Étalonnage des couleurs par spectrophotométrie
Avertissement
L'étalonnage des couleurs par photométrie doit impérativement être effectué sur une image linéaire dont l'histogramme n'a pas encore été étiré. Sinon, les mesures photométriques seront fausses et les couleurs obtenues sans garantie d'être correctes.
L'étalonnage des couleurs par spectrophotométrie (Ctrl + Shift + C) est la méthode d'étalonnage des couleurs la plus récente disponible dans Siril. Cette méthode utilise les nombreuses données spectrales disponibles dans le catalogue en ligne Gaia DR3 [GaiaDR3]. Il est possible d'y accéder soit en interrogeant directement le catalogue en ligne, soit en téléchargeant un extrait local et en interrogeant le catalogue local.
Avertissement
Notez que lorsque les archives Gaia sont hors ligne pour maintenance ou en raison d'une panne, la fonctionnalité SPCC de Siril ne sera pas disponible via le catalogue en ligne. Heureusement, les archives sont normalement très fiables, mais un indicateur d'état est intégré dans la boîte de dialogue SPCC. L'état des archives est vérifié au démarrage de la boîte de dialogue et peut être revérifié en cliquant sur le bouton d'état.
Le catalogue Gaia SPCC hors ligne fonctionnera toujours si l'archive Gaia est hors ligne.
Fenêtre de dialogue Étalonnage des couleurs par spectrophotométrie.
Astuce
Quelle est la différence entre SPCC et PCC ? Quand devrais-je utiliser l'un plutôt que l'autre? SPCC est une version plus précise de PCC et rend ce dernier obsolète. SPCC prend en compte le capteur et les filtres de votre matériel. Par conséquent, la couleur produite est plus proche de la "réalité". L'exemple de l'image ci-dessous illustre la différence de résultats.
Comparaison entre PCC (à gauche) et SPCC (à droite) : cliquer pour agrandir. (Avec l'aimable autorisation de Ian Cass)
Catalogue local SPCC
À partir de la version 1.4.0, un catalogue SPCC hors ligne est disponible utilisant les données de Gaia DR3. Notez que le catalogue est divisé en 48 fichiers couvrant chaque HEALpixel de niveau 1.
Théorie
HEALpix (Hierarchical Equal Area isoLatitude Pixelisation) is an algorithm for pixelising a sphere based on subdivision of a distorted rhombic dodecahedron. Mathematical details can be found on Wikipedia [Wiki_HEALPIX]. Gaia sources use a Level 12 NESTED HEALpix scheme and the HEALpixel number is encoded into the source_id. The specification of the Gaia DR3 catalogue extracts and their file format is documented here (PDF).
La nature imbriquée du schéma signifie que les HEALpixels qui sont proches les uns des autres dans le ciel ont des numéros qui sont également proches. La propriété hiérarchique signifie également qu'il est possible d'indexer les sources dans les HEALpixels à un niveau HEALpixel profond et de diviser le catalogue en morceaux à un niveau moins profond, tout en continuant à prendre en charge un algorithme de recherche de catalogue hautement efficace.
It is possible to download the entire catalog or only the chunks you need. The folder location to store the catalog files is set in .
Sirilpy script
La façon la plus simple d'installer le catalogue est d'utiliser le script Python intégré Siril_Catalog_Installer.py dans le menu .
Cela fournit une interface qui vous permet d'installer soit le catalogue entier, soit uniquement les morceaux qui sont visibles depuis votre latitude d'observation au-dessus d'une certaine élévation, soit uniquement des ensembles de morceaux correspondant à certains thèmes (Voie Lactée, Triangle d'Été, Saison des Galaxies etc.) Sélectionnez la latitude / élévation ou la zone d'intérêt si vous le souhaitez, puis sélectionnez la méthode de sélection (Tout, Visible depuis la Latitude ou Zone d'Intérêt).
Vous pouvez prévisualiser la couverture en utilisant le bouton Prévisualiser la couverture.
Enfin, en cliquant sur Installer, vous téléchargerez, vérifierez, décompresserez et installerez les morceaux sélectionnés et paramétrerez également le chemin du catalogue dans les préférences de Siril. Un chemin de catalogue par défaut est suggéré dans le widget de saisie de texte, mais peut être modifié pour un emplacement différent si vous préférez.
Si vous souhaitez installer manuellement les fichiers du catalogue SPCC hors ligne, ils peuvent être téléchargés depuis Zenodo. Il est possible de télécharger soit des HEALpixels individuels de niveau 1, soit l'ensemble du catalogue sous forme d'archive.
Astuce
Lorsque vous téléchargez "Tous les fichiers" à partir de l'enregistrement Zenodo, le téléchargement est une archive zip que vous devrez extraire, cependant l'archive zip est juste un moyen pratique de regrouper tous les fichiers individuels ; les fichiers de données à l'intérieur de l'archive zip sont eux-mêmes compressés avec la compression bzip2, et vous devrez décompresser les fichiers .bz2 individuels avant que Siril ne puisse les utiliser. La prise en charge de ce format de compression est disponible par défaut sous Linux et MacOS, et est assurée sous Windows par divers programmes d'archivage, dont 7-Zip et Pea-Zip, qui sont tous deux des logiciels libres et open source.
Tous les fichiers compressés sont accompagnés de sha256sums et il y a un fichier contenant tous les sha256sums des fichiers non compressés, pour une validation supplémentaire. L'enregistrement Zenodo fournit également une référence DOI qui peut être utilisée pour citer l'ensemble de données si vous l'utilisez dans un travail universitaire.
Siril utilise un extrait optimisé du produit datalink xp_sampled de Gaia DR3. Comme pour l'extrait astrométrique, le catalogue hors ligne est limité aux 127 sources les plus brillantes par HEALpixel de niveau 8. Le catalogue contient moins de sources que l'extrait astrométrique car les spectres xp_sampled ne sont généralement fournis que pour les sources plus brillantes que la magnitude 17,6. Par conséquent, davantage de HEALpixels dans les zones moins peuplées du ciel contiennent moins de 127 sources par rapport à l'extrait astrométrique (c'est-à-dire que ces HEALpixels contiennent toutes les sources Gaia DR3 disponibles avec des données xp_sampled). Cependant, cette approche évite toujours la surpopulation du catalogue dans les parties extrêmement denses du ciel tout en fournissant le meilleur rapport signal/bruit. Dans les HEALpixels avec moins de 127 sources xp_sampled, le catalogue local est aussi complet que si l'on utilisait directement l'archive Gaia en ligne.
Le xp_sampled est converti de données float32 en float16 avec un octet supplémentaire définissant l'exposant à appliquer aux données xp_sampled pour la source, afin de surmonter les limitations des exposants exprimables en float16. Cette approche est entièrement justifiable compte tenu des marges d'erreur sur les données xp_sampled et ne fait aucune différence pratique sur la précision des résultats. Cela signifie que nous pouvons fournir un catalogue SPCC local hautement efficace et optimisé pour son usage spécifique, dans moins de 21 Go de données.
Comment cela marche
SPCC nécessite la connaissance de votre capteur et des filtres RVB que vous utilisez. Ceux-ci sont fournis par un dépôt en ligne que Siril synchronisera, soit automatiquement au démarrage, soit manuellement lorsque cela est nécessaire. Les informations sur les capteurs et les filtres sont mises à jour par la même méthode de synchronisation que celle utilisée pour le dépôt de scripts en ligne. (Cela signifie que lorsque des données sur de nouveaux filtres ou capteurs sont disponibles, elles peuvent être ajoutées au dépôt sans nécessiter de mise à jour de l'application.)
In the GUI you select your sensors and filters from the widgets in the SPCC dialog. Don't worry if there isn't an exact match for your equipment, just pick the closest option, or the appropriate default option. You also need to select a white reference. The default reference is the Average Spiral Galaxy reference which is suitable for a wide range of astrophotographic scenes, however there is an extensive range of galaxy and star types to choose from. The Sun's spectral type is G2(v) so if you want to balance your image using sunlight as a white reference, you would pick Star, type G2(v) from the list.
SPCC utilise ensuite les spectres stellaires de Gaia DR3 et la connaissance de votre capteur d'imagerie et de vos filtres pour calculer pour chaque étoile du catalogue qui correspond à une étoile détectée dans l'image par Siril, le flux attendu dans chaque canal de couleur. Il compare ensuite ce flux avec le flux réel mesuré dans chaque canal en utilisant les capacités photométriques de Siril.
Compte tenu de la connaissance du capteur et du filtre, SPCC calcule le flux attendu dans chaque canal pour la référence des blancs spécifiée. Un ajustement linéaire robuste est obtenu pour donner le meilleur ajustement des rapports de flux R/V et B/V du catalogue à l'image pour chaque étoile et pour la référence des blancs. Cet ajustement est utilisé pour dériver des coefficients de correction qui sont appliqués de manière multiplicative à chaque canal, ce qui permet d'obtenir des canaux de couleur spectrophotométriquement exacts.
Votre image doit être résolue pour que SPCC fonctionne : si ce n'est pas le cas, vous devez le faire à l'aide de l'outil prévu à cet effet. Il est important de s'assurer que les informations relatives à la résolution astrométrique sont correctes, car certains logiciels sont connus pour ajouter des données WCS inexactes aux images.
Interface Graphique
Sélection du capteur Pour sélectionner votre capteur, assurez-vous que le bouton mono / couleur est correctement réglé. Vous verrez alors le menu déroulant approprié pour choisir parmi les capteurs disponibles.
Sélection de filtres SPCC peut fonctionner selon deux modes.
Le mode par défaut est le mode large bande. Dans ce mode, la case mode bande étroite doit être décochée. Vous pouvez choisir des filtres rouge, vert et bleu (pour les images composées réalisées avec un capteur mono) ou des filtres couleur, par exemple des filtres de pollution lumineuse, pour les images réalisées avec un capteur couleur.
Avertissement
Si vous sélectionnez un capteur APN couleur (par exemple, un Canon EOS 600D), un widget supplémentaire deviendra visible pour sélectionner un filtre passe-bas. Cela vous permet de préciser si votre appareil photo a été modifié pour l'astronomie ou non. Vous devez sélectionner une option ici ou le processus se plaindra que vous n'avez pas défini tous les filtres nécessaires !
Des options existent pour les filtres passe-bas d'origine Canon et Nikon, ainsi que pour le populaire filtre de modification astronomique Baader BCF qui laisse passer le Ha et Sii mais bloque toujours les longueurs d'onde IR plus longues, et "Full spectrum" qui est modélisé comme un filtre parfaitement transparent.
Si vous avez un appareil photo non modifié d'un modèle ou d'une marque différente, sélectionnez n'importe lequel des filtres passe-bas Canon ou Nikon : l'effet est très mineur car ces longueurs d'onde sont de toute façon à la limite de la perception visuelle humaine.
En cochant la case Mode bande étroite, vous activez le mode bande étroite. Celui-ci est destiné soit aux images composées à partir de filtres à bande étroite utilisés avec un capteur mono, soit aux images réalisées à l'aide d'un capteur couleur avec un filtre à bande étroite duo, tri-bande ou quadri-bande. Dans ce mode, les commandes disponibles changent et, pour chaque canal de couleur, vous entrez la longueur d'onde nominale et la largeur de bande de la bande passante du filtre. Pour les filtres mono bande ultra étroits, la bande passante peut être de 3 nm seulement ; pour un filtre OSC quadribande comme l'Altair QuadBand V2, les bandes passantes peuvent atteindre 35 nm. Notez que pour une composition HOO où deux canaux sont réglés sur les mêmes données, la longueur d'onde nominale et la largeur de bande doivent également être égales dans l'interface de SPCC.
Image HOO calibrée. Image de Cyril Richard.
Astuce
Certains fabricants spécifient une longueur d'onde centrale et une FWHM. Il n'y a pas de problème à utiliser la FWHM comme largeur de bande : ces filtres ont des coupures très nettes.
Avertissement
Ne vous attendez pas à récupérer la palette Hubble pour l'imagerie SHO en utilisant les longueurs d'onde des filtres SII, \(\mathrm{H}\alpha\) et OIII respectivement. Le résultat sera une image avec une énorme dominante verte. Cela s'explique facilement par le fait que la raie d'émission SII est beaucoup plus faible que celle de l'hydrogène, et que SPCC donne une représentation des intensités réelles. Mais ce n'est pas le cas dans la palette Hubble. En fait, l'étalonnage manuel des couleurs donnera de meilleurs résultats.
Image SHO étalonnée par SPCC comparée à la même image étalonnée manuellement. La nébuleuse entière a été prise comme référence des blancs lors de l'étalonnage manuel. Image de Cyril Richard.
Sélection du filtre passe-bas (LPF) Les reflex numériques contiennent un filtre passe-bas (parfois aussi appelé "miroir chaud"). Ces filtres réduisent la transmittance aux longueurs d'onde qui intéressent les astronomes (Ha à 656nm et S-II à 674nm). Si le capteur couleur sélectionné est un APN, un menu déroulant vous permet de sélectionner le profil LPF approprié. Il existe des options pour les filtres LPF standard ainsi que pour les filtres LPF astro-modifiés et un modèle de filtre Spectre complet idéal pour les cas où le filtre LPF a été complètement supprimé.
Selection of White Reference SPCC requires an absolute white reference spectrum. The default is Average Spiral Galaxy and the source spectra used to create this white reference are taken from the SWIRE templates [SWIRE] in a manner consistent with other astrophotography software providing the same white reference. A wide range of other white references is available, covering the full range of galaxy and star classifications [Stellar]. If you wish to use sunlight as your white reference, you would choose the white reference Star, type G2(v) as the Sun is a type G2(v) star.
Graphiques montrant les données de la référence de blanc des galaxies spirales. À environ 350 nm, les données des galaxies spirales moyennes deviennent identiques à celles des galaxies Sc, qui sont également une bonne représentation de la référence de blanc.
NGC 4414 est un excellent exemple de galaxie de type Sc, le type le plus proche de la galaxie spirale moyenne utilisée comme référence de blanc par défaut. Crédit image : NASA, ESA, W. Freedman (U. Chicago) et al, & the Hubble Heritage Team (AURA/STScI), SDSS ; Processing : Judy Schmidt.
Astuce
Résumé des classifications spectrales stellaires Les classifications stellaires se composent de deux parties, un type Morgan-Keenan et un indice de luminosité.
La première partie de la classification spectrale (G2 dans le cas du Soleil) prend l'une des lettres suivantes : O, B, A, F, G, K, M. O représente les étoiles bleues extrêmement chaudes, tandis que M représente les étoiles rouges froides : Le soleil se situe à peu près au milieu du spectre. Le nombre représente des cas intermédiaires, par exemple une étoile B5 est à mi-chemin entre le type B et le type A.
La deuxième partie de la classification spectrale est l'indice de luminosité, qui va de i à v. Les étoiles ayant un indice de luminosité i sont des supergéantes, tandis que les étoiles ayant un indice de luminosité v sont des naines. Les étoiles de la séquence principale, comme le soleil, ont un indice de luminosité iv.
Graphiques montrant les données de référence de blanc pour un ensemble de deux classes d'étoiles différentes, G et K.
Différence d'étalonnage des couleurs en fonction du choix de la référence de blanc. À gauche, une étoile de type M, à droite la galaxie spirale moyenne. Veuillez noter que les données sont linéaires, et que seul un autoajustement a été appliqué à la visualisation.
Correction atmosphérique La SPCC de Siril prend en charge la correction atmosphérique. Lorsque nous prenons des images depuis la Terre, nous les prenons à travers l'atmosphère. Celle-ci n'a pas une transmittance parfaite et agit donc comme un autre filtre, non optionnel, dans la chaîne d'imagerie entre le capteur et l'objet astronomique. La correction de cette atmosphère est un choix artistique que chaque astrophotographe doit faire, mais l'option est fournie.
Théorie
L'extinction atmosphérique a plusieurs origines. Les plus importantes sont les suivantes :
Diffusion de Rayleigh. Il s'agit de la diffusion élastique de la lumière par des particules qui sont petites par rapport à la longueur d'onde de la lumière. La forte dépendance de la diffusion de Rayleigh par rapport à la longueur d'onde (\(\approx λ^{-4}\)) signifie que les courtes longueurs d'onde (bleues) sont diffusées plus fortement que les grandes longueurs d'onde (rouges).
Diffusion des aérosols. Il s'agit de la diffusion de la lumière par des particules plus grandes que la longueur d'onde de la lumière. Ce phénomène est très variable mais (en l'absence d'effets significatifs à court terme de la poussière ou de la fumée) relativement plat sur le plan spectral et moins important que la diffusion de Rayleigh.
Raies d'absorption moléculaire.
Siril ne modélise que la diffusion de Rayleigh. Il s'agit de la contribution la plus importante dans la plupart des conditions atmosphériques, et elle est hautement prévisible, ce qui la rend facile à modéliser sans exiger de l'utilisateur qu'il fournisse des données complexes.
La formule de la transmittance de Rayleigh de l'atmosphère en fonction de la longueur d'onde \(lambda\) nm, de la hauteur de l'observateur \(H\) m et de la pression \(p\) hPa est la suivante :
\(\tau_R(\lambda, H, p) = \left( \frac{p}{1013.25} \right) \left( 0.00864 + 6.5 \times 10^{-6} \cdot H \right) \lambda^{-(3.916 + 0.074 \lambda + \frac{0.050}{\lambda})}\).
Dans des circonstances normales, la diffusion des aérosols a une réponse à peu près plate dans le domaine visible. Cela change dans des conditions spécifiques, par exemple lorsque la concentration de particules de fumée dans l'atmosphère est élevée après des incendies de forêt ou, dans certaines parties de l'Europe, lorsque la poussière du Sahara est transportée dans l'atmosphère. Toutefois, ces effets sont très difficiles à modéliser avec précision, car ils dépendent de la concentration de sable ou de particules de fumée dans l'atmosphère à ce moment-là. Siril ne modélise donc pas cet effet.
Les principales raies d'absorption moléculaire dans le spectre visible sont les bandes d'ozone stratosphérique de Chappuis et la raie d'absorption de l'oxygène moléculaire de Fraunhofer B. Cependant, la raie Fraunhofer B est très étroite et n'a pas d'effet significatif sur l'étalonnage global. Les bandes de Chappuis sont larges mais avec un faible pic d'absorption, ce qui a un impact global beaucoup plus faible que la diffusion de Rayleigh. Les bandes d'absorption moléculaires ne sont pas modélisées dans Siril.
Lorsque vous cochez la case Correction atmosphérique, les options suivantes sont disponibles :
Hauteur de l'observateur. Cette option permet de définir la hauteur de l'observateur, qui est utilisée dans le calcul de l'extinction de Rayleigh. Réglez-la à l'altitude de votre observatoire au-dessus du niveau de la mer. Certains logiciels de capture définissent le mot clé
SITEELEVdans l'en-tête FITS : si elle est présente, la hauteur de cette carte sera utilisée, sinon la valeur est modifiable et fixée par défaut à 10 m.Pression atmosphérique. Cette fonction permet de définir la pression atmosphérique au moment de l'observation. Pour plus de commodité, elle peut être spécifiée en tant que pression au niveau de la mer (telle que fournie par les prévisions météorologiques) ou en tant que pression locale (telle que mesurée par un baromètre à l'observatoire). En cas de doute, la valeur par défaut est la pression atmosphérique standard au niveau de la mer (1013,25 hPa).
Théorie
Si la pression est fournie en tant que mesure de la pression au niveau de la mer, la pression locale à la hauteur de l'observateur est calculée selon la formule barométrique :
\(P(h) = P_0 \left( 1 - \frac{L h}{T_0} \right)^{\frac{g M}{R L}}\),
où :
\(L = 0.0065~\text{K}/\text{m}\) (Gradient thermique vertical),
\(T_0 = 288.15~\text{K}\) (température standard au niveau de la mer),
\(g = 9.80665~\text{m}/\text{s²}\) (Accélération de la gravité),
\(M = 0.0289644~\text{kg}/\text{mol}\) (masse molaire de l'air terrestre),
\(R = 8.3144598~\text{J}/(\text{mol}·\text{K})\) (Constante universelle des gaz).
Airmass. Ce paramètre n'est pas modifiable, mais il indique la masse d'air qui sera utilisée dans les calculs. Elle est obtenue, par ordre de préférence, à partir du mot clé d'en-tête FITS
AIRMASS, par calcul en utilisant le mot clé d'en-tête FITSCENTALTou, en dernier recours, en utilisant l'angle zénithal moyen de toutes les parties du mot clé d'en-tête FITS situées à plus de 30° au-dessus de l'horizon. L'infobulle indique la source sur laquelle est basée la valeur utilisée.Théorie
Si le mot clé
AIRMASSn'est pas disponible, le calcul utilisé pour dériver la masse d'air de l'angle zénithal est calculé conformément à [Young1994] :\(X(z) = \frac{1.002432 \cos^2 z + 0.148386 \cos z + 0.0096467}{\cos^3 z + 0.149864 \cos^2 z + 0.0102963 \cos z + 0.000303978}\).
L'interface vous permet de visualiser les détails du capteur, du filtre et de la référence de blanc sélectionnés en utilisant le bouton Détails situé à côté de chaque liste déroulante. Dans la boîte d'informations détaillées qui s'affiche, vous avez également la possibilité de tracer l'efficacité quantique (pour les capteurs), la transmittance (pour les filtres) ou le nombre relatif de photons (pour les références de blanc) en fonction de la longueur d'onde. Un bouton Tout tracer est aussi disponible dans la boîte de dialogue principale SPCC, ce qui vous permet de voir les réponses de tous vos filtres et de votre capteur, ainsi que le spectre de référence de blanc, tous tracés ensemble.
Tracé de toutes les réponses de tous vos filtres, de votre capteur et du spectre de référence de blanc
Lorsque vous êtes satisfait, cliquez sur Appliquer et SPCC s'exécutera. Il mettra en cache les données du catalogue, mais la première fois que vous l'appliquerez à une image, il faudra quelques secondes pour effectuer les recherches dans le catalogue en ligne et récupérer la source et les données spectrales. SPCC sera ensuite appliquée à l'image. Des tracés supplémentaires montrant l'ajustement linéaire des rapports Rouge/Vert et Bleu/Vert du catalogue aux rapports Rouge/Vert et Bleu/Vert de l'image peuvent être affichés.
Par défaut, Siril produit des graphiques montrant les ajustements utilisés dans le processus. Dans cet exemple, la magnitude a été limitée à 17.
Astuce
Comment traiter les images L-RGB ? Nous recommandons de ne traiter que les images RVB avec SPCC. La couche L doit être ajoutée ultérieurement, lorsque les histogrammes ont été étirés.
Astuce
Pour les images prises avec un capteur couleur, nous recommandons d'utiliser le Bayer Drizzle pour récupérer les couleurs de l'image. Cela permet d'obtenir des couleurs plus précises, comme le montre l'image suivante.
SPCC appliqué à l'identique à la même image. À gauche, le dématriçage conventionnel utilisant l'algorithme VNG ; à droite, la technique Bayer Drizzle. Une teinte verte dominante est clairement visible sur l'image dématriçée de manière conventionnelle. Notez que l'algorithme VNG a été choisi pour cet exemple parce que les effets expliqués ici sont plus prononcés. Cependant, dans Siril, l'algorithme de dématriçage par défaut est RCD. Cliquez sur l'image pour l'agrandir.
Base de données des filtres et capteurs SPCC
Conversion des données
Le format utilisé pour la base de données est JSON (un format d'échange de données léger dérivé de la notation d'objets JavaScript). Nous vous recommandons de commencer par un fichier existant de la base de données qui correspond à vos besoins et de l'enregistrer sous le nom de votre capteur ou de votre filtre. Il vous suffira ensuite de remplacer les valeurs du fichier par les données que vous avez obtenues.
Dans le tableau
wavelength, entrez vos mesures de longueur d'onde. Veillez à ce que le champunitssoit correctement réglé sur l'une des valeurs suivantes :angstroms,nm,micrometresoum.Dans le tableau
values, entrez l'un ou l'autre :Valeurs de transmittance pour les filtres
Valeurs d'efficacité quantique pour les capteurs
Définissez le champ
rangeen fonction de l'échelle de vos données (par exemple,"range" : 100si vos valeurs sont des pourcentages,range: 1`` si elles sont normalisées à 1).
Comment contribuer
La base de données SPCC est conçue pour stocker des fichiers JSON de capteurs et de filtres OSC/monochromes disponibles sur le marché. Son objectif principal est de rassembler des données complètes, en encourageant la collaboration au sein de la communauté.
Nous apprécions grandement les contributions de la communauté et encourageons une participation active. Nous avons besoin de données couvrant idéalement une plage de 300nm à 1100nm. Des outils logiciels peuvent être utilisés pour extraire des courbes/graphiques trouvés en ligne, et il est également possible de contacter directement les fabricants pour obtenir des données.
Read this page and help us by contributing.
Important
Nous n'incluons pas les filtres à bande étroite. Ces filtres très spécifiques sont synthétisés dans Siril, ce qui garantit leur précision. Ceci s'applique également aux filtres à double bande étroite.
Référence du format de fichier JSON
Voici le modèle des fichiers JSON utilisés dans la base de données SPCC:
[
{
"model": "sensor model / filter set",
"name": "sensor / filter name",
"type": "MONO_SENSOR | OSC_SENSOR | MONO_FILTER | OSC_FILTER | OSC_LPF | WB_REF",
"dataQualityMarker": 1 - 5,
"dataSource": "Describe where the data came from",
"manufacturer": "Manufacturer name",
"version": 1,
"channel": "RED | GREEN | BLUE | LUM",
"wavelength": [Comma separated array of wavelengths],
"values": [Comma separated array of values]
}
]
Notes Importante
Définition du champ
dataQualityMarker:Données de provenance inconnue. Non acceptées pour le dépôt siril-spcc-database.
Données numérisées à partir de graphiques du fabricant d'origine (OEM) ou d'autres graphiques réputés au format image.
Données tabulées de résolution inférieure fournies par l'OEM, ou données académiques relatives à la transmittance de filtres standard idéaux (par exemple, filtres photométriques standard génériques).
Données tabulées à haute résolution (pas plus de 2nm d'espacement) fournies par l'OEM.
Données spécifiques à votre propre filtre que vous avez personnellement calibré à l'aide d'équipements appropriés. Il s'agit du marqueur de qualité le plus élevé possible et ne sera jamais attribué aux fichiers .json dans le dépôt qui ne peuvent être que génériques à un modèle d'équipement, et non spécifiques à votre élément d'équipement individuel. Notez que la qualité réelle de ces données dépend entièrement de la qualité de votre équipement de calibration - l'adage "garbage in, garbage out" (déchets en entrée, déchets en sortie) s'applique.
Exigences pour le nom du
model:Doit être identique pour tous les objets JSON liés dans un ensemble
Exemples :
Ensemble de filtres RGB :
"model": "Chroma RGB"Capteur OSC :
"model": "ZWO ASI2600MM"
Le champ
channel:Requis uniquement pour
"type": "OSC_SENSOR"ou"type": "MONO_FILTER"Pour les capteurs OSC, incluez un objet JSON par canal (
RED,GREEN,BLUE)Ordre préféré des canaux :
RED,GREEN,BLUE
Exigences pour le tableau
wavelength:Couverture minimale : 380nm à 700nm
Plage utile maximale : 336nm à 1020nm (limites spectrales Gaia DR3)
Les valeurs doivent être strictement croissantes
Aucune valeur en double n'est autorisée
Doit utiliser les unités spécifiées (
angstroms,nm,micrometres,m)
Note
Si vos données de capteur ne s'étendent que jusqu'à 400nm (ce qui est courant avec certains fabricants), il est acceptable d'extrapoler un point unique à 380nm. La réponse du capteur en dessous de 400nm suit généralement un modèle prévisible sur différents capteurs. Ajouter ce point extrapolé à 380nm est préférable à laisser la courbe se terminer à 400nm, ce qui traiterait effectivement toute réponse en dessous de 400nm comme nulle. L'impact de cette extrapolation est minime car la réponse CIE 1931 est très faible dans cette plage de longueurs d'onde.
Exigences pour le tableau
values:Pour les filtres : contient des valeurs de transmittance
Pour les capteurs : contient des valeurs d'efficacité quantique
Définir une valeur
rangeappropriée (par ex., 100 pour les pourcentages)Siril met à l'échelle toutes les valeurs dans une plage de 0.0-1.0 en interne
Préférences enregistrées
Comme la plupart des utilisateurs sont susceptibles d'effectuer la majeure partie de leur travail d'imagerie avec une seule configuration, voire deux, il serait fastidieux de sélectionner à nouveau le capteur et les filtres à chaque fois. Les choix de l'utilisateur sont donc automatiquement mémorisés lorsqu'ils sont définis et restaurés lors de la prochaine utilisation de l'outil, même si Siril est fermé et redémarré entre-temps. Cela fonctionne avec le système de préférences, mais il n'est pas nécessaire d'utiliser la boîte de dialogue des préférences pour se souvenir du capteur et des filtres choisis, cela se fait automatiquement.
La référence de blanc choisie n'est pas mémorisée : la référence par défaut, Moyenne des Galaxies spirales, est un choix approprié pour la plupart des scènes astronomiques, et d'autres références de blanc seraient normalement définies pour une image spécifique afin de faire ressortir un aspect particulier de la couleur.
Ligne de commande Siril
spcc [-limitmag=[+-]] [ { -monosensor= [ -rfilter= ] [-gfilter=] [-bfilter=] | -oscsensor= [-oscfilter=] [-osclpf=] } ] [-whiteref=] [ -narrowband [-rwl=] [-gwl=] [-bwl=] [-rbw=] [-gbw=] [-bbw=] ] [-bgtol=lower,upper] [ -atmos [-obsheight=] { [-pressure=] | [-slp=] } ]
spcc_list { oscsensor | monosensor | redfilter | greenfilter | bluefilter | oscfilter | osclpf | whiteref }
Références
Vallenari, A., et al. "Gaia Data Release 3-Summary of the content and survey properties." Astronomy & Astrophysics 674 (2023) : A1. 99(613), 191.