Www.parhelio.com
ABS
Calcula el valor absoluto de la intensidad de los píxeles.
ACQ [TIEMPO DE INTEGRACIÓN]
Realiza una exposición CCD de una duración definida en el parámetro [TIEMPO DE INTEGRACIÓN]
Los datos relativos a la CCD (tamaño, binning) están definidos en la ventana «Réglages Audine»
ACQ_DSLR [EXPOSICIÓN]
Obtiene una imagen con una cámara digital Canon EOS. El tiempo de exposición se expresa en segundos. El resultado se carga en memoria (y en el disco), y después se muestra en pantalla. Es necesario usar la interface QuickRemote. Ver también la función GET_DSLR y el comando Acquisition del menú Photo digitale.
ADD [NOMBRE]
Suma la imagen en la memoria con la designada por el parámetro [NOMBRE] (Esta imagen debe estar en la carpeta de trabajo).
ADD2 [NOMBRE] [NÚMERO]
La imagen de salida es la suma de [número] imágenes de entrada de nombre genérico [NOMBRE] (p. ej. M57-1, M57-2, M57-3...). El máximo valor codificado después de la suma es 32767. Si este valor se sobrepasa, el resultado se trunca a 32767. En este caso se puede utilizar el comando ADD_NORM (con la misma sintaxis que ADD2) que, si es necesario, multiplica las imagenes de la secuencia por una constante, de tal manera que nunca se supere la intensidad 32767.
ADD3 [NOMBRE] [FWHM] [NÚMERO]
Cuando se utiliza el comando REGISTER con imágenes de cielo profundo, en el disco duro se crea el archivo FWHM.LST. En este archivo, la primera columna contiene el número de imágenes, y la segunda corresponde al FWHM de la estrella seleccionada en la imagen(el programa toma el mayor valor sobre el eje X e Y en píxeles).
Las imágenes se ordenan en el archivo FWHM.LST según la FWHM creciente. Abriendo este archivo es fácil determinar las mejores imágenes de una serie.
El comando ADD3 es esencialmente el mismo que ADD2, salvo que solo se sumarán las imágenes que tengan una FWHM menor o igual que la del parámetro [FWHM]. Así se pueden sumar solo las mejores imágenes de una serie. Para utilizar este comando es necesario que el archivo FWHM.LST exista en el disco duro, y por tanto, lo más simple es ejecutar previamente el comando REGISTER.
Ejemplo :
ADD3 M51- 1.9 12
Se suman las imágenes de una serie que tienen por nombre genérico M51- (p. ej. M51-1, M51-2, M51-3, …), y una FWHM menor o igual a 1,9. Se sumarán como máximo 12 imágenes, que corresponderán, por tanto, a las 12 mejores de la serie.
ADD_MAX [NOMBRE]
Supongamos la intensidad I1(x,y) de un píxel de la imagen I1 de coordenadas (x,y) y la intensidad I2(x,y) de un píxel de la imagen I2 con las mismas coordenadas (x,y). ADD_MAX produce una nueva imagen, I, donde la intensidad del píxel (x,y) es:
I(x,y)=I1(x,y) si I2 I1
En otras palabras, un píxel de I1 es reemplazado por uno de I2 si la intensidad local de I2 es superior a la de I1.
El uso de ADD_MAX est sencillo:
LOAD I1 (carga en memoria la imagen I1)
ADD_MAX I2 (calcula la sustitución)
SAVE I (guarda el resultado)
ADD_MAX es compatible con el formato de 16 bits (imágenes en niveles de gris) y con el formato de 48 bits (imágenes en color verdadero).
ADD_MAX2 [NOMBRE] [NÚMERO]
Función muy similar a ADD_MAX, pero actúa sobre un conjunto de imágenes. Por ejemplo, para componer las imágenes I1, I2, I3, I4, I5, ejecutar el comando:
ADD_MAX2 I 5
Esta función es muy eficaz, por ejemplo, para construir imágenes de larga exposición con trazos de estrellas, incluso cuando el fondo del cielo es luminoso.
ADD_MEAN [NOMBRE] [NÚMERO]
Calcula la media de una secuencia de imágenes.
ADD_MIN [NOMBRE]
Equivalente a la función ADD_MAX, pero para los píxeles menos intensos.
ADD_MIN2 [NOMBRE] [NÚMERO]
Equivalente a la función ADD_MAX2, pero para los píxeles menos intensos.
ADD_NORM [NOMBRE] [NÚMERO]
Es el mismo comando que ADD2, pero normaliza la intensidad a 32700 para aquellos píxeles cuyo valor sea superior a 32768 después de la suma.
ADD_NORM2 [NOMBRE] [NÚMERO]
Mismo comando que ADD_NORM (suma de una secuencia de imágenes y normalización del píxel más intenso a 32767 si fuese necesario), pero la zona donde se calcula el valor de la normalización debe seleccionarse con el ratón. Esto aporta flexibilidad en algunos casos para evitar saturar una zona específica de la imagen.
AF3 [COEF]
Filtro adaptativo del ruido de una imagen. El filtro adaptativo consiste en ajustar la potencia del filtro en función de las estadísticas locales de la imagen. Este filtro puede utilizarse cuando la relación señal-ruido es débil. Este tipo de filtro reduce el ruido conservando el máximo de detalles en la imagen.
El parámetro [COEF] contiene el valor que fija la potencia global del filtro. El filtro no se activa si [COEF] = 0, y cuanto mayor sea el valor de [COEF], más aumenta la potencia del filtro. Generalmente, [COEF] está comprendido entre 0.1 y 5 ; y típicamente toma un valor de [COEF] = 3.
AF3 utiliza una zona de 3x3 píxeles para los cálculos estadísticos.
El comando AF3 es una herramienta notablemente eficaz para reducir el ruido en una imagen preservando el máximo de detalles. A menudo, se elige este comando (o AF5) en lugar de filtros cuya acción es isotrópica (como los obtenidos con el comando GAUSS).
Voir aussi : AF5, MMSE.
AF5 [COEF]
Mismo comando que AF3, pero con una zona de cálculo de 5x5 píxeles.
ANG_FILTER [XC] [YC] [FUERZA DEL FILTRO]
[XC] [YC] son las coordenadas del centro del desenfoque en píxeles.
[FUERZA DEL FILTRO] es el grado de filtrado. Típicamente, los valores de este parámetro se toman entre 0.5 y 5.
El resultado es equivalente a aplicar « unsharp mask » de forma radial. Primero Iris produce un filtro angular de tipo gaussiano, y después sustrae la imagen desenfocada a la imagen de partida. Este comando generalmente se usa para realzar estructuras radiales en imágenes de eclipses de Sol o de cometas.
ANIM_PLOT [DATA] [SALIDA] [DIM X] [DIM Y] [YMIN] [YMAX] [TÍTULO] [NÚMERO]
Guarda una serie de gráficas calculadas con los datos contenidos en secuencias de archivos de nombre genérico [DATA] (la extensión de los archivos es .DAT). Estos archivos de datos, de tipo texto, contienen dos columnas (ejes X e Y respectivamente) y son producidos por ejemplo con el comando DATA_ANIM. Las gráficas se guardan en forma de imágenes con nombre genérico [SALIDA] y un tamaño en píxeles [DIM X]x[DIM Y]. Los límites en el eje Y son definidos con los parámetros [YMIN] e [YMAX]. El número de archivos de datos en la secuencia se indica en el parámetro [NÚMERO]. El parámetro [TÍTULO] es una cadena de caracteres que aparecerá en la parte superior de cada gráfica. El espacio en blanco es el símbolo "_". Ejemplo:
ANIM_PLOT SPECT GRAPH 300 400 800 20000
Ver también el comando PLOT2, que dibuja una sola gráfica de forma similar y que permite comprobar el comportamiento de ANIM_PLOT. Con frecuencia, ANIM_PLOT se usa en asociación con el comando DATA_ANIM para el estudio dinámico de los espectros.
ASCALE
Aumenta por un factor 2 la imagen en pantalla. Este comando preserva la intensidad por unidad de superficie de la imagen y es útil para hacer la fotometría de abertura más precisa (comandos PHOT y PHOTM).
Se aumenta una primera vez la imagen (la función ASCALE se puede aplicar tantas veces como sea necesario), y después se mide la imagen estelar con un mayor círculo de abertura.
ASCALE2 [ENTRADA] [SALIDA] [NÚMERO]
Mismo comando que ASCALE pero para una secuencia de imágenes.
El parámetro [ENTRADA] es el nombre genérico de la serie de imágenes a tratar.
El parámetro [SALIDA] es el nombre genérico de la serie de imágenes tratada
El parámetro [NÚMERO] es el número de imágenes a tratar
ASINH [ALFA] [INTENSIDAD]
El comando ASINH pone en práctica una técnica de representación no lineal particularmente eficaz con las imágenes en color de cielo profundo. Este tipo de documento plantea en general un problema a causa de la gran dinámica de los objetos astronómicos. Por ejemplo, es difícil visualizar simultáneamente los colores de los débiles brazos de una galaxia y de su núcleo. El cálculo del logaritmo de las componentes roja, verde y azul de la imagen en color es una posible solución, pero pocas veces satisfactoria. El gran problema del logaritmo proviene de la singularidad cuando la señal es débil (el logaritmo de una intensidad nula o negativa no está definido) y de la asimetría del ruido en las partes poco intensas de las imágenes. El comando ASINH calcula una tabla de decodificación de la imagen con una función Arco Seno Hiperbólico. Se trata de una nueva forma de definir la escala de magnitudes (ver R. Lupton en 1999, Astronomical Journal, 118, 1406-1410). Esta escala tiene propiedades muy interesantes cuando se aplica a imágenes en color porque revela el índice de color de los objetos (ver R. Lupton & all, PASP, 116,133-137). El contraste de los colores se acentúa fuertemente y se contiene el aumento del ruido.La técnica del Arco Seno Hiperbólico se utiliza por ejemplo para visualizar las imágenes del Hubble, pues el algoritmo permite acentuar espectacularmente los diferentes colores de las innumerables galaxias que tapizan el fondo del cielo.
El parámetro [ALFA] permite ajustar el factor de no linearidad. Un valor nulo corresponde a una escala lineal standard. Los valores característicos van de 0,001 a 0,1. El parámetro [INTENSIDAD] permite ajustar la intensidad de la imagen final. El valor característico para este parámetro va de 1 a 50 (hay que hacer ensayos y probar con los niveles de intensidad).
BEST_STREHL [NOMBRE] [NÚMERO]
Clasifica las imágenes de mejor a peor en función de la intensidad del pico central (criterio de Strehl). A continuación, la serie debe ser reordenada con el comando SELECT.
BESTOF [NOMBRE] [NÚMERO]
Clasifica las imágenes de una secuencia de mejor a peor en función de su resolución.
BESTOF2 [NOMBRE] [NÚMERO]
Mismo comando que BESTOF pero más adaptado a objetos que presentan un fuerte contraste
BG
Devuelve el nivel del fondo de cielo de la imagen.
BGNOISE
Devuelve el valor del nivel de ruido del fondo de la imagen (ruido RMS).
BIN_DOWN [VALOR]
Los píxeles que tienen una intensidad inferior a [VALOR] toman el nivel 255. Todos los otros píxeles toman el valor 0.
BIN_UP [VALOR]
Los píxeles que tienen una intensidad superior a [VALOR] toman el nivel 255. Todos los otros píxeles toman el valor 0.
BINX [FACTOR DE BINNING]
Calcula la dimensión del eje X según el [FACTOR DE BINNING].
BINY [FACTOR DE BINNING]
Calcula la dimensión del eje Y según el [FACTOR DE BINNING].
BINXY [COEFICIENTE]
Realiza un binning numérico de la imagen en memoria (suma de los píxeles 2x2, 3x3, ...). Misma función que el comando Binning del menú Geometría
BINXY2 [ENTRADA] [SALIDA] [FACTOR DE BINNING] [NÚMERO]
Binning de una secuencia de imágenes
BLACK
Lleva a cero el fondo de cielo de las capas roja, verde y azul de una imagen en color. Se selecciona con un rectángulo una parte de la imagen de la cual tenemos la seguridad de que es negra. El comando devuelve los niveles de fondo de cielo en esa zona para las tres capas. Esos niveles se restan automáticamente de las tres capas y el resultadose muestra en pantalla. Los comandos BLACK y WHITE deben encadenarse en ese orden.
BLIND [ITERACIÓN #] [PARÁMETRO K] [RELAJACIÓN]
El comando que realiza una deconvolución « ciega » es BLIND. La deconvolución « ciega » consiste en restaurar el contenido de una imagen degradada sin disponer de la PSF instrumental. Iris utiliza un sisterma iterativo basado en el filtrado de Wiener, incluyendo restricciones de no negatividad y de soporte y relajación de ruido. La operación es compleja y consume bastantes recursos. Este tipo de deconvolución es bastante inestable y no garantiza la convergencia hacia la mejor solución para la imagen y/o la PSF. Por otra parte, la selección del modelo inicial de PSF es crucial. Conviene hacer las pruebas con imágenes de pequeño tamaño (256x256 ó 512x512 píxeles).
El parámetro [RELAJACIÓN] limita la importancia del ruido en el resultado final. Los valores típicos están comprendidos entre 0 y 2. En la mayoría de las situaciónes hay que hacer RELAJACIÓN=0. La PSF encontrada se guarda en el archivo de nombre @PSF.
BLINK [IMAGEN1] [IMAGEN2] [INTERVALO]
Compara dos imágenes mostrándolas alternativamente en pantalla. El nombre de las imágenes se indica en los parámetros [IMAGEN1] [IMAGEN2]. Estas imágenes pueden tener un tamaño diferente.
Se recomienda ajustar las dinámicas e intensidades para minimizar la fluctuación entre las imágenes (SCALECOLOR es un buen comando para esta operación).
El parámetro [INTERVALO] contiene el tiempo durante el que se muestra cada imagen en milisegundos.
Durante el blinking es posible ajustar los umbrales de intensidad, colorear, usar comandos como TRANS para alinear dinámicamente las dos imágenes,…. Los comandos se aplican a la imagen definida en IMAGE1].
Por ejemplo, ejecutar los siguientes comandos :
BLINK M51 M51 200
OFFSET 100
TRANS 1 0
Para detener el blinking ejecutar BLINKOFF.
El comando BLINK es una potente herramienta para mostrar las diferencias entre dos imágenes y puede utilizarse en muchas investigaciones : detección de supernovas, novas, estrellas variables, cometas, asteroides, etc….
BLINK2 [IMAGEN1] [IMAGEN2] [IMAGEN3] [INTERVALO]
Mismo comando que BLINK pero con 3 imágenes en vez de 2 (lo que permite una mejor identificación de un objeto móvil).
Por ejemplo :
BLINK2 ASTER1 ASTER ASTER3 200
BLINKOFF
Detiene la acción del comando BLINK (ver BLINK y BLINK2)
BLUR [COEF]
Aplica un filtro de paso bajo a una imagen. El valor del parámetro [COEF] determina la fuerza del filtro (entre 0 y 1).
BMP2PIC [ENTRADA] [SALIDA] [NÚMERO]
Convierte una secuencia de imágenes en formato BMP 8 bits en una secuencia de imágenes en formato FITS o PIC.
BORDER [LX] [LY]
Dibuja un borde negro alrededor de la imagen, de anchura [LX] a derecha e izquierda, y de anchura [LY] arriba y abajo de la imagen.
CAPTURE
Mismo comando que ONE SHOT del menú Vídeodu menu Webcam, mais accessible à partir de la console.
CDG
Calcula el baricentro (Centro De Gravedad) de una zona de la imagen seleccionada con el ratón.
CENTER
Dibuja una cruz en el centro de la imagen.
CFA [R] [G] [B]
Extrae las componentes de color RGB de una imagen hecha con una CCD color, cuyos filtros tienen una disposición Bayer del tipo Color Filter Aray (CFA), como con la CCD Kodak KAF-0400C. El comando CFA de Iris se aplica a una composición de tipo Bayer con el siguiente aspecto :
G R G R
B G B G
G R G R
B G B G
Las coordenadas del primer píxel rojo en el extremo inferior izquierdo de la imagen deben colocarse en las variables CFAX y CFAY en el archivo IRIS.INI (situado en la carpeta Windows). Para éstro hay que editar el archivo IRIS.INI y reemplazar los valores por defecto.
CFA2PIC [ENTRADA] [SALIDA] [NÚMERO]
Convierte una secuencia de imágenes CFA en una secuencia de imágenes de 48 bits. Para convertir una sola imagen desde la consola, se utiliza CFA2RGB.
CFA2RGB [R] [G] [B]
Convierte la imagen CFA en memoria (CFA = Color Filter Array) en tres archivos que contienen las componentes primarias de color.
CIRCLE [NIVEL]
Efectua la « binarización » de la imagen al nivel [NIVEL] y despues calcula el mejor círculo que pasa por el contorno así definido. El programa devuelve las coordenadas del centro del círculo y su radio. Este comando es ideal para la alineación de imágenes solares o de planetaria.
CIRCLE2 [NIVEL]
Calcula el centro y radio de un disco planetario (planeta, Sol, Luna,…). El radio se calcula para un cierto nivel de intensidad (parámetro [NIVEL]). CIRCLE2 difiere del comando CIRCLE en el método utilizado para seleccionar el objeto. CIRCLE utiliza una zona rectángular que se dibuja con el ratón mientras que con CIRCLE2 el rectángulo se define por dos puntos que se marcan en los vértices opuestos de un rectángulo virtual de selección. Para grandes imágenes es práctico definir la selección pinchando en dos puntos opuestos.
Nota 1 : los comandos CIRCLE y CIRCLE2 son compatibles con imágenes en color verdadero (48 bits – pero hay que recordar que para explotar estas posibilidades hay que utilizar el formato PIC).
Nota 2 : los comandos CIRCLE y CIRCLE2 permiten calcular los parámetros del disco sobre un arco. Esto es práctico si solo una parte del objeto es visible, pero entonces, la precisión es inferior a un análisis que incluya todo el disco.
Nota 3 : es fácil estimar la focal equivalente F de un sistema a partir del radio observado del disco R :
F = 2 x p x R / tan(alfa)
donde p es el tamaño físico de un píxel, R el radio observado del objeto en píxeles y (alfa) el diámetro del objeto
Por ejemplo, para la cámara Canon A40, p=3.3 micrones=0.0033 mm. El diámetro medido del Sol para una imagen a escala original es R=569 píxeles. Para la fecha de observación, el diámetro aparente del Sol era (alfa)=0.542°. Finalmente, la distancia focal del sistema óptico (coronado PST + ocular + cámara) es :
F = 2 x 0.0033 x 569 / tan(0.542) = 397.0 mm
CLIPMAX [ANTIGUO] [NUEVO]
A todos los píxeles con una intensidad superior al valor del parámetro [ANTIGUO] se les asigna el valor [NUEVO]
Ejemplo :
CLIPMAX 200 0
Todos los píxeles con una intensidad superior a 200 tienen ahora una intensidad 0.
CLIPMAX 4095 4095
Todos los píxeles con una intensidad superior a 4095 se llevan a 4095.
El comando CLIPMAX permite controlar la intensidad máxima de los píxeles en la imagen. Puede ser utilizado, por ejemplo, cuando la elevada intensdad de algunos píxeles causa errores durante ciertos procesos, o cuando se quiere reducit una imagen de 16 bits en una de 8 bits.
CLIPMIN [ANTIGUO] [NUEVO]
Todos los píxeles con una intensidad inferior al valor del parámetro [ANTIGUO] se llevan al valor [NUEVO]
El comando CLIPMIN es práctico para que el contenido de una imagen sea estrictamente positivo (ejecutar CLIPMIN 0 0).
Ver tambien : CLIPMAX
CMY2RGB [C] [M] [Y] [R] [G] [B]
Convierte una imagen en color Cyan, Magenta, Amarillo (CMY) en imagen Rojo, Verde, Azul (RGB).
COASTROS [IMAGEN1] [IMAGEN2] [AJUSTE DE MAGNITUD (0 ó 1)]
Las dos imágenes [IMAGEN1] y [IMAGEN2] se proyectan en un sistema de referencia gnomónico. El comando COASTROS transforma [IMAGEN2] proyectándola en e sistema de referencia [IMAGEN1]. El resultado se muestra en pantalla y puede guardarse en el disco.
Si [AJUSTE DE MAGNITUD] = 0, no se modifica la intensidad de la imagen 2.
Si [AJUSTE DE MAGNITUD] = 1, la intensidad de todos los píxeles de la imagen 2 se multiplica por un coeficiente para igualar las constantes de magnitudes entre la imagen 1 y 2.
Este comando es ideal para superponer dos imágenes de gran campo de cielo profundo, para buscar objetos variables. Por ejemplo, ambas imágenes pueden sustraerse para detectar las diferencias, se puede utilizar la función de animación del menú Visu, o incluso, la pareja de comandos BLINK y BLINKOFF.
COASTRO [IMAGEN1] [IMAGEN2] [AJUSTE DE MAGNITUD (0 ó 1)]
Versión rápida del comando COASTROS, utilizando una proycción directa, plano a plano (ver "Fast Direct Plane-to-Plane Coordinate Transformation", D. Makovoz, PASP, 116, 971, Oct. 2004). El comando es apropiado cuando la escala angular de las imágenes es similar y para una proyección gnomónica.
COASTROS2 [ENTRADA] [SALIDA] [AJUSTE DE MAGNITUD (0 ó 1)] [NÚMERO]
Aplica el comando COASTROS a una secuencia de imágenes.
COASTRO2 [ENTRADA] [SALIDA] [AJUSTE DE MAGNITUD (0 ó 1)] [NÚMERO]
Aplica el comando COASTRO a una secuencia de imágenes.
COL2BW [ENTRADA] [SALIDA] [NÚMERO]
Convierte una imagen en color de 48 bits en una secuencia de imágenes en blanco y negro (sumando las componentes RGB).
COMPOSIT [NOMBRE] [SIGMA] [NB ITER] [FLAG MAX] [NUMERO]
COMPOSIT es un potente comando para combinar automáticamente una secuencia de imágenes que previamente han sido alineadas. La forma más sencilla de combinar imágernes es sumarlas. Esto es lo que hace el comando COMPOSIT, pero además se rechazan los píxeles cuyo valor es significativamente malo, es decir, aquellos para los cuales la diferencia con la media de los valores en todas las imágenes es superior a [SIGMA] veces la desviación standard de los valores. COMPOSIT es un método eficaz para eliminar los rayos cósmicos y otros artefactos. Este comando es muy útil para evitar las falsas alertas en los programas de búsqueda de supernovas.
Las imágenes de entrada se combinan utilizando un algoritmo de sigma-clipping para cada píxel. Comparado con la técnica de la mediana, el sigma-clipping elimina del resultado final los puntos que más se desvían, de modo que la relación señal-ruido final es mejor en numerosas situaciones. COMPOSIT trabaja mejor con un número de imágenes elevado (preferiblemente superior a 10). El número de imágenes que pueden ser tratadas es virtualmente ilimitado.
El algoritmo funciona de la siguiente manera. Después de que se ha calculado la media para un punto dado, se evalua la desviación del píxel de una imagen en relación a la media y se compara esta desviación mediante un criterio de eliminación de tipo sigma-clipping. Si la desviación sobrepasa [SIGMA] veces el ruido, entonces el píxel es considerado como no válido (p. ej. si corresponde a un píxel caliente o ha sido golpeado por un rayo cósmico). Después de la eliminación del píxel se reitera el proceso, pero ahora la media y el ruido se calculan sin ese píxel. Hay que proporcionar el número de iteraciones al ejecutar el comando (parámetro [NB ITER]). El valor típico de los parámetros es [SIGMA]=3 ó 4 y [NB ITER]=2. Para no suprimir datos reales de las imágenes hay que evitar que el valor de [sigma] sea inferior a 1.5 (una excesiva eliminación de píxeles se traduce en una disminución de la relación señal-ruido). Una vez que se han detectado los píxeles que no son válidos, se realiza una suma con los píxeles válidos.
El parámetro [NOMBRE] contiene el nombre genérico de la secuencia y [NÚMERO] el número de imágenes.
El parámetro [FLAG MAX] es un marcador. Si [FLAG MAX] = 1 las intensidades superiores a 32767 en la imagen final son normalizadas a 32700. Esta operación no se realiza si [FLAG MAX] = 0.
Ejemplo :
COMPOSIT M33- 2.5 2 0 7
Se componen las imágenes M33-1, M33-2, … , M33-7. Se rechazarán los píxeles que tengan una media superior a 2,5 veces la desviación típica de la secuencia. Esta operación se efectúa 2 veces antes de la suma. En este ejemplo no hay normalización de la intensidad máxima después de la suma ([FLAG MAX] = 0)
El comando COMPOSIT es una potente herramienta que combina la eficacia de una simple suma de imágenes en lo que concierne a la relación señal-ruido, y la potencia de una combinación mediana para rechazar píxeles aberrantes (rayos cósmicos, satélites, ….)
COMPOSIT2 [NOMBRE] [FLAG. MAX] [NÚMERO]
COMPOSIT2 es un robusto método de composición que utiliza como principio la aplicación de un peso adaptado a cada píxel de la imagen.
Los parámetros que hay que proporcionar son únicamente el nombre genérico de las imágenes de entrada, el « flag » de normalización (0 ó 1, ver COMPOSIT) ; y el número de imágenes a tratar.
Los pesos se calculan con la ecuación:
[pic]
donde ωι es el peso del valor del píxel i , σi es la sigma del píxel i derivada del ruido de lectura y la ganancia de la cámara. ri es el residuo entre el valor promedio del píxel y el valor del píxel i, y es calculado para cada iteración.
En esta versión de COMPOSIT2, para facilitar su uso al máximo, los parámetros clásicos de una cámara CCD se codifican internamente (ruido de 15 electrones y ganancia de 2 e/ADU). COMPOSIT2 es un comando de uso sencillo y particularmente eficaz para eliminar píxeles no válidos
Muy importante: antes de utilizar un comando como SMEDIAN, COMPOSIT y COMPOSIT2, es necesario que el fondo de cielo esté al mismo nivel en las imágenes a combinar. Si por una u otra razon, el pretratamiento ha dejado unas diferencias significativas en el fondo, es necesario corregirlo. Se utiliza, por ejemplo, el comando NOFFSET que normaliza el nivel de fondo de cielo de todas las imágenes de una secuencia a un valor predefinido, sumando o restando una constante a todos los píxeles (para esto IRIS calcula la mediana del fondo de cada imagen). También se puede utilizar el comando NOFFSET2 que efectúa el cálculo del fondo de la imagen en una zona definida con el ratón.
De la misma manera, si los tiempos de exposición no son parecidos, las imágenes deben ser escaladas utilizando comandos como MULT, MULT2, o NGAIN2 por ejemplo).
La elección de la técnica de composición depende de la naturaleza de los datos. Para producir un flat o un dark, lo mejor es la técnica de la mediana (SMEDIAN o SMEDIAN2). En fotografía de cielo profundo, con objetos débiles, la técnica clásica del sigma-clipping es preferible a la mediana (ganancia del 30% aproximadamente en la relación señal-ruido). El comando COMPOSIT2 es una buena alternativa al sigma-clipping.
COMPUTE
Con el ratón se dibuja un rectángulo alrededor de una estrella. Al ejecutar el comando COMPUTE, Iris lee los archivos POLX.LST y POLY.LST creados por los menús Astrometría/Fotometría y devuelve las coordeadas ecuatoriales y la magnitud de la estrella.
Ver también: SKY2REC y REC2SKY
COMPUTE_TRICHRO1 [MASTER] [R] [G] [B] [TAMAÑO] [SELECT NB.] [TOTAL NB.]
Este comando realiza el tratamiento automático de imágenes en color de planetas. Al ejecutarlo, encadena los comandos BESTOF, SELECT, PREGISTER y ADD_NORM, para los tres canales. Al final del tratamiento aparece en pantalla la imagen en color y entonces se puede guardar con el comando SAVEBMP o ajustar su equilibrio cromático con la opción Balance des blancs... del menú Visualisation, por ejemplo.
[MASTER] es el nombre genérico de la secuencia a partir de la cual Iris va a seleccionar las mejores imágenesle (con el comando BESTOF) y a calcular los parámetros de alineación para los tres canales. Si es posible, la secuencia debe contener imágenes bien expuestas, poco ruidosas y detalladas. Generalmente, en el caso de una webcam, se seleccionarán las imágenes correspondientes al color verde.
[R], [G], [B] son los nombres genéricos de las imágenes de salida en los canales rojo, verde y azul, respectivamente.
[TAMAÑO] es el tamaño de la zona de cálculo para la alineación (elegir entre los valores 128, 256, 512, por ejemplo).
[SELECT NB.] es el número de imágenes sumadas durante la composición final. Es un número menor o igual que el número total de imágenes a tratar y cuyo valor depende del grado de turbulencia. Por ejemplo, para una secuencia de entrada de 200 imágenes, es normal no sumar mas de 50 (serán las 50 mejores pues Iris realiza previamente una selección por orden de calidad).
[TOTAL NB.] es el número total de imágenes a tratar.
COMPUTE_TRICHRO2 [MASTER] [R] [G] [B] [NIVEL] [SELECT NB.] [TOTAL NB.]
Este comando es muy similar a COMPUTE_TRICHRO1 excepto que utiliza la función CREGISTER para la alineación de las imágenes en vez de PREGISTER. La función CREGISTER determina la posición del planeta ajustando un círculo sobre el contorno del disco. Hay que proporcionar a COMPUTE_TRICHRO2 el valor del nivel de intensidad a partir del cual se efectúa el cálculo del círculo.
Teniendo en cuenta estas particularidades, hay que reservar el uso de este comando a planetas que presentan una buena simetría de revolución (Júpiter y Marte).
El parámetro [NIVEL] define el nivel de intensidad que se va a utilizar para ajustar un círculo alrededor del planeta
Ver también : COMPUTE_TRICHRO1
CONVERT_INDEX [ENTRADA] [SALIDA] [NÚMERO]
Convierte el índice de los archivos [ENTRADA]0001 en [SALIDA]1.
Ejemplo :
CONVERT_INDEX [Juju] [Juju] [50]
Los archivos Juju001, Juju002, …, Juju050 se convierten en Juju1, Juju2, …, Juju50
Este comando es muy útil paralos usuarios de webcams, ya que a menudo, las imágenes se indexan según el formato Imagen0001, pero Iris solo reconoce el formato Imagen1.
CONVERTBMP [ENTRADA] [SALIDA] [NÚMERO]
Convierte una secuencia BMP de 8 bits [ENTRADA] en una secuencia [SALIDA] en el formato de trabajo (el formato de trabajo se elige en el menú Fichier, Réglages)
El número de imágenes de la secuencia de entrada se indica en el parámetro [NOMBRE]
Se puede determinar el índice de partida de la secuencia [ENTRADA] (ver el comando SETBASE). La secuencia de salida comienza siempre con el índice 1.
CONVERTBMP24 [ENTRADA] [R] [G] [B] [NÚMERO]
Convierte una secuencia de [ENTRADA], BMP de 24 bits, en tres secuencias de salida correspondiente a los canales de color, [R] componente roja, [G] componente verde, [B] componente azul. El formato de estas secuencias se define en el menú Fichier, Réglages.
El número de imágenes de la secuencia de entrada se indica en el parámetro [NOMBRE]
Se puede determinar el índice de partida de la secuencia [ENTRADA] (ver el comando SETBASE). Las secuencias de salida [R] [G] [B] comienzan siempre con el índice 1.
CONVERTBMP24BW [ENTRADA] [SALIDA] [NÚMERO]
Convierte una secuencia de [ENTRADA], BMP de 24 bits en imágenes en blanco y negro compuestas por promedio de los canales RGB de la imagen en color y copia el resultado en la secuencia de [SALIDA].
El número de imágenes de la secuencia [ENTRADA] se indica en el parámetro [NOMBRE]
Se puede determinar el índice de partida de la secuencia [ENTRADA] (ver el comando SETBASE). Las secuencias de salida [R] [G] [B] comienzan siempre con el índice 1.
CONVERTDSI
Convierte una imagen raw de la cámara Meade DSI ya en memoria, en una imagen en color.
CONVERTDSI2 [ENTRADA] [SALIDA] [NÚMERO]
Convierte una secuencia de imágenes Meade DSI de nombre genérico [ENTRADA] en una secuencia en color de 48 bits, de formato PIC, y de nombre genérico [SALIDA]. El número de imágenes en la secuencia es [NÚMERO]. Este comando no realiza transformaciones geométricas.
CONVERTSX [ENTRADA] [SALIDA] [NÚMERO]
Convierte una secuencia de imágenes de tipo 16-bits sin signo en una serie de imágenes con signo compatible con Iris (dinámica comprendida entre 0 y 65535). El nivel de los píxeles se multiplica por 0.5 para entrar en la dinámica 0-32767.
El parámetro [ENTRADA] contiene el nombre genérico de las imágenes a tratar.
El parámetro [SALIDA] contiene el nombre genérico de las imágenes tratadas.
El parámetro [NÚMERO] contiene el número de imágenes a tratar.
Ver también el comando SIGNED.
CONVERTSX2 [ENTRADA] [SALIDA] [NÚMERO]
Convierte una secuencia de imágenes de tipo 16-bits sin signo en una serie de imágenes con signo compatible con Iris. El nivel de los píxeles no se modifica, pero las imágenes se truncan para intensidades superiores a 32767. El nivel final está comprendido entre 0 y 32767.
El parámetro [ENTRADA] contiene el nombre genérico de las imágenes a tratar.
El parámetro [SALIDA] contiene el nombre genérico de las imágenes tratadas.
El parámetro [NÚMERO] contiene el número de imágenes a tratar.
CONVERTSX3 [ENTRADA] [SALIDA] [NÚMERO]
Convierte una secuencia de imágenes de tipo 16-bits sin signo en una serie de imágenes con signo compatible con Iris. El valor 32767 se sustrae a todos los píxeles y el nivel final está comprendido entre –32768 y 32767.
El parámetro [ENTRADA] contiene el nombre genérico de las imágenes a tratar.
El parámetro [SALIDA] contiene el nombre genérico de las imágenes tratadas.
El parámetro [NÚMERO] contiene el número de imágenes a tratar.
CONVERTTIFF [ENTRADA] [SALIDA] [NÚMERO]
Convierte imágenes TIFF de 8 bits no comprimidas, de una secuencia [ENTRADA] en una secuencia [SALIDA] en el formato de trabajo (el formato de trabajo se elige en el menú Fichier, Réglages).
El número de imágenes de la secuencia de entrada se indica en el parámetro [NÚMERO].
Se puede determinar el índice de partida de la secuencia [ENTRADA] (ver el comando SETBASE). Las secuencias de salida [R] [G] [B] comienzan siempre con el índice 1.
CONVERTTIFF24 [ENTRADA] [R] [G] [B] [NÚMERO]
Convierte una secuencia [ENTRADA] de TIFF de 24 bits sin comprimir, en tres secuencias de salida correspondientes a las componentes [R] roja, [G] verde, [B] azul. El formato de estas secuencias se define en el menú Fichier, Réglages.
El número de imágenes de la secuencia [ENTRADA] se indica en el parámetro [NÚMERO].
Se puede definir el índice de partida de la secuencia [ENTRADA] (ver el comando SETBASE). Las secuencias de salida [R] [G] [B] comienzan siempre con el índice 1.
CONVERTTIFF24BW [ENTRADA] [SALIDA] [NÚMERO]
Convierte una secuencia [ENTRADA] de TIFF de 24 bits sin comprimir, en imágenes en blanco y negro compuestas por el promedio de los canales RGB de la imagen en color y copia el resultado en la secuencia de [SALIDA].
El número de imágenes de la secuencia [ENTRADA] se indica en el parámetro [NÚMERO].
Se puede definir el índice de partida de la secuencia [ENTRADA] (ver el comando SETBASE). Las secuencias de salida [R] [G] [B] comienzan siempre con el índice 1.
COPY [NOMBRE] [X1] [Y1] [X2] [Y2]
Copia en la imagen en pantalla un trozo de la imagen [NOMBRE] de coordonnées ([X1] ; [Y1]) ([X2] ; [Y2])
COPYADD [ENTRADA] [SALIDA] [NÚMERO TOTAL] [NB_ADD]
Suma las [NB_ADD] primeras imágenes de una secuencia con el nombre genérico [ENTRADA] y guarda el resultado con el nombre [SALIDA] añadiendole el índice 1. Después se guarda el resultado de sumar las [NB_ADD] imágenes siguientes de la secuencia [ENTRADA] con el nombre [SALIDA] y el índice 2, y así sucesivamente hasta el número [NÚMERO TOTAL] de imágenes de la secuencia [ENTRADA].
La fecha de adquisición inscrita en el encabezamiento de las imágenes de salida es el baricentro de los tiempos de adquisición de las imágenes individuales sumadas. COPYADD es muy práctico, por ejemplo, para detectar el desplazamiento de un asteroide durante la adquisición de una larga secuencias de imágenes. COPYADD permite asociar estas imágenes en tres grupos que se examinarán con elcomando BLINK2.
COPYFWHM [ENTRADA] [SALIDA] [FWHM] [NÚMERO]
Copia las imágenes de la secuencia [ENTRADA] en una nueva secuencia [SALIDA], pero seleccionando únicamente las imágenes que tienen una FWHM inferior al parámetro [FWHM].
El comando devuelve el número de imágenes elegido. Antes de utilizar este comando, es necesario ejecutar REGISTER, pues utiliza el archivo FWHM.LST (ver también ADD3).
COPYFWHM es un comando perfecto para aislar las mejores imágenes en cuanto a resolución, antes de sumarlas. Por ejemplo :
COPYFWHM M51- I 1.6 12
De una serie de 12 imágenes de la secuencia M51-, Iris guarda aquellas cuya FWHM es inferior a 1.6, en una nueva secuencia de nombre I.
COPYMED [ENTRADA] [SALIDA] [NÚMERO TOTAL] [NB_MEDIAN]
Mismo comando que COPYADD pero calculando la suma mediana en vez de la suma aritmética.
COPYX [X_ORIG] [X_DEST]
Copia la columna de coordenada [X_ORI] en la columna de coordenada [X_DEST].
COPYY [Y_ORIG] [Y_DEST]
Copia la fila de coordenada [Y_ORI] en la fila de coordenada [Y_DEST].
COREGISTER [NOMBRE1] [NOMBRE2]
Realiza automáticamente transformaciones geométricas en la imagen [NOMBRE2] (traslación, rotación, cambio de escala), de manera que se superponga a la imagen [NOMBRE1].
Las dos imágenes pueden tener diferente tamaño.
La imagen en memoria, que se muestra despues del tratamiento, es la imagen modificada [NOMBRE2]. COREGISTER solo se puede aplicar a imágenes de cielo profundo.
Ejemplo :
COREGISTER N266_1 N266_2
Ver también: SETFINDSTAR, SETREGISTER
COREGISTER2 [ENTRADA] [SALIDA] [NÚMERO]
Misma función que COREGISTER, pero aplicada a una secuencia.
COREGISTER3 [NOMBRE1] [NOMBRE2] [TAMAÑO]
Alineación de las imágenes [NOMBRE1] y [NOMBRE2] aplicando una traslación (dx,dy) calculada a partir de tres zonas de tamaño [TAMAÑO] elegidas automáticamente.
COREGISTER4 [ENTRADA] [SALIDA] [TAMAÑO] [NÚMERO]
Mismo comando que COREGISTER3, pero aplicado a una secuencia de imágenes.
COSME [ARCHIVO_LISTA]
Aplica la media local a una serie de píxeles de la imagen en memoria (corrección cosmética). Las coordenadas de estos píxeles se indican en un archivo ASCII [ARCHIVO]. El comando COSME está adaptado a la corrección de los píxeles calientes y fríos que quedan después del pretratamiento (las coordenadas de estos píxeles son constantes para una CCD dada).
Por ejemplo, si el objetivo es corregir los píxeles de coordenadas :
(120 ; 310)
(9 ; 501)
(232 ; 140)
fila (100)
columna (20
Hay que crear el archivo de texto siguiente (con vuestro editor de texto favorito) :
P 120 310
P 9 501
P 232 140
L 100 0
C 20 0
A continuación, se guarda con el nombre CORRECT.LST (se puede elegir cualquier nombre ; solo es importante la extensión LST). El archivo debe colocarse en la carpeta de tabajo (ver el menú Fichier, Réglage).
Se carga la imagen a corregir, y después se ejecuta :
COSME CORRECT (si es el nombre elegido)
Se pueden corregir 500 píxeles como máximo (es decir, no puede haber más de 500 líneas en el archivo LST).
COSME_CFA [ARCHIVO_LISTA]
Misma función que COSME, pero aplicada a las imágenes RAW de cámaras digitales (imagen bajo la forma de una matriz de Bayer). Pueden tratarse todos los tipos de archivos RAW reconocidos por Iris (Canon, Nikon, ...). El tratamiento se hace por separado para los píxeles rojos, verdes y azules de la matriz CFA. El archivo cuyo nombre se da en el argumento contiene la lista de los píxeles calientes. Estos se pueden encontrar automáticamente con el comando FIND_HOT.
COSME_CFA2 [ENTRADA] [SALIDA] [ARCHIVO_LISTA]
Misma función que COSME_CFA, pero aplicada a una secuencia de imágenes.
COSME2 [ENTRADA] [SALIDA] [ARCHIVO_LISTA] [NÚMERO]
Mismo comando que COSME, pero aplicado a una secuencia de imágenes.
[ENTRADA] es la secuencia de imágenes a corregir, [SALIDA] el nombre de la secuencia corregida, [ARCHIVO_LISTA] el archivo que contiene las coordenadas de los píxeles a c orregir, y el parámetro [NÚMERO] el número de imágenes a tratar.
Por ejemplo:
COSME2 M51- I CORRECT 10
Corrige 10 imágenes de una secuencia de nombre genérico M51 con el archivo CORRECT.
COUNT_DOWN [VALOR]
Devuelve el número de píxeles con una intensidad inferior a [VALOR]. También se dispone de la función simétrica COUNT_UP.
Aplicación : Por ejemplo, calcular la superfície de manchas solares (para una evaluación precisa, a veces es necesario hacer uniforme la fotosfera con el comando SUBSKY.
COUNT_UP [VALOR]
Devuelve el número de píxeles con una intensidad superior a [VALOR]. También se dispone de la función simétrica COUNT_DOWN.
CPU [TIEMPO (S)]
Mide la frecuencia del procesador del ordenador durante [TIEMPO (S)] segundos.
CREGISTER [ENTRADA] [SALIDA] [NIVEL] [NÚMERO]
Realiza la alineación de una secuencia de imágenes [ENTRADA] a partir de lascoordenadas del centro de un círculo, cuyos contornos en cada imagen se definen con la intensidad [NIVEL].
CREGISTER es la función ideal para alinear una secuencia de imágenes solares. Este comando es compatible con imágenes de 48 bits (color verdadero). Su uso es sencillo : Se da el nombre genérico de la secuencia a tratar (por ejemplo SOL, en el caso de tener SOL1,…..SOL5), el nombre genérico de la secuencia alineada (por ejemplo I, para obtener I1,….I5), el nivel de intensidad (como en el comando CIRCLE) que va a servir para detectar el limbo (por ejemplo, 30), y el número de imágenes en la secuencia (por ejemplo, 5) :
CREGISTER SOL I 30 5
Ver también el comando CIRCLE.
CVIGN [A] [B] [C]
Aplica la corrección de viñeteado a la imagen a tratar. [A], [B], [C] son los coeficientes del polinomio de 2º grado que se ajusta al viñeteado (ver EVIGN). Se carga la imagen y se hace, por ejemplo :
CVIGN -1.125e-7 -2.654e-5 1.153
CVIGNE2 [IMAGEN] [FLAT]
[IMAGEN] es el nombre de la imagen a corregir. [FLAT] es la imagen lo más uniforme posible, adquirida en las mismas condiciones que la imagen a corregir (mismo objetivo, misma abertura). Iris ajusta un polinomio de 2º grado a la imagen « flat » y aplica este polinomio a la imagen a tratar para compensar el efecto del viñeteado. El resultado se muestra en pantalla despues del tratamiento.
D_ALPHA [ALFA] [INTENSIDAD]
Dibuja un círculo de ascensión recta en la imagen, después de una reducción astrométrica. [ALFA] es la ascensión recta y [INTENSIDAD] es la intensidad del trazo.
D_DELTA [DELTA] [INTENSIDAD]
Dibuja un círculo de declinación en la imagen, después de una reducción astrométrica. [DELTA] es la declinación y [INTENSIDAD] es la intensidad del trazo.
DATA_ANIM [ENTRADA] [SALIDA] [X1] [X2] [PASO]
Potente función que permite, por ejemplo, interpolar a la vez, espectral y temporalmente, un conjunto de datos espectrales para realizar una animación.
El parámetro [ENTRADA] es el nombre de un archivo de texto con la extensión .LST, que contiene 2 columnas. La primera agrupa el nombre de archivos espectrales con extensión .DAT; y la segunda es la fecha de obtención de estos espectros en día juliano, o en día juliano reducido. El contenido característico de un archivo de entrada es, por ejemplo :
290601 245678.345
300701 245689.446
220801 245693.945
..... ........
Indica que el perfil espectral 290601.DAT ha sido adquirido el día juliano 245678.345, el perfil espectral 300701.DAT se ha adquirido el día juliano 245689.446, 220801.DAT se ha adquirido el día juliano 245693.945, y así sucesivamente.
El parámetro [SALIDA] es el nombre de un archivo de texto con la extensión .LST, que contiene 2 columnas. La primera agrupa el nombre de archivos espectrales con extensión .DAT que van a ser interpolados; y la segunda es la fecha de los archivos interpolados en día juliano, o en día juliano reducido. El contenido característico de un archivo de salida es, por ejemplo:
R1 245679.0
R2 245690.0
R3 245691.0
.... ......
Indica que el comando DATA_ANIM debe producir perfiles espectrales en los archivos con los nombres R1.DAT, R2.DAT, R3.DAT, para las fechas en día juliano 245679.0, 245690.0, 245691.0, respectivamente.
Los parámetros [X1] y [X2] definen un intervalo de longitud de onda en el que se va a realizar una interpolación, con un paso en longitud indicado en el parámetro [PAS].
La interpolación en el eje temporal es lineal. En el eje de longitudes de onda se utiliza una interpolación spline
Una vez que se han interpolado los perfiles, se pueden mostrar en forma gráfica con otro programa y después crear animaciones de la evolución del espectro en función del tiempo. También es posible crear una imagen del espectro dinámico a partir del comando DATA2IMAGE.
Ver también el comando GEN_OUT.
DATA_BIN [IN] [OUT] [BINNING FACTOR]
Realiza el binning de un archivo de datos, por ejemplo, un archivo resultante del análisis fotométrico, para aumentar la relación señal-ruido. [BINNING FACTOR] es el factor de binning..
DATA_REJECT [IN] [OUT] [COEF]
Analiza un archivo de datos (por ejemplo, DELTA.DAT, proveniente del análisis fotométrico automático) y elimina los puntos que se separan más de [COEF] veces sigma del valor medio (sigma es la desviación típica de la distribución). [IN] es el nombre del archivo de entrada (debe tener la extensión .DAT). [OUT] es el nombre del archivo de texto de salida.
DATA_RESAMPLE [ENTRADA] [SALIDA] [PASO]
Remuestreo de los puntos de un archivo de datos mediante el uso de interpolación spline. Comando útil, por ejemplo, para representar unos datos espectrales o una curva fotométrica con un paso entero (paso espectral de 1 A o paso temporal de 1h, por ejemplo).
El parámetro [ENTRADA] contiene el nombre genérico de las imágenes a tratar.
El parámetro [SALIDA] contiene el nombre genérico de las imágenes tratadas.
DATA_STAT [ARCHIVO DE DATOS]
Devuelve informaciones estadísticas sobre el archivo de datos [ARCHIVO DE DATOS].
DATA2IMAGE [ENTRADA] [COEFICIENTE] [NÚMERO]
Creación de una imagen en memoria a partir de una secuencia de archivos de texto con la extensión .DAT. El contenido del primer archivo sirve para producir la primera línea de la imagen ; el contenido del segundo construye la segunda línea de la imagen, y así sucesivamente. Los archivos de texto deben contener dos columnas de datos. La imagen se construye con la información de la segunda columna. El tamaño de la imagen según el eje X es igual al número de líneas contenido en los archivos .DAT, y el tamaño segun el eje Y es igual al n´úmero de archivos DAT.
[ENTRADA] es el nombre genérico de los archivos DAT.
[COEFICIENTE] es un parámetro por el que se multiplica la segunda columna de los archivos DAT antes de asignarla a los píxeles de la imagen.
[NÚMERO] es el número de archivos DAT.
DATA2PIC [ARCHIVO DE DATOS]
Convierte un archivo de texto de 2 columnas en una imagen cuyo eje Y contiene los valores (normalizados a 32767) contenidos en la segunda columna del archivo. La línea se duplica 20 veces verticalmente. Este comando es útil para importar en IRIS ciertos datos espectrales.
DATE
Devuelve la fecha.
DATE2JD [DÍA] [MES] [AÑO]
Convierte una fecha en día juliano.
DECONVFLAT [COEF]
Elimina el « smearing » de una imagen obtenida con una cámara sin obturador.
[COEF] es un parámetro relacionado con el tiempo de lectura de la CCD, cuyo valor debe estimarse por sucesivos ensayos para conseguir un resultado óptimo (se puede comenzar con el valor 0.001).
Para que el comando DECONVFLAT funcione, la imagen CCD debe leerse de arriba a abajo.
DEDISTOR POL
El argumento del comando DEDISTOR es el nombre genérico de los archivos polinómicos (usamos los archivos por defecto POLX y POLY). Nota: cada uno puede definir sus propias ecuaciones de transformación y aplicarlas a cualquier imagen con el comando DEDISTOR.
DESC_HDR [NOMBRE] [ARCHIVO] [NÚMERO]
El comando DESC_HDR ayuda a definir el archivo de descripción utilizado por el comando MERGE_HDR si el tiempo de exposición relativo de las imágenes de una secuencia es desconocido o impreciso. DESC_HDR evalúa la intensidad relativa en una zona de la imagen. Esta zona se elige con el ratón. La relación de intensidades encontrada se asocia con el tiempo de exposición, lo que permite producir automáticamente el archivo de descripción.
[NOMBRE] es el nombre genérico de las imágenes a tratar.
[ARCHIVO] es el nombre del archivo de descripción.
[NÚMERO] es el número de imágenes en la secuencia.
Antes de ejecutar el comando hay que definir con el ratón la zona de cálculo, eligiendo una zona no saturada de la imagen, pero que haya recibido una señal significativa en todas las imágenes.
DILATE
Realiza una dilatación de la imagen. (Ver también ERODE)
Ejemplo:
LOAD M51
ERODE
ERODE
DILATE
DILATE
DISK1 [X] [Y] [R]
DISK1 dibuja un disco negro en la imagen en memoria. En imágenes solares esta función simula un efecto de coronógrafo o un eclipse artificial. Los parámetros son las coordenadas del centro del disco y su radio.
DISK2 [X] [Y] [R]
Realiza el efecto inverso de la función DISK1: es la parte externa del disco la que se enmascara.
El uso simultáneo de DISK1 y DISK2 es una solución para mejorar el aspecto de las protuberancias en el borde del disco respecto a los detalles del interior del disco, en una imagen H-alfa.
Ejemplo : Se aplica el comando DISK1, se multiplica el resultado por 4 (hay que ensayar varios valores) y se guarda el resultado (con el nombre OUTER, por ejemplo) :
DISK1 381.5 306.6 283.6
MULT 4
SAVE OUTER
Ahora se utiliza DISK2 para aislar únicamente la imagen del disco:
DISK2 381.5 306.6 283.6
Finalmente, se suman las imágenes « interior » y « exterior » :
ADD OUTER
DIST
Después de haber ejecutado el comando se pinchan dos estrellas de la imagen con el ratón. Iris devuelve la distancia en píxeles entre estos dos objetos.
DISTANG [AD1] [DEC1] [AD2] [DEC2]
Devuelve las distancia angular entre dos puntos de la bóveda celeste de coordenadas ecuatoriales (ar1, dec1) y (ar2, dec2). Por ejemplo:
>DISTANG 12h32m 23d40' 12h25m11s 23d46'20"
DISTOR [NOMBRE 1] [NOMBRE 2] [GRADO]
Remuestrea la imagen a tratar con relación a una imagen de referencia, a fin de reducir al mínimo las diferencias geométricas entre ellas.
Este comando utiliza la técnica del « morphing » para limitar las deformaciones locales debidas a la turbulencia, sobre todo en imágenes que utilizan una gran superficie del sensor (imágenes lunares).
El parámetro [NOMBRE 1] contiene el nombre de la imagen que va a servir de referencia.
El parámetro [NOMBRE 2] contiene el nombre de la imagen que se va a tratar.
El parámetro [GRADO] contiene el grado de un conjunto de polinomios, que son las ecuaciones de transformación. Se puede elegir un valor entre 1 y 5. Con un polinomio de grado 1, la deformación de la imagen es mínima y la corrección siempre es pequeña. Con un grado 5, la correción es más fina, pero exige más atención al elegir el número de puntos de referencia (ver más adelante). Un valor entre 3 y 4, generalmente es una buena elección.
DISTOR utiliza un procedimiento iterativo que elimina los puntos aberrantes o poco precisos entre ambas imágenes.
Antes de ejecutar DISTOR es necesario definir una serie de puntos con el ratón, sobre los que IRIS va a determinar los parámetros de la ecuación que permite superponer mejor las imágenes. Si es posible, los puntos deben elegirse en zonas bien contrastadas (límite en tre día y noche en los cráteres lunares, limbo de planetas, estrellas, etc…). La corrección geométrica solo es correcta en la zona de la imagen donde se han elegido los puntos. Fuera de esta zona, el programa extrapola la imagen y ya no esta garantizado un buen ajuste.
DISTOR2 [ENTRADA] [SALIDA] [GRADO] [NÚMERO]
Mismo comando que DISTOR pero aplicado a una secuencia de imágenes.
El parámetro [ENTRADA] contiene el nombre genérico de la serie de imágenes a tratar.
El parámetro [SALIDA] contiene el nombre genérico de la serie de imágenes tratada.
El parámetro [NÚMERO] contiene el número de imágenes a tratar.
DIV [NOMBRE] [COEF]
Divide píxel a píxel la imagen en pantalla por la imagen [NOMBRE], y después multiplica el resultado por el valor [COEF].
DIV2 [ENTRADA] [OPERANDO] [SALIDA] [COEF] [NÚMERO]
Divide una secuencia de imágenes con el nombre genérico [ENTRADA] por una imagen [OPERANDO]. El resultado se multiplica por la constante de normalización [COEF].
Esto produce la secuencia de imágenes con nombre genérico [SALIDA]. El número de imágenes tratadas se indica en el parámetro [NÚMERO].
Este comando se utiliza generalmente para la corrección por el flat-field. En ese caso, el valor [COEF] es el valor medio o la mediana del flat-field.
DRAW_AIRY [TAMAÑO] [I0] [DIÁMETRO] [OBSTRUCCIÓN] [LAMBDA] [ESCALA]
Permite crear una imagen que contiene la representación de una estrella artificial, bajo la forma de un disco de Airy.
El parámetro [TAMAÑO] contiene la dimensión de la nueva imagen en píxeles (el formato es cuadrado).
El parámetro [I0] contiene la intensidad máxima del disco de Airy en ADU.
El parámetro [DIÁMETRO] contiene el diámetro del telescopio en mm.
El parámetro [OBSTRUCCIÓN] contiene la proporción de obstrucción del espejo principal (0 para un telescopio sin secundario).
El parámetro [LAMBDA] contiene la longitud de onda en micrómetros.
El parámetro [ESCALA] contiene la escala del disco de Airy en segundos de arco por píxel.
El comando genera el archivo de texto AIRY.DAT en la carpeta de trabajo, el cual contiene el perfil del disco de Airy en forma tabulada.
DRAW_ALPHA [ALFA0] [DELTA0] [DISTANCIA FOCAL] [TAMAÑO PÍXEL] [ALFA] [INTENSIDAD]
DRAW_DELTA [ALFA0] [DELTA0] [DISTANCIA FOCAL] [TAMAÑO PÍXEL] [DELTA] [INTENSIDAD]
Estos comandos trazan respectivamente un círculo de Ascensión Recta y de declinación. [ALPHA0, DELTA0] son las coordenadas ecuatoriales del centro de la imagen (las mismas que las que se introducen en el cuadro de diálogo "Afficher une carte du ciel..."). La distancia focal del telescopio y el tamaño de losc píxeles se proporcionan en mm. El parámetro [INTENSIDAD] es la intensidad del círculo trazado en la imagen. Finalmente, (alfa, delta) son las coordenadas del círculo dibujado.
DRIZZLE [NOMBRE] [RESOLUCIÓN] [NÚMERO]
Este comando realiza la suma de una secuencia de imágenes optimizando la resolución espacial.El principio es que, a la escala de una fracción de píxel, el desplazamiento relativo en X e Y entre las imágenes de la secuencia, no es idéntico y se distribuye aleatoriamente. Por ejemplo, en la primera imagen, una estrella estará exactamente centrada en un píxel, pero en la siguiente, esta misma estrella podrá estar entre dos píxeles y así sucesivamente. Como es posible determinar el desplazamiento entre las imágenes, aproximadamente en una fracción de píxel, utilizando un comando como REGISTER, es posible crear una imagen con una mejor resolución espacial. Es esencial que las imágenes no estén superpuestas exactamente, como si el telescopio hubiese temblado entre cada exposición.
El comando DRIZZLE no aumenta la resolución a no ser que las imágenes de entrada estén infradimensionadas, por ejemplo, porque el telescopio tenga una distancia focal demasiado corta en relación al tamaño de los píxeles de la CCD. Se puede considerar que una estrella está infradimensionada si su FWHM es inferior a 2 píxeles. La ganancia en resolución es particularmente interesante cuando la FWHM es inferior a 1.5 píxeles.
Antes de usar el comando DRIZZLE es necesario conocer el desplazamiento exacto en X e Y entre las imágenes de entrada. Además, se da por supuesto que para superponer las imágenes no es necesario realizar más que traslaciones (ni rotación, ni cambio de escala). Los desplazamientos entre imágenes deben estar contenidos en un archivo SHIFT.LST situado en la carpeta de trabajo. Lo ideal es que este archivo se genere automáticamente con el comando REGISTER.
Es importante que las imágenes de la secuencia de entrada se adquieran en las mismas condiciones : misma exposición y mismo nivel de fondo de cielo. Si no es el caso, hay que ajustar previamente el offset y la ganancia utilizando, por ejemplo, los comandos OFFSET y MULT.
Los parámetros de la función DRIZZLE son :
- [NOMBRE] el nombre genérico de la secuencia de entrada.
- [RESOLUCION] la tasa de sobredimensionado del resultado final con relación a las imágenes de entrada. Un factor comprendido entre 1.5 y 2.5 es razonable.
- [NÚMERO] es el número de imágenes en la secuencia. Si es posible, este número debe ser superior a 5 y 10 imágenes es una buena elección (no hay inconveniente en utilizar un gran número de imágenes).
DTRANS [X] [Y]
Se selecciona una estrella en una imagen definiendo un rectángulo alrededor de ella con el ratón. El comando DTRANS efectúa una traslación de la imagen con los valores :
DX=[X]-XM
DY=[Y]-YM
donde (XM, YM) es el centroide de la estrella calculado automáticamente por DTRANS.
El comando DTRANS es muy práctico para alinear casi manualmente una secuencia de imágenes con relacióna la posición ([x], [y]) de la estrella de referencia en la primera imagen de la secuencia.
ECHO [MENSAJE]
Escribe un mensaje en la ventana de salida durante la ejecución de un script (ver el comando RUN). No está autorizado el caracter « espacio » (se utiliza el caracter « _ »). Ejemplo :
ECHO CLICK_HERE
EDGE [X1] [Y1] [X2] [Y2]
Las coordenadas (X1, Y1) y (X2, Y2) designan un recuadro en cuyo exterior la intensidad de cada píxel se hace cero.
Algunas veces los bordes de la imagen no contienen información significativa o tienen defectos (artefactos debidos al tratamiento precedente. En este caso, el comando EDGE puede utilizarse para arreglar la imagen.
ENTROPY
Devuelve el valor de la entropía en una zona de la imagen seleccionada con el ratón.
EQUAL [X1] [Y1] [X2] [Y2]
Ajusta una superficie polinómica en una zona de la imagen definida por los puntos (x1, y1)-(x2, y2), sustrae este modelo (únicamente en la zona) y añade la mediana.
EQUALIZE_CFA
EQUALIZE_CFA (o GREY_FLAT) es un práctico comando que concierne a las imágenes CFA. Su objetivo es igualar el nivel medio de las capas RGB a un valor idéntico (el de las capas verdes). El resultado sigue siendo una matriz de Bayer, pero en la que la respuesta de los píxeles RGB es idéntica. Esta función puede utilizarse en operaciones que conciernen al tratamiento con el flat, por ejemplo.
ERASE
Borra la información situada en el interior de una selección rectángular. Se realiza una interpolación de la zona central utilizando los píxeles situados en la periferia. La textura de la zona borrada se conserva gracias a una ejecución natural. Este comando se puede utilizar, por ejemplo, para borrar las trazas de polvo residuales de la imagen.
ERODE
Realiza una operación de erosión sobre la imagen en pantalla (ver también DILATE)
EVIGN
Se carga la imagen « flat » y se ejecuta el comando EVIGN (no tiene parámetros). Iris devuelve en la ventana de salida, los coeficientes del polinomio que ajusta el defecto de viñetado óptico.
EXPORT [NOMBRE] [ENCABEZAMIENTO] [OCTETOS POR PIXEL] [INVERSION]
Exporta una imagen bajo la forma de una sucesión de octetos en un archivo del disco duro. [NOM] es el nombre de la imagen creada en el disco (se debe precisar su extensión).
El programa escribe un encabezamiento con ceros, al comienzo del archivo, cuya longitud en octetos se especifica en el parámetro [ENCABEZAMIENTO] (si el valor de este argumento es cero, no se escribe el encabezamiento.
El parámetro [OCTETOS POR PIXEL] indica si los datos se codifican en uno ó dos octetos (en el primer caso, el valor del parámetro es 1 y en el segundo, 2). También se debe indicar en el parámetro [INVERSION] el orden de los octetos en el caso en que un punto de la imagen esté codificado en 16 bits. Si [INVERSION]=0, el formato es de tipo INTEL (en el orden octeto más significativo/octeto menos significativo). Si [INVERSION]=1, el formato es de tipo MOTOROLA (en el orden octeto menos significativo/octeto más significativo). (Ver también el comando IMPORT.)
Ejemplo:
EXPORT FILE.IMG 256 2 0
Convierte la imagen en memoria en un archivo de formato libre, de nombre FILE.IMG. El encabezamiento es de 256 octetos y los píxeles codificados en 16 bits en formato INTEL.
EXPORT2 [NOMBRE] [ENCABEZAMIENTO] [OCTETOS POR PIXEL] [INVERSION]
Mismo comando que EXPORT, pero el formato de la codificación interna de Iris [-32768..32767] se convierte al dominio [0..65535].
EXPORT_ASC [NOMBRE]
Guarda la imagen en un archivo de formato ASCII con 3 columnas. La 2 primeras contienen las coordenadas del píxel (con el origen en (1, 1)). La tercera contiene la intensidad del píxel.
El archivo creado puede ser muy voluminoso para grandes imágenes.
Ver también : IMPORT_ASC
FB1, FB2, FB3
Juego de funciones que aplican un filtro de paso bajo sobre la imagen. Su efecto aumenta de FB1 a FB3.
FCONV [IMAGEN] [PSF]
El comando FCONV realiza la operación :
[pic]
donde g(x) es el resultado del comando FCONV command (la imagen del telescopio), p(x) caracteriza la respuesta del sistema óptico – es la « Point Spead Function » (PSF), o función de transferencia de un objeto uniforme (el disco de Airy), y f(x) es la imagen de partida. El símbolo [pic] indica una operación de convolución.
El comando >FCONV AIRY PLANET, en teoría es idéntico a >FCONV PLANET AIRY, pero es preferible la segunda versión por razones internas de normalización.
FCORREL [IMAGE N#1] [IMAGEN #2] [COEFICIENTE]
Calcula la correlación cruzada de las imágenes 1 y 2. El parámetro [COEFICIENTE] es un factor de escala que actúa sobre la intensidad del resultado. La correlación cruzada está en la base del cálculo de la alineación de imágenes planetarias en Iris (ver el comando PREGISTER. Ejemplo :
FCORREL MARS1 MARS2 1
FFTD [SALIDA1] [SALIDA2]
El objetivo es suprimir las frecuencias parásitas producidas por impulsos eléctricos periódicos. Este tipo de ruido es fácil de aislar en el dominio de Fourier, pues su espectro es poco extenso y se puede eliminar fácilmente mediante un filtrado elemental. Para ésto, Iris calcula una FFT (Fast Fourier Transform ) para localizar los picos de ruido fijo; a continuación, se anulan las frecuencias parásitas mediante una « caja de filtrado » y, finalmente, se obtiene la imagen corregida realizando una FFT inversa.
El comando para realizar una FFT directa es FFTD, el comando para hacer la FFT inversa es FFTI, y FFILL para realizar el filtrado.
Primero se calcula la FFT de la imagen :
FFTD X Y
Los dos parámetros son, respectivamente, los nombres de los archivos que van a contener el módulo y argumento de la transformada de Fourier (el resultado está en coordenadas polares). Al final del cálculo se presenta en pantalla automáticamente la imagen del módulo. En esta representación, la frecuencia nula está en el centro de la imagen.
La imagen en 2 dimensiones de la FFT da información sobre el contenido de las frecuencias espaciales según los 2 ejes de la imágen y, en particular, las frecuencias parásitas artificiales aparecen como picos muy localizados.
Eliminar esos picos supone duprimir las frecuencias correspondientes de la imagen. Para ésto se utiliza el comando FFILL, que es muy similar a FILL2, salvo que el primero enmascara automáticamente dos zonas simétricas respecto a los dos ejes, x e y, del dominio de freecuencias. Para quitar los picos, mediante el ratón se rodea uno de ellos con un pequeño rectángulo, y después se ejecuta el comando :
FFILL 0
A continuación, se guarda el ressultado como una nueva imagen del módulo :
SAVE X
Para acabar, se calcula la FFT inversa :
FFTI X Y
FFTD2 [ENTRADA] [MODULO] [ARGUMENTO] [NÚMERO]
Calcula la transformada de Fourier directa de una secuencia de imágenes.
FFTI [MODULO] [ARGUMENTO]
Calcula la transformada de Fourier inversa.
FFTI2 [ENTRADA] [MODULO] [ARGUMENTO] [NÚMERO]
Calcula la transformada de Fourier inversa de una secuencia de imágenes.
FH1, FH2, FH3
Juego de funciones que aplican un filtro de « paso bajo » sobre la imagen en memoria. El efecto es creciente de FH1 a FH3..
FILE_AFFINE [ENTRADA] [SALIDA] [NÚMERO]
Iris permite alinear una secuencia de grandes imágenes (típicamente imágenes de gran campo). Para ello, es recomendable usar el método de alineamiento a tres zonas. Se puede acceder a esta potente función desde el menú Traitement, Registration des images stellaires... , o bien, ejecutando el comando COREGISTER4.
Después de ejecutar la función, automáticamente Iris crea en la carpeta de trabajo el archivo affine.lst. Este archivo de texto contiene los parámetros de la transformación afín aplicada a cada imagen de la secuencia (una línea por imagen). Cada línea contiene los 6 valores :
A B C D E
tales que
x' = A x + B y + C
y' = D x + E y + F
con (x ,y) siendo las coordenadas en la imagen transformada y (x', y') las coordenadas en la imagen de partida.
El interés de este archivo es permitir aplicar por segunda vez las mismas transformaciones sobre una secuencia de imágenes sin tener que rehacer la alineación (ver también el comando FILE_TRANS, que funciona bajo el mismo principio en asociación con el comando TRANS).
Por ejemplo, haciendo :
>COREGISTER A B 20
>FILE_AFFINE A C 20
las secuencias B1, B2, ..,. B20 et C1, C2, ..., C20 son estrictamente idénticas.
También se puede definir manualmente el archivo affine.lst antes de ejecutar el comando FILE_AFFINE.
FILE_CONV [KERNEL]
Convolución de la imagen mediante una matriz cuyo coeficiente está contenido en la imagen [KERNEL]. Antes de la operación, Iris multiplica el valor del coeficiente por 0.001.
La imagen [KERNEL] obligatoriamente debe ser cuadrada. Su tamaño máximo es de 41 x 41 píxeles. Se puede utilizar el comando IMPORTASC para cargar una matriz de convolución desde un archivo de texto, que se haya guardado en formato .PIC o .FITS.
FILE_COREGISTER [ENTRADA] [SALIDA] [NÚMERO]
Despues de la ejecución del comando COREGISTER2 (alineación de una secuencia de imágenes utilizando simultaneamente la traslación, rotación y cambio de escala), es posible rehacer la alineación con FILE_COREGISTER, que utiliza los parámetros de transformación ya calculados con COREGISTER2. Por ejemplo:
COREGISTER2 A B 5
Alinea la secuencia A1, ... , A5 produciendo la secuencia B1, ...., B5. Si, a continuación, se ejecuta por ejemplo :
FILE_COREGISTER A C
la secuencia C1, ..., C5 es estrictamente idéntica a B1, ..., B5, pero el resultado se obtiene considerablemente más rápido pues las transformaciones no se vuelven a calcular. FILE_COREGISTER también puede utilizarse para alinear imágenes muy grandes después de haber calculado los parámetros en subsecciones de ellas.
Ver también los comandos FILE_TRANS y FILE_ROT, equivalentes para la traslación y rotación simples.
FILE_TRANS [ENTRADA] [SALIDA] [NÚMERO]
Alinea una secuencia de imágenes gracias a la información contenida en el archivo SHIFT.LST. (Ver también el comando REGISTER)
FILL [VALOR]
Llena la imagen con píxeles de intensidad igual a [VALOR].
FILL2 [VALOR]
Llena una zona seleccionada con píxeles de intensidad definida en el parámetro [VALOR]. Antes de ejecutar el comando, se selecciona la zona de la imagen a tratar, trazando un rectángulo con el ratón.
FILL3 [X1] [Y1] [X2] [Y2] [VALOR]
Llena una zona de la imagen delimitada por las coordenadas (x1, y1) - (x2, y2), con la intensidad [VALOR].
FILL_ELLIP [VALOR]
Dibuja una elipse en una selección rectángular. La elipse se rellena con la intensidad [VALOR].
FILL_INV [VALOR]
Da la intensidad [VALOR] de los píxeles situados fuera de un rectángulo de selección
FIND_HOT [ARCHIVO LISTA] [UMBRAL]
El comando permite generar un archivo lista (formato texto) en la carpeta de trabajo, que cotiene las coordenadas de los píxeles con una intensidad superior a un umbral.
Este archivo, llamado archivo cosmético, se utiliza por IRIS para corregir ciertos defectos sistemáticos durante el tratamiento de las imágenes de cielo profundo. Si el comando FIND_HOT se aplica a una imagen con la señal de oscuridad, el archivo contendrá las coordenadas de los píxeles afectados por una corriente de oscuridad anormalmente elevada (píxeles calientes). Cuando este archivo se lee por una función de pretratamiento, los píxeles en cuestión son reemplazados por un valor calculado a partir de la intensidad de los píxeles vecinos.
[ARCHIVO LISTA] es el nombre del archivo lista producido. El nombre se completa con la extensión .LST.
[UMBRAL] es el umbral de discriminación de los píxeles calientes.
IRIS devuelve el número de píxeles calientes encontrado. Con una CCD normal hay que ajustar el umbral de forma que no se encuentren mucho más que una decena de píxeles calientes. Por ejemplo :
LOAD DARK
FIND_HOT COSME 300
El típico contenido del archivo producido (archivo COSME.LST en el ejemplo):
P 1086 1
P 402 7
P 1434 13
P 403 23
P 1372 27
C 468 0
La letra P indica indica que solo es necesario corregir un píxel de la imagen de coordenadas (1086, 1). La última línea empieza con C y fue añadida manualmente al archivo (con un editor de texto). Ella indica a Iris que será necesario reemplazar durante el tratamiento la columna 468 por el valor promedio de las columnas adyacentes.
En el presente caso, la acción de la última línea de COSME.LST es equivalente a hacer:
REPAIRX 468
Si el archivo cosmético contiene la línea :
L 34 0
Esto significa que es necesario reemplazar la fila 34 (empezando desde abajo) por el valor de las líneas adyacentes. En el caso de una corrección de filas y columnas, el tercer valor en la línea del archivo cosmético debe tener un valoor nulo. Para aplicar las correcciones cosméticas registradas en el archivo, se pueden usar los comandos COSME y COSME2.
FINDSTAR
Detecta la estrellas con una intensidad [SIGMA] veces el valor del ruido del fondo de cielo. El valor de [SIGMA] está contenido en una variable interna cuyo valor puede ser modificado con el comando SETFINDSTAR. Un archivo STAR.LST se crea en la carpeta de trabajo, el cual puede consultarse fácilmente con cualquier programa que pueda abrir un archivo ASCII. Contiene informaciones sobre las estrellas detectadas. Siguiendo el orden de las columnas se encuentra :
El número de la estrella.
La coordenada X de la estrella en píxeles.
La coordenada Y de la estrella en píxeles.
La magnitud instrumental
La ascensión recta astrométrica en grados decimales.
La declinación en grados decimales.
La magnitud verdadera reducida.
Un parámetro que indica el grado de aislamiento de la estrella (1 para las más aisladas).
La FWHM según los ejes X e Y.
Después de la ejecución del comando, las estrellas detectadas se rodean con un círculo sobre la imagen.
El archivo STAR.LST se utiliza con los comandos de reducción astrométrica y fotométrica automáticas. Algunas columnas de este archivo solo se rellenan después de la utilización de estos comandos.
FITS2FIT [NOMBRE] [NÚMERO]
Convierte una secuencia de imágenes con la extensión FITS en una secuencia con extensión FIT, única compatible con IRIS.
FITS2PIC [ENTRADA] [SALIDA] [NÚMERO]
Convierte una secuencia de imágenes en formato FITS en una secuencia con formato PIC.
[ENTRADA] es el nombre genérico de la secuencia de entrada.
[SALIDA] es el nombre genérico de la secuencia de salida.
[NÚMERO] es el número de imágenes en la secuencia.
FLAT [NOMBRE] [SH] [SB] [NIVEL] [NB ITER] [NB IMAGEN]
El comando FLAT permite calcular un flat-field sin haber hecho las imágenes específicas en el crepúsculo (imágenes sin estrellas ni otros objetos). El flat-field puede obtenerse simplemente a partir de las imágenes del objeto observado tomadas durante la noche.
También pueden utilizarse otros métodos para obtener un flat-field a partir de imágenes nocturnas, utilizando la mediana de una serie de imágenes (ver el comando SMEDIAN). Sin embargo, la técnica utilizada en el comando FLAT permite resolver ciertas dificultades :
1) No se tiene un flat-field crepúscular y las imágenes nocturnas contienen densos campos de estrellas u objetos extensos.
2) No se tiene un flat-field crepúscular y las imágenes nocturnas son imágenes planetarias.
En estos dos casos, extraer un flat-field correcto por una composición mediana de una serie de imágenes es muy improbable.
El comando FLAT es útil en estas situaciones (la composición mediana de una serie sigue siendo un buen método en situaciones normales pues es más rápida y más fácil de aplicar). Este comando es iterativo y trabaja con el valor logarítmico de la imagen. Se recomienda tener el mayor número de imágenes posible para obtener el mejor resultado (entre 5 y 10 imágenes ; el número máximo permitido es de 15 imágenes).
Deben respetarse varias condiciones :
El dark y la señal de bias (offset) deber de haberse sustraido de cada imagen.
Las imágenes deben tener el mismo nivel de señal (para controlarlo se mide el fondo de cielo en el mismo lugar de cada imagen, o el nivel de un detalle comun de cada imagen). Para igualar los niveles se utiliza el comando OFFSET.
Las imágenes deben haber salido de una misma serie y, si se usa filtro, éste debe ser el mismo (esta última condición es una regla general para la obtención de un flat-field, cualquiera que sea la técnica utilizada).
Las imágenes deben estar desplazadas unas respecto a otras algunos píxeles a lo largo de los ejes X e Y. El desplazamiento puede ser una fracción de píxel. Puede verificarse el desplazamiento con comandos como REGISTER o PREGISTER, usando como referencia la primera imagen.
La única restricción sobre los desplazamientos es que no deben ser colineares, es decir, que no deben tener multiplicador común :
Si [AI] es el vector de desplazamiento de la imagen « i », y [AJ] el vector de desplazamiento de la imagen « j », no debe existir una constante k tal que [AI] = k * [AJ].
El valor del desplazamiento no afecta a la calidad del resultado, No obstante, se recomienda que las imágenes no estén muy desplazadas pues el cálculo del flat-field solo puede hacerse sobre una parte común a todas las imágenes. Las partes del flat-field fuera de la zona común serán válidas, pero se calcularán con menos precisión pues el número de imágenes utilizadas para calcularlo es más reducido. También hay que hacer notar que el tiempo de cálculo aumenta con el valor del desplazamiento. Hay que evitar las grandes imágenes debido a lo largo de la operación.
Se recomienda elegir la imagen de referencia (la primera) tal que los desplazamientos relativos sean lo más isótropos posible para la serie de imágenes.
Antes de ejecutar el comando FLAT es necesario producir el archivo SHIFT.LST, que contiene los desplazamientos sobre los ejes X e Y de cada imagen respecto a la imagen de referencia (el orden es el de laa imágenes, el primer número el desplazamiento según X y el segundo según Y). La primera línea del archivo contiene la información relativa a la imagen de referencia, es decir (0, 0). Se puede crear este archivo usando uno de los comandos de alineación automática: REGISTER, FULL_PR, PREGISTER …, que crean el archivo en la carpeta de trabajo.
Los parámetros del comando FLAT son :
[NOMBRE] : Le nombre genérico de la serie de imágenes a tratar.
[NB IMAGEN] : Número de imágenes de la serie.
[NB ITER] : Número de iteraciones (normalmente entre 1 y 3).
[SH] :Los píxeles que tienen un nivel superior a [SH] se eliminarán del cálculo. Este parámetro es interesante para tratar una serie con estrellas saturadas. En general, [SH] tiene el valor del nivel más alto de la dinámica de la imagen.
[SB] : Los píxeles que tienen un nivel inferior a [SB] se eliminarán del cálculo. Este parámetro se utiliza para rechazar los píxeles con valores negativos. El valor típico de [SB] es 0.
[NIVEL] : Este parámetro fija la intensidad media del flat-field. Frecuentemente, este parámetro deberá ser del mismo orden que el nivel medio de la imagen tratada. Debe ser superior a 1.
FPOLREC [MODULO] [ARGUMENTO]
Transforma una imagen, en el dominio de frecuencias, de coordenadas polares a rectángulares (de (módulo, argumento) pasa a (parte real, parte imadinaria)).
FRECPOL [PARTE REAL ] [PARTE IMAGINARIA]
Transforma una imagen, en el dominio de frecuencias, de coordenadas rectángulares a polares.
FULL_PR [ENTRADA] [SALIDA] [DARK] [OFFSET] [FLAT] [NÚMERO]
Realiza el pretratamiento completo de una serie de imágenes de forma automática. El offset y el dark se restan de las imágenes y, a continuación, se dividen por el flat. A continuación, las imágenes son alineadas y sumadas.
Los parámetros son :
[ENTRADA] : El nombre genérico de la serie de imágenes.
[SALIDA] : El nombre genérico de las imágenes pretratadas.
[DARK] : El nombre del dark (previamente, hay que eliminar el offset de esta imagen).
[OFFSET] : El nombre del offset.
[FLAT] : El nombre del flat (previamente, hay que eliminar la señal de offset y el dark de esta imagen).
[NÚMERO] : Número de imágenes en la serie.
Para realizar la alineación, antes de ejecutar el comando sse rodea una estrella aislada y no saturada con el ratón. El rectángulo de selección normalmente tiene unos 50 píxeles de ancho.
La imagen final es una simple suma de las imágenes pretratadas. Sin embargo, estas imágenes pretratadas quedan registradas, en la carpeta de trabajo, con el nombre genérico [SALIDA]. Por tanto, es posible utilizarlas para aplicar otra tipo de suma : ADD2, SMEDIAN, COMPOSIT …
FULL_SPEC [ENTRADA] [SALIDA] [OFFSET] [DARK] [FLAT] [FLAG] [ANCHURA LÍNEA] [NÚMERO]
Tratamiento automático de una serie de espectros. El comando realiza el pretratamiento, corrige la orientación, de manera que la dispersión sea horizontal y suma las imágenes de la secuencia.
[ENTRADA] : Es el nombre genérico de la serie a tratar.
[SALIDA] : Es el nombre de las imágenes pretratadas y alineadas.
[OFFSET] : es el nombre del offset.
[DARK] : es el nombre del dark.
[FLAT] : es el nombre del flat.
[FLAG] : es un marcador, es 1 si se quiere alinear con una línea de emisión y 0 con una línea de absorción.
[ANCHURA LÍNEA] : anchura de la línea espectral en píxeles.
[NÚMERO] : es el número de imágenes de la serie.
Antes de ejecutar el comando, se rodea con el ratón una línea que esté bien marcada en el espectro.
GAMMA [coefR] [coefG] [coefB]
Aplica una deformación al nivel de las capas RGB de una imagen en color, según una función potencial (corrección denominada « gamma »). Si la imagen es de 16 bits (B&N), se convierte automáticamente a una imagen en 48 bits. Los niveles se acentúan si los coeficientes tienen un valor alto. Los valores típicos de los coeficientes están comprendidos entre 0.1 y 5. Ver también el comando Ajustement du gamma... del menú Visu.
GAUSS [SIGMA]
Convolución de la imagen por una gaussiana de 2 dimensiones con una anchura [SIGMA]. Cuanto mayor sea el valor de [SIGMA] más difusa resultará la imagen (intentar valores entre 0.5 y 5).
GAUSS2 [SIGMA]
Mismo comando que GAUSS pero que usa un algoritmo que perite realizar el tratamiento hasta el borde de la imagen (el tratamiento es ligeramente más largo que con el comando GAUSS).
GAUSS3 [SIGMA] [TAMAÑO DEL BORDE]
Mismo comando que GAUSS pero que excluye del cálculo el borde de la imagen, cuyo tamaño está definido en el parámetro [TAMAÑO DEL BORDE]. Así, es posible aplicar el filtro limitando los artefactos.
GC [AR1] [DEC1] [AR2] [DEC2]
Traza un arco de círculo máximo en una imagen (reducida astrométricamente), entre dos puntos de la bóveda celeste de coordenadas ecuatoriales (ar1, dec1) y (ar2, dec2). Por ejemplo :
>GC 12h32m 23d40' 12h25m11s 23d46'20"
GEN_OUT [ARCHIVO] [TEXTO] [X1] [X2] [PASO]
Función útil para generar un archivo de salida para el comando DATA_ANIM, el cual permite producir espectros dinámicos.
[ARCHIVO] es el nombre del archivo .LST de salida.
[TEXTO] es el nombre genérico de la primera columna del archivo .LST.
[X1] y [X2] son los límites temporales de la segunda columna (normalmente el día juliano).
[PASO] es el paso temporal de la segunda columna.
Ver también el comando DATA_ANIM.
GET [X] [Y]
Devuelve la intensidad del píxel situado en las coordenadas [X] e [Y].
GET_DSLR
Carga la última imagen almacenada en una cámara digital CompactFlash. Este comando utiliza las rutinas de aparatos de la gama 300D/10D. Ver también el comando ACQ_DSLR.
GRADX [OPCIÓN]
Filtra la imagen con un gradiente a lo largo del eje X. El parámetro [OPCIÓN] permite elegir la orientación del gradiente, 1 para la derecha y 2 para la izquierda.
GRADY [OPCIÓN]
Mismo comando que GRADX pero a lo largo del eje Y.
GRADX2 [OPCIÓN]
Mismo comando que GRADX pero con un contraste más elevado.
GRADY2 [OPCIÓN]
Mismo comando que GRADY pero con un contraste más elevado.
GREY_FLAT
Da un tono neutro a un flat-field obtenido con una cámara digital.
GRID [ARCHIVO] [INTENSIDAD]
Aplica sobre una imagen planetaria una red de coordenadas con los sistemas de longitud y latitud. Los elementos de esta red se definen en un archivo cartográfico.
Ver también el comando MAP.
El parámetro [ARCHIVO] contiene el nombre del archivo cartográfico.
El parámetro [INTENSIDAD] contiene la intensidad, entre 0 y 32767, dada a los píxeles que representan la red.
HISTO
Calcula el histograma de la imagen y produce el archivo HISTO.DAT en la carpeta de trabajo. Esta función calcula también el histograma acumulado (archivo CUMUL.DAT) y el histograma acumulado inverso (archivo CUMUL_INV.DAT).
HSI2RGB [IN_H] [IN_S] [IN_I] [OUT_R] [OUT_G] [OUT_B]
El comando HSI2RGB permite convertir una imagen HSI en una imagen RGB. Los parámetros son :
[IN_H], [IN_S], [IN_I] : nombre de las componentes HSI.
[OUT_R], [OUT_G], [OUT_B] : nombre de las componentes RGB.
Ver también RGB2HSI, TRICHRO
IDENTIFY [NOMBRE]
Da información sobre la cámara. Ejemplo :
IDENTIFY DSCN2045.CRW
IMAGE2SPEC [ARCHIVO] [LÍNEAS/MM] [DIST] [P_CERO] [PIXEL]
Realiza el calibrado de un perfil espectral cuando puede accederse a la posición de orden cero (espectro realizado con una red de difracción).
[ARCHIVO] : el nombre del archivo del perfil calibrado que se va a crear en el disco. Es un archivo ASCII de 2 columnas. En la primera se encuentra la longitud de onda en angströms y en la segunda la intensidad del espectro.
[LÍNEAS/MM] : el número de líneas por milímetro de la red.
[DIST] : la distancia que separa la red de la CCD, en milímetros.
[P_CERO] : la posición en píxeles del centro de la imagen de orden cero, según el eje horizontal de la imagen.
[PIXEL] : el tamaño del píxel según el eje horizontal de la imagen en milímetros.
IMPORT [NOMBRE] [X] [Y] [ENCABEZAMIENTO] [OCTETOS POR PÍXEL] [INVERSIÓN]
Permite importar imágenes de formato no standard. IRIS evita el eventual encabezamiento del archivo. El parámetro [ENCABEZAMIENTO] es el número de octetos en el mismo (0 si no existe encabezamiento). El parámetro [OCTETOS POR PÍXEL] indica si los píxeles estábn codificados en 1 ó 2 octetos. Si la codificación es en dos octetos hay que precisar si las palabras de 16 bits están en formato INTEL ([INVERSION] = 0) o en formato MOTOROLA ([INVERSION] = 1). Los parámetros [X] e [Y] contienen las dimensiones de la imagen según los ejes X e Y.
Ver también: EXPORT.
Ejemplo :
IMPORT EXTERN.IMG 512 800 250 2 0
El comando importa la imagen EXTERNE.IMG (debe indicarse la extensión). Los datos están codificados en 16 bits INTEL El formato de la imagen es de 512 x 800. El encabezamiento tiene 250 píxeles de largo.
IMPORT_ASC [NOMBRE]
Importa una imagen guardada en el disco duro bajo la forma de un archivo ASCII de 3 columnas. Las dos primeras contienen las coordenadas de los píxeles y la tercera sus intensidades. La extensión .ASC se añade automáticamente.
No es aconsejable guardar grandes imágenes de esta forma, a causa del volumen que pueden ocupar en el disco.
Ver : EXPORT_ASC
IMPORT_ASC2 [NOMBRE] [TAMAÑO X] [TAMAÑO Y]
Carga una imagen almacenada en un archivo ASCII con una única columna de números reales. La longitud de ese vector debe ser igual a [TAMAÑO X] x [TAMAÑO Y].
Ver también el comando IMPORT_ASC.
INFO
Proporciona información sobre la imagen en pantalla : tamaño, fecha y hora de captura. Para un archivo FITS el comando devuelve el valor de las principales entradas del encabezamiento.
INFO_ASTRO
Devuelve informaciones sobre la reducción astrométrica de la imagen (proyección gnomónica), y sobre su eventual tipo de proyección cartográfica.
INIT_DATE [ARCHIVO DE DESCRIPCION]
Modifica la fecha en el encabezamiento de una secuencia de imágenes. Los nombres de las imágenes y las nuevas fechas se definen en un archivo de texto con extensión .LST. El contenido característico de este archivo es :
var1 13/12/2005 16:49:20.3
var2 13/12/2005 16:52:39.8
var3 13/12/2005 16:55:00.4
Supongamos que el nombre de este archivo sea FILE.LST. Si se ejecuta :
>INIT_DATE FILE
IRIS carga la imagen var1 y le atribuye la fecha de captura del 13 de Diciembre de 2005 a las 16 hhoras 49 minutos 20,3 segundos. A continuación, la imagen var1 se guarda con un encabezamiento actualizado. IRIS hace lo mismo con las imágenes var2, var3,….
INSERT [ENTRADA 1] [ENTRADA 2] [MÁSCARA] [VALOR]
Para un mismo píxel de coordenadas (x,y) en las imágrenes [ENTRADA 1], [ENTRADA 2] y [MÁSCARA], si su intensidad en [MÁSCARA] es igual a la intensidad definida en el parámetro [VALOR], entonces la intensidad en la imagen en pantalla será igual a la de [ENTRADA 1], en caso contrario, será igual a la de [ENTRADA 2].
Ejemplo :
LOAD M51
OFFSET –500
CLIPMIN 0 0
SAVE MASCARA
INSERT MASCARA M51 MASCARA 0
JD2DATE [DÍA JULIANO]
Convierte un día juliano en fecha.
JPG2PIC [ENTRADA] [SALIDA] [PRIMER ÍNDICE] [NÚMERO]
Convierte una secuencia de imágenes JPEG en una secuencia de imágenes PIC o FITS (el formato de salida es función de la elección hecha en el menú Fichier, Réglages.
Sea la secuencia de entrada IM1.JPG, IM2.JPG e IM3.JPG. Para convertirla en una secuencia R1.PIC, R2.PIC y R3.PIC (o R1.FIT, R2.FIT y R3.FIT), se ejecuta el comando :
JPG2PIC IM R 1 3
L_ADD [LÍNEA 1] [LÍNEA 2]
El comando L_ADD está particularmente adaptado al tratamiento de espectros. Los parámetros [LÍNEA 1] y [LÍNEA 2] contienen las coordenadas y de dos líneas que encuadran el espectro. Para cada columna, el comando suma los píxeles situados entre las dos líneas definidas. La línea así obtenida, se normaliza a 32767 en relación al píxel que tenga el valor más alto. El comando devuelve la intensidad original de ese píxel.
La línea obtenida se duplica sobre una altura de 20 píxeles, lo que da una imagen final con la misma anchura de la imagen original y una altura de 20 píxeles.
L_ADD2 [LÍNEA 1] [LÍNEA 2] [FONDO DE CIELO] [GANANCIA] [RUIDO DE LECTURA]
Mismo comando que L_ADD, pero ponderando los píxeles antes de la suma. Los píxeles de poca intensidad tienen un peso menor que los de más intensidad. La operación se optimiza en función del ruido.
El parámetro [FONDO DE CIELO] contiene el nivel del fondo de cielo en ADU (Analog Digital Unit).
El parámetro [GANANCIA] contiene la ganancia de la cámara (por ejemplo, 2 electrones/ADU).
El parámetro [RUIDO DE LECTURA] contiene el ruido de lectura de la cámara (por ejemplo 18 electrones).
L_BIN
Realiza una operación de binning sobre un espectro cuyo eje de dispersión es horizontal. Esto supone calcular la suma de las intensidades de los píxeles de cada columna de la imagen. La zona de adición según el eje vertical es tal que el resultado de la suma contiene el 93% del flujo del espectro. IRIS calcula también la anchura óptima del espectro para no añadir inutilmente ruido al resultado. La intensidad máxima de la imagen resultante se normaliza a 32766. El resultado es una imagen del perfil espectral que está duplicada 20 veces según el eje vertical. Antes de ejecutar el comando, hay que recuadrar el espectro con un rectángulo dibujado con el ratón.
L_BIN2
Misma función que L_BIN, excepto que la normalización se efectúa a partir del píxel más intenso que se encuentra en la zona seleccionada y no sobre toda la longitud del espectro.
L_CORREL [NOMBRE]
Calcula el desplazamiento en píxeles a lo largo del eje X entre dos espectros, uno en pantalla y otro en el disco ([NOM]).
Antes de ejecutar el comando, hay que definir una zona rectángular en la que se calcula la intercorrelación. Conviene elegir una región que contenga una alta densidad de líneas espectrales.
L_COUNT
Calcula el nivel medio de un espectro 2D (en ADU). La parte del espectro donde se hace el cálculo, se selecciona previamente con el ratón.
L_CURVE [LÍNEA 1] [LÍNEA 2] [RADIO]
Idéntico al comando L_ADD, pero realiza la suma sobre un espectro curvado. El radio de curvatura del espectro se indica en el parámetro [RADIO].
L_DIV [NOMBRE] [COEFICIENTE]
Mismo principio que el comando L_SUB, pero dividiendo la imagen en pantalla por la imagen definida en el parámetro [NOMBRE]. El resultado se multiplica por la constante indicda en [COEFICIENTE].
L_DIV es una herramienta importante en el tratamiento de datos espectrales o imágenes obtenidas en modo drift-scan.
L_EQUAL
Para cada columna de la imagen, el programa calcula la mediana de la intensidad de los píxeles y sustrae este valor del conjunto de los píxeles de la columna. La mediana se calcula entre dos límites verticales que se definen interactivamente con el ratón.
Ejemplo : quitar el gradiente parásito alrededor del disco solar (fenómeno de difusión de la luz por la óptica y la atmósfera) para mejorar la observación de protuberancias débiles.
A continuación, ejecutar el comando POL2REC y presentar el resultado con un contraste fuerte.
Nota 1 : para mostrar la imagen en rojo se puede hacer, por ejemplo : SAVE R, FILL 0, SAVE G, SAVE B, TR R G B.
Nota 2 : El comando L_EQUAL también puede utilizarse para eliminar el oscurecimiento centro / limbo del disco.
L_EXPAND [DIMENSION]
Crea una imagen de altura definida en el parámetro [DIMENSION] duplicando tantas veces como sea necesario la línea obtenida con los comandos L_ADD, L_ADD2 o L_MEDIAN.
L_GAUSS [SIGMA]
Convolución de una imagen vectorial por una función gaussiana. La sigma de la función gaussiana se da en el parámetro.
L_MEDIAN [LÍNEA 1] [LÍNEA 2]
Misma función que L_ADD pero realiza una mediana de las intensidades entre [LÍNEA 1] y [LÍNEA 2]. El comando L_MEDIAN es muy útil en fotografía de espectros o drift-scan para calcular un flat-field, por ejemplo.
L_MEDIAN_CURVE [LÍNEA 1] [LÍNEA 2] [RADIO]
Mismo comando que L_MEDIAN pero para un espectro curvado. El radio de curvatura del espectro, en píxeles, se define en el parámetro [RADIO].
L_MERGE [ARCHIVO 1] [ARCHIVO 2] [X1] [X2]
Fusiona dos espectros contenidos en los archivos [ARCHIVO 1] y [ARCHIVO 2].
El punto de coordenadas [X1], en píxeles, en el espectro 1 corresponde al punto [X2] en el espectro 2. Las intensidades de ambos espectros se igualan alrededor de ese punto (los espectros se multiplican por el coeficiente adecuado). Este mosaico se emplea para hacer el mosaico de numerosos espectros.
L_MERGE2 [ARCHIVO 1] [ARCHIVO 2] [X1] [X2]
Misma función que L_MERGE, pero las intensidades no se normalizan a su punto común.
L_NOISE
Calcula el nivel medio y el ruido RMS (dispersión típica) de un espectro 1D. El dominio de longitudes de onda dentro del que se hace el cálculo, se define con el ratón.
L_OPT
Un comando sencillo de usar y expeditivo para extraer, de manera óptima, el espectro 1D de un espectro 2D. Ver L_OPTBIN.
L_OPT2 [ENTRADA] [SALIDA] [NÚMERO]
Realiza el binning optimizado de una secuencia de imágenes de espectros 2D. Ver el comando L_OPT.
L_OPTBIN [LÍNEA1] [LÍNEA2] [GANANCIA (e/ADU)] [RON (e-)] [FONDO DE CIELO (ADU)] [KAPPA]
L_OPTBIN2 [LÍNEA1] [LÍNEA2] [GANANCIA (e/ADU)] [RON (e-)] [FONDO DE CIELO (ADU)] [KAPPA]
Transforma un espectro de 2 dimensiones en un espectro de 1 dimensión de manera óptima. El método standard para realizar esta operación es una simple suma por columnas (la dirección espacial, es decir, perpendicular a la dispersión) sobre una anchura que comprenda la mayor parte del flujo estelar. La suma solo debe hacerse despues de la sustracción del fondo de cielo (ver los comandos de la familia L_SKY). Los comandos de IRIS que ralizan este tipo de suma son L_ADD (con una entrada manual de los límites del espectro) o L_BIN (con una determinación automática de los límites del espectro).
La extracción óptima del perfil espectral consiste en asignar a cada píxel un peso cuyo valor es proporcional a la señal que llega a esos píxeles. Los píxeles que tienen una intensidad mayor adquieren más importancia que los que tienen una menor intensidad. Por tanto, la contribución del ruido de estos últimos disminuye.
El algoritmo de Robertson solo se puede utilizar cuando el eje de dispersión del espectro está orientado paralelamente a las líneas del sensor CCD. En caso contrario, el espectro puede ser realineado durante el pretratamiento utilizando, por ejemplo, el comando TILT. L_OPTBIN es una función práctica, fiable y rápida y tolera incluso pequeñas desviaciones o pequeñas distorsiones del espectro en función de la longitud de onda.
El algoritmo de Hoorne es una especie de generalización del algoritmo de Robertson, en el sentido que puede no estar alineado con las líneas de la CCD. Sin embargo, es un algoritmo que consume mucho tiempo de cálculo (ajuste del espectro a lo largo del eje de dispersión con numerosos polinomios, a lo cual se añade un proceso iterativo). A pesar de eso, si las distorsiones del espectro son importantes, el algoritmo de Horne puede conducir a errores fotométricos importantes a causa del grado limitado de los polinomios de ajuste. De forma general, preferimos usar el método de Robertson, más expeditivo, precedido de una operación de alineamiento del espectro (TILT, SLANT, SMILE, ...).
Para ambos comandos, hay que proporcionar una estimación del nivel de fondo de cielo en ADU (Analog Digital Unit, o cuentas). Es importante que antes de utilizar esta implementación de la extracción óptima del espectro, se elimine con cuidado el fondo de cielo (comandos L_SKY, L_SKY2, L_SKY3, por ejemplo). Esto significa que fuera de la traza del espectro, l nivel medio debe ser nulo. El resto de parámetros son la ganancia de la cámara en electrones/ADU y el ruido de lectura (RON) de la cámara, en electrones. Finalmente, el último parámetro (KAPPA) es un coeficiente que permite ajustar la fuerza del filto que elimina eventuales rayos cósmicos (o puntos calientes residuales, o píxeles muertos). El parámetro kappa tiene un significado similar al kappa utilizado en las técnicas de composición de imágenes por el método de « sigma clipping », conocido también con el nombre « kappa-sigma rejection » (ver los comandos COMPOSIT y COMPOSIT2).
L_ORI
Devuelve la orietación de un espectro respecto al eje horizontal. Hay que dibujar un rectángulo alrededor del espectro.
L_PLOT [DIMENSIÓN]
Produce una imagen que contiene una gráfica construida a partir de los valores obtenidos con los comandos L_ADD, L_ADD2 o L_MEDIAN. El parámetro [DIMENSIÓN] contiene la altura de la gráfica en píxeles.
El comando crea un archivo ASCII, en la carpeta de trabajo, con el nombre PLOT.LST, que contiene los puntos de la gráfica.
L_POS [FLAG] [ANCHURA]
Devuelve la posición de la línea de un espectro en píxeles y fracciones de píxel.
El parámetro [FLAG] = 1 si se trata de una línea de emisión y [FLAG] = 0 si es de absorción.
El parámetro [ANCHURA] contiene la anchura a ambos lados de la línea que se tiene en cuenta en el cálculo. Hay que utilizar una anchura que englobe totalmente la línea, pero que no sea demasiado grande, para evitar la imprecisión en el cálculo.
Antes de ejecutar L_POS hay que trazar un rectángulo alrededor de la línea elegida (utilizar una línea tan contrastada como sea posible).
L_POS2
Evaluación precisa de la posición de una línea en un espectro 1D. La zona de influencia de la línea se define trazando un rectángulo con el ratón. El comando devuelve la posición en píxeles de la línea, asi como su anchura a media altura.
L_POSY
Devuelve la coordenada vertical de un espectro 2D.
L_REGISTER [ENTRADA] [SALIDA] [FLAG] [ANCHURA] [NÚMERO]
Alinea una serie de imágenes espectrales.
El número de imágenes de la serie se indica en el parámetro [NÚMERO].
El criterio de alineación es la posición de una línea comun a las imágenes de la secuencia (ver el comando L_POS).
El parámetro [FLAG] indica si se alinea sobre una línea de emisión o de absorción. FLAG = 1 para emisión, y 0 para absorción
El parámetro [ANCHURA] contiene la anchura en píxeles del dominio donde se hace el cálculo.
Los parámetros [ENTRADA] y [SALIDA] son respectivamente los nombres genéricos de las secuencias de entrada y salida.
L_REGISTER3 [ENTRADA] [SALIDA] [NÚMERO]
Alineación de una secuencia de espectros 2D según el eje espectral únicamente, utilizando el método de intercorrelación.
L_REGISTERY [ENTRADA] [SALIDA] [NÚMERO]
Alineación de una secuencia de espectros 1D, según el eje espacial unicamente (eje vertical).
L_SINC [FACTOR]
Aumenta (o reduce) el tamaño de una imagen espectral utilizando el método de interpolación sinc.
L_SKY [LÍNEA 1] [LÍNEA 2] [LÍNEA 3] [LÍNEA 4]
Calcula la mediana de las intensidades para cada columna, entre las líneas definidas en los parámetros [LÍNEA 1] y [LÍNEA 2] dando el resultado V1. Asimismo, calcula la mediana de las intensidades para cada columna, entre las líneas definidas en los parámetros [LÍNEA 3] y [LÍNEA 4] dando el resultado V2.
El comando calcula el valor (V1 + V2) / 2 y lo substrae para cada columna de la imagen.
El comando L_SKY es ideal para corregir los gradientes del fondo de cielo en las imágenes espectrales.
Normalmente, la superficie comprendida entre [LÍNEA 1] y [LÍNEA 2] está por encima del espectro, y la superficie entre [LÍNEA 3] y [LÍNEA 4] está en el lado opuesto del espectro.
L_SKY2
Comando que permite estimar el fondo de cielo en ambos lados de un espectro. El fondo de cielo se modeliza calculando para cada columna de la imagen, la mediana de las intensidades de los píxeles en dos zonas definidas interactivamente y que encuadran el espectro. El operador define estas dos zonas pinchando 4 veces con el ratón.
El orden en el que se definen los puntos no es crítico. A continuación, L_SKY2 sustrae a todas las columnas la media de las dos intensidades medianas calculadas en cada una de ellas. Esto tiene por efecto llevar el fondo de cielo a cero. Es una operación indispensable antes de extraer el perfil espectral de la imagen, ya que fija el origen de la escala de intensidades.
L_SKY3
Comando muy parecido a L_SKY2, que permite estimar el fondo de cielo en ambos lados de un espectro. El fondo de cielo se modeliza mediante ajuste lineal para cada columna de la imagen. Los puntos que sirven para calcular estas rectas se encuentran en dos zonas a ambos lados del espectro, que se definen pinchando 4 veces con el ratón.
El orden en el que se definen los puntos no es importante. A continuación, L_SKY3 sustrae el resultado del auste a cada píxel de la columna correspondiente. Esto tiene por efecto llevar el fondo de cielo a cero.
L_SKY_CURVE [LÍNEA 1] [LÍNEA 2] [LÍNEA 3] [LÍNEA 4] [RADIO]
Mismo comando que L_SKY pero para un espectro curvo.
El parámetro [RADIO] contiene el radio de curvatura del espectro en píxeles.
L_SUB [NOMBRE]
Sustrae de cada línea de la imagen el valor de la línea correspondiente de la imagen [NOM] obtenida con el comando L_MEDIAN o L_ADD.
LAPLACIAN
Calcula la laplaciana de la imagen.
LFILL [X0] [VALOR]
Enmascara toda la parte de la imagen que queda a la izquierda de la coordenada [x0]. Se da la intensidad [VALOR] a todos los píxeles de la zona enmascarada.
LOAD [NOMBRE]
Carga la imagen [NOMBRE] contenida en la carpeta de trabajo. Ejemplo :
LOAD c:\nuit7\m51
LOADBMP [NOMBRE]
Carga una imagen BMP de 8 bits contenida en la carpeta de trabajo.
También se puede cargar una imagen situada fuera de la carpeta de trabajo, indicando el camino completo.
LOADBMP24 [NOMBRE] [R] [G] [B]
Carga una imagen BMP de 24 bits desde la carpeta de trabajo y copia los canales RGB en las imágenes defidas por los parámetros [R] [G] et [B].
LOADBMP24BW [NOMBRE]
Carga una imagen BMP de 24 bits [NOMBRE] y transforma los canales RGB en una imagen en blanco y negro.
LOADCAM [NOMBRE]
Convierte el archivo RAW obtenido con una cámara digital en una imagen en color que se muestra en pantalla. Ejemplo :
LOADCAM CRW_0347
LOADCAM [NOMBRE] [R] [G] [B]
Carga una imagen en formato RAW obtrenida con una cámara digital. La imagen RAW es una especie de mosaico que contiene la información de color de forma entrelazada. Los tres canales de color solo se restauran despues de tratar esta estructura. [NOMBRE] es la imagen RAW a convertir (debe proporcionarse la extensión del archivo). [R], [G], [B] son los archivos que contienen los tres canales de color de la imagen RAW. Una vez hecha la conversión se puede visualizar la imagen en color con el comando TRICHRO (contracción TR) o tratar los canales individualmente. Por ejemplo :
LOADCAM DSCN2045.CRW R G B
Este comando carga desde la carpeta de trabajo un archivo RAW que proviene de una cámara digital CANON (extensión .CRW). LOADCAM ha sido probado con cámaras NIKON (extensión .NEF), con el formato RAW de las CoolPix E990/995 y CoolPix950 (para obtener estos archivos hay que utilizar la CoolPix en un modo especial llamado diagnóstico), el formato MRW de las cámaras Minolta (DiMAGE7 por ejemplo), ...
Para una cámara NIKON (extensión .NEF para los archivos RAW) se escribirá, por ejemplo :
LOADCAM DSCN1179.NEF ROJO VERDE AZUL
LOADCAMBW [NOMBRE]
Carga una imagen RAW y presenta el promedio de los tres canales.
LOADCANON [NOMBRE] [R] [G] [B]
Carga una imagen en formato RAW Canon sin que haya que precisar la extensión :
LOADCANON DSCN2045 R V B
LOADCFA [NOMBRE]
LOADCFA carga y visualiza la imagen RAW pero no efectúa la conversión de los canales rojo, verde y azul. Esto permite examinar la matriz CFA (Color Filter Array). Ejemplo :
LOADCFA DSCN2045.CRW
LOADDSI [NOMBRE]
Carga en memoria la imagen FITS [NOMBRE] que proviene de la cámara Meade Deep Sky Imager. LOADDSI convierte la matriz YCMG en una imagen en color de 48 bits y corrige las proporciones inducidas por los píxeles rectángulares del sensor ICX 404AK que tiene esta cámara (píxeles de 9.6 x 7.5 micras). Por el contrario, el comando no corrige el balance de blancos, una operación que debe realizarse específicamente en función del contexto (típicamente, los canales rojo verde y azul deben multiplicarse respectivamente por 0.53, 1.00, y 2.23).
LOADDSI2 [ENTRADA] [SALIDA] [NÚMERO]
Conversión de una secuencia de imágenes RAW de la cámara Meade DSI (nombre genérico [ENTRADA] y extensión .fts) en una secuencia de imágenes en color de 48 bits (nombre genérico [SALIDA] y extensión .pic). El número de imágenes de la secuencia es [NÚMERO]. El comando realiza transformaciones geométricas para obtener un factor de forma unitario. Ver también los comandos LOADDSI, CONVERTDSI y CONVERTDSI2.
LOADNIKON [NOMBRE] [R] [G] [B]
Carga una imagen en formato RAW Nikon sin que haya que precisar la extensión :
LOADNIKON DSCN1179 R G B
LOADPNG [NOMBRE]
Carga una imagen de formato gráfico PNG. Compatible con imágenes de 48 bits (3 x 16 bits).
LOADRAW [NOMBRE] [R] [G] [B]
Convierte una imagen RAW en tres archivos que contienen las capas de colores primarios. Por ejemplo :
LOADRAW CRW_0347 R G B
TR R G B
LOADSB [NOMBRE]
Carga una imagen CCD de formato SBIG (ST4, ST4X, ST6, ST7, ST8, ...). El commando acepta también formatos comprimidos.
El parámetro [NOMBRE] contiene el nombre de la imagen.
LOADSX [NOMBRE]
Carga en memoria una imagen en formato 16 bits sin signo (dinámica comprendida entre 0 y 65535). El nivel de los píxeles se multiplica por 0.5 para llevar la dinámica final entre 0 y 32767.
El parámetro [NOMBRE] contiene el nombre de la imagen.
Ver los comandos CONVERTSX y SIGNED.
LOADSX2 [NOMBRE]
Carga en memoria una imagen codificando los píxeles en formato 16 bits sin signo. No se modifica el nivel de los píxeles, pero la imagen se trunca para intensidades superiores a 32767.
El parámetro [NOMBRE] contiene el nombre de la imagen.
Ver el comando CONVERTSX2.
LOADSX3 [NOMBRE]
Carga en memoria una imagen codificando los píxeles en formato 16 bits sin signo. El valor 32767 se sustrae a la intensidad de todos los píxeles. El nivel final está comprendido entre –32768 y 32767.
El parámetro [NOMBRE] contiene el nombre de la imagen.
Ver el comando CONVERTSX3.
LOADTIFF [NOMBRE]
Carga una imagen en formato gráfico TIFF. Compatible con los archivos de 48 bits (3 x 16 bits).
LOADTIFF24 [NOMBRE] [R] [G] [B]
Carga una imagen TIFF de 24 bits desde la carpeta de trabajo y copia los canales RGB en las imágenes definidas por los parámetros [R] [G] [B].
El parámetro [NOMBRE] contiene el nombre de la imagen.
LOADTIFF24BW [NOMBRE]
Carga una imagen TIFF de 24 bits desde la carpeta de trabajo y convierte los canales RGB en una imagen en blanco y negro.
El parámetro [NOMBRE] contiene el nombre de la imagen.
LOG [NORMA]
Calcula el logaritmo en base 10 de la imagen. El resultado se normaliza al valor indicado en el parámetro [NORMA].
Durante el tratamiento de las imágenes de cielo profundo, primero se utiliza el comando OFFSET para llevar el fondo de cielo a cero. El logaritmo de una imagen se utiliza para visualizar el rango de los diferentes niveles de intensidad, lo cual mejora notablemente la representación de detalles débiles. Ejemplo para una imagen con un fondo de cielo de 130 :
LOAD M51
OFFSET –100
LOG 1000
VISU 1000 400
Con el comando STAT se puede verificar que no hay intensidades superiores a 1000 en la imagen final.
El comando LOG permite transformar una escala de intensidad lineal en una escala de magnitudes, lo cual es muy práctico para un empleo fotométrico o para diferentes representaciones de la imagen (por ejemplo, con isofotas).
LOG2 [ENTRADA] [SALIDA] [NORMA] [NÚMERO]
Calcula el logaritmo de una secuencia de imágenes.
LRGB [IN_R] [IN_G] [IN_B] [IN_L] [OUT_R] [OUT_G] [OUT_B]
A partir de tres imágenes, roja, verde y azul definidas en los parámetros [IN_R], [IN_G] y [IN_B], el programa convierte las componentes RGB en HSI reemplazando la componente I por la imagen de luminancia indicada en [IN_L]. Finalmente, la imagen HSI se convierte de nuevo en RGB cuyas componentes se guardan en las imágenes [OUT_R], [OUT_G] y [OUT_B].
Ver también los comandos : RGB2HSI, HSI2RGB, RGB2PCA, PCA2RGB, TRICHRO.
LUCAM [EXPOSICION] [GANANCIA]
Para adquirir una simple imagen con cámaras de Lumenera Corporation en blanco y negro (probado con un modelo SKYnyx-2-0M). Por ejemplo:
>LUCAM 0.01 1
>LUCAM 2.7 5
LUCAM_START
Para entrar en un modo de previsualización del flujo vídeo (una nueva ventana se abre arriba a la izquierda de la pantalla).
Nota : se puede grabar una única imagen en modo previsualización ejecutando el comando LUCAM o el comando Acquisition images Lumenera (Lumenera snapshot acquisition) del menú Video.
LUCAM_STOP
Para detener el modo previsualización.
LUCAM_SET [EXPOSICION] [GANANCIA]
Para modificar el tiempo de exposición y la ganancia en el modo previsualización. Por ejemplo :
>LUCAM_SET 1.5 4
LUCAM_AVI [Archivo AVI] [EXPOSICION] [GANANCIA] [BINNING] [DURACIÓN] [MODO]
Puede capturarse un archivo AVI con una cámara Lumenera (un archivo AVI standard de 8 bits), con el comando LUCAM_AVI.
El primer parámetro es el nombre del archivo AVI (se guarda en la carpeta de trabajo e Iris añade automáticamente la extensión .avi). El factor de binning puede tomar valores de 1 ó 2 (si binning = 2, la velocidad de captura es muy elevada, hasta 130 imágenes por segundo, por ejemplo para capturar un fenómeno rápido, congelar la turbulencia, registrar spickles, etc...). El parámetro [duración] es la duración de la captura en segundos (como la velocidad es muy elevada, no es necesario emplear una duración muy larga para no obtener archivos de excesivo tamaño). Si el valor de [modo] es 0, se hace una previsualización de la imagen al mismo tiempo que la captura. Si el valor de [modo] es 1, el vídeo se captura sin visualización (lo cual garantiza una mejor calidad de la imagen y una mayor fluidez). Por ejemplo :
>LUCAM_AVI JUPITER 0.18 2 10 1
MAP [ARCHIVO DE ENTRADA] [ARCHIVO DE SALIDA]
Permite crear una nueva proyección cartográfica de una imagen planetaria, por ejemplo, para crear un planisferio.
El parámetro [ARCHIVO DE ENTRADA] contiene el nombre del archivo cartográfico que describe la imagen de partida.
El parámetro [ARCHIVO DE SALIDA] contiene el nombre del archivo cartográfico que describe la imagen despues de la transformación.
Ver también los comandos REC2MAP y MAP2REC.
MAP2REC [ARCHIVO CARTOGRÁFICO] [LONGITUD] [LATITUD]
Permite obtener las coordenadas en la imagen de un detalle planetario del cual se conoce la longitud y la latitud.
El parámetro [ARCHIVO CARTOGRAFICO] es el nombre del archivo que contiene las efemérides del planeta en el momento de la captura.
Los parámetros [LONGITUD] y [LATITUD] contienen la longitud y latitud del detalle planetario.
Ver también los comandos REC2MAP y MAP.
MAX [NÚMERO DE PIXELES]
Antes de ejecutar el comando, hay que dibujar un rectángulo alrededor de la zona a tratar. El comando reemplaza un cierto número de los píxeles más brillantes en el rectángulo, por el valor de la mediana de todas las intensidades dentro del rectángulo (el valor de la mediana se vuelve a calcular con cada ejecución).
Este comando es útil para eliminar correctamente de forma interactiva artefactos como rayos cósmicos o píxeles calientes. Para reemplazar un solo píxel se puede ejecutar MAX 1, pero se pueden reemplazar muchos píxeles a la vez, y también eliminar una estrella (por ejemplo, MAX 30).
El parámetro [NÚMERO DE PIXELS] define el número de píxeles que deben ser tratados.
MEDIAN3 [COEF]
Ejecuta un filtro mediano con una matriz de 3 píxeles de lado. Para cada píxel de la imagen, el comando calcula la mediana de las intensidades en un cuadrado de 3 píxeles de lado rodeando al píxel. La mediana se convierte en el valor del píxel en la imagen final.
El parámetro [COEF] determina la fuerza del filtro. 0 es el valor más fuerte y 1 el más débil.
Los valores de los píxeles contenidos en la matriz 3x3 del filtro se clasifican por orden creciente en las variables I(n), con n variando de 1 a 9. I(0) es la intensidad del píxel central. El comando realiza la siguiente operación :
Si el valor absoluto de (I(0) – I(5)) es superior a [COEF] * (I(8) – I(2)) entonces, el valor del píxel en la imagen de salida será el valor de la mediana I(5). De lo contrario, el valor del píxel en la imagen final es el mismo que en la imagen de partida.
El filtro mediano es una excelente herramienta para eliminar el ruido en una imagen (rayo cósmico, interferencia en uno ó dos píxeles, etc….). Este comando es muy poderoso y puede hacer desaparecer detalles finos o generar artefactos. Por eso se ha implementado una regulación mediante un coeficiente. Para una imagen que no es muy ruidosa, el parámetro [COEF] típicamente se sitúa entre 0.80 y 0.99.
MEDIAN5 [COEF]
Mismo comando que MEDIAN3 pero con una matriz de 5x5 píxeles.
MEDIANF [TAMAÑO] [COEF]
Mismo comando que MEDIAN3 y MEDIAN5, pero aquí el filtro utiliza un kernel (zona donde se calcula la mediana) cuyo tamaño se define en el parámetro [TAMAÑO]. El parámetro [TAMAÑO] obligatoriamente debe ser un número impar.
Este comando es útil para eliminar detalles de gran tamaño.
MEM [NB_ITER]
Deconvolución que utiliza el método de máxima entropía. El proceso es iterativo y el número de iteraciones se define en el parámetro [NB_ITER]. Obligatoriamente, la imagen debe ser cuadrada y su tamaño una potencia de 2 (128, 256, 512, …) (Ver los comandos WINDOWS3, PADDING).
Previamente hay que definir un rectángulo alrededor de una estrella aislada y brillante, pero no saturada. Hay que elegir un rectángulo justo lo bastante grande para englobar a la estrella.
Generalmente, el número de iteraciones estácomprendido entre 10 y 20. Conviene intentar, antes del tratamiento, llevar el fondo de cielo cerca de 0 (Ver OFFSET).
MERGE_CFA [C1] [C2] [C3] [C4]
Esta función se aplica a las imágenes RAW. Recombina una imagen CFA separada con el comando SPLIT_CFA. Ver las explicaciones de este último comando.
MERGE_CFA2 [A] [B] [C] [D] [SALIDA] [NÚMERO]
Reúne una secuencia con las componentes de color de una imagen CFA (ver el comando SPLIT_CFA) en una secuencia de imágenes CFA entrelazadas (de nombre genérico [SALIDA]). Para reunir una sola imagen utilizar el comando MERGE_CFA.
MERGE_HDR [ARCHIVO DE DESCRIPCIÓN] [UMBRAL]
El comando MERGE_HDR es un método para reencontrar la alta dinámica de las imágenes provenientes de cámaras digitales (imágenes High Dynamic Range). El algoritmo utiliza múltiples imágenes de una misma escena, realizadas con tiempos de exposición diferentes, que se fusionan en una sola imagen de dinámica muy alta.
Para la obtención de la foto, es muy útil un buen trípode (o una montura ecuatorial para el Cielo Profundo). No obstante, siempre es posible realizar una alineación a posteriori, antes de comenzar el cálculo de fusión de imágenes con MERGE_HDR. Las imágenes tratadas se extraen de archivos RAW. Esto es recomendablñe para hacer un trabajo de precisión, pues el RAW preserva la respuesta lineal del sensor de la cámara (ésto no necesariamente ocurre con los archivos JPEG). La dinámica de las imágenes originales tratadas es de 12 bits (las intensidades están codificadas de 0 a 4095).
La primera operación es escribir un archivo de texto [ARCHIVO DE DESCRIPCIÓN] que contenga informacion sobre las imágenes a tratar. Este archivo contiene 2 columnas :
Columna 1 : los nombres de las imágenes de la secuencia a tratar.
Columna 2 : los tiempos de exposición relativos entre las imágenes (no es necesario el tiempo de exposición absoluto).
En el presente ejemplo, se edita el archivo siguiente y se guarda en la carpeta de trabajo con el nombre DESC.LST (es un ejemplo, solo es obligatoria la extensión .LST) :
t1 0.00400
t2 0.00800
t3 0.01600
t4 0.03125
t5 0.06250
t6 0.12500
t7 0.25000
t8 0.50000
t9 1.00000
Un archivo equivalente sería :
t1 0.00800
t2 0.01600
t3 0.03200
t4 0.05250
t5 0.12500
t6 0.25000
t7 0.50000
t8 1.00000
t9 2.00000
El primer parámetro del comando MERGE_HDR es el nombre del archivo de descripción. El segundo es un umbral de intensidad ligado al nivel máximo de las imágenes de entrada. Un valor de partida puede ser 4095 en el presente ejemplo, pero no hay que dudar en modificar este parámetro si fuese necesario para restituir correctamente las fuertes intensidades de la imagen. Conviene hacer pruebas. Si por ejemplo, se elige un umbral de 2000, se restituyen los valores comprendidos entre 2000 y 4095 (este parámetro es un ajuste del algoritmo).
>MAKE_HDR DESC 2000
Al final del tratamiento, Iris presenta la imagen HDR. Iris utiliza una aritmética interna sobre 32 bits para los cálculos, pero en la versión 5.31, la imagen final se ajusta a una dinámica de 15 bits solamente (los niveles están comprendidos entre 0 y 32767). Por tanto, la dinámica HDR de Iris V5.31 es de 32767 :1 (!) A pesar de esta limitación, la herramienta HDR puede hacer un buen servicio.
Conviene modificar los umbrales de intensidad (hasta el nivel 32767), y controlar la gran dinámica de la imagen (en relación a las imágenes individuales).
Es recomendable capturar como mínimo 3 fotos para construir una imagen HDR, aunque a menudo es preferible de 5 a 7 imágenes. MERGE_HDR puede tratar imágenes en blanco y negro o en color (3 x 16 bits).
MERGE_RGB2 [R] [G] [B] [SALIDA] [NÚMERO]
Reúne una secuencia de imágenes R, G, y B en una secuencia de imágenes de 48 bits.
MIN [NÚMERO DE PIXELS]
Mismo comando que MAX, pero que se aplica a los píxeles que tienen la menor intensidad (por ejemplo, para retirar los píxeles « muertos »).
MIRRORX
Rotación de la imagen alrededor de eje X
MIRRORY
Rotación de la imagen alrededor de eje Y
MIRRORXY
Intercambia los ejes X e Y.
MIRRORXY2 [ENTRADA] [SALIDA] [NÚMERO]
Permutación de los ejes X e Y en una secuencia de imágenes.
El parámetro [ENTRADA] contiene el nombre genérico de las imágenes a tratar.
El parámetro [SALIDA] contiene el nombre genérico de las imágenes tratadas.
El parámetro [NÚMERO] contiene el número de imágenes a tratar.
MMSE [SIGMA]
Filtro adaptativo del ruido que utiliza el método de mínimos cuadrados.
El parámetro [SIGMA] contiene el valor típico del ruido en la imagen. Este valor puede obtenerse, por ejemplo, con el comando STAT.
El comando MMSE reduce el ruido de la imagen preservando los detalles finos.
MODULO [VALOR]
Calcula el módulo del parámetro [VALOR] en la imagen en pantalla. Esto produce un efecto de contornos que se pueden resaltar más si se trabaja en falsos colores.
MOSA [NOMBRE] [DX] [DY] [TIPO]
MOSA permite hacer un mosaico a partir de una serie de imágenes. Las imágenes se fusionan dos a dos. La primera imagen es la presentada en pantalla y la segunda se define en el parámetro [NOMBRE].
El desplazamiento aplicado entre las dos imágenes se indica en los parámetros [DX] y [DY] (se pueden proporcionar valores no enteros).
El parámetro [TIPO] permite elegir el tipo de fusión de las imágenes :
[TIPO] = 0, la imagen [NOMBRE] recubre a la imagen en pantalla. Si los píxeles de [NOMBRE] tienen una intensidad nula, se usan los píxeles de la imagen en pantalla.
[TIPO] = 1, la imagen en pantalla recubre a [NOMBRE]. Si los píxeles de la imagen en pantalla tienen intensidad nula, se usan los píxeles de [NOMBRE].
[TIPO] = 2, para cada punto, se usa la intensidad más alta.
[TIPO] = 3, para cada punto, se usa la intensidad más baja.
[TIPO] = 4, para cada punto, se usa la media de ambas intensidades.
[TIPO] = 5, las imágenes se fusionan por interpolación de las partes comunes.
El formato de ambas imágenes puede ser diferente.
MOUSE_SELECT [X1] [Y1] [X2] [Y2]
Este comando simula la selección con el ratón de una zona de la imagen.
Por ejemplo, para calcular el baricentro de una zona delimitada por las coordenadas (20, 94)-(196, 287) :
>MOUSE_SELECT 20 94 196 287
>CDG
MULT [COEF]
Multiplica la intensidad de los píxeles de la imagen por la constante [COEF].
MULT2 [ENTRADA] [SALIDA] [COEF] [NÚMERO]
Mismo comando que MULT pero para una serie de imágenes.
El parámetro [ENTRADA] es el nombre genérico de la serie a tratar.
El parámetro [SALIDA] es el nombre genérico de la serie tratada
El parámetro [COEF] es la constante de multiplicación.
El parámetro [NÚMERO] es el número de imágenes en la serie.
NEW [X] [Y]
Crea una nueva imagen con píxeles de intensidad cero. Las dimensiones se indican en los parámetros [X] e [Y].
NGAIN [NORMA]
Normaliza el nivel medio de la imagen respecto al valor contenido en el parámetro [NORMA], multiplicando la imagen una constante.
Este comando se usa para preparar una suma mediana.
NGAIN2 [ENTRADA] [SALIDA] [NORMA] [NÚMERO]
Mismo comando que NGAIN pero para una serie de imágenes.
El parámetro [ENTRADA] es el nombre genérico de la serie a tratar.
El parámetro [SALIDA] es el nombre genérico de la serie tratada.
El parámetro [NORME] es el valor de normalización de la imagen.
El parámetro [NÚMERO] es el número de imágenes a tratar.
NGAIN3 [ENTRADA] [SALIDA] [NORMA] [NÚMERO]
Normalización de una secuencia de imágenes. A diferencia de NGAIN2, hay que definir con el ratón la zona de la imagen donde se hace el cálculo de la normalización.
El parámetro [ENTRADA] es el nombre genérico de la serie a tratar.
El parámetro [SALIDA] es el nombre genérico de la serie tratada.
El parámetro [NORME] es el valor de normalización de la imagen.
El parámetro [NÚMERO] es el número de imágenes a tratar.
NOFFSET [NORMA]
Normaliza el nivel medio de la imagen sumando una constante.
El parámetro [NORMA] contiene el valor al que se normaliza la imagen.
NOFFSET2 [ENTRADA] [SALIDA] [NORMA] [NÚMERO]
Mismo comando que NOFFSET pero para una serie de imágenes.
El parámetro [ENTRADA] es el nombre genérico de la serie a tratar.
El parámetro [SALIDA] es el nombre genérico de la serie tratada.
El parámetro [NORME] es el valor de normalización de la imagen.
El parámetro [NÚMERO] es el número de imágenes a tratar.
NOFFSET3 [ENTRADA] [SALIDA] [NORMA] [NÚMERO]
Normaliza el nivel medio del fondo de cielo de una serie de imágenes
Antes de ejecutar el comando hay que definir un rectángulo con el ratón para determinar el nivel de fondo de cielo.
Este comando es práctico para normalizar el fondo de cielo de una serie de imágenes planetarias. El comando PREGISTER, por ejemplo, trabaja mejor cuando el fondo de cielo está próximo a cero y cuando el fondo de la imagen, incluyendo los bordes, es uniforme.
NUMBER [NOMBRE]
Devuelve el número de imágenes de una secuencia cuyo nombre genérico se define en el parámetro [NOMBRE].
OFFSET [VALOR]
Añade una constante [VALOR] a la imagen. La constante puede tener un valor negativo.
OFFSET2 [ENTRADA] [SALIDA] [OFFSET] [NÚMERO]
Añade el valor contenido en el parámetro [OFFSET] a una serie de imágenes.
El parámetro [ENTRADA] es el nombre genérico de la serie a tratar.
El parámetro [SALIDA] es el nombre genérico de la serie tratada.
El parámetro [NÚMERO] es el número de imágenes a tratar.
OPACITY [MÁSCARA] [COEFICIENTE]
La máscara de opacidad permite atenuar ciertas partes de la imagen proporcionalmente a la intensidad de una máscara del mismo tamaño [MÁSCARA]. El resultado se multiplica por la constante [COEFICIENTE] para ajustar el nivel global.
OPT [DARK]
En el pretratamiento de largas exposiciones con CCD, uno de los problemas es la corrección óptima del ruido electrónico por medio del dark. Esta señal parásita, debido a la actividad electrónica de la cámara, se añade a la señal del objeto observado. El problema es suprimir esa señal, pues aumenta el ruido de la imagen y da detecciones falsas (por ejemplo, en búsqueda de supernovas).
Una solución clásica consiste en tomar una exposición, en total oscuridad, de la misma duración que la elegida para obtener el objeto. Esta imagen se denomina dark. Salvo un coeficiente, el dark es constante para una CCD dada. El coeficiente es proporcional a la temperatura de la CCD y a la duración de la toma.
Habitualmente se sustrae el dark a la imagen del objeto, pero ésta es la solución menos buena. De hecho, este procedimiento implica adquirir un dark después de cada imagen. Esto es verdaderamente molesto, sobre todo cuando el tiempo de exposición es de algunos minutos o más.
Cuando la temperatura de la CCD es perfectamente estable solo se necesita un único dark. En este caso, puede obtenerse al comienzo de la sesión y sirve para corregir todas las imágenes. Si el tiempo de exposición del dark no es el mismo que el de las imágenes, puede multiplicarse por un coeficiente antes de sustraerle. Este coeficiente es la razón entre los tiempos de exposición de la imagen y del dark.
En realidad, es delicado mantener la CCD a la misma temperatura. Además, el dark tiene su propio ruido (ruido de lectura), el cual se añade a las imágenes.
Este es el método más eficaz :
Adquirir muchos darks, entre 5 y 10, con un tiempo de integración que no sea necesariamente igual, pero bastante largo para ser sensible al ruido electrónico (deben tener la misma duración de exposición que la imagen). La CCD debe estar refrigerada para reducir al máximo el ruido electrónico.
Para cada dark, adquirir un offset.
Para cada dark, sustraer el offset correspondiente. El resultado contiene solo la señal térmica.
Sumar todas las imágenes para obtener el dark. Esto suma el ruido térmico de cada imagen, pero promedia el ruido de lectura. Este dark puede considerarse constante para una CCD dada (conviene rehacerlo cada uno o dos meses para seguir cualquier posible cambio en las características electrónicas del detector).
Ahora cada imagen puede corregirse. La dificultad es encontrar un buen coeficiente para aplicar al dark y corregir óptimamente las imágenes. Es lo que hace el comando OPT.
Iris resuelve este problema casi inmediatamente aplicando una aproximación analítica.
Con el ratón hay que seleccionar una zona comprendida entre 30 y 100 píxeles de ancho y, a continuación, ejecutar el comando El parámetro [DARK] es el nombre del dark. El programa devuelve el coeficiente que hay que aplicar para tratar de forma óptima la imagen.
El comando OPT puede usarse sistemáticamente para tratar imágenes de cielo profundo. Con este comando no hay que preocuparse por obtener darks durante la noche. El resultado es bastante bueno pues el criterio elegido minimiza el ruido.
OPT2 [ENTRADA] [DARK] [SALIDA] [NÚMERO]
Mismo comando que OPT pero aplicado a una secuencia de imágenes.
El parámetro [ENTRADA] contiene el nombre genérico de la serie a tratar.
El parámetro [SALIDA] contiene el nombre genérico de la serie de imágenes tratadas, a las cuales se ha sustraido el dark optimizado.
El parámetro [DARK] contiene el nombre del dark al que previamente se ha retirado el offset.
El parámetro [NÚMERO] contiene el número de imágenes de la serie a tratar.
OPT3 [ENTRADA] [DARK] [SALIDA] [NÚMERO]
Mismo comando que OPT2 pero con un procedimiento más eficaz (no es necesario seleccionar una zona en la imagen).
OPT_SUB [NOMBRE]
Convolución de la imaen mediante un « Kernel » calculado por el comando, a fin de que la PSF de las estrellas sea lo más similar a las de la imagen dfinida en el parámetro [NOMBRE].
Al final, el « Kernel » se guarda con el nombre @K.
PADDING [LX] [LY]
Modifica el tamaño de la imagen para darle las dimensiones indicadas en los parámetros [LX] y [LY]. Si la imagen tienen dimensiones superiores, se recorta hasta las dimensiones dadas. Si es de dimensión inferior, se completa con nuevos píxeles de intensidad cero.
Este comando es práctico para comparar imágenes tomadas por diferentes CCD, o para dar a una imagen una dimensión igual a una potencia de 2 antes de hacer un tratamiento por transformadas de Fourier.
PADDING2 [ENTRADA] [SALIDA] [LX] [LY] [NÚMERO]
Misma función que el comando PADDING, pero aplicado a una serie de imágenes.
PCA2RGB [R] [G] [B] [C1] [C2] [C3]
Realiza la operación inversa del comando RGB2PCA.
Convierte los componentes principales de una imagen coloreada en una imagen definida por componentes Rojo, Verde y Azul. Para hacer la conversión hay que disponer de un archivo que contenga los valores propios de la matriz de covarianza de las imágenes tricromas (archivo PCI.LST). Este archivo se crea automáticamente en la carpeta de trabajo con el comando RGB2PCA.
Ver también : RGB2PCA.
PHOT [RADIO1] [RADIO2] [RADIO3] [OPCIÓN]
Mide el brillo de las estrellas mediante fotometría de abertura. Al ejecutar este comando, el cursor, cuando está sobre la imagen, permite desplazar un círculo en el interior del cual se efectuará la medida.
Si [OPCIÓN]=1, un círculo fotométrico de radio [RADIO1] aparece sobre la imagen. Si se presiona el botón izquierdo del ratón, Iris devuelve las coordenadas del círculo, la integral de la señal en el círculo y el número de píxeles utilizados para calcula esta integral. El contenido de los parámetros [RADIO2] y [RADIO3] es indiferente. Por ejemplo :
PHOT 6 0 0 1
Para salir del modo fotométrico hay que ejecutar el comando PHOTOFF.
Si [OPCIÓN]=2, se dibujan dos círculos fotométricos concéntricos. El círculo interior tiene un radio [RADIO1], y el exterior un radio [RADIO2]. El fondo de cielo se calcula usando la corona de píxeles situados entre los dos círculos. Este fondo de cielo se sustrae de la señal medida en el círculo interior, lo que permite a Iris devolver directamente la magnitud relativa del objeto medido. Por ejemplo :
PHOT 6 10 0 2
Si [OPCIÓN]=3, se dibujan tres círculos fotométricos, siendo sus radios [RADIO1], [RADIO2], [RADIO3]. Al igual que con la opción 2, también se devuelve la magnitud, pero est avez, el fondo de cielo se estima en la corona delimitada por los círculos 2 y 3. Hay que definir el tamaño del círculo interior de manera que integre todo el fujo de la estrella (para visualizarlo se pueden aproximar los umbrales de intensidad al fondo de cielo), pero hay que evitar definir un círculo mucho más grande pues la medida se vuelve menos precisa a cusa del ruido presente en la señal del fondo de cielo. Por ejemplo :
PHOT 6 9 15 3
El comando PHOT estima el fondo de cielo a partir del valor medio de los píxeles situados en la corona (opciones 2 y 3). Existe una variante (el comando PHOTM) que calcula el fondo de cielo a partir de la mediana de las intensidades. Esta particularidad permite medidas más precisas cuando es imposible encontrar una zona de cielo libre de toda estrella para el cálculo del fondo de cielo.
PHOTM [RADIO1] [RADIO2] [RADIO3] [OPCIÓN]
Mismo comando que PHOT mais en déterminant le niveau du fond de ciel au travers d'une analyse statistique du type médiane. Pour sortir du mode photométrie, tapez la commande PHOTOFF.
PIC_ANIM [ENTRADA] [SALIDA]
Función muy parecida a DATA_ANIM. Esta última calcula interpolaciones a partir de curvas de datos, especialmente espectros.
PIC_ANIM mejora la fluidez de la animación calculando imágenes intermedias mediante interpolación lineal a partir de las imágenes adquiridas.
El parámetro [ENTRADA] designa un archivo texto, de tipo lista, que contiene en dos columnas, el nombre de las imágenes adquiridas y su fecha de adquisición (o cualquier otra variable en función del tiempo, como por ejemplo un índice que vaya creciendo).
El parámetro [SALIDA] designa un archivo texto, de tipo lista, que contiene en dos columnas, el nombre de las imágenes interpoladas y la fecha para la que se calcula la interpolación (o un índice en función del tiempo, en conformidad con el que se usa en el archivo lista de entrada).
PIC2BMP [ENTRADA] [SALIDA] [NÚMERO]
Convierte una secuencia de imágenes FITS o PIC en una secuencia BMP de 8 bits.
[ENTRADA] es el nombre genérico de la secuencia de entrada.
[SALIDA] es el nombre genérico de la secuencia de salida.
[NÚMERO] es el número de imágenes en la secuencia.
PIC2DATA [ARCHIVO]
Convierte los valores de la primera línea de la imagen en un archivo de texto con el nombre [ARCHIVO]. Este comando es particularmente útil para el análisis de datos espectrales a partir de algún programa que maneje tablas o represente curvas.
PIC2DATA2 [ARCHIVO] [PRIMER VALOR] [PASO]
Conversion de una imagen vectorial en un archivo ASCII de dos columnas. El primer valor de la primera columna, así como el paso entre dos valores consecutivos, se proporciona en los parámetros. Esta función permite, por ejemplo, exportar espectros con una escala en longitudes de onda.
PIC2FITS [ENTRADA] [SALIDA] [NÚMERO]
Convierte una secuencia de imágenes PIC en una secuencia de imágenes FITS.
[ENTRADA] es el nombre genérico de la secuencia de entrada.
[SALIDA] es el nombre genérico de la secuencia de salida.
[NÚMERO] es el número de imágenes en la secuencia.
PLOT2 [DATA] [DIM X] [DIM Y] [YMIN] [YMAX] [TÍTULO]
Misma función que ANIM_PLOT, pero aplicada a un solo archivo de datos [DATA].
POINTON
Este comando permite seleccionar puntos en el fondo de cielo. Los datos de estos puntos se utilizan con comandos como POLY o SYNTHE para producir un fondo de cielo sintético.
Cada vez que se pincha con el ratón aparece una cruz sobre la imagen y las coordenadas e intensidad del píxel se registran en una lista. El número máximo de puntos es de 5000.
Para volver al cursor normal hay que ejecutar POINTOFF.
Ver también: POLY, SYNTHE …
POINTOFF
Ver POINTON.
POL2REC [X] [Y] [R] [ESCALA (º/pixel)]
Convierte una representación polar de un objeto en su representación cartesiana. Los parámetros tienen el mismo significado queen el comando REC2POL.
POLAR [O°] [60°] [120°] [GRADO] [ÁNGULO] [ESCALA]
Calcula el ángulo y el grado de plarización a partir de 3 imágenes obtenidas a través de un polarizador lineal con ángulos de 0º, 60º, y 120º. Los 3 parámetros [0°], [60°], y [120°] contienen los nombres de las imágenes correspondientes.
El comando produce 2 imágenes : [GRADO], que es un mapa del grado de polarización, y [ÁNGULO], que es un mapa del ángulo de polarización.
El parámetro [ESCALA] permite normalizar el mapa del grado de polarización. Si [ESCALA] = 100, los píxeles indican directamente el porcentaje. En [ÁNGULO], el ángulo se relaciona directamente con la intensidad de los píxeles. Los ángulos están comprendidos obligatoriamente entre 0º y 180º, y el origen corresponde a la dirección 0º del polarizador. Los ángulos son positivos en sentido inverso a las manecillas del reloj. Ejemplo :
POLAR P0 P60 P120 POL ANGLE 100
POLAR2 [0°] [45°] [90°] [135°] [GRADO] [ÁNGULO] [ESCALA]
Mismo comando que POLAR pero con 4 imágenes obtenidas a traves del polarizador con ángulos de 0°, 45°, 90° et 135°.
POLAR3 [0°] [45°] [90°] [GRADO] [ÁNGULO] [ESCALA]
Mismo comando que POLAR pero para 3 imágenes adquiridas a través del polarizador con ángulos de 0°, 45°, 90°.
POLAR_CARTO [GRADO] [ÁNGULO] [PASO] [ESCALA]
El comando POLAR_CARTO crea un mapa del campo de polarización a partir de una imagen que contiene el grado de polarización y otra que contiene la orientación de la polarización (en grados). Estas imágenes se obtienen con los comandos POLAR.
La imagen obtenida está compuesta de vectores cuyo tamaño es proporcional al grado de polarización y cuya orientación es igual al ángulo de polarización. Un vector vertical corresponde a un ángulo de 0º. El centro del vector corresponde al punto donde se efectúa el cálculo.
El parámetro [GRADO] contiene el nombre de la imagen del grado de polarización.
El parámetro [ÁNGULO] contiene el nombre de la imagen con la orientación de la polarización.
El cálculo de los vectores se realiza en las intersecciones de una malla, cuyo tamaño en píxeles se define en el parámetro [PASO]. El resultado es el promedio del grado y el ángulo de polarización en la zona de tamaño [PASO] y centrada en el punto.
El parámetro [ESCALA] ajusta el tamaño del vector en relación al grado de polarización. Se expresa en píxeles por porcentaje de polarización (si el grado de polarización está en porcentaje, ver el comando POLAR). Ejemplo :
POLAR_CARTO POL ANGLE 10 30
El comando dibuja un mapa de polarización a partir de las imágenes POL y ANGLE, el tamaño del cálculo es de 10 píxeles, y el tamaño de los segmentos es de 30 píxeles por 1% de polarización (a condición de que un grado del 100% corresponda a una intensidad de 100 en la imagen POL.PIC).
POLY [GRADO]
En numerosos casos es importante que el fondo de cielo sea lo más uniforme posible, y con un valor dado (detección de flujos débiles, fotometría,…). Si el fondo de cielo no es bastante uniforme para realizar análisis después del pretratamiento, una solución consiste en sintetizar un fondo de cielo con funciones matemáticas.
El fondo de cielo sintético se sustraerá de la imagen original.
El comando POLY calcula un coeficiente polinómico por el método de mínimos cuadrados a partir de los datos de diferentes puntos del fondo de cielo (ver el comando POINTON).
El parámetro [GRADO] contiene el grado del polinómio a calcular. Está comprendido entre 0 y 5. El polinómio de quinto grado es de la forma :
V = CONSTANTE + C1.X + C2.Y + C3.X.Y + C4.X2 + C5.Y2 + C6.X2.Y + C7.X.Y2 + C8.X3 + C9.Y3 + C10.X4 + C11.Y4 + C12.X5 + C13.Y5
Cuando se calcula un polinómio de menor grado, solo se incluyen los coeficientes correspondientes y el resto toma el valor cero. Por ejemplo, para un polinómio de segundo grado, solo son significativos los coeficientes de C1 a C5, así como la constante.
Ver también los comandos : SYNTHE, SUBSKY, POINTON, POINTOFF
POWER [VALOR]
Eleva la intensidad de los píxeles al exponente [VALOR].
PR [ENTRADA] [DARK + OFFSET] [FLAT] [SALIDA] [NÚMERO]
El comando PR (PR = PreProcessing = Pretratamiento) es importante para el pretratamieto de una serie de imágenes.
El parámetro [ENTRADA] contiene el nombre genérico de la serie de imágenes a tratar.
El parámetro [NOIR + OFFSET] contiene el nombre de la imagen resultante de la suma del dark y del offset. El dark debe obtenerse en las mismas condiciones que las imágenes a tratar (misma exposición y temperatura), o calcularse (ver el comando OPT).
El parámetro [FLAT] contiene el nombre del flat.
El parámetro [SALIDA] contiene el nombre genérico de las imágenes pretratadas.
El parámetro [NÚMERO] contiene el número de imágenes a tratar.
El comando PR produce imágenes pretratadas que luego pueden alinearse y combinarse (ver los comandos REGISTER, ADD2, ADD3, DRIZZLE, COMPOSIT, SMEDIAN).
PREGISTER [ENTRADA] [SALIDA] [TAMAÑO] [NÚMERO]
Alinea una serie de imágenes planetarias por el método de intercorrelación.
El parámetro [ENTRADA] contiene el nombre genérico de la serie de imágenes a tratar.
El parámetro [SALIDA] contiene el nombre genérico de las imágenes tratadas.
El parámetro [TAMAÑO] contiene el tamaño de la ventana de intercorrelación, que debe ser una potencia de 2 (128, 256, 512, …). La ventana debe ser más grande que el diámetro del planeta.
Antes de ejecutar el comando PREGISTER hay que dibujar con el ratón, un rectángulo alrededor del disco planetario. El tamaño de este rectángulo no tiene importancia y solo sirve para definir el centro de interés en la imagen.
PREGISTER2 [ENTRADA] [SALIDA] [TAMAÑO] [NÚMERO]
Misma función que PREGISTER para la alineación de imágenes planetarias con la técnica de intercorrelación en el dominio de Fourier.
PREGISTER efectúa el centrado de cada imagen en relación a la primera imagen de la secuencia. Por el contrario, PREGISTER2 calcula la intercorrelación de la imagen n respecto a la imagen n-1. Esto tiene interés cuando el detalle que sirve para alinear cambia notablemente de forma entre las imagenes (una protuberancia solar, por ejemplo), pues entonces la alineación es más precisa.
PREREGISTER [ENTRADA] [SALIDA] [NÚMERO]
Comando para la alineación rápida de una secuencia de imágenes. El algoritmo utilizado es rápido (método de correrelacion en el dominio espacial), pero menos preciso en comparación con los comandos REGISTER, PREREGISTER o CREGISTER, por ejemplo.
En particular PREREGISTER utiliza una interpolación con una precisión de solo un píxel para no degradar la resolucion de las imágenes. Hay que utilizar PREREGISTER como la primera etapa de la alineación en casos difíciles, cuando los otros métodos pueden fallar (por ejemplo, cuando el desplazamiento entre las imágenes es muy importante). A continuación, hay que aplicar comandos como REGISTER o COREGISTER, en una segunda fase, para alinear con una precisión de una fracción de píxel.
El parámetro [ENTRADA] contiene el nombre genérico de las imágenes a tratar.
El parámetro [SALIDA] contiene el nombre genérico de las imágenes tratadas.
El parámetro [NÚMERO] contiene el número de imágenes a tratar.
Antes de ejecutar PREREGISTER hay que seleccionar con el ratón una zona rectángular en el interior de la cual se va a hacer el cálculo. Si es posible, conviene elegir una región contrastada de la imagen. Eventualmente, se puede seleccionar la totalidad de la imagen.
PROD [NOMBRE] [COEF]
Multiplica, píxel a píxel, la imagen en pantalla con la definida en el parámetro [NOMBRE]. El resultado se multiplica por el valor definido en el parámetro [COEF].
PROMPT [TEXTO]
Versión mejorada del comando PROMPT (modo script). El nuevo acepta un texto informativo opcional. Se utiliza el carácter "_" para simular un espacio.
PUT [X] [Y] [V]
Atribuye la intensidad definida en el parámetro [V] al píxel de coordenadas [X] e [Y].
QM [NOMBRE1] [NOMBRE2] [TIPO] ( o QMOSA [NOMBRE1] [NOMBRE2] [TIPO] )
Reúne las imágenes [NOMBRE1] y [NOMBRE2] en una imagen única. QM está optimizado para imágenes estelares : el punto común entre las dos imágenes es una estrella que se selecciona con el ratón. QM es muy simple de utilizar, pero en contrapartida, la operación que se realiza es rudimentaria, solo una traslación entre las imágenes y no la distorsión de las correcciones, por ejemplo. QM es la versión interactiva del comando MOSA. El parámetro [TIPO] permite definir el tratamiento de la zona común de las dos imágenes. Si TIPO=1 la imagen recubre a la imagen 2, si TIPO= 2 un píxel en la zona común adquiere la intensidad máxima de ambas imágenes; si TIPO=3, un píxel en la zona común adquiere la intensidad mínima de ambas imágenes ; si TIPO=4, la zona común es la media de ambas imágenes ; si TIPO=5, se calcula una interpolación entre las imágenes 1 y 2 para suavizar la transición. En la mayoría de las situaciones se utiliza esta última opción. QM puede tratar tanto imágenes en blanco y negro como en color.
QM2 [NOMBRE1] [NOMBRE2] [TIPO] ( o QMOSA2 [NOMBRE1] [NOMBRE2] [TIPO] )
Misma función que QM pero que se aplica a imágenes no estelares. IRIS utiliza una técnica de intercorrelación alrededor de la zona marcada con el ratón.
QR [NOMBRE1] [NOMBRE2] ( o QREGISTER [NOMBRE1] [NOMBRE2] )
[NOMBRE1] y [NOMBRE2] son los nombres de las imágenes a alinear. La referencia es la imagen [NOMBRE1]. El comando QR aplica una simple traslación a la imagen [NOMBRE2] para superponerla a la imagen [NOMBRE1]. Procedimiento:
(1) Ejecutar el comando ; por ejemplo : QR M57-1 M57-2
(2) IRIS carga automáticamente la imagen [NOMBRE1] e invita a seleccionar una estrella en el campo. Hay que elegir una estrella aislada, brillante y no saturada. La posición de la cruz de selección con relación a la estrella no es muy crítica ; simplemente sirve para indicar el objetivo. A continuación, IRIS calcula una posición precisa del objeto a partir de esta posición aproximada.
(3) Después, IRIS carga la segunda imagen. Con un círculo se indica la posición del objeto elegido en la primera imagen. Esto ayuda a seleccionar el mismo objeto en la segunda.
(4) Con el ratón, seleccionar el objeto en la segunda imagen.
(5) IRIS devuelve el valor numérico del desplazamiento entre las dos imágenes y hace la traslación de la segunda, conservándola en memoria.
(6) Ocasionalmente, es fácil verificar el buen desarrollo de la operación calculando la diferencia de ambas imágenes y visualizando el resultado (guardar, por ejemplo, la imagen trasladada en un archivo intermedio y usar el comando SUB).
Ver también el comando SQR.
QR2 [NOMBRE1] [NOMBRE2] ( o QREGISTER2 [NOMBRE1] [NOMBRE2] )
Para realizar la alineación, calcula una transformación afin entre ambas imágenes. Para ello es necesario seleccionar 3 estrellas. La transformación matemática es :
X' = A X + B Y + C
Y' = D X + E Y + F
IRIS resuelve los parámetros A, B, C, D, E, F. Esta transformación tiene en cuenta la traslación, rotación y el cambio de escala entre ambas imágenes. Por ejemplo, puede corregirse facilmente la rotación de campo producida por un telescopio azimutal.
Procedimiento :
(1) Ejecutar el comando QR2 y seleccionar3 estrellas en la primera imagen. Si es posible, para obtener la máxima precisión, elegir estrellas distribuidas según un triángulo equilátero y muy separadas.
(2) Seleccionar las mismas estrellas en la segunda imagen (y en el mismo orden).
(3) Iris devuelve los parámetros de la transformación afín y modifica la segunda imagen.
Ver también el comando COREGISTER para un método de alineación afín automático.
QR21, QR22, QR23, QR24
Funciones de alineación interactivas. Ver :
QR3 [NOMBRE1] [NOMBRE2] (o QREGISTER3 [NOMBRE1] [NOMBRE2])
Alinea las imágenes de tipo estelar [NOMBRE1] y [NOMBRE2] a partir de una transformación de grado 2. Recordamos que el comando QR aplica una simple traslación para superponer imágenes (utiliza una estrella), mientras que el comando QR2 aplica una transformación afin (traslación, rotación y cambio de escala, y utiliza tres estrellas). El interés del comando QR3 consiste en que tiene en cuenta cierta distorsión de la imagen. Como contrapartida, hay que trabajar con un mayor número de estrellas, como mínimo 6. QR3 es apropiado para superponer imágenes realizadas con objetivos fotográficos de focal corta.
La imagen de referencia es [NOMBRE1] e Iris modifica la geometría de [NOMBRE2] para que se superponga a [NOMBRE1].
La operación se desarrolla en dos tiempos. Primero, IRIS carga en memoria la imagen [NOMBRE1]. Se deben marcar con el ratón varias estrellas repartidas regularmente por la imagen (entre 6 y 50). Si es posible, hay que elegir estrellas brillantes, no saturadas y aisladas. A continuación se marcan las mismas estrellas en la segunda imagen, que también se carga automáticamente. El cálculo se efectúa al termino de la selección.
RADIAL_BLUR [XC] [YC] [FUERZA] [MÉTODO]
[XC] [YC] son las coordenadas alrededor de las cuales se hace el desenfoque.
[FUERZA] es el grado del filtro. Los valores típicos están comprendidos entre 0.5 y 20.
Si [MÉTODO] = 0 se realiza un desenfoque de rotación ; si [MÉTODO] = 1 el desenfoque es radial.
RADIAL_WEIGHT [X] [Y] [RADIO] [COEFICIENTE] [EXPONENTE]
Usado para simular un filtro de densidad radial durante una observacion de un eclipse total. Transforma la intensidad I(r) de un píxel utilizando una función de Lorenz de la forma :
[pic]
siendo r la distancia respecto a un centro de coordenadas (xc, yc), y coefficient y power (o exponente) parámetros de ajuste de la función. Generalmente, e toma un exponente = 2.
Los parámetros x, y, r0, coeficiente y exponente son, respectivamente, los argumentos del comando.
REC2MAP [ARCHIVO CARTO] [X] [Y]
Permite obtener las coordenadas (longitud, latitud) de un detalle de una imagen planetaria.
El parámetro [ARCHIVO CARTO] contiene el nombre del archivo cartográfico que contiene las efemérides del planeta en el momento de la toma.
Los parámetros [X] e [Y] contienen las coordenadas en la imagen de los detalles cuyas coordenadas se desean obtener.
Ver también los comandos MAP2REC y MAP.
REC2POL [X] [Y] [R] [ESCALA (º/píxel)]
Transforma una imagen « circular » natural del disco solar, en una imagen en coordenadas polares (un eje representa las distancias al centro del disco y el otro representa ángulos).
(x, y) son las coordenadas del centro del disco en píxeles.
[r] es el radio máximo de la representación polar en píxeles.
El parámetro [escala] es el número de grados por píxel en la imagen final (típicamente entre 0.5°/pixel y 0.1°/pixel).
Para una representación más clásica (el eje de los ángulos horizontal), hay que girar la imagen 90º utilizando el comando MIRRORXY (o las herramientas de permutación del menú Geometría). También se puede dibujar una red de coordenadas.
Ver también las posibilidades de cartografía planetaria de IRIS (comando MAP).
REC2POL2 [X] [Y] [R] [ÁNGULO DE POSICIÓN] [ESCALA (º/píxel)]
Función muy parecida a REC2POL, pero con el parámetro [ÁNGULO DE POSICIÓN], que ofrece la posibilidad de fijar el orige angular en la representación polar. Por ejemplo, es posible tener en cuenta la inclinación aparente del eje de rotación solar y hacer que este eje sea el origen angular. El ángulo de posición se proporciona en grados (el valor por defecto en REC2POL es de -180°).
REC2SKY [X] [Y]
El comando devuelve las coordenadas ecuatoriales de un punto cuyas coordenadas en la imagen (en píxeles) se indican en los parámetros [X] [Y]. Para ello, el comando utiliza los archivos POLX.POL y POLY.POL creados por los cuadros de diálogo Astrometría/Fotometría.
RAINBOW [NOMBRE] [LAMBDA1] [LAMBDA2]
Util para la representación de datos espectrales. Colorea, con los colores del arco iris, la imagen [NOMBRE]. La distribución de colores es realista y considera que el primer píxel a la izquierda tiene una longitud de onda [LAMBDA1] y que el último píxel a la derecha tiene la longitud de onda [LAMBDA2].
REGISTER [ENTRADA] [SALIDA] [NÚMERO]
Alinea una serie de imágenes por simple traslación.
El parámetro [ENTRADA] contiene el nombre genérico de la serie de imágenes a tratar.
El parámetro [SALIDA] contiene el nombre genérico de la serie de imágenes tratada.
El parámetro [NÚMERO] contiene el número de imágenes a tratar.
Antes de ejecutar el comando se dibuja un rectángulo alrededor de una estrella aislada y no saturada. Las imágenes se centrarán respecto a esta estrella. El tamaño del rectángulo debe ser bastante importante para contener el desplazamiento de la estrella entre las imágenes. De lo contrario, IRIS podría tomar una estrella equivocada para hacer la alineación.
REDUCE_HDR1 [GAMMA]
REDUCE_HDR2 [GAMMA] [NITIDEZ]
Sin modificar la distribución de intensidades, no es posible presentar en pantalla el enorme contenido de una imagen HDR. Se pueden ajustar los niveles para ver una u otra parte de la din´mica, pero para ver simultaneamente todos los grados de intensidad, hay que utilizar un comando de la familia REDUCE_HDR. Se proponen dos métodos :
El primero (comando REDUCE_HDR1) está basado en una comprsión logarítmica adaptativa de la luminancia, para simular la respuesta humana a la luz. El parámetro [GAMMA] actúa sobre la gamma de la escala de brillo para compensar la no linearidad de las pantallas. Los valores comunes de GAMMA van de 1.5 a 4.
El segundo método (comando REDUCE_HDR2) utiliza un método de gradiente. El parámetro adicional actúa sobre la nitidez de los detalles. Un valor típico es de 1.5.
REDUCE_HDR3 [GAMMA] [COLOR] [NITIDEZ]
REDUCE_HDR3 es un comando que modifica la tonalidad de una imagen con un gran rango dinámico (denominada HDR, "High Dynamic Range"). Su objeto es facilitar la visualización simultánea de los niveles de intensidad. Respecto a los comandos REDUCE_HDR1 y REDUCE_HDR2, que tratan el mismo problema, REDUCE_HDR3 ofrece un mejor control del contraste del color.
El parámetro GAMMA fija el contraste. Su valor característico se sitúa entre 1.2 y 3.0.
El parámetro COLOR controla simultaneamente el nivel del contraste de color. Esto es necesario porque la modificación de la dinámica de una imagen HDR conduce normalmente a una pérdida de saturación de los colores. De esa manera, el parámetro COLOR permite recuperar la saturación inicial de la imagen. El valor característico de este parámetro está comprendido entre 0.5 y 3 (la saturación aumenta cuando el valor crece).
El parámetro NITIDEZ ajusta un filtro de paso alto, que se aplica para mejorar el contraste espacial (nitidez de la imagen). Hay que elegir un valor entre 0 y 1 (cuando el parámetro NITIDEZ es nulo, no se aplica ningún realce).
REINDEX [ENTRADA] [SALIDA] [PRIMER ÍNDICE DE ENTRADA] [PRIMER ÍNDICE DE SALIDA] [NÚMERO]
Reorganiza los índices de una secuencia. Supongamos una secuencia: I1, I2, I3, I4, que se quiere transformar en J5, J6, J7, J8. Se escribirá :
REINDEX I J 1 5 4
Las secuencias de entrada y de salida no pueden tener el mismo nombre. [NÚMERO] es el número de imagenes a convertir.
REMOVE@
Elimina de la carpeta de trabajo todos los archivos que comienzan por el caracter @. Equivalente al comando de DOS : DEL @*.*
REPAIRX [X]
Reemplaza el valor de los píxeles de la columna [X] por la media de los valores de las columnas [X]-1 y [X]+1.
El comando REPAIRX se utiliza para hacer correcciones cosméticas en la imagen : supresión de interferencias electrónicas o de una línea defectuosa del detector.
REPAIRX2 [ENTRADA] [SALIDA] [X] [NÚMERO]
Mismo comando que REPAIRX pero aplicado auna secuencia de imágenes.
El parámetro [ENTRADA] contiene el nombre genérico de la serie de imágenes a tratar.
El parámetro [SALIDA] contiene el nombre genérico de la serie de imágenes tratada.
El parámetro [NÚMERO] contiene el número de imágenes a tratar.
REPAIRY [Y]
Reemplaza el valor de los píxeles de la fila [Y] por la media de los valores de las filas [Y]-1 y [Y]+1.
REPAIRY2 [ENTRADA] [SALIDA] [Y] [NÚMERO]
Mismo comando que REPAIRY pero aplicado a una secuencia de imágenes.
El parámetro [ENTRADA] contiene el nombre genérico de la serie de imágenes a tratar.
El parámetro [SALIDA] contiene el nombre genérico de la serie de imágenes tratada.
El parámetro [NÚMERO] contiene el número de imágenes a tratar.
RESET
Recarga la posición de los cuadros de diálogo (comandos, umbrales, …). Es útil cuando se cambia la resolución de la pantalla.
RESET_ASTRO
Borra la información concerniente a la reducción astrométrica de la imagen en pantalla.
RFILL [X0] [VALOR]
Enmascara toda la parte derecha de una imagen respecto a la coordenada [x0]. Se da la intensidad [VALOR] a todos los píxeles de la zona enmascarada.
Aplicación : ¿Como dar unefecto coronográfico a una imagen monocromática del Sol en representación polar ?
Primero se mide la posición X del borde del disco en la representación polar, y después :
RFILL 284 0
Finalmente, se vuelve a la representación cartesiana con POL2REC
RGB2PCA [R] [G] [B] [C1] [C2] [C3]
El comando RGB2PCA equivale a una transformación de las coordenadas de una imagen en color (Rojo, Verde y Azul). Después de la transformación, estos ejes son los vectores de la matriz de covarianza de las tres imágenes de entrada. Las tres imágenes resultantes se obtienen proyectando los tres ejes de partida (R, G, B) sobre los ejes resultantes. Sin entrar en detalles matemáticos, es interesante elegir este sistema de coordenadas pues define las tres imágenes que tienen la menor correlación entre ellas, desde el punto de vista cromático. La matriz de los vectores, y sus valores asociados se almacenan en el archivo pci.lst.
El primer eje, también llamado eje principal, corresponde al mayor valor de la matriz de covarianza. Generalmente, este eje está muy próximo (pero no coincide) al eje cromático (el que corresponde a la componente I producida por el comando RGB2HSI). Este eje contiene la mayor información sobre la intensidad y, a menudo, está cercano al promedio de las imágenes de entrada.
Los otros 2 ejes (clasificados por valor decreciente) pueden interpretarse como una combinación lineal de las imágenes de entrada cuyas informaciones no están correlacionadas ni con el eje principal, ni entre ellas. Generalmente, ambas imágenes tienen una dinámica más débil, y están centradas en torno a cero. Estas imágenes tienen una débil relación señal-ruido, sobre todo si son de cielo profundo, y siempre rquieren un tratamiento con un filtro de paso bajo paravisualizarlas correctamente.
El interés de esta transformación es doble :
(1) En primer lugar, visualizar las tres imágenes en sus componetes principales permite una clasificación jerárquica de la información contenida en la imagen de partida. Esta visualización puede hacerse de forma independiente, o en tricromía (poniendo la primera imagen en rojo, la segunda en verde y la tercera en azul). En este caso, está claro que la imagen resultante no es totalmente representativa de los « verdaderos » colores de la imagen y no resulta estética, pero esta representación es la que da una visualización óptima de la información crom´tica de la imagen.
(2) En segundo lugar, el tratamiento puede hacerse sobre las componentes principales (adaptación de la dinámica, aplicación de filtros), y el resultado devuelto a su forma original (R, G, B) con el comando PCA2RGB, con el fin de obtener una mejoría visual de la imagen en color de partida.
Esta manipulacion particular no siempre es tan rigurosa como las transformaciones obtenidas con los comandos RGB2HSI y HSI2RGB. Por tanto, este comando se reserva para el tratamiento de imágenes que tengan una buena relación señal-ruido (por ejemplo, imágenes planetarias o de una nebulosa planetaria brillante).
Ver también : PCA2RGB, RGB2HSI, HSI2RGB, LRGB, TRICHRO.
RGB2HSI [R] [G] [B] [H] [S] [I]
El comando RGB2HSI convierte una imagen definida por las componentes Roja, Verde y Azul, enotra definida por los planos Tono, Saturación, Intensidad.
El elemento de partida es una imagen en color cuyas tres componentes han sido obtenidas en distintas bandas espectrales (no necesariamente Rojo, Verde y Azul). El nombre de estas imágenes se indica en los parámetros [R], [G], y [B].
A partir de estas imágenes, Iris va a crear tres nuevas imágenes :
1. Una imagen que es la expresión del tono de la imagen original, en escala de grises. En esta imagen, los píxeles con un predominio rojose representan con alta intensidad, los que tienen un predominio verde se representan con una intensidad media, y los que tienen predominio azul, con una intensidad baja. El nombre de esta imagen se representa en el parámetro [H].
2. Una imagen que es la expresión de la saturación de la imagen original, en escala de grises. Las zonas de la imagen donde los colores son más puros, se representan con intensidad alta. El nombre de esta imagen se indica en el parámetro [S].
3. Una imagen que es la expresión de la intensidad media de los tres componentes de la imagen original, en escala de grises. La imagen de intensidad es la que más se parece a cada componente monocromático de la imagen original. El nombre de esta imagen se indica en el parámetro [I].
Ver también : HSI2RGB, LRGB, RGB2PCA, TRICHRO
RGBBALANCE [Rcoef] [Gcoef] [Bcoef]
Multiplica las componentes roja, verde y azul de la imagen en 48 bits, por los coeficientes Rcoef, Gcoef et Bcoef, respectivamente. Éste comando equivale a « RGB balance… » del menú Foto Digital.
RGBBALANCE2 [ENTRADA] [SALIDA] [Rcoef] [Gcoef] [Bcoef] [NÚMERO]
Misma función que RGBBALANCE, pero aplicada a una secuencia de imágenes.
RGRADIENT [XC] [YC] [DR] [DALPHA]
Calcula el gradiente rotacional de una imagen.
A partir de la imagen en pantalla, el comando crea dos imágenes con un desfase radial (definido en [DR] en píxeles) y un desfase en rotación (definido en [DALPHA] en grados), respecto al punto de la imagen cuyas coordenadas se indican en los parámetros [XC] e [YC].
Entre estas dos imágenes, el desfase tiene la misma amplitud, pero es de signo opuesto. Las dos imágenes se suman para crear la imagen final.
Para unas coordenadas polares (r, a) respecto a un punto ([XC], [YC]), tenemos :
B’(a,r,da,dr) = 2.B(a, r) – B(a – da, r – dr) – B (a + da, r – dr)
Con :
B = La imagen de partida.
B’ = La imagen resultante.
da = El valor del parámetro [DALPHA].
dr = El valor del parámetro [DR].
El comando RGRADIENT también puede ejecutarse desde un cuadro de diálogo (menú Tratamiento, Gradiente Rotacional).
El gradiente rotacional se usa para observar detalles poco contrastados en objetos brillantes que tienen una simetría en su rotación (polvo en una galaxia espiral o en la cola de un cometa). El gradiente retira el objeto con gradiente de rotación en torno al punto definido en [XC] e [YC].
RING_MEDIAN [RADIO]
Utiliza una versión particular del filtro mediano, que permite tratar grandes imágenes.
El parámetro [RADIO] contiene el tamaño, en píxeles, de la zona de aplicación. Debe ser aproximadamente del tamaño de los objetos que se desea suprimir.
RL [NB_ITER] [COEF]
Trata una imagen por el método de Richardson-Lucy.
El parámetro [NB_ITER] contiene el número de iteraciones del comando (generalmente entre 10 y 50 veces).
El parámetro [COEF] determina la potencia del método. Si [COEF] = 0, se aplica el algoritmo original. Si [COEF] > 0, se utiliza un método suavizado para reducir el ruido de la imagen, pero la convergencia entre cada iteración es menor.
Antes de ejecutar el comando, hay que llevar el fondo de cielo cerca de cero (utilizar el comando OFFSET ; el comando BG permite medir este nivel). También hay que elegir, y rodear con el ratón, una estrella aislada y no saturada.
Es recomendable, pero no obligatorio, que las dimensiones de la imagen sean iguales a una potencia de 2 (128, 256, 512, …).
RL2 [NB ITER] [COEF]
Versión modificada del algoritmo de deconvolución de Richardson-Lucy. La diferencia con el comando RL consiste en la reducción de los efectos de anillo alrededor de las estrellas brillantes y de la estructura granulosa del fondo de cielo. La recronstrucción de la imagen no es eficaz más que para píxeles que tienen una intensidad superior al fondo de cielo local. Al igual que RL, el comando RL2 utiliza transformadas de Fourier y es recomendable recortar la imagen de manera que sus lados tengan un tamaño igual a una potencia de 2 (128, 256, 512, …). Para esto se puede usar el comando WINDOW3, previsto especialmente para aislar una zona cuadrada de una imagen. RL2 se utiliza como RL, encuadrando una estrella no saturada antes de ejecutarlo.
ROT [CX] [CY] [ÁNGULO]
Aplica a la imagen una rotación alrededor de un punto. El centro de rotación puede estar fuera de la pantalla. Las coordenadas del punto pueden ser decimales, y el ángulo tanto positivo como negativo.
Los parámetros [CX] y [CY] contienen las coordenadas del centro de rotación.
El parámetro [ÁNGULO] contiene el ángulo de rotación a aplicar, en grados.
La rotación de una imagen se utiliza para modificar su orientación y hacerla corresponder con una dirección de referencia (por ejemplo, el norte hacia arriba). El comando ROT también se utiliza con TRANS y SCALE para alinear imágenes adquiridas con diferentes cámaras.
ROT2 [ENTRADA] [SALIDA] [X] [Y] [ALPHA] [NÚMERO]
Mismo comando que ROT pero aplicado auna secuencia de imágenes.
El parámetro [ENTRADA] contiene el nombre genérico de las imágenes a tratar.
El parámetro [SALIDA] contiene el nombre genérico de las imágenes tratadas.
Los parámetros [X] e [Y] contienen las coordenadas del centro de rotación.
El parámetro [ALPHA] contiene el ángulo de rotación en grados.
El parámetro [NÚMERO] contiene el número de imágenes a tratar.
RREGISTER [ENTRADA] [SALIDA] [TAMAÑO] [NÚMERO]
El comando RREGISTER alinea una secuencia de imágenes de cielo profundo teniendo en cuenta la rotación de campo. La rotación de campo puede producirse por una mala puesta en estación del telescopio, o por la uilización de una montura acimutal.
El principio del comando reside en la elección de dos estrellas del campo, bastante alejadas una de otra, pero presentes en todas las imágenes de la secuencia. La primera servira para realizar la traslación y servirá también de pivote durante la siguiente fase de alineación angular (la primera estrella es el centro de la rotación.
La posición de la segunda estrella respecto a la primera, sirve para calcular el ángulo de rotación del campo de una imagen respecto a la otra. Si es posible, las estrellas no deben estar saturadas para alcanzar la máxima precisión.
La selección de ambas estrellas se hace utilizando el comando Sélection d'objets del menú Analyse. Solo después de haber seleccionado las estrellas se puede ejecutar el comando RREGISTER. La sintaxis es :
[ENTRADA] es el nombre genérico de la secuencia de imágenes a tratar.
[SALIDA] es el nombre genérico de las imágenes alineadas.
[TAMAÑO] es el tamaño en píxeles del lado de un área rectángular, que debe contener al menos a ambas estrellas entre dos imágenes consecutivas de la secuencia. Este tamaño es tanto mayor cuanto más importante sea el desplazamiento de imágenes sucesivas.
[NÚMERO] es el número de imágenes de la secuencia.
RUN [NOMBRE] [PARÁMETRO 1] [PARÁMETRO 2]
A partir de la versión 5.00 se incluye la posibilidad de ejecutar una secuencia de comandos que previamente se han definido en un archivo de texto. Obligatoriamente, este archivo debe tener la extensión « .pgm », por ejemplo, « miprograma.pgm ». Los scripts de comandos se ejecutan con la función RUN desde la ventana de comandos.
Este modo « batch » (o archivo de comandos) es muy elemental. La ejecución es estrictamente lineal y no es posible realizar test condicionales o bucles, por ejemplo. Por tanto, el archivo no es un verdadero programa, pero el proceso puede ser de cierta ayuda para hacer tareas repetitivas.
El comando RUN tiene como parámetro mínimo, el nombre del archivo de comandos (que se escribe sin la extensión .pgm). Si el nombre del archivo no está precedido por una dirección, Iris lo busca en la carpeta de trabajo.
El nombre del archivo puede estar seguido por parámetros opcionales que se proporcionan al archivo de comandos. Es posible introducir hasta 5 parámetros por este método. En el archivo de comandos, el primer parámetro se identifica por "$1", el segundo por "$2", y así el resto.
Como ejempo, un archivo de comandos que produce un efecto de bajorrelieve en una imagen con una intensidad que se puede ajustar.
load $1
trans $2 $3
save tmp
load $1
sub tmp 0
visu 200 -200
Hay que editarlo con un editor de texto y guardarlo con el nombre test.pgm en la carpeta de trabajo.
Desde la consolo de Iris se eecuta el comando
>RUN TEST M51 1 1
La lista de comandos que se ejecuta es equivalente a :
load M51
trans 1 1
save tmp
load M51
sub tmp 0
visu 200 -200
Se puede volver a ejecutar fácilmente el archivo batch colocando el cursor sobre la línea de comandos y modificando uno ó varios parámetros.. Por ejemplo :
>RUN TEST M51 2 0
De esta manera, los centenares de comandos de Iris pueden utilizarse en un archivo « pgm ».
load $1
scale 3 $2 $2
mirrorxy
...
Algunos comandos necesitan que se defina una zona con el ratón en la imagen en pantalla. Justo antes de dichos comandos, hay que añadir el comando PROMPT. PROMPT congela la ejecución del archivo hasta que no se pincha en « OK », en el pequeño cuadro de diálogo que se abre. Se selecciona la zona de la imagen, y luego se pincha en OK. Por ejemplo :
load m51
prompt
window3 200
En este ejemplo, durante el prompt, hay que seleccionar un rectángulo en la imagen. A continuación Iris aisla una porción de esta imagen, de 200x200 píxeles centrada en la zona de selección.
PROMPT también es muy práctico para hacer una ejecución del programa paso a paso.
Se pueden añadir líneas de comentarios en el archivo script. Si la primera palabra de una frase no es un comando válido, entonces la línea se considera un comentario. Por ejemplo :
==========================
Mi programa carga M51
==========================
load m51
Fin de mi programa
RVC [DÍA] [MES] [AÑO] [ALFA (12h5m12s)] [delta (-5d32'39")]
Calcula la corrección heliocéntrica aplicable a un espectro. [ALFA] y [DELTA] son las coordenadas del objeto. Iris también necesita la longitud y latitud del lugar de observación. Podemos proporcionárselas editando el archivo Iris.ini que se encuentra en la carpeta Windows.
SAVE [NOMBRE]
Guarda en la carpeta de trabajo la imagen en pantalla (la carpeta de trabajo se define en Fichier/ Réglages). También se puede guaradar la imagen en otra carpeta indicando la dirección completa. Por ejemplo :
SAVE c:\nuit7\m51
El parámetro [NOMBRE] contieneel nombre que se le dará al archivo.
SAVEBMP [NOMBRE]
Guarda en la carpeta de trabajo la imagen en pantalla en forma de un archivo Bitmap (*.BMP). La paleta de color utilizada para la creación del archivo es lapaleta que esté activa en Iris en ese momento.
La imagen BMP guardada es ua imagen de 24 bits si la imagen cargada es tricolor (ver el comando TRICHRO).
SAVEJPG [NOMBRE] [CALIDAD]
Guarda la imagen en formato JPEG, autorizando el ajuste de la tasa de compresión. Un valor 1 para la calidad, ofrece la mayor fidelidad. Una calidad de 5 corresponde a la tasa de compresión máxima. Tambiés es posible guardar una imagen JPEG desde el menú Archivo, pero entonces la calidad es fija e igual a 2.
SAVEPNG [NOMBRE]
Sauvegarde l'image en mémoire dans un fichier PNG 48 bits. Vous pouvez aussi utiliser la commande Sauver... du menu Ficher.
SAVEPPM [NOMBRE]
Guarda la imagen en forma de un archivo PPM (Portable Pixel Map – formato de 24 bits). De esta manera se pueden exportar tanto imágenes en color verdadero como en blanco y negro.
SAVEPSD [NOMBRE]
Guarda la imagen en un achivo con formato Photoshop PSD 48 bits (16 bits porc ada plano de color).
SAVEPSD2 [NOMBRE]
Mismo comando que SAVEPSD, pero el formato de codificación interna de Iris [-32768..32767] se convierte en el dominio [0..65535].
SAVETIFF [NOMBRE]
Guarda la imagen en un archivo TIFF de 48 bits. También se puede usar el comando Guardar…, del menú Archivo.
SAVE_TRICHRO [R] [G] [B] ( o SAVE_TR [R] [G] [B] )
Guarda en tres archivos distintos de nombres [R], [G] y [B] las tres capas de la imagen en color verdadero. Si la imagen no está en color verdadero, aparece un mensaje de eror.
SBLUR [SIGMA] [GAMMA]
El comando SBLUR (Selective Blur en inglés) genera un desenfoque en la imagen con una fuerza tanto más elevada cuanto más intensos sean los objetos. Esta función se utiliza en campos de estrellas para producir el efecto Akira Fuji , por ejemplo, para revelar el contorno de las constelaciones. El parámetro SIGMA permite ajustar el grado de desenfoque (seleccionar valores entre 2 y 15) y el parámetro GAMMMA permite ajustar la sensibilidad al brillo de las estrellas (el valor característico está entre 4 y 10). Para obtener un rendimiento máximo, hay que procurar que las estrellas más brillantes no estén saturadas. Este comando realza los colores y puede utilizarse con ASINH para obtener un efecto aún más marcado.
SCALE [OPCIÓN] [FX] [FY]
El comando SCALE puede utilizarse para aumentar o reducir una imagen. Cada eje puede tener un factor de modificación diferente.
El parámetro [OPCIÓN] define el tipo deinterpolación a utilizar.
Si [OPCIÓN] = 1, en un aumento el comando ejecuta una interpolación duplicando píxeles, y en una reducción hace una interpolación por submuestreo.
Si [OPCIÓN] = 2, el comando utiliza una interpolación bilineal.
Si [OPCIÓN] = 3, el comando utiliza una interpolación spline (solo para aumentar).
El parámetro [FX] contiene el factor de modificación en el eje X.
El parámetro [FY] contiene el factor de modificación en el eje Y.
El comando SCALE puede utilizarse para detallar la regiones de una imagen aumentándola. Muchos tratamientos, como las reducciones fotométricas y astrométricas son más precisos cuando la imagen está sobremuestreada. El comando SCALE permite sobremuestrear artificialmente las imágenes.
Reducir las imágenes también es interesante cuando ocupan demasiado espacio en disco, o se quiere crear un catálogo de pequeñas imágenes para conseguir una visualización rápida (cuando solo importa una visualización aproximada).
SCALE2 [ENTRADA] [SALIDA] [OPCIÓN] [FX] [FY] [NÚMERO]
Misma función que SCALE pero aplicada a una serie de imágenes.
El parámetro [ENTRADA] contiene el nombre genérico de las imágenes a tratar.
El parámetro [SALIDA] contiene el nombre genérico de las imágenes tratadas.
El parámetro [NÚMERO] contiene el número de imágenes a tratar.
SCALECOLOR [ENTRADA] [SALIDA] [ÍNDICE DE REFERENCIA] [NÚMERO]
Ajusta los niveles de las imágenes de entrada respecto a una de ellas para hacer una combinación en color
El parámetro [ENTRADA] contiene el nombre genérico de las imágenes a tratar.
El parámetro [SALIDA] contiene el nombre genérico de las imágenes tratadas.
El parámetro [INDICE DE REFERENCIA] contiene el número de la imagen que sirve de referencia
Antes de ejecutar el comando se recuadra una estrella con el ratón (las imágenes se han alineado previamente, ver REGISTER o COREGISTER). Para obtener un balance de los colores correcto es preferible seleccionar una estrella de tipo solar (estrella de tipo G).
SCALECOLOR2 [R] [G] [B]
Ajusta los niveles respectivos de las imágenes [R], [G], [B] de manera que sus intensidades sean idénticas en promedio, en una zona de la imagen definida previamente con el ratón. Concretamente, Iris multiplica las imágenes [G] y [B] por un coeficiente distinto y les añade una constante para igualarlas con la imagen [R]. Este comando es muy práctico para obtener el equilibrio cromático de las imágenes planetarias. Para imágenes estelares hay que emplear el comando SCALECOLOR.
SCAN [X1] [X2] [TIEMPO DE INTEGRACIÓN] [NB_LÍNEA]
Adquisición en modo Scan (TDI) desde una cámara Audine.
SCAN_CALIB [NOMBRE] [NÚMERO]
Método de sincronización con el tiempo del PC.
SCAN2PIC [NOMBRE] [X0] [NÚMERO]
Toma la columna de coordenada [X0] en la primera imagen de una secuencia de [NÚMERO] imágenes de nombre genérico [NOMBRE]. Esta columna se convierte en la primera columna de una nueva imagen que se construye en la memoria del ordenador.
La columna de coordenada [X0] en la segunda imagen se convierte en la segunda columna de la imagen en memoria, y así sucesivamente para todas las imágenes de la secuencia.
Al final, la imagen en memoria, que aparece en pantalla después del tratamiento, tiene un formato horizontal igual al número de imágenes de la secuencia y un formato vertical igual al número de píxeles según el eje Y en las imágenes de la secuencia.
Una utilización de SCAN2PIC es la síntesis de una imagen monocromática del Sol haciendo transitar su disco por la rendija de entrada del espectrógrafo y haciendo simultaneamente una adquisición regular de imágenes. Estas imágenes se convierten en la secuencia de entrada de SCAN2PIC.
La coordenada [X0] define la posición del centro de una línea espectral (la línea H-alfa, por ejemplo), o del continuo próximo si se quiere una imagen estandard de la fotosfera.
Si es posible, hay que ajustar la velocidad de adquisición de las imágenes con la velocidad del tránsito si se quiere que la escala sea la misma según ambos ejes. La corrección de una escala diferente en los ejes, es posible hacerla a posteriori con un comando como SCALE, que actúa independientemente en X e Y. El comando WIN_WEBCAM es práctico para aislar la parte estrictamente útil durante la captura (algunos píixeles a derecha e izquierda de una línea espectral, por ejemplo).
SELECT [ENTRADA] [SALIDA]
Vuelve a indexar la serie de imágenes a partir del archivo SELECT.LST obtenido con los comandos BESTOF y BESTOF2.
El parámetro [ENTRADA] contiene el nombre genérico de la serie de partida.
El parámetro [SALIDA] contiene el nombre genérico de la serie reindexada.
SETBASE [BASE]
Define el valor de partida de los índices de una secuencia de imágenes para utilizarlo con los comandos CONVERTBMP, CONVERTBMP24, CONVERTBMP24BW, CONVERTTIFF, CONVERTTIFF24, y CONVERTTIFF24BW.
El valor por defecto es 1. Otro valor típico es 0.
SET_DATE [FECHA]
Modifica la fecha de adquisición de una imagen. Ejemplo :
SET_DATE 16/09/2000
SET_FITS [BSCALE] [BZERO]
Permite definir manualmente los parámetros BSCALE y BZERO justo antes de cargar una imagen FITS, que por una razón u otra no entra en la dinámica [-32768, 32767] autorizada por IRIS.
El comando SET_FITS permite ajustar la dinámica de la conversión de los archivos FITS codificados en 32 bits. Se recuerda que si x es el valor de un píxel en el archivo FITS, el valor x’ generado por Iris es, entonces :
x' = BSCALE . x + BZERO
Por ejemplo, antes de cargar una imagen FITS codificada con pequeños números reales, puede hacerse :
>SET_FITS 5000 0
SET_HOUR [HORA]
Modifica la hora de adquisición de una imagen. Ejemplo :
SET_HOUR 20 :05 :45
SETFINSTAR [SIGMA]
Define el umbral de detección de estrellas con los comandos FINDSTAR y COREGISTER. Se determina el ruido RMS del fondo de cielo, y el umbral de detección es igual a [SIGMA] x (ruido RMS). El valor por defecto es 7.
SETNBSTAR [NÚMERO]
Fija el número de objetos más brillantes utilizados para hacer hacer coincidir las imágenes en comandos como COREGISTER, para la alineación estelar automática de una secuencia, o para hacer astrometría. El valor por defecto es de 30 objetos, pero en algunas circunstancias es necesario aumentar este número si falla el ajuste (a veces es el caso si el campo es muy rico en estrellas). El valor máximo es de 200 objetos. Si se ejecuta el comando sin argumento, Iris devuelve el valor actual. Si se reinicia el programa, se conserva el nuevo valor.
SETREGISTER [GRADO DEL POLINOMIO]
Define el grado del polinomio para alinear con el comando COREGISTER. El valor por defecto es 1. Se puede aumentar este valor si fuese necesario para corregir la distorsión entre imágenes. El valor máxmo es 5.
SETSPLINE [MODO]
Si se ejecuta el comando SETSPLINE 0, todas las operaciones de alineamiento realizadas en línea de comandos, utilizan la interpolación bilinear para calcular las imágenes centradas. Si se ejecuta el comando SETSPLINE 1 las mismas operaciones utilizan la interpolación spline. La ventaja de la interpolación spline es que alisa menos las imágenes y, por tanto, conserva mejor los detalles. Como inconveniente, el tiempo de cálculo es más largo.
Los comandos involucrados son, por ejemplo, REGISTER, PREGISTER, CREGISTER, RREGISTER. Para hacer una traslación o rotación simple de la imagen, se pueden utilizar los comandos STRANS y SROT para beneficiarse de la interpolación spline (funciones simétricas de TRANS y ROT, que utilizan una interpolación bilinear). La ventaja del modo spline es particularmente visible en fotografía de cielo profundo.
SETSUBSKY [SIGMA] [GRADO DEL POLINOMIO]
Define el grado del polinomio utilizado en elcomando SUBSKY, y el umbral de detección de estrellas por encima del ruido de fondo de la imagen.
Los valores por defecto son standard en la mayoría de las situaciones : [SIGMA] = 5 y [GRADO DEL POLINOMIO] = 3.
El umbral de detección es igual a : [SIGMA] x (ruido RMS).
SHARP [COEF]
Aplica un filtro de paso alto a una imagen. El valor del parámetro [COEF] determina la fuerza del filtro (entre 0 y 1). El sinónimo es CRISP.
SIGNED
Convierte una imagen de 16 bits sin signo en una imagen de 16 bits con signo. Util para imágenes importadas (ver comando LOADSX, CONVERTSX).
SKY2REC [AD] [REC]
El comando devuelve las coordenadas en la imagen de un punto del que se proporcionan las coordenadas ecuatoriales.
El comando utiliza los archivos POLX.POL y POLY.POL creados por los cuadros de diálogo Astrometría/Fotometría.
El parámetro [AD] contiene la ascensión recta del objeto.
El parámetro [DEC] contiene la declinación del objeto.
Ejemplo : SKY2REC 8H34M20.3S -05d12’34’’
SLANT [Y0] [ALFA]
Rectificación de un espectro estelar inclinado.
SLANT2 [ENTRADA] [SALIDA] [Y0] [ALFA] [NÚMERO]
Equivalente a SLANT, pero para una secuencia de imágenes.
SMAX [NOMBRE] [NÚMERO]
Para un píxel dado en la imagen final, SMAX calcula la intensidad máxima del píxel correspondiente en la serie de imágenes de nombre genérico definido en el parámetro [NOMBRE].
El número de imágenes se indica en el parámetro [NÚMERO].
Ver también el comando SMIN.
SMEDIAN [NOMBRE] [NÚMERO]
La imagen de salida es la mediana de las imágenes de entrada para cada píxel. La mediana de las [NÚMERO] imágenes es el valor del píxel de rango ([NÚMERO]+1)/2 de la serie de los píxeles correspondientes a un punto de la imagen. Si el número de imágenes es par, se utiliza la media de los dos valores centrales. El comando SMEDIAN usa un algoritmo relativamente rápido, pero que está limitado a un número de 19 imágenes. Si el número de imágenes es superior, utilizar el comando SMEDIAN2 (con la misma sintaxis que SMEDIAN).
Recordatorio del calculo de la mediana :
Para una serie de valores : 5, 9, 1, 0, 3, el comando clasifica los valores en orden creciente : 0, 1, 3, 5, 9. El valor mediano es el que se encuentra en el centro de la clasificación : aquí el valor mediano es 3.
Al final del cálculo, el comando devuelve para cada imagen el porcentaje del valor utilizado en la imagen final.
La aplicación principal del comando SMEDIAN es el cálculo de un flat-field a partir de una serie de imágenes que contienen estrellas. Para que el flat sea correcto, los campos de las diferentes imágenes deben ser ligeramente diferentes. El riesgo de tener una estrella en el mismo píxel en diferentes imágenes, disminuye con el número de imágenes usadas (generalmente mayor o igual a 5).
En otro caso, SMEDIAN puede ser utiizado para tratar una serie de imágenes de cielo profundo centradas. Se obtiene entonces una imagen que tiene la misma densidad que una sola imagen, pero en la cual, la mayor parte de los artefactos han sido eliminados (interferencia electrónica, rayos cósmicos, trazas de satélites, …).
Antes de utilizar el comando, es importante que cada imagen tenga el mismo nivel de fondo de cielo (ver los comandos NGAIN2, NOFFSET2).
Es interesante comparar la imagen obtenida con una de las imágenes de la serie para constatar que las estrellas han desaparecido en el flat, y que el ruido se ha reducido considerablemente.
Es importante estudiar la contribución de cada imagen a la imagen final. Idealmente, el porcentaje de cada imagen debe ser idéntico. En este caso, si se usan 5 imágenes, el porcentaje de cada una debe ser del 20%. Una diferencia significativa es un síntoma de anomalía. Es un método para detectar una diferencia de homogeneidad de una imagen respecto a la serie (mal pretratamiento, por ejemplo).
SMEDIAN2 [NOMBRE] [NÚMERO]
Mismo comando que SMEDIAN, pero sin límite en el número de imágenes.
SMILE [Y0] [RADIO]
Cambia la curvatura de las líneas espectrales para compensar un defecto de distorsión óptica de tipo smile (sonrisa en español), un problema clásico en un espectrógrafo. El parámetro [RADIO] es el radio de curvatura de las líneas espectrales. [Y0] es la coordenada vertical correspondiente a la cúspide de la flecha del arco.
SMILE2 [ENTRADA] [SALIDA] [Y0] [RADIO] [NÚMERO]
Mismo comando que SMILE pero aplicado a una secuencia de imágenes.
Esto permite corregir la distorsión de las líneas espectrales para convertirlas en rectas, lo cual es muy importante en un comando como SCAN2PIC durante la síntesis de un espectroheliógrama del Sol.
El parámetro [ENTRADA] contiene el nombre genérico de las imágenes a tratar.
El parámetro [SALIDA] contiene el nombre genérico de las imágenes tratadas.
El parámetro [NÚMERO] contiene el número de imágenes a tratar.
SMIN [NOMBRE] [NÚMERO]
El comando SMIN calcula para cada pixel, su valor mínimo en una serie de imágenes. La imagen final está compuesta de los valores mínimos de cada píxel.
El parámetro [NOMBRE] contiene el nombre genérico de las imágenes a tratar.
El parámetro [NÚMERO] contiene el número de imágenes a tratar.
SOUST [NOMBRE] [OFFSET]
Sustrae de la imagen en pantalla, la imagen definida en el parámetro [NOMBRE]. La constante indicada en el parámetro [OFFSET] se añade al resultado.
SOUST2 [ENTRADA] [OPERANDO] [SALIDA] [OFFSET] [NÚMERO]
Sustrae una imagen a una serie de imágenes, añadiendo una constante al resultado.
El parámetro [ENTRADA] contiene el nombre genérico de la serie de imágenes a tratar.
El parámetro [OPERANDO] contiene el nombre de la imagen que se sustrae.
El parámetro [SALIDA] contiene el nombre genérico de las imágenes tratadas.
El parámetro [OFFSET] contiene el valor de la constante añadida a las imágenes tratadas.
El parámetro [NÚMERO] contiene el número de imágenes a tratar.
SPLIT_CFA [C1] [C2] [C3] [C4]
Esta función se aplica a las imágenes RAW obtenidas por una cámara digital. Aisla en 4 archivos distintos las componentes de una imagen CFA. Cada imagen contiene la intensidad de uno de los 4 píxeles de la estructura periódica 4x4 de la matriz de Bayer. Estas 4 imágenes pueden tratarse individualmente y después ser combinadas en una nueva imagen CFA con el comando MERGE_CFA.
SPLIT_CFA2 [ENTRADA] [A] [B] [C] [D] [NÚMERO]
Separa los píxeles R, G y B de una secuencia de imágenes CFA (compuestas por una matriz de Bayer) en 4 imágenes distintas (una para los píxeles rojos, otra para los azules y dos para los verdes).
SPLIT_RGB [ R ] [ G ] [ B ]
Transforma una imagen de 48 bits (color verdadero) en las componentes R, G, B en forma de 3 imágenes diferentes (equivalente a Séparation RGB… del menú Photo digital).
Por ejemplo, probar los comandos simétricos :
SPLIT R G B
TRICHRO R G B
SPLIT_RGB2 [ ENTRADA ] [R ] [ G ] [ B ] [NÚMERO]
Transforma una secuencia de [NÚMERO] imágenes en color, en los archivos R, G, B, correspondientes. Ver tambien SPLIT_RGB.
SQR [NOMBRE1] [NOMBRE2] ( o SQREGISTER [NOMBRE1] [NOMBRE2] )
Comando muy parecido a QR, pero que utiliza la interpolación spline durante la transformación geométrica de la imagen [NOMBRE2] (QR utiliza una interpolación bilineal – la diferencia no es importante en la mayoría de las situaciones).
SQR2 [NOMBRE1] [NOMBRE2] ( o SQREGISTER2 [NOMBRE1] [NOMBRE2] )
Comando muy parecido a QR2 pero que utiliza la interpolación spline durante la transformación geométrica de la imagen [NOMBRE2] (QR utiliza una interpolación bilineal – la diferencia no es importante en la mayoría de las situaciones).
SROT [CX] [CY] [ÁNGULO]
Mismo comando que ROT, pero que utiliza una interpolación spline en vez de una interpolación bilineal. SROT permite obtener imágenes con un factor de alisado más importante que con el comando ROT, conservando totalmente la resolución de la imagen.
STAT
Devuelve las estadísticas globales de la imagen.
STAT2 [X1] [Y1] [X2] [Y2]
Calcula la estadística local de una imagen. La zona de cálculo está delimitada por las coordenadas (x1, y1)-(x2,y2).
STAT3 [NOMBRE] [NÚMERO]
Calcula la estadística global de una secuencia de imágenes. El resultado es el archivo de texto "STATS.LST" en la carpeta de trabajo con 6 columnas :
Columna 1 : nombre de la imagen, Columna 2 : intensidad media. Columna 3 : intensidad máxima. Columna 4 : intensidad mínima. Columna 5 : desviación típica. Columna 6 : intensidad mediana.
STAT4 [NOMBRE] [X1] [X2] [Y1] [Y2] [NÚMERO]
Misma función que STAT3, pero aplicada a una parte de la imagen.
STRANS [DX] [DY]
Mismo comando que TRANS, pero utilizando una interpolación SPLINE en vez de una interpolación BILINEAL. STRANS permite obtener imágenes con un factor de alisado mayor que con el comando TRANS, conservando la resolución de las imágenes.
SUBGRADIENT [ MÁSCARA ]
Equivalente a SUBSKY pero con la posibilidad de usar una máscara. El comando SETSUBSKY puede usarse para definir el ajuste (ver por ejemplo, el comando Retrait du gradient... del menú Traitement). Las opciones alto, medio y bajo para la detección del fondo del cielo, corresponden respectivamente a valores de « Sigma » iguales a 6.0, 3.0, 1.5. Las opciones alta, media y baja, para el ajuste son iguales a 7, 3, y 2 (grado del polinomio de ajuste). Por ejemplo, para una detección máxima del fondo de cielo y un ajuste intermedio del fondo, antes de ejecutar SUBGRADIENT, se escribirá el comando SETSUBSKY 6 3. Por supuesto, todos los valores intermedios son posibles.
SUBSTITUTE [NOMBRE1] [NOMBRE2] [DELTA]
Ejecuta una comparación píxel a píxel de dos imágenes definidas por los parámetros [NOMBRE1] y [NOMBRE2].
Si ABS ([NOMBRE1] – [NOMBRE2]) > [DELTA], es el valor del píxel de la segunda imagen el que se utiliza en la imagen final. De lo contrario, se utiliza el valor del píxel de la primera imagen (ABS significa « valor absoluto »).
El comando SUBSTITUTE se utiliza con los comandos de modelización de imágenes (FIT ELLIPSE) para suprimir estrellas de la imagen original. La imagen creada se analizará mejor después de un segundo tratamiento.
El proceso se desarrolla en tres etapas :
Se construye un modelo de la imagen original.
SE ejecuta el comando SUBSTITUTE para producir una imagen próxima a la original, pero cuyas zonas difíciles de modelizar (estrellas, etc...) se reemplazan por su equivalente calculado en el modelo.
Se construye un segundo modelo a partir de la imagen obtenida con el comando SUBSTITUTE. Este modelo, generalmente es más satisfactorio que el primero.
SUBSKY
Calcula el nivel local de fondo de cielo y lo substrae de la imagen. Este nivel se determina a partir de 2000 puntos de la imagen (lejos de estrellas y galaxias).
Para sintetizar el fondo de cielo se utiliza por defecto un polinomio de tercer grado. La imagen creada se substrae de la imagen original.
Ver el comando SETSUBSKY.
SUBSKY2 [ENTRADA] [SALIDA] [NÚMERO]
Mismo comando que SUBSKY pero aplicado a una serie de imágenes
El parámetro [ENTRADA] contiene el nombre genérico de las imágenes a tratar.
El parámetro [SALIDA] contiene el nombre genérico de las imágenes tratadas.
El parámetro [NÚMERO] contiene el número de imágenes a tratar.
SUBSKY3 [TAMAÑO] [MÁSCARA]
La Luna Llena, la contaminación lumínica, la electroluminiscencia de un amplificador, la presencia de viñeteoson causas que producen inesperadas variaciones de intensidad en las imágenes.Estas variaciones limitan las capacidades de detección en una imagen e incluso su interpretación. Iris puede utilizar un ajuste polinómico clásico del fondo de cielo para tratar este problema (hasta el grado 5). Se implementa un método de búsqueda automático de los píxeles que pertenecen al fondo de cielo, pero también es posible usar una máscara en la que se identifiquen dichos píxeles. La imagen artificial creada despues del ajuste polinómico solo contiene las variaciones lentas del fondo de cielo. Esta imagen sintética se substrae a la imagen a tratar para retirar su gradiente.
El ajuste polinómico es eficaz pero no siempre satisfactorio. Por ejemplo, es el caso en que las variaciones del cielo son brutales y con grandes amplitudes. Para estas situaciones, Iris introduce un nuevo esquema de cálculo que consiste en una estimación local del fondo. Obligatoriamente, hay que construir una máscara que identifique los objetos brillantes de la imagen. Para ello hay que utilizar el comando BIN_DOWN buscando el umbral con sucesivos ensayos.
La sintaxis es simple ; hay que proporcionar dos parámetros. El primero es el tamaño de la zona de cálculo del nivel local de fondo de cielo. Hay que elegir una dimensión mayor que el tamaño de los objetos presentes en la imagen. Por ejemplo, si la dimensión característica de una galaxia es de 60 píxeles, se elegirá una zona de cálculo de 100 píxeles de lado. El segundo parámetro es el nombre de la máscara.
Desde el menú Traitement, también se puede ejecutar el comando « Retrait du gradient (estimateur local)... »
SV0 [NOMBRE DE ARCHIVO]
Lectura y ejecución de un archivo script (estensión .lst), que permite desarrollar una secuencia de imágenes RAW de una cámara digital y realizar un pretratamiento completo de ese lote de imágenes. Para más detalles, descargar el archivo survey.pdf (8,2 Mb) :
SV1 [NOMBRE DE ARCHIVO]
Lectura y ejecución de un archivo script (estensión .lst), que permite desarrollar una secuencia de imágenes RAW de una cámara digital, realizar un pretratamiento completo de ese lote de imágenes, encontrar un fondo de cielo preciso, seleccionar un conjunto de estrellas en las imágenes y encontrar sus homólogas en un catálogo de referencia, corregir la distorsión óptica, y finalmente obtener la solución astrométrica de las imágenes por el método de mínimos cuadrados (en proyección gnomónica). Para más detalles, descargar el archivo survey.pdf (8,2 Mb) :
SV2 [NOMBRE DE ARCHIVO]
Lectura y ejecución de un archivo script (estensión .lst), que permite proyectar un conjunto de imágenes reducidas astrométricamente (etapa SV1) en una proyeccción cartográfica a elegir. El comando homogeiniza la constante de magnitud y después, finalmente, reúne las imágenes. Para más detalles, descargar el archivo survey.pdf (8,2 Mb) :
SV3 [NOMBRE DE ARCHIVO]
Lectura y ejecución de un archivo script (estensión .lst), que permite trazar líneas, círculos o puntos en una proyección cartográfica. Para más detalles, descargar el archivo survey.pdf (8,2 Mb) :
SYM [CX] [CY]
Copia una parte de la imagen en otra parte, de forma simétrica respecto a un punto de coordenadas [CX] y [CY]. Hay que recuadrar con el ratón la zona a copiar.
La simetría respecto a un punto se utiliza para suprimir de la imagen un objeto indeseable. La zona que contiene el objeto se reemplaza por una zona de tamaño similar que proviene de la misma imagen.. Evidentemente, la zona duplicada no debe contener dicho objeto. Para una imagen de cielo profundo, hay que asegurarse de que ambas zonas tienen el mismo nivel de fondo de cielo. El comando SYM se puede usar lpara eliminar ciertos defectos de la imagen (rayos cósmicos, etc...). Tambien se utiliza con el comando FIT_ELLIPSE para suprimir estrellas brillantes en el objeto a modelizar.
SYNTHE
Sintetiza una imagen a partir de un polinomio calculado con el comando POLY.
Un procedimiento es :
Se abre la imagen a tratar.
Se ejecuta POINTON.
Se seleccionan unos centenares de puntos fuera de estrellas y objetos de campo.
Se calcula el polinomio ejecutando, por ejemplo, POLY3.
Se sintetiza el fondo de cielo ejecutando SYNTHE.
Se guarda el fondo de cielo sintético : por ejemplo, SAVE SKY
Se vuelve a abrir la imagen original y se sustrae el fondo de cielo (añadiendo una constante para faciitar la visualización) : SUB SKY 500
Volvemos al modo standard del cursor con POINTOFF
Ver también el comando SUBSKY, que realiza el mismo procedimiento con un único comando.
SYNTHE_SUN [CENTRO X] [CENTRO Y] [RADIO] [LONGITUD DE ONDA] [INTENSIDAD]
Produce una imagen sintética del disco solar teniendo en cuenta el oscurecimento centro / limbo. El algoritmo utilizado se basa en el modelo de H. Neckel (ver H. Neckel, Solar Physics, 229, 13-33, 2005). Los parámetros de entrada son :
(centro x, centro y) = Las coordenadas en píxeles (y fracciones de píxel) del centro del disco.
(radio) = El radio del disco sintético (en píxeles).
(longitud de onda) = La longitud de onda en nanómetros (el oscurecimiento del limbo es función de la longitud de onda). El dominio de longitudes de onda aceptado va de 385 a 1100 nm.
(intensidad) = intensidad del centro del disco.
Su aplicación típica es su fuerte incremente potencial de detalles debilmente contrastados en las imágenes solares, después de sustraer el modelo sintético de la imagen observada.
T_ADD [R] [G] [B] [NÚMERO]
Suma de imágenes de cada canal (equivalente a ADD2). Operación realizada :
(R1+R2+..+.Rn, G1+G2+...+Gn, B1+B2+...+Bn) -> [R], [G], [B]
T_ADD_NORM [R] [G] [B] [NÚMERO]
Misma operación que T_ADD pero que normaliza las imágenes al nivel 32000, por si este nivel es sobrepasado (equivalente a ADD_NORM).
T_COMPOSIT [R] [G] [B] [SIGMA] [NB ITER] [FLAG MAX] [NÚMERO]
Produce tres imágenes [R] [V] y [B] haciendo una suma óptima de las imágenes pertenecientes a las secuencias R1...Rn, V1...Vn, B1...Bn (equivalente a COMPOSIT).
El procedimiento es iterativo si [NB ITER] es mayor que 1. La variable [SIGMA] ajusta el umbral para rechazar los peores valores (valor típico entre 2 y 3). El nivel 32000 después de la suma, no se sobrepasa si FLAG MAX = 1 (normalización para no saturar la imagen).
El número máximo de imágenes está limitado a 19.
T_COPY [ENTRADA R] [ENTRADA V] [ENTRADA B] [SALIDA R] [SALIDA V] [SALIDA B] [NÚMERO]
Duplica una secuencia tricolor. Realiza la operación :
(ENTRADA R1... ENTRADA Rn, ENTRADA V1... ENTRADA Vn, ENTRADA B1... ENTRADA Bn) -> (SALIDA R1... SALIDA Rn, SALIDA V1... SALIDA Vn, SALIDA B1... SALIDA Bn).
T_CREGISTER [UMBRAL] [NÚMERO]
Alineamiento de imágenes planetarias ajustando un círculo al nivel [SEUIL] alrededor del limbo (equivalente a CREGISTER).
T_DIV [R] [V] [B] [NÚMERO]
Divide las secuencias R1...Rn, V1...Vn, B1...Bn por las imágenes [R], [V] y [B] (equivalente a DIV, pero en T_DIV el parámetro de normalización se calcula automáticamente). Realiza la operación :
(R1/[R]...Rn/[R], V1/[V]...Vn/[V], B1/[B]...Bn/[B]) -> (R1...Rn, G1...Gn, B1...Bn)
T_GAUSS [SIGMA]
Convolución por una gaussiana, de la imagen tricromática definida por los archivos R, B y V. Equivalente al comando GAUSS2.
T_NGAIN [NORMA] [NÚMERO]
Multiplica cada imagen de las 3 secuencias por una constante calculada por Iris de manera que el nivel medio de cada imagen sea igual a [NORMA] (equivalente a NGAIN2). Este comando se utiliza especialmente para componer flats.
T_NOFFSET [NORMA] [NÚMERO]
Añade (o sustrae) a cada imagen de las 3 secuencias, una constante calculada por Iris de manera que el nivel medio de cada imagen sea igual a [NORMA] (equivalente a NOFFSET2). Es útil, por ejemplo, para llevar el fondo de cielo al mismo nivel entre las imágenes, y así, evitar tener un color dominante en el fondo.
T_MULT [COEF R] [COEF G] [COEF B] [NÚMERO]
Multiplica cada imagen de las secuencias R1...Rn, G1...Gn, B1...Bn por constantes (equivalente a MULT2). Realiza la operación :
(R1*[coef R]...Rn*[coef R], G1*[coef G]...Gn*[coef G], B1*[coef B]...Bn*[coef B]) -> (R1...Rn, G1...Gn, B1...Bn)
T_OFFSET [OFFSET R] [OFFSET V] [OFFSET B] [NÚMERO]
Añade constantes a cada imagen de las secuencias R1...Rn, V1...Vn, B1...Bn (equivalente a OFFSET2). Las constantes pueden tener valores negativos. Realiza la operación :
(R1+[offset R]...+Rn+[offset R], V1+[offset V]+...+Vn+[offset V], B1+[offset B]+...+Bn+[offset B]) -> (R1...Rn, V1...Vn, B1...Bn)
T_PREGISTER [TAMAÑO] [NÚMERO]
Comando equivalente a PREGISTER para alinear imágenes planetarias. El alineamiento se calcula sobre la secuencia V1...Vn y despues se aplican los parámetros de traslación a las secuencias R1...Rn, B1...Bn. Se supone que es la componente verde de la tricromía la que presenta mejores detalles y contrastes.
T_PREREGISTER [NÚMERO]
Equivalente al comando PREREGISTER.
T_REGISTER [NÚMERO]
Equivalente al comando REGISTER. Es ideal para imágenes de cielo profundo. Utiliza la posición de una estrella de referencia que se selecciona en la primera imagen de una de las series ; la imagen V1.FIT, por ejemplo.
T_RESTORE
Efectúa la operación inversa de T_STORE : restituye en los archivos R, V, y B, el contenido de los archivos #R, #V et #B. Ver también : T_STORE.
T_SCALE [OPCIÓN] [FX] [FY]
Cambia la escala de una imagen tricolor definida por los archivos R, V, B. Tiene los mismos parámetros que el comando SCALE.
T_SELECT
Ordena las imágenes, por orden de calidad decreciente, simultáneamente en los planos rojo, verde y azul (equivalente a SELECT). Es necesario ejecutar antes, el comando BESTOF sobre una de las componentes tricolor (el verde, por ejemplo).
T_SMEDIAN [R] [V] [B] [NÚMERO]
Composición de la secuencias R1...Rn, V1...Vn, B1...Bn obteniendo las imágenes [R] [V] y [B] correspondientes a la mediana de cada serie (equivalente a SMEDIAN). Algoritmo rápido, pero limitado a 19 imágenes.
T_SMEDIAN2 [R] [V] [B] [NÚMERO]
Misma función que T_SMEDIAN, ligeramente más lenta, pero con un número de imágenes ilimitado (equivalente a SMEDIAN2).
T_SOUST [R] [V] [B] [NÚMERO]
Sustrae las imágenes [R], [V] y [B] a las secuencias R1...Rn, V1...Vn, B1...Bn (equivalente a SOUST2). Realiza la operación :
(R1-[R]...Rn-[R], V1-[V]...Vn-[V], B1-[B]...Bn-[B]) -> (R1...Rn, V1...Vn, B1...Bn)
T_STORE
Copia las tres imágenes R, V y B en los archivos #R, #V y #B respectivamente. Este comando es práctico para conservar las imágenes sobre las que se aplican los tratamientos T-TOOLS.
Ver también : T_RESTORE
T_TRICHRO o T_TR
Obtiene una imagen en color a partir de las imágenes R, G y B.
T_UNSHARP [SIGMA] [COEF] [FLAG]
Obtiene una imagen en color a partir de las imágenes R, G y B, pero aplicando previamente un filtro de tipo unsharp a cada componente. Mismos parámetros que el omando UNSHARP.
TCL [SCRIPT] [PARAMETRO1] [PARAMETRO2] …
Ejecuta un script Tcl.
El parámetro [SCRIPT] contiene el nombre del script situado en la carpeta de trabajo.
Los parámetros [PARAMETRO1], [PARAMETRO2],…, representan el número variable de parámetros definido en el script.
TEXT [TEXTO] [X] [Y] [INTENSIDAD]
Permite escribir texto en la imagen. Esta función modifica la intensidad de los píxeles en la imagen de 16 bits. La operación se puede deshacer usando el botón « undo » de la barra de herramientas.
[TEXTO] es el contenido del texto.
[X] e [Y] son las coordenadas en píxeles de la posición de comienzo del texto.
[INTENSIDAD] es la intensidad del texto ; un número comprendido entre 0 y 32767.
Ejemplo :
TEXT Zeta_Tau_____Abril_2002 30 5 32000
Notar el uso del caracter « _ » para escribir espacios en blanco.
TH_CUT [ENTRADA] [SALIDA] [UMBRAL BAJO] [UMBRAL ALTO] [NÚMERO]
Ajusta los umbrales de intensidad de una serie de imágenes
El parámetro [ENTRADA] contiene el nombre genérico de la serie de imágenes inicial.
El parámetro [SALIDA] contiene el nombre genérico de la serie de imágenes ya tratada.
El parámetro [UMBRAL ALTO] contiene el valor del umbral alto de intensidad.
El parámetro [UMBRAL BAJO] contiene el valor del umbral bajo de intensidad.
El parámetro [NÚMERO] contiene el número de imágenes a tratar.
TIFF2PIC [ENTRADA] [SALIDA] [NÚMERO]
Convierte una secuencia TIFF en una secuencia PIC o FITS.
TILT [X0] [ALFA]
Endereza un espectro cuyo eje de dispersión está inclinado un ángulo [ALFA] respecto al eje horizontal del sensor CCD. El cálculo se hace desplazando verticalmente cada columna, la fracción de píxel adecuada. El centro de rotación se sitúa en la coordenada horizontal [X0], en píxeles. El ángulo está en grados y puede ser negativo.
TIME
Devuelve la hora actual.
TRACK [NOMBRE] [NÚMERO]
Análisis del error periódico de una montura, analizando el desplazamiento de una estrella elegida en una serie de imágenes. El comando genera archivos DX.DAT para los desplazamientos en el eje X, y DY.DAT para los desplazamientos en el eje Y.
Hay que recuadrar una estrella antes de ejecutar el comando.
El parámetro [NOMBRE] contiene el nombre genérico de la serie de imágenes.
El parámetro [NÚMERO] contiene el número de imágenes.
TRAIL [Y0] [Y1] [Y2]
El comando determina el centro de gravedad de cada trazo de la imagen (modo scan), o de cada espectro, y desplaza las líneas sobre el eje vertical, una fracción de píxel para que ellas tengan el mismo centro.
Los parámetros [Y1] y [Y2] son las coordenadas verticales que encuadran las trazas.
El parámetro [Y0] contiene la coordenada sobre la que se van a alinear las trazas.. [Y0] = ([Y1] + [Y2]) / 2.
TRAIL2
Versión interactiva de TRAIL. Solo necesita dos clicks del ratón, a un lado y otro del trazo de la estrella o de un espectro para conseguir que el trazo o el espectro sean rectilíneos.
TRANS [DX] [DY]
Aplica a la imagen en pantalla una traslación sobre el eje X e Y. El método de desplazamiento es una interpolación bilineal. El valor del desplazamiento puede ser entero o decimal, positivo o negativo.
El parámetro [DX] contiene el valor del desplazamiento a lo largo del eje X.
El parámetro [DY] contiene el valor del desplazamiento a lo largo del eje Y.
TRANS2 [ENTRADA] [SALIDA] [DX (PIX./HORA)] [DY (PIX./HORA)] [NÚMERO]
Transforma una secuencia de imágenes en otra, haciendo una traslación de un cierto número de píxeles, dependiendo de la hora de captura de la imagen y del desplazamiento horario en X e Y (en píxeles /hora). La utilidad típica es el centrado de una secuencia sobre el movimiento de un cometa o un asteroide, de tal forma que el objeto aparezca puntual después de la composición de las imágenes.
Generalmente se procede en dos tiempos : alineación fija sobre una estrella del campo (comando REGISTER, por ejemplo), y después, aplicación delcomando TRANS2).
Supongamos que las efemérides (o una medida directa en la imagen) nos indiquen que un objeto móvil se desplaza 0.230 píxeles/hora en X, y -0.763 píxeles/hora en Y, en la secuencia I1, I2, I3, ... I20. Se obtiene una nueva secuencia J1, J2, .... J20 donde se anula el movimiento del objeto, haciendo :
TRANS2 I J 0.230 -0.763 20
TRICHRO [R] [V] [B]
Crea una imagen en color de 24 bits a partir de 3 componentes de 16 bits que representan los canales rojo, verde y azul de la imagen.
El parámetro [R] contiene el nombre de la imagen que representa el canal rojo.
El parámetro [V] contiene el nombre de la imagen que representa el canal verde.
El parámetro [B] contiene el nombre de la imagen que representa el canal azul..
UNSHARP [SIGMA] [COEF] [FLAG]
El comando UNSHARP aplica un filtro unsharp a la imagen en pantalla.
Este tipo de filtro se denomina « de paso alto » y elimina las bajas frecuencias de la imagen, acentuando las altas frecuencias, y después las suma a la imagen original, con un factor de peso. El procedimiento es el siguiente :
Convolución de la imagen con una gaussiana cuyo tamaño está definido en el parámetro [SIGMA] (ver los comandos GAUSS y GAUSS2).
Sustracción a la imagen original, del resultado de esta convolución. El resultado es una imagen con un nivel medio próximo a cero, y cuyas bajas frecuencias (variaciones pequeñas en la imagen) han sido muy atenuadas. En este punto, puede aplicarse una opción que lleva todos los valores negativos a cero.
- Si el parámetro [FLAG] es igual a cero, esta opción no se aplica. Se debe utilizar para el tratamiento de imágenes planetarias
- Si el parámetro [FLAG] es igual a uno, la opción se aplica. Debe utilizarse para imágenes de cielo profundo.
Finalmente, el resultado se multiplica por una constante definida en el parámetro [COEF], y se suma a la imagen original.
Unsharp es muy simple, y sin embargo, es una de las herramientas más potentes para aumentar el contraste de una imagen. Es una de las herramientas básicas del tratamiento de imágenes planetarias.
Con Iris, puede realizarse fácilmente unsharp con los comandos GAUSS (o GAUSS2), SUB, MULT, y ADD. El comando UNSHARP lo simplifica agrupando todas las operaciones en una sola.
Los valores de los parámetros [SIGMA] y [COEF] deben ajustarse por ensayos sucesivos. Como regla general, un pequeño valor de [SIGMA] (< 1) y un gran valor de [COEF] mejoran los detalles débiles, pero el ruido se vuelve dominante.
UNSHARP2 [ENTRADA] [SALIDA] [SIGMA] [COEF] [FLAG] [NÚMERO]
Mismo comando que UNSHARP pero aplicado a una serie de imágenes.
El parámetro [ENTRADA] contiene el nombre genérico de las imágenes a tratar.
El parámetro [SALIDA] contiene el nombre genérico de las imágenes tratadas.
El parámetro [NÚMERO] contiene el número de las imágenes a tratar
UNSHARP_TRICHRO [R] [G] [B] [SIGMA] [COEF] [FLAG]
Realiza un filtrado de tipo unsharp sobre los 3 componentes de una imagen tricolor, y muestra el resultado.
La sintaxis es similar al comando UNSHARP, salvo que hay que proporcionar el nombre de las tres imágenes correspondientes a los canales rojo, verde y azul.
VANCITTERT [FWHM] [NB. ITER]
Restaura una imagen con el método Van-Cittert.
El parámetro [FWHM] contiene el valor característico de la FWHM de las estrellas de la imagegn.
El parámetro [NB. ITER] contiene el número de veces que se aplica el comando (típicamente entre 5 y 20).
Antes de ejecutar el comando hay que llevar el fondo de cielo a cero (ver el comando OFFSET, por ejemplo).
VIDEO [X1] [X2] [TIEMPO DE INTEGRACIÓN] [TAMAÑO DE UN BLOQUE] [NÚMERO DE BLOQUES]
Adqisición en modo vídeo, con una cámara Audine.
Ver para más detalles.
VIDEO_EXTRACT [NOMBRE] [ALTURA] [PRIMER ÍNDICE]
Recorta la banda de magen obtenida con el comando VIDEO.
El parámetro [NOMBRE] contiene el nombre genérico de las imágenes obtenidas.
El parámetro [ALTURA] contiene la altura en píxeles, de las imágenes a recortar.
El parámetro [PRIMER ÍNDICE] es el índice de la primera imagen de la secuencia.
VIDEO_GRID [TAMAÑO]
Aplica sobre la imagen una guía horizontal. Esta guía ayuda a posicionar correctamente los objetos durante las adquisiciones en modo vídeo. También se puede aplicar esta guía con la siguiente combinación de teclas : < Ctrl > + < F6 > (primero hay que seleccionar la imagen pinchando encima).
VIEW [NOMBRE] [NIVEL ALTO] [NIVEL BAJO] [NÚMERO]
Presenta una secuencia de imágenes de nombre genérico [NOMBRE] utilizando los niveles de intensidad [NIVEL ALTO] y [NIVEL BAJO]. Ver también el comando TH_CUT (que modifica los niveles en el encabezamiento de las imágenes).
VISU [ALTO] [BAJO]
Aplica a la imagen en pantalla unos nuevos niveles cuyos valores están definidos en los parámetros [ALTO] para el nivel alto, y [BAJO] para el nivel bajo.
WAVELET [SALIDA1] [SALIDA2] [ESCALA]
El comando WAVELET realiza una transformación « wavelet » sobre la imagen (ver ). Este análisis descompone la imagen en pantalla en imágenes que contienen cada detalle visible según una escala creciente. Esto conduce a un análisis multiresolución de laimagen inicial ().
El algoritmo utilizado en Iris se denomina « à trous ». Se calcula una aproximación a la imagen inicial considerando solo los píxeles en las intersecciones de una red cuyo tamaño varía un factor 2 entre dos escalas. En este caso, en escala creciente, se vería el objeto como si nos alejásemos del mismo un factor 2 de una descomposición a la siguiente.
Los puntos situados entre dos intersecciones de la red se determinan aproximadamente por interpolación : los wavelet. La interpolación se realiza con una matriz 3x3. Se pueden definir muchos niveles de wavelet, pero todos tienen características comunes (en particular, son funciones de promedio cero). El análisis wavelet es un nuevo método para interpretar los contenidos de las imágenes. Estudiando las estructuras en las diferentes capas de la imagen, y analizando sus relaciones. Este análisis se llama análisis jeráquico de las estructuras de un objeto en la imagen.
La desomposición de una imagen en estructuras con distintas escalas, permite la reconstrucción de la imagen inicial, solo con los detalles más pertinentes (el algoritmo programado en Iris permite dicha reconstrucción). Esto proporciona un filtrado muy preciso de la imagen. Hay que hacer notar que los wavelets también constituyen el núcleo de numerosos algoritmos de compresión de imágenes.
El parámetro [SALIDA1] contiene el nombre genérico de las imágenes de aproximación por escala creciente.
El parámetro [SALIDA2] contiene el nombre genérico de las imágenes que corresponden a la diferencia entre dos aproximaciones sucesivas (es decir, los coeficientes wavelet). Estas imágenes contienen los detalles que desaparen de una escala a la siguiente (la imagen 1 contiene los detalles de la escala 1, la imagen 2 los de la escala 2, y así sucesivamente).
El parámetro [ESCALA] contiene el número de escalas analizado ; típicamente, entre 3 y 5.
Realicemos un análisis wavelet de la imagen de M51 :
LOAD M51
VISU 800 40
El análisis wavelet nos permite estudiar las relaciones entre estructuras con diferentes escalas (grupos, brazos, núcleo, etc…). Así podríaos mejorar la apariencia del grupo durante la reconstrucción de la imagen.
Realizar la transformación :
WAVELET I J 6
Las imágenes I1 … I6 contienen aproximaciones sucesivas de la imagen en escalas crecientes. Las imágenes J1 … J6 son los coeficientes wavelet para las escalas sucesivas 1, 2, 4, 8, 16, y 32.
Examinemos los coeficientes wavelet para cada escala :
LOAD J1
VISU 100 -100
Es difícil reconocer las galaxias en esta imagen. De hecho, en la escala 1, la imagen está constituida esencialmente de ruido, y es por lo que no se parece a la imagen inicial.
LOAD J2
VISU 100 -100
En esta escala, los nódulos en los brazos son claramente visibles.
LOAD J3
VISU 100 -100
Los brazos se vuelven visibles. Notar la fuerte relación jerárquica en los detalles entre esta escala y la anterior.
LOAD J4
VISU 100 -100
Las grandes estructuras de las galaxias se vuelven evidentes.
LOAD J5
VISU 200 -200
La tendencia continúa.
LOAD J6
VISU 600 -600
En esta escala, solo las masivas regiones centrales de las galaxias son visibles
Podemos examinar la aproximaciones correspondientes (imágenes I1, I2, etc …). La última es especial pues es el residuo de la transformación. Para comprender los contenidos de estas imágenes, hay que imaginar como veríamos la galaxia si nos alejamos de ella, mientras la observamos con un telescopio de resolución constante.
Es posible reconstruir la imagen inicial sumando la serie de imágenes que representan los coeficientes wavelet y los residuos :
LOAD J1
ADD J2
ADD J3
ADD J4
ADD J5
ADD J6
ADD I6
VISU 800 40
O bien :
ADD2 J 6
ADD I6
No obstante, como hemos visto que la imagen del coeficiente de la primera escala solo corresponde al ruido, es buena idea eliminar los detalles de esta escala de la imagen final. Así se puede mejorar el contraste de los grupos estelares. Para ello, se debe dar un peso mayor que 1 a las imágenes del coeficiente correspondiente a las escalas 2 y 4 (el valor de los factores se elije arbitrariamente y requiere ensays sucesivos para encontrar los valores óptimos).
LOAD J2
MULT 2
SAVE K
LOAD J3
MULT 1.5
ADD K
ADD J4
ADD J5
ADD J6
ADD I6
VISU 800 20
Sse ha reducido notablemente el ruido y ha aumentado el contraste.
Probablemente hayamos notado que el tratamiento descrito es muy cercano al tradicional unsharp. Sin embargo, una de las diferencias fundamentales es que unsharp se calcula sobre una única escala, mientras que el comando WAVELET ofrece un análisis sobre muchas escalas, lo cual afina el contenido de la imagen final.
WAVELET 2 [SALIDA1] [SALIDA2] [ESCALA]
Mismo comando que WAVELET, pero utilizando una matriz 5x5.
WAVELET_FILTER [RUIDO] [COEF_SIGMA] [NÚMERO]
Aplica un filtro a la imagen en pantalla para suprimir el ruido. Para ello, WAVELET_FILTER utiliza un procedimiento avanzado que limita la degradación en la resolución.
El parámetro [RUIDO] es el ruido RMS del fondo de cielo (puede medirse con el comando STAT).
El parámetro [COEF_SIGMA] contiene el factor de eliminación de ruido. Típicamente se elije un valor entre 2 y 4
El parámetro [NÚMERO] contiene el número de niveles de wavelet. Típicamente, [NÚMERO] es igual a 5.
WDATE
Escribe la fecha de captura sobre la imagen. El mismo efecto se puede obtener pulsando Ctrl + F8. Como recordatorio, la combinación Ctrl + F9 copia la imagen en el portapapeles.
WHITE
Ajusta el balance de blancos de las capas roja, verde y azul de una imagen en color. Se selecciona una región que se supone blanca, con el ratón (Iris calcula la mediana de la intensidad en la ventana). En el caso de Marte, el casquete polar es ideal (pero atención, esa zona de la imagen no tiene que estar saturada a causa de un tiempo de exposición muy largo). Iris devuelve los coeficientes por los que ha multiplicado las componentes RGB para igualar los niveles en la zona seleccionada.
Los comandos BLACK y WHITE se deben encadenar en ese orden.
WHITE2
Armoniza las 3 capas de una imagen en color (48 bits) igualando el flujo de una misma estrella en esas capas (multiplicando por los coeficientes apropiados). El programa realiza un ajuste gaussiano de la estrella. La estrella seleccionada se debe rodear con un pequeño rectángulo antes de ejecutar el comando. Ver también el comando WHITE, que utiliza la mediana de una zona seleccionada con el ratón.
WIENER [K]
El comando WIENER raliza un filtrado inverso de Wiener. La forma del filtro es :
[pic]
donde P es la transformada de Fourier de la PSF, P* es su conjugada, y k una constante. La constante fija el grado de filtrado de las bajas frecuencias (y la importancia del ruido).
El único parámetro es el valor de la constante k. Si k=0, se realiza un filtrado inverso puro, pero en general, impracticable a causa del aumento del ruido. Típicamente, k es un valor comprendido entre 1 y 0.0001. Hay que probar para encontrar el valor óptimo.
WIENER2 [ITERACIÓN] [K]
Iris implementa una versión incremental del filtrado de Wiener, para un mejor control de la resolución y del ruido. Es el comando WIENER2.
El parámetro ITERATION indica el número de iteraciones del proceso. También se necesita el parámetro k del filtro de Wiener standard.
WIN
Recorta una imagen interactivamente, eligiendo dos puntos con el ratón, alrededor de la zona a aislar..
WIN_WEBCAM [X1] [Y1] [X2] [Y2]
Define las coordenadas de una ventana en las imágenes producidas por una webcam y adquiridas con elcomando Acquisition images del menú Webcam.
Supongamos, por ejemplo, que el formato de las imágenes se regule en 320x240 píxeles (mediante el comando Tailles des images... del menú Webcam). Si antes de empezar la captura, ejecutamos :
WIN_WEBCAM 100 1 120 240
en adelante, todas las imágenes adquiridas (en modo secuencia), tendrán un tamaño de 20x240 píxeles, aislando en la imagen a todo formato, una subimagen delimitada por las coordenadas (100,120)-(1-240).
Para retomar el formato completo, habría que ejecutar, en este ejemplo :
WIN_WEBCAM 1 1 320 240
(el efecto es similar si salimos y volvemos a entrar en el programa).
El interés de WIN_WEBCAM es economizar sustancialmente espacio en el disco, si el objeto es de pequeño tamaño respecto al formato de la imagen. También aumenta la velocidadde captura. Otra aplicación típica es la adquisición de un gran número de imágenes de una línea espectral del Sol, mientras el disco transita sobre la rendija de entrada del espectrógrafo. De esta manera es posible reconstruir una imagen monocromática del Sol (ver elcomando SCAN2PIC).
WINDOW [X1] [Y1] [X2] [Y2]
El comando crea una imagen de salida que contiene una sección de la imagen en pantalla. La zona se define con dos puntos de coordenadas [X1] [Y1] y [X2] [Y2].
El comando WINDOW permite armonizar los formatos de las imágenes, lo cual es importante cuando se quieren tratar imágenes que provienen de diferentes fuentes.
WINDOW2 [ENTRADA] [SALIDA] [X1] [Y1] [X2] [Y2] [NÚMERO]
Mismo comando que WINDOW, pero alicado a una serie de imágenes.
El parámetro [ENTRADA] contiene el nombre genérico de las imágenes a tratar.
El parámetro [SALIDA] contiene el nombre genérico de las imágenes tratadas.
El parámetro [NÚMERO] contiene el número de imágenes a tratar.
WINDOW3 [TAMAÑO]
Elcomando permite recortar una zona cuadrada de la imagen.
El parámetro [TAMAÑO] contiene el tamaño de la zona en píxeles.
Primero hay que definir el centro de la zona a recortar dibujando un pequeño rectángulo con el ratón. El comando WINDOW3 es ideal para dar a las imágenes un tamaño igual a una potencia de 2.
WINDOW4 [ENTRADA] [SALIDA] [TAMAÑO] [NÚMERO]
Misma función que WINDOW3, pero aplicada a una secuencia de imágenes.
WINDOW5 [TAMAÑO X] [TAMAÑO Y]
Recorta una parte de dimensiones [TAMAÑO X]x [TAMAÑO Y] de una imagen centrada en un rectángulo seleccionado previamente con el ratón (ver también el comando WINDOW3).
WORK [DIRECCIÓN]
Definición de la carpeta de trabajo desde la consola. Por ejemplo ;
>WORK C:\MYIMAGES\SESSION21
................
................
In order to avoid copyright disputes, this page is only a partial summary.
To fulfill the demand for quickly locating and searching documents.
It is intelligent file search solution for home and business.
Related searches
- getroman com reviews
- acurafinancialservices.com account management
- https www municipalonlinepayments
- acurafinancialservices.com account ma
- getroman.com tv
- http cashier.95516.com bing
- http cashier.95516.com bingprivacy notice.pdf
- connected mcgraw hill com lausd
- education.com games play
- rushmorelm.com one time payment
- autotrader.com used cars
- b com 2nd year syllabus