La scala Antoniadi

Può un astrofilo essere soddisfatto di un cielo di classe 1 della scala di Bortle ovvero buio quasi quanto lo spazio interstellare? Ovvio che no! Infatti le condizioni meteorologiche e dello strumento attraverso cui si sta osservando il cielo possono deteriorare anche in modo sostanziale la qualità delle immagini. Se però nel secondo caso possiamo rimediare riducendo gli ingrandimenti al minimo necessario e cercando di evitare flussi di aria calda nelle vicinanze dello strumento, per quanto concerne le condizioni meteorologiche poco possiamo fare.

A questo punto un astrofilo deve decidere se avere cieli bui oppure cieli poco umidi e non turbolenti. Anche un compromesso è spesso possibile. Alla luce di questo diventa evidente che un astrofilo deve scegliere in modo oculato il proprio luogo osservativo in funzione di ciò che vuole osservare e/o fotografare. Se si vuole dettaglio per osservare o riprendere pianeti, Luna o Sole allora non deve richiedere cieli bui ma piuttosto con calma atmosferica. Se si vuole osservare il cielo con un binocolo o riprendere zone vaste di cielo allora la richiesta fondamentale è un cielo buio con basso inquinamento luminoso, indipendentemente dalla turbolenza atmosferica. Infine se si vuole riprendere o osservare galassie, nebulose o ammassi globulari bisognerà cercare un buon compromesso tra bassa turbolenza e cielo buio.

Così come la scala di Bortle ci permette di classificare quanto un cielo è buio, la scala di Antoniadi ci permette di classificare quanto un cielo è buono in termini di qualità dell'immagine osservata. Nella scala di Antoniadi sono quindi inclusi fenomeni come turbolenza atmosferica, umidità e condizioni dello strumento ovvero quelli che prendono in gergo il nome “seeing”. Definire la qualità dell'immagine è però difficile dal punto di vista oggettivo, soprattutto data la strumentazione a disposizione degli astrofili (spesso solo gli occhi). Per questo motivo la scala Antoniadi risulta spesso qualitativa e molto approssimata. Un tentativo di “oggettivazione” è stato fatto da William H. Pickering basandosi sugli anelli di diffrazione delle stelle, ma data la difficoltà nell'osservare questi ultimi, la scala omonima ha avuto scarso successo nel mondo dell'astronomia amatoriale.

La scala di Antoniadi, che prende il nome dall'astronomo greco Eugène Michel Antoniadi (1870 – 1944), è costituita da 5 livelli basati sul modo in cui viene osservata un'immagine planetaria o stellare:

Livello I : visibilità perfetta, assenza di qualsiasi scintillio.

Livello II : leggeri tremolii con momenti di calma che durano anche alcuni secondi.

Livello III : visibilità moderata con ampi tremolii che sfocano l'immagine.

Livello IV : immagine non buona, soggetta a turbolenza continua con ondulazioni dell'immagine.

Livello V : immagine pessima, che a stento permette di realizzare uno schizzo dell'oggetto.

La scala Antoniadi è espressa in numeri romani anche se spesso è possibile trovarla indicata in numeri arabi. A differenza della scala di Bortle, dove si può stimare la magnitudine osservata (per esempio con stellarium), non esiste un metodo oggettivo per determinare la scala Antoniadi.

Una vota che gli strumenti sono messi nelle condizioni ideali per osservare il cielo, il seeing viene a dipendere unicamente dalle condizioni atmosferiche. Proprio per questo motivo è possibile realizzare delle “previsioni del seeing” analogamente a quanto già avviene per le previsioni del tempo. Questo servizio è offerto dal sito internet meteoblue (www.meteoblue.com). Una volta cercata una località vicino al luogo di osservazione, si clicca sul giorno interessato e dalla scheda seeing_5d è possibile avere le previsioni orarie del seeing. Il valore del seeing lo si trova alla voce “Seeing Index 2” ed è misurato in scala Antoniadi inversa, ovvero 1 è Livello V e 5 è Livello I. Index 1 o Index 2 fa riferimento al modello di previsione del seeing di cui il secondo da maggior peso alla fluttuazione di densità atmosferica e quindi più adatto per indicare l'effetto della turbolenza sulla qualità dell'immagine.

Non mi resta quindi che augurarvi buona osservazione e un cielo di classe 1 di Bortle e livello I di Antoniadi.

In figura una simulazione della scala Antoniadi inversa 
(fonte http://www.alpineastrovillage.com/pageshorizontal/aboutus/weatherandsky.html)

La scala di Bortle

Forse non tutti gli astrofili avranno visto NGC3108 ma sicuramente un bel cielo inquinato dalle luci cittadine è un'esperienza che nessun amante del cielo ha potuto evitare. Soprattutto noi italiani siamo costretti a vivere a stretto contatto con cieli ogni anno più arancioni e sempre più poveri di stelle. Ma come fare a quantificare la salute del nostro cielo notturno? La rivista Sky&Telescope, nel febbraio 2001ha pubblicato una scala, ideata dall'astrofilo statunitense John E. Bortle, che da allora è diventata un riferimento per tutto il panorama dell'astrofilia mondiale. Questa è divisa in nove classi che vanno da un minimo di 1, identificata con il colore nero ed indica cieli bui, ad un massimo di 9, identificata con il colore bianco ed indica cieli molto inquinati. Di seguito riportiamo in dettaglio il significato delle singole classi (tratto dall'articolo di Sky&Telescope, febbraio 2001):

Classe 1 (cielo molto scuro), nero : Visibile la luce zodiacale, gengenschein e banda zodiacale tutte visibili ad occhio nudo. La luce zodiacale appare molto luminosa e la banda zodiacale copre l'intera volta celeste. La galassia M33 è facilmente visibile ad occhio nudo. Le nubi dello Scorpione e del Sagittario generano ombre diffuse sul terreno. Ad occhio nudo la magnitudine limite è 7.6 – 8.0 (a fatica), la presenza di Giove o Venere nel cielo sembra diminuire l'adattamento dell'occhio al buio. Visibile l'airglow (debole ma evidente soprattutto nei primi 15° dall'orizzonte). Con un telescopio da 32 cm di diametro si possono vedere a fatica stelle fino alla magnitudine 17.5, mentre con un 50 cm si raggiunge magnitudo 19. Se si sta osservando da un prato circondato da alberi, il vostro telescopio, i vostri amici ed il vostro veicolo sono quasi del tutto invisibili. Questo è quanto di meglio un astrofilo possa provare nella sua vita.

Classe 2 (cielo buio), grigio : Vicino all'orizzonte è possibile vedere l'airglow, M33 è facilmente visibile ad occhio nudo. La Via Lattea estiva appare ben strutturata anche ad occhio nudo, ed alcune delle sue parti più brillanti appaiono come marmo venato osservate attraverso un binocolo ordinario. La luce zodiacale è brillante e genera deboli ombre sul terreno poco prima dell'alba o subito dopo il tramonto ed il suo colore appare giallastro rispetto a quello biancastro della Via Lattea. Qualsiasi nube in cielo è visibile come uno spazio nero sovrapposto ad uno sfondo stellato. Il telescopio ed i suoi dintorni sono visibili con difficoltà tranne quando sono proiettati verso il cielo. Molti degli ammassi globulari del catalogo Messier sono visibili ad occhio nudo. Ad occhio nudo si osserva sino a magnitudine 7.1 – 7.5 mentre con un telescopio da 32 cm di diametro si può raggiungere magnitudo 16.0 o 17.0.

Classe 3 (cielo rurale), blu : Si osserva un leggero inquinamento luminoso all'orizzonte. Le nubi possono apparire debolmente illuminate se basse sull'orizzonte, anche se globalmente appaiono scure. È ben visibile la complessità della Via Lattea così come gli ammassi globulari (M4, M5, M15, M22). M33 è visibile con il metodo dell'osservazione distorta. La luce zodiacale è visibile in primavera ed autunno quando si estende per 60° sopra l'orizzonte dopo il tramonto o prima dell'alba. Il colore della luce zodiacale è appena percettibile. Il telescopio è appena visibile da una distanza di 6 – 9 metri da voi. Ad occhio nudo la magnitudine limite è 6.6 – 7.0 e con un riflettore da 32 cm di diametro si può raggiungere magnitudo 16.0 .

Classe 4 (cielo rurale / periferia), verde/giallo : presenza di luce diffusa e aloni luminosi intorno ai centri cittadini. La luce zodiacale è visibile ma non si alza molto sopra l'orizzonte al crepuscolo. La Via Lattea è ancora ben visibile ma perde parte delle sue strutture. M33 è difficilmente visibile se non quando la sua altezza dall'orizzonte è superiore ai 50°. Le nubi basse sull'orizzonte sono illuminate da sotto. È possibile osservare il nostro telescopio anche a notevole distanza. La massima magnitudine visibile ad occhio nudo è 6.1 – 6.5, mentre con un riflettore da 32 cm di diametro si può raggiungere magnitudo 15.5.

Classe 5 (cielo di periferia), arancio : luce zodiacale appena accennata e visibile raramente nelle notti d'autunno. La Via Lattea è molto debole e a volte invisibile all'orizzonte. Le fonti di luce sono visibili nella maggior parte se non in tutte le direzioni. Le nuvole in qualunque posizione sono illuminate e appaiono più chiare del cielo stellato. La magnitudine limite è circa 5.6 – 6.0 mentre con un riflettore da 32 cm di diametro si può raggiungere magnitudo 14.5 – 15.0.

Classe 6 (cielo luminoso di periferia), rosso : la luce zodiacale non è visibile neppure nelle notte migliori. La Via Lattea è visibile a tracce in direzione dello zenit. Il cielo entro un altezza di 35° è illuminato di colore bianco – grigiastro. Le nubi presenti appaiono luminose. Non avete difficoltà a trovare oculari e accessori del vostro telescopio posti sull'apposito sostegno. M33 non è visibile se non attraverso un binocolo ed M31 è appena visibile ad occhio nudo. La massima magnitudine visibile ad occhio nudo è 5.5 e con un telescopio da 32 cm di diametro si può raggiungere magnitudo 14.0 – 14.5

Classe 7 (periferia / città), rosso : tutta la volta celeste ha un colore bianco – grigiastro. Sorgenti di inquinamento luminoso sono visibili in tutte le direzioni. La Via Lattea è totalmente invisibile o quasi, M44 o M31 possono essere scorte a fatica ad occhio nudo. Le nubi presenti sono molto illuminate. Anche con telescopi di dimensioni moderate gli oggetti del catalogo Messier appaiono deboli e spesso risulta difficoltoso capirne la natura. Ad occhi nudo la magnitudine limite è 5.0 mentre un riflettore da 32 cm a malapena raggiunge la magnitudine 14.

Classe 8 (città), bianco : il cielo è completamente di colore bianco – grigiastro e senza difficoltà è possibile leggere i titoli dei giornali. M31 e M44 possono essere appena intraviste da un osservatore esperto nelle notte migliori e con un telescopio modesto è possibile osservare solo gli oggetti più luminosi del catalogo Messier. Alcune stelle delle costellazioni più note sono debolmente visibili o addirittura invisibili. Ad occhio nudo è possibile individuare, in condizioni ideali, solo stelle tuttalpiù di magnitudine 4.5. Il limite per un riflettore da 32 cm si abbassa a poco più di magnitudine 13.0 .

Classe 9 (centro città), bianco : Tutta la volta celeste è illuminata a giorno, anche allo zenit. Molte stelle delle costellazioni più famigliari sono invisibili e costellazioni come il cancro e i pesci non si vedono affatto. A parte, forse, le Pleiadi, non è possibile osservare nessun oggetto del catalogo Messier ad occhio nudo. Gli unici oggetti piacevolmente osservabili attraverso un telescopio sono la Luna, i pianeti, ed alcuni dei gruppi più luminosi di stelle (se si riescono a trovare). Ad occhio numero la magnitudine scende a 4.0 o inferiore.

Come è visibile dalla mappa del Nord Italia riportata qui sotto (fonte http://www.inquinamentoluminoso.it/), noi astrofili lombardi dovremo accontentarci di una magnitudine visuale pari a 4.75 – 5.25 (giallo, azzurro) ovvero massimo classe 6.0. La classe 5 in Lombardia è quindi ormai un sogno.

Però queste mappe sono delle indicazioni teoriche. Infatti un astrofilo con un minimo di esperienza avrà sicuramente notato come l'inquinamento luminoso dipenda anche dalle condizioni atmosferiche (nebbie, ...). Ecco quindi l'importanza della scala di Bortle che ci da indicazioni non teoriche ma empiriche della bontà del nostro cielo. Purtroppo però la descrizione data da J. Bortle è molto approssimata e l'unico vincolo oggettivo risulta essere la magnitudine visuale ad occhio nudo e/o al telescopio. Determinare però variazioni di magnitudine pari a 0.5 ad occhio nudo è molto difficile. Come fare allora?

Per fortuna viene in nostro aiuto un software potentissimo, gratuito e multi piattaforma (funziona si Linux, Windows e MacOS): stellarium 0.10.2.

Installare stellarium è facilissimo, basta scaricare l'eseguibile dal sito http://www.stellarium.org/it/ cliccarvi sopra e seguire le istruzioni. Una volta installato cliccate sull'icona del programma in modo da aprire il planetario virtuale. A questo punto vi si apre un mondo nuovo in cui potrete simulare il cielo giorno per giorno, ora per ora, secondo per secondo da qualsiasi punto della Terra e da altri pianeti del Sistema Solare (per maggiori informazioni http://downloads.sourceforge.net/stellarium/stellarium_user_guide-0.10.2-1.pdf).

Per quanto concerne il nostro problema settate stellarium in modo da simulare in tempo reale il cielo che state osservando. A questo punto spostate il mouse a sinistra; vi appariranno una serie di icone. Cliccate su “Finestra delle opzioni del cielo e della visualizzazione” oppure semplicemente premete il tasto F4. Si aprirà una finestra di dialogo. Nella sezione “Atmosfera” del tab “Cielo” troverete la voce “Inquinamento luminoso”. Modificate il numero a lato in modo che il cielo simulato sia il più verosimile possibile a quello che state osservando. Quel numero è la classe della scala di Bortle.

(fonte http://stellarium.org/img/screenshots/0.10-bortle.jpg)

Per gli abitanti del Nord Italia l'inquinamento luminoso è spesso anisotropo e concentrato soprattutto nella direzione dei grandi centri urbani (Milano e hinterland, Torino, …). Per questo è consigliabile stimare la scala di Bortle ai quattro punti cardinali e farne poi una media oppure, nel caso dell'astrofotografia, stimare la scala di Bortle nei dintorni dell'oggetto ripreso.

Briosco 27 Dicembre 2009

Luogo di osservazione: Briosco (MB)

Data: 27 Dicembre 2009

Scopo dell'Osservazione: riprendere il gruppo di macchie numero 1039 e Mercurio in luce diurna.

Oggetti osservati: Sole.

Oggetti fotografati: il Sole ed in particolare il gruppo di macchie numero 1039.
Condizioni atmosferiche: sereno con vento debole.
Seeing: pessimo.
Inquinamento luminoso: assente.
Note: il tentativo di riprendere Mercurio in luce diurna è fallito. Malgrado la conoscenza delle coordinate del pianeta e l'elevata distanza dal Sole non sono riuscito ad individuarlo tra la luminosissima luce diurna.

Sole - 27 Dicembre 2009 ore 14.44 U.T., Canon EOS 40D a fuoco diretto del telescopio Newton SkyWatcher 150 mm f/5 su montatura EQ 3.2. Filtro solare autocostruito in Mylar a tutta apertura. Singola posa da 1/500 secondo. Elaborazione dei colori effettuata con GIMP 2.6.7.

 Macchie numero 1039 - 27 Dicembre 2009 ore 12.59 U.T., webcam Philips SPC 900 NC a fuoco diretto del telescopio Newton 150 mm f/5 su montatura EQ 3.2. Filtro solare autocostruito in Mylar a tutta apertura + filtro IR cut Astronomik da 31.8 mm. Somma di 700 frames + master dark (somma di 1000 frames) + master flat (somma di 1000 frames) effettuata con Registax 5.1.0.2. Ripresa AVI da 100 secondi a 10 fps. Elaborazione dei colori effettuata con GIMP 2.6.7.

 Macchie numero 1039 - 27 Dicembre 2009 ore 13.20 U.T., webcam Philips SPC 900 NC + lente di Barlow acromatica 3x Heyford a fuoco diretto del telescopio Newton 150 mm f/5 su montatura EQ 3.2. Filtro solare autocostruito in Mylar a tutta apertura + filtro IR cut Astronomik da 31.8 mm. Somma di 900 frames effettuata con Registax 5.1.0.2. Ripresa AVI da 100 secondi a 10 fps. Elaborazione dei colori effettuata con GIMP 2.6.7.

Conclusioni: questa è stata la mia prima ripresa del Sole effettuata con una webcam. I risultati, dato il seeing, possono ritenersi più che soddisfacenti. Dispiace il tentativo fallito di ripresa di Mercurio. In futuro sarebbe meglio riprendere dark e flat anche per le riprese con la lente di Barlow.

DSS - Manuale Utente

Riportiamo qui sotto una prima bozza di traduzione del manuale utente di Deep Sky Stacker. Chiunque sia interessato a questo progetto può scaricare il file .docx dall'indirizzo internet http://www.davidetrezzi.it/ASTROBlog/Manuale%20Utente%20stand%20alone.docx . Tale file può (deve) essere modificato e mandato a datrezzi@gmail.com. Ricordatevi di inoltrarmi anche il vostro nome!!! Questo apparirà tra coloro che hanno collaborato al progetto di traduzione. Il testo originale, in lingua inglese, lo trovate all'indirizzo http://deepskystacker.free.fr/english/userguide.htm.
Buon Lavoro!


Manuale Utente

Il manuale utente per l’utilizzo da linea di comando è disponibile qui.

Introduzione

Utilizzo veloce

La scheda Allinea e Combina

Combinazione Multipla

La scheda Elaborazione

Creare una maschera di stelle

La lista delle immagini

Anteprima delle immagini (editing di Stelle e Comete)

Settaggi RAW e FITS DDP

Introduzione

Lo scopo di questo manuale è illustrare le funzionalità principali di DeepSkyStacker. L’interfaccia utente di DeepSkyStacker è abbastanza semplice e intuitiva e tutte le funzionalità principali e i comandi sono facilmente disponibili.

L’interfaccia utente è divisa in due aree: a sinistra un insieme di schede danno accesso a tutti i comandi e funzionalità. A destra invece è presente una finestra di configurazione o visualizzazione a seconda della scheda selezionata.

Per cambiare la scheda selezionata è necessario cliccare ovunque nella scheda .

Se sei un principiante in astrofotografia e non sai cosa sono i light, dark, flat e bias frame e come si realizzano, è possibile trovare una piccola descrizione qui.

Utilizzo veloce

Sei appena tornato da una notte impegnativa e hai terminato di scaricare tutte le tue immagini (light, dark, offset e flat) sul tuo PC.

Il primo passo è aggiungere tutte le immagini (in accordo con quanto rappresentano) alla lista.

Per fare questo è necessario utilizzare i comandi presenti nell’area a sinistra:

-          apri immagini …

-          dark files …

-          flat files …

-          dark flat files …

-          offset/bias files …

Quando viene lanciato il processo di registering sarà necessario selezionare nel menù “allinea immagini selezionate …” l’opzione “combina dopo l’allineamento” introducendo la percentuale di immagini che si vogliono considerare nel processo di elaborazione effettuato subito dopo l’allineamento.

Se si stanno utilizzando immagini RAW (fortemente raccomandato), è necessario consultare il menù scheda “settaggi RAW/FITS DDP …” dopodiché è possibile iniziare il processo di allineamento.

A questo punto è possibile andare a letto consci che dopo il meritato riposo potremo vedere i primi risultati nella scheda di elaborazione.

Si osservi che nel caso in cui il computer si blocchi dopo il processo di combinazione delle immagini, il risultato è automaticamente salvato in un file speciale: AutoSave.tif .

La scheda Allinea e Combina

La scheda di “Allinea e Combina” contiene tutti i comandi e le funzionalità riguardo i processi di allineamento e elaborazione delle immagini.

Da questa scheda, è possibile aggiungere alla lista qualsiasi tipo di frame (light, dark, flat e offset/bias), salvare e recuperare la lista in un file, visualizzare l’anteprima delle immagini ed iniziare il processo di allineamento ed elaborazione delle immagini.

È possibile aggiungere file alla lista semplicemente trascinandoli. Il programma chiederà di indicare il tipo di immagine prima di aggiungerlo alla lista.

L’area di destra contiene la lista delle immagini e l’anteprima del frame selezionato. Sotto la lista delle immagini un gruppo di schede permette l’accesso a ciascun gruppo di immagini. Se si clicca sulla scheda di un gruppo nella lista compariranno solo i file associati a quel gruppo. Per maggiori informazioni sui gruppi è possibile consultare i dettagli tecnici qui.

In alto a destra è presente uno strumento per cambiare la gamma dell’anteprima. Questo può essere molto importante per evidenziare oggetti deboli. Questi cambiamenti sono applicati solo all’anteprima e non all’immagine reale.

È possibile lanciare automaticamente l’elaborazione subito dopo l’allineamento fissando la percentuale di light frame che vogliono essere considerati nel processo di combinazione delle immagini. In questo caso vengono considerate solo i frame con miglior punteggio.

Il menù “calcola offset …” può essere utilizzato per calcolare gli offset ed gli angoli di rotazione tra le immagini senza lanciare il processo di elaborazione. Questi appariranno nella lista delle immagini alle colonne “dX” ,“dY” ed “Angolo”.

Nota: non è comunque necessario calcolare gli offset e gli angoli di rotazione a mano dato che questi vengono automaticamente calcolati dal programma prima dell’elaborazione delle immagini.

È possibile utilizzare il menù “Marca sopra una soglia …” al fine di selezionare solo le immagini che hanno un punteggio maggiore o uguale a quello impostato come soglia.

Prima di cominciare il processo di elaborazione delle immagini viene mostrata una scheda che riassume i passaggi che effettuerà il programma.

È importante sapere che i light frame saranno automaticamente associati  ai loro dark frame utilizzando gli ISO e il tempo di esposizione. I flat frame e gli offset/bias saranno associati automaticamente utilizzando solo gli ISO.

In ogni caso viene proposta la migliore combinazione dei frame. Nel caso in cui il programma non riesce a combinare gli ISO o i tempi di esposizione viene visualizzato un messaggio di avviso.

È possibile forzare temporaneamente gli ISO ed i tempi di esposizione utilizzando il menù contestuale dei singoli file.

Dal menù “Allinea immagini selezionate …”  è possibile cambiare il metodo di elaborazione di ciascun tipo di immagine cliccando direttamente sul link o sul tasto “parametri combinazione …”.

In questo caso appare una nuova finestra di dialogo nella quale è possibile modificare la cartella in cui vengono creati i file temporanei necessari per il processo di combinazione ed i relativi parametri.

Con la prima scheda è possibile settare i parametri di elaborazione tra i quali la possibilità di utilizzare l’opzione “rettangolo definito dall’utente”.

È possibile notare come per qualsiasi metodo di combinazione delle immagini gli offset sono calcolati a partire dal frame di riferimento. In questo senso il metodo mosaico in realtà è uno pseudo – mosaico.

Questa finestra di dialogo è anche quella in cui è possibile selezionare l’opzione drizzle per la combinazione delle immagini.

L’opzione drizzle crea immagini 4 o 9 volte più grandi dell’originale. Dato che le immagini delle fotocamere digitali sono di per se grandi, questo processo può richiedere molta memoria e spazio su disco.

Le altre schede light, dark, flat e bias sono utilizzati per modificare il metodo di combinazione per ciascun tipo di frame, attivare l’opzione “calibrazione sfondo” per il light frame, la rivelazione ed eliminazione dei pixel caldi o della riga di pixel caldi per il dark frame.

La scheda allineamento può essere utilizzata per cambiare il metodo di allineamento utilizzato dal programma per allineare le immagini. È possibile così scegliere tra trasformazioni di tipo Bilineare, Biquadratica o Bicubica oppure è possibile far scegliere a DeepSkyStacker la migliore trasformazione valutata a partire dal numero di stelle presenti.

Questa scheda serve invece per controllare la creazione di file intermedi.

Si possono utilizzare due opzioni al fine di creare file contenenti le immagini intermedie:

La prima opzione può essere utilizzata per creare un file contenente le immagini calibrate per ciascun light frame.

La seconda opzione può essere utilizzata per creare un file contenente le immagini calibrate ed allineate di ciascun light frame.

I file così creati hanno il nome e la posizione dei frame elaborati con un’estensione .cal.tif o .cal.fts per le immagini calibrate e .reg.tif o .reg.fts per le immagini calibrate ed allineate.

I file sono TIFF o FITS non compressi, a colori o in bianco e nero, ad 8, 16 o 32 bit a seconda dei bit dei light frame.

Quando si seleziona una di queste due opzioni, si verifichi di avere sufficiente spazio su disco per poter salvare tutti i file.

Questa scheda controlla il modo in cui le immagini calibrate vengono pulite prima di passare alla fase di combinazione.

Lo scopo è individuare e pulire tutti i pixel caldi e freddi che rimangono dopo la fase di calibrazione delle immagini.

La selezione di queste opzioni può alterare sensibilmente il risultato delle nostre elaborazioni e quindi si consiglia di utilizzarle con attenzione.

Due sono i parametri necessari per definire come applicare la pulizia delle immagini.

Il primo parametro è la dimensione del filtro utilizzato per rivelare e fissare i pixel caldi/freddi. Più il filtro è grande maggiore è il tempo di elaborazione ottenendo un’immagine finale più “morbida”.

Il secondo parametro è la soglia sotto la quale non viene applicata nessuna correzione (il valore del pixel non viene modificato). Una soglia bassa significa che vengono apportate un maggior numero di correzioni.

L’ultima opzione può essere selezionata al fine di creare un’immagine che mostra i pixel che sono stati ripuliti da ciascun light frame. In questa immagine i pixel caldi rimossi appaiono bianchi mentre quelli freddi di colore grigio scuro. Tutti gli altri pixel sono invece di colore grigio chiaro. Il file creato ha il nome e la posizione dei light frame elaborati con estensione .cosmetic.tif o .cosmetic.fits come definito nella scheda precedente.

La scheda “cometa” è disponibile solo quando almeno due light frame (incluso il light frame di riferimento) sono marcati come cometa.

In questo caso la scheda “cometa” è usata per selezionare il metodo di combinazione delle immagini tra i tre disponibili.

Per maggiori informazioni su come utilizzare la combinazione di immagini cometarie si legga il paragrafo comet stacking nel Technical Details.

Dopo il processo di combinazione, l’immagine risultante è salvata nel file AutoSave.tif creato nella cartella del light frame di riferimento.

Se un file AutoSave.tif è già presente nella cartella, il programma genera file AutoSaveXXX.tif con XXX numero progressivo compreso tra 001 e 999.

Combinazione Multipla

La finestra di dialogo “combinazione multipla” permette di creare immagini a partire da più di una combinazione.

Per esempio questa funzione può essere utilizzata per creare immagini a partire dai canali rosso, verde, blu e luminescenza senza bisogno di leggere ciascuna lista separatamente ed iniziare manualmente la combinazione.

Ovviamente può essere utilizzato per combinare qualsiasi altro tipo di lista.

L’unica richiesta è aggiungere le liste, precedentemente create tramite il comando “salva una lista”, che si vogliono combinare. Ogni lista selezionata verrà processata dal programma.

Alla fine del processo di combinazione, il nome del file elaborato sostituirà il nome di ciascuna lista processata.

Nota: non è possibile definire l’opzione “rettangolo definito dall’utente” per la composizione multipla.

La Scheda Elaborazione

La scheda elaborazione contiene i comandi e le caratteristiche che riguardano l’elaborazione finale dell’immagine processata.

Si vuole ricordare che DeepSkyStacker permette solo semplici ritocchi dell’immagine elaborata al fine di visualizzare velocemente il risultato della combinazione. Il ritocco completo deve essere effettuato con un altro software più specializzato.

La scheda di elaborazione contiene un’anteprima dell’istogramma RGB e tre sottoschede che possono essere utilizzare per aggiustare i seguenti parametri:

-          livelli RGB

-          curva di luminanza

-          saturazione

Un’eventuale modifica dei livelli RGB e della curva di luminanza è visibile direttamente sull’anteprima dell’istogramma RGB.

Correzione dei livelli RGB

La correzione dei livelli RGB è controllata da: il tipo di correzione che si vuole effettuare cliccando direttamente sul nome della correzione. Le correzioni disponibili sono lineare, radice quadrata, radice cubica, logaritmo, logaritmo del logaritmo, logaritmo della radice quadrata e arcoseno iperbolico.

I limiti, modificabili per ciascun canale (cursore di sinistra per il minimo, cursore di destra per il massimo).

L’offset, modificabile per ciascun canale (cursore centrale).

La correzione dei livelli RGB può essere effettuata indipendentemente per ciascun canale o per tutti i canali contemporaneamente selezionando l’opzione “canali collegati”.

Il modo migliore per comprendere come i vari parametri agiscono sull’immagine è cambiarli e vederne gli effetti sull’istogramma.

Correzione della curva di luminescenza

La curva di luminescenza è caratterizzata da 6 parametri:

-          2 per l’area scura

-          2 per l’area a mezzi toni

-          2 per l’area chiara

Questi parametri agiscono su una curva Bezier utilizzata per trasformare la luminescenza. Semplicemente i parametri indicano l’angolo e la potenza della curva in ciascun punto.

Il vantaggio di utilizzare 6 parametri è da un lato la possibilità di vedere velocemente il risultato ottenuto e dall’altro la possibilità di memorizzare i parametri allo scopo di applicarli per altre immagini.

Il modo migliore per comprendere come i vari parametri agiscono sull’immagine è cambiarli e vederne gli effetti sulla curva di luminescenza (curve nera) raffigurata sull’istogramma.

Correzione della Saturazione

La correzione della saturazione è semplicemente un aumento o diminuzione percentuale del livello di saturazione.

Istogramma RGB

L’istogramma RGB è utilizzato per visualizzare la distribuzione dei pixel in un’immagine per i tre canali rosso, verde e blu (R, G e B).

Inoltre allo scopo di migliorare l’equalizzazione dei canali, sopra l’istogramma vi è sovrapposta, per ciascun canale, una distribuzione gaussiana.

Salvare/Leggere i parametri di correzione

Ripetere/Annullare i parametri di correzione

Sul fondo di ciascuna scheda è disponibile un insieme di tasti che permettono di:

-          Applicare le ultime modifiche all’immagine

-          Annullare le ultime modifiche applicate

-          Ripetere le ultime modifiche applicate

-          Annullare tutte le modifiche applicate

-          Accedere alla finestra di dialogo per la scrittura/lettura di parametri di correzione

Aprire un’immagine

DeepSkyStacker permette di aprire immagini DSImage (create solo dopo il processo di composizione), TIFF (8, 16, 32 bit, scala di grigi o colori RGB) o FITS (8,16,32 o 64 bit, scala di grigi o colori RGB).

Alla fine del processo di composizione l’immagine AutoSave.tif viene aperta automaticamente.

Salvare l’immagine finale

DeepSkyStacker permette di salvare solo immagini a 16 o 32 bit in formato TIFF o FITS utilizzando due metodi:

-          Applicando le correzioni,

-          Non applicando le correzioni (ma salvandole nel caso di file TIFF in modo da poter continuare l’elaborazione in un secondo tempo, riaprendo l’immagine con DeepSkyStackr).

Per maggiori informazioni a proposito dei metodi di salvataggio delle immagini è possibile leggere le faq.

Creare una maschera di stelle

Usare una maschera di stelle è spesso molto utile durante la fase di post-elaborazione utilizzando diverse tecniche di elaborazione per le stelle rispetto al resto dell’immagine.

La maschera di stelle può essere utilizzata poi per elaborazione con programmi esterni (come Photoshop o PixInsight, …).

DeepSkyStacker può solo creare file di maschere di stelle senza utilizzarle in alcun modo.

È possibile quindi vedere questa caratteristica come un tool allo scopo di avere in modo semplice e veloce un file di maschera di stelle basato su una rivelazione reale delle stelle riprese.

Che cosa è una maschera di stelle?

Una maschera di stelle è una immagine “sintetica” in bianco e nero nel quale ogni stella luminosa è sostituita da un pallino circolare bianco che si connette al nero dello sfondo segue  ndo una determinata curva.

È possibile vedere un esempio di maschera di stelle a lato. Muovere il mouse per vedere l’immagine e la maschera di stelle.

Creazione di una maschera di stelle

Per creare una maschera di stelle bisogna aprire un’immagine della scheda di elaborazione. Dopodiché basta cliccare su “Crea una Maschera di Stelle” e si aprirà la relativa finestra di dialogo.

Da qui è possibile cambiare la forma delle stelle nella maschera, la soglia di rivelazione delle stelle e pochi altri parametri.

Una volta fatto questo, basta cliccare sul tasto OK e verrà così chiesto di selezionare un file (o TIFF o FITS) nel quale verrà salvata la maschera di stelle.

Il file così salvato sarà in scala di grigi a 16 bit. Questo file non è aperto automaticamente da DeepSkyStacker.

La maschera di stelle è sempre creata a partire da un’immagine come vista in DeepSkyStacker ovvero incluse le correzioni apportate.

La lista delle immagini

La lista delle immagini, comuni sia al processo di allineamento che di composizione, contiene tutte le immagini utilizzate nei processi di allineamento e composizione.

-          Light frame

-          Dark frame

-          Flat frame

-          Bias/offset frame

Solo le immagini selezionate verranno utilizzate nei processi di allineamento e composizione.

La lista delle immagini contiene le seguenti colonne:

Selezione	Possibilità di selezionare alcune immagini tra quelle caricate
Percorso	Il percorso del file
File	Nome del file
Tipo	Tipo di immagine: light, dark, flat, dark flat o bias
Punti	Punteggio assegnato dal processo di allineamento o N/A per i dark, flat e bias. Quando un’immagine è selezionata come immagine di riferimento tramite il menù contestuale, il punteggio viene anticipato da un asterisco.
dX	Offset X (in pixel) calcolato durante la fase di composizione
dY	Offset Y (in pixel) calcolato durante la fase di composizione
Angolo	Angolo di rotazione (in gradi) calcolato durante la fase di composizione
Data/Ora	Data ed ora del file
Dimensione	Dimensione dell’immagine in pixel (base x altezza)
CFA	Si se l’immagine è un Color Filter Array (CFA) che è il caso di tutte le immagini RAW che utilizzano una matrice di Bayer
Profondità	Tipo (Scala di grigi o RGB) e numero di bit per canale dell’immagine
Info	Informazioni aggiuntive (RAW con informazioni sulla fotocamera digitale, TIFF o altro)
ISO	ISO dell’immagine
Esposizione	Tempo di esposizione dell’immagine
FWHM	Larghezza a metà altezza (in pixel) media di tutte le stelle rivelate.
Fondo Cielo	Percentuale di fondo cielo dell’immagine allineata
# Stelle	Numero di stelle rivelate. Quando si seleziona la posizione di una cometa, il simbolo +(C) è associato al numero di stelle.

È possibile ordinare le immagini di una lista per colonna, cliccando sul titolo della stessa (cliccare nuovamente per invertire l’ordinamento). È possibile anche cambiare l’ordine e l’ampiezza delle singole colonne. Ogni modifica è salvata da DeepSkyStacker che la applica ad ogni apertura del programma.

È possibile visualizzare un’anteprima delle immagini presenti in lista cliccandovi sopra.

Se l’immagine selezionata è un file RAW, verranno applicati i settaggi RAW/FITS DDP.

È possibile selezionare più immagini in lista.

È inoltre disponibile un menù contestuale (cliccando con il tasto destro del mouse) allo scopo di poter selezionare manualmente l’immagini di riferimento per la composizione, cambiare il tipo di file, selezionare o deselezionare il file, rimuovere il file dalla lista o dalla visualizzazione, modificare le proprietà del file, copiare il contenuto della lista nella clipboard o cancellare il file dal disco.

Se si sceglie un’immagine di riferimento che non è selezionata, gli offset saranno calcolati rispetto a questa anche se l’immagine di riferimento non parteciperà al processo di composizione delle immagini.

La finestra di dialogo “proprietà …” può essere utilizzata per cambiare il tipo di immagine e provvisoriamente (solo per la sessione corrente) gli ISO e il tempo di esposizione di una o più immagini.

Quando si cambiano gli ISO ed il tempo di esposizione non viene effettuato nessun tipo di cambiamento all’immagine originale. Tali valori vengono infatti registrati solo in memoria durante la sessione corrente.

Anteprima delle immagini

L’anteprima delle immagini serve per visualizzare velocemente un’immagine dalla lista (scheda “allinea e combina”)  o il risultato finale della nostra elaborazione (scheda “elaborazione”).

È possibile zoomare o un zoomare puntando il mouse sull’immagine e usando la rotellina. Questo è l’unico modo per ingrandire un’immagine o averne una visione d’insieme.

Editing di Stelle e Comete

Quando un light frame è selezionato nella scheda “allinea e combina” è possibile:

-          Editare la posizione di una stella

-          Editare la posizione di una cometa

-          Creare e editare (muovere, dimensionare) un “rettangolo definito dall’utente”

È possibile selezionare una delle tre opzioni appena descritte nella toolbar nell’angolo in basso a destra dell’immagine. L’ultima icona della toolbar serve per caricare o salvare i cambiamenti.

Nota sull’editing di Comete: il centro della cometa non può essere rivelato automaticamente da DeepSkyStacker. Per forzare la posizione della cometa è necessario premere il tasto Shift mentre si è posizionati al centro della cometa.

Se si è in fase di elaborazione, è possibile utilizzare l’anteprima per selezionare una par  te dell’immagine finale disegnando un rettangolo direttamente sulla figura.

Questo rettangolo è utilizzato come unica regione cui applicare le correzioni oppure è possibile salvare solo la parte selezionata dell’immagine.

Se non è definito nessun rettangolo i cambiamenti, così come il salvataggio dell’immagine, vengono applicati all’intera figura.

In ogni caso, quando l’immagine è salvata su disco, i cambiamenti vengono applicati a tutta la figura.

Settaggi RAW e FITS DDP   

La finestra di dialogo “settaggi RAW e FITS DDP” permettono di aver accesso a tutti i parametri utilizzati quando un file RAW viene sviluppato in immagine.

File RAW

I parametri sono:

-          Bilanciamento dei canali RGB

-          Bilanciamento del bianco

-          Metodo di interpolazione

Questi parametri sono strettamente quelli disponibili in DCRaw di Dave Coffin. Per m  aggiori informazioni sul loro utilizzo è possibile consultare il sito internet di quest’ultimo.

Il bilanciamento dei canali è molto importante e deve essere settato correttamente a seconda della propria fotocamera digitale.

I valori delle scale per i canali rosso e blu sono relativi a quella del verde. Le correzioni in luminanza sono applicate a tutti e tre i canali.

Ulteriori informazioni sul metodo di interpolazione e sulla struttura specifica della matrice di Bayer sono disponibili nei Technical Details.

File FITS

L’unico settaggio in questa scheda utilizzato per tutti i file FITS è il valore di luminosità.

Questo serve per scalare immagini a 12 bit in immagini a 16 bit (per farlo, utilizzare il valore 16).

 Tutti gli altri settaggi vengono utilizzati solo con immagini FITS in bianco e nero a 16 bit create da fotocamere digitali o CCD a colori.

Il primo passaggio è selezionare la fotocamera digitale o la camera CCD utilizzata per riprendere le immagini caricate nella lista. Questo è necessario per utilizzare il filtro di Bayer corretto per la decodifica delle immagini da bianco e nero a colori.

I parametri sono:

-          Bilanciamento dei canali RGB

-          Metodo di interpolazione

Per il bilanciamento dei canali RGB è importante inserire quelli della propria macchina fotografica digitale o camera CCD.

I valori delle scale rosso e blu sono relativi a quelli della scala verde. La correzione di luminanza è invece applicata a tutti e tre i canali.

Ulteriori informazioni sul metodo di interpolazione e sulla struttura specifica della matrice di Bayer sono disponibili nei Technical Details.

DSS - Dettagli tecnici

In questo capitolo affronteremo alcuni dettagli di tipo tecnico come: il registering, l’allineamento, i gruppi di file, lo stacking, i metodi di stacking, il drizzle, lo stacking cometario, i processi di sviluppo dei file RAW.

Il registering

Riconoscimento delle stelle

Per ogni immagine Deep Sky Stacker (DSS) rileva automaticamente le stelle. Il processo viene effettuato individuando nel fotogramma oggetti circolari la cui luminosità decresce in modo regolare in ogni direzione. Una volta che la stella è stata rivelata, viene calcolato il suo centro utilizzando una curva gaussiana per la luminosità.

Applicazione di dark, flat ed offset prima della fase di registering

Se i dark, flat e offset sono rivelati da DSS, questi vengono automaticamente applicati prima della fase di registering. Per frame ricchi di pixel caldi è consigliato effettuare dei dark allo scopo di evitare il riconoscimento di finte stelle che possono così perturbare la fase di allineamento.

Rivelazione automatica dei pixel caldi

In via opzionale DSS può cercare i pixel caldi durante il processo di registering al fine di impedire il riconoscimento di stelle finte. Questa opzione però dovrebbe funzionare solo con immagini monocromatiche e RAW nei metodi di interpolazione Super-Pixel, Bayer Drizzle, bilineare e AHD.

Selezionare la soglia del numero di stelle rivelate

La soglia standard è del 10% (ovvero il 10% della massima luminanza). È possibile modificare questa soglia nel tab avanzato della finestra di dialogo Register Setting. Se si diminuisce la soglia DSS rivelerà le stelle più deboli viceversa aumentandola.

Al fine di trovare la soglia migliore, è possibile contare il numero di stelle che sono state rivelate. Per fare questo DSS seleziona il primo frame e sottrae temporaneamente i pixel caldi. Questo conteggio è solo indicativo e può variare se poi si applicano dark, flat e offset.

Risultati della fase di registering

I risultati della fase di registering (numero di stelle, luminosità, posizione di ciascuna stella), sono salvate in un file di testo il cui nome è il nome dell’immagine con un’estensione .Info.txt .

In questo modo non è necessario applicare più volte il processo di registering per future elaborazioni. I risultati della fase di registering dipendono dai parametri selezionati (in particolare dai parametri di sviluppo RAW). Se questi parametri vengono modificati è necessario ripetere la fase di registering.

Stacking dopo la fase di registering

DSS può far seguire lo stacking dopo la fase di registering. È possibile selezionare la percentuale di frame che si vogliono passare allo stacking dopo la fase di registering. In questo modo è possibile utilizzare solo le immagini migliori. Il fatto di eseguire automaticamente lo stacking dopo il registering permette all’astrofilo di andare a letto la notte e risvegliarsi al mattino con i primi risultati a disposizione.

L’Allineamento

Offset e calcolo dell’angolo

Durante il processo di allineamento la migliore immagine (ovvero quella che ha ottenuto il punteggio più alto assegnato da DSS), sarà usata come frame di riferimento a meno che non si voglia usare un altro frame selezionabile attraverso l’apposito menù contesto.

Tutti gli offset e gli angoli di rotazione sono calcolati rispetto al frame di riferimento. Per farla breve, DSS cerca il più grande triangolo tra quelli i cui lati sono tra loro più vicini (e così gli angoli tra loro). Quando un numero sufficiente di tali triangoli è rivelato tra il frame di riferimento ed il frame che deve essere allineato, l’offset e l’angolo di rotazione sono calcolati con il metodo dei minimi quadrati. A seconda del numero di stelle vengono utilizzati trasformazioni di tipo biquadratiche o bilineari. Per maggiori informazioni sui metodi di allineamento si faccia riferimento ai siti:

Utilizzo automatico degli offset ed angoli calcolati precedentemente

DSS salva tutte le trasformazioni tra il frame di riferimento e gli altri frame, cosicché non è necessario ricalcolarle nuovamente se le informazioni di registering non sono cambiate. Le informazioni sono salvate con un nome dopo il frame di riferimento (nella stessa cartella) con l’estensione .stackinfo.txt .

I gruppi di file

I gruppi di file possono essere utilizzati per semplificare il lavoro di molteplici notti sullo stesso oggetto. In questo caso le immagini possono essere raggruppate per sessione di ripresa. Se uno usa solo il gruppo principale, DSS lavora come prima di introdurre i gruppi di file.

Ci sono due tipi di gruppi di file: il gruppo principale e gli altri gruppi.

·         I frame del gruppo principale possono essere associati ai soli dark, flat e offset/bias del gruppo principale, questa è l’impostazione di DSS se uno non introduce altri gruppi.

·         I dark, flat e offset/bias del gruppo principale possono essere associate ad ogni altro gruppo.

·         I dark, flat e offset/bias di un gruppo può essere associato solo a quel gruppo.

In questo modo è possibile creare molti gruppi di file così come è possibile utilizzare un solo gruppo. Quando si apre DSS, un solo gruppo (il principale) è disponibile. Appena aggiungi un file all’ultimo gruppo disponibile, un nuovo tab vuoto di gruppo viene creato.

Esempio

Supponiamo che per due notti abbiamo ripreso lo stesso oggetto. Per ogni notte abbiamo un certo numero di scatti di dark, flat e offset/bias. Supponiamo ora che la temperatura e la direzione sia variata da una notte ad un’altra e quindi i dark ed i flat delle due notte fanno riferimento a situazioni differenti. Per associare i dark ed i flat alle giuste condizioni abbiamo bisogno di due gruppi di file, uno per ciascuna notte. Gli offset, essendo comuni possono essere messi nel gruppo principale. DSS assocerà così i dark, flat, offset/bias corretti a ciascuna immagine.

Lo stacking

Calibrazione dello sfondo

La calibrazione dello sfondo consiste nel normalizzare il valore di fondo di ciascuno scatto prima di effettuare lo stacking. Il valore di fondo è definito come il valore mediano di tutti i pixel della figura. Sono così possibili due opzioni:

·         Con l’opzione “calibrazione per canale”, lo sfondo di ciascun canale è normalizzato separatamente in modo da combinarsi bene con il frame di riferimento,

·         Con l’opzione “calibrazione RGB”, lo sfondo di ciascun canale è normalizzato allo stesso valore dato dal minore mediano tra i tre canali calcolati con il frame di riferimento. Con questa tecnica però la saturazione diminuisce e l’immagine finale risulta particolarmente grigia (come se fosse in bianco e nero).

È importante scegliere una di questa opzione per alcuni metodi di stacking come il kappa-sigma o il kappa-sigma mediano al fine di assicurare che le immagini che subiranno stacking sono normalizzate allo stesso valore di fondo.

Calibrazione automatica dei flat

L’obbiettivo della calibrazione automatica dei flat è equalizzare le differenze di luminosità tra i flat prima di calcolare il master flat. Il primo flat è preso come flat di riferimento. Gli altri flat sono normalizzati in modo di avare la luminosità media e la dinamica confrontabile con il flat di riferimento.

Rivelazione automatica e rimozione dei pixel caldi

Obbiettivo della rivelazione e rimozione automatica dei pixel caldi è sostituire i pixel caldi con un valore calcolato a partire dai primi pixel vicini.

Inizialmente vengono individuati i pixel caldi a partire dall’analisi dei dark (o del master dark se disponibile). Ogni pixel il cui valore è maggiore della mediana + 16 x deviazione standard, è marcato come pixel caldo. Per tutti quei pixel, il valore dell’immagine calibrata (dopo aver applicato dark, offset/bias e flat) è interpolato dai primi vicini.

Rivelazione automatica e rimozione delle righe di pixel

Alcuni CCD monocromatici hanno colonne di pixel danneggiate o completamente saturate da pixel caldi. In questi casi è possibile individuare e rimuovere tali righe. DSS individua una linea verticale “calda” di larghezza pari ad un pixel e la rimuove interpolando con i primi vicini.

Sottrazione di dark basato sull’entropia

La sottrazione del dark può essere effettuata per via opzionale tramite metodo basato sull’entropia in modo che l’immagine risultante (frame meno dark) abbia entropia minima applicando un coefficiente tra 0 ed 1 al dark frame. Lo scopo di questa ottimizzazione è quello di utilizzare i dark frame ripresi in condizioni non ottimali (specialmente a causa delle temperature).

Maggiori informazioni a:

  

Stacking

Il processo di stacking effettuato da DSS è molto classico:

1.      Viene creato il master offset a partire dagli scatti di offset (a seconda del metodo selezionato). Se si è selezionato più di un offset, viene creato un master offset di nome MasterOffset_ISOxxx.tif nella cartella del primo scatto di offset. Questo può essere utilizzato come il solo file di offset per le prossime volte.

2.      Viene creato il master dark a partire dagli scatti di dark (a seconda del metodo selezionato). Il master offset è sottratto ad ogni scatto di dark. Se si è selezionato più di un dark viene creato un master dark di nome MasterDark_ISOxxx.tif nella cartella del primo scatto di dark. Questo può essere utilizzato come il solo file di dark per le prossime volte.

3.      Viene creato il master flat a partire dagli scatti di flat (a seconda del metodo selezionato). Il master offset ed il master dark flat vengono sottratti a ciascun scatto di flat. Il master flat è automaticamente calibrato. Se si è selezionato più di un flat viene creato un master flat di nome MasterFlat_ISOxxx.tif nella cartella del primo scatto di flat. Questo può essere utilizzato come il solo file di flat per le prossime volte.

4.      Vengono calcolati tutti gli offset e gli angoli di rotazione per i frame che devono essere elaborati.

5.      Viene creata l’immagine finale sommando tutti i frame a seconda del metodo selezionato. Il master offset ed il master dark vengono automaticamente sottratti da ciascun frame ed il risultato è diviso per il master flat calibrato. Se l’opzione è selezionata vengono sottratti i pixel caldi rivelati nel master dark e vengono sostituiti dall’interpolazione con i primi vicini.

6.      Se la Bayer drizzle è selezionata, le componenti RGB sono normalizzate per evitare buchi di informazione.

7.      La figura finale elaborata è salvata automaticamente in AutoSave.tif contenuto della stessa cartella del primo frame.

Allineamento canali RGB

Quando questa opzione è selezionata, DSS cerca di allineare i tre canali in modo da ridurre lo shift di colore tra i canali dell’immagine finale. L’effetto visibile principale è che le stelle non sono rosse da un lato e blu dall’altro. L’allineamento viene effettuato sui due canali più lontani dal miglior canale.

Utilizzo automatico dei master creati precedentemente

I file master esistenti (dark, flat, dark flat e bias/offset) creati da una lista di file possono essere riutilizzati quando:

-          Non si cambia la lista dei file utilizzati per crearli,

-          Non si cambiano i settaggi utilizzati per creare i master a partire dai singoli scatti. Questo include il metodo di combinazione, i parametri ed i settaggi RAW e FITS.

Un file di testo contenete tutti i parametri e settaggi è contenuto nella cartella del master file e ha l’estensione .Description.txt. Se alcuni parametri cambiano, DSS ripromessa i frame per creare nuovi master. Se invece non si toccano file e settaggi DSS utilizza i master già creati velocizzando il processo di elaborazione.

Utilizzare un rettangolo definito dall’utente

È possibile dire a DSS di usare un rettangolo definito dall’utente che definisce la posizione e la dimensione dell’immagine finale. Inizialmente è necessario avere un’anteprima delle immagini selezionando un frame. Meglio selezionare il miglior frame scelto tra quelli che hanno ottenuto un punteggio migliore. Nel processo di stacking verrà così elaborato solo il rettangolo selezionato.

Questa opzione può essere utile per le opzioni drizzle che raddoppia o triplica le dimensioni dell’immagine elaborata utilizzando molta memoria e disco durante il processo di stacking.

I metodi di stacking

Vediamo i principali metodi di stacking:

Media

Questo è il metodo più semplice. La media di tutti i pixel nello stack è calcolata per ogni pixel.

Mediana

Questo è il metodo di base utilizzato quando si crea il master dark, flat e offset/bias. Il valore mediano dei pixel nello stack è calcolato per ogni pixel.

Massimo

Questo è un metodo estremamente semplice che può essere utilizzato in una grande varietà di situazioni. Il massimo valore dei pixel nello stack è calcolato per ogni pixel.

Kappa-Sigma

Questo metodo esclude i pixel deviati iterativamente. Vengono utilizzati due parametri: il numero di interazioni la deviazione standard moltiplicativa (kappa). Per ciascuna interazione viene calcolata la media e la deviazione standard (sigma) dei pixel nello stack. Ciascun pixel il cui valore è più lontano dal valore medio di kappa x sigma è rigettato. La media dei pixel rimanenti nello stack è calcolato per ciascun pixel.

Kappa-Sigma mediana

È lo stesso metodo kappa-sigma ma in questo caso il calcolo delle medie è sostituito da quello delle mediane.

Media pesata auto adeguante

La media pesata è adattata dal lavoro di Stetson. Questo metodo calcola una robusta media ottenuta interattivamente pesando ciascun pixel per la deviazione dalla media tenendo conto della deviazione standard.

Media pesata dall’entropia

Questo metodo è basato sul lavoro di German, Jenkin e Lesperance ed è usata per fare lo stacking prendendo per ciascun pixel la miglior dinamica. Questo metodo è utile soprattutto quando l’oggetto è stato ripreso con tempi di esposizioni diverse o con diversi ISO, e crea un’immagine media con la miglior dinamica possibile. Questo permette di non bruciare i centri di galassie o nebulose luminose. Questo metodo però utilizza molta memoria e CPU.

Il Drizzle

Il Drizzle è un metodo sviluppato dalla NASA per le osservazioni a grande campo dell’HST. L’algoritmo è noto come Variable Pixel Linear Reconstruction. Questo ha un ampio range di utilizzo come ad esempio un aumento della risoluzione dello stack rispetto al singolo frame, mantenendo tutte le caratteristiche dell’immagine originale (colore, luminosità).

Sostanzialmente l’immagine viene super-campionata poco prima di iniziare lo stacking, aumentando il frame di due o tre volte le dimensioni originali, proiettandola in un reticolo di pixel più fine. Il risultato è che l’immagine finale è raddoppiata/triplicata e così gli oggetti più piccoli che occupavano solo pochi pixel ora sono due o tre volte più grandi.

Cosa è necessario e quando usare il drizzle

Avere una grande quantità di immagini è fondamentale anche se queste non devono essere necessariamente ben allineate. Non ha senso fare il drizzle se si hanno solo pochi frame. Il processo di drizzling aumenta la risoluzione e quindi è utile per oggetti piccoli o riprese a corta focale.

Effetti del processo di drizzling

Gli svantaggi di usare il drizzling è un aumento dell’utilizzo di memoria e spazio su disco dato dal quadrato del fattore di drizzling. Anche il tempo di elaborazione aumenta sensibilmente. Un buon modo per ridurre l’utilizzo delle risorse è utilizzare un’area rettangolare definita dall’utente.

Drizzle e Bayer Drizzle

Questi due metodi usano modi diversi per fare il drizzle. È consigliabile non selezionare contemporaneamente i due metodi. DSS avvisa con un messaggio di allerta nel caso venga scelta questa opzione.

Lo stacking cometario

Le comete sono oggetti che si muovono velocemente nel cielo, quindi quando facciamo l’operazione di stacking di due immagini cometarie può succedere:

-          Se DSS allinea le stelle, la cometa è mossa;

-          Se DSS allinea la cometa, le stelle sono mosse.

Dalla versione 3.0 è possibile avere in DSS due nuove opzione per lo stacking cometario:

-          Allineare la cometa lasciando le stelle mosse,

-          Allineare la cometa lasciando fisse le stelle.

Ci sono ovviamente molti metodi implementati tra cui:

-          Standard Stacking: la posizione della cometa è ignorata, la cometa è mossa e le stelle sono fisse

-          Comet stacking star tails: la cometa è allineata e le stelle sono mosso

-          Comet and star stacking (star freeze effect): un primo stack estrae la cometa dal fondo. Un secondo stack allinea le stelle di fondo (sottraendo l’immagine della cometa). La cometa viene risommata all’immagine delle stelle fisse.

Nel caso in cui non si voglia allineare semplicemente le stelle, ma anche (o solo) la cometa è necessario:

1.      Registrare il centro della cometa. DSS infatti non riesce a determinare il centro della cometa automaticamente. E quindi è necessario settare la posizione della cometa in tutti i frame. Questo processo deve essere fatto una sola volta. Per fare questo si selezione un frame dalla lista e si usa il metodo di edit cometario per settare il centro della cometa. Se il centro della cometa è troppo debole o luminoso è possibile forzare DSS ad accettare ogni posizione premendo il tasto shift posizionando la cometa al centro. Allora puoi salvare il risultato cliccando salva cambiamenti nella toolbar. Se non lo fai DSS te lo chiederà automaticamente. Quando il centro della cometa è salvato, una +(C) apparirà durante il conto delle stelle nella lista. Questa operazione deve essere ripetuta per ciascun frame. Se le posizioni spaziali e temporali della cometa sono accurate, DSS può prevedere la posizione del centro nei frame successivi senza settarlo manualmente.

2.      Selezionare il metodo di stacking. Questo può essere fatto nella tab cometa disponibile nella finestra di dialogo dei parametri di stacking. Il tab cometa appare solo se esistono almeno due frame incluso quello di riferimento che sono stati registrati come cometa. Da questo tab è possibile scegliere uno dei tre metodi per fare lo stacking cometario.

3.      Mixare immagini cometarie e non. DSS può considerare sia frame registrati come comete che frame normali nello stesso stack. Questo può aumentare la resa di oggetti deboli nelle vicinanze come galassie o nebulose.

4.      Quale metodo di stacking? Se vuoi creare delle immagini con stelle mosse il metodo media è sicuramente il migliore. In tutti gli altri casi è consigliabile il metodo mediano per piccoli stack e sigma-kappa per grandi stack.

5.      Che risultato ti aspetti. Ovviamente dipende dai metodi usati per lo stacking di cometa e stelle di fondo. La cosa migliore è, se possibile, riprendere il campo in assenza della cometa (dopo alcuni giorni) in modo da incrementare la qualità del fondo.

I processi di sviluppo dei file RAW

Decodifica di file RAW

I file RAW creati dalle fotocamere digitali sono decodificati utilizzando DCRAW di Dave Coffin. La lista delle fotocamere supportate è abbastanza lunga e costantemente aggiornata da Dave Coffin. DSS utilizza sempre l’ultima versione di DCRAW ed è (e sarà) sempre aggiornato.

Processo di sviluppo dei file RAW

Un file RAW è il negativo dell’era digitale. Così come per i negativi anche i file RAW hanno bisogno di un processo di sviluppo. Ci sono due tipi di file RAW: uno usa una matrice di Bayer (la maggior parte), mentre l’altro non usa una matrice di Bayer (come per esempio i chip Foveon). Durante questa guida verranno analizzati solo i file RAW del primo tipo.

La matrice di Bayer

Prima di tutto riprendiamo il concetto di matrice di Bayer. Quando uno usa una fotocamera digitale ad 8 Megapixel il chip CMOS o CCD è un chip in bianco e nero di 8 milioni di pixel a cui è incollata una matrice di Bayer che è sotto tutti gli effetti un esempio di filtri RGBG o CYMK di fronte a ciascun pixel (sono possibili anche altri esempi).

Nel caso del filtro RGBG un quarto dei pixel raccoglie il rosso, un quarto il blu, e la rimanente metà il verde. Così una fotocamera a 8 Megapixel produce immagini rosse da 2 milioni di pixel, blu da 2 milioni di pixel e verdi da 4 milioni di pixel.

Come la fotocamera digitale ricrea a partire da queste immagini quella a colori?

Semplicemente interpolando i colori primari mancanti dai pixel vicini.

Ricostruzione dei colori con la matrice di Bayer – interpolazione

Il primo modo per ricostruire i colori da una matrice di Bayer è interpolare i primari mancanti dai pixel vicini. Sono disponibili un gran numero di metodi di interpolazione in grado di produrre risultati più o meno buoni (lineare, gradiente, …) ma tutti degradano la qualità dell’immagine finale a seguito della stima dei colori mancanti.

Anche se ciascuna immagine è debolmente degradata dal processo di interpolazione, durante il processo di stacking è possibile perdere molti dettagli fini.

Usare i metodi di interpolazione che derivano dai software originali della camera digitale è forse la peggior scelta per l’astrofotografia. Se infatti si usa il metodo di interpolazione da RAW a per esempio TIFF a 16 bit si ha sicuramente una perdita di preziosi dettagli e DSS non potrà dare le migliori prestazioni.

Ricostruzione dei colori con la matrice di Bayer – super pixel

Con il software DCRAW è possibile accedere alla matrice di Bayer prima che ogni tipo di interpolazione venga effettuata. In questo modo è possibile utilizzare altri metodi per ricostruire i colori veri senza perdere informazioni come nella classica interpolazione.

Il metodo super pixel non interpola ma crea un singolo super pixel da ciascun singolo gruppo di quattro pixel (RGBG).

Invece di ciascun gruppo di 4 pixel contenente tutte le informazioni necessarie per ciascun primario e luminosità. Questo metodo è molto semplice ed ha come vantaggio quello di ridurre l’immagine finale di un fattore 4. Il metodo super pixel fornisce buoni risultati quando sono poche le immagini da utilizzare per il processo di stacking.

Ricostruzione dei colori con la matrice di Bayer – Bayer drizzle

Questo ultimo metodo è quello suggerito da Dave Coffin utilizzando la proprietà dello stacking per calcolare il vero RGB di ciascun pixel dell’immagine finale usando lo spostamento “naturale” tra ciascuna immagine. Quando un grande numero di immagini sono disponibili con il loro allineamento sub-pixel, DSS calcola bit per bit il vero valore di ciascun primario per pixel, il tutto effettuato senza nessuna interpolazione. Dopo il processo di stacking DSS utilizza un altro algoritmo per normalizzare il valore di RGB allo scopo di non perdere pezzi di informazioni.

Il metodo Bayer drizzle fornisce risultati eccellenti quando si hanno a disposizione un gran numero di frame e quando la precisione di guida è superiore ad un pixel (che avviene nella maggior parte dei casi).