Befehle
Die folgende Seite zeigt alle Befehle die in Siril verfügbar sind 1.3.0.
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Tipp
Bei allen Sequenzbefehlen können Sie das Argument sequencename durch ein . ersetzen, wenn die zu bearbeitende Sequenz bereits geladen ist.
Tipp
Wenn Sie ein Argument angeben möchten, das eine Zeichenfolge mit Leerzeichen enthält, beispielsweise einen Dateinamen, müssen Sie das gesamte Argument und nicht nur die Zeichenfolge in Anführungszeichen setzen. Sie sollten also beispielsweise „command „-filename=My File.fits““ verwenden, nicht „command -filename="My File.fits"``.
addmax
addmax filename
Berechnet ein neues Bild durch Kombination des Bildes im Speicher mit dem Bild filename. An jeder Pixelposition wird der neue Wert auf das Maximum des aktuellen Bildes und im Bild filename bestimmt
asinh
asinh [-human] stretch [offset]
Streckt das Bild mit Hilfe einer hyperbolischen Arcin-Transformation, um schwache Objekte anzuzeigen. Das obligatorische Argument stretch, typischerweise zwischen 1 und 1000, definiert die Stärke der Streckung. Der Schwarzpunkt kann durch Angabe des optionalen offset-Argumentes im Bereich normalisierter Pixelwerte [0, 1] verschoben werden. Schließlich ermöglicht die option -human die Verwendung einer Gewichtung der Lichtempfindlichkeit des menschlichen Auge zur Berechnung der Streckung, statt des einfachen mittelwertes der Pixelwerte des Kanals. Diese Streckmethode bewahrt die Helligkeit aus dem L*a*b Farbraum
autoghs
autoghs [-linked] shadowsclip stretchamount [-b=] [-hp=] [-lp=]
Anwendung der verallgemeinerten hyperbolischen Streckung mit einem Symmetriepunkt SP, definiert als k.sigma vom Median jedes Kanals (der angegebene shadowclip-Wert ist hier k und kann negativ sein). Standardmäßig werden SP und die Streckung pro Kanal getrennt berechnet; durch Angabe von -linked kann die Streckung als Mittelwert der Kanäle berechnet werden. Der Stretchfaktor D wird als zweites, obligatorisches Argument angegeben.
Standardwerte sind 13 für B, mit einer starken Fokussierung auf den SP-Helligkeitsbereich, 0,7 für HP und 0 für LP, können aber mit den gleichnamigen Optionen geändert werden
autostretch
autostretch [-linked] [shadowsclip [targetbg]]
Streckt das aktuell geladene Bild mit unterschiedlichen Parametern für jeden Kanal (nicht verknüpft), sofern nicht -linked übergeben wird. Argumente sind optional, shadowclip ist der Schatten-Beschneidungspunkt, gemessen in Sigma-Einheiten von der Spitze des Haupthistogramms (Der Defaultwert ist -2,8), targetbg ist der Ziel-Hintergrundwert, der dem Bild seine endgültige Helligkeit gibt. Bereich [0, 1], Defaultwert ist 0,25. Die Defaultwerde werden in der Auto-Stretch-Funktion der grafischen Benutzeroberfläche benutzt.
Verwenden Sie nach der Farbkalibrierung nicht die nicht verknüpfte Version, da sie den Weißabgleich verändert
bg
bg
Gibt den Hintergrund-Wert des aktuell geladenen Bildes aus
bgnoise
bgnoise
Gibt den Rauschwert des aktuell geladenen Bildes aus
Für weitere Informationen, siehe Dokumentation Statistik
binxy
binxy coefficient [-sum]
Berechnet das numerische Binning des geladenen Bildes (Summe der Pixel 2x2, 3x3..., ähnlich dem analogen Binning einer CCD-Kamera). Wenn das optionale Argument -sum übergeben wird, wird die Summe der Pixel berechnet, ansonsten der Durchschnitt der Pixel
boxselect
boxselect [-clear] [x y width height]
Erzeugt einen Auswahlbereich im aktuell geladenen Bild mit den Argumenten x, y, Breite und Höhe, wobei x und y die Koordinaten der linken oberen Ecke, beginnend bei (0, 0), und width und height die Größe der Auswahl sind. Das Argument -clear löscht jeden Auswahlbereich. Wenn kein Argument übergeben wird, wird die aktuelle Auswahl ausgegeben
calibrate
calibrate sequencename [-bias=filename] [-dark=filename] [-flat=filename] [-cc=dark [siglo sighi] || -cc=bpm bpmfile] [-cfa] [-debayer] [-fix_xtrans] [-equalize_cfa] [-opt[=exp]] [-all] [-prefix=] [-fitseq]
Kalibrierung der Sequenz Sequenzname unter Verwendung der im Argument angegebenen bias-, dark- und flat-Dateien.
Für Bias kann anstelle eines Bildes ein einheitlicher Wert angegeben werden, indem ein mit einem =-Zeichen beginnender Anführungszeichenausdruck eingegeben wird, z. B. -bias="=256" oder -bias="=64*$OFFSET" (synthetischer Bias).
Standardmäßig ist die kosmetische Korrektur nicht aktiviert. Wenn Sie eine solche Korrektur wünschen, müssen Sie sie mit der Option -cc= angeben.
Sie können -cc=dark verwenden, um Hot- und Coldpixel aus dem Masterdark zu erkennen (ein Masterdark muss mit der Option -dark= angegeben werden), optional gefolgt von siglo und sighi für Cold- bzw. Hotpixel. Ein Wert von 0 deaktiviert die Korrektur. Wenn keine Sigmawerte angegeben werden, wird nur die Erkennung von Hotpixeln mit einem sigma von 3 angewendet.
Alternativ können Sie -cc=bpm gefolgt von dem Pfad zu Ihrer Bad Pixel Map verwenden, um anzugeben, welche Pixel korrigiert werden müssen. Eine Beispieldatei kann mit einem find_hot-Befehl auf einem Masterdark erhalten werden.
Drei Optionen gelten für Farbbilder (im CFA-Format): -cfa für kosmetische Korrekturen, -debayer, um Bilder vor dem Speichern zu entmosaikisieren, und -equalize_cfa, um die mittlere Intensität der RGB-Ebenen des Master-Flats auszugleichen, um eine Färbung des kalibrierten Bildes zu vermeiden.
Die Option -fix_xtrans widmet sich X-Trans-Dateien, indem sie eine Korrektur auf Dark- und Biasframes anwendet, um ein recheckiges Muster zu entfernen welches durch den Autofokus verursacht wird.
Es ist auch möglich, die Dunkelbildsubtraktion mit -opt zu optimieren, was die Bereitstellung von Bias und Dunkelmastern erfordert und automatisch den auf die Darks anzuwendenden Koeffizienten berechnet, oder den Koeffizienten dank des Belichtungs-Schlüsselworts -opt berechnet =exp berechnet.
Standardmäßig werden die als ausgeschlossen markierten Bilder nicht verarbeitet. Das Argument -all kann verwendet werden, um die Verarbeitung aller Bilder zu erzwingen, auch wenn sie als ausgeschlossen markiert sind.
Der Name der Ausgabesequenz beginnt mit dem Präfix "pp_", sofern nicht mit der Option -prefix= etwas anderes angegeben wurde.
Wenn -fitseq angegeben wird, ist die Ausgabesequenz eine FITS-Sequenz (einzelne Datei)
calibrate_single
calibrate_single imagename [-bias=filename] [-dark=filename] [-flat=filename] [-cc=dark [siglo sighi] || -cc=bpm bpmfile] [-cfa] [-debayer] [-fix_xtrans] [-equalize_cfa] [-opt[=exp]] [-prefix=]
Kalibriert das Bild imagename unter Verwendung der im Argument angegebenen Bias-, Dark- und Flat-Dateien.
Für Bias kann anstelle eines Bildes ein einheitlicher Wert angegeben werden, indem ein mit einem =-Zeichen beginnender Anführungszeichenausdruck eingegeben wird, z. B. -bias="=256" oder -bias="=64*$OFFSET" (synthetischer Bias).
Standardmäßig ist die kosmetische Korrektur nicht aktiviert. Wenn Sie eine solche Korrektur wünschen, müssen Sie sie mit der Option -cc= angeben.
Sie können -cc=dark verwenden, um Hot- und Coldpixel aus dem Masterdark zu erkennen (ein Masterdark muss mit der Option -dark= angegeben werden), optional gefolgt von siglo und sighi für Cold- bzw. Hotpixel. Ein Wert von 0 deaktiviert die Korrektur. Wenn keine Sigmawerte angegeben werden, wird nur die Erkennung von Hotpixeln mit einem sigma von 3 angewendet.
Alternativ können Sie -cc=bpm gefolgt von dem Pfad zu Ihrer Bad Pixel Map verwenden, um anzugeben, welche Pixel korrigiert werden müssen. Eine Beispieldatei kann mit einem find_hot-Befehl auf einem Masterdark erhalten werden.
Drei Optionen gelten für Farbbilder (im CFA-Format): -cfa für kosmetische Korrekturen, -debayer, um Bilder vor dem Speichern zu entmosaikisieren, und -equalize_cfa, um die mittlere Intensität der RGB-Ebenen des Master-Flats auszugleichen, um eine Färbung des kalibrierten Bildes zu vermeiden.
Die Option -fix_xtrans widmet sich X-Trans-Dateien, indem sie eine Korrektur auf Dark- und Biasframes anwendet, um ein recheckiges Muster zu entfernen welches durch den Autofokus verursacht wird.
Es ist auch möglich, die Dunkelbildsubtraktion mit -opt zu optimieren, was die Bereitstellung von Bias und Dunkelmastern erfordert und automatisch den auf die Darks anzuwendenden Koeffizienten berechnet, oder den Koeffizienten dank des Belichtungs-Schlüsselworts -opt berechnet =exp berechnet
Der Ausgabedateiname beginnt mit dem Präfix "pp_", sofern nicht mit der Option -prefix= etwas anderes angegeben wurde
capabilities
capabilities
Auflistung der Siril-Fähigkeiten, basierend auf den Kompilierungsoptionen und Laufzeit
catsearch
catsearch name
Sucht ein Objekt nach Name und fügt es dem Benutzerkatalog für Anmerkungen hinzu. Das Objekt wird zunächst in den Beschriftungskatalogen gesucht, wenn es nicht gefunden wird, wird eine Anfrage an SIMBAD gestellt.
Das Objekt kann ein Objekt des Sonnensystems sein. In diesem Fall ist vor dem Objektnamen ein Präfix "a:" für Asteroid, "p:" für Planet, "c:" für Komet, "dp:" für Zwergplanet oder "s:" für natürlicher Satellit erforderlich. Die Suche erfolgt nach dem Datum, der Uhrzeit und dem Beobachtungsort, die in der Kopfzeile des Bildes angegeben sind, unter Verwendung des "IMCCE Miriade Service <https://ssp.imcce.fr/webservices/miriade/howto/ephemcc/#howto-sso>".
ccm
ccm m00 m01 m02 m10 m11 m12 m20 m21 m22 [gamma]
Wendet eine Farbkonvertierungsmatrix auf das aktuelle Bild an.
Es gibt 9 obligatorische Argumente, die den 9 Matrixelementen entsprechen:
m00, m01, m02
m10, m11, m12
m20, m21, m22
Ein zusätzliches zehntes Argument [gamma] kann bereitgestellt werden: Wenn es weggelassen wird, wird standardmäßig 1,0 verwendet.
Diese werden nach folgenden Formeln auf jedes Pixel angewendet:
r' = (m00 * r + m01 * g + m02 * b)^(-1/gamma)
g' = (m10 * r + m11 * g + m12 * b)^(-1/gamma)
b' = (m20 * r + m21 * g + m22 * b)^(-1/gamma)
cd
cd directory
Setzt ein neues aktuelles Arbeitsverzeichnis.
Das Argument directory kann das Tokten ~ enthalten, welches zum Pfad des Heimatverzeichnisses des aktuellen Benutzers erweitert wird. Verzeichnisse mit Leerzeichen im Namen können durch einfache oder doppelte Anführungszeichen geschützt werden
cdg
cdg
Ermittelt die Koordinaten des Schwerpunkts des Bildes. Nur Pixel mit Werten über 15,7 % der maximalen ADU und vier Nachbarn, die dieselbe Bedingung erfüllen, werden zur Berechnung herangezogen, und er wird nur berechnet, wenn es mindestens 50 davon gibt
clahe
clahe cliplimit tileSize
Gleicht das Histogramm eines Bildes mit Hilfe der Kontrastbegrenzten Adaptiven Histogrammangleichung (CLAHE) aus.
cliplimit legt den Schwellenwert für die Kontrastbegrenzung fest.
tilesize legt die Größe des Rasters für die Histogramm-Angleichung fest. Das Eingabebild wird in rechteckige Kacheln gleicher Größe unterteilt
clear
clear
Leert die Konsolenausgabe in der Benutzeroberfläche
clearstar
clearstar
Entfernt alle Sterne die im RAM gespeichert und auf dem Bildschirm angezeigt sind
close
close
Schließt das geöffnete Bild und die geöffnete Sequenz ordnungsgemäß, falls vorhanden
conesearch
conesearch [limit_magnitude] [-cat=] [-phot] [-obscode=] [-tag={on|off}] [-log={on|off}] [-trix=] [-out=]
Zeigt standardmäßig Sterne aus dem lokalen Katalog für das geladene, astrometrisch gelöste Bild an, bis zur angegebenen Grenzgröße (limit_magnitude) (standardmäßig 13 für die meisten Kataloge, außer 14.5 für aavso_chart, 20 für solsys und ohne Grenzgröße für pgc).
Ein alternative Onlinekatalog kann durch Angabe von -cat= angegeben werden mit folgenden Werten
- for stars: tycho2, nomad, gaia, ppmxl, bsc, apass, gcvs, vsx, simbad, aavso_chart
- for exoplanets: exo
- for deep-sky: pgc
-für Objekte des Sonnensystems: solsys (der nächstgelegene`IAU observatory code <https://vo.imcce.fr/webservices/data/displayIAUObsCodes.php>`__ kann mit dem Argument -obscode= für eine bessere Positionsgenauigkeit übergeben werden)
Für Sternkataloge die photometrische Daten enthalten, werden Sterhen ohne B-V-Informationen beibehalten; sie können durch Angabe von -phot ausgeschlossen werden
Das Argument -trix= kann anstelle eines Katalogs gefolgt von einer Zahl zwischen 0 und 511 übergeben werden, um Sterne zu zeichnen, die im lokalen Katalog-Trixel der Ebene 3 enthalten sind (hauptsächlich für die Verwendung durch Entwickler)
Bei einigen Katalogen (bsc, gcvs, pgc, exo, aavso_chart und solsys) werden standardmäßig auch die Namen neben den Markern in der Anzeige (nur GUI) angezeigt und im Protokoll aufgeführt. Bei anderen Katalogen mit einer größeren Anzahl von Objekten, namentlich vsx und simbad, können diese Informationen ebenfalls angezeigt werden, aber da sie die Anzeige überladen könnten, sind sie standardmäßig nicht aktiviert. Dieses Verhalten kann mit den Optionen -tag=on|off zur Anzeige der Namen neben den Markern und -log=on|off zur Auflistung der Objekte im Konsolenprotokoll ein- und ausgeschaltet werden
Die Liste der im Bild vorhandenen Elemente kann optional durch Übergabe des Arguments -out= in einer CSV-Datei gespeichert werden
convert
convert basename [-debayer] [-fitseq] [-ser] [-start=index] [-out=]
Konvertiert alle Bilder des aktuellen Arbeitsverzeichnisses, die in einem unterstützten Format vorliegen, in eine Siril-Sequenz von FITS-Bildern (mehrere Dateien) oder eine FITS-Sequenz (einzelne Datei), wenn -fitseq angegeben wird, oder eine SER-Sequenz (einzelne Datei), wenn -ser angegeben wird. Das Argument basename ist der Basisname der neuen Sequenz, Zahlen und die Erweiterung werden dahinter gesetzt.
Bei FITS-Bildern versucht Siril, einen symbolischen Link zu erstellen; ist dies nicht möglich, werden die Dateien kopiert. Die Option -debayer wendet Debayering auf CFA(Farb-)-Eingabebilder an; in diesem Fall wird kein symbolischer Link erstellt.
-start=index setzt die Startindexnummer, nützlich um eine bestehende Sequenz fortzusetzen (wird nicht mit -fitseq oder -ser verwendet; stellen Sie sicher, dass Sie die Ziel-.seq entfernen oder löschen, falls sie in diesem Fall existiert).
Die Option -out= ändert das Ausgabeverzeichnis zum angegebenen Argument.
Siehe auch CONVERTRAW und LINK
Verweise: convertraw, link
convertraw
convertraw basename [-debayer] [-fitseq] [-ser] [-start=index] [-out=]
Identisch mit CONVERT, konvertiert jedoch nur DSLR-RAW-Dateien, die im aktuellen Arbeitsverzeichnis gefunden werden
Verweise: convert
cosme
cosme [filename].lst
Wendet den lokalen Mittelwert auf eine Gruppe von Pixeln des gespeicherten Bildes an (kosmetische Korrektur). Die Koordinaten dieser Pixel befinden sich in einer Text-Datei [.lst-Datei]. Der Befehl FIND_HOT kann auch für einzelne Hotpixel verwendet werden, aber es ist eine manuelle Bedienung erforderlich, um Zeilen oder Spalten zu entfernen. COSME ist in der Lage, nach der Kalibrierung verbleibende heiße und kalte Pixel zu korrigieren.
Anstatt die Liste der schlechten Pixel zu liefern, ist es auch möglich, sie im aktuellen Bild mit dem Befehl FIND_COSME aufzuspüren
Verweise: find_hot, find_cosme
Dateiformat für die Liste der schlechten Pixel: * Zeilen der Form "P x y" korrigieren das Pixel an den Koordinaten (x, y). type ist ein optionales Zeichen (C oder H), das Siril angibt, ob das aktuelle Pixel kalt oder heiß ist. Diese Zeile wird durch den Befehl FIND_HOT erzeugt, aber Sie können die beiden folgenden Zeilentypen auch manuell hinzufügen * Zeilen der Form C x 0 korrigieren die schlechte Spalte an den Koordinaten x. * Zeilen der Form L y 0 korrigieren die schlechte Zeile an den Koordinaten y.
cosme_cfa
cosme_cfa [filename].lst
crop
crop [x y width height]
Beschneidet einen ausgewählten Bereich des geladenen Bildes.
Falls eine Auswahl aktiv ist, sind keine weiteren Argumente erforderlich. Andernfalls oder in Skripten müssen Argumente angegeben werden, wobei x und y die Koordinaten der linken oberen Ecke und width und height* die größe der Auswahl sind. Alternativ kann die Auswahl auch mit dem BOXSELECT-Befehl im geladenen Bild getroffen werden
Links: boxselect
ddp
ddp level coef sigma
Führt eine DDP (Digital Development Processing) durch, wie sie zuerst von Kunihiko Okano beschrieben wurde. Diese Implementierung ist diejenige, die in IRIS beschrieben wird.
Sie kombiniert eine lineare Verteilung auf niedrige Niveaus (unter level) and eine nicht-lineare Verteilung auf hohe Niveaus.
Es verwendet einen Gauß-Filter mit der Standardabweichung sigma und multipliziert das resultierende Bild mit coef. Typische Werte für sigma liegen zwischen 0,7 und 2. Das Argument level sollte bei 16-Bit-Bildern im Bereich [0, 65535] liegen und kann bei 32-Bit-Bildern entweder im Bereich [0, 1] oder [0, 65535] angegeben werden; in diesem Fall wird es automatisch skaliert
denoise
denoise [-nocosmetic] [-mod=m] [ -vst | -da3d | -sos=n [-rho=r] ] [-indep]
Entrauscht dsa Bild mit dem von Lebrun, Buades und Morel <https://www.ipol.im/pub/art/2013/16> beschriebenen Algorithmus.
Es wird dringend empfohlen, vor der Entrauschung eine kosmetische Korrektur auszuführen, um Salz- und Pfefferrauschen zu entfernen. Wenn die jedoch bereits zu einem früheren Zeitpunkt im Arbeitsablauf erfolgt ist, kann es hier mit dem optionalen Befehl -nocosmetic deaktiviert werden.
Ein optionales Argument -mod=m kann angegeben werden, wobei 0 <= m <= 1. Das Ausgabepixel wird dann out=m x d + (1 - m) x in berechnet, wobei d der entrauschte Pixelwert ist. Bei einem Modulationswert von 1 wird keine Modulation angewendet. Wird der Parameter nicht angegeben, wird er standardmäßig auf 1 gesetzt.
Das optionale argument -vst kann verwendet werden, um die verallgemeinerte varianzstabilisierende Anscombe-Transformation (Generalised Anscombe Variance Stabilizing Transform) vor NL-Bayer anzuwenden. Dies ist nützlich bei photonenarmen Bildern, wie z.B. Einzelbildern, bei denen das Rauschen einer Poisson- oder Poisson-Gauß-Verteilung folgt und nicht primär gaußförmig ist. Es kann nicht in Verbindung mit DA3D oder SOS verwendet werden, und für die Entrauschung von gestackten Bildern ist es in der Regel nicht von Vorteil.
Mit dem ptionalen Argument -da3d kann die datenadaptive Dual-Domain-Entrauschung (DA3D) als letzter Entrauschungsalgorithmus aktiviert werden. Dabei wird die Ausgabe von BM3D als Vorgabe zur Verfeinerung der Rauschunterdrückung verwendet. Das verbessert die Detailwiedergabe und reduziert Treppenartefakte.
Das optionale Argument -sio=n kann verwendet werden, um das iterative Denoise-Boosting nach dem SOS-Prinzip (Strengthen-Operate-Subtract) zu aktivieren, wobei die Anzahl der Iterationen durch n festgelegt wird. Dieser Booster kann insbesondere dann bessere Ergebnisse liefern, wenn der NL-Bayes-Algorithmus ohne Booster Artefakte im Hintergrundbereich erzeugt. Wenn sowohl -da3d als auch -sos=n angegeben sind, gilt die zuletzt angegebene Option.
Das optionale Argument -rho=r kann angegeben werden, wobei 0 < r < 1. Dies wird vom SOS-Booster verwendet, um den Anteil des verrauschten Bildes zu bestimmen, der dem Zwischenergebnis zwischen den einzelnen Iterationen hinzugefügt wird. Wenn -sos=n nicht angegeben wird, wird der Parameter ignoriert.
Standardmäßig werden DA3D oder SOS nicht angewendet, da die Verbesserung der Rauschunterdrückung in der Regel relativ gering ist und diese Techniken zusätzliche Verarbeitungszeit erfordern.
In sehr seltenen Fällen können bei der Entrauschung von Farbbildern blockartige Farbartefakte in der Ausgabe entstehen. Das optionale Argument -indep kann verwendet werden, um dies zu verhindern, indem jeder Kanal separat entrauscht wird. Dies ist zwar langsamer, beseitigt aber die Artefakte
dir
dir
Listet Dateien und Verzeichnisse im Arbeitsverzeichnis auf
Dieser Befehl ist nur unter Microsoft Windows verfügbar, für den entsprechenden Befehl unter Linux und MacOS siehe ls.
disto
disto [clear]
Zeigt das Verzerrungsfeld eines astrometrisch gelösten Bildes mit Verzerrungstermen an
Option clear angeben zum deaktivieren
addmax
dumpheader
Zeigt den FITS-Header-Wert für den angegebenen Schlüssel des geladenen Bildes in der Konsole an
entropy
entropy
Berechnet die Entropie des geladenen Bildes für den dargestellten Layer, aber nur im Auswahlbereich - sofern einer vorhanden ist - ansonsten im Gesamtbild. Entropie ist eine Möglichkeit, den Rauschpegel oder den Detail-Grad eines Bildes zu bestimmen
exit
exit
Beendet das Programm
extract
extract NbPlans
Extrahiert NbPlans Ebenen der Wavelet-Domäne des geladenen Bildes
Siehe auch WAVELET und WRECONS. Für Farbextration, eiehe SPLIT
extract_Green
extract_Green
Extrahiert das grüne Signal aus dem geladenen CFA-Bild. Es liest die Bayer-Matrix-Informationen aus dem Bild oder den Voreinstellungen und exportiert nur die gemittelten Grünfilterdaten als neue, halbgroße FITS-Datei. Es wird eine neue Datei erstellt, deren Name mit dem Präfix "Green_" beginnt
extract_Ha
extract_Ha [-upscale]
Extrahiert das H-Alpha-Signal aus dem geladenen CFA-Bild. Es liest die Bayer-Matrix-Informationen aus dem Bild oder den Voreinstellungen und exportiert nur die Rotfilterdaten als eine neue, halb so große FITS-Datei. Wenn das Argument -upscale angegeben wird, wird die Ausgabe x2 hochskaliert, um die volle Sensorauflösung zu erreichen, z.B. um mit anderen Bildern der gleichen Sensorfamilie übereinzustimmen. Es wird eine neue Datei erstellt, deren Name mit dem Präfix "Ha_" versehen ist
extract_HaOIII
extract_HaOIII [-resample=]
Extrahiert das H-Alpha und O-III-Signal aus dem geladenen CFA-Bild. Es liest die Bayer-Matrix-Informationen aus dem Bild oder den Voreinstellungen und exportiert nur die Rotfilterdaten als H-Alpha als neue, halbgroße FITS-Datei (Wie EXTRACTHA) und behält die beiden Anderen für OIII mit einem interpolierten Wert für die roten Pixel . Es werden neue Dateien erstellt, deren Name mit dem Präfix "Ha_" und "OIII_" beginnt
Das optionale Argument -resample={ha|oiii} legt fest, ob das Ha-Bild hoch- oder das OIII-Bild herunterskaliert werden soll um Bilder mit der selben Größe zu erhalten. Wenn dieses Argument nicht angegeben wird, wird kein Resampling durchgeführt und das OIII-Bild hat die doppelte Höhe und Breite des Ha-Bildes
fdiv
fdiv filename scalar
Dividiert das geladene Bild durch das im Argument angegebene Bild. Das resultierende Bild wird mit dem Wert des Arguments scalar multipliziert. Siehe auch IDIV
Verweis: idiv
ffill
ffill value [x y width height]
Gleicher Befehl wie "FILL", aber es wird symmetrisch in einem mit der Maus oder dem Befehl BOXSELECT definierten Bereich ausgeführt. Findet Verwendung im Bereich der FFT (Fast Fourier Transformation)
fftd
fftd modulus phase
Wendet eine Fast-Fourier-Transformation auf das geladene Bild an. modulus und phase, die im Argument angegeben sind, sind die Dateinamen der gespeicherten FITS-Dateien
ffti
ffti modulus phase
Ermittelt ein korrigiertes Bild unter Anwendung einer inversen Transformation. Als nodulus und phase werden die Dateien verwendet, die im Argument angegeben werden. Das Ergebnis wird als neues geladenes Bild angezeigt
fill
fill value [x y width height]
Füllt das gesamte geladene Bild (oder die aktuelle Auswahl) mit Pixeln, die den Wert Intensität, ausgedrückt in ADU, haben
find_cosme
find_cosme cold_sigma hot_sigma
Führt eine automatische Erkennung heißer/kalter Pixel anhand der angegebenen Schwellwerte (ins Sigma-Einheiten) durch
find_cosme_cfa
find_cosme_cfa cold_sigma hot_sigma
find_hot
find_hot filename cold_sigma hot_sigma
Speichert eine Listendatei filename (Textformat) im Arbeitsverzeichnis, die die Koordinaten der Pixel enthält, die eine Intensität hot_sigma mal höher und cold_sigma mal niedriger als die vom geladenen Bild extrahierte Standardabweichung haben. Wir benutzten diesen Befehl generell bei einer Master-Dark-Datei. Der Befehl COSME kann diese Liste fehlerhafter Pixel auf ein geladenes Bild anwenden, siehe auch SEQCOSME, um sie auf eine Sequenz anzuwenden
Die Zeile
P x y type korrigiert das Pixel an den Koordinaten (x, y) type ist ein optionales Zeichen (C oder H), das Siril angibt, ob das aktuelle Pixel kalt oder heiß ist. Diese Zeile wird durch den Befehl FIND_HOT erzeugt, aber Sie können auch manuell Zeilen hinzufügen:Die Zeile
C x 0 type behebt die fehlerhafte Spalte an den Koordinaten x.Die Zeile
L y 0 type behebt die fehlerhafte Linie an den Koordinaten y.findcompstars
findcompstars star_name [-narrow|-wide] [-catalog={nomad|apass}] [-dvmag=3] [-dbv=0.5] [-emag=0.03] [-out=nina_file.csv]
Findet automatisch Vergleichssterne im Feld des geladenen Bildes für die photometrische Analyse der Lichtkurve eines Sterne gemäß
- the provided name of the star
- the field of view of the image, reduced to a diameter of its height if -narrow is passed, avoiding stars in the corners
- the chosen catalog (APASS by default), can be changed with -catalog={NOMAD|APASS}
- the difference in visual magnitude from the variable star, in the range [0, 6] with a default of 3, changed with -dvmag=
- the difference in color with the variable star, in the range [0.0, 0.7] of their B-V indices with a default of 0.5, changed with -dbv=
- the maximum allowed error on Vmag in the range [0.0, 0.1] with a default of 0.03, changed with -emag=.
Die Liste kann optional als CSV-Datei gespeichert werden, die mit der NINA-Vergleichssternliste kompatibel ist, indem der Dateiname mit -out= angegeben wird. Ist der angegebene Name der spezielle Wert auto, wird er unter Verwendung der Eingabeparameter erzeugt
Siehe auch LIGHT_CURVE
Verweise: light_curve
findstar
findstar [-out=] [-layer=] [-maxstars=]
Erkennt Sterne im aktuell geladenen Bild, die einen höheren Pegel als den von Siril berechneten Schwellenwert haben.
Abschließend wird eine PSF angewendet, und Siril weist alle erkannten Strukturen zurück, die eine Reihe von vorgegebenen Erkennungskriterien nicht erfüllen, die mit dem Befehl SETFINDSTAR eingestellt werden können.
Schließlich wird eine Ellipse um die erkannten Sterne gezogen.
Der optionale Parameter -out= ermöglicht es, die Ergebnisse unter dem angegebenen Pfad zu speichern.
Die Option -layer= gibt die Ebene an, auf der die Erkennung durchgeführt wird (nur für Farbbilder).
Sie können auch die maximale Anzahl der erkannten Sterne begrenzen, indem Sie der Option -maxstars= einen Wert übergeben.
Siehe auch den Befehl CLEARSTAR
fix_xtrans
fix_xtrans
Behebt die Fujifilm X-Trans Autofokus-Pixel. im geladenen Bild.
Aufgrund des Phasenerkennungs-Autofokussystems erhalten die für den Autofokus verwendeten Sensorzellen etwas weniger Licht als die umliegenden Sensorzellen. Die Kamera gleicht dies aus und erhöht die Werte dieser speziellen Sensorzellen, was zu einem sichtbaren Quadrat in der Mitte der dunklen/Bias-Bilder führt
fixbanding
fixbanding amount sigma [-vertical]
Versucht das horizontale oder vertikale Banding im geladenen Bild zu entfernen.
Mit dem Argument amount wird die Höhe der Korrektur zwischen 0 und 4 festgelegt.
sigma definiert das Hightlight-Schutzniveau des Algorithmus, wobei ein höheres Sigma einen höheren Schutz bietet, der zwischen 0 und 5 liegt. Werte von 1 und 1 sind oft gut genug.
Die Option -vertical ermöglicht das Entfernen von vertikalem Banding, die Standardeinstellung ist horizontal
fmedian
fmedian ksize modulation
Führt einen Medianfilter der Größe ksize x ksize (ksize MUSS ungerade sein) auf das geladene Bild mit einem Modulationsparameter modulation aus.
Das Ausgabepixel wird wie folgt berechnet: out=mod x m + (1 - mod) x in, wobei m der Median-gefilterte Pixelwert ist. Bei einem Modulationswert von 1 wird keine Modulation angewendet
fmul
fmul scalar
Multipliziert das geladene Bild mit dem im Argument scalar angegebenen Wert
gauss
gauss sigma
Führt einen Gauß-Filter mit dem angegebenen sigma auf dem geladenen Bild aus.
Siehe auch UNSHARP, dasselbe mit einem Blendingparameter
Verweise: unsharp
get
get { -a | -A | variable }
Holt einen Wert aus den Einstellungen anhand seines Namens oder listet alle mit -a (Liste mit Namen und Werten) oder mit -A (detaillierte Liste) auf
Siehe auch SET um Werte zu ändern
Verweise: set
setref
getref sequencename
Legt das Referenzbild der im ersten Argument angegebenen Sequenz fest. Das erste Bild hat den Index 0
ght
ght -D= [-B=] [-LP=] [-SP=] [-HP=] [-human | -even | -independent | -sat] [channels]
Verallgemeinerte hyperbolische Streckung (Generalized Hyperbolic Stretch) auf der Grundlage der Arbeit des Teams von ghsastro.co.uk.
Das Argument -D= bestimmt die Stärke der Streckung, die zwischen 0 und 10 liegt. Dies ist das einzige obligatorische Argument. Mit den folgenden optionalen Argumenten kann die Streckung weiter angepasst werden:
B bestimmt die Intensität der Streckung in der Nähe des Symmetriepunktes, zwischen -5 und 15;
LP definiert einen schattenerhaltenden Bereich zwischen 0 und SP, in dem die Streckung linear erfolgt und die Schattendetails erhalten bleiben;
SP definiert den Symmetriepunkt der Streckung, der zwischen 0 und 1 liegt und an dem die Streckung am stärksten ist;
HP definiert einen Bereich zwischen HP und 1, in dem die Streckung linear erfolgt, wodurch die Details der Glanzlichter erhalten bleiben und eine Aufblähung der Sterne verhindert wird.
Wenn B, LP und SP weggelassen werden, ist der Standardwert 0,0 und bei HP ist der Standardwert 1,0.
Ein optionales Argument (entweder -human, -even oder -independent), kann übergeben werden, um entweder menschlich-gewichtete oder gleichmäßig gewichtete Luminanz oder unabhängige Farbkanäle für Farbstreckungen auszuwählen. Das Argument wird bei Monobildern ignoriert. lternativ gibt das Argument -sat an, dass die Streckung anhand der Bildsättigung erfolgt - das Bild muss farbig sein und alle Kanäle müssen ausgewählt sein, damit dies funktioniert.
Optional kann der Parameter [channels] verwendet werden, um die Kanäle anzugeben, auf die die Streckung angewendet werden soll: dies können R, G, B, RG, RB oder GB sein. Die Standardeinstellung ist alle Kanäle
grey_flat
grey_flat
Gleicht die mittlere Intensität der RGB-Ebenen im geladenen CFA-Bild aus. Dies ist derselbe Vorgang, der bei der Kalibrierung bei Flats angewendet wird, wenn die Option „CFA ausgleichen“ verwendet wird
help
help [command]
Auflistung der verfügbaren Befehle oder Hilfe zu einem Befehl
histo
histo channel (channel=0, 1, 2 with 0: red, 1: green, 2: blue)
Calculates the histogram of the layer of the loaded image and produces file histo_[channel name].dat in the working directory.
layer = 0, 1 oder 2 mit 0=rot, 1=grün, 2=blau
iadd
iadd filename
Addiert das Bild filename zum geladenen Bild.
Das Ergebnis wird ein Bild mit 32 Bit pro Kanal sein, wenn dies in den Einstellungen erlaubt ist
icc_assign
icc_assign profile
Weist dem aktuell geladenen Bild das im Argument angebenene ICC-Profil zu.
Eines der folgenden speziellen Argumente kann angegeben werden, um die jeweiligen eingebauten Profile zu verwenden: sRGB, sRGBlinear, Rec2020, Rec2020linear, working, um das Arbeits-Mono- oder RGB-Farbprofil festzulegen (nur für Mono-Bilder), linear, oder es kann der Pfad zu einer ICC-Profildatei angegeben werden. Wenn ein eingebautes Profil angegeben wird und ein Schwarzweißbild geladen ist, wird das Grauprofil mit der entsprechenden TRC verwendet
icc_convert_to
icc_convert_to profile [intent]
Konvertiert das aktuell geladenen Bild zum angegebenen ICC-Profil.
Eines der folgenden speziellen Argumente kann angegeben werden, um die jeweiligen eingebauten Profile zu verwenden: sRGB, sRGBlinear, Rec2020, Rec2020linear, graysrgb, grayrec2020, graylinear* oder **working, um das Arbeits-Mono- oder RGB-Farbprofil festzulegen (nur für Mono-Bilder), linear, oder es kann der Pfad zu einer ICC-Profildatei angegeben werden. Wenn ein eingebautes Profil angegeben wird und ein Schwarzweißbild geladen ist, wird das Grauprofil mit der entsprechenden TRC verwendet.
Ein zweites Argument kann angegeben werden um die Absicht der Farbtransformation anzugeben. Die sollte eine der folgenden sein: perceptual (Wahrnehmung), relative (für relativ farbmetrisch), saturation (Sättigung) or absolute (für absolut farbmetrisch)
icc_remove
icc_remove
Entfernt das ICC-Profil aus dem aktuellen Bild, sofern vorhanden
idiv
idiv filename
Teilt das geladene Bild im Speicher durch das im Argument Dateiname angegebene Bild.
Das Ergebnis wird ein Bild mit 32 Bit pro Kanal sein, wenn dies in den Einstellungen erlaubt ist.
Siehe auch FDIV
Verweis: fdiv
imul
imul filename
Multipliziert das geladene Bild im Speicher mit dem im Argument Dateiname angegebenen Bild.
Das Ergebnis wird ein Bild mit 32 Bit pro Kanal sein, wenn dies in den Einstellungen erlaubt ist
inspector
inspector
Teilt das aktuelle Bild in ein Neun-Panel-Mosaik, das die Bildecken und die Mitte für eine genauere Betrachtung zeigt (nur GUI/Benutzeroberfläche)
invght
invght -D= [-B=] [-LP=] [-SP=] [-HP=] [-human | -even | -independent | -sat] [channels]
Kehrt eine generalisierte hyperbolische Streckung um. Es bietet die umgekehrte Transformation von GHT. Wenn es mit denselben Parametern versehen wird, macht es einen GHT-Befehl rückgängig und kehrt möglicherweise zu einem linearen Bild zurück. Es kann für Negativbilder auch auf die identische Weise wie GHT funktionieren
Verweise: ght
invmodasinh
invmodasinh -D= [-LP=] [-SP=] [-HP=] [-human | -even | -independent | -sat] [channels]
Kehrt eine modifizierte Arcsinh-Streckung um. Es bietet die umgekehrte Transformation von MODASINH. Wenn es mit denselben Parametern versehen wird, macht es einen MODASINH-Befehl rückgängig und kehrt möglicherweise zu einem linearen Bild zurück. Es kann auch bei Negativbildern auf die gleiche Weise wie MODASINH funktionieren
Verweise: modasinh
invmtf
invmtf low mid high [channels]
Kehrt eine Mitteltonübertragungsfunktion um. Es bietet die umgekehrte Transformation von MTF. Wenn es mit denselben Parametern versehen wird, macht es einen MTF-Befehl rückgängig und kehrt möglicherweise zu einem linearen Bild zurück. Es kann bei Negativbildern auch auf die gleiche Weise wie MTF funktionieren
Verweis: mtf
isub
isub filename
Subtrahiert das geladene Bild im Speicher von dem im Argument filename angegebenen Bild.
Das Ergebnis wird ein Bild mit 32 Bit pro Kanal sein, wenn dies in den Einstellungen erlaubt ist, es können also negative Werte gespeichert werden. Um negative Werte zu beschneiden, verwenden Sie 16 Bit Ausgangsbilder oder beschneiden Sie die Bilder mit dem THRESHLO-Befehl
Verweis: threshlo
jsonmetadata
jsonmetadata FITS_file [-stats_from_loaded] [-nostats] [-out=]
Gibt Metadaten und Statistiken des aktuell geladenen Bildes in JSON-Form aus. Der Dateiname ist erforderlich, auch wenn das Bild bereits geladen ist. Bilddaten dürfen nicht aus der Datei gelesen werden, wenn es sich um das aktuell geladene Bild handelt und die Option -stats_from_loaded übergeben wird. Die Statistik kann mit der Option -nostats deaktiviert werden. Eine Datei mit den JSON-Daten wird mit dem Standard-Dateinamen "$(FITS_file_without_ext).json" erstellt und kann mit der Option -out= geändert werden
light_curve
light_curve sequencename channel [-autoring] { -at=x,y | -wcs=ra,dec } { -refat=x,y | -refwcs=ra,dec } ...
light_curve sequencename channel [-autoring] -ninastars=file
Analysiert mehrere Sterne mit der Aperturphotometrie in einer Bildsequenz und erstellt eine Lichtkurve für einen Stern, die durch die anderen kalibriert wird. Die ersten Koordinaten, in Pixeln, wenn -at= verwendet wird, oder in Grad, wenn -wcs= verwendet wird, sind für den Stern, dessen Licht aufgezeichnet werden soll, die anderen für die Vergleichssterne.
Alternativ kann eine Liste von Ziel- und Referenzsternen im Format der Sternliste des NINA Exoplaneten-Plugins mit der Option -ninastars= übergeben werden. Siril prüft, ob alle Referenzsterne verwendet werden können, bevor es sie tatsächlich verwendet. Es wird eine Datendatei im aktuellen Verzeichnis mit dem Namen light_curve.dat erstellt, Siril zeichnet das Ergebnis in ein PNG-Bild, falls verfügbar
The ring radii for the annulus can either be configured in the settings or set to a factor of the reference image's FWHM if -autoring is passed. These autoring sizes are 4.2 time and 6.3 times the FWHM for the inner and outer radii, respectively.
See also the setphot command to set the same way the aperture radius size.
Siehe auch SEQPSF für Operationen an einem einzelnen Stern
Verweis: seqpsf
linear_match
linear_match reference low high
Berechnet eine lineare Funktion zwischen einem reference-Bild und dem geladenen Bild im Speicher und wendet sie an.
Der Algorithmus ignoriert alle Referenzpixel, deren Werte außerhalb des Bereichs [low, high] liegen
link
link basename [-date] [-start=index] [-out=]
Identisch mit CONVERT, konvertiert jedoch nur FITS-Dateien, die im aktuellen Arbeitsverzeichnis gefunden werden. Dies ist nützlich, um Konvertierungen von JPEG-Ergebnissen oder anderen Dateien zu vermeiden, die möglicherweise im Verzeichnis landen. Das zusätzliche Argument -date ermöglicht die alphanumerische Sortierung von Dateien nach ihrem DATE-OBS-Wert statt nach ihrem Namen
Verweise: convert
linstretch
linstretch -BP= [-sat] [channels]
Streckt das Bild linear auf einen neuen Schwarzpunkt BP.
Optional kann der Parameter [channels] verwendet werden, um die Kanäle anzugeben, auf die die Streckung angewendet werden soll: dies können R, G, B, RG, RB oder GB sein. Die Standardeinstellung ist alle Kanäle
Optional kann der Parameter -sat verwendet werden, um die lineare Streckung auf den Bildsättigungskanal anzuwenden. Dieses Argument funktioniert nur, wenn alle Kanäle ausgewählt sind
livestack
livestack filename
Verarbeitet das bereitgestellte Bild für das Live-Stacking. Nur nach START_LS möglich. Der Prozess umfasst das Kalibrieren der eingehenden Datei, sofern in START_LS konfiguriert, das Debayern, wenn es sich um ein OSC-Image handelt, das Registrieren und Stacken. Das temporäre Ergebnis wird in der Datei live_stack_00001.fit gespeichert, bis eine neue Option zum Ändern hinzugefügt wird
Verweis: start_ls
Warnung
Beachten Sie, dass die Live-Stacking-Befehle Siril in einen Zustand versetzen, in dem es nicht in der Lage ist, andere Befehle zu verarbeiten. Nach START_LS können nur LIVESTACK, STOP_LS und EXIT aufgerufen werden, bis STOP_LS aufgerufen wird, um Siril wieder in den normalen, nicht-Live-Stacking-Zustand zu versetzen.
load
load filename[.ext]
Lädt das Bild filename aus dem aktuellen Arbeitsverzeichnis, welches dann das aktuell geladene Bild wird welches in vielen Einzelbildbefehlen verwendet wird.
Es wird zuerst versucht filename, dann filename.fit, abschließend filename.fits und anschließend alle unterstützten Bildformate zu laden.
Dieses Schema ist auf jeden Siril-Befehl anwendbar, der das Lesen von Dateien beinhaltet
log
log
Berechnet eine logarithmische Skalierung und wendet sie auf das geladene Bild an, indem die folgende Formel verwendet wird: log(1 – (Wert – Min) / (Max – Min)), wobei Min und Max der minimale und maximale Pixelwert für den Kanal sind
ls
ls
Listet Dateien und Verzeichnisse im Arbeitsverzeichnis auf
Dieser Befehl ist nur auf Unix-ähnlichen Systemen verfügbar. Für den entsprechenden Befehl unter Microsoft Windows siehe dir.
makepsf
makepsf clear
makepsf load filename
makepsf save [filename]
makepsf blind [-l0] [-si] [-multiscale] [-lambda=] [-comp=] [-ks=] [-savepsf=]
makepsf stars [-sym] [-ks=] [-savepsf=]
makepsf manual { -gaussian | -moffat | -disc | -airy } [-fwhm=] [-angle=] [-ratio=] [-beta=] [-dia=] [-fl=] [-wl=] [-pixelsize=] [-obstruct=] [-ks=] [-savepsf=]
Erzeugt eine PSF zur Verwendung mit der Dekonvolution, eine der drei Methoden die durch die Befehle RL, SB oder WIENER erstellt werden. Als erstes Argument muss eine der folgenden Optionen angegeben werden: clear (löscht die vorhandene PSF), load (lädt eine PSF aus einer Datei), save (speichert die aktuelle PSF), blind (blinde Schätzung der PSF), stars (erzeugt eine PSF auf der Grundlage von gemessenen Sternen aus dem Bild) oder manual (erzeugt eine PSF manuell auf der Grundlage einer Funktion und von Parametern).
Bei Verwendung des Arguments clear sind keine zusätzlichen Argumente erforderlich.
Um ein zuvor gespeichertes PSF zu laden, benötigt das Argument load den PSF-Dateinamen als zweites Argument. Dieser kann in jedem beliebigen Format vorliegen, für das Siril kompiliert wurde, muss aber quadratisch sein und sollte idealerweise eine ungerade Seitenlänge haben.
Zum Speichern des aktuellen PSF wird das Argument save verwendet. Optional kann ein Dateiname angegeben werden (dieser muss eine der Erweiterungen ".fit", ".fits", ".fts" oder ".tif" haben), wird jedoch keiner angegeben, so wird das PSF anhand des Namens der geöffneten Datei oder Sequenz benannt.
Für blind können die folgenden optionalen Argumente angegeben werden: -l0 verwendet die l0-Abstiegsmethode, -si verwendet die Methode der spektralen Unregelmäßigkeit, -multiscale konfiguriert die l0-Methode für eine PSF-Schätzung mit mehreren Skalierungen, -lambda= gibt die Regularisierungskonstante an.
Für PSF von gefundenen Sternen ist der einzige optionale Parameter -sym, mit dem die PSF als symmetrisch konfiguriert wird.
Für eine manuelle PSF muss eine der Optionen -gaussian, -moffat, -disc oder -airy angegeben werden, um die PSF-Funktion zu spezifizieren. Für Gauß- oder Moffat-PSFs können die optionalen Argumente -fwhm=, -angle= und -ratio= angegeben werden. Für Moffat-PSFs kann auch das optionale Argument -beta= angegeben werden. Wenn diese Werte nicht angegeben werden, werden die gleichen Werte wie im Dekonvolutionsdialog verwendet. Für Scheiben-PSFs ist nur das Argument -fwhm= erforderlich, das für diese Funktion verwendet wird, um den Durchmesser der PSF festzulegen. Für Airy-PSFs (Beugungsscheibchen) können die folgenden Argumente angegeben werden: -dia= (legt den Durchmesser der Teleskopöffnung fest), -fl= (legt die Teleskopbrennweite fest), -wl= (legt die Wellenlänge fest, für die das Airy-Beugungsmuster berechnet werden soll), -pixelsize= (legt die Sensorpixelgröße fest), -obstruct= (legt die zentrale Obstruktion als Prozentsatz der Gesamtöffnung fest). Wenn diese Parameter nicht angegeben werden, ist die Wellenlänge standardmäßig 525 nm und die zentrale Obstruktion standardmäßig 0 %. Siril versucht, die anderen Parameter aus dem geöffneten Bild auszulesen, aber manche Bildbearbeitungsprogramme stellen möglicherweise nicht alle Parameter zur Verfügung, so dass Sie schlechte Ergebnisse erhalten. Sie werden aus Erfahrung lernen, welche Metadaten Sie bei Ihrer speziellen Bildbearbeitungssoftware getrost weglassen können.
Für jede der oben genannten Optionen zur PSF-Erzeugung kann das optionale Argument -ks= angegeben werden, um die PSF-Dimension festzulegen, und das optionale Argument -savepsf=filename kann verwendet werden, um das erzeugte PSF zu speichern: ein Dateiname muss angegeben werden, und es gelten dieselben Anforderungen an die Dateinamenerweiterung wie für makepsf save filename
merge
merge sequence1 sequence2 [sequence3 ...] output_sequence
Merges several sequences of the same type (FITS images, FITS sequence or SER) and same image properties into a new sequence with base name newseq created in the current working directory, with the same type. The input sequences can be in different directories, can specified either in absolute or relative path, with the exact .seq name or with only the base name with or without the trailing '_'
merge_cfa
merge_cfa file_CFA0 file_CFA1 file_CFA2 file_CFA3 bayerpattern
Erzeugt ein Bayer-Farbbild aus 4 separaten Bildern, die die Daten der Bayer-Unterkanäle CFA0, CFA1, CFA2 und CFA3 enthalten. (Der entsprechende Befehl zur Aufteilung des CFA-Musters in Unterkanäle lautet split_cfa). Diese Funktion kann als Teil eines Arbeitsablaufs verwendet werden, bei dem die einzelnen Bayer-Farbkanäle vor dem Debayern verarbeitet werden. Der fünfte Parameter bayerpattern gibt das Bayer-Matrixmuster an, das neu erstellt werden soll: bayerpattern sollte einer der Werte 'RGGB', 'BGGR', 'GRBG' oder 'GBRG' sein
mirrorx
mirrorx [-bottomup]
Spiegelt das Bild um die horizontale Achse. Die Option -bottomup spiegelt das Bild nur, wenn es nicht bereits "von-unten-nach-oben" ist
mirrorx_single
mirrorx_single image
Spiegelt das Bild bei Bedarf um die horizontale Achse (wenn es nicht bereits von unten nach oben ausgerichtet ist). Verwendet den Bilddateinamen als Argument, wodurch das Lesen von Bilddaten vollständig vermieden werden kann, wenn keine Spiegelung erforderlich ist. Das Bild wird überschrieben, falls eine Spiegelung durchgeführt wurde
mirrory
mirrory
Spiegelt das Bild um die vertikale Achse
modasinh
modasinh -D= [-LP=] [-SP=] [-HP=] [-human | -even | -independent | -sat] [channels]
Modifizierte ArcSinH-Streckung auf der Grundlage der Arbeit des Teams von ghsastro.co.uk.
Das Argument -D= bestimmt die Stärke der Streckung, die zwischen 0 und 10 liegt. Dies ist das einzige obligatorische Argument. Mit den folgenden optionalen Argumenten kann die Streckung weiter angepasst werden:
LP definiert einen schattenerhaltenden Bereich zwischen 0 und SP, in dem die Streckung linear erfolgt und die Schattendetails erhalten bleiben;
SP definiert den Symmetriepunkt der Streckung, der zwischen 0 und 1 liegt und an dem die Streckung am stärksten ist;
HP definiert einen Bereich zwischen HP und 1, in dem die Streckung linear erfolgt, wodurch die Details der Glanzlichter erhalten bleiben und eine Aufblähung der Sterne verhindert wird.
Ohne diese Angabe haben LP und SP den Standardwert 0,0 und HP den Standardwert 1,0.
Ein optionales Argument (entweder -human, -even oder -independent), kann übergeben werden, um entweder menschlich-gewichtete oder gleichmäßig gewichtete Luminanz oder unabhängige Farbkanäle für Farbstreckungen auszuwählen. Das Argument wird bei Monobildern ignoriert. lternativ gibt das Argument -sat an, dass die Streckung anhand der Bildsättigung erfolgt - das Bild muss farbig sein und alle Kanäle müssen ausgewählt sein, damit dies funktioniert.
Optional kann der Parameter [channels] verwendet werden, um die Kanäle anzugeben, auf die die Streckung angewendet werden soll: dies können R, G, B, RG, RB oder GB sein. Die Standardeinstellung ist alle Kanäle
mtf
mtf low mid high [channels]
Wendet die Mittelton-Übertragungsfunktion auf das aktuell geladene Bild an.
Es werden drei Parameter benötigt: low, midtones und high, wobei der Parameter für die Mitteltonbalance eine nichtlineare Histogrammstreckung im Bereich [0,1] definiert. Für eine automatische Ermittlung der Parameter siehe AUTOSTRETCH.
Optional kann der Parameter [channels] verwendet werden, um die Kanäle anzugeben, auf die die Streckung angewendet werden soll: dies können R, G, B, RG, RB oder GB sein. Die Standardeinstellung ist alle Kanäle
Verweise: autostretch
neg
neg
Ändert die Pixelwerte des aktuell geladenen Bildes in eine negative Ansicht. Beispielsweise "1-value" für 32-Bit, "65535-value" für 16-Bit. Dies ändert nicht den Anzeigemodus
new
new width height nb_channel
Erstellt eine neue, schwarze Bilddatei der Größe width x height.
Das Bild ist im 32-Bit-Format und enthält nb_channel Kanäle, wobei nb_channel 1 oder 3 ist. Es wird nicht gespeichert, sondern wird zum geladenen Bild, das angezeigt wird und anschließend gespeichert werden kann
nozero
nozero level
Ersetzt Null-Werte durch level-Werte. Das ist sinnvoll vor einer idiv- oder fdiv-Operation, besonders für 16-Bit-Bilder
offset
offset value
Addiert den konstanten Wert value (angegeben in ADU) zum aktuellen Bild. Diese Konstante kann auch einen negativen Wert haben.
Im 16-Bit-Modus werden die Werte von Pixeln, die außerhalb von [0, 65535] liegen, abgeschnitten. Im 32-Bit-Modus findet keine Beschneidung statt
parse
parse str [-r]
Parsed the String str basierend auf den Informationen im Header des aktuelle geladenen Bildes. Hauptzweck dieses Befehls ist es, das Path-Parsing von Header-Schlüsseln zu debuggen welches in anderen Befehlen genutzt werden kann.
Die Option -r gibt an, dass die Zeichenkette im Lesemodus interpretiert werden soll. Im Lesemodus werden alle in der Zeichenkette str definierten Wildcards verwendet, um einen Dateinamen zu finden, der dem Muster entspricht. Andernfalls ist der Standardmodus der Schreibmodus, und etwaige Platzhalter werden aus der zu parsenden Zeichenkette entfernt.
Wenn str mit dem Präfix $def beginnt, wird es als reserviertes Schlüsselwort erkannt und in den in gui_prepro.dark_lib, gui_prepro.flat_lib, gui_prepro.bias_lib oder gui_prepro.stack_default gespeicherten Strings für $defdark, $defflat, $defbias bzw. $defstack gesucht.
Das Schlüsselwort $seqname$ kann auch verwendet werden, wenn eine Sequenz geladen ist
pcc
pcc [-limitmag=[+-]] [-catalog=] [-bgtol=lower,upper]
Führt die photometrische Farbkalibrierung auf dem geladenen, astrometrisch gelösten Bild durch.
Die Grenzgröße der Sterne wird automatisch aus der Größe des Bildfeldes berechnet, kann aber durch Übergabe eines +Offset- oder -Offset-Wertes an -limitmag= oder einfach durch einen absoluten positiven Wert für die Grenzgröße geändert werden.
Der verwendete Sternkatalog ist standardmäßig NOMAD, er kann durch Angabe von -catalog=apass oder -catalog=gaia geändert werden. Falls Nomad lokal installiert ist, kann der Remote-NOMAD durch Angabe von -catalog=nomad erzwungen werden
Die Toleranz für Außreißer der Hintergrundreferenz kann in Sigma-Einheiten mit -bgtol=lower,upper angegeben werden: die Standardwerte sind -2,8 und +2,0
platesolve
platesolve [image_center_coords] [-noflip] [-nocrop] [-force] [-focal=] [-pixelsize=] [-limitmag=[+-]] [-catalog=] [-localasnet [-blindpos] [-blindres]] [-downscale] [-order=] [-radius=]
Berechnet eine astrometrische Lösung für das geladene Bild.
Wenn das Bild bereits eine astrometrische Lösung besitzt, wird nichts getan, es sei denn, das Argument -force wird übergeben, um eine neue Lösung zu erzwingen. Wenn WCS oder andere Bild-Metadaten fehlerhaft sind oder fehlen, müssen Argumente übergeben werden:
Die ungefähren Koordinaten des Bildmittelpunkts können in Dezimalgraden oder Grad/Stunde-Minute-Sekunde-Werten (J2000 mit Doppelpunkten) angegeben werden, wobei die Werte für Rektaszension und Deklination durch ein Komma oder ein Leerzeichen getrennt sind (für astrometry.net nicht obligatorisch).
Brennweite und Pixelgröße können mit -focal= (in mm) und -pixelsize= in (in µm) übergeben werden, wobei die Werte aus dem Bild bzw. den Einstellungen überschrieben werden. Siehe auch unter Optionen zum blinden Lösen mit lokalem Astrometry.net
Bilder können entweder mit Siril unter Verwendung eines Sternkatalogs und des globalen Registrierungsalgorithmus oder mit dem lokalen solve-field-Befehl von astrometry.net (aktiviert mit -localasnet) astrometrisch gelöst werden.
Die folgenden Optionen gelten für beide astrometrischen Löser:
Wenn -noflip nicht angegeben ist, wird das Bild gespiegelt, wenn es als auf dem Kopf stehend erkannt wird.
Für eine schnellere Erkennung von Sternen in großen Bildern ist eine Verkleinerung des Bildes mit -downscale möglich.
Bei der Lösung können Verzerrungen nach der SIP-Konvention mit Polynomen bis zur Ordnung 5 berücksichtigt werden. Standardmäßig wird die kubische Verzerrung aus den Astrometrie-Einstellungen genutzt. Dies kann mit der Option -order= geändert werden, die einen Wert zwischen 1 und 5 angibt.
Wenn Sie lokale Siril-Solver-Kataloge oder lokales Astrometry.net verwenden und die anfängliche Lösung nicht erfolgreich ist, sucht der Solver nach einer Lösung innerhalb eines Radiuskegels, der mit der Option -radius= angegeben wird. Wenn kein Wert übergeben wird, wird der Suchradius aus den Astrometrieeinstellungen übernommen. Die Siril-Nähesuche kann durch Übergeben eines Werts von 0 deaktiviert werden. (kann für Astrometry.net nicht deaktiviert werden).
Die folgenden Optionen gelten nur für die astrometrische Lösung mit Siril:
Die Grenzgröße der Sterne, die für die Plattenlösung verwendet werden, wird automatisch aus der Größe des Sichtfeldes berechnet, kann aber durch Übergabe eines +Offset- oder -Offset-Wertes an -limitmag= oder einfach durch einen absoluten positiven Wert für die Grenzgröße geändert werden.
Die Wahl des Sternkatalogs erfolgt automatisch, es sei denn, die Option -catalog= wird übergeben: Wenn lokale Kataloge installiert sind, werden sie verwendet, andernfalls erfolgt die Wahl auf der Grundlage des Sichtfelds und der Grenzgröße. Wenn die Option übergeben wird, erzwingt sie die Verwendung des im Argument angegebenen Remote-Katalogs, mit den möglichen Werten: tycho2, nomad, gaia, ppmxl, brightstars, apass.
Wenn das berechnete Bildfeld größer als 5 Grad ist, wird die Sternerkennung auf eine beschnittenen Bereich um das Bildzentrum begrenzt, falls nicht die Option -nocrop verwendet wird.
Die folgenden Optionen gelten nur für die astrometrische Lösung mit Astrometry.net:
Die Übergabe der Optionen -blindpos und/oder -blindres ermöglicht die blinde Lösung nach Position bzw. nach Sampling. Sie können diese verwenden, wenn Sie ein Bild mit einem völlig unbekannten Bildausschnitt und einem unbekannten Sampling lösen
pm
pm "expression" [-rescale [low] [high]] [-nosum]
Dieser Befehl wertet den im Argument angegebenen Ausdruck wie im PixelMath-Tool aus. Der vollständige Ausdruck muss in Anführungszeichen stehen, und die Variablen (d. h. die Bildnamen ohne Erweiterung, die sich in diesem Fall im Arbeitsverzeichnis befinden) müssen von dem Token $ umgeben sein, z. B. "$Bild1$ * 0,5 + $Bild2$ * 0,5". Es können maximal 10 Bilder in dem Ausdruck verwendet werden.
Das Bild kann mit der Option -rescale, gefolgt von den Werten low und high im Bereich [0, 1], neu skaliert werden. Wenn keine niedrigen (low) und hohen (hight) Werte angegeben werden, werden die Standardwerte auf 0 und 1 gesetzt. Ein weiteres optionales Argument, -nosum, weist Siril an, Belichtungszeiten nicht zu summieren. Dies wirkt sich auf FITS-Schlüsselwörter wie LIVETIME und STACKCNT aus
profile
profile -from=x,y -to=x,y [-tri] [-cfa] [-arcsec] { [-savedat] | [-filename=] } [-layer=] [-width=] [-spacing=] [ {-xaxis=wavelength | -xaxis=wavenumber } ] [ {-wavenumber1= | -wavelength1=} -wn1at=x,y {-wavenumber2= | -wavelength2=} -wn2at=x,y] ["-title=My Plot"]
Erzeugt ein Intensitätsprofil zwischen 2 Punkten im Bild, auch bekannt als Schnitt. Die Argumente können in beliebiger Reihenfolge angegeben werden. Die Argumente -to=x,y und -from=x,y sind obligatorisch.
Das Argument -layer={red | green | blue | lum | col} gibt an, welcher Kanal (oder Luminanz oder Farbe) gezeichnet werden soll, wenn das Bild farbig ist. Dies kann in Verbindung mit spektrometrischen Optionen verwendet werden. Sie kann auch in Verbindung mit der Option -tri verwendet werden, die drei parallele, gleichabständige Profile erzeugt, die jeweils durch -spacing= Pixel voneinander getrennt sind. Beachten Sie jedoch, dass bei Tri-Profilen die Option col genauso behandelt wird wie lum.
Mit der Option -cfa wird der CFA-Modus ausgewählt, der 4 Profile erzeugt: 1 für jeden CFA-Kanal in einem Bild mit Bayer-Muster. Diese Option kann nicht mit Farbbildern oder Schwarzweißbildern ohne Bayer-Muster verwendet werden und kann nicht gleichzeitig mit der Option -tri verwendet werden.
Die Option -arcsec bewirkt, dass die x-Achse die Entfernung in arcsec anzeigt, wenn die erforderlichen Metadaten verfügbar sind. Diese Option wird außer Kraft gesetzt, wenn spektrometrische Optionen angegeben sind. Wenn keine Metadaten vorhanden sind, wird die Entfernung in Pixel-Einheiten angezeigt.
Das Argument -savedat bewirkt, dass die Datendateien gespeichert werden: Der Dateiname wird in das Protokoll geschrieben. Alternativ kann das Argument -filename= verwendet werden, um einen Dateinamen anzugeben, in den die Datendatei geschrieben werden soll. (Die Option -filename= impliziert -savedat.)
Spektrometrische Optionen
Wenn spektrometrische Optionen angegeben werden, müssen alle der folgenden Angaben gemacht werden: -wavenumber1= / -wavelength1= und -wavenumber2= / -wavelength2= geben zwei Wellenzahlen in cm-1 / Wellenlängen in nm an, und -wn1=x,y und -wn2=x,y geben Punkte im Bild an, die diesen Wellenzahlen entsprechen. Zur Vereinfachung können stattdessen -wavelength1= und -wavelength2= verwendet werden, um Wellenlängen in nm anzugeben. Die folgenden optionalen spektrometrischen Argumente können angegeben werden: -width=, das angibt, wie viele Pixel senkrecht zur Profillinie gemittelt werden sollen, und eines von -xaxis=wavelength oder -xaxis=wavenumber, die die Einheiten für die x-Achse festlegen (die Standardeinstellung ist Wellenlänge).
Das Argument "-title=Mein Titel " setzt einen benutzerdefinierten Titel "Mein Titel"
psf
psf [channel]
Führt eine PSF (Point Spread Function) für den ausgewählten Stern durch und zeigt die Ergebnisse an. Im Headless-Betrieb kann die Auswahl mit BOXSELECT in Pixeln angegeben werden. Falls angegeben, wählt das Argument channel den Bildkanal aus, auf dem der Stern analysiert werden soll. Es kann bei monochromen Bildern oder bei der Ausführung über die grafische Benutzeroberfläche weggelassen werden, wenn einer der Kanäle in der Ansicht aktiv ist
Links: boxselect
register
register sequencename [-2pass] [-noout] [-upscale] [-prefix=] [-minpairs=] [-transf=] [-layer=] [-maxstars=] [-nostarlist] [-interp=] [-noclamp] [-selected]
Findet und führt optional geometrische Transformationen an Bildern der im Argument angegebenen Sequenz durch, so dass sie dem Referenzbild überlagert werden können. Da dieser Algorithmus Sterne für die Registrierung verwendet, funktioniert er nur mit Deep-Sky-Bildern. Die Optionen für die Sternerkennung können mit SETFINDSTAR oder dem Dialogfeld Dynamisches PSF geändert werden. Die Erkennung erfolgt bei Farbbildern auf der grünen Ebene, es sei denn, sie wird durch die Option -layer= mit einem Argument von 0 bis 2 für Rot bis Blau angegeben.
Die Optionen -2pass und -noout berechnen nur die Transformationen, erzeugen aber nicht die transformierten Bilder. -2pass fügt dem Algorithmus einen Vorbereitungsdurchlauf hinzu, um ein gutes Referenzbild zu finden, bevor die Transformationen basierend auf der Bildqualität und dem Bildausschnitt berechnet werden. Um nach diesem Durchgang transformierte Bilder zu erzeugen, verwenden Sie SEQAPPLYREG. -nostarlist deaktiviert das Speichern der Sternlisten auf der Festplatte.
Die Option -transf= legt die Verwendung der Transformationen shift, similarity, affine oder homography (Standard) fest.
Die Option -upscale aktiviert die Subpixel-Registrierung der in der transformierten Sequenz erzeugten Bilder, eine Hochskalierung um den Faktor 2.
Die Option -minpairs= gibt die Mindestanzahl von Sternpaaren an, die ein Bild mit dem Referenzbild haben muss, andernfalls wird das Bild fallen gelassen und aus der Sequenz ausgeschlossen.
Die Option -maxstars= gibt die maximale Anzahl der Sterne an, die in jedem Bild gefunden werden sollen (muss zwischen 100 und 2000 liegen). Mit mehr Sternen kann eine genauere Registrierung berechnet werden, die jedoch mehr Zeit in Anspruch nimmt.
Die Methode der Pixelinterpolation kann mit dem Argument -interp= angegeben werden, gefolgt von einer der Methoden aus der Liste no[ne], ne[arest], cu[bic], la[nczos4], li[near], ar[ea]}. Wenn none übergeben wird, wird die Transformation erzwungen und eine pixelweise Verschiebung ohne Interpolation auf jedes Bild angewendet.
Die bikubische und die Lanczos4-Interpolationsmethode sind standardmäßig haltend, um Artefakte zu vermeiden, das kann aber mit dem Argument -noclamp deaktiviert werden.
Alle Bilder der Sequenz werden registriert, es sei denn, die Option -selected wird übergeben, in diesem Fall werden die ausgeschlossenen Bilder nicht verarbeitet
Falls erzeugt, beginnt der Name der Ausgabesequenz mit dem Präfix "r_", sofern mit der Option -prefix= nichts anderes angegeben wurde
reloadscripts
reloadscripts
Scannt die Skriptordner erneut und aktualisiert das Skriptmenü
requires
requires version
Gibt einen Fehler zurück, wenn die Version von Siril älter ist als die im Argument übergebene
resample
resample { factor | -width= | -height= } [-interp=] [-noclamp]
Skaliert die Bildgröße, entweder mit einem Faktor factor oder für die Zielbreite oder -höhe, die durch -width= oder -height= angegeben wird. Dies wird im Allgemeinen verwendet, um die Größe von Bildern zu ändern; ein Faktor von 0,5 halbiert die Bildgröße.
In der grafischen Benutzeroberfläche können wir sehen, dass mehrere Interpolationsalgorithmen vorgeschlagen werden.
Die Methode der Pixelinterpolation kann mit dem Argument -interp= angegeben werden, gefolgt von einer der Methoden aus der Liste no[ne], ne[arest], cu[bic], la[nczos4], li[near], ar[ea]}. Wenn none übergeben wird, wird die Transformation erzwungen und eine pixelweise Verschiebung ohne Interpolation auf jedes Bild angewendet.
Die bikubische und die Lanczos4-Interpolationsmethode sind standardmäßig haltend, um Artefakte zu vermeiden, das kann aber mit dem Argument -noclamp deaktiviert werden
rgbcomp
rgbcomp red green blue [-out=result_filename] [-nosum]
rgbcomp -lum=image { rgb_image | red green blue } [-out=result_filename] [-nosum]
Erstellt eine RGB-Komposition aus drei unabhängigen Bildern oder eine LRGB-Komposition aus dem optionalen Luminanzbild und drei monochromen Bildern oder einem Farbbild. Das Ergebnisbild heißt composed_rgb.fit oder composed_lrgb.fit, es sei denn, es wird ein anderer Name im optionalen Argument angegeben. Ein weiteres optionales Argument, -nosum, weist Siril an, Belichtungszeiten nicht zu summieren. Dies wirkt sich auf FITS-Schlüsselwörter wie LIVETIME und STACKCNT aus
rgradient
rgradient xc yc dR dalpha
Erzeugt zwei Bilder mit einer radialen Verschiebung (dR in Pixeln) und einer Rotationsverschiebung (dalpha in Grad) in Bezug auf den Punkt (xc, yc).
Zwischen diesen beiden Bildern haben die Verschiebungen die gleiche Amplitude, aber ein entgegengesetztes Vorzeichen. Die beiden Bilder werden dann addiert, um das endgültige Bild zu erhalten. Dieses Verfahren wird auch Larson-Sekanina-Filter genannt
rl
rl [-loadpsf=] [-alpha=] [-iters=] [-stop=] [-gdstep=] [-tv] [-fh] [-mul]
Stellt ein Bild nach der Richardson-Lucy-Methode wieder her.
Optional kann eine PSF mit dem Argument -loadpsf=filename (erzeugt mit MAKEPSF) geladen werden.
Die Anzahl der Iterationen wird durch -iters festgelegt (der Standardwert ist 10).
Die Art der Regularisierung kann mit -tv für die Gesamtvariation oder -fh für die Frobenius-Norm der Hessian-Matrix festgelegt werden (die Vorgabe ist keine) und -alpha= gibt die Stärke der Regularisierung an (kleinerer Wert = stärkere Regularisierung, Vorgabe = 3000).
Standardmäßig wird die Methode des Gradientenabstiegs mit einer Standardschrittweite von 0,0005 verwendet, doch kann die multiplikative Methode mit -mul erzwungen werden.
Das Stopkriterium kann durch Angabe einer Anhaltegrenze mit -stop= aktiviert werden
rmgreen
rmgreen [-nopreserve] [type] [amount]
Wendet einen Filter zur Reduzierung des chromatischen Rauschens an. Er entfernt den Grünstich im aktuellen Bild. Dieser Filter basiert auf dem SCNR-Filter von PixInsight und ist auch der gleiche Filter, der vom HLVG-Plugin in Photoshop verwendet wird.
Die Helligkeit bleibt standardmäßig erhalten, kann aber mit dem Schalter -nopreserve deaktiviert werden.
Typ kann die Werte 0 für durchschnittliche Neutralität, 1 für maximale Neutralität, 2 für maximale Maske, 3 für additive Maske annehmen, wobei der Standardwert 0 ist. Die letzten beiden können ein Argument Betrag annehmen, einen Wert zwischen 0 und 1, wobei der Standardwert 1 ist
rotate
rotate degree [-nocrop] [-interp=] [-noclamp]
Dreht das Bild um einen Winkel mit dem Wert degree. Die Option -nocrop kann hinzugefügt werden, um ein Beschneiden auf die Bildgröße zu vermeiden (es werden schwarze Ränder hinzugefügt).
Note: if a selection is active, i.e. by using a command `boxselect` before `rotate`, the resulting image will be a rotated crop. In this particular case, the option -nocrop will be ignored if passed.
Die Methode der Pixelinterpolation kann mit dem Argument -interp= angegeben werden, gefolgt von einer der Methoden aus der Liste no[ne], ne[arest], cu[bic], la[nczos4], li[near], ar[ea]}. Wenn none übergeben wird, wird die Transformation erzwungen und eine pixelweise Verschiebung ohne Interpolation auf jedes Bild angewendet.
Die bikubische und die Lanczos4-Interpolationsmethode sind standardmäßig haltend, um Artefakte zu vermeiden, das kann aber mit dem Argument -noclamp deaktiviert werden
rotatePi
rotatePi
Dreht das geladene Bild um 180° um dessen Mitte. Dies ist gleichwertig mit dem Befehl "ROTATE 180" oder "ROTATE -180"
Verweis: rotate
satu
satu amount [background_factor [hue_range_index]]
Erhöht die Farbsättigung des geladenen Bildes. Versuchen Sie es iterativ, um beste Ergebnisse zu erzielen.
amount kann eine positive Zahl sein, um die Farbsättigung zu erhöhen, eine negative, um sie zu verringern, 0 würde nichts bewirken, 1 würde sie um 100% erhöhen
background_factor ist ein Faktor (Median + Sigma), der verwendet wird, um einen Schwellenwert festzulegen, bei dem nur die Pixel oberhalb dieses Wertes geändert werden. Dies ermöglicht es, dass das Hintergrundrauschen nicht farblich gesättigt wird, wenn es sorgfältig gewählt wird. Der Standardwert ist 1, mit 0 wird der Schwellenwert deaktiviert.
hue_range_index kann [0, 6] sein, was bedeutet: 0 für rosa bis orange, 1 für orange bis gelb, 2 für gelb bis cyan, 3 für cyan, 4 für cyan bis magenta, 5 für magenta bis rosa, 6 für alle (Standard)
save
save filename
Speichert das aktuelle Bild unter filename.fit (oder .fits, je nach Ihren Einstellungen, siehe SETEXT) im aktuellen Arbeitsverzeichnis. Das Bild bleibt geladen. filename kann einen Pfadnamen enthalten, solange das Verzeichnis bereits existiert
Verweis: setext
savebmp
savebmp filename
Speichert das aktuelle Bild in Form einer Bitmap-Datei mit 8 Bit pro Kanal: Dateiname.bmp (BMP 24-bit)
savejpg
savejpg filename [quality]
Speichert das aktuelle Bild in eine JPG-Datei: Dateiname.jpg.
Die Qualität der Komprimierung kann mit dem optionalen Wert quality eingestellt werden, wobei 100 die beste und Standardeinstellung ist, während ein niedrigerer Wert die Komprimierung erhöht
savejxl
savejxl filename [-effort=] [-quality=] [-8bit]
Speichert das aktuelle Bild in eine JPG-XL-Datei: filename.jxl.
Alle anderen Argumente sind optional. Die Qualitätseinstellung drückt einen maximal zulässigen Unterschied zwischen dem Original und dem komprimierten Bild aus: Das Argument -quality= kann angegeben werden und muss als Fließkommazahl zwischen 0,0 und 10,0 angegeben werden. Eine höhere Qualität bedeutet eine bessere Qualität, aber auch eine größere Dateigröße. Qualität = 10,0 ist mathematisch verlustfrei, Qualität = 9,0 ist visuell verlustfrei und Qualität = 0 ist visuell schlecht, ergibt aber sehr kleine Dateigrößen. Der Standardwert ist 9,0; typische Werte reichen von 7,0 bis 10,0. Der Komprimierungsaufwand kann mit dem optionalen Wert -effort= eingestellt werden, wobei 9 den größten Aufwand bedeutet, aber sehr langsam ist, während ein niedrigerer Wert das Komprimierungsverhältnis erhöht. Werte über 7 werden nicht empfohlen, da sie sehr langsam sein können und nur wenig oder gar keinen Nutzen für die Dateigröße bringen; tatsächlich kann effort = 9 manchmal größere Dateien erzeugen. Wenn dieses Argument weggelassen wird, wird der Standardwert 7 verwendet. Die Option -8bit kann angegeben werden, um die Ausgabe mit 8 Bit pro Pixel zu erzwingen
savepng
savepng filename
Speichert das aktuelle Bild in eine PNG-Datei: filename.png, mit 16 Bit pro Kanal, wenn das geladene Bild 16 oder 32 Bit hat, und 8 Bit pro Kanal, wenn das geladene Bild 8 Bit hat
savepnm
savepnm filename
Speichert das aktuelle Bild in Form eines NetPBM-Dateiformats mit 16 Bit pro Kanal.
Die Erweiterung der Ausgabe ist Dateiname.ppm für RGB-Bilder und Dateiname.pgm für Graustufenbilder
savetif
savetif filename [-astro] [-deflate]
Speichert das aktuelle Bild in Form einer unkomprimierten TIFF-Datei mit 16 Bit pro Kanal: filename.tif. Die Option -astro ermöglicht das Speichern im Astro-Tiff-Format, während -deflate die Kompression aktiviert
Siehe auch SAVETIF32 und SAVETIF8
savetif32
savetif32 filename [-astro] [-deflate]
Gleicher Befehl wie SAVETIF, aber die Ausgabedatei wird mit 32 Bit pro Kanal gespeichert: filename.tif. Die Option -astro ermöglicht das Speichern im Astro-Tiff-Format, während -deflate die Kompression aktiviert
Verweis: savetif
savetif8
savetif8 filename [-astro] [-deflate]
Gleicher Befehl wie SAVETIF, aber die Ausgabedatei wird mit 8 Bit pro Kanal gespeichert: filename.tif. Die Option -astro ermöglicht das Speichern im Astro-Tiff-Format, während -deflate die Kompression aktiviert
Verweis: savetif
sb
sb [-loadpsf=] [-alpha=] [-iters=]
Stellt ein Bild nach der Split-Bregman-Methode wieder her.
Optional kann ein PSF mit dem Argument -loadpsf=filename geladen werden.
Die Anzahl der Iterationen wird durch -iters angegeben (Standard ist 1).
Der Regularisierungsfaktor -alpha= gibt die Stärke der Regularisierung an (kleinerer Wert = stärkere Regularisierung, Standardwert = 3000)
Verweis: psf
select
select sequencename from to
Dieser Befehl ermöglicht eine einfache Auswahl von vielen Bildern in der geladenen Sequenz (von from bis to eingeschlossen). Dies ist eine Auswahl für eine spätere Verarbeitung.
Siehe auch UNSELECT
Verweise: unselect
Beispiele:
select . 0 0
wählt das Erste der aktuell geladenen Sequenz aus
select sequencename 1000 1200
Wählt 201 Bilder der Sequenz sequencename aus, beginnend mit Bild 1000
Die zweite Zahl kann größer als die Anzahl der Bilder in der Sequenz sein um bis zum Ende zu gehen.
seqapplyastrometry
seqapplyastrometry sequencename [-interp=] [-noclamp] [-noundistort] [-projector=] [-scale=] [-framing=] [-prefix=] [-filter-fwhm=value[%|k]] [-filter-wfwhm=value[%|k]] [-filter-round=value[%|k]] [-filter-bkg=value[%|k]] [-filter-nbstars=value[%|k]] [-filter-quality=value[%|k]] [-filter-incl[uded]]
Wendet geometrische Transformationen auf Bilder der im Argument angegebenen Sequenz an, so dass sie dem Referenzbild überlagert werden können, wobei zuvor berechnete Registrierungsdaten verwendet werden (siehe SEQPLATESOLVE).
Der Name der Ausgabesequenz beginnt mit dem Präfix "r_", sofern mit der Option -prefix= nichts anderes angegeben wurde.
Die Pixelinterpolationsmethode kann mit dem Argument -interp= angegeben werden, gefolgt von einer der Methoden aus der Liste ne[arest] (nächster), cu[bic] (kubisch), la[nczos4], li[near], ar[ea] (Bereich)}.
Die bikubische und die Lanczos4-Interpolationsmethode sind standardmäßig haltend, um Artefakte zu vermeiden, das kann aber mit dem Argument -noclamp deaktiviert werden.
Die automatische Beschneidung der Ausgabesequenz kann mit dem Schlüsselwort -framing=, gefolgt von einer der Methoden aus der Liste { current | min | max | cog } festgelegt werden:
-framing=max (Bounding Box) fügt bei Bedarf einen schwarzen Rand um jedes Bild hinzu, damit kein Teil des Bildes bei der Registrierung abgeschnitten wird.
-framing=min (gemeinsamer Bereich) beschneidet jedes Bild auf den Bereich, den es mit allen Bildern der Sequenz gemeinsam hat.
-framing=cog bestimmt die beste Position für den Bildausschnitt als Schwerpunkt (cog) aller Bilder.
Wenn SIP-Koeffizienten in den astrometrischen Lösungen vorhanden sind, werden die Ausgabebilder unverzerrt sein, es sei denn, die Option -noundistort wird übergeben.
Der zwischen den Bildern verwendete Projektor kann mit der Option -projector= angegeben werden, wobei entweder spherical (sphärisch) oder plane (Ebene) übergeben wird.
Die ausgegebenen Bilder können durch Übergabe eines Wertes für das Argument -scale= (Skalierung, zwischen 0,1 und 2) vergrößert oder verkleinert werden.
Bilder herausfiltern:
Die zu registrierenden Bilder können auf der Grundlage einiger Filter ausgewählt werden (z. B. derjenigen mit der besten FWHM), mit einigen der -filter-* Optionen.
Links: seqplatesolve
Einige davon werden gefiltert, ohne dass eine bestimmte Reihenfolge oder Anzahl festgelegt wird:
[-filter-fwhm=value[%|k]] [-filter-wfwhm=value[%|k]] [-filter-round=value[%|k]] [-filter-bkg=value[%|k]]
[-filter-nbstars=value[%|k]] [-filter-quality=value[%|k]] [-filter-incl[uded]]
Die besten Bilder der Sequenz können mit Hilfe der Filterargumente gestackt werden. Jedes dieser Argumente kann schlechte Bilder auf der Grundlage einer Eigenschaft, die ihrem Namen entpricht, aus den Registrierungsdaten mit einem der drei Typen von Argumentwerten entfernen:
- a numeric value for the worse image to keep depending on the type of data used (between 0 and 1 for roundness and quality, absolute values otherwise),
- a percentage of best images to keep if the number is followed by a % sign,
- or a k value for the k.sigma of the worse image to keep if the number is followed by a k sign.
Es ist auch möglich, manuell ausgewählte Bilder zu verwenden, entweder zuvor über die grafische Benutzeroberfläche oder mit den Befehlen select oder unselect, unter Verwendung des Arguments -filter-included.
seqapplyreg
seqapplyreg sequencename { -upscale | -drizzle { [-scale=] [-pixfrac=] [-kernel=] [-flat=] } } [-interp=] [-noclamp] [-layer=] [-framing=] [-prefix=] [-filter-fwhm=value[%|k]] [-filter-wfwhm=value[%|k]] [-filter-round=value[%|k]] [-filter-bkg=value[%|k]] [-filter-nbstars=value[%|k]] [-filter-quality=value[%|k]] [-filter-incl[uded]]
Wendet geometrische Transformationen auf Bilder der im Argument angegebenen Sequenz an, so dass sie dem Referenzbild überlagert werden können, wobei zuvor berechnete Registrierungsdaten verwendet werden (siehe REGISTER).
Der Name der Ausgabesequenz beginnt mit dem Präfix "r_", sofern mit der Option -prefix= nichts anderes angegeben wurde.
Die Option -upscale aktiviert die Subpixel-Registrierung der in der transformierten Sequenz erzeugten Bilder, eine Hochskalierung um den Faktor 2.
Die Option -drizzle aktiviert den DRIZZLE-Alogrithmus, der folgende zusätzlichen Optionen annehmen kann: -scale= legt den Skalierungsfaktor des Bildes fest (Vorgabe = 1.0); -pixfrac= legt den Pixelanteil fest (Vorgabe = 1.0). Das Argument -kernel= legt den DRIZZLE-Kernel fest und muss von einer der Optionen point, turbo, square, gaussian, lanczos2 oder lanczos3 gefolgt werden. Die Vorgabe ist quadrat. Das Argument -flat= gibt eine Master-Flat an, mit der die Drizzled-Eingabepixel gewichtet werden (Standard ist keine Flat). Das Argument -ocseq gibt die Erzeugung einer output_counts-Sequenz mit dem zusätzlichen Präfix "oc_" an.
Die Methode der Pixelinterpolation (wenn nicht DRIZZLE verwendet wird) kann mit dem Argument -interp= angegeben werden, gefolgt von einer der Methoden aus der Liste no[ne](keine), ne[arest] (nächster), cu[bic] (kubisch), la[nczos4], li[near], ar[ea] (Bereich)}. Wenn none übergeben wird, wird die Transformation erzwungen und eine pixelweise Verschiebung ohne Interpolation auf jedes Bild angewendet.
Die bikubische und die Lanczos4-Interpolationsmethode sind standardmäßig haltend, um Artefakte zu vermeiden, das kann aber mit dem Argument -noclamp deaktiviert werden.
Bei RGB-Bildern wird die Registrierung auf der ersten Ebene durchgeführt, für die Daten vorhanden sind, es sei denn, die Option -layer= (0, 1 oder 2 für R, G bzw. B) wurde angegeben.
Die automatische Beschneidung der Ausgabesequenz kann mit dem Schlüsselwort -framing=, gefolgt von einer der Methoden aus der Liste { current | min | max | cog } festgelegt werden:
-framing=max (Bounding Box) fügt bei Bedarf einen schwarzen Rand um jedes Bild hinzu, damit kein Teil des Bildes bei der Registrierung abgeschnitten wird.
-framing=min (gemeinsamer Bereich) beschneidet jedes Bild auf den Bereich, den es mit allen Bildern der Sequenz gemeinsam hat.
-framing=cog bestimmt die beste Position für den Bildausschnitt als Schwerpunkt (cog) aller Bilder.
Bilder herausfiltern:
Die zu registrierenden Bilder können auf der Grundlage einiger Filter ausgewählt werden (z. B. derjenigen mit der besten FWHM), mit einigen der -filter-* Optionen.
Verweise: register
Einige davon werden gefiltert, ohne dass eine bestimmte Reihenfolge oder Anzahl festgelegt wird:
[-filter-fwhm=value[%|k]] [-filter-wfwhm=value[%|k]] [-filter-round=value[%|k]] [-filter-bkg=value[%|k]]
[-filter-nbstars=value[%|k]] [-filter-quality=value[%|k]] [-filter-incl[uded]]
Die besten Bilder der Sequenz können mit Hilfe der Filterargumente gestackt werden. Jedes dieser Argumente kann schlechte Bilder auf der Grundlage einer Eigenschaft, die ihrem Namen entpricht, aus den Registrierungsdaten mit einem der drei Typen von Argumentwerten entfernen:
- a numeric value for the worse image to keep depending on the type of data used (between 0 and 1 for roundness and quality, absolute values otherwise),
- a percentage of best images to keep if the number is followed by a % sign,
- or a k value for the k.sigma of the worse image to keep if the number is followed by a k sign.
Es ist auch möglich, manuell ausgewählte Bilder zu verwenden, entweder zuvor über die grafische Benutzeroberfläche oder mit den Befehlen select oder unselect, unter Verwendung des Arguments -filter-included.
seqccm
seqccm sequencename [-prefix=]
Gleicher Befehl wie CCM, aber für die Sequenz sequencename. Nur ausgewählte Bilder in der Sequenz werden verarbeitet.
Der Name der Ausgabesequenz beginnt mit dem Präfix "ccm", sofern nicht mit der Option -prefix= etwas anderes angegeben wurde
Links: ccm
seqclean
seqclean sequencename [-reg] [-stat] [-sel]
Dieser Befehl löscht Auswahl-, Registrierungs- und/oder Statistikdaten, die für die Sequenz sequencename gespeichert wurden.
Mit den Optionen -reg, -stat und -sel können Sie festlegen, dass nur die Registrierung, die Statistik und/oder die Auswahl gelöscht wird. Wenn keine Option angegeben wird, werden alle gelöscht
seqcosme
seqcosme sequencename [filename].lst [-prefix=]
Gleicher Befehl wie COSME, aber für die Sequenz sequencename. Nur ausgewählte Bilder in der Sequenz werden verarbeitet.
Der Name der Ausgabesequenz beginnt mit dem Präfix "cosme_", sofern nicht mit der Option -prefix= etwas anderes angegeben wurde
Verweis: cosme
seqcosme_cfa
seqcosme_cfa sequencename [filename].lst [-prefix=]
Derselbe Befehl wie COSME_CFA, aber für die Sequenz sequencename. Nur ausgewählte Bilder in der Sequenz werden verarbeitet.
Der Name der Ausgabesequenz beginnt mit dem Präfix "cosme_", sofern nicht mit der Option -prefix= etwas anderes angegeben wurde
Verweis: cosme_cfa
seqcrop
seqcrop sequencename x y width height [-prefix=]
Beschneidet die im Argument sequencename angegebene Sequenz. Nur ausgewählte Bilder in der Sequenz werden verarbeitet.
Der Ausschnitt wird durch die obere linke Eckposition x und y und die Auswahl width und height bestimmt, wie bei CROP.
Der Name der Ausgabesequenz beginnt mit dem Präfix "cropped_", sofern mit der Option -prefix= nichts anderes angegeben wurde
Verweise: crop
seqextract_Green
seqextract_Green sequencename [-prefix=]
Gleicher Befehl wie EXTRACT_GREEN, aber für die Sequenz sequencename.
Der Name der Ausgabesequenz beginnt mit dem Präfix "Green_", sofern nicht mit der Option -prefix= etwas anderes angegeben wurde
seqextract_Ha
seqextract_Ha sequencename [-prefix=] [-upscale]
Gleicher Befehl wie EXTRACT_HA, aber für die Sequenz sequencename.
Der Name der Ausgabesequenz beginnt mit dem Präfix "Ha_", sofern nicht mit der Option -prefix= etwas anderes angegeben wurde
seqextract_HaOIII
seqextract_HaOIII sequencename [-resample=]
Gleicher Befehl wie EXTRACT_HAOIII, aber für die Sequenz sequencename.
Die Namen der Ausgabesequenzen beginnen mit den Präfixen "Ha_" und "OIII_"
seqfind_cosme
seqfind_cosme sequencename cold_sigma hot_sigma [-prefix=]
Gleicher Befehl wie FIND_COSME, aber für die Sequenz sequencename.
Der Name der Ausgabesequenz beginnt mit dem Präfix "cc_", sofern mit der Option -prefix= nichts anderes angegeben wurde
Verweis: find_cosme
seqfind_cosme_cfa
seqfind_cosme_cfa sequencename cold_sigma hot_sigma [-prefix=]
Gleicher Befehl wie FIND_COSME_CFA, aber für die Sequenz sequencename.
Der Name der Ausgabesequenz beginnt mit dem Präfix "cc_", sofern mit der Option -prefix= nichts anderes angegeben wurde
Verweis: find_cosme_cfa
seqfindstar
seqfindstar sequencename [-layer=] [-maxstars=]
Gleicher Befehl wie FINDSTAR, aber für die Sequenz sequencename.
Die Option -out= ist für diesen Prozess nicht verfügbar, da alle Sternlistendateien mit dem Standardnamen seqname_seqnb.lst gespeichert werden
Verweis: findstar
seqfixbanding
seqfixbanding sequencename amount sigma [-prefix=] [-vertical]
Gleicher Befehl wie FIXBANDING, aber für die Sequenz sequencename.
Der Name der Ausgabesequenz beginnt mit dem Präfix "unband_", sofern mit der Option -prefix= nichts anderes angegeben wurde
Verweis: fixbanding
seqght
seqght sequence -D= [-B=] [-LP=] [-SP=] [-HP=] [-human | -even | -independent | -sat] [channels] [-prefix=]
Gleicher Befehl wie GHT, aber eine Sequenz muss als erstes Argument angegeben werden. Zusätzlich kann das optionale Argument -prefix= verwendet werden, um ein benutzerdefiniertes Präfix zu setzen
Verweise: ght
seqheader
seqheader sequencename keyword [keyword2 ...] [-sel] [-out=file.csv]
Gibt den FITS-Headerwert aus, der den angegebenen Schlüsseln für alle Bilder in der Sequenz entspricht. Sie können mehrere Schlüssel hintereinander schreiben, getrennt durch ein Leerzeichen. Mit der Option -out=, gefolgt von einem Dateinamen, können Sie die Ausgabe in einer CSV-Datei drucken. Die Option -sel beschränkt die Ausgabe auf die in der Sequenz ausgewählten Bilder.
seqinvght
seqinvght sequence -D= [-B=] [-LP=] [-SP=] [-HP=] [-human | -even | -independent | -sat] [channels] [-prefix=]
Gleicher Befehl wie INVGHT, aber eine Sequenz muss als erstes Argument angegeben werden. Zusätzlich kann das optionale Argument -prefix= verwendet werden, um ein benutzerdefiniertes Präfix zu setzen
Verweise: invght
seqinvmodasinh
seqinvmodasinh sequence -D= [-LP=] [-SP=] [-HP=] [-human | -even | -independent | -sat] [channels] [-prefix=]
Gleicher Befehl wie INVMODASINH, aber eine Sequenz muss als erstes Argument angegeben werden. Zusätzlich kann das optionale Argument -prefix= verwendet werden, um ein benutzerdefiniertes Präfix zu setzen
Verweise: invmodasinh
seqlinstretch
seqlinstretch sequence -BP= [channels] [-sat] [-prefix=]
Gleicher Befehl wie LINSTRETCH, aber eine Sequenz muss als erstes Argument angegeben werden. Zusätzlich kann das optionale Argument -prefix= verwendet werden, um ein benutzerdefiniertes Präfix zu setzen
Verweise: linstretch
seqmerge_cfa
seqmerge_cfa sequencename bayerpattern [-prefixin=] [-prefixout=]
Gleicher Befehl wie MERGE_CFA, aber für die Sequenz sequencename.
Das Bayer-Muster, das rekonstruiert werden soll, muss als zweites Argment als eines von RGGB, BGGR, GBRG oder GRBG angegeben werden.
Die Eingabedateinamen enthalten das identifizierende Präfix "CFA_" und eine Zahl, sofern nicht mit der Option -prefixin= anders angegeben.
Hinweis: Alle 4 Sätze von Eingabedateien müssen vorhanden sein und müssen einheitlich benannt sein, wobei der einzige Unterschied die Nummer nach dem identifizierenden Präfix ist.
Der Name der Ausgabesequenz beginnt mit dem Präfix "mCFA_" und einer Zahl, sofern mit der Option -prefixout= nichts anderes angegeben wurde
Verweis: merge_cfa
seqmodasinh
seqmodasinh sequence -D= [-LP=] [-SP=] [-HP=] [-human | -even | -independent | -sat] [channels] [-prefix=]
Gleicher Befehl wie MODASINH, aber eine Sequenz muss als erstes Argument angegeben werden. Zusätzlich kann das optionale Argument -prefix= verwendet werden, um ein benutzerdefiniertes Präfix zu setzen
Verweise: modasinh
seqmtf
seqmtf sequencename low mid high [channels] [-prefix=]
Derselbe Befehl wie MTF, aber für die Sequenz sequencename.
Der Name der Ausgabesequenz beginnt mit dem Präfix "mtf_", sofern mit der Option -prefix= nichts anderes angegeben wurde
Verweis: mtf
seqprofile
seqprofile sequence -from=x,y -to=x,y [-tri] [-cfa] [-arcsec] [-savedat] [-layer=] [-width=] [-spacing=] [ {-xaxis=wavelength | -xaxis=wavenumber } ] [{-wavenumber1= | -wavelength1=} -wn1at=x,y {-wavenumber2= | -wavelength2=} -wn2at=x,y] ["-title=My Plot"]
Erstellt ein Intensitätsprofildiagramm zwischen zwei Punkten in jedem Bild der Sequenz. Nach dem obligatorischen ersten Argument, das die zu verarbeitende Sequenz angibt, sind die anderen Argumente die gleichen wie für den Befehl profile. Wenn eine Sequenz verarbeitet wird und gewünscht wird, dass die aktuelle Bildnummer und die Gesamtzahl der Bilder im Format „Meine Sequenz (1 / 5)“ angezeigt werden, sollte der angegebene Titel mit () enden (z. B. „Meine Sequenz ()“ und die Nummern werden automatisch ausgefüllt)
seqpsf
seqpsf [sequencename channel { -at=x,y | -wcs=ra,dec }]
Derselbe Befehl wie PSF, wird aber auf Sequenzen angewendet. Dieser Befehl ähnelt der Ein-Stern-Registrierung, mit dem Unterschied, dass die Ergebnisse für die photometrische Analyse verwendet werden können, anstatt die Bilder auszurichten, und dass die Koordinaten des Sterns über Optionen angegeben werden können.
Dieser Befehl wird intern über das Menü aufgerufen, das beim Rechtsklick auf das Bild mit dem PSF für den Sequenzeintrag erscheint. Standardmäßig wird er mit aktivierter Parallelisierung ausgeführt; wenn bereits Registrierungsdaten für die Sequenz vorhanden sind, werden sie zur Verschiebung des Suchfensters in jedem Bild verwendet. Sind keine Registrierungsdaten vorhanden und gibt es eine signifikante Verschiebung zwischen den Bildern der Sequenz, werden mit den Standardeinstellungen keine Sterne in der Anfangsposition des Suchbereichs gefunden.
Die Option, dem Stern zu folgen, kann dann aktiviert werden, indem man auf die Registerkarte Registrierung geht, die Ein-Stern-Registrierung auswählt und das Kontrollkästchen für die Bewegung des Sterns aktiviert (Standardeinstellung bei Headless, wenn keine Registrierungsdaten verfügbar sind).
Die Ergebnisse werden auf der Registerkarte "Grafik" angezeigt, von der aus sie auch in eine CSV-Datei (Comma-Separated Values) zur externen Analyse exportiert werden können.
Bei der Erstellung einer Lichtkurve wird der erste Stern, für den seqpsf ausgeführt wurde und der in der Anzeige mit "V" markiert ist, als der veränderliche Stern betrachtet. Alle anderen werden gemittelt, um eine Referenzlichtkurve zu erstellen, die von der Lichtkurve des veränderlichen Sterns abgezogen wird.
Gegenwärtig druckt der Befehl im Headless-Betrieb einige analysierte Daten in der Konsole aus, ein anderer Befehl erlaubt es, mehrere Sterne zu analysieren und als Lichtkurve darzustellen: LIGHT_CURVE. Die Argumente sind im Headless-Betrieb obligatorisch, wobei -at= die Angabe von Koordinaten in Pixeln für den Zielstern und -wcs= die Angabe von J2000-Äquatorialkoordinaten ermöglicht
Verweise: psf, light_curve
seqplatesolve
seqplatesolve sequencename [image_center_coords] [-nocrop] [-focal=] [-pixelsize=] [-limitmag=[+-]] [-catalog=] [-localasnet [-blindpos] [-blindres]] [-force][-downscale] [-order=] [-radius=] [-nocache]
Astrometrische Lösung einer Sequenz. Wenn die Eingabesequenz SER ist, wird eine neue Sequenz mit dem Präfix „ps_“ erstellt. Andernfalls werden die Bildkopfzeilen aktualisiert. Im Fall von SER ist die Bereitstellung der Metadaten obligatorisch und die Ausgabesequenz erfolgt im FITS-Cube-Format, da SER keine WCS-Daten speichern kann.
Wenn WCS oder andere Metadaten fehlerhaft sind oder fehlen, müssen Argumente angegeben werden:
Die ungefähren Koordinaten des Bildmittelpunkts können in Dezimalgraden oder Grad/Stunde-Minute-Sekunde-Werten (J2000 mit Doppelpunkten) angegeben werden, wobei die Werte für Rektaszension und Deklination durch ein Komma oder ein Leerzeichen getrennt sind (für astrometry.net nicht obligatorisch).
Brennweite und Pixelgröße können mit -focal= (in mm) und -pixelsize= (in µm) übergeben werden, wobei die Werte aus Bildern und Einstellungen überschrieben werden. Siehe auch Optionen zum blinden Lösen mit lokalem Astrometry.net
Astrometrische Lösungen für Bilder Bilder können entweder mit Siril unter Verwendung eines Sternkatalogs und des globalen Registrierungsalgorithmus oder mit dem Befehl solve-field vom lokalen astrometry.net (aktiviert mit -localasnet) ermittelt werden.
Die folgenden Optionen gelten für beide astrometrischen Löser:
Für eine schnellere Erkennung von Sternen in großen Bildern ist eine Verkleinerung des Bildes mit -downscale möglich.
Bei der Lösung können Verzerrungen nach der SIP-Konvention mit Polynomen bis zur Ordnung 5 berücksichtigt werden. Standardmäßig wird die kubische Verzerrung aus den Astrometrie-Einstellungen genutzt. Dies kann mit der Option -order= geändert werden, die einen Wert zwischen 1 und 5 angibt.
Wenn Sie lokale Siril-Solver-Kataloge oder lokales Astrometry.net verwenden und die anfängliche Lösung nicht erfolgreich ist, sucht der Solver nach einer Lösung innerhalb eines Radiuskegels, der mit der Option -radius= angegeben wird. Wenn kein Wert übergeben wird, wird der Suchradius aus den Astrometrieeinstellungen übernommen. Die Siril-Nähesuche kann durch Übergeben eines Werts von 0 deaktiviert werden. (kann für Astrometry.net nicht deaktiviert werden).
Bereits gelöste Bilder werden standardmäßig übersprungen. Dies kann durch Übergabe der Option -force deaktiviert werden.
Die folgenden Optionen gelten nur für die astrometrische Lösung mit Siril:
Die Grenzgröße der Sterne, die für die Plattenlösung verwendet werden, wird automatisch aus der Größe des Sichtfeldes berechnet, kann aber durch Übergabe eines +Offset- oder -Offset-Wertes an -limitmag= oder einfach durch einen absoluten positiven Wert für die Grenzgröße geändert werden.
Die Wahl des Sternkatalogs erfolgt automatisch, es sei denn, die Option -catalog= wird übergeben: Wenn lokale Kataloge installiert sind, werden sie verwendet, andernfalls erfolgt die Wahl auf der Grundlage des Sichtfelds und der Grenzgröße. Wenn die Option übergeben wird, erzwingt sie die Verwendung des im Argument angegebenen Remote-Katalogs, mit den möglichen Werten: tycho2, nomad, gaia, ppmxl, brightstars, apass.
Wenn das berechnete Bildfeld größer als 5 Grad ist, wird die Sternerkennung auf eine beschnittenen Bereich um das Bildzentrum begrenzt, falls nicht die Option -nocrop verwendet wird.
Bei der Verwendung von Online-Katalogen wird eine einzige Katalogextraktion für die gesamte Sequenz durchgeführt. Bei starker Drift oder unterschiedlicherm Sampling gelingt dies möglicherweise nicht für alle Bilder. Dies kann durch Übergabe des Arguments -nocache deaktiviert werden. In diesem Fall werden Metadaten von jedem Bild verwendet (mit Ausnahme der erzwungenen Werte wie Mittelpunktskoordinaten, Pixelgröße und/oder Brennweite).
Die folgenden Optionen gelten nur für die astrometrische Lösung mit Astrometry.net:
Die Übergabe der Optionen -blindpos und/oder -blindres ermöglicht die blinde Lösung nach Position bzw. nach Sampling. Sie können diese verwenden, wenn Sie ein Bild mit einem völlig unbekannten Bildausschnitt und einem unbekannten Sampling lösen
seqresample
seqresample sequencename { -scale= | -width= | -height= } [-interp=] [-prefix=]
Skaliert die im Argument sequencename angegebene Sequenz. Nur ausgewählte Bilder in der Sequenz werden verarbeitet.
Der Skalierungsfaktor wird entweder durch das Argument -scale= oder durch Festlegen der Ausgabebreite oder -höhe mit den Optionen -width= oder -height= angegeben.
Eine Interpolationsmethode kann mit dem Argument -interp= angegeben werden, gefolgt von einer der Methoden aus der Liste ne[arest] (nächster), cu[bic] (kubisch), la[nczos4], li[near], ar[ea] (Bereich)}. Bei der kubischen und der Lanczos-Interpolation wird die Klammerung angewendet.
Der Name der Ausgabesequenz beginnt mit dem Präfix "scaled_", sofern mit der Option -prefix= nichts anderes angegeben wurde
seqrl
seqrl sequencename [-loadpsf=] [-alpha=] [-iters=] [-stop=] [-gdstep=] [-tv] [-fh] [-mul]
Dasselbe wir der Befehl RL, gilt jedoch für eine Sequenz, die als erstes Argument angegeben werden muss
Verweise: rl
seqsb
sb sequencename [-loadpsf=] [-alpha=] [-iters=]
Dasselbe wir der Befehl SB, gilt jedoch für eine Sequenz, die als erstes Argument angegeben werden muss
Verweise: sb
seqsplit_cfa
seqsplit_cfa sequencename [-prefix=]
Gleicher Befehl wie SPLIT_CFA, aber für die Sequenz sequencename.
Die Namen der Ausgabesequenzen beginnen mit dem Präfix "CFA_" und einer Zahl, sofern mit der Option -prefix= nichts anderes angegeben wird.
Einschränkung: Die Sequenz gibt immer eine Folge von FITS-Dateien aus, unabhängig von der Art der Eingabesequenz
Verweis: split_cfa
seqstarnet
seqstarnet sequencename [-stretch] [-upscale] [-stride=value] [-nostarmask]
Dieser Befehl ruft Starnet++ auf, um Sterne aus der Sequenz sequencename zu entfernen. Siehe STARNET
Verweis: starnet
seqstat
seqstat sequencename output_file [option] [-cfa]
Gleicher Befehl wie STAT für die Sequenz sequencename.
Die Daten werden als CSV-Datei output_file gespeichert.
Der optionale Parameter bestimmt die Anzahl der berechneten statistischen Werte: basic, main (Standard) oder full (detaillierter, aber länger in der Berechnung).
\tbasic umfasst Mittelwert, Median, Sigma, bgnoise (Hintergrundrauschen), min und max
\t**main**umfasst die Basisdaten mit dem Zusatz von avgDev (Standardabweichung), MAD und der Quadratwurzel von BWMV
\tfull umfasst "main" mit dem Zusatz von Standort und Maßstab.
Wenn -cfa übergeben wird und die Bilder CFA sind, werden Statistiken über Extraktionen pro Filter erstellt
Verweis: stat
seqsubsky
seqsubsky sequencename { -rbf | degree } [-nodither] [-samples=20] [-tolerance=1.0] [-smooth=0.5] [-prefix=]
Gleicher Befehl wie SUBSKY, aber für die Sequenz sequencename.
Das Dithering, das für geringe dynamische Gradienten erforderlich ist, kann mit -nodither deaktiviert werden.
Der Name der Ausgabesequenz beginnt mit dem Präfix "bkg_", sofern mit der Option -prefix= nichts anderes angegeben wurde. Nur ausgewählte Bilder der Sequenz werden verarbeitet
Verweis: subsky
seqtilt
seqtilt sequencename
Derselbe Befehl wie TILT, aber für die Sequenz sequencename. Ergibt generell bessere Resultate
Verweit: tilt
sequnsetmag
sequnsetmag
Setzt die Magnitudenkalibrierung und den Referenzstern für die Sequenz zurück. Siehe SEQSETMAG
Verweis: seqsetmag
seqwiener
wiener sequencename [-loadpsf=] [-alpha=]
Dasselbe wie der Befehl WIENER, aber für eine Sequenz, die als erstes Argument angegeben werden muss
Verweise: wiener
set
set { -import=inifilepath | variable=value }
Aktualisieren eines Einstellungswerts unter Verwendung seines Variablennamens mit dem angegebenen Wert oder einer Reihe von Werten unter Verwendung einer vorhandenen ini-Datei mit der Option -import=.
Siehe GET, um Werte oder die Liste der Variablen zu erhalten
Verweise: get
set16bits
set16bits
Deaktiviert die Speicherung von Bildern mit 32 Bit pro Kanal bei der Verarbeitung. Es werden stattdessen 16 Bits verwendet
set32bits
set32bits
Ermöglicht das Speichern von Bildern mit 32 Bit pro Kanal bei der Verarbeitung
setcompress
setcompress 0/1 [-type=] [q]
Legt fest, ob Bilder komprimiert werden oder nicht.
0 bedeutet keine Kompression, während 1 die Kompression aktiviert.
Wenn die Komprimierung aktiviert ist, muss der Typ ausdrücklich in der Option -type= angegeben werden ("rice", "gzip1", "gzip2").
Im Zusammenhang mit der Komprimierung muss der Quantisierungswert im Bereich [0, 256] liegen.
Beispiel: "setcompress 1 -type=rice 16" stellt die Rice-Kompression mit einer Quantisierung von 16 ein
setcpu
setcpu number
Legt die Anzahl der für die Berechnung verwendeten Verarbeitungsthreads fest.
Kann so hoch sein wie die Anzahl der auf dem System vorhandenen virtuellen Threads, d. h. die Anzahl der CPU-Kerne oder das Doppelte dieser Anzahl, wenn Hyperthreading (Intel HT) verfügbar ist. Der Standardwert ist die maximale Anzahl von Threads, die zur Verfügung stehen, so dass dieser Wert hauptsächlich zur Begrenzung der Rechenleistung verwendet werden sollte. Dieser Wert wird bei jedem Siril-Lauf zurückgesetzt. Siehe auch SETMEM
Verweise: setmem
setext
setext extension
Legt die verwendete und von Sequenzen erkannte Erweiterung fest.
Das Argument Erweiterung kann "fit", "fts" oder "fits" sein
setfindstar
setfindstar [reset] [-radius=] [-sigma=] [-roundness=] [-focal=] [-pixelsize=] [-convergence=] [ [-gaussian] | [-moffat] ] [-minbeta=] [-relax=on|off] [-minA=] [-maxA=] [-maxR=]
Definiert die Parameter für die Sternerkennung für die Befehle FINDSTAR und REGISTER.
Wird kein Parameter übergeben, werden die aktuellen Werte aufgelistet.
Die Übergabe von reset setzt alle Werte auf die Standardwerte zurück. Sie können dann immer noch Werte nach diesem Schlüsselwort übergeben.
Konfigurierbare Werte:
-radius= definiert den Radius des anfänglichen Suchfeldes und muss zwischen 3 und 50 liegen.
-sigma= definiert die Schwelle über dem Rauschen und muss größer oder gleich 0,05 sein.
-roundness= definiert die minimale Rundheit der Sterne und muss zwischen 0 und 0,95 liegen. -maxR erlaubt es, eine Obergrenze für die Rundheit festzulegen, um nur die Bereiche zu visualisieren, in denen die Sterne deutlich elongiert sind. Nicht ändern für die Registrierung.
-minA und -maxA definieren Grenzwerte für die minimale und maximale Amplitude der Sterne, die zwischen 0 und 1 normiert sind.
-focal= definiert die Brennweite des Teleskops.
-pixelsize= definiert die Pixelgröße des Sensors.
-gaussian und -moffat konfigurieren das zu verwendende Solver-Modell (Gaussian ist der Standard).
Wenn Moffat gewählt wird, definiert -minbeta= den Mindestwert von beta, für den Kandidatensterne akzeptiert werden, und muss größer oder gleich 0,0 und kleiner als 10,0 sein.
-convergence= definiert die Anzahl der Iterationen, die zur Anpassung der PSF durchgeführt werden, und sollte zwischen 1 und 3 (toleranter) eingestellt werden.
-relax= entspannt die Prüfungen, die bei Sternkandidaten durchgeführt werden, um festzustellen, ob sie Sterne sind oder nicht, damit Objekte, die nicht wie Sterne geformt sind, trotzdem akzeptiert werden (standardmäßig ausgeschaltet)
Der Schwellenwert für die Sternerkennung wird berechnet als Median des Bildes (der im Allgemeinen den Hintergrundpegel darstellt) plus k mal sigma, wobei sigma die Standardabweichung des Bildes ist (ein guter Hinweis auf die Rauschamplitude). Wenn Sie viele Sterne in Ihren Bildern und ein gutes Signal-Rausch-Verhältnis haben, kann es eine gute Idee sein, diesen Wert zu erhöhen, um die Erkennung zu beschleunigen und fehlerhafte erkannte Sterne zu vermeiden.
Es wird empfohlen, die für eine Sequenz verwendeten Werte mit der grafischen Benutzeroberfläche von Siril zu testen, die im dynamischen PSF-Werkzeugkasten des Analysemenüs verfügbar ist. Es kann die Qualität der Registrierung verbessern, wenn die Parameter erhöht werden, aber es ist auch wichtig, dass mehrere Dutzend Sterne in jedem Bild erkannt werden.
setmag
setmag magnitude
Kalibriert die Helligkeit durch Auswahl eines Sterns und Angabe der bekannten scheinbaren Magnitude.
Alle PSF-Berechnungen liefern anschließend die kalibrierte scheinbare Magnitude anstelle einer scheinbaren Helligkeit relativ zu ADU-Werten. Beachten Sie, dass der angegebene Wert mit der Helligkeit übereinstimmen muss, damit der Beobachtungsfilter sinnvoll ist.
Zum Zurücksetzen der Magnitudenkonstante siehe UNSETMAG
seqsetmag
seqsetmag magnitude
Wie der Befehl SETMAG, aber für die geladene Sequenz.
Dieser Befehl ist nur gültig, nachdem Sie SEQPSF oder sein grafisches Gegenstück ausgeführt haben (wählen Sie den Bereich um einen Stern aus und starten Sie die PSF-Analyse für die Sequenz; sie wird in der Registerkarte "Grafischer Plot" angezeigt).
Dieser Befehl hat das gleiche Ziel wie SETMAG, berechnet aber die Referenzgröße für jedes Bild der Sequenz, in der der Referenzstern gefunden wurde, neu.
Beim Ausführen des Befehls wird der zuletzt analysierte Stern als Referenzstern betrachtet. Die Anzeige des Magnituden-Diagramms vor der Eingabe des Befehls erleichtert das Verständnis.
Um den Referenzstern und den Magnituden-Offset zurückzusetzen, siehe SEQUNSETMAG
setmem
setmem ratio
Legt einen neuen Anteil des freien Speichers am Gesamtspeicher fest, der verwendet werden kann.
Der Wert Ratio sollte zwischen 0,05 und 2 liegen, je nach den anderen Aktivitäten des Computers. Ein höherer Anteil sollte es Siril ermöglichen, schneller zu Arbeiten, aber die Einstellung des Anteils des für das Stacken verwendeten Speichers über 1 erfordert die Verwendung von Festplattenspeicher als Auslagerungsspeicher, was sehr langsam ist und nicht empfohlen wird und manchmal gar nicht unterstützt wird und zu einem Systemabsturz führen kann. Eine feste Menge des RAMs kann auch in den allgemeinen Einstellungen mit SET anstelle eines Verhältnisses festgelegt werden
Verweise: set
setphot
setphot [-inner=20] [-outer=30] [-aperture=10] [-dyn_ratio=4.0] [-gain=2.3] [-min_val=0] [-max_val=60000]
Gets or sets photometry settings, mostly used by SEQPSF. If arguments are provided, they will update the settings. None are mandatory, any can be provided, default values are shown in the command's syntax. At the end of the command, the active configuration will be printed.
The Aperture size is dynamic unless it is forced. If so, the aperture value from the settings is used. If dynamic, the radius of the aperture is defined by the supplied dynamic ratio ("radius/half-FWHM").
Allowed values for the argument -dyn_ratio are in the range [1.0, 5.0]. A value outside this range will automatically set the aperture to the fixed value -aperture.
Gain is used only if not available from the FITS header
Verweis: seqpsf
setref
setref sequencename image_number
Legt das Referenzbild der im ersten Argument angegebenen Sequenz fest. image_number ist die fortlaufende Nummer des Bildes in der Sequenz, nicht die Nummer im Dateinamen, beginnend bei 1
show
show [-clear] [{ -list=file.csv | [name] RA Dec }] [-nolog] [-notag]
Zeigt einen Punkt auf dem astrometrisch gelösten Bild unter Verwendung des temporären Katalogs der Benutzeranmerkungen, basierend auf seinen äquatorialen Koordinaten. Die Option -clear löscht diesen Katalog zuerst und kann allein verwendet werden.
Mehrere Punkte können über eine CSV-Datei mit der Option -list= übergeben werden, die mindestens Ra- und Dec-Spalten enthält. Wenn die übergebene Datei auch eine Spalte mit Namen enthält, werden die Namen als Tags im Bild verwendet und in der Konsole aufgeführt, es sei denn, sie werden mit den Optionen -notag und -nolog ausgeschaltet.
Diese Funktion ist nur über die GUI von Siril verfügbar
spcc
spcc [-limitmag=[+-]] [ { -monosensor= [ -rfilter= ] [-gfilter=] [-bfilter=] | -oscsensor= [-oscfilter=] [-osclpf=] } ] [-whiteref=] [ -narrowband [-rwl=] [-gwl=] [-bwl=] [-rbw=] [-gbw=] [-bbw=] ] [-bgtol=lower,upper]
Führt die spektrophotometrische Farbkalibrierung auf dem geladenen, astrometrisch gelösten Bild durch.
Die Grenzgröße der Sterne wird automatisch aus der Größe des Bildfeldes berechnet, kann aber durch Übergabe eines +Offset- oder -Offset-Wertes an -limitmag= oder einfach durch einen absoluten positiven Wert für die Grenzgröße geändert werden.
Der Sternkatalog für die SPCC ist immer Gaia DR3.
Die Namen der Sensoren und Filter können mit den folgenden Optionen angegeben werden: -monosensor=, -rfilter=, -gfilter=, -bfilter= oder -oscsensor=, -oscfilter=, -osclpf=; der Name der Weißreferenz kann mit der Option -whiteref= angegeben werden. In allen Fällen muss der Name genau so angegeben werden, wie er in den Kombinationsfeldern des SPCC-Tools steht. Beachten Sie, dass Sensor-, Filter- und Weißreferenznamen Leerzeichen enthalten können: Wenn Sie sie als Argumente für den Befehl spcc verwenden, muss das gesamte Argument in Anführungszeichen gesetzt werden, zum Beispiel "-whiteref=Average Spiral Galaxy".
Der Schmalbandmodus kann mit dem Argument -narrowband ausgewählt werden. In diesem Fall werden die vorherigen Filterargumente ignoriert, und die Wellenlängen und Bandbreiten der NB-Filter können mit -rwl=, -rbw=, -gwl=, -gbw=, -bwl= und -bbw= angegeben werden.
Wird eines der Spektraldaten-Argumente weggelassen, wird der zuvor verwendete Wert verwendet.
Die Toleranz für Außreißer der Hintergrundreferenz kann in Sigma-Einheiten mit -bgtol=lower,upper angegeben werden: die Standardwerte sind -2,8 und +2,0
spcc_list
spcc_list { oscsensor | monosensor | redfilter | greenfilter | bluefilter | oscfilter | osclpf | whiteref }
Zeigt eine Liste von SPCC-Namen an, die zur Definition von Sensoren, Filtern oder Weißreferenzen mit dem Befehl spcc verwendet werden können. Dieser Befehl erfordert ein Argument, um festzulegen, welche Liste gedruckt werden soll: Die Optionen sind oscsensor, monosensor, redfilter, greenfilter, bluefilter, oscfilter, osclpf oder whiteref.
Beachten Sie, dass Sensor-, Filter- und Weißreferenznamen Leerzeichen enthalten können: Wenn Sie sie als Argumente für den Befehl spcc verwenden, muss das gesamte Argument in Anführungszeichen gesetzt werden, zum Beispiel "-whiteref=Average Spiral Galaxy"
Verweise: spcc
split
split file1 file2 file3 [-hsl | -hsv | -lab]
Teilt ein Farbbild in drei verschiedene Dateien auf (eine für jede Farbe) und speichert sie in den Dateien file1.fit, file2.fit und file3.fit. Als letztes Argument kann optional angegeben werden, -hsl, -hsv oder lab, um eine HSL-, HSV- oder CieLAB-Extraktion durchzuführen. Wenn keine Option angegeben wird, erfolgt die Extraktion im RGB-Format, d.h. es wird keine Konvertierung durchgeführt
split_cfa
split_cfa
Teilt das geladene CFA-Bild in vier verschiedene Dateien (eine für jeden Kanal) und speichert sie in Dateien
stack
stack seqfilename
stack seqfilename { sum | min | max } [filtering] [-output_norm] [-out=filename]
stack seqfilename { med | median } [-nonorm, -norm=] [filtering] [-fastnorm] [-rgb_equal] [-output_norm] [-out=filename]
stack seqfilename { rej | mean } [rejection type] [sigma_low sigma_high] [-rejmap[s]] [-nonorm, -norm=] [filtering] [-fastnorm] [ -weight_from_noise | -weight_from_nbstack | -weight_from_wfwhm | -weight_from_nbstars ] [-rgb_equal] [-output_norm] [-out=filename]
Stackt die Sequenz sequencename unter Verwendung von Optionen.
Stacking Methode:
Die erlaubten Typen sind: "sum", "max", "min", "med" (oder "median") und "rej" (oder "mean"). Wird kein anderes Argument als der Name der Sequenz angegeben, wird Summenstacking verwendet.
Stapeln mit Ausschluss (Rejection):
Die Typen rej oder mean erfordern die Verwendung zusätzlicher Argumente für den Pixelausschluss und entsprechende Werte. Der Ausschlusstyp ist einer von n[one] | p[ercentile] | s[igma] | m[edian] | w[insorized] | l[inear] | g[eneralized] | [m]a[d] für Percentile, Sigma, Median, Winsorized, Linear-Fit, Generalized Extreme Studentized Deviate Test oder k-MAD Clipping. Wird dies nicht angegeben, wird die Standardeinstellung (Winsorized) verwendet.
Die Parameter <b>sigma low</b> und <b>sigma high</b> des Ausschlusses sind obligatorisch solange nicht <b>none</b> ausgewählt wird.
Optional können Ausschlusskarten (Rejection maps) erzeugt werden die zeigen wo Pixel in einer (<b>-rejmap</b>) oder zwei (<b>-rejmaps</b>), für niedrige und hohe Grenzwerte, ausgeschlossen werden.
Normalisierung der Eingabebilder:
Für die Stackingmethoden med (oder median) und rej (oder mean) sind verschiedene Arten der Normalisierung zulässig: -norm=add für additiv, -norm=mul für multiplikativ. Die Optionen -norm=addscale und -norm=mulscale wenden die gleiche Normalisierung an, aber mit Skalierungsoperationen. -nonorm ist die Option zum Ausschalten der Normalisierung. Ansonsten wird standardmäßig die additive Methode mit Skalierung angewendet.
Die Option <b>-fastnorm</b> legt fest, dass schnellere Schätzungen für Ort und Maßstab als der Standard-IKSS verwendet werden sollen.
Die Option -rgb_equal verwendet die Normalisierung, um farbige Bildhintergründe auszugleichen, was nützlich ist, wenn PCC und unverknüpftes AUTOSTRETCH nicht verwendet werden.
Weitere Optionen für das Stacking mit Ausschluss:
<b>-weighted_from_noise</b> ist eine Option, um Bildern mit geringerem Hintergrundrauschen eine höhere Gewichtung zu geben.
<b>-weight_from_nbstack</b> gewichtet Bilder anhand der Anzahl der Bilder die zur Erstellung genutzt wurden, nützlich für Live Stacking.
<b>-weight_from_nbstars</b> or <b>-weight_from_wfwhm</b> gewichtet Bilder basierend auf der Anzahl der erkannten Sterne oder dem berechneten wFWHM-Wert bei der Registrierung.
Ausgabe:
Der Name des Ergebnisbildes kann mit der Option <b>-out=</b> festgelegt werden. Andernfalls wird es als <b>sequencename</b>_stacked.fit benannt.
<b>-output_norm</b> wendet eine Normalisierung am Ende des Stackings an, um das Ergebnis im Bereich [0, 1] neu zu skalieren.
Bilder herausfiltern:
Bilder, die gestapelt werden sollen, können auf der Grundlage einiger Filter, wie manuelle Auswahl oder beste FWHM, mit einigen der -filter- Optionen ausgewählt werden.
Verweise: pcc, autostretch
[-filter-fwhm=value[%|k]] [-filter-wfwhm=value[%|k]] [-filter-round=value[%|k]] [-filter-bkg=value[%|k]]
[-filter-nbstars=value[%|k]] [-filter-quality=value[%|k]] [-filter-incl[uded]]
Die besten Bilder der Sequenz können mit Hilfe der Filterargumente gestackt werden. Jedes dieser Argumente kann schlechte Bilder auf der Grundlage einer Eigenschaft, die ihrem Namen entpricht, aus den Registrierungsdaten mit einem der drei Typen von Argumentwerten entfernen:
- a numeric value for the worse image to keep depending on the type of data used (between 0 and 1 for roundness and quality, absolute values otherwise),
- a percentage of best images to keep if the number is followed by a % sign,
- or a k value for the k.sigma of the worse image to keep if the number is followed by a k sign.
Es ist auch möglich, manuell ausgewählte Bilder zu verwenden, entweder zuvor über die grafische Benutzeroberfläche oder mit den Befehlen select oder unselect, unter Verwendung des Arguments -filter-included.
stackall
stackall
stackall { sum | min | max } [filtering]
stackall { med | median } [-nonorm, norm=] [-filter-incl[uded]]
stackall { rej | mean } [rejection type] [sigma_low sigma_high] [-nonorm, norm=] [filtering] [ -weight_from_noise | -weight_from_wfwhm | -weight_from_nbstars | -weight_from_nbstack ] [-rgb_equal] [-out=filename]
Öffnet alle Sequenzen im aktuellen Verzeichnis und stapelt sie mit dem optional angegebenen Stapeltyp und Filterung oder mit Summenstapelung. Siehe STACK-Befehl für die Beschreibung der Optionen
Verweis: stack
starnet
starnet [-stretch] [-upscale] [-stride=value] [-nostarmask]
Dieser Befehl ruft StarNet auf, um Sterne aus dem aktuellen Bild zu entfernen.
Voraussetzung: StarNet ist ein externes Programm, das nicht automatisch mit Siril installiert wird, und muss vor der ersten Verwendung dieses Befehls korrekt installiert werden, wobei der Pfad zu seinem Installationsverzeichnis in Einstellungen / Verschiedenes korrekt eingestellt sein muss. Das Verzeichnis muss die Kommandozeilenversion des Programms enthalten (nicht die GUI-Version, die für Windows-Benutzer existiert).
Das sternlose Bild wird bei Fertigstellung geladen, und ein Bild mit der Sternmaske wird im Arbeitsverzeichnis erstellt, sofern nicht der optionale Parameter -nostarmask angegeben wird.
Optional können dem Befehl auch Parameter übergeben werden:
- The option -stretch is for use with linear images and will apply a pre-stretch before running StarNet and the inverse stretch to the generated starless and starmask images.
- To improve star removal on images with very tight stars, the parameter -upscale may be provided. This will upsample the image by a factor of 2 prior to StarNet processing and rescale it to the original size afterwards, at the expense of more processing time.
- The optional parameter -stride=value may be provided, however the author of StarNet strongly recommends that the default stride of 256 be used
start_ls
start_ls [-dark=filename] [-flat=filename] [-rotate] [-32bits]
Initialisiert eine Livestacking-Sitzung unter Verwendung der optionalen Kalibrierungsdateien und wartet auf Eingabedateien, die durch den Befehl LIVESTACK bereitgestellt werden, bis STOP_LS aufgerufen wird. Standardmäßig wird die Registrierung nur mit Verschiebung und 16-Bit-Verarbeitung durchgeführt, da dies schneller ist. Dies kann mit -rotate und -32bits auf Rotation und 32 Bit geändert werden
Beachten Sie, dass die Live-Stacking-Befehle Siril in einen Zustand versetzen, in dem es nicht in der Lage ist, andere Befehle zu verarbeiten. Nach START_LS können nur noch LIVESTACK, STOP_LS und EXIT aufgerufen werden, bis STOP_LS aufgerufen wird, um Siril in den normalen, nicht-Live-Stacking-Zustand zurückzubringen
stat
stat [-cfa] [main]
Liefert Statistiken für das aktuelle Bild, standardmäßig die Basiswerte oder die Hauptliste, wenn main übergeben wird. Wenn eine Auswahl getroffen wird, werden die Statistiken innerhalb der Auswahl berechnet. Wenn -cfa übergeben wird und es sich um ein CFA-Bild handelt, werden die Statistiken für die einzelnen Farbkanäle erstellt
stop_ls
stop_ls
subsky
subsky { -rbf | degree } [-dither] [-samples=20] [-tolerance=1.0] [-smooth=0.5]
Berechnet einen synthetischen Hintergrundgradienten unter Verwendung des Polynomfunktionsmodells des Grades degree oder des RBF-Modells (wenn stattdessen -rbf angegeben wird) und subtrahiert ihn vom Bild.
Die Anzahl der Stichproben pro horizontaler Linie und die Toleranz zum Ausschluss hellerer Bereiche können mit den optionalen Argumenten angepasst werden. Die Toleranz wird in MAD-Einheiten angegeben: Median + Toleranz * mad.
Dithering, das für geringe dynamische Gradienten erforderlich ist, kann mit -dither aktiviert werden.
Für RBF ist auch der zusätzliche Glättungsparameter verfügbar
synthstar
synthstar
Korrigiert schlechte Sterne im geladenen Bild. Unabhängig davon, wie viel Koma, Nachführdrift oder andere Verzerrungen Ihre Sterne haben, wenn Sirils Sternsucherroutine sie erkennen kann, wird synthstar sie korrigieren. Wenn Sie besonders vorsichtig sein wollen, sollten Sie alle Sterne, die Sie korrigieren möchten, manuell auswählen. Dazu können Sie den Konsolenbefehl findstar oder den Dialog Dynamischer PSF verwenden. Wenn Sie die Sternsuche nicht ausgeführt haben, wird sie automatisch mit den Standardeinstellungen ausgeführt.
Die besten Ergebnisse erzielen Sie, wenn Sie Synthstar vor dem Strecken ausführen.
Das Ergebnis von synthstar ist eine vollständig korrigierte synthetische Sternmaske mit perfekt runden Stern-PSFs (Moffat- oder Gauß-Profile je nach Sternsättigung), die so berechnet werden, dass sie mit der Intensität, der FWHM, dem Farbton und der Sättigung übereinstimmen, die für jeden im Eingabebild erkannten Stern gemessen wurden. Diese kann dann mit dem sternlosen Bild rekombiniert werden, um ein Bild mit perfekten Sternen zu erzeugen.
Für diesen Befehl sind keine Parameter erforderlich
Verweis: psf
threshlo
threshlo level
Ersetzt Werte unter level durch level im geladenen Bild
threshhi
threshi level
Ersetzt Werte über level durch level im geladenen Bild
thresh
thresh lo hi
Ersetzt Werte unter level durch level im geladenen Bild
tilt
tilt [clear]
Berechnet die Verkippung des Sensors als FWHM-Differenz zwischen dem besten und dem schlechtesten abgeschnittenen Mittelwert der Ecken. Die Option clear erlaubt es, die Darstellung zu löschen
trixel
trixel [-p]
Für Entwickler.
Listet ohne Argument alle im astrometrisch gelösten Bild sichtbaren Trixel der Ebene 3 auf. Die Sterne von jedem Trixel können dann mit dem Befehl CONESEARCH unter Verwendung von -trix= gefolgt von einer sichtbaren Trixel-Nummer angezeigt werden
Mit dem Argument -p werden alle validen Sterne aller 512 Level3-Trixel in eine Datei "trixels.csv" geschrieben
Links: conesearch
unclipstars
unclipstars
Reprofiliert übersättigte Sterne, um sie zu entsättigen, und skaliert die Ausgabe so, dass alle Pixelwerte <= 1,0 sind
unselect
unselect sequencename from to
Ermöglicht die einfache Abwahl von vielen Bildern in der geladenen Sequenz (von from bis to eingeschlossen). Siehe SELECT
Verweis: select
unsetmag
unsetmag
unsharp
unsharp sigma multi
Wendet eine Unschärfemaske an, d. h. ein Gaußfilter mit Sigma sigma und einer Überblendung mit dem Parameter amount, die wie folgt verwendet wird: out = in * (1 + amount) + filtered * (-amount).
Siehe auch GAUSS, dasselbe ohne Überblendung
Verweise: gauss
update_key
update_key key value
FITS Keywords aktualisieren. Das Argument key muss ein FITS-Schlüsselwort sein, das im Header gefunden und von Siril verwaltet wird. Bitte beachten Sie, dass die Gültigkeit von value nicht überprüft wird. Diese Überprüfung liegt in der Verantwortung des Benutzers
visu
visu low high
Zeigt ein Bild mit low und high als untere und obere Schwelle an, nur GUI
wavelet
wavelet nbr_layers type
Berechnet die Wavelet-Transformation auf (nbr_layers=1...6) Layer(n) unter Verwendung der linearen (type=1) oder bspline (type=2) Version des 'à trous' Algorithmus. Das Ergebnis wird in einer Datei als Struktur gespeichert, die die Layer enthält, vorbereitet für die gewichtete Rekonstruktion mit WRECONS.
Siehe auch EXTRACT
wiener
wiener [-loadpsf=] [-alpha=]
Stellt ein Bild mit Hilfe der Wiener Entfaltungsmethode wieder her.
Optional kann ein PSF (erzeugt mit MAKEPSF) mit dem Argument -loadpsf=filename geladen werden.
Der Parameter -alpha= gibt den Regularisierungsfaktor für Gaußsches Rauschen an
wrecons
wrecons c1 c2 c3 ...
Rekonstruiert das aktuelle Bild aus den Layern, die zuvor mit waveelets berechnet und mit den Koeffizienten c1, c2, ..., cn entsprechend der Anzahl der für die Wavelet-Transformation verwendeten Layer gewichtet wurden, nach der Nutzung von WAVELET
Verweise: wavelet