Universitatea „Vasile Alecsandri” din BacăuFacultatea de InginerieSpecializarea Tehnologia Informației și Calculatoarelor
Analiza și prelucrarea imaginilor astronomice
Student
Stratulat Cornel
Calibrarea imaginilor
Folosirea corectă a unei imagini digitale presupune cunoștințe ținând de mai multe domenii, dar în special de domeniul programelor și subprogramelor care o pot modifica și optimiza. Astfel, calibrarea geometrică, fotometrică și senzorială sunt elemente importante ale corecției și prelucrării digitale a imaginilor digitale. Aici este de fapt vorba de meseria/specialitatea de grafician. Utilizatorii trebuie să fie conștienți de erorile de cuantificare inevitabile, carese datorează în special rezoluției limitate a imaginii (numărului fint de pixeli). Ca atare, se recomandă ca fiecărei imagini în parte să fie întotdeauna corectată și calibrată în mod profesionist.
Calibrarea imaginilor astronomice de Emil Kolbert Premizele pentru astrofotografie sunt destul de clare: un ghidaj bun, o aliniere polară suficient de bună ca pe durata expunerilor să nu apară efectul de rotire al imaginii în jurul stelei de ghidaj şi o focalizare precisă în interiorul zonei critice de focus.
Pe langă acestea o imagine foto reuşită implică:
a) o planificare prealabilă a sesiunii foto;
b) deţinerea de către astronomul amator astrofotograf a cunoştinţelor de utilizare corectă a diferitor pachete software pentru procesare a imaginilor fotografice şi
c) reducerea erorilor sistemului optic folosit şi a erorilor de ghidaj. Îmi propun în acest articol să abordez partea de reducere a zgomotului şi a aberaţiilor din cadrele fotografice.
Pentru aceasta avem la dispozitie o serie de cadre speciale pe langă cadrele de tip light (imaginile brute ale obiectului fotografiat) pe care le putem realiza şi care pot fi folosite pentru corectarea imaginilor brute.
1. Cadrul Dark (sau cadrul negru, în traducere). Este o imagine obţinută cu diafragma închisă sau cu camera acoperită în aşa fel încât lumina să nu ajungă pe suprafaţa cipului foto. Calibrarea folosind cadre negre se foloseşte pentru a reduce zgomotul cipului ccd. Cipurile camerei foto, în timpul achiziţiei de fotoni, transformării acestora în electroni, amplificării şi transmiterii semnalului, se încălzesc. De asemenea temperatura mediului ambiant în care funţionează influenţează temperatura acestora. Căldura produce la nivelul pixelilor o acumulare de electroni în acelaşi fel în care lumina provenită de la obiectul fotografiat este transformată în electroni. Cu cât este mai lungă expunerea şi cu cât este mai cald cipul cu atât nivelul de zgomot termal va fi mai ridicat. Pentru a putea elimina eficient zgomotul termal temperatura cipurilor trebuie controlată. Din acest motiv camerele dedicate pentru astrofotografie sunt dotate cu dispozitive de răcire termoelectrică a cipului, temperatura acestuia la unele modele putând fi reglată prin intermediul softului. Acest zgomot produs de căldură poate fi măsurat, controlat şi poate fi îndepărtat din imagine pentru a reduce zgomotul total al acesteia.
Dacă doriţi să faceţi darkuri având camera montată atunci recomand efectuarea de dark-uri pe timpul nopţii având optica acoperită. Nici un sistem optic nu permite obţinerea de
2
dark-uri corecte pe timpul zilei (lumina poate ajunge pe chip prin diferite zone: focalizator, prin spatele oglinzii la telescoapele de tip newtoniene, etc.), iar pe de altă parte ziua temperatura este mult mai ridicată ceea ce duce implicit la un nivel de zgomot mai ridicat.
În mod ideal cadrul negru are aceeaşi durată ca şi cadrul light, deoarece reprezintă un fel de screen-shot al zgomotului. Se pot captura şi organiza biblioteci de dark-uri astfel aceastea putând fi folosite tot timpul (însă recomand refacerea bibliotecii cel putin o dată pe an întrucât dark-urile au o dinamica redusa). Întrucât, pe lângă zgomotul termic, cipul ccd mai prezintă şi alte zgomote aleatoare care pot face ca pixelii din cadrele dark să nu reflecte cu fidelitate zgomotul termic, este necesară realizarea de master-darkuri pentru temperatura cipului şi durata la care se realizează imaginile light. Aceste master dark-uri se realizează prin combinarea mediană a mai multor cadre dark la aceeaşi temperatură şi expunere. Acest cadru negru master va fi cel care se va extrage din imaginile light ale obiectului fotografiat.
Iată un exemplu de bibliotecă de cadre dark:
- Numărul de cadre recomandat: între 10 şi 20 pentru rezultate optime (de exemplu, pentru cipul Kodak 1602E implementat în diferite camere limita minimă este de 8 la o temperatură de -25°C, limita minimă variind în functie de temperatura şi de chipul folosit).
- Durata expunerilor (secunde): 30, 60, 90, 120, 180, xxx secunde (sau durata maximă la care credeţi că veţi expune vreodată ). Dacă, de exemplu, expuneţi maxim 600 secunde atunci nu are rost să faceti dark-uri de 1800 secunde.
3
Nu toate camerele ccd actuale necesită extragerea de cadre negre din imaginile brute. Ultimele cipuri ccd atât de la Sony, cât şi de la Kodak implementate în camerele ccd au un zgomot termic extrem de redus, însă este încă vizibil la nivele scăzute de luminozitate a imaginilor. Dacă obiectul fotografiat este foarte luminos, s-ar putea ca zgomotul termic să nu fie vizibil cu aceste cipuri întrucât este copleşit de semnalul de la obiect, însă dacă acesta este puţin luminos atunci parţi ale obiectului vor fi probabil la fel de luminoase ca şi zgomotul termic şi în acest caz e recomandabil să scădem acest zgomot termic din imagine pentru a o curăţa şi lăsa doar semnalul de la obiectul fotografiat în imaginea finală.
Mai jos se poate observa diferenta dintre o imagine brută aşa cum este salvată de la camera ccd şi o imagine din care s-a extras cadrul negru master. Este o porţiune din unul din bratele galaxiei M33 (camera ccd folosită este SBIG STL 6303E, timp de expunere 120 secunde). Se observă ca dupa aplicarea master-dark-ului au disparut din imagine pixelii albi mici care par a fi raspanditi aleator. Acesta este zgomotul termic.
4
2. Cadrul Bias. Este un cadru obţinut în acelaşi mod ca şi cadrul dark însa cu durata de expunere CEA MAI SCURTA de care este capabilă camera (la aparate foto DSLR ar fi circa 1/4000 sau 1/8000 secunde) cu diafragma închisă. Acest cadru reprezintă nivelul de zgomot minim al camerei şi constă din două componente: a)offsetul bias – sarcina electrică aplicată pixelilor de electronica camerei pentru a-i activa şi b) structura biasului datorată zgomotului de citire al cipului (read-out noise, en.). Extragerea cadrului bias din imaginile brute elimină ambele componente. Întrucât şi acest zgomot are un model după care apare, se procedează la luarea mai multor cadre bias care sunt combinate median pentru a obţine un cadrul master bias care va fi scăzut din imagini. Calibrarea folosind cadrele bias sunt utile în special când cadrele dark nu au aceeaşi durată de expunere cu cadrele light sau când amplificatorul camerei iluminează puternic marginea cipului (aşa numitul amp glow). Un număr de circa 20 de astfel de cadre bias reprezintă o valoare optimă. În multe din camerele ccd actuale cu cipuri cu zgomot extrem de scăzut calibrarea folosind bias-uri poate fi în general eliminată.
3. Cadrul flat (sau plan, în traducere). Este cadrul cel mai dificil de realizat din întreaga familie de cadre de calibrare/corectare şi este un cadru folosit pentru a corecta erorile optice ale sistemului produse prin:
a. praf pe suprafaţa cipului camerei, pe suprafetele filtrelor folosite, precum şi pe suprafeţele sistemului optic (oglinzi, lentile);
b. vignetarea produsă de către sistemul optic.
Pentru realizarea scopului propus de corecţie prin intermediul cadrului flat trebuie avuţi în vedere următorii factori:
5
- nu se modifică punctul de focus (daca se modifică se va modifica automat şi amprenta optică a prafului);
- nu se roteşte camera (daca se roteşte nu se mai suprapun amprentele optice).
Daca aceste reguli nu se respectă se va produce o sub respectiv supracorectare a cadrului light.
Dacă până aici totul e clar, acum vine partea matematică.
Pentru un flat optim trebuie cunoscută limita de saturare a pixelului cipului camerei utilizate, iar pentru acest lucru trebuie cunoscute următoarele valori:
i. valoarea „full well depth” a pixelilor. Aceasta reprezintă capacitatea maxima a unui pixel al cipului de a înmagazina electroni. Aceasta se obţine din fişa cu caracteristicile cipului – este de obicei pusă la dispoziţie de către producători Kodak, Sony, etc.ii. valoarea câştigului – Gain. Câştigul reprezintă capacitatea unui circuit (amplificator) de a creşte puterea sau amplitudinea semnalului de la intrare până la ieşire. Acesta este responsabil de apariţia amp-glow-ului.
Prin împarţirea valorii full well cu valoarea câştigului se obţine limita de saturare a pixelului. De exemplu pentru camera SBIG ST-8E avem 100.000/2.3, circa 43.000.
Pentru obţinerea unui flat valoarea medie a pixelilor din imagine trebuie să fie în general în jurul a circa 25% până la 50% din valoarea de saturaţie, deci pentru ST-8E o valoare de 20.000 este ideală.
Partea cu adevărat „distractivă” o reprezintă cât timp expunem ca să menţinem valoarea în limita stabilită? Aici totul depinde de modul în care se obţin flat-urile, după cum urmează:
a. Flatul de reflexie – pentru aceasta se foloseşte o sursă de lumină care ajunge la telescop după ce este reflectată prin cel puţin două reflectoare care au rol şi de difuzor, uniformizând astfel sursa de lumină;
b. Flatul de cupolă – este numit astfel deoarece se foloseşte în general o zonă a culopei observatorului care a fost vopsită în prealabil în alb. De asemenea se poate folosi cu succes ecranele folosite pentru proiectarea diapozitivelor şi a filmelor;
c. Flatul de cer – se foloseşte atunci când nu avem la dispoziţie o suprafaţă uniform iluminată sau avem un sistem de astrofotografie portabil. Pentru aceasta se realizează imagini ale cerului atunci când Soarele se află sub orizont (circa 8°). Este recomandată oprirea motoarelor monturii astfel încât la obţinerea masterflatului stelele vor fi îndepărtate automat mai uşor decât în cazul în care motoarele urmăresc). Partea cea mai dificilă este datorata faptului că dinamica cerului este foarte mare, astfel că durata expunerilor trebuie modificată tot timpul pentru a ne menţine în limita impusă;
d. Flatul de cutie (flatbox) este varianta ideală pentru cei care sunt mobili sau cei care nu pot folosi celelalte variante. Practic este vorba de o cutie facută din material uşor (polistiren
6
dens) care pe o parte are o deschidere cam cu acelasi diametru cu telescopul, iar în cealaltă parte sunt montate echidistant surse de lumina care vor fi uniformizate cu ajutorul unui difuzor.
e. Flatul de tricou – în realitate nu însemană că dacă nu aveţi un tricou nu se poate face... este vorba practic de un material textil de cele mai multe ori (se poate folosi şi hârtie albă însă este mai greu de montat pe telescop) care se fixează fără a forma cute pe deschiderea telescopului.
Dacă este mult prea sensibilă camera sau lumina este mult prea intensă atunci se pot pune două straturi de materiel/hârtie sau se poate orienta telescopul către o suprafaţa închisă la coluare, pavaj sau zona umbrită.
Durata de expunere a unui flat se alege în aşa fel încât să se menţină în limite rezonabile, adică până la 30 secunde, altfel este nevoie de aplicarea de dark-uri pentru flaturile care depăşesc această durată de expunere, iar în acest caz procesul de prelucrare nu numai că se lungeşte, însă se complica în mod inutil existând şi riscul de a injecta în imagine zgomot artificial.
La obtinerea master-flat-ului nu uitaţi că pentru alinierea cadrelor flat (in funcţie de software-ul utilizat) trebuie să alegeţi metoda „none” adică fără aliniament deoarece atât la suprapunerea cadrelor dark, bias cât şi flat eroarea se menţine din punct de vedere geometric în aceasi poziţie faţă de cip (dacă nu, însemnă că sunt probleme de flexare).
7
Diagrama de calibrare a imaginilor în astrofotografie Diagrama alăturată ilustrează procesul de calibrare a imaginilor astronomice. Cadrele dark se combină pentru a obţine un cadrul dark master care va fi scăzut din fiecare imagine brută. Cadrele dark pentru flaturi se combină pentru a obţine un cadru master dark pentru flaturi. Cadrele flat se combină pentru a obţine un master flat. Cadrul master dark pentru flaturi se scade din cadrul flat master, obtinându-se un cadru master flat corectat de zgomotul termic. In continuare imaginile corectate de zgomotul termic se calibrează cu cadrul flat master corectat si el de zgomot termic, obţinându-se imagini calibrate. Prin aplicarea la imaginile brute a tuturor acestor cadre de calibrare – dark, flat, bias – vom obţine imagini ce nu mai conţin zgomotul introdus de camera foto şi imperfecţiunile opticii. Imaginile obţinute în urma calibrării nu reprezintă însă imaginile finale, ci acestea trebuie prelucrate în continuare pentru îmbunatăţirea raportului semnal/zgomot prin suprapunerea lor (procesul de stacking), creşterea contrastului, evidenţierea anumitor detalii etc. Prin calibrarea imaginilor brute am reuşit să identificăm şi să reţinem doar semnalul provenit de la obiectul ceresc fotografiat, fără alte surse de distorsiune.
În urma prelucrărilor imaginilor calibrate, în funţie de procesele şi filtrele aplicate şi de cunoştinţele fiecăruia de utilizare a diferitor softuri de prelucrare de imagini vom obţine o imagine finală. Calitate ei depinde de calitatea opticii utilizate, precizia urmăririi deplasării obiectului fotografiat pe cer, caracteristicile tehnice ale camerei folosite, timpul de expunere, prelucrarile folosite şi mai ales de cunoştinţele şi talentul astrofotografului în obţinerea şi prelucrarea imaginilor. Mai jos puteţi admira rezultatul unui asemenea proces de achizitie si prelucrare a imaginilor.
Disponibilitatea imaginilor satelitare de rezoluţie mare şi foarte mare a condus la dezvoltarea unor aplicaţii de neimaginat acum câteva decenii. Calitatea imaginilor satelitare se poate rezuma la rezoluţiile spaţiale, spectrale, radiometrice şi temporale. În plus, pentru o îmbunătăţire a rezultatelor, pot fi aplicate corecţii radiometrice, topografice sau atmosferice.
Interpretarea imaginilor satelitare reprezintă un proces decisiv în încercarea de a înţelege datele şi de a le da un înţeles.
Analiza imaginilor bazată pe obiecte (Object-based Image Analysis, OBIA) reprezintă o sub-disciplină a GIS-ului dedicată partiţionării imaginilor satelitare, şi nu numai, în obiecte semnificative şi evaluarea caracteristicilor acestora prin procesul de clasificare.
8
Câteva dintre cele mai întâlnite domenii care folosesc aplicaţii bazate pe imagini satelitare, sunt:
agricultura, monitorizarea infrastructurilor de irigaţii, identificarea dăunătorilor şi pagubelor produse de hazarde
geologie, studii costiere mediu, caracterizarea biodiversităţii, exploatare forestieră, calitatea apei,
gestionarea deşeurilor planificare urbană, modul de folosire al terenului, transporturi securitatea populaţiei, sisteme de avertizare în timp real, observarea Pământului,
cartografie digitală
Camera fotografică cu câmp foarte larg de pe Hubble furnizează cele mai detaliate imagini în lumină vizibilă realizate vreodată.
Analiza datelor
Datele de la Hubble pot fi analizate cu mai multe pachete diferite, dar STScI dezvoltă STSDAS (Sistemul de Analiză a Datelor Științifice de la Telescopul Spațial - în engleză Space Telescope Science Data Analysis System). Acest software conține toate programele necesare pentru a rula reducerea de prelucrare pe fișierele de date brute, precum și multe alte unelte de prelucrare a imaginilor astronomice, modificate pentru a îndeplini cerințele de
9
prelucrare a datelor de la Hubble. Software-ul rulează ca modul al IRAF, un program popular de prelucrare a datelor astronomice.
Reducerea prelucrării
Datele astronomice achiziționate prin CCD-uri trebuie să treacă prin câțiva pași de calibrare înainte de a fi utile în analiza astronomică. STScI a dezvoltat software-uri sofisticate care calibrează automat datele atunci când acestea sunt cerute din arhivă cu cele mai bune fișiere de calibrare disponibile. Această prelucrare „ad-hoc” presupune cereri mari de date și poate dura o zi sau chiar mai mult. Procesul prin care datele sunt calibrate automat se numește „reducerea prelucrării” (în engleză pipeline reduction), și este din ce în ce mai des întâlnit și la observatoarele astronomice mari.
Astronomii pot, dacă doresc, să obțină fișierele de calibrare ei înșiși și să ruleze local software-ul de reducere a prelucrării. Aceasta poate fi de dorit atunci când trebuie să se folosească alte fișiere de calibrare decât cele selectate automat.
Imagini astronomice
Imaginile de obiecte astronomice sunt de obicei luate cu detectoare electronice, cum ar fi CCD (Charge Coupled Device). Detectoare similare se gasesc in camere digitale normale. Imaginile telescopelor sunt aproape întotdeauna nuanțe de gri, dar cu toate acestea ele conțin unele informații de culoare. Imaginile astronomice pot fi luate printr-un filtru de culoare. Unele detectoere și telescoape au, de obicei, sensibilități diferite la diferite culori (lungimi de undă).
Filtre
Un telescop precum NASA / ESA Telescopul Spațial Hubble are de obicei un număr fix de filtre bine definite..
Filtrele pot fi fie de bandă largă (Wide) sau în bandă îngustă (Narrow). Un filtru de bandă largă permite o gamă largă de culori, de exemplu, întreaga zonă verde sau roșie a spectrului. Un filtru de bandă îngustă de obicei execută numai un interval de lungime de undă mică prin el, astfel limitând în mod eficient radiația transmisă care provine dintr-o tranziție atomică data, permițând astronomilor să investigheze procesele atomice individuale obiectului. Un nume de fișier, cum ar fi 502nmos.fits indică faptul că filtrul utilizat are un vârf la 502 nm..
10
Bibliografie
http://hubblesite.org/http://ro.wikipedia.org/https://www.spacetelescope.org/projects/fits_liberator/improc/T. Pavlidis, “Algorithms for Graphics and Image Processing”, Computer Science Press, 1982
11
