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Préliminaire: Afin de pouvoir effectuer un traitement par IRIS, il faut avoir : 1- Un jeu de captures en mode RAW uniquement (pas besoin des photos JPEG) de même temps de pose unitaire et de même sensibilité; 2- Des DARKS (c’est à dire des photos prises avec le bouchon mis sur l’appareil avec les mêmes temps de poses, les mêmes sensibilités –ISO- et les mêmes températures que les photos en RAW). Il est conseillé d’en effectuer 9 ou 11 (= nombre impair préférable afin que IRIS puisse faire la « médiane » des DARKS). Les DARKS ont pour but d’éliminer les pixels chauds sur l’image. 3- Des FLATS (c’est à dire des photos prises par l’appareil photo mis sur le télescope ayant servi à la prise de photos en RAW –dans la même position que lors des prises de photos en RAW-, avec un voile blanc uniforme mis à la place du bouchon du télescope). Les FLATS peuvent être pris de jour SANS brûler l’image. Si l’appareil photo est toujours mis dans la même position lors des prises de vue, un seul ensemble de FLAT suffira, même pour d’autres jours de prises de vue ! Pour faire les flats, habituellement avec l'eos pas de problème car en analysant l'histogramme on a un pic qui indique le % d'exposition du capteur, il suffit de calibrer le temps de pose pour que le % soit d'environ 66% (environ les deux tiers de la dynamique du capteur) Il est conseillé de nouveau de faire de 9 à 11 FLATS pour qu’IRIS fasse la « médiane » des FLATS. Les FLATS servent à éliminer le vignetage et les traces de poussières. 4- Des BIAS (c’est à dire des photos prises avec des poses très courtes : 1/4000’’ dans le noir complet –par exemple avec le bouchon mis sur l’appareil photo-). Il n’est pas nécessaire d’avoir la même température que lors de la prise de photo en RAW. De nouveau, faire 9 à 11 clichés en BIAS pour qu’IRIS fasse la « médiane ». Les BIAS servent à « zéroter » le bruit électronique de l’appareil photo.
1 + 2 + 3 + 4 = à faire avec la même sensibilité !
1 + 2 = doivent être faits à la même température !
3 + 4 = peuvent être faits de JOUR !
Remarque : la version d’Iris utilisée ici est la 5.32. Certains menus ou commandes utilisés dans la méthode décrite ci-après peuvent différer sur les autres versions.
1. Configuration d’Iris • Il faut commencer par créer un nouveau dossier dans le répertoire "Mes documents" et le nommer "Traitement IRIS" par exemple. Il faut ensuite définir le répertoire de travail : Fichier => Réglages et donner le chemin du répertoire de travail vers le dossier que l’on vient de créer car c’est là que les images vont être stockées. Etant donné que l’on va travailler avec des images couleurs, on choisira comme type de fichier le format PIC.
•
Définir le type
d’APN utilisé : Il faut cliquer sur l’appareil photo (
• Définir la méthode d’interpolation qu’Iris va utiliser pour convertir les fichier RAW. Si l’on désire aller rapidement, il faut choisir la méthode linéaire, sinon le gradient préserve bien les détails de l’image originale mais le temps de calcul est plus long. C’est la meilleure méthode, la méthode Médian n’est pas à recommander.
2. Décoder un lot d’images RAW Il est important de convertir les fichiers RAW directement issus de l’APN en un format scientifique, soit le PIC, format propriétaire d’Iris, soit le FITS, format standard en astronomie. Pour le moment, nous utiliserons le format PIC qui gère mieux les images couleurs. Pour décoder le format RAW : Photo numérique => Décodage des fichiers RAW. La fenêtre principale d’Iris disparaît pour laisser place à un outil de conversion.
Il faut ensuite ouvrir l’explorateur Windows et par un "glisser/déposer", copier les fichiers que l’on désire convertir dans la fenêtre de l’outil de conversion.
Ne pas oublier de donner un nom aux images qui seront décodées. Ensuite, cliquer sur le bouton " ->CFA…" pour commencer le décodage. Pour passer à la séquence d’images suivante, cliquer sur " Effacer la liste " avant d’importer les fichiers suivants puis fermer la fenêtre une fois l’opération terminée pour revenir dans Iris.
On doit décoder les images dans l’ordre suivant. En un, celles d’offset, puis celles de dark, celles de flat et enfin les images de l’objet que l’on a photographié.
3. Synthèse de l’image d’offset Il est bon de réaliser une série de 10 à 15 images d’offset (pose la plus courte possible dans l’obscurité). S’il a été réalisé 13 images du signal d’offset et qu’elles portent le nom générique de "offset" après décodage RAW, on va générer une image de référence du signal d’offset en calculant la médiane de la série d’images. Pour ce faire : Photo numérique => Faire un offset…
Une fois le calcul terminé, la médiane des 13 images s’affiche. Ne pas oublier de la sauvegarder (Fichier => Sauver…) en la nommant "offset".
4. Synthèse de l’image de dark De façon identique à l’image de référence du signal d’offset, il faut créer une image de référence pour le dark. Pour ce faire, il faut réaliser une série d’images dans l’obscurité (p.ex. avec le cache sur l’objectif) de temps de pose égal à la pose utilisée pour imager l’objet. Supposons qu’il y a 9 images du signal d’obscurité avec comme nom Dark. Pour réaliser le dark de référence : Photo numérique => Faire un dark…
A cette étape, on constate qu’il faut utiliser l’image de référence d’offset créée à l’étape précédente. Ceci explique pourquoi il faut respecter l’ordre renseigné plus haut. On choisira la méthode "Médiane" qui est la plus appropriée. Une fois le calcul terminé, sauvegarder le résultat (Fichier => Sauver…) en le nommant "dark".
5. Synthèse de l’image de flat (ou PLU plage de lumière uniforme) Afin de corriger les différences de gains entre les pixels ainsi que les aberrations optiques (surtout le vignetage), il faut réaliser des flats. Ce sont des images d’une zone uniformément éclairée (p.ex un écran blanc). Le temps de pose doit être ajusté de manière à avoir un niveau de lumière élevé sans qu’il y ait surexposition (environ la moitié de la dynamique disponible, à vérifier sur l’histogramme de l’image à la prise de vue). Il est recommandé de réaliser 5 à 10 de ces images. Nous avons ici réalisé 7 images de flat que l’on nomme "flat".
Pour réaliser le flat de référence : Photo numérique => Faire un flat-field…
Comme dans le cas précédent, nous avons besoin de notre image offset de référence. La valeur de normalisation est le niveau médian du flat après compositage des 7 images. Il doit être d’au moins 4000. Une fois l’opération terminée, il faut sauver l’image de flat : (Fichier => Sauver…) en la nommant "flat".
6. Prétraitement global Une fois que nous avons réalisé les trois images de référence (offset, dark et flat), nous pouvons décoder les images proprement dites. Désormais il va falloir "nettoyer" les images brutes en leur enlevant le signal d’offset et le signal d’obscurité puis en les divisant par le flat. Nous pouvons réaliser ces trois opérations en une fois avec : Photo numérique => Prétraitement… Avant d’ouvrir cette boîte de dialogue, il faut afficher une des images à traiter et définir avec la souris une zone à l’intérieur de laquelle Iris pourra optimiser le signal d’obscurité. Il faut si possible choisir une zone sans étoile ; mais si le champ est trop riche il faudra se contenter d’éviter les étoiles brillantes. On aura soin de cocher "Optimisation", cela permet d’appliquer un coefficient au dark afin de l’ajuster au signal thermique contenu dans les images brutes.
De prime abord, l’amélioration de la qualité de l’image n’est pas évidente mais néanmoins les points chauds, le vignetage et les poussières ont été enlevés. Le signal mesuré correspond au signal réel.
7. Conversion des images Avant de registrer, il faut convertir nos fichiers CFA en images couleurs 48 bits (16 bits par plan de couleur). Pour cela il suffit d’utiliser le menu : Photo numérique => Conversion d’une séquence CFA…
8. Registration Une fois les images converties, il faut les recaler les unes par rapport aux autres pour pouvoir ensuite les additionner. On peut utiliser le menu : Traitement => Registration des images stellaires.
Si l’on choisit le mode d’alignement sur une étoile, il faudra d’abord tracer un rectangle de registration suffisamment grand autour d’une étoile brillante (mais surtout, pas saturée) située vers le centre de l’image. Ce rectangle devra couvrir toute les dérives éventuelles du champ stellaire au cours des captures sinon la registration va échouer. Le mieux est donc de charger la première puis la dernière image de la séquence convertie et de vérifier le déplacement éventuel de l'étoile choisie, puis de recharger la première image de la séquence pour tracer le rectangle. Par ailleurs, cette méthode simple ne peut s’appliquer que s’il n’y a pas de rotation du champ entre les images ; une telle rotation étant provoquée par une mise en station insuffisamment précise. Dans ce dernier cas, il est nécessaire d’utiliser la méthode par "Appariement 3 zones" voir par "Appariement global", méthodes pour lesquelles Iris sélectionne automatiquement les zones de calcul. On aura soin de cocher "Interpollation spline". Etant donné la taille des images, le temps de calcul peut être long.
9. Compositage des images Pour finir, il suffit de faire la somme des images : Traitement => Addition d’une séquence… La méthode la plus simple est l’addition arithmétique qui convient bien à la plupart des situations. Dans ce cas, on aura soin de cocher "Normalisation si dépassement" pour éviter de dépasser le seuil haut de 32767. S’il subsiste de nombreux pixels chauds et des défauts propres à une seule image (passage d’avion par exemple) on choisira plutôt la méthode "Médiane".
La méthode "Sigma Clipping" donne également de très bons résultats. En laissant le coefficient sigma à la valeur par défaut de 3 et en choisissant 2 itérations, le résultat devrait être assez satisfaisant. Ici aussi il faudra veiller à ce que soit cochée la case "Normalisation si dépassement".
Il est bon de sauvegarder (Fichier => Sauver…) au format .pic le résultat obtenu à ce stade du traitement car il sera alors toujours possible de le rappeler à l’écran (Fichier => Charger…) en l’état si les modifications qu’on lui fait subir par la suite s’avèrent irréversibles.
10. L’équilibrage des couleurs A l’issue du compositage, on obtiendra sûrement une image affublée d’une vilaine dominante verte. C’est normal, il reste à équilibrer les couleurs car la sensibilité des différents photosites qui composent le capteur n’est pas équivalente entre les différentes couleurs. Une méthode consiste à utiliser les valeurs RGB qui s’affichent à l’écran en bas à droite de la fenêtre d’Iris.
En promenant le pointeur dans l’image, on mesure les proportions relatives pour les trois couches. Il faut ajuster les trois valeurs autour de la plus moyenne des trois pour qu’elles soient plus ou moins égales. Pour cela, on va utiliser la balance du blanc : Visualisation => Balance du blanc.
Il est impossible d’obtenir des valeurs parfaitement égales dans toute l’image, on peut néanmoins obtenir un résultat tout à fait acceptable.
Une autre méthode consiste à utiliser les coefficients rvb propres à chaque modèle d’appareil. Pour les obtenir, le plus simple est de récupérer les valeurs déterminées par d’autres amateurs pour le même modèle (r = 1.5, v = 1 et b = 1.3 pour un Canon 350D). Dans le menu "Photo numérique", cliquer sur "Balance RGB" et entrer les valeurs correspondantes au boîtier photo.
Il faut ici remarquer que cette technique ne marche vraiment que si le fond de ciel est bien noir sur les images brutes.
Si, comme cela est malheureusement trop souvent les cas, on se retrouve avec un fond de ciel affublé d’une vilaine couleur orange à cause de la pollution lumineuse, il vaudra mieux avoir recours à la commande Black.
Cette troisième
technique permettant d’harmoniser le fond de ciel est donc l’utilisation
de la commande Black qui est disponible dans la liste de commande.
Pour y avoir accès, il faut d’ abord ouvrir l’éditeur de commande
(c’est l’icône
Le problème avec cette commande est que l’on se retrouve le plus souvent avec un seuil bas négatif (valeur du fond de ciel).
Cela peut facilement se corriger en ajoutant une constante à l’image. Pour se faire, on va utiliser le menu : Traitement => Addition et ajouter une valeur telle que l’on ait suffisamment de marge au dessus du zéro pour régler le seuil bas.
11. Le réglage des seuils Il reste encore à régler les seuils de visualisation. Il faut ouvrir l’éditeur de commande si ce n’est déjà fait et tapez "BG".
Le résultat s’affiche dans la fenêtre de sortie sous le nom Background.
Il faut ajuster le seuil bas un peu en dessous de la valeur Background puis ajuster le seuil haut.
Parvenu à ce stade, il ne faut pas oublier de sauver l’image.
12. Cosmétique On va maintenant pouvoir tenter d’extraire le plus d’information possible de l’image. Il n’existe malheureusement pas de « recette miracle » pour cette partie. Rien ne vaut donc différents essais (filtres, seuils, etc…) afin que cela corresponde aux attentes. L’image obtenue souffre principalement d’un gros problèmes : le cœur de la galaxie est « brûlé » et on ne discerne que difficilement les extensions.
Pour résoudre ce problème, nous pouvons utiliser la fonction Visualisation => Rehaussement de la dynamique (DDP)… et en réajustant légèrement les seuils de visualisation, on obtient déjà bien plus de détails.
Voici le résultat:
Image © Marc Tannier
Cette image pourra être sauvegardée au format TIFF ou BMP pour être finalisée avec un logiciel de traitement externe.
Compléments • En fonction de vos envies vous pouvez aussi filtrer l’image par exemple avec un masque flou afin de faire ressortir des petits détails. • Vous pouvez exporter votre image vers Photoshop (si vous désirez retoucher votre image) en utilisant la fonction : SAVEPSD [NOM_FICHIER]. Par exemple : savepsd m31 • Il est possible de supprimer les pixels chauds (pixels montrant une valeur anormalement élevée et dont le signal est en général non-linéaire avec la température). Il est préférable de les remplacer par la médiane des pixels voisins (le calcul est effectué pour chaque couche de couleur). Les coordonnées des pixels chauds sont stockées dans un fichier dit de "cosmétique" qui porte l’extension .LST. Pour générer ce fichier, il faut appliquer la commande FIND_HOT sur l’image dark de référence. Le fichier contiendra les coordonnées de tous les pixels ayant une valeur supérieure à un seuil entré en paramètre. Il faut en premier lieu charger l’image de dark : >load dark ensuite : >find_hot cosme 150. Le premier argument est le nom du fichier de cosmétique. Le second argument définit quant à lui le seuil de détection des pixels chauds. Il peut être calculé à partir des statistiques de l’image avec la formule suivante : valeur = moyenne + (16*sigma). Ce fichier une fois généré sera utilisé lors de l’étape de prétraitement, où l’on peut rajouter un fichier de cosmétique. • Si le fond de ciel ne semble pas uniforme (p.ex à cause de lumière parasite), vous pouvez utiliser le menu : Traitement > Ajustement du fond de ciel. Le sigma correspond au seuil de détection automatique du fond de ciel. Le degré est le degré du polynôme d’ajustement. Après le calcul, plusieurs croix apparaissent dans l’image (ce sont les points utilisés pour l’ajustement). Pour les supprimer et faire apparaître le résultat, il suffit de modifier les seuils de visualisation pour rafraîchir l’affichage. De façon similaire on peut utiliser les commandes pour réaliser cette opération : SETSUBSKY [SIGMA] [DEGRE DU POLYNOME] SUBSKY • Si l’image semble bruitée, on peut toujours utiliser un filtre gaussien avec un sigma de 1.0. • Iris possède une fonction pour « booster » les couleurs. Il s’agit de ASINH [ALPHA] [INTENSITE]. Cette fonction met en oeuvre une technique d'affichage non linéaire particulièrement efficace avec les images en vraies couleurs du ciel profond. Le paramètre [alpha] permet d'ajuster le facteur de non linéarité. Une valeur nulle correspond à une échelle linéaire standard. Les valeurs caractéristiques vont de 0,001 à 0,1. Le paramètre [intensité] permet d'ajuster l'intensité de l'image finale. La valeur caractéristique pour ce paramètre va de 1 à 50 (faire des essais et jouer sur les seuils de visualisation). Par exemple : asinh 0.003 3 Il est évident qu’il faut avoir une image peu bruitée (donc bien prétraitée) sous peine de faire ressortir le bruit. • Après différents tests, il semble que la fonction white2 est très « sensible ». En effet, il faut absolument choisir une étoile de type solaire (type G) afin d’effectuer un bon équilibre entre le blanc et le noir. Dans le doute, mieux vaut ne pas appliquer cette fonction.
La méthode de traitement décrite ci-dessus s’inspire directement de celle de Grégory Giuliani (http://www.astrosurf.com/astroimagine) ainsi que de la méthode décrite par Thierry Legault dans le numéro hors-série Photographier le ciel de la revue Ciel et espace. Lire aussi l’excellent ouvrage : Astrophotographie du même auteur aux éditions Eyrolles.
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)
dans la barre d’icônes. Dans la boîte de dialogue qui s’affiche,
sélectionner dans la liste déroulante du bas le modèle correspondant à l’
APN utilisé pour les captures.
dans
la barre d’icônes). On sélectionne une petite zone exempte d’étoiles dans
l’image puis on tape BLACK dans l’éditeur (en minuscules ou en
majuscules, cela n’a aucune importance avec Iris).
