Рецепты Астрофотографии Джима Соломона
(v2.0.3, Last Updated: 6/6/06)

Источник: http://www.saratogaskies.com/articles/cookbook/index.html
Перевод: Mefody (http://www.astronomy.ru/forum/index.php?action=profile;u=7890)

Предисловие



Это практически полная переработка предыдущей версии «Рецептов астрофотографии». Главные отличия между этой и предыдущей версией таковы:

• Мой порядок экспозиций теперь таков: Flat Dark (Плоское поле для Темнового кадра), Flat Light (Плоское поле для Светового кадра), Light (Световой кадр), Dark (Темновой кадр). Я более не снимаю и не использую Offset (Оффсеты).


• Теперь, в отличии от использования сумеречного неба, для Flat-ов я использую Light Box (Лайтбокс).


• Мой новый Canon Rebel XT (350D) требует для фокусировки и съемки новую версию программы DSLRfocus.


• С появлением новых функций программы IRIS, мой порядок обработки стал более логичным и надежным.


• Для IRIS-а я добавил разъяснение визуализации – темы, которая ставит в тупик практически всех тех, кто начинает работать с IRIS.

Для тех из Вас, кто знает, и кому понравилась предыдущая версия «Рецептов» советую не расстраиваться – она по-прежнему доступна здесь. Я думаю, Вы найдете в данной версии множество улучшений. Она, однако, сбережет Вам при прочтении много времени.



Введение




Я смею считать, что моя техника астрофотографии позволяет добиваться результатов, которые почти предельны для возможностей моего довольно скромного оборудования. Поэтому я предлагаю данное "Руководство" остальным астро-фотографам, которые пытаются разгрызть гранит науки и тем, кто хотел бы выжать максимум из похожего оборудования. Надеюсь, такие ребята найдут данное руководство полезным.



Данное "Руководство" предназначено исключительно для астрофотографии Объектов Дальнего Космоса (Deep Space Objects - DSO) с применением длительных выдержек. То есть для всего того, что требует для получения приемлемого кадра очень длинных экспозиций с применением ведения монтировки (трекинга). Таким образом, данное "Руководство" НЕ предназначено для планетной фотографии в основном потому, что я не особо силен в ней. Кроме того, техника съемки DSO настолько радикально отличается от техники съемки планет, что вторая сама по себе требует отдельного исследования.



Замечу также, что данный документ не влезает в дебри теоретических тонкостей цифровой фотографии или даже в "основы" астрофотографии. Таким образом, предполагается, что читатель уже знаком и понимает следующие понятия:

• Как присоединить камеру к конкретному телескопу.


• Необходимость наличия у монтировки функции “ведения (трекинга)” – сопровождения движения звезд в течение экспозиции.


• Необходимость наличия монтировки среднего или даже высокого уровня, которая может "гидироваться" для коррекции небольших ошибок такого ведения в режиме реального времени.


• Необходимость в достаточно точном выравнивании монтировки на полюс.


• Базовая (цифровая) техника получения множества сравнительно коротких суб-экспозиций с последующим “сложением” их с целью получения более длительного эффективного времени экспозиции.


• Необходимость съемки в режиме "RAW", а не в режиме JPG разного качества.

Просмотрите также другие доступные в Интернете «введения» в цифровую астрофотографию для получения дополнительной информации по приводимым темам.

Приводимые далее главы разбиты по следующему принципу. Сначала я привожу немного терминологии для того, чтобы убедиться, что мы с Вами одинаково понимаем определения некоторых наиболее употребительных терминов. Затем я приведу небольшое теоретическое обоснование, которое поможет разъяснить связь между «Лайтами» (световыми кадрами), «Дарками» (темновыми кадрами), «Флэтами» (кадрами плоского поля) и т.д. Потом я приведу короткий список своего оборудования. Наконец, я детально опишу три этапа моей техники астрофотографии, а именно «планирование», «съемка» и «обработка».



Определения



Вот несколько терминов, используемых в данном руководстве. Я привел их здесь для того, чтобы достичь понимания того, что они означают:

• Кадр – синоним экспозиции. Например, если мы сделали 15 экспозиций своего объекта по  4 минуты каждая -  мы скажем, что сделали "15 Световых Кадров по 4 минуты каждый".


• Кадрирование – процесс центрирования целевого объекта в снимающей камере.


• Лайты – кадры, сделанные камерой через снимающий телескоп со снятой крышкой. Это, например, реальные экспозиции выбранного объекта.


• Дарки – кадры, сделанные с теми же ISO, выдержкой и температурой, как и у Лайтов но с закрытой крышкой камеры или телескопа. Дарки и Оффсеты используются для  смягчения разного рода эффектов шумов камеры.


• Оффсеты (или Смещение/Биас)  - кадры, снятые с теми же ISO и температурой, как и Лайты но с настолько короткой выдержкой, которую позволяет камера (для 350D это 1/4000-ая секунды) и с закрытой крышкой камеры или телескопа.


• Флэты – кадры, сделанные для равномерно освещенной поверхности. Такой, например, как Лайтбокс (Световая коробка) или небо сразу после заката. Флэты используются для коррекции эффекта виньетирования (потемнения кадра по направлению к краям поля) в оптическом тракте снимающего телескопа. Кроме того, они применяются для коррекции неравномерного освещения сенсора камеры и должны быть сделаны с установкой минимального ISO, допускаемого камерой.


• Дарки Флэта – кадры, сделанные с теми же ISO, выдержкой и температурой, как и Лайты Флэта но с закрытой крышкой камеры или телескопа.


• Цель - объект DSO, который Вы желаете сфотографировать.


• CFA (Color Filter Array) – сетка цветных фильтров (по одному на пиксель) которая покрывает фотографирующую матрицу в DSLR, что позволяет сделать "цветной" кадр за одну съемку. Для дополнительной информации читай CFA FAQ.


• Клиппинг (или Насыщение) – эффект перегрузки цветового сенсора до такой степени, когда он сообщает максимально возможное значение. Такой эффект может возникнуть при съемке кадра со слишком высоким ISO; при слишком большой выдержке; или в обоих случаях. Клиппинг приводит к потере информации, которая никогда не сможет быть восстановлена.

Справочная информация




Многих новичков цифровой астрофотографии смущают такие понятия, как Лайты, Дарки, Офсеты или Флэты, поэтому здесь я дам очень короткое описание данной концепции.

CMOS или CCD фото-сенсор большинства цифровых камер (DSLR) очень точно и линейно соберет свет объекта, который Вы пытаетесь снять. К великому сожалению, собранный от целевого объекта световой "сигнал" получит искажения, вызванные тепловым шумом и другими источниками ошибок. Дарки и Офсеты являются методами, при  помощи которых мы пытаемся определить и смягчить эффекты от этих источников шума. Кроме того, в зависимости от размера фото-сенсора оптическая система телескопа/линз может не полностью освещать его, что приводит к такому явлению, как виньетирование – потемнение изображения по направлению к краям кадра. В качестве дополнения, разные пиксели матрицы одной камеры имеют обычай обладать немного разной чувствительностью. Флэты – это метод, посредством которого мы пытаемся определить и смягчить эффекты виньетирования, а кроме тог о позволяет смягчить эффект от пыли, которая возможно попала на фото-сенсор камеры.
Формула, которая связывает эти физические явления и реальные кадры, которые мы отснимем на протяжении ночной фотосъемки такова:


Light = (Signal * Flat Signal) + Dark + Offset

где Light – это реально полученный нами кадр. Перегруппировав члены, получим:

                     Light - (Dark + Offset)
(2) Signal = --------------------------------
                                Flat Signal

В реальности же Флэты, которые мы отсняли камерой, будут в свою очередь также "загрязнены" Дарками и Офсетами. Следовательно, мы должны вычесть Дарки Флэта и Офсеты Флэта из Лайтов Флэта  по формуле:

(3) Flat Signal = Flat Light - (Flat Dark + Flat Offset)

Итак, подставив равенство (3) в равенство (2), получим общую формулу:

                                Light - (Dark + Offset)
(4) Signal = -------------------------------------------------
                     Flat Light - (Flat Dark + Flat Offset)

Здесь "Dark" соответствует тепловому шуму снимающей камеры, который зависит от комбинации температуры, ISO и длительности экспозиции. Заметьте, однако, что любая съемка, проведенная цифровой камерой содержит Офсеты. И "Дарки" - не исключение. Таким образом, если мы примем Dark' – как экспозицию некоторой длины с закрытой крышкой, то Dark' = Dark + Offset.

Аналогично, Flat Dark' = Flat Dark + Offset. Подставив эти значения в равенство (4) получим следующую упрощенную форму:

                            Light - Dark'
(5) Signal = -----------------------------
                     Flat Light - Flat Dark'


Ну и чтобы совсем упростить формулу опустим апострофы, которые мы присвоили "Dark" и "Flat Dark" и будем помнить, что под "Dark" и "Flat Dark" мы подразумеваем кадры, снятые при закрытой крышке, но с теми же ISO и выдержкой, как и у "Light" и "Flat Light" соответственно. Это приводит нас к окончательной формуле:

                             Light - Dark
(6) Signal = -----------------------------
                     Flat Light - Flat Dark

Равенство (6) дает нам соответствующий порядок работы при фотографировании, который описывает те Кадры, которые мы должны снять для каждой фото-сессии. Реальный порядок, который я выбрал для съемки этих кадров по причинам, которые будут освещены в главе о получении кадров, приведен ниже:

• Дарки для Флэта
• Лайты для Флэта
• Лайты
• Дарки

Оборудование

Большинство моих последних астрофотографий DSO (опустим далее DSO) получено Модифицированной камерой Canon 350D в Прямом Фокусе моего Ньютона  Celestron 8" f/5. Вот список оборудования, которое вступает в игру в данной конфигурации:

Камеры:
	Снимающая: Hutech-модифицированная Canon 350В DSLR (Type I)
	Гидирующая: вебкамера Philips ToUcam Pro II 840k
Монтировка:
	Celestron AS-GT
Телескопы:
	Снимающий: рефлектор Ньютона Celestron C8-N: 8" f/5 , F=1000mm
	=> обновленный до JMI NGF DX3 низкопрофильной модели
	Гидирующий: рефрактор Orion ST80: 80mm f/5 Ахромат, F=400mm
Крепеж гидирующего телескопа:
	Кольца гидирующего телескопа Orion 07381 (пара), диаметр 105mm
	Направляющая колец Orion 07382
Адаптеры, фильтры и т.д.:
	T-кольцо: Orion 05224 для камер Canon EOS
	Корректор комы : Baader MPCC
	Барлоу: Celestron "Kit" 2x Барлоу (используется на гидирующем телескопе)
	Удлинитель: трубка Orion 05123 1.25" (для фокуса с вебкамерой)
Компьютеры:
	Гидирование, фокусировка и съемка: лэптоп Toshiba TECRA 8100
	Обработка: Самодельный PC с 3GHz P4, 2GB RAM и WinXP Pro
Программы:
	Гидирование: GuideDog v1.0.6
	Фокусировка и съемка: DSLRfocus v3.3.14 Beta
	Просмотр EXIF: Canon Digital Photo Professional
	Обработка: IRIS v5.30, Photoshop CS2
Кабели:
	Вэбкамера к лэптопу: USB кабель, поставляемый в составе камеры
	DSLR к лэптопу:
	Управление длинными выдержками: C300P-20 от LPT-порта до камеры
	Фокусировка и кадрирование: штатный USB кабель 350D
	Лэптоп к монтировке:
	СОМ-порт –порт RJ-22 Пульта управления AS-GT: Celestron 93920
Источники напряжения:
	Монтировка: Celestron 18776
	DSLR: Hutech EOS104 (аналогичен Canon ACK700)
	Лэптоп: штатный A/C адаптер
Лайтбокс:
	Разработка Donald Goldman Light Box

Примечание: Celestron C8-N (и очень похожий по этой причине Orion Skyview Pro 8) не могут сфокусироваться из-за MPCC (похоже и с другими корректорами комы) и штатным фокусером. Причина этого в том, что штатные фокусеры этих Ньютонов поставляются с 2" переходниками для окуляров (в который вставляется MPCC). Все это слишком велико по высоте и не дает достаточно "хода", чтобы камера сфокусировалась. Желание адаптировать фокусеры этих телескопов под использование MPCC и похожего оборудования имеет несколько решений. Привожу два из них:

• Легко и Очень Дешево: Заменить черное пластиковое кольцо фокусировочной рубки штатного фокусера на 2TUA от Island Eyepiece. (Примечание: может потребоваться обернуть 2" обойму MPCC лентой Kapton (или аналогом), чтобы добиться плотного крепления MPCC и 2TUA.)
• Более Дорого и Трудоемко: Полностью заменить штатный фокусер на низкопрофильный. Накой, например, как JMI NGF DX3. Это я и сделал.

Планирование

Как станет вполне очевидно, мои настройка и съемка достаточно требовательны и, следовательно, отнимают много времени. Поэтому я предпочитаю выполнить максимум возможной работы "заранее" – до ночного бдения. Чем лучше спланируешь, тем лучшие результаты получишь при съемке. На этом этапе выполняем следующее:

• Выбираем цель. Используйте картографические программы или доступные каталоги для выбора подходящей цели. В целом я стараюсь выбирать большие объекты, которые заполнят Поле Зрения камеры; яркие объекты, которые имеют приемлемо высокую среднюю яркость; удачно расположенные объекты. Уделите особое внимание тому, когда объект проходит транзит, и на какой стороне Меридиана Вы будете его снимать.
   
• Выбираем ориентацию камеры. Определите в каком направлении он имеет большую протяженность (Восток-Запад или Север-Юг) и убедитесь, что присоединив камеру Вы расположили длинную сторону сенсора вдоль этого направления. Я предпочитаю ориентировать камеру в направлении "Север вверху" во всех случаях, кроме случаев, когда объектs требует ориентации "Север слева". Примерами этого случая являются M81/M82, M42 и другие.
   
• Выбираем звезду – кандидата для Гидирования. Наличие представления о том, какую Гидирующую Звезду выбрать, как далеко и в каком направлении эта звезда лежит от центра цели упростит процесс выбора Гидирующей Звезды. Учтите, что чем дальше находится Гидирующая Звезда от центра цели, тем точнее должно быть выполнено Полярное Выравнивание. Почему это так можно посмотреть в соответствующей главе.
   
• Разработка плана для нахождения цели. Вы имеете GoTo монтировку с потрясающей точностью наведения? У вас есть Цифровые Шкалы Отсчета? В любом случае, Вам потребуется определить способ центрирования цели в Вашей камере без отсоединения камеры. Почему? Потому, что Вам недопустимо смещать камеру между съемкой первого Флэт Лайта и последнего Лайт-кадра. Мой любимый метод – это использовать самодельную таблицу, которая выполняет ту же функцию, что и Точное GoTo моей монтировки. Я делаю ее сам, так как точность GoTo AS-GT не позволяет мне выбрать объект для привязки, а иногда она даже выбирает объекта на неверной стороне Меридиана. Или того хуже, она выбирает звезду, о которой Вы и слыхом не слыхивали. Я предпочитаю использовать в качестве привязки объект, который нельзя спутать с другим. Затем я центрируюсь по нему и использую таблицу для вычисления смещения по RA и DEC до реальной цели путем выполнения функции пульта "Get RA/DEC".
   
• Осмысленно выбрать ISO и время экспозиции. В большинстве случаев это может быть выполнено "в поле". Однако, если у Вас есть время никогда не помешает изучить параметры, которые использовали другие для съемки такого же объекта. Можно также просмотреть свою галерею снимков и понять, что подойдет, а что нет. Как правило, я предпочитаю начинать с 4-минутных суб-экспозиций на ISO=400, так как это обеспечивает очень широкий динамический диапазон (отсутствие клиппинга ярких объектов). Подчас, 4 минуты вполне достаточно для съемки приемлемого количества деталей в каждой суб-экспозиции. Кроме того, если в течении 4-х минут пролетающий самолет испортил Ваш кадр, то это только 4 минуты! Более тусклые объекты потребуют более длительных выдержек и/или более высокого ISO. Чтобы найти те параметры, которые подойдут для съемки Вам потребуется поэкспериментировать.

Съемка

Мой процесс съемки состоит из следующих самостоятельных этапов:

• Сборка
• Полярное выравнивание
• Съемка Flat Dark-ов
• Фокусировка
• Съемка  Flat Light-ов
• Выбор цели
• Выбор гидирующей звезды
• Пробный снимок
• Съемка Light-ов
• Съемка Dark-ов

Сборка

Этап сборки может и должен быть проведен днем. Сборка и подключение Вашей монтировки, телескопа, лэптопа и т.д. находятся за рамками содержания данного документа. Поэтому я сконцентрируюсь на аспектах, которые специфичны для астрофотографии на Вашем оборудовании:

0. Проверить коллимацию оптики.

• Это не особо характерно для астрофотографии, но коллимация важна для получения хороших результатов, в особенности на короткофокусных Ньютонах. Перед проверкой лазерным коллиматором наклонов первичного и вторичного зеркал мне нравится направить телескоп в том направлении, в котором я буду снимать. Я ориентирую свой Ньютон именно так, потому что он имеет проблемы с механическими прогибами для разных положений трубы, когда взаимное положение первичного, вторичного зеркал и трубы может слегка изменяться. Такая ориентация до коллимации подразумевает то, что телескоп будет иметь наилучшую коллимацию для той конкретной цели, которую я буду снимать.

1. Установить и Настроить Снимающие Камеру и Телескоп:

• Присоединим 350D к T-Кольцу, а его к MPCC и вставим MPCC в 2" фокусер Ньютона.


• Сфокусируем 350D как можно более точно по удаленному объекту.


• Настроим положение искателя телескопа по центральной фокусировочной точке встроенного в 350D искателя, используя такой же удаленный объект.


• Выровняем камеру по осям Север-Юг и Восток-Запад. Проще всего проверить ориентацию можно, вращая монтировку по RA или DEC оси  и проверяя то, что объект двигается вдоль фокусировочных точек поля искателя в направлении, соответствующем выбранной ориентации камеры. Поворачиваем камеру до тех пор, пока не добьемся этого с максимальной точностью.


• Зафиксируем фокусер и убедимся, что зажимные винты, удерживающие MPCC в фокусере, затянуты.

2. Установить и Настроить Гидирующие Камеру и Телескоп:

• Вставим вебкамеру в Барлоу 2x, Barlow в удлинительную трубку диаметром 1-1/4" и ее, в свою очередь, в фокусер ST80.


• Сфокусируем вебкамеру! Точная фокусировка вебкамеры в дневное время избавит Вас от головной боли ночью, когда Вы пытаетесь определить – толи потенциальная звезда для гидирования  действительно вне сенсора, толи фокус так плох, что она не появляется на экране, даже если она и находится на матрице сенсора.


• Настройте искатель ST80 по центру поля зрения вебкамеры. Аналогично, захват Гидирующей Звезды будет невероятно упрощен при точно выровненном искателе.


• Выровняйте "на глазок" ST80 и Ньютон путем вращения винтов в кольцах Гидирующего Телескопа. Не выполнение этого условия может привести к тому, что Вы промахнетесь мимо потенциальной Гидирующей Звезды или будете искать Звезду, которая в реальности находится вне диапазона регулировок Вашего Гида. Гораздо лучше начать с приблизительного выравнивания. Вы можете сделать это убедившись, что искатели обоих телескопов сцентрированы по одному удаленному объекту.

3. Подсоединить кабели:

• Подключим USB кабель вебкамеры к лэптопу (или USB хабу).


• Подключим USB кабель от 350D к лэптопу (или USB хабу).


• Пока не утруждайте себя подключением к 350D кабеля для длительных выдержек. Однако, если у Вас есть кабель ручного управления выдержками Canon-а подключите его пока (для сбора  Flat Light-ов).


• Подключим кабель гидирования от СОМ-порта лэптопа к RJ-22 порту Пульта Управления монтировки.

4. Сбалансировать телескопы на монтировке:

• Установим, настроим и сфокусируем камеры согласно приведенным пунктам 1 и 2.


• Снимем (или наденем!) все защитные крышки, которые будут отсутствовать (или присутствовать) во время реальной съемки. Нам необходимо, чтобы распределение веса было в точности таким, как и во время процесса съемки.


• Направим монтировку в приблизительном направлении на снимаемый объект.


• Сбалансируем телескопы по оси DEC с небольшим дисбалансом в направлении, противоположном движению, вызываемому нажатием на пульте кнопки ВВЕРХ.


• Сбалансируем телескопы по оси RA с небольшим дисбалансом в сторону Востока.

Приведу несколько более широкое объяснение того, почему я изначально слегка разбалансирую телескопы по осям RA и DEC. Для минимизации влияния люфта при осуществлении GoTo монтировка AS-GT всегда достигает цели в одном конкретном направлении. Для Северного полушария эти направления такие же, как и направления движения монтировки при нажатии кнопок "Вверх" и "Вправо". Таким образом, я всегда слегка разбалансирую телескоп по оси DEC так, чтобы вес дисбаланса осуществлял противодействие результату нажатия кнопки Вверх. Это означает то, что если я, например, снимаю объект к Западу от Меридиана телескоп будет на Восточной стороне монтировки и нажатие кнопки Вверх будет двигать телескоп к Югу. Следовательно, мне нравится иметь дополнительный вес на Северной стороне монтировки по оси DEC так, чтобы нажатие кнопки Вверх работало против этого веса. Аналогичные аргументы применимы и к оси RA, но в этом направлении все проще. Так как монтировка всегда сопровождает движение звезд в Западном направлении, Восточная сторона монтировки должна быть слегка тяжелее по оси RA, чтобы редуктор работал всегда против веса.



Полярное выравнивание



В гидируемой системе мы не должны беспокоиться о дрейфе по осям RA или DEC, особенно если гидирующая программа управляет монтировкой и по RA и по DEC осям. Однако, помимо дрейфа по осям RA и DEC неправильное Полярное Выравнивание приводит к Вращению Поля, что является проблематичным. В общем случае, чем хуже Полярное Выравнивание, тем более заметным будет вращение поля. Оно усиливается для объектов близких к полюсам (например, для DEC близких к +90° или -90°). И оно становится тем более проблематичным, чем дальше находится Гидирующая Звезда от центра поля снимающей камеры. Причина этого в том, что поле будет визуально вращаться вокруг Гидирующей Звезды и чем дальше она будет от центра снимающей камеры, тем больше будет  тенденция к "сползанию кадра снимающей камеры" на протяжении ночной фотосессии.



Итак, насколько же точным должно быть полярное выравнивание? Скорее всего, достаточно точным для поставленной задачи. Однозначно, оно должно быть настолько точным, чтобы вращение поля было незаметно за время одиночной экспозиции. И оно должно быть достаточно точным, чтобы на протяжении ночи избежать вращения поля для точки, которая имеет минимум пересечений для всех сделанных ночью Light-кадров.



В основном я предпочитаю Выравнивание методом Дрейфа до отсутствия видимого дрейфа на протяжении 4-5 минут. Многие посчитают это избыточным и будут, конечно, правы. Но елки-палки, это же мое пособие! Я просверлил в тротуаре углубления, поэтому я могу каждый раз установить треногу точно в одно и тоже положение. Для большинства ночей это меня "вполне устраивает" и я вообще не волнуюсь по поводу Выравнивания методом Дрейфа. Разумеется до первичного высверливания углублений я провел "ужасно точное" Выравнивание методом Дрейфа. В ночи, когда я снимаю объекты близкие к полюсу (M81, например) либо когда я вынужден ждать транзита объекта я провожу освободившееся время в "вылизывании" Полярного Выравнивания методом Дрейфа.



Метод Дрейфа не настолько ужасен, как считает большинство людей. Вам следует его изучить. Сейчас я использую вебкамеру и программу GuideDog (без гидирования!), поэтому я могу видеть звезду на экране моего лэптопа. Я включаю в GuideDog удобное "двойное перекрестие", которое дает возможность очень точно понять, смещается ли звезда. При использовании этого метода особо убедитесь в том, что камера выровнена по осям Север-Юг и Восток-Запад. Будьте аккуратны! Поворачивайте монтировку по осям RA и DEC и убедитесь, что звезда следует по перекрестию; в противном случае ориентация камеры неверна. Кроме того, глядя на экран лэптопа, убедитесь, что вы точно знаете "какое направление является Северным". Одно из моих любимых руководств по методу Дрейфа можно прочитать у Andy's Shotglass (нажмите на ссылке Drift Alignment).



Съемка Flat Dark-ов (Дарков для Флэта)



Запомните, Flat Dark-и используются для удаления шума и, в частности, Offset-а из Flat Light-ов. Как таковые, они должны делаться при тех же ISO, Tv (время экспозиции) и, в идеале, температуре, как и Flat Light-ы. Однако, как показано в главе Съемка Flat Light-ов нам запрещено не то что прикасаться, а даже и дышать на камеру от момента с ъемки первого Flat Light-а до окончания съемки последнегоLight-а. Следовательно, мы имеем только два варианта съемки Flat Dark-ов: либо перед Flat Light-ами, либо после the Light-ов (реально же, после Dark-ов, поскольку, как показано далее, существует хороший повод для съемки Dark-ов сразу после Light-ов). Однако, съемка Flat Dark-ов перед Flat Light-ами требует некоторых  начальных знаний о том, какие ISO и Tv мы собираемся использовать для съемки Flat Light-ов.

Как станет очевидным из главы Съемка Flat Light-ов, знание этих параметров имеет смысл только при использовании Лайтбокса на похожем телескопе. Суть процесса такова:

• Если Вы знаете, какие ISO и Tv будут Вами использованы для Flat Light-ов, то снимайте Flat Dark-и сейчас, перед фокусировкой и съемкой Flat Light-ов.


• В противном случае снимите их на последнем этапе съемочного процесса; например, после того, как отсняты Dark-и.

Вот моя процедура съемки Flat Dark-ов:

• Деактивируйте GuideDog (отключите Preview) если он использовался для Выравнивания методом Дрейфа.


• Установите ISO и Tv у 350D в точно такие значения, как и для сбора Flat Light-ов (например, 5 секунд на ISO 100).


• Снимите 350D с T-кольца и наденьте на байонет крышку.


• Закройте окно искателя 350D крышкой видоискателя (это маленькая, прямоугольная, резиновая деталь, находящаяся на шейном ремне камеры; крышка всегда должна быть на месте при длительных экспозициях  слабых объектов).


• Снимите такое количество кадров, насколько хватит сил. Я делаю не менее 19.

Для съемки Flat Dark-ов не требуется Блокировка Зеркала.



Фокусировка



Для помощи пользователям DSLR в фокусировке служит просто замечательная программа DSLRfocus и именно ей я и фокусируюсь. Потратьте некоторое время на этом этапе для максимально возможной точности фокусировки. Вам воздастся сторицей. Потратьте еще  5 минут для достижения идеального фокуса — и смею заметить, что N кадров с отличным фокусом дадут лучший результат, чем даже N+1 несфокусированных! Процедура такова:

• Если Вы сняли камеру с T-кольца для съемки Flat Dark-ов снимите крышку и вновь присоедините камеру к T-кольцу фокусера.


• Убедитесь, что 350D подключен к лэптопу посредством штатного USB кабеля.


• Запустите DSLRfocus в Режиме Фокусировки, включите и подключитесь к камере.


• Поместите звезду "точно в центр" поля DSLR.


• Используйте ISO 100 и выдержку в районе 1-4 секунд. Необходимо, чтобы звезда была максимально яркой, но без клиппинга!


• Для начала используйте качество изображения  - Medium/Normal. Затем настройтесь и проверьте результат в качестве - Large/Fine.


• Если Ваша камера поддерживает блокировку зеркала – используйте ее. DSLRfocus 3.3.15 не поддерживает такую блокировку в Режиме Фокусировки 350D, что создает очевидные проблемы в моем излишне гибком Ньютоне. Если Вы находитесь в подобной ситуации, то прочтите комментарии, приведенные ниже.


• Когда Вы посчитаете, что достигли идеального фокуса, затяните блокировку фокусера Вашего телескопа и затем сделайте еще один "контрольный" снимок. Если фокус не идеален, повторите до получения такового.

Как указано выше, Блокировка Зеркала имеет огромное значение для фокусировочных кадров на таких Ньютонах, как мой - который имеет тенденцию слишком сильно гнуться и не менее сильно вибрировать. Без Блокировки Зеркала большинство фокусировочных снимков – порядка секунды или около того – содержат путаницу смазанных звезд, делая невозможным определить момент достижения оптимального фокуса.



Таким образом, при использовании Ньютона и 350D – камеры, для которой Блокировка Зеркала не поддерживается DSLRfocus в Режиме Фокусировки – я использую другую стратегию фокусировки. В частности я снимаю довольно длительные, гидируемые снимки достаточно ярких звезд и просматриваю то, как четко разрешаются дифракционные пики. Под достаточно длинными кадрами я подразумеваю выдержки порядка 15 и даже более секунд. Для дешевых монтировок, имеющих кучу периодических ошибок гидирование такой "долгой" экспозиции помогает исключить монтировку как источник ошибок и разочарований. В идеале, однако, желательно использовать Блокировку Зеркала и использовать функцию анализа DSLRFocus для определения момента достижения оптимального фокуса.



Съемка Flat Light-ов




Как указывалось в предыдущих версиях этого руководства, мой процесс съемки Flat-ов изменился. В частности, теперь для засветки Flat-ов вместо сумеречного неба я использую Лайтбокс. Далее подробно об этом.

Сначала немного теории. Задачей Flat-ов является наиболее точно охарактеризовать оптическую систему так, чтобы в будущем, при обработке, Вы могли скорректировать такие вещи, как виньетирование (неравномерное освещенность оптики, а именно потемнение краев поля зрения камеры). Хороший набор Flat-ов также скорректирует пятна от пыли на сенсоре камеры. Идеальный Flat снимается по (идеально) равномерно освещенному объекту, когда камера/телескоп сфокусирован на Бесконечность.

Сумеречное небо дает приемлемое приближение к такому равномерно освещенному объекту. В частности, сумеречное небо в области нескольких часов к Востоку от Зенита дает довольно точное приближение. Однако недавно я решил, что Лайтбокс гораздо более приемлем для съемки Flat-ов, нежели сумеречное небо. Вот всего несколько причин, по которым я предпочитаю Лайтбокс:

• При помощи Лайтбокса Flat-ы могут быть собраны в любое время (конечно и в темноте), а не только во время мимолетного мгновения сумерек, которое идеально для сбора Flat-ов.


• При сборе Flat-ов  я могу повернуть мой излишне гибкий Ньютон точно в то положение, в котором он будет находиться при съемке Light-ов, а итоговый результат дает гораздо более точное соответствие между Flat-ами и Light-ами.


• Идеальное время экспозиции может быть вычислено и затем использоваться постоянно. Теперь нет необходимости снимать кучи экспозиций Flat Light-ов во всех и каждой фото-сессии, отбрасывая те, которые недо- или передержаны.


• Я могу фокусировать камеру на Бесконечность перед съемкой Flat-ов (обязательно!) наведением на звезду и использованием утилиты типа DSLRFocus.

Согласно своей роли в астрофотографии Flat-ы должны соответствовать Light-ам настолько точно, насколько это возможно. Итак, мы вводим следующее Главное Правило для Flat-ов:

Запрещается отсоединять, настраивать или еще как-нибудь касаться снимающей камеры от момента съемки первого Flat Light-а до конца съемки последнего Light-а.

На практике это означает то, что снимающая камера должна быть прочно присоединена, выровнена и сфокусирована на бесконечность до съемки Flat Light-ов. Крепление и выравнивание камеры описано выше в главе Сборка, а фокусировку мы разобрали в главе Фокусировка.

Приведу шаги, которые я делаю для сбора своих Flat Light-ов:


• Сделать Быстрое Выравнивание монтировки для возможности перехода в желаемые координаты RA/DEC.


• Сфокусировать камеру на бесконечность, если это еще не сделано.


• "Отключиться" от камеры в DSLRfocus.


• Закройте окно искателя 350D крышкой видоискателя (это маленькая, прямоугольная, резиновая деталь, находящаяся на шейном ремне камеры; крышка всегда должна быть на месте при длительных экспозициях  слабых объектов).


• Поверните телескоп в положение с DEC целевого объекта и RA, значение которого лежит примерно посередине траектории, которую пройдет об ъект за время, пока Вы будете собирать Light-ы. Если Вы планируете, например, снимать свои Light-ы от момента, когда объект будет на местном Меридиане до момента, когда он будет на два часа к Западу от Меридиана, тогда поверните телескоп по RA в такое положение, в котором Ваш телескоп будет на один час Западнее Меридиана.


• Проведите необходимые экспозиции. Я предпочитаю иметь, по крайней мере, 19 пригодных Flat Light-ов. Таким образом, я обычно делаю "на всякий случай" 20 или 21 кадр на случай, если с одним из кадров что-то случится. Если у Вас есть тросик управления спуском, то вместо прикасания к самой камере используйте его. Установите ISO на 100, Качество в "RAW" и активируйте Блокировку Зеркала. Выберите длину экспозиции так, чтобы Медианное значение стало 2048, что является серединой цифрового диапазона 12-разрядного АЦП камеры (0–4095). Вам потребуется поэкспериментировать с длительностью экспозиций, чтобы добиться этого и она будет колебаться в зависимости от фокусного расстояния используемого Вами телескопа. Позже, в данной главе я объясню это детально.


• [Опционально, но Рекомендуется]: Извлечь флеш-карту из камеры и скопировать Flat Light-ы на PC … просто для гарантии того, что Вы их случайно не удалите и для их анализа в IRIS, чтобы убедиться в их правильной выдержке.

Приведу несколько дополнительных замечаний по правильной выдержке Flat Light-ов. Недоэкспонирование Flat Light-а приведет к дополнительному шуму, который будет внесен в Ваши Light-ы во время их обработки - при делении на Master Flat. Передержка Flat Light-ов сделает их абсолютно непригодными. Итак, мы должны быть внимательны к съемке этик кадров "по правилам". Мне кажется, что "по правилам" означает такую длительность экспозиции, которая ведет к такому значению медианы, которое находится в середине диапазона камеры. Это требует дополнительного объяснения.



Семейство Canon DSLR (включая 350D) имеют 12-битный АЦП для каждого пикселя, а это означает, что при съемке в режиме RAW каждый пиксель выдаст значение в диапазоне 0–4095. Серединой этого диапазона является 2048 и, таким образом, значение Медианы равное 2048 является желательным при съемке Flat Light-ов. Единственный способ узнать значение Медианы кадра – это использование команды IRIS-а stat.



Аналогично описанным далее в главе Обработка шагам загрузите в IRIS Flat Light, преобразуйте его из CFA в RGB и выполните команду stat. В окне IRIS выдаст по снимку некоторую статистику поканально; одно из чисел это значение Медианы. Увеличьте/уменьшите длительность экспозиции до тех пор, пока Медиана станет достаточно близка к значению 2048 – не страшно если немного больше или меньше. Однако я предпочитаю слегка больше, чем немного меньше. Для дополнительной информации прочтите также параграф “Проверка Правильности Экспозиции Ваших Flat Light-ов”.



Рискуя тем, что данная глава может Вас убить, я не могу не отметить еще одной тонкости съемки Flat Light-ов. Категорически не надо пользоваться индикатором гистограммы ЖК экрана камеры для определения правильности экспозиции своих Flat Light-овs! На этом экране камера демонстрирует гистограмму данных кадра после применения к ним Гамма-функции (растяжение контраста) и, таким образом, в значительной мере не может выдать гистограмму "линейных" данных изображения, снятых напрямую в RAW файлe. В целом, основываясь на опыте и, как рекомендовано выше, используя IRIS Вы поймете, что правильная выдержка для Flat Light-ов, сделанная на основе гистограммы ЖК экрана камеры, в реальности окажется значительно передержанным. Это нормально и не должно заменять Вам выбор правильной выдержки для Flat Light-ов.



Выбор цели



Существует много способов найти и отцентрировать цель в поле зрения снимающей камеры. Для действительно ярких объектов я просто навожусь на них, используя видоискатель снимающей камеры. M42 является примером такого объекта.

Для более призрачных целей я использую свою таблицу Precise GoTo, чтобы вычислить смещения по RA и DEC (дельты) между Целевым Объектом и каким-либо ярким, близлежащим, легко и безошибочно определяемым Объектом Привязки. Объект Привязки – это почти всегда близкая яркая звезда или планета. Затем я помещаю его в центр поля зрения снимающей камеры и узнаю координаты, вызвав функцию "Get RA/DEC" пульта управления монтировки. Затем я вычисляю смещения при помощи своей таблицы и поворачиваю монтировку в полученные координаты. Во всех случаях повороты должны оканчиваться нажатием кнопок Вверх и Вправо для того, чтобы поступить с люфтом соответствующим образом. В моем случае этот метод потрясающе точен и прост в выполнении.

Привожу используемую мной процедуру выбора (и проверки) желаемой цели:

• Используем описанную выше таблицу для центрирования объекта.


• Отключаем Блокировку Зеркала камеры если Ваша версия DSLRfocus не поддерживает для Вашей камеры Блокировку Зеркала в Режиме Фокусировки.


• Продолжая использовать DSLRfocus в Режиме Фокусировки, делаем тестовый снимок (ISO 1600, 30 секунд, качество Small/Normal) и проверяем результат. Даже очень тусклые объекты проявят себя при тких параметрах съемки. (Для особенно тусклых объектов, чтобы убедиться, что цель отцентрирована верно, Вы должны сравнить звезды на кадре со звездной картой.) Если цель отцентрирована неверно поверните монтировку в нужном направлении и повторите процесс до достижения нужного результата.


• Используя Пульт Управления монтировкой запомните "Объект Пользователя" (Save Sky Object) в текущих координатах на тот случай, если Вы случайно нажали кнопки поворота или случайно изменили RA или DEC при съеме/установке крышек и хотите вернуться к этому положению.

Выбор гидирующей звезды



Выбор Гидирующей Звезды может оказаться как простым и быстрым, так и мучительно болезненным. Фактор головной боли обратно пропорционален тому, насколько хорошо искатель Гидирующего Телескопа выровнен с центром поля зрения Гидирующей Вебкамеры и тому, насколько хорошо Гидирующий Телескоп уже сфокусирован. Если выравнивание проведено качественно, тогда перемещение Гидирующей Звезды на перекрестие искателя в каждом случае автоматически поместит ее на чип камеры. В противном случае, приготовьтесь расстроиться.




Приведу свою последовательность выбора Гидирующей Звезды с того момента, на котором мы выше остановились:

• Убедимся, что USB кабель вебкамеры подключен к лэптопу (или USB хабу).


• Зарядим GuideDog в Режим Фокусировки и повысим Усиление на панели управления вебкамеры.


• Используем искатель Гидирующего Телескопа для выбора подходящей Гидирующей Звезды.


• Отрегулируем кольца крепления Гидирующего Телескопа (не RA/DEC монтировки!) для центрирования Гидирующей Звезды в поле его искателя.


• Если Вы качественно выровняли искатель Гидирущего Телескопа по отношению к самому Гидирующему Телескопу/вебкамере, то на этом этапе Гидирующая Звезда будет видна в GuideDog. Если нет, пришла пора "поохотиться" за ней.


• Продолжаем регулировку Колец Гида то момента центрирования Гидирующей Звезды в окне GuideDog.


• Убедимся, что вебкамера точно установлена по осям С-Ю/В-З путем поворотов по RA и DEC вперед и назад. Мне нравится использовать GuideDog в режиме "Preview", тогда я могу включить очень полезное двойное перекрестие. При необходимости повернем камеру так, чтобы она была выровнена ТОЧНО.


• Настроим Усиление и другие настройки камеры так, чтобы Гидирующая Звезда была сравнительно яркой, но не передержанной (обрезанной). Настроим, при необходимости, фокусировку Гидирующего Телескопа. Установим и настроим параметры гидирования GuideDog на о сновании опыта, Вашей конкретной монтировки и условиях наблюдения.


• Наденем крышки на искатели телескопов и убедимся, что крышки со снимающего и гидирующего телескопа сняты.

На данном этапе хорошо было бы убедиться в том, что Вы не сбили положение главного телескопа при регулировке колец Гидирующего Телескопа. Для этого включите в GuideDog гидирование и сделайте в DSLRfocus гидированный кадр – по-прежнему в Режиме Фокусировки – с выдержкой 30 сек и ISO 1600 для проверки того, что цель все еще отцентрирована как того бы хотелось. Если это не так отключите гидирование поверните монтировку по RA/DEC для повторного центрирования цели и отрегулируйте кольца гида так, чтобы отцентрировать Гидирующую Звезду в окне GuideDog. Возможно Вам потребуется неоднократно повторить эту процедуру для того, чтобы снимающий и гидирующий телескопы были нацелены правильно. Как только Вы оказались довольны, имеет смысл проверить еще раз то, как точно вебкамера ориентирована по осям С-Ю/В-З.



Пробный снимок



Рассмотрим этот этап как эквивалент "генеральной репетиции". Это последняя проверка того, что Вы отладили кадрирование, фокусировку и настройки съемки (ISO и выдержку). Я спас много ночей, которые прошли бы впустую, если бы я не сделал я тестового снимка, и не проверил его всецело на своем PC. Ведь затем я сделал важные подстройки на основании выявленных проблем. Я настоятельно рекомендую делать его.


Приведу свою процедуру:

• Подсоединим кабель длительных выдержек от параллельного порта к разъему управления затвором 350D.


• Убедимся, что крышка видоискателя 350D одета.


• Включим в GuideDog гидирование.


• Переведем DSLRfocus в Режим Съемки.


• Разрешим Блокировку Зеркала как в DSLRfocus так и в самой камере.


• Настроим DSLRfocus на съемку одиночного кадра с желаемой длительностью экспозиции.


• Сделаем снимок.


• Отключим в GuideDog гидирование.


• Извлечем флеш-карту, скопируем тестовый кадр на свой компьютер и используем наши графические программы для проверки фокуса, кадрирования и выдержки. Для быстрого просмотра фокуса и кадрирования я использую Canon's Digital Photo Professional, а затем использую IRIS для проверки того, что я получил достаточный сигнал и что детали, которые я пытаюсь снять не пересвечены (насыщены).


• Вернем флеш-карту в 350D.


• Скорректируем все проблемы, найденные в ходе изучения тестового кадра. Если уровень сигнала слишком мал, увеличим ISO и/или время экспозиции; если яркие объекты пересвечены (насыщены), уменьшим ISO и/или время экспозиции. Возможно, Вам также потребуется повернуть монтировку по RA и/или DEC, если кадрирование не удалось. Если это так наблюдайте при повороте за направлением движения Гидирующей Звезды - это позволит Вам легко выбрать ее повторно. Если кадр вне фокуса, чего не должно быть – но все возможно – вернемся к главе фокусировка и начнем заново.


• При необходимости вновь отцентрируем Гидирующую Звезду (процесс таскания флеш-карты туда-сюда вполне мог слегка сдвинуть монтировку).


• Если Вы сделали любую коррекцию повторите приведенный процесс, чтобы удостовериться в том, что все в порядке. Если все в порядке переходим к следующему этапу.

Съемка Light



Если предыдущий шаг был генеральной репетицией, то этот шаг – главное представление. Мне нравится использовать дизеринг (смещение) между экспозициями с целью максимизирования соотношения сигнал/шум в сложенном результате. Под дизерингом я подразумеваю крохотный поворот монтировки в случайном направлении по RA и/или DEC между каждой из экспозиций с целью перемещения цели по сенсору камеры. Это позволяет избежать проблемы, вызванной неодинаковой чувствительностью отдельных пикселей матрицы, а также эффект горячих пикселей. Кроме того, он позволит сильнее, чем Вы смогли бы, увеличить итоговое обработанное изображение без появления уродливых, похожих на шахматную доску "шумовых узоров" на заднем фоне и позволит выявить больше деталей Вашей цели. Я настоятельно рекомендую его, но понимаю, что процесс весьма трудоемок и является реальным "головняком". Уровень неудобств от дизеринга можно снизить, если удаленно управлять Вашим лэптопом при помощи чего-либо типа pcAnywhere.



Еще немного о дизеринге. При дизеринге мы должны полностью отключить гидирование; иначе GuideDog вернет Гидирующую Звезду точно туда, где она была до этого и сведет действие дизеринга на нет. Для полного отключения гидирования убедитесь перед поворотом монтировки в том, что нажаты (сняты метки) кнопки Guide и Lock. Затем восстановите гидирование нажатием кнопки Lock, выбором Гидирующей Звезды и повторным нажатием кнопки Guide.



Приведу свою процедуру съемки Light-ов:

• Убедимся, что крышка видоискателя 350D одета.


• Настроим DSLRfocus на желаемое количество кадров, межкадровую паузу и т.д. Обычно я ввожу между кадрами 1-минутное "время успокоения", что дает мне время на проведение дизеринга и стабилизвции GuideDog перед тем, как начнется следующая экспозиция.


• Включим в GuideDog гидирование.


• Поехали!


• Дизеринг: Между каждым из кадров полностью отключаем гидирование (в GuideDog как кнопку Guide так и Lock), поворачиваем монтировку на КРОХОТНОЕ значение в случайном направлении, вновь запускаем гидирование и повторяем все это снова. Четыре кнопки "движения" монтировки в окне GuideDog очень полезны для поворота на малое, контролируемое значение.


• Снимем столько кадров, сколько сможем. Больше кадров - это всегда лучше, чем их меньше. Учитывая то время, которое потрачено на настройку и то время, которое Вы еще потратите на обработку, будет разумным снять столько Light-ов, сколько возможно. Снимайте до захода объекта или до того момента, когда Ваш организм неодолимо потребует сна.

Еще несколько слов о дизеринге. "Шумовой узор" бытовых DSLR-камер по своей природе вертикален и горизонтален – эдакий мелкозернистый шахматный узор. Поэтому худший из всех вариант дизеринга это поворот монтировки в линейном направлении – либо по RA, либо по DEC. Гораздо лучшей последовательностью дизеринга будет "разворачивающаяся спираль", которую, при сильном удалении от центра можно заменить спиралью, которая сворачивается обратно. Также замечу, что размывающий эффект вращения поля (от неверного полярного выравнивания) в данном случае будет полезен, так как он добавит дополнительный элемент случайности в эти вертикальные и горизонтальные узоры при обработке на этапе регистрации кадров (выровненных и избавленных от ротации).



Съемка Dark-ов



Теперь, когда мы отсняли наши Light-ы, пришло время начать (немедленно) съемку наших Dark-ов. Я предпочитаю снимать не менее 9 Dark-ов и, возможно, более, если Light-ы имеют относительно короткую выдержку. В любом случае надо собрать нечетное количество Dark-ов ибо Вам более чем понравится их медианное сложение, а оператор числовой медианы просто предпочитает нечетное количество отсчетов.

Я оставляю в DSLRfocus параметры времени для Dark-ов такими же, как и для Light-ов. На самом деле я предпочитаю в DSLRfocus переходить от съемки Light-ов к съемке Dark-ов "без какой-либо паузы". Под этим я подразумеваю то, что для Light-ов я имею 1-минутную межкадровую "паузу", оставляю точно такую же 1-минутную паузу между последним Light-ом и первым Dark-ом и использую все тот же 1-минутный промежуток между каждым их Dark-ов. Эта процедура дает практически полное соответствие между Light-ами и Dark-ами в отношении времени охлаждения матрицы камеры между кадрами.





Вот моя последовательность. На этот момент закончилась съемка последнего Light-а:

• Отключаем в GuideDog гидирование, чтобы программа не сошла с ума, не зависла или еще как-либо повлияла на усилия DSLRfocus в деле этапа съемки Dark-ов.


• Отсоединим 350D от T-кольца и наденем на байонет крышку.


• Оставим крышку видоискателя 350D закрытой.


• Дадим DSLRfocus время для съемки не менее, чем 9 Dark-ов с теми же ISO, выдержкой и межкадровой "паузой" как и для Light-ов.


• Сделаем это немедленно после съемки Light-ов, чтобы быть уверенными, что температура при съемке Dark-ов была как можно более близка к той, которая была при съемке Light-ов.


• Снимем не менее 9 Dark-ов. 15 будет лучше.

Теперь, когда Dark-и отсняты я: или начинаю обработку Flat-ов; или собираю не нужное ночью оборудование; или начинаю заниматься визуальной астрономией "украшений", которые в данное время удачно расположены.

Примечание: Если Вы еще не собрали Flat Dark-и сейчас самое время сделать это. Детали процесса описаны в главе Съемка Flat Dark-ов.

Поздравляем, Вы закончили процесс съемки! Теперь пришла пора обработать результаты работы. Ладно, давай на самом деле обработаем твои результаты завтра утром.



Обработка




Теперь, когда вы отсняли свои Flat Light-ы, Light-ы, Dark-и, Flat+ Dark-и  можно обработку полученных кадров для того, чтобы получить как можно больше подробностей. Это занятие требует достаточно сложных программ. Моим любимым приложением для этой задачи является бесплатный пакет IRIS, разработанный Christian Buil. Другие предпочитают программу ImagesPlus Mike Unsold, которая на момент написания статьи стоила 180 долларов. Однако повторю – это мое руководство, и я использую IRIS. Поэтому вся последовательность обработки будет раскрыта с точки зрения IRIS. План будет таков:

• Настройка IRIS.


• “Визуализация”


• Создание Master Flat-а


• Создание Master Dark-а


• Калибровка Light-ов


• Конвертирование CFA в RGB


• Регистрация


• Обрезка


• Нормализация


• Сложение


• Удаление градиента


• Баланс белого


• Растяжение


• Доводка в Photoshop-е


• Дополнительные оптимизации


• Архивация Ваших результатов

Все нижеследующее не является вводным курсом в IRIS. Если такой необходим читайте различные руководства от Christian по ссылкам с домашней страницы IRIS. В частности прочтите Иллюстрированное руководство по DSLR обработке, а также более углубленное руководство Обработка изображений цифровых камер.



Настройка IRIS




Для начала убедимся, что IRIS правильно настроен:

• В панели File » Settings... установим File type в PIC и установим в качестве Working path директорий/путь на диске с доступной емкостью для хранения. ПРИМЕЧАНИЕ: убедитесь, что ваша рабочая папка находится "близко" к корню диска; то есть иерархия файловой системы не содержит в глубину множество подпапок. Один или два уровня вполне приемлемы, но полдюжины или около того, скорее всего, будет слишком много и приведет к ошибкам.


• Нажмем на иконку Photo панели (ту, которая похожа на камеру) для открытия диалога Camera Settings. Установим Binning в 1x1, Digital camera Model в правильный тип Вашей камеры – CANON (5D/20D/350D) в нашем случае – и RAW interpolation method в Gradient. Оставим поле Apply под White balance неактивным.


• Нажмем на иконку Command window панели сразу слева от иконки Photo для вызова окна ввода Команд. Вы будете вводить свои команды в этом окне.


• Выберите в поле меню Select Analysis » Display data... для отображения окна Вывода.

"Визуализация"



Перед погружением и благодаря частым вопросам моих просвещенных читателей давайте обсудим то, что является одновременно как наиболее запутанным аспектом IRIS так и одной из его наиболее мощных функций: а именно концепцию Визуализации изображения в IRIS.

Прелесть IRIS в том, что он позволяет Вам видеть – то есть визуализирует – изображение различными способами, без изменения данных (например уровень яркости) изображения. На минутку задумайтесь об этом, так как это противоречит алгоритму большинства программ по обработке изображений. В Photoshop-е, GIMP-е, Paint-е и многих других похожих программах для того, чтобы например, сделать изображение ярче Вы должны поднять Уровни, Кривые или их эквиваленты и реально изменить данные изображения. В IRIS же, однако, можно произвольно установить Уровень Черного (точка, ниже которой все данные изображения будут отображаться на экране как черные) и Уровень Белого (точка, выше которой все данные изображения будут отображаться на экране белым) отображая или визуализируя на экране значения между этими уровнями Черного и Белого.



По сути это является способом "выделения" интересующего диапазона значений яркости изображения с целью "видеть" изображение одним из удобных способов. Это особенно ценно для "линейных" данных изображения, отснятого DSLR камерами в RAW режиме, которые было бы очень трудно "визуализировать" без предварительного агрессивного растяжения контраста. Что замечательно в IRIS, так это его возможность визуализировать такие данные без применения растяжения контраста. Уровни Белоги и Черного в IRIS устанавливаются при помощи "ползунков визуализации" в окне Threshold. Они также могут быть установлены в определенные значения консольной командой visu.



Эта концепция "визуализации" возможно, по-прежнему смущает Вас. Не стоит волноваться, если это так. С приобретением некоторого опыта использования программы это станет Вашей второй натурой. Важной вещью, которая поможет двинуться дальше является следующее положение, которое я склонен считать Фундаментальной Теоремой Визуализации в IRIS:

Если изображение в IRIS выглядит не таким, каким Вы ожидали его увидеть, то существует прекрасный шанс того, что для того, чтобы изображение стало таким, каким Вы желаете его видеть, потребуется всего лишь простая настройка Порогов Визуализации.

Зачастую, но не всегда "приемлемая" визуализация изображения – в частности линейное (нерастянутое) изображении – может быть получено нажатием в окне Threshold кнопки Auto. Если это не сработало, попробуйте после нажатия кнопки Auto подвинуть верхний ползунок вправо и/или нижний ползунок влево.



Теперь, когда мы настроили IRIS и понимаем концепцию визуализации, начнем работу …



Создание Master Flat-а

• Конвертируем RAW Flat Light-ы в формат PIC (CFA). Выберем Digital Photo » Decode RAW files... что, зачастую обескураживая начинающих пользователей IRIS, переведет окно IRIS на задний план интерфейса Windows; то есть позади всех других открытых на экране окон. Это делается для того, чтобы Вы могли вызвать Проводник Windows и перейти к папке, в которой хранятся Ваши RAW кадры. Поступите именно так, затем выберите все Flat Light-ы (в случае 350D это файлы .CR2; для других типов камер это .NEF, .PEF и т.д.) и перетащите их в окно диалога IRIS - Decode RAW files. Задайте имя последовательности (для flat light -ов я использую fl) и, наконец, нажмите кнопку  ->CFA... IRIS конвертирует все выбранные RAW файлы в файлы формата PIC и каждое изображение станет изображением CFA в градациях серого.
  
   


• Конвертируем RAW Flat Dark-и в формат PIC (CFA). В открытом по-прежнему окне нажмите Erase list, а затем перетащите в главную область окна свои Flat Darks-и (аналогично, для 350Dфайлы .CR2; .NEF и пр. для других камер). Задайте для этой последовательности имя, отличное от использованного Вами для Flat Light-ов (для  flat dark-ов я использую fd), а затем нажмите кнопку ->CFA... IRIS конвертирует выбранные RAW файлы в формат PIC. По окончании нажмите кнопку Done.
  
   


• Создадим Flat Master Dark. В настоящее время для создания Flat Master Dark-а я использую метод медианного сложения отдельных Flat Dark-ов. Вот простейший способ осуществления этого процесса в командном окне:
  
  
  
    >smedian fd N
  
    >save flat-master-dark
  
  
  
  где N это количество Flat Dark кадров (в моем случае обычно 19).
  
   


• Идентификация горячих пикселей. Для нахождения горячих пикселей применим на flat-master-dark-е команду find_hot. Тонкость заключается в то, чтобы выбрать нужное значение порога, выше которого IRIS будет считать пиксель "горячим". Один из методов, которые у меня работают – это установить порог согласно формуле "Mean + (16 × Sigma)". Я точно знаю, однако, что эта формула не работает для камеры 300D моего друга, так как создает слишком много таких горячих пикселей. В случае Flat Dark-ов должно быть довольно мало горячих пикселей, которые проявят себя на таких коротких выдержках. Используйте в команде find_hot различные пороги до тех пор, пока не получите что-то около 10-20 горячих пикселей. Для получения статистических данных о загруженном в память изображении используется изумительная по своей пользе команда stat. Примечание: последние версии IRIS выдают результат этой команды в окно Вывода (Output), а не в окно Команд (Command) как это показано в примере ниже. Вот пример:
  
  
  
    >load flat-master-dark
  
    >stat
  
    Mean: 125.0         Median: 125
  
    Sigma: 2.1
  
    Maxi.: 274.0       Mini.: 114.0
  
    >find_hot flat-cosmetic 158.6
  
  
  
    Hot pixels number: 3
  
  
  
  где flat-cosmetic это название файла, в который IRIS сохранит список горячих пикселей, а заданный порог (158.6) был вычислен, как Mean + (16 × Sigma); т.е. 2.1).
  
   


• Проверка Правильной Экспозиции Flat Light-ов. Это именно то, что Вы должны были сделать во время съемки Flat Light-ов или при проверке Лайтбокса, так как сейчас уже поздно повторять их съемку (скорее всего Вы уже отсоединили камеру или еще как-либо потревожили ее со времени съемки своих Light-ов). В любом случае Вы можете использовать следующие шаги для проверки Flat Light-ов на этапе их съемки. Простейшим способом является вычислить набор статистических данных для всей последовательности Flat Light-ов (fl, если Вы выполнили приведенные выше шаги 1–4), но на поканальной основе, ибо Ваша камера имеет различную чувствительность к разным цветам и, кроме того, поскольку Лайтбокс или сумеречное небо не являются идеально "белыми". Для выполнения этого введите следующие команды:
  
  
  
    >cfa2pic fl flrgb N
  
    >stat3 flrgb N
  
  
  
  где N это количество Flat Light кадров (в моем случае обычно 19). Команда stat3 автоматически применит команду stat к каждому кадру последовательности, сохраняя выводимые данные в виде текстового файла stats.lst, разделенного табуляциями и расположенного в установленной рабочей папке IRIS. Этот файл можно изучить любым текстовым редактором (Wordpad, Notepad и т.д.). Столбцы таковы (слева направо): Номер Цвета/Рисунка, Среднее(Mean), Максимум(Max), Минимум(Min), Сигма(Sigma) и Медиана(Median). Обратите внимание, что для каждого файла имеются три строчки: по одной для красного(red), зеленого(green) и синего(blue), соответственно. В идеале желательно, чтобы значение Медианы для каждого цвета было в районе 2048. Если Вы используете немодифицированный  DSLR или используете небесные flat-ы или то и другое,  тогда значения медианы для синего и зеленого будут значительно больше медианы красного. В таком случае выберите некоторое "компромиссное" значение выдержки, которое немного пересветит синий и зеленый каналы (например, медиана около 2500) и немного недоэкспонирует зеленый (например, медиана около 1000).
  
  
  
  
  В любом случае Вы должны убедиться, что пиксели в центре Flat Light-ов – то есть в самой яркой их области – не пересвечены (насыщены). Для этого загрузите один или несколько своих цветных Flat Light-ов (например, >load flrgb1), настройте пороги визуализации так, чтобы четко видеть самую яркую часть изображения и поводите по ее пикселям курсором мыши. В правом нижнем углу главного окна IRIS отобразит интенсивности красного, зеленого и синего цветов пикселя, находящегося прямо под курсором мышки. Убедитесь, что самая яркая область изображения нигде не приближается к максимальному 12-битному значению 4095. В целом старайтесь, чтобы максимальное значение было меньше, чем около 3000.
  
   


• Калибровка Flat Light-ов на основе Flat Master Dark-а. Самым простым способом сделать это является использование пункта Preprocessing... из меню Digital Photo. Однако данная функция разработана специально для калибровки Ваших "реальных" Light-ов на основе Master Dark-а, Master Flat-а, Master Offset-а и т.д., поэтому нужно обмануть его, создав несколько вспомогательных значений. Для начала нам потребуется создать "вспомогательный flat", так как последнее, что мы хотим сделать – это поделить наши Flat Light-ы на реальный кадр Flat. Также нам потребуется "вспомогательный offset", так как в нашей обработке мы не используем Offset-ы. Самый легкий способ создания таких "вспомогательных" файлов – это загрузить любой из наших существующих файлов (которые уже имеют требуемые ширину и высоту) и затем "заполнить" изображение значением константы. Вот как это делается:
  
  
  
    >load fd1
  
    >fill 0
  
    >save dummy-offset
  
    >fill 1
  
    >save dummy-flat
  
  
  
  Теперь откроем меню Digital Photo » Preprocessing... и введем следующие параметры: Input generic name (шаблон исходных файлов) = fl, Offset = dummy-offset, Dark = flat-master-dark (Optimize = не отмечено), Flat-field = dummy-flat, Cosmetic file = flat-cosmetic, Output generic name (шаблон итоговых файлов)= fld (flat light с примененным dark), Number = 19 (т.е. количество Flat Light-ов в нашей последовательности). Теперь IRIS вычтет flat-master-dark из каждого выбранного Flat Light-а, а также "исправит" горячие пиксели.
  
   


• Создание Master Flat-а. Выберите Digital Photo » Make a flat-field... и заполните поля как приведено ни же: Generic name (шаблон имени) = fld, Offset image = dummy-offset, Normalization value (значение нормализации) = 20000  и Number = 19 (т.е. количество Flat Light-ов в нашей последовательности). IRIS вычтет (вспомогательный) offset из калиброванных Flat Light-ов, нормализует их так, чтобы они были одинаковой интенсивности (яркости), а затем произведет их медианное сложение. Результат останется в памяти, а не на диске. Поэтому не забудьте сохранить его:
  
  
  
    >save master-flat
  
   


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

Создание Master Dark-а

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

Создание Master Dark-а. В настоящее время для создания Master Dark-а я использую метод медианного сложения отдельных Dark-ов. Привожу простой способ выполнения этого в командном окне:



  >smedian d N

  >save master-dark



где N количество Dark кадров (в моем случае обычно 9).

 

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


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

Калибровка Light-ов

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


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





Конвертирование CFA в RGB



Введем следующую команду:



  >cfa2pic ldf ldfrgb N



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



Регистрация



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



  >setspline 1

  >coregister2 ldfrgb ldfrgbreg N



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

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



  >setspline 1

  >coregister4 ldfrgb ldfrgbreg 512 N



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



  >setfindstar sigma



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



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






• Загрузим первый кадр из последовательности, например >load ldfrgb1


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


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

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


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



Обрезка



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

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


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


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

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



Нормализация



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



  >noffset2 ldfrgbregcrop ldfrgbregcropnorm 0 N



где N это количество изображений в последовательности.



Сложение



Существует множество путей "сложения" (т.е. суммирования) отдельных кадров последовательности. Один из них это прямое сложение, которое имеет преимущество в том, что выдает результат с очень высоким соотношением сигнал/шум. Проблема прямого сложения в том, что такие вещи, как космические лучи, имеющие вид (очень) тонких отдельных штрихов, самолеты, треки спутников и другая "ложная" информация проявится в результате сложения. В качестве другой крайности можно обработать все изображения последовательности сложением по Медиане. В то время как оператор Медианы всемогущ в удалении такой "ложной" информации, он имеет недостаток в том, что дает на выходе результат с гораздо более низким соотношением сигнал/шум, нежели суммирование. Было бы здорово, если бы имелся "гибридный" алгоритм, который объединял бы в себе лучшие черты как прямого суммирования, так и медианного сложения! Да, такой имеется.



Этот алгоритм называется Kappa-Sigma сложение и в целом работает так. Представьте положение (x,y) отдельного единичного пикселя изображения. Алгоритм проверяет значение интенсивности этой точки во всех изображениях последовательности, затем вычисляет Среднее (Mean) и Сигму (Sigma) этих значений. Любое отдельное значение, которое удалено от Среднего на произведение некоторой константы на Сигму считается "ложным" и исключается из сложения. Затем алгоритм вычисляет сумму оставшихся значений и масштабирует результат исходя из того, сколько значений было исключено. Такое произведение некоторой константы на Сигму называется Каппа (Kappa).



Резюмируя, скажем, что алгоритм Kappa-Sigma исключает из суммирования все значения, лежащие на удалении Kappa × Sigma единиц от Mean. Kappa это один из параметров, которые должны быть переданы алгоритму. Другим параметром является количество итераций алгоритма, который я позже опишу детально. В некоторых случаях алгоритм не может отбросить с первого захода всю действительно "ложную" информацию, однако может корректно отбросить ее часть. На этом шаге для отбрасывания данных, которые являются "ложными" может быть запущен следующий проход алгоритма с  новыми значениями Mean и Sigma, что повторно обработает оставшиеся данные. Каждый такой проход называется итерацией. Исходя из моего опыта, одной итерации достаточно для автоматического удаления следов от космических лучей, самолетов, спутников, метеоров и даже от случайных "горячих пикселей" которые проскользнули этап калибровки,  особенно если Light-ы были сдвинуты во время съемки. (Разве я просил делать дизеринг на этом этапе!?)

Когда применяется приведенная выше теория, последующие в IRIS шаги очень просты. Вот как осуществляется Kappa-Sigma сложение. Мы сохраняем результат в файле stack:



  >composit ldfrgbregcropnorm Kappa Iterations Normalize N

  >save stack




где Kappa и Iterations описаны вы ше, Normalize это флаг, требующий от IRIS предотвратить клиппинг (числовое переполнение) результата сложения и N это количество изображений в последовательности. Почти всегда я использую Kappa равным 3, Iterations равными 1  и флаг Normalize равным 1. Если Вы заметите, что следы самолетов и т.д. проскальзывают в итоговый результат, попробуйте снизить Kappa до 2 или увеличить Iterations до 2 или более. Практически во всех случаях нам желательно избежать числового переполнения (клиппинга) итогового результата, что достигается установкой флага Normalize в 1. Однако, возможно вместо этого Вы решите, что будет приемлемым дать насытится ярким звездам, оставляя, таким образом больший доступный динамический диапазон для отображения самых тусклых объектов. В таком случае флаг Normalize может быть установлен в 0.

Суммируя вышесказанное, мое типовое использование этой команды выглядит так:



  >composit ldfrgbregcropnorm 3 1 1 N

  >save stack



где N это количество изображений в последовательности.

Бросим краткий взгляд на то, что мы так долго делали. Самое лучшее, что мы смогли сделать - это избавиться от эффектов шума и ограничений оптической системы путем калибровки Light-ов на основе Master Dark-а и Master Flat-а. Затем мы конвертировали калиброванные Light-ы, по прежнему в форме CFA изображений в градациях серого, в полноцветные изображения (RGB). После этого мы регистрировали (выровняли) изображения, удалили мусор вокруг краев, нормализовали их и, наконец, сложили. До этого момента для получения наиболее чистого итогового результата сложения наших Light-ов строго в рамках "науки". Теперь пришло время внести немного "искусства" с легким оттенком настоящей "науки", чтобы добиться от финального результата еще и эстетического удовольствия. Это "искусство" описывается в нескольких следующих шагах процесса.



Удаление градиента



Если в Ваших местах имеется какое-либо световое загрязнение, в особенности световое загрязнение в виде неравномерного освещения неба, скорее всего Ваш снимок будет на этом этапе иметь ужасно выглядящий градиент фона. Другой возможной причиной такого уродливого фона является неполное соответствие между Flat-ами и Light-ами. Загрузите в IRIS свой результат сложения (>load stack) и отрегулируйте ползунки в окне Threshold  так, чтобы Вы могли легко видеть фон. Нажатие кнопки Auto в окне Threshold должно помочь. Также полезно на этом шаге "уменьшить увеличение" так, чтобы видеть все изображение. Если Вам повезло, и фон изображения выглядит равномерным, Вы можете пропустить этот раздел полностью. В противном случае читайте далее.



IRIS имеет мощные алгоритмы удаления фонового градиента, но здесь я опишу только простой механизм, поскольку описание расширенного механизма потребует много страниц текста и примеров. Кроме того, Christian уже описал его на своем сайте. Даже при простом методе для достижения желаемого результата Вам потребуется немного поэкспериментировать. Повторяйте выполнение приведенных ниже команд до получения максимально однородного фона, настраивая ползунки визуализации и, может быть, уменьшая на каждой итерации масштаб так, чтобы на экране помещалось все изображение (используем кнопку zoom out панели инструментов):



  >load stack

  >setsubsky sigma poly_order

  >subsky



Обычно для начала я использую sigma = 4 и poly_order = 1 надеясь, что на фоне имеется всего лишь простой "линейный" градиент. В реальности же градиент фона более сложный и, следовательно, для его нейтрализации требуется полином. В таком случае попробуйте установить poly_order в 3, 4 или выше. Также попробуйте изменять параметр sigma вверх и вниз. Извините, но Вам самим придется поиграть с этими настройками до получения желаемого результата. Получив желаемое, не забудьте сохранить изображение на диск:




  >save stack-subsky



Баланс белого



Настройте ползунки визуализации для получения приемлемого вида Вашего итогового изображения с удаленным градиентом фона. Найдите на нем большую область неба, максимально свободную от ярких звезд и "объектов" (галактик, туманностей и т.д) и обведите ее прямоугольником при помощи мыши. Теперь выполите такие команды:



  >black

  >rgbbalance R G B

  >save stack-subsky-wb



где R, G и B это коэффициенты, используемые для компенсации различной чувствительности камеры к красному, зеленому и синему цвету соответственно. Для немодифицированных Canon DSLR я использую такие предложенные Christian значения R = 1.96, G = 1.00 и B = 1.23. Однако мои ощущения говорят, что это дает чуть больше красного и слегка меньше синего цвета. Однако это зависит от личных предпочтений, и Вы всегда сможете оформить их позже в Photoshop-е по своему вкусу. Если Вы обладаете модифицированной Canon DSLR (у которой удален "блокирующий ИК" фильтр), то для Вас более приемлемы будут такие веса RGB компонентов (1.38, 1.00, 1.23}.



Замечу, что эти R, G и B веса являются масштабирующими факторами на которые будет умножено каждое красное, зеленое и синее значение пикселя, в частности при выполнении команды rgbbalance. Когда любой из этих коэффициентов больше 1.0 (как большинство приведенных выше значений) возникает опасность клиппинга (насыщения) некоторых деталей изображения. Особенно если эти детали очень близки к насыщению. Оказывается, что для баланса цвета важны только относительные веса. Следовательно, Вы можете, по желанию, нормализовать их путем деления всех отдельных весов на больший из них так, что ни один из них не будет больше 1.0 и, следовательно, не возникнет клиппиинг. Для предотвращения клиппинга мы можем, например, поделить (1.38,1.00,1.23} на максимальное из трех весов значение 1.38 и использовать полученный нормализованный набор {1.00,0.72,0.89}.



Теперь на очереди некоторые комментарии относительно команды black. Эта команда определяет внутри выделенной области значения (R,G,B) медиан и затем вычитает эти значения из всего изображения делая, таким образом, значения медиан внутри выделенной области нулевыми {0,0,0}. В этом смысле, команда black удаляет некое “Постоянное смещение” в изображении, оставшееся не удаленным командами noffset2 или subsky. Источник этого смещения это “Небесный Туман”, т.е Световое Загрязнение, которое вносит сильное цветовое влияние. Следовательно, вычисленные командой  black значения {R,G,B}могут и обычно бывают разными для разных цветов. Суть в том, что удаление такого “Постоянного смещения” абсолютно необходимо для создания точного цветового баланса.



Растяжение



Я исключительно люблю в IRIS функцию “Hyperbolic Arc Sin (asinh) растяжения”, так как я нахожу, что она обеспечивает более приятный результат, нежели “Digital Development Process (DDP)”, предоставленный в большинстве графических программ. Интересно, что вариант asinh-растяжения используется JPL для обработки фотографий Хаббла. Определение правильных параметров alpha (агрессивность растяжения) и intensity  (фактор масштабирования растянутого изображения для предотвращения клиппинга или для увеличения яркости результата) явяется, по большей части, результатом проб и ошибок. Таким образом, я неоднократно повторяю следующие команды до получения желаемого результата:



  >load stack-subsky-wb

  >asinh alpha intensity

  >visu 32767 -5000

< br />
Часто для начала я пробую alpha = 0.005 и intensity = 30. Для каждого значения alpha Вам потребуется найти такое значение intensity, при котором будет достигнута такая яркость, которая не приведет к клиппингу со значениями интенсивности равными 32767. Что касается параметра alpha, то крохотное его изменение может вызвать гигантский эффект. Так, если 0.005 это примерно средняя величина растяжения, 0.010 будет очень агрессивным растяжением, а 0.001 будет слишком мягким растяжением. Опять же, поиграйте с этими значениями до получения такого результата, при котором будет отображено максимальное количество деталей, но без усиления шума фона до неприемлемых величин. Возможно Вам потребуется увеличить нижнюю границу порога в команде visu с -5000 до -4000 или даже выше. Твори, выдумывай, пробуй! Получив желаемый результат убедитесь, что Вы его сохранили:



  >save stack-subsky-wb-asinh



Поздравления! Впервые с момента того, как Вы начали эту Одиссею графической обработки  Вы, вероятно, смотрите на изображение, которое выглядит примерно так, как ожидалось Вами! Единственное, что осталось сделать – это финальные штрихи в среде Photoshop-а.



Доводка в Photoshop



К этому моменту IRIS проявил себя как полезный и эффективный солдат. Теперь настало время экспортировать данные в Photoshop для их финальной ретуши. К сожалению IRIS использует "знаковую 16-битную целочисленную арифметику", тогда как Photoshop имеет дело с "беззнаковой 16-битной целочисленной арифметикой ". Засим при переходе к Photoshop-у придется сделать несколько телодвижений, чтобы изображение выглядело "на пять".

Первым шагом будет сохранение в среде IRIS изображения в формате Photoshop:



  >savepsd2 stack-subsky-wb-asinh



   Примечание: использовать savepsd2, а не savepsd!!



Теперь откройте файл stack-subsky-wb-asinh.psd в Photoshop-е. Возможно он выглядит ужасно, но не стоит расстраиваться! Причина этого в том, что IRIS и Photoshop понимают числовое значение "черного" очень по-разному. Решением этого является простой вызов команды Levels (Уровни) и установка точки черного в 110 или около того. Конечно на данном этапе Вам захочется также поиграть с параметром растяжения и точкой белого. В зависимости от настроек Photoshop иногда команда Auto levels (Авто уровни) автоматически позаботится об этом и выдаст приемлемый результат.



Как только Вы, таким образом, настроили Уровни, изображение должно будет выглядеть очень похоже на то, как оно выглядело в IRIS. В общем-то, оно должно выглядеть почти идентично. На этом шаге я также разворачиваю изображение, если камера установлена "вверх ногами" для соответствия Север вверху (или Север слева в зависимости от ориентации камеры).

Поздравления!!! Теперь Вы похоже становитесь профи астрофотографии. Если все выглядит отлично или даже не очень – уменьшите изображение, конвертируйте в JPG и вышлите мне копию! Кроме того, если Вы имеете замечания или вопросы по поводу данного документа, пожалуйста, присылайте все Ваши комментарии. Мой E-mail таков: solospam на comcast точка net.



Дополнительные оптимизации



Вот несколько моих "хитростей обработки", которые могут быть выполнены выше  для дальнейшего улучшения результатов:

• Если Вы обнаружили, что вычитание dark-а приводит к появлению на Ваших кадрах "черных дыр", то создайте "реальный" Master Offset и используйте его для создания своего Master Dark-а. Затем, при калибровке Ваших Light-ов используйте "оптимизированное" вычитание dark-а. Выгодой будет более качественное  вычитание dark-а, но, вероятно, за счет остаточного переусиления результата.


• Напишите свою собственную программу для сложения, баланса белого и растяжения изображения на базе арифметики двойной точности плавающего типа. Это даст Вам практически неограниченный динамический диапазон. Или убедите Christian-а в том, что он должен добавить в IRIS эту функцию!

Архивация Ваших результатов




Теперь стоит записать на CD или DVD все свои RAW (.cr2), результат сложения (stack.pic) и финальный результат обработки с полным разрешением и размером – как файл IRIS (.pic) так и файл Photoshop-а (.psd). Если останется место, включите еще файлы Master Flat, Master Dark и Косметический файл.