Correzione cosmetic FIND_HOT

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1 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 P P L 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:

2 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

3 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.

4 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

5 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

6 >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 >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:

7 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

8 >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)

9 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.