Главная  Карта сайта  Форум

 

 

 

Наши друзья:

 

Астрономия

Телескопы

Наблюдения

Астрофотография

Статьи

Сувениры NEW

 

Природа

 

Разное

 

Рецепты Астрофотографии Джима Соломона

(v2.0.3, Last Updated: 6/6/06)

1, 2, 3, 4, 5, 6, 7, 8, 9

Создание Master Dark-а

  1. Конвертируем RAW Darks в формат PIC (CFA). Используйте ту же процедуру, что и в разделе Создание Master Flat-а. Назовите последовательность d (dark).
     

  2. Создание Master Dark-а. В настоящее время для создания Master Dark-а я использую метод медианного сложения отдельных Dark-ов. Привожу простой способ выполнения этого в командном окне:
      >smedian d N
      >save master-dark
    где N количество Dark кадров (в моем случае обычно 9).
     

  3. Идентификация горячих пикселей. Для определения горячих пикселей в Master Dark используем процедуру, описанную в разделе Создание Master Flat-а. Здесь нашей целью является получить порядка нескольких сотен горячих пикселей. Приведенный для 350D алгоритм "Mean + (16 × Sigma)" работает здесь аналогично. Вам потребуется поэкспериментировать. Привожу пример:
      >load master-dark
      >stat
      Mean: 120.3         Median: 119
      Sigma: 9.5
      Maxi.: 4008.0       Mini.: 91.0
      >find_hot cosmetic 272.3
      Hot pixels number: 82

    где cosmeticназвание файла в который IRIS сохранит список горячих пикселей, а порог (272.3) вычеслен по формуле Mean + (16 × Sigma); т.е. 120.3 + (16 × 9.5).
     

  4. (По желанию) Очистка диска. Если есть желание сберечь дисковое  пространство, то на данном этапе Вы можете удалить из рабочей папки IRIS все файлы кроме RAW файлов своей камеры, а также файлов master-flat.pic, dummy-offset.pic, master-dark.pic и cosmetic.lst.

 

Калибровка Light-ов

  1. Конвертируем RAW Light-ы в формат PIC (CFA). Используйте ту же процедуру, что и в разделе Создание Master Flat-а. Назовите последовательность l (light).
     

  2. Калибровка Light-ов на основе Master Flat-а, Master Dark-а и Файла Горячих Пикселей. Вызовем меню Digital Photo » Preprocessing... и введем следующие параметры: Input generic name (шаблон исходных файлов)= l (это l как в light, а не единица), Offset = dummy-offset, Dark = master-dark (Optimize = не отмечено), Flat-field = master-flat, Cosmetic file = cosmetic, Output generic name (шаблон итоговых файлов) = ldf (light с примененными dark и flat), and Number = N, где N это количество имеющихся в наличии Light кадров. Для каждого Light кадра IRIS вычтет master-dark, разделит на master-flat, исправит горячие пиксели и сохранит результат в новом файле.

 

Конвертирование CFA в RGB

 

Введем следующую команду:

 

  >cfa2pic ldf ldfrgb N

 

где N это количество Light кадров. IRIS интерполирует отсутствующие цветовые данные для конвертирования калиброванных Light-ов – которые пока еще в формате CFA- в полноцветные изображения (RGB).

 

Регистрация

 

Для IRIS v4.34 используем следующую автоматическую процедуру для сдвига (преобразования), вращения и, при необходимости, масштабирования калиброванных Light кадров с целью выравнивания их для последующего сложения:

 

>setspline 1
  >coregister2 ldfrgb ldfrgbreg N

 

где N количество Light кадров. Это отнимет у Вас некоторое время, поэтому расслабьтесь, откиньтесь на спинку кресла или перекусите бутербродом. Если IRIS не выдал никаких ошибок, то у Вас все получилось и можно переходить к следующему шагу (Обрезке).

Если же по какой-либо причине произошла ошибка попробуйте вместо этого использовать метод "Три совпадающих зоны":

 

>setspline 1
  >coregister4 ldfrgb ldfrgbreg 512 N

 

Если же и тут произошла какая-либо ошибка, то Вам, возможно, потребуется настроить алгоритм IRIS совпадения звезд путем настройки количества и яркости звезд, которые он использует для синхронизации кадров. Вот соответствующая команда:

 

  >setfindstar sigma

 

где большее значение sigma говорит IRIS использовать только самые яркие (но не перенасыщенные) звезд, а меньшее значение sigma говорит IRIS использовать более тусклые звезды. По умолчанию sigma имеет значение 7.0. Для снимков с кучей звезд, таких, например, как правильно выдержанные снимки объектов в/около Млечного Пути попробуйте увеличить sigma до значений около 8.0 или 10.0. Для снимков с малым количеством звезд попробуйте уменьшить sigma до значений, близких к 5.0. Эсли это не сработало, то попробуйте изменять sigma в противоположном направлении. В любом случае, выполнив команду setfindstar повторите команды coregister2 или coregister4 как указано выше. Если IRIS выполнил эти команды успешно Вы можете переходить к следующему шагу (Обрезке).

 

Если и после этого IRIS продолжает испытывать трудности с автоматической регистрацией Вашей последовательности кадров то, в крайнем случае, можно использовать более простой метод регистрации по "одной звезде". Однако, к сожалению, данный метод не может автоматически "повернуть" Ваши калиброванные Light-ы для предотвращения эффекта поворота поля (который, в целом, вызван ошибкой полярного выравнивания). Для этого:

  • Загрузим первый кадр из последовательности, например >load ldfrgb1

  • При помощи мышки обведем прямоугольником отдельную (но не перенасыщенную!) звезду возле центра изображения. Для определения того, перенасыщена звезда или нет Вам, возможно, придется настроить ползунки визуализации.

  • Вызовем меню Processing » Stellar registration... и введем следующие заначения: Input generic name (шаблон исходных файлов) = ldfrgb, Output generic name (шаблон итоговых файлов)= ldfrgbreg, Method = One star, Spline resample = (отмечен).

 

Примечание: более приемлемым, чем описанный выше метод "одной звезды" в качестве "спасательного круга" будет использование команды rregister, которая может осуществлять преобразование (сдвиг) и вращение поля. Для более детального ознакомления можно просмотреть веб-страницу Christian-а. В частности просмотрите раздел Compensate field rotation (Компенсация вращения поля) в IRIS Tutorial и описание Команды RREGISTER в заметках v3.54 Release Notes.

 

Ну а если ничего из приведенного выше не помогло, напишите письмо в Группу Yahoo Iris_software и Вам постараются помочь.

 

Обрезка

 

Обычно к этому моменту мы уже должны быть готовы к сложению наших зарегистри-рованных изображений. Но любимый мною метод сложения – так называемое Kappa-Sigma сложение – требует, чтобы каждое изображение из последовательности было подвергнуто Нормализации так, чтобы уровни фона были одинаковы. Но для того, чтобы Но для того, чтобы Нормализовать каждое из изображений в последовательности нам необходимо обрезать (тут появился технический термин) "мусор" вдоль кромок каждого из изображений. Этот "мусор" есть значения пикселей, которые IRIS вынужден был внести (поскольку они были вне границ оригинального изображения) при операциях сдвига, вращения и масштабирования каждого из изображений на этапе регистрации. На данном этапе нашей задачей является обрезать имеющуюся последовательность до размеров той части,  которая является общей для всех зарегистрированных изображений. Вот как это делается:

  1. Сделаем простое черновое сложение зарегистрированных изображений:
      >add_norm ldfrgbreg N
    где N это количество изображений в последовательности.
     

  2. Нейтрализуем фон итога суммирования так, чтобы он не визуализировался. Для этого обведем мышкой на изображении прямоугольную область вблизи центра, которая наиболее точно соответствует фону неба (т.е. избегаем галактик, туманностей, ярких звезд и т.д.). Затем выполним следующую команду:
      >black
     

  3. Визуализируем изображение нажатием кнопки Auto в окне Threshold. Теперь используем ползунки главного окна для перехода к нижнему левому углу изображения. Теперь должно быть предельно ясно, где заканчивается "правильное" изображение и начинается "мусор". "Правильное" изображение будет относительно ярким; т.е. похожим по яркости на подавляющее большинство площади кадра. Тогда как "мусор" будет заметно темнее, возможно даже полностью черным. При помощи мыши щелкните на удобной точке внутри "правильной" области (т.е. на несколько пикселей выше и правее места окончания зоны "мусора"). IRIS очень своевременно сообщит в окне Вывода координаты того места, куда Вы нажали мышкой. Теперь проделайте ту же операцию для верхнего правого угла изображения. Щелкните в подходящем месте "правильной" области (т.е. на несколько пикселей ниже и левее области окончания "мусора"). IRIS снова сообщит Вам координаты в окне Вывода. Теперь, когда нам известны нижняя левая и верхняя правая координаты области, до которой надо обрезать изображения нашей последовательности введем следующую команду:
      >window2 ldfrgbreg ldfrgbregcrop x1 y1 x2 y2 N
    где N это количество изображений в последовательности; {x1, y1} координаты, полученные при нажатии в нижнем левом углу изображения (смотрите окно Вывода), а {x2, y2} это координаты, полученные при нажатии в верхнем правом углу изображения (опять же, смотрите на окно Вывода).

Имейте в виду, что если в последовательности Ваших кадров была проведена коррекция некоторого вращения поля, то Вам может потребоваться щелкать мышкой в "правильной" области суммированного изображения несколько глубже с целью обрезать "мусор" в верхнем левом и нижнем правом углах кадра. Возможно, Вам потребуется немного поэкспериментировать для выбора правильной области обрезки.

 

Нормализация

 

Теперь мы нормализуем уровень фона каждого изображения; что, по сути, автоматически установит уровень медианы каждого изображения в ноль. Это имеет два положительных эффекта: во-первых, это увеличит динамический диапазон доступный для (суммирован-ного) результата, а во-вторых, это позволит правильно провести Kappa-Sigma сложение. Делается это так:

 

  >noffset2 ldfrgbregcrop ldfrgbregcropnorm 0 N

 

где N это количество изображений в последовательности.

 



 


 

 

1, 2, 3, 4, 5, 6, 7, 8, 9

Рейтинг@Mail.ru Rambler's Top100