste. La valeur doit être une quantité réelle positive ou nulle.
La méthode de calcul de la fonction CUTS fourni un résultat bien plus rapide que le calcul des seuils par la fonction STAT. Cependant, la qualité du calcul est un peu meilleure pour la fonction STAT que l'on préférera pour des petites images (inférieures à 500x500 typiquement). La fonction CUTS présente un grand intérêt sur les grandes images car seuls 100 000 points servent au calcul. Le temps de calcul est donc le même quelque soit la taille de l'image (alors qu'il peu devenir long pour la fonction STAT).
Attribue, à chaque ligne, une valeur constante égale à la valeur triée à [percent] (=50 pour la médiane, =100 pour le maximum) de tous les pixels de cette ligne entre les pixels [x1] et [x2]. L'image finale comporte [width] colonnes (20 par défaut).
Attribue, à chaque colonne, une valeur constante égale à la valeur triée à [percent] (=50 pour la médiane, =100 pour le maximum) de tous les pixels de cette colonne entre les pixels [y1] et [y2]. L'image finale comporte [height] colonnes (20 par défaut).
Nous allons étudier ici quelques cas classiques de traitement d'images astronomiques.
Le prétraitement des images consiste à soustraire le dark aux images brutes puis de diviser par le flatfield.
Tout cet exemple traite des images acquises suivantes :
Nous allons d'abord préparer des images synthétiques de bias, dark et flat, résultant d'empilements, afin d'atténuer le bruit. Enfin, nous allons prétraiter les images en utilisant la méthode de l'optimisation du thermique. Les images prétraitées seront placées dans le chemin ./prt
Le bias est une image de très court temps d'intégration, obtenue dans le noir absolu. Le prétraitement proposé consiste à faire une pile médiane : IMA/STACK ./bias/ bias- 1 9 .fit ./bias/ bias . .fit MED
Le dark est une image de temps d'intégration proche de celui des images sky, obtenue dans le noir absolu. Le prétraitement proposé consiste à faire une pile médiane : IMA/STACK ./dark/ dark- 1 9 .fit ./dark/ dark . .fit MED
Le bias est une image obtenue sur une surface lumineuse la plus uniforme possible. Le prétraitement proposé consiste à faire une correction de dark, suivie d'une normalisation en gain et d'une pile médiane.SET/VAR $smearing 0
IMA/SERIES ./flat/ flat- 1 9 .fit ./flat/ f . .fit OPT bias=./bias/bias.fit dark=./dark/dark.fit unsmearing=$smearing
IMA/SERIES ./flat/ f- 1 9 .fit ./flat/ f . .fit NORMGAIN normgain_value=10000
IMA/STACK ./flat/ f- 1 9 .fit ./flat/ flat . .fit MED
IMA/SERIES ./flat/ f- 1 9 .fit . . . .fit DELETE
Si les images ont été obtenues avec un obturateur, la valeur de $smearing doit être égale à zéro. Avec des images obtenues sans obturateur, il est nécessaire de placer une valeur non nulle à $smearing.
SET/VAR $sky sky
SET/VAR $smearing 0
IMA/SERIES ./sky/ $sky- 1 9 .fit ./prt/ i . .fit OPT bias=./bias/bias.fit dark=./dark/dark.fit unsmearing=$smearing
IMA/SERIES ./prt/ i- 1 9 .fit ./prt/ i . .fit DIV file=./flat/flat.fit constant=10000
IMA/SERIES ./prt/ i- 1 9 .fit ./prt/ i . .fit NORMOFFSET normoffset_value=200 skylevelSi les images ont été obtenues avec un obturateur, la valeur de $smearing doit être égale à zéro. Avec des images obtenues sans obturateur, il est nécessaire de placer une valeur non nulle à $smearing.
IMA/SERIES ./prt/ i- 1 9 .fit ./prt/ i . .fit STAT objefile=./prt/x$sky.fit
IMA/SERIES ./prt/ i- 1 9 .fit ./prt/ i . .fit REGISTER translate=before nullpixel=-1000
IMA/STACK ./prt/ i- 1 9 .fit ./prt/ $sky . .fit MED nullpixel=-1000
IMA/SERIES ./prt/ i- 1 9 .fit . . . .fit DELETE
IMA/SERIES ./prt/ x$sky . . .fit . . . .fit DELETE
IMA/SERIES ./prt/ $sky . . .fit ./prt/ $sky . .fit STAT fwhm jpegfile=./prt/$sky.jpg
IMA/SERIES ./prt/ $sky . . .fit ./prt/ $sky . .fit CATCHART path_astromcatalog=/cdrom/ astromcatalog=Microcat catafile=./prt/c$sky.fit
IMA/SERIES ./prt/ $sky . . .fit ./prt/ $sky . .fit ASTROMETRY
IMA/SERIES ./prt/ $sky . . .fit ./prt/ $sky . .fit CATCHART path_astromcatalog=/cdrom/ astromcatalog=Microcat catafile=./prt/c$sky.fit jpegfile_chart2=./prt/$skyb.jpg
IMA/SERIES ./prt/ x$sky . . .fit . . . .fit DELETE
IMA/SERIES ./prt/ c$sky . . .fit . . . .fit DELETE