Commandes
Cette page liste toutes les commandes disponibles dans Siril 1.2.0.
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Les commandes marquées avec l'icône 
peuvent être utilisées dans des scripts tandis que celles marquées avec celle-ci 
ne le peuvent pas.
Astuce
Pour toutes les commandes de séquence, vous pouvez remplacer l'argument sequencename avec . si la séquence à traiter a déjà été chargée.
Astuce
Si vous voulez fournir un argument qui inclut une chaîne de caractères avec des espaces, par exemple un nom de fichier, vous devez citer l'argument entier et pas seulement la chaîne de caractères. Ainsi, par exemple, vous devez utiliser command "-filename=My File.fits", et non command -filename="My File.fits".
addmax
addmax filename
Calcule une nouvelle image en combinant l'image en mémoire avec l'image filename. Pour chaque pixel, la nouvelle valeur est déterminé comme étant la valeur maximale dans l'image courante et dans filename
asinh
asinh [-human] stretch [offset]
Étire l'image pour montrer les objets faibles en utilisant une transformation arcsin hyperbolique . L'argument obligatoire stretch, compris typiquement entre 1 et 1000, donnera la force de l'étirement. Le point noir peut-être compensé en indiquant un argument optionnel offset avec la valeur normalisée du pixel de [0,1]. Enfin, l'option human permet en utilisant la forte efficacité lumineuse de l’œil humain de calculer la luminance à utiliser pour donner la valeur d'étirement pour chaque pixel , au lieu de la simple moyenne des valeurs pixel des canaux. Cette méthode d'étirement préserve la légèreté de l'espace de couleur L*a*b*
autoghs
autoghs [-linked] shadowsclip stretchamount [-b=] [-hp=] [-lp=]
Application de l'étirement hyperbolique généralisé avec un point de symétrie SP défini comme k.sigma de la médiane de chaque canal (la valeur fournie shadowsclip est le k ici et peut être négative). Par défaut, SP et l'étirement sont calculés par canal ; SP peut être calculé comme une moyenne des canaux de l'image en passant -linked. La quantité d'étirement D est fournie dans le deuxième argument obligatoire.
Valeurs implicites de 13 pour B, le rendant très axé sur la plage de luminosité SP, 0,7 pour HP, 0 pour LP sont utilisées mais peuvent être modifiés avec les options du même nom
autostretch
autostretch [-linked] [shadowsclip [targetbg]]
Etire automatiquement l'image actuellement chargée, avec des paramètres différents pour chaque canal (non lié) à moins que -linked ne soit fourni. Les arguments sont optionnels, shadowclip est le point d'écrêtage des ombres, mesuré en unités sigma à partir du pic de l'histogramme principal (la valeur par défaut est -2.8), targetbg est la valeur cible de l'arrière-plan, donnant une luminosité finale à l'image, plage [0, 1], la valeur par défaut est 0.25. Les valeurs par défaut sont celles utilisées dans le rendu Auto-Ajustement à partir de l'interface graphique.
N'utilisez pas la version non liée après l'étalonnage des couleurs, car elle modifierait la balance des blancs
bg
bg
Retourne le niveau d'arrière-plan de l'image chargée en mémoire
bgnoise
bgnoise
Renvoie le niveau du bruit de fond de l'image chargée en mémoire
binxy
binxy coefficient [-sum]
Calcule le binning numérique de l'image en mémoire (somme des pixels 2x2, 3x3..., comme le binning analogique des caméras CCD). Si l'argument facultatif -sum est passé, alors la somme des pixels est calculée, tandis que c'est la moyenne lorsque aucun argument facultatif n'est fourni
boxselect
boxselect [-clear] [x y width height]
Créer une zone de sélection dans l'image actuellement chargée avec les arguments ** x**, y, width et ** height**, où x et y sont les coordonnées du coin supérieur gauche commençant à (0, 0), et width et ** height**, la taille de la sélection. L'argument -clear supprime toute zone de sélection. Si aucun argument n'est transmis, la sélection actuelle est affichée
calibrate
calibrate sequencename [-bias=filename] [-dark=filename] [-flat=filename] [-cc=dark [siglo sighi] || -cc=bpm bpmfile] [-cfa] [-debayer] [-fix_xtrans] [-equalize_cfa] [-opt] [-all] [-prefix=] [-fitseq]
Calibre la séquence sequencename en utilisant les bias, dark et flat donnés en argument.
Pour les bias, un niveau uniforme peux être spécifié à la place d'une image, en entrant une expression entre guillemet commençant par le signe = tel que -bias="=256" ou -bias="=64*$OFSFSET".
Par défaut, la correction cosmétique n'est pas activée. Si vous voulez en appliquer une, vous devez le spécifier avec l'option -cc=.
Vous pouvez utiliser l'option -cc=dark pour détecter les pixels chauds et froids à partir du master dark (un master dark doit être fourni avec l'option -dark=), éventuellement suivi de siglo et sighi pour les pixels froids et chauds respectivement. Une valeur de 0 désactive la correction. Si les sigmas ne sont pas fournis, seule la détection des pixels chauds avec un sigma de 3 sera appliquée.
Alternativement, vous pouvez utiliser l'option -cc=bpm suivie du chemin vers votre carte de mauvais pixels pour spécifier quels pixels doivent être corrigés. Un fichier d'exemple peut être obtenu avec la commande find_hot sur un master dark.
Trois options s'appliquent aux images couleur (au format CFA) : -cfa pour les corrections cosmétiques, -debayer pour dématricer les images avant de les enregistrer, et -equalize_cfa pour égaliser l'intensité moyenne des couches RVB du flat maître, afin d'éviter de teinter l'image calibrée.
L'option -fix_xtrans est dédiée aux fichiers X-Trans en appliquant une correction sur les Darks et les Biais/offset pour supprimer un vilain motif carrée.
Il est aussi possible d'optimiser la soustraction des dark avec -opt, qui nécessite la fourniture des fichiers maîtres d'offset et de dark.
Par défaut, les images marquées comme exclues ne sont pas traitées. L'argument -all peut être utilisé pour forcer le traitement de toutes les images même si elles sont marquées comme exclues.
Le nom de la séquence de sortie comme par le préfixe "pp_" sauf indication contraire spécifié avec l'option -prefix=.
Si -fitseq est fourni, la séquence de sortie sera une séquence FITS (fichier unique)
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] [-prefix=]
Calibre l'image imagename en utilisant les bias, dark et flat donnés en argument.
Pour les bias, un niveau uniforme peux être spécifié à la place d'une image, en entrant une expression entre guillemet commençant par le signe = tel que -bias="=256" ou -bias="=64*$OFSFSET".
Par défaut, la correction cosmétique n'est pas activée. Si vous voulez en appliquer une, vous devez le spécifier avec l'option -cc=.
Vous pouvez utiliser l'option -cc=dark pour détecter les pixels chauds et froids à partir du master dark (un master dark doit être fourni avec l'option -dark=), éventuellement suivi de siglo et sighi pour les pixels froids et chauds respectivement. Une valeur de 0 désactive la correction. Si les sigmas ne sont pas fournis, seule la détection des pixels chauds avec un sigma de 3 sera appliquée.
Alternativement, vous pouvez utiliser l'option -cc=bpm suivie du chemin vers votre carte de mauvais pixels pour spécifier quels pixels doivent être corrigés. Un fichier d'exemple peut être obtenu avec la commande find_hot sur un master dark.
Trois options s'appliquent aux images couleur (au format CFA) : -cfa pour les corrections cosmétiques, -debayer pour dématricer les images avant de les enregistrer, et -equalize_cfa pour égaliser l'intensité moyenne des couches RVB du flat maître, afin d'éviter de teinter l'image calibrée.
L'option -fix_xtrans est dédiée aux fichiers X-Trans en appliquant une correction sur les Darks et les Biais/offset pour supprimer un vilain motif carrée.
Il est aussi possible d'optimiser la soustraction des dark avec -opt, qui nécessite la fourniture des fichiers maîtres d'offset et de dark.
Le nom du fichier de sortie comme par le préfixe "pp_" sauf indication contraire spécifié avec l'option -prefix=
capabilities
capabilities
Affiche les fonctionnalités de Siril, en fonction de la compilation et de l'exécution
catsearch
catsearch name
Recherche un objet par nom et l'ajoute au catalogue d'annotations de l'utilisateur. L'objet est d'abord recherché dans les catalogues d'annotations, s'il n'est pas trouvé, une demande est faite à SIMBAD.
L'objet peut être un objet du système solaire, auquel cas le préfixe "a :" pour astéroïde, "p :" pour planète ou "c :" pour comète est nécessaire, et la recherche est effectuée sur la base de la date et de la position de la Terre figurant dans l'en-tête de l'image, à l'aide du service Miriade de l'IMCCE
cd
cd directory
Définit le nouveau répertoire de travail courant.
L'argument directory peut contenir le jeton ~, qui est remplacé par le répertoire personnel, les répertoires comportant des espaces dans leur nom peuvent être protégés en utilisant des guillemets simples ou doubles
cdg
cdg
Renvoie les coordonnées du centre de gravité de l'image. Seuls les pixels dont la valeur est supérieure à 15,7% de l'ADU maximale et dont les quatre voisins remplissent les mêmes conditions sont utilisés pour le calculer, et il n'est calculé que s'il y en a au moins 50
clahe
clahe cliplimit tileSize
Égalise l'histogramme d'une image en utilisant l'égalisation d'histogramme par contraste adaptatif limité.
cliplimit définit le seuil pour la limitation du contraste.
tilesize définit la taille de la grille pour l'égalisation d'histogramme. L'image d'entrée sera divisée en tuiles rectangulaires de taille égale
clear
clear
Efface les logs de la console
clearstar
clearstar
Efface toutes les étoiles sauvegardées en mémoire et affichées à l'écran
close
close
Ferme correctement l'image ou la séquence ouverte, le cas échéant
convert
convert basename [-debayer] [-fitseq] [-ser] [-start=index] [-out=]
Convertit toutes les images du répertoire de travail actuel qui sont dans un format supporté en séquence d'images FITS de Siril (plusieurs fichiers) ou en séquence FITS (un seul fichier) si -fitseq est fourni ou en séquence SER (un seul fichier) si -ser est fourni. L'argument basename est le nom de base de la nouvelle séquence, les nombres et l'extension seront mis derrière.
Pour les images FITS, Siril essaiera de faire un lien symbolique ; si ce n'est pas possible, les fichiers seront copiés. L'option -debayer applique le dématriçage aux images d'entrée CFA ; dans ce cas, aucun lien symbolique n'est effectué.
-start=index définit le numéro d'index de départ, utile pour continuer une séquence existante (non utilisé avec -fitseq ou -ser ; assurez-vous de supprimer ou d'effacer le .seq cible s'il existe dans ce cas).
L'option -out= modifie le répertoire de sortie en fonction de l'argument fourni.
Voir aussi CONVERTRAW et LINK
Liens : convertraw, link
convertraw
convertraw basename [-debayer] [-fitseq] [-ser] [-start=index] [-out=]
Identique à CONVERT mais ne convertit que les fichiers RAW des reflex numériques se trouvant dans le répertoire de travail actuel
Liens : convert
cosme
cosme [filename].lst
Applique la moyenne locale à un ensemble de pixels de l'image chargée (correction cosmétique). Les coordonnées de ces pixels se trouvent dans un fichier texte [.lst file], la commande FIND_HOT peut également le créer pour des pixels chauds uniques, mais une opération manuelle est nécessaire pour supprimer des lignes ou des colonnes. COSME est adapté pour corriger les pixels chauds et froids résiduels après la calibration.
Au lieu de fournir la liste des mauvais pixels, il est également possible de les détecter dans l'image courante à l'aide de la commande FIND_COSME
Liens : find_hot, find_cosme
cosme_cfa
cosme_cfa [filename].lst
crop
crop [x y width height]
Recadre dans une zone sélectionnée de l'image chargée.
Si une sélection est active, aucun autre argument n'est nécessaire. Sinon, ou dans les scripts, les arguments doivent être donnés, avec x et y étant les coordonnées du coin supérieur gauche, et width et height la taille de la sélection. Alternativement, la sélection peut être effectuée à l'aide de la commande BOXSELECT
Liens : boxselect
ddp
ddp level coef sigma
Effectue un traitement de développement numérique (DDP) sur l'image chargée, comme l'a d'abord décrit Kunihiko Okano. Cette implémentation est celle décrite dans IRIS.
Il combine une distribution linéaire sur les niveaux de luminosité faibles (inférieurs à level) et une non linéaire sur les niveaux élevés.
Il utilise un filtre Gaussien de l'écart-type sigma et multiplie l'image résultante par coef. Les valeurs typiques pour sigma se situent entre 0,7 et 2. L'argument niveau doit être compris dans la plage [0, 65535] pour les images 16 bits et peut être donné dans la plage [0, 1] ou [0, 65535] pour les images 32 bits, auquel cas il sera automatiquement mis à l'échelle
denoise
denoise [-nocosmetic] [-mod=m] [ -vst | -da3d | -sos=n [-rho=r] ] [-indep]
Réduit le bruit de l'image en utilisant l'algorithme bayésien non local décrit par Lebrun, Buades et Morel.
Il est fortement recommandé d'appliquer une correction cosmétique pour éliminer le bruit sel et poivre avant d'exécuter le réducteur de bruit, et par défaut cette commande applique automatiquement la correction cosmétique. Toutefois, si celle-ci a déjà été effectuée plus tôt dans le flux de travail, elle peut être désactivée ici à l'aide de la commande optionnelle -nocosmetic.
Un argument optionnel -mod=m peut être donné, où 0 <= m <= 1. Le pixel de sortie est calculé comme suit :* out=m x d + (1 − m) x in*, où d est la valeur de pixel réduite du bruit. Une valeur de modulation de 1 n'appliquera aucune modulation. Si le paramètre est omis, il est par défaut à 1.
L'argument optionnel -vst peut être utilisé pour appliquer la transformation de stabilisation de variance Anscombe généralisée avant NL-Bayes. Cela est utile avec des images à faible luminosité telles que des images simples, où le bruit suit une distribution de Poisson ou Poisson-Gaussien plutôt qu'une distribution principalement gaussienne. Il ne peut pas être utilisé en conjonction avec DA3D ou SOS, et pour le débruitage d'images empilées, il n'est généralement pas bénéfique.
L'argument optionnel -da3d peut être utilisé pour activer le débruitage Data-Adaptive Dual Domain (DA3D) en tant qu'algorithme de débruitage final. Cela utilise la sortie de BM3D comme image de guidage pour affiner le débruitage. Il améliore les détails et réduit les artefacts en escalier.
L'argument optionnel -sos=n peut être utilisé pour activer le renforcement itératif de la détection de bruit Strengthen-Operate-Subtract (SOS), avec le nombre d'itérations spécifié par n. En particulier, ce renforceur peut produire de meilleurs résultats si l'algorithme NL-Bayes non renforcé produit des artefacts dans les zones de fond de ciel. Si à la fois -da3d et -sos=n sont spécifiés, le dernier spécifié sera appliqué.
L'argument facultatif -rho=r peut être spécifié, où 0 < r < 1. Cela est utilisé par le booster SOS pour déterminer la quantité d'image bruitée ajoutée au résultat intermédiaire entre chaque itération. Si -sos=n n'est pas spécifié, le paramètre est ignoré.
Par défaut, DA3D ou SOS ne sont pas appliqués, car l'amélioration de la réduction de bruit est généralement relativement faible et ces techniques nécessitent un temps de traitement supplémentaire.
En de très rares occasions ,lors du débruitage des images en couleur, des artefacts de couleur en bloc peuvent apparaître. L'argument optionnel -indep peut être utilisé pour éviter cela en effectuant le débruitage de chaque canal séparément. Cela est plus lent mais éliminera les artefacts
dir
dir
Liste des fichiers et répertoires dans le répertoire de travail
Cette commande est disponible uniquement sur Microsoft Windows, pour une commande équivalente sur Linux et MacOS, voir ls.
dumpheader
dumpheader
Affiche l'en-tête FITS de l'image chargée dans la console
entropy
entropy
Calcule l'entropie de l'image chargée sur la couche affichée, uniquement dans la zone sélectionnée si une zone a été sélectionnée ou dans l'image entière. L'entropie est une façon de mesurer le bruit ou les détails d'une image
exit
exit
Quitte l'application
extract
extract NbPlans
Extrait les plans NbPlans du domaine des ondelettes de l'image chargée.
Voir aussi WAVELET et WRECONS. Pour l'extraction des couleurs, voir SPLIT
extract_Green
extract_Green
Extrait le signal vert de l'image CFA chargée. Siril lit les informations de la matrice de Bayer à partir de l'image ou des préférences et exporte uniquement les données moyennes du filtre vert dans un nouveau fichier FITS de taille réduite. Un nouveau fichier est créé, son nom est préfixé par "Green_"
extract_Ha
extract_Ha
Extrait le signal H-Alpha de l'image CFA chargée. Siril lit les informations de la matrice de Bayer à partir de l'image ou des préférences et exporte uniquement les données du filtre rouge dans un nouveau fichier FITS de taille réduite. Un nouveau fichier est créé, son nom est préfixé par "Ha_"
extract_HaOIII
extract_HaOIII [-resample=]
Extrait les signaux H-Alpha et O-III de l'image CFA chargée. Siril lit les informations de la matrice de Bayer à partir de l'image ou des préférences et exporte uniquement les données du filtre rouge pour H-Alpha dans un nouveau fichier FITS de taille réduite (comme EXTRACTHA) et conserve les trois autres pour O-III avec un remplacement interpolé pour le pixel rouge. Les noms des fichiers de sortie commencent par le préfixe "Ha_" et "OIII_"
L'argument optionnel -resample={ha|oiii} indique s'il faut suréchantillonner l'image Ha ou sous-échantillonner l'image OIII pour avoir des images de même taille. Si cet argument n'est pas fourni, aucun rééchantillonnage ne sera effectué et l'image OIII aura deux fois la hauteur et la largeur de l'image Ha
fdiv
fdiv filename scalar
Divise l'image chargée par l'image donnée en argument. L'image résultante est multipliée par la valeur de l'argument scalar. Voir aussi IDIV
Liens : idiv
ffill
ffill value [x y width height]
Même commande que FILL mais il s'agit d'un remplissage symétrique d'une région définie par la souris ou avec BOXSELECT. Utilisé pour traiter une image dans le domaine de Fourier (FFT)
fftd
fftd modulus phase
Applique une transformée de Fourier rapide à l'image chargée. modulus et phase donnés en argument sont les noms des fichiers FITS sauvegardés
ffti
ffti modulus phase
Récupère l'image corrigée en appliquant une transformation inverse. Les arguments modulus et phase sont les noms des fichiers d'entrée, le résultat sera la nouvelle image chargée
fill
fill value [x y width height]
Remplit l'image chargée entièrement ou seulement la sélection s'il y en a une avec des pixels ayant l'intensité valeur exprimée en ADU
find_cosme
find_cosme cold_sigma hot_sigma
Détection et remplacement automatique des pixels froids et chauds dans l'image chargée, avec les seuils transmis en arguments en unités sigma
find_cosme_cfa
find_cosme_cfa cold_sigma hot_sigma
find_hot
find_hot filename cold_sigma hot_sigma
Enregistre dans le répertoire de travail un fichier liste filename (format texte) contenant les coordonnées des pixels dont l'intensité hot_sigma fois supérieure et cold_sigma fois inférieure à l'écart-type, extraits de l'image chargée. Nous utilisons généralement cette commande sur un fichier dark maître. La commande COSME permet d'appliquer cette liste de mauvais pixels à une image chargée, voir aussi SEQCOSME pour l'appliquer à une séquence
Les lignes
P x y type vont fixer le pixel aux coordonnées (x, y), où "type" est un caractère optionnel (C ou H) spécifiant à Siril si le pixel actuel est froid ou chaud. Cette ligne est créée par la commande FIND_HOT, mais vous pouvez également ajouter manuellement quelques lignes :Les lignes
C x 0 type vont fixer la colonne défectueuse aux coordonnées x.Les lignes
L y 0 type vont fixer la ligne défectueuse aux coordonnées y.findstar
findstar [-out=] [-layer=] [-maxstars=]
Détecte les étoiles dans l'image actuellement chargée, dont le niveau est supérieur à un seuil calculé par Siril.
Ensuite, une PSF est appliquée et Siril rejette toutes les structures détectées qui ne répondent pas à un ensemble de critères de détection prescrits, qui peuvent être ajustés avec la commande SETFINDSTAR.
Enfin, une ellipse est dessinée autour des étoiles détectées.
Le paramètre optionnel -out= permet d'enregistrer les résultats dans le chemin d'accès donné.
L'option -layer= spécifie la couche sur laquelle la détection est effectuée (pour les images en couleur uniquement).
Vous pouvez également limiter le nombre maximum d'étoiles détectées en passant une valeur à l'option -maxstars=.
Voir aussi la commande CLEARSTAR
fix_xtrans
fix_xtrans
Corrige les pixels Fujifilm X-Trans Auto Focus dans l'image chargée.
En effet, en raison du système de mise au point automatique à détection de phase, les photosites utilisés pour la mise au point automatique reçoivent un peu moins de lumière que les photosites environnants. L'appareil photo compense cela et augmente les valeurs de ces photosites spécifiques, ce qui donne un carré visible au milieu des images dark/bias
fixbanding
fixbanding amount sigma [-vertical]
Tente de supprimer les trames horizontales ou verticales de l'image chargée.
amount définit le montant de la correction, entre 0 et 4.
sigma définit le niveau de protection de l'algorithme, plus sigma est élevé, plus la protection est importante, entre 0 et 5. Des valeurs de 1 et 1 sont souvent suffisantes.
L'option -vertical permet de supprimer les trames verticales, l'option horizontale étant la valeur par défaut
fmedian
fmedian ksize modulation
Effectue un filtre médian de taille ksize x ksize (ksize DOIT être impair) sur l'image chargée avec un paramètre de modulation modulation.
Le pixel de sortie est calculé comme suit : out = mod x m + (1 − mod) x in, où m est la valeur du pixel filtré par médiane. Une valeur de modulation de 1 n'appliquera aucune modulation
fmul
fmul scalar
Multiplie l'image chargée par le scalaire scalar donné en argument
gauss
gauss sigma
Applique à l'image chargée un flou gaussien avec le sigma donné.
Voir aussi UNSHARP, la même chose avec un paramètre de mélange
Liens : unsharp
get
get { -a | -A | variable }
Obtient une valeur des paramètres en utilisant son nom, ou liste tout avec -a (liste de noms et de valeurs) ou avec -A (liste détaillée)
Voir aussi SET pour mettre à jour les valeurs
Liens : set
getref
getref sequencename
Affiche des informations sur l'image de référence de la séquence donnée en argument. La première image a l'index 0
ght
ght -D= [-B=] [-LP=] [-SP=] [-HP=] [-human | -even | -independent | -sat] [channels]
Étirement hyperbolique généralisé basé sur le travail de l'équipe ghsastro.co.uk.
L'argument -D= définit la force de l'étirement, entre 0 et 10. C'est le seul argument obligatoire. Les arguments facultatifs suivants permettent de mieux adapter l'étirement :
B définit l'intensité de l'étirement près du point focal, entre -5 et 15 ;
LP définit une plage de préservation des ombres entre 0 et SP où l'étirement sera linéaire, préservant les détails d'ombre ;
SP définit le point de symétrie de l'étirement, entre 0 et 1, qui est le point auquel l'étirement est le plus intense ;
HP définit une région entre HP et 1 où l'étirement est linéaire, préservant les détails de la mise en évidence et évitant le gonflement des étoiles.
Si elle est omise, B, LP et SP ont une valeur par défaut de 0.0 et HP a une valeur par défaut de 1.0.
Un argument facultatif (soit -human, -even ou -independent, peut être passé pour sélectionner la luminance pondérée humaine ou pondérée paire ou les canaux de couleur indépendants pour les étirements de couleur). L'argument est ignoré pour les images mono. Alternativement, l'argument -sat spécifie que l'étirement est effectué sur la saturation de l'image - l'image doit être en couleur et tous les canaux doivent être sélectionnés pour que cela fonctionne.
Le paramètre optionnel [channels] peut être utilisé pour spécifier les canaux auxquels appliquer l'étirement : il peut s'agir de R, G, B, RG, RB ou GB. La valeur par défaut est tous les canaux
grey_flat
grey_flat
Égalise l'intensité moyenne des couches RVB dans l'image CFA chargée. Il s'agit du même processus que celui utilisé sur les images flats lors de la calibration, lorsque l'option "equalize CFA" est utilisée
help
help [command]
Liste des commandes disponibles ou aide pour une commande
histo
histo channel (channel=0, 1, 2 with 0: red, 1: green, 2: blue)
Calcule l'histogramme du canal de l'image chargée et produit le fichier histo_[nom du canal].dat dans le répertoire de travail.
layer = 0, 1 ou 2 avec 0=rouge, 1=vert and 2=bleu
iadd
iadd filename
Ajoute l'image filename à l'image chargée.
Le résultat sera en 32 bits par canal si les préférences le permettent
idiv
idiv filename
Divise l'image chargée par l'image filename.
Le résultat sera en 32 bits par canal si les préférences le permettent.
Voir aussi FDIV
Liens : fdiv
imul
imul filename
Multiplie l'image filename par l'image chargée.
Le résultat sera en 32 bits par canal si les préférences le permettent
inspector
inspector
Divise l'image chargée en une mosaïque de neuf panneaux montrant les coins et le centre de l'image pour une inspection plus approfondie (interface graphique uniquement)
invght
invght -D= [-B=] [-LP=] [-SP=] [-HP=] [-human | -even | -independent | -sat] [channels]
Inverse un étirement hyperbolique généralisé. Il s'agit de la transformation inverse de l'étirement hyperbolique généralisé. S'il est fourni avec les mêmes paramètres, il annule une commande d'étirement hyperbolique généralisé, ce qui permet de revenir à une image linéaire. Il peut également fonctionner de la même manière que le GHT, mais pour des images en négatif
Liens : ght
invmodasinh
invmodasinh -D= [-LP=] [-SP=] [-HP=] [-human | -even | -independent | -sat] [channels]
Inverse un étirement arcsinh modifié. Il fournit la transformation inverse de MODASINH et, s'il est fourni avec les mêmes paramètres, il annule une commande MODASINH, ce qui permet de revenir à une image linéaire. Il peut également fonctionner de la même manière que MODASINH, mais pour des images en négatif
Liens : modasinh
invmtf
invmtf low mid high [channels]
Inverse une fonction de transfert de tons moyens. Elle fournit la transformation inverse de la MTF et, si elle est fournie avec les mêmes paramètres, elle annule une commande MTF, ce qui permet de revenir à une image linéaire. Elle peut également fonctionner de la même manière que la MTF, mais pour les images en négatif
Liens : mtf
isub
isub filename
Soustrait l'image chargée de l'image filename.
Le résultat sera en 32 bits par canal si les préférences le permettent, ce qui permet de stocker des valeurs négatives. Pour couper une valeur négative, utilisez le mode 16 bits ou la commande THRESHLO
Liens : threshlo
jsonmetadata
jsonmetadata FITS_file [-stats_from_loaded] [-nostats] [-out=]
Exporte les métadonnées et les statistiques de l'image actuellement chargée sous forme JSON. Le nom de fichier est requis, même si l'image est déjà chargée. Les données de l'image ne peuvent pas être lues à partir du fichier si l'image est déjà chargée et si l'option -stats_from_loaded est spécifiée. Les statistiques peuvent être désactivées en fournissant l'option -nostats. Un fichier contenant les données JSON est créé avec le nom de fichier par défaut '$(FITS_nom_de_fichier_sans_extension).json' et peut être modifié avec l'option -out=
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
Analyse plusieurs étoiles avec photométrie d'ouverture dans une séquence d'images et produit une courbe de lumière pour l'une d'entre elles, calibrée par les autres. Les premières coordonnées, en pixels si -at= est utilisé ou en degrés si -wcs= est utilisé, sont pour l'étoile dont la lumière sera tracée, les autres pour les étoiles de comparaison.
Une liste d'étoiles cibles et de référence peut également être transmise au format de la liste d'étoiles du plugin NINA exoplanète, avec l'option -ninastars=. Siril vérifiera que toutes les étoiles de référence peuvent être utilisées avant de les utiliser. Un fichier de données est créé dans le répertoire courant nommé light_curve.dat, gnuplot trace le résultat sur une image PNG si elle est disponible
Les rayons des anneaux pour la photométrie d'ouverture peuvent être configurés dans les paramètres ou fixés à un facteur du FWHM de l'image de référence si l'option -autoring est activée.
Voir aussi SEQPSF pour les opérations sur une seule étoile
Liens : seqpsf
linear_match
linear_match reference low high
Calcule et applique une fonction linéaire entre une image de référence et l'image chargée.
L'algorithme ignore tous les pixels de référence dont les valeurs se situent en dehors de la plage [low, high]
link
link basename [-date] [-start=index] [-out=]
Identique à CONVERT mais ne convertit que les fichiers FITS se trouvant dans le répertoire de travail actuel. Ceci est utile pour éviter les conversions de résultats JPEG ou d'autres fichiers qui peuvent se retrouver dans le répertoire. L'argument supplémentaire -date permet de trier les fichiers en fonction de leur valeur DATE-OBS plutôt qu'en fonction de leur nom alphanumérique
Liens : convert
linstretch
linstretch -BP= [-sat] [channels]
Étire linéairement l'image jusqu'à un nouveau point noir BP.
Le paramètre optionnel [channels] peut être utilisé pour spécifier les canaux auxquels appliquer l'étirement : il peut s'agir de R, G, B, RG, RB ou GB. La valeur par défaut est tous les canaux.
En option, le paramètre -sat peut être utilisé pour appliquer l'étirement linéaire au canal de saturation de l'image. Cet argument ne fonctionne que si tous les canaux sont sélectionnés
livestack
livestack filename
Traite l'image fournie pour le livestacking. Cette opération n'est possible qu'après START_LS. Le processus implique la calibration du fichier entrant s'il est configuré dans START_LS, le dématriçage s'il s'agit d'une image couleur, l'alignement et l'empilement. Le résultat temporaire sera dans le fichier live_stack_00001.fit jusqu'à ce qu'une nouvelle option permettant de le modifier soit ajoutée
Liens : start_ls
load
load filename[.ext]
Charge l'image filename à partir du répertoire de travail actuel, qui devient l'"image actuellement chargée" utilisée dans de nombreuses commandes d'image unique.
Il tente d'abord de charger filename, puis filename.fit, filename.fits et enfin tous les formats pris en charge.
Ce schéma s'applique à toutes les commandes Siril qui impliquent la lecture de fichiers
log
log
Calcule et applique une échelle logarithmique à l'image chargée, en utilisant la formule suivante : log(1 - (valeur - min) / (max - min)), min et max étant les valeurs minimale et maximale du pixel pour le canal
ls
ls
Liste des fichiers et répertoires dans le répertoire de travail
Cette commande est seulement disponible sur les systèmes reposants sur Unix, pour une commande équivalente sur Microsoft Windows, voir 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=]
Génère une PSF à utiliser avec la déconvolution, l'une des trois méthodes exposées par les commandes RL, SB ou WIENER. L'un des éléments suivants doit être fourni comme premier argument : clear (efface la PSF existante), load (charge une PSF à partir d'un fichier), save (sauvegarde la PSF actuelle), blind (estimation aveugle de la PSF), stars (génère une PSF basée sur les étoiles mesurées dans l'image) ou manual (génère une PSF manuellement basée sur une fonction et des paramètres).
Aucun argument additionnel n'est requis quand l'argument clear est utilisé.
Pour charger une PSF précédemment sauvegardée, l'argument load nécessite le nom du fichier filename de la PSF comme second argument. Ce fichier peut être dans n'importe quel format pris en charge par Siril, mais l'image doit être au format carré et idéalement impair.
Pour sauvegarder une PSF précédemment générée, l'argument save est utilisé. Un nom de fichier peut être fourni en option (il doit avoir l'une des extensions ".fit", ".fits", ".fts" ou ".tif"), mais si aucun nom n'est fourni, la PSF sera nommée en fonction du nom du fichier ou de la séquence ouvert(e).
Pour l'argument blind, les arguments optionnels suivants peuvent être fournis : -l0 utilise la méthode de descente l0, -si utilise la méthode d'irrégularité spectrale, -multiscale configure la méthode l0 pour effectuer une estimation PSF multi-échelle, -lambda= fournit la constante de régularisation.
Pour les PSF des étoiles détectées, le seul paramètre optionnel est -sym, qui configure la PSF pour qu'elle soit symétrique.
Pour une PSF manuelle, un des arguments -gaussian, -moffat, -disc or -airy peut être fourni afin de spécifié la fonction PSF. Pour la PSF Gaussienne ou Moffat les arguments optionels -fwhm=, -angle= and -ratio= peuvent être ajoutés. Pour la PSF Moffat l'argument optionel -beta= peut aussi être ajouté. Si ces valeurs sont omises, elles prennent par défaut les mêmes valeurs que dans fenêtre déconvolution. Pour les PSF "disc" seul l'argument -fwhm= est nécessaire, qui, pour cette fonction est utilisé pour donner le diamètre de la PSF. Pour les PSF "airy" les arguments suivant peuvent être ajoutés : -dia= (définit le diamètre du télescope), -fl= (définit la longueur focale du télescope), -wl= (définit la longueur d'onde pour calculer la tache d'Airy), -pixelsize= (définit la taille des pixels du capteur), -obstruct= (définit le l'obstruction centrale comme pourcentage de la surface totale d'ouverture). Si ces paramètres ne sont pas fournis, la longueur d'onde sera par défaut de 525nm et l'obstruction centrale sera par défaut de 0%. Siril tentera de lire les autres paramètres de l'image ouverte, mais certains logiciels d'imagerie peuvent ne pas les fournir tous, auquel cas vous obtiendrez de mauvais résultats, et notez que les métadonnées peuvent ne pas être remplies pour les vidéos au format SER. Vous apprendrez par l'expérience quels sont les éléments sûrs à omettre pour votre configuration d'imagerie particulière.
Pour toutes les options de génération de PSF ci-dessus, l'argument optionnel -ks= peut être fourni pour définir la dimension de la PSF, et l'argument optionnel -savepsf=nom de fichier peut être utilisé pour sauvegarder la PSF générée : un nom de fichier doit être fourni et les mêmes exigences d'extension de nom de fichier s'appliquent que pour makepsf save filename
merge
merge sequence1 sequence2 [sequence3 ...] output_sequence
Fusionne plusieurs séquences de même type (images FITS, séquences FITS ou SER) et de mêmes propriétés d'image en une nouvelle séquence avec le nom de base newseq créée dans le répertoire de travail actuel, avec le même type. Les séquences d'entrée peuvent se trouver dans des répertoires différents, être spécifiées en chemin absolu ou relatif, avec le nom .seq exact ou avec seulement le nom de base avec ou sans '_' à la fin
merge_cfa
merge_cfa file_CFA0 file_CFA1 file_CFA2 file_CFA3 bayerpattern
Crée une image couleur masquée Bayer à partir de 4 images séparées contenant les données des sous-canaux CFA0, CFA1, CFA2 et CFA3. (La commande correspondante pour diviser le motif CFA en sous-canaux est split_cfa.) Cette fonction peut être utilisée dans le cadre d'un flux de travail appliquant un traitement aux sous-canaux Bayer individuels avant le dématriçage. Le cinquième paramètre bayerpattern spécifie le motif de la matrice Bayer à recréer : bayerpattern doit être l'un des suivants : 'RGGB', 'BGGR', 'GRBG' ou 'GBRG'
mirrorx
mirrorx [-bottomup]
Retourne l'image chargée autour de l'axe horizontal. L'option -bottomup ne retournera l'image que si elle n'est pas bottom-up
mirrorx_single
mirrorx_single image
Retourne l'image autour de l'axe horizontal, uniquement si nécessaire (si elle n'est pas déjà bottom-up). Siril prend le nom du fichier image comme argument, ce qui lui permet d'éviter de lire les données de l'image si aucune inversion n'est nécessaire. L'image est écrasée si un retournement est effectué
mirrory
mirrory
Retourne l'image autour de l'axe vertical
modasinh
modasinh -D= [-LP=] [-SP=] [-HP=] [-human | -even | -independent | -sat] [channels]
Étirement arcsinh modifié basé sur le travail de l'équipe ghsastro.co.uk.
L'argument -D= définit la force de l'étirement, entre 0 et 10. C'est le seul argument obligatoire. Les arguments facultatifs suivants permettent de mieux adapter l'étirement :
LP définit une plage de préservation des ombres entre 0 et SP où l'étirement sera linéaire, préservant les détails d'ombre ;
SP définit le point de symétrie de l'étirement, entre 0 et 1, qui est le point auquel l'étirement est le plus intense ;
HP définit une région entre HP et 1 où l'étirement est linéaire, préservant les détails de la mise en évidence et évitant le gonflement des étoiles.
Si elle est omise, LP et SP ont une valeur par défaut de 0.0 et HP a une valeur par défaut de 1.0.
Un argument facultatif (soit -human, -even ou -independent, peut être passé pour sélectionner la luminance pondérée humaine ou pondérée paire ou les canaux de couleur indépendants pour les étirements de couleur). L'argument est ignoré pour les images mono. Alternativement, l'argument -sat spécifie que l'étirement est effectué sur la saturation de l'image - l'image doit être en couleur et tous les canaux doivent être sélectionnés pour que cela fonctionne.
Le paramètre optionnel [channels] peut être utilisé pour spécifier les canaux auxquels appliquer l'étirement : il peut s'agir de R, G, B, RG, RB ou GB. La valeur par défaut est tous les canaux
mtf
mtf low mid high [channels]
Applique la fonction de transfert des demi-tons à l'image actuellement chargée.
Trois paramètres sont nécessaires, low, midtones et high où le paramètre de balance des tons moyens définit un étirement non linéaire de l'histogramme dans la plage [0,1]. Pour une détermination automatique des paramètres, voir AUTOSTRETCH.
Le paramètre optionnel [channels] peut être utilisé pour spécifier les canaux auxquels appliquer l'étirement : il peut s'agir de R, G, B, RG, RB ou GB. La valeur par défaut est tous les canaux
Liens : autostretch
neg
neg
Modifie les valeurs de pixels de l'image actuellement chargée en une vue négative, comme 1-valeur pour 32 bits, ou 65535-valeur pour 16 bits. Cela ne modifie pas le mode d'affichage
new
new width height nb_channel
Crée une nouvelle image remplie de zéros avec une taille de width x height.
L'image est au format 32 bits et contient nb_channel canal(aux) , nb_channel étant 1 ou 3. Elle n'est pas sauvegardée, mais devient l'image chargée et elle est affichée et peut être sauvegardée par la suite
nomad
nomad [limit_magnitude] [-catalog=] [-photo]
Affiche les étoiles du catalogue local par défaut, pour l'image chargée résolue en astrométrie, dans l'interface graphique uniquement, jusqu'à la limite de magnitude limit_magnitude fournie (13 par défaut).
Un autre catalogue en ligne peut être spécifié avec -catalog=, prenant les valeurs tycho2, nomad, gaia, ppmxl, brightstars, apass.
Les étoiles sans information B-V seront conservées ; elles peuvent être exclues en passant -photo
nozero
nozero level
Remplace les valeurs nulles par des valeurs de level. Utile avant une opération idiv ou fdiv, principalement pour les images 16 bits
offset
offset value
Ajoute une valeur constante value (spécifié en ADU) à l'image actuelle. Cette constante peut prendre une valeur négative.
En mode 16 bits, les valeurs de pixels qui se situent en dehors de l'intervalle [0, 65535] sont rognées (clippées). En mode 32 bits, aucune rognure (clipping) ne se produit
parse
parse str [-r]
Analyse la chaîne de caractères str en utilisant les informations contenues dans l'en-tête de l'image actuellement chargée. Le but principal de cette commande est de débuguer l'interprétation d'entête des clés d'en-tête qui peuvent être utilisées dans d'autres commandes.
L'option -r spécifie que la chaîne doit être interprétée en mode lecture. En mode lecture, tous les caractères génériques définis dans la chaîne str sont utilisés pour trouver un nom de fichier correspondant au motif. Sinon, le mode par défaut est le mode écriture et les caractères génériques, le cas échéant, sont supprimés de la chaîne à analyser.
Si la chaîne str commence par le préfixe $def, elle sera reconnue comme un mot-clé réservé et recherchée dans les chaînes stockées dans gui_prepro.dark_lib, gui_prepro.flat_lib, gui_prepro.bias_lib ou gui_prepro.stack_default pour $defdark, $defflat, $defbias ou $defstack respectivement.
Le mot-clé $seqname$ peut également être utilisé quand une séquence est chargée
pcc
pcc [image_center_coords] [-noflip] [-platesolve] [-focal=] [-pixelsize=] [-limitmag=[+-]] [-catalog=] [-downscale]
Exécute la Correction de Couleur par Photométrie sur l'image chargée.
Si l'image a déjà été résolue par astrométrie, le PCC peut réutiliser la solution astrométrique, sinon, ou si le système de coordonnées de l'image (WCS) ou d'autres métadonnées de l'image sont erronées ou manquantes, il faut fournir des arguments pour la résolution astrométrique :
Les coordonnées approximatives du centre de l'image peuvent être fournies en degrés décimaux ou en valeurs de degré/heure minute seconde (J2000 avec des séparateurs de deux points), avec des valeurs d'ascension droite et de déclinaison séparées par une virgule ou un espace.
la longueur focale et la taille d'un pixel peut être donné avec -focal= (en mm) et -pixelsize (en microns), remplaçant les valeurs de l'image et des paramètres.
vous pouvez forcer à refaire la résolution astrométrique en utilisant l'argument -platesolve.
À moins que -noflip ne soit spécifié et que l'image soit détectée comme étant à l'envers, l'image sera retournée si une résolution astrométrique est exécutée.
Pour une détection plus rapide des étoiles dans les grandes images, il est possible de sous-échantillonner l’image avec -downscale.
La magnitude limite des étoiles utilisées pour la résolution astrométrique et le PCC est automatiquement calculée à partir de la taille du champ de vision, mais peut être modifiée en passant une valeur +offset ou -offset à -limitmag=, ou simplement avec une valeur absolue positive pour la magnitude limite.
Le catalogue d'étoiles utilisé est NOMAD par défaut, il peut être modifié en fournissant -catalog=apass. S'il est installé localement, le catalogue NOMAD distant (la version complète) peut être forcé en fournissant -catalog=nomad
Liens : nomad
platesolve
platesolve [image_center_coords] [-noflip] [-platesolve] [-focal=] [-pixelsize=] [-limitmag=[+-]] [-catalog=] [-localasnet] [-downscale]
Résolution astrométrique de l'image chargée.
Si une résolution astrométrique a déjà été faite sur l'image, rien ne sera fait, sauf si l'argument -platesolve est ajouté afin de forcer une nouvelle résolution. Si les données WCS ou d'autres métadonnées de l'image sont erronées ou manquantes, des arguments doivent être ajoutés :
les coordonnées approximatives du centre de l'image peuvent être fournies en degrés décimaux ou en degrés/heure minute seconde (J2000 avec des séparateurs de deux points), avec les valeurs d'ascension droite et de déclinaison séparées par une virgule ou un espace (non obligatoire pour astrometry.net).
la longueur focale et la taille d'un pixel peut être donné avec -focal= (en mm) et -pixelsize (en microns), remplaçant les valeurs de l'image et des paramètres.
Sauf si -noflip est spécifié, si l’image est détectée comme étant à l’envers, elle sera retournée.
Pour une détection plus rapide des étoiles dans les grandes images, il est possible de sous-échantillonner l’image avec -downscale.
Les images peuvent être résolues par Siril à l'aide d'un catalogue d'étoiles et de l'algorithme d'alignement global ou par la commande locale solve-field d'astrometry.net (activée avec -localasnet).
Les options suivantes s'appliquent uniquement à la résolution astrométrique par Siril.
La magnitude limite des étoiles utilisées pour la résolution astrométrique et le PCC est automatiquement calculée à partir de la taille du champ de vision, mais peut être modifiée en passant une valeur +offset ou -offset à -limitmag=, ou simplement avec une valeur absolue positive pour la magnitude limite.
Le choix du catalogue d'étoiles est automatique sauf si l'option -catalog= est utilisée : si des catalogues locaux sont installés, ils seront utilisés, sinon le choix est basé sur le champ de vision et la magnitude limite. Si l'option est donnée, elle force l'utilisation du catalogue distant donné en argument, avec les valeurs possibles : tycho2, nomad, gaia, ppmxl, brightstars, apass
pm
pm "expression" [-rescale [low] [high]]
Cette commande évalue l'expression donnée en argument comme dans l'outil PixelMath. L'expression complète doit être entre guillemets et les variables (qui sont des noms d'images, sans extension, situés dans le répertoire de travail dans ce cas) doivent être entourées du symbole $, par exemple "$image1$ * 0.5 + $image2$ * 0.5". Un maximum de 10 images peut être utilisé dans l'expression.
L'image peut être redimensionnée avec l'option -rescale suivie des valeurs low et high dans l'intervalle [0, 1]. Si aucune valeur basse ou haute n'est fournie, les valeurs par défaut sont 0 et 1
preprocess
preprocess sequencename [-bias=filename] [-dark=filename] [-flat=filename] [-cc=dark [siglo sighi] || -cc=bpm bpmfile] [-cfa] [-debayer] [-fix_xtrans] [-equalize_cfa] [-opt] [-all] [-prefix=] [-fitseq]
Calibre la séquence sequencename en utilisant les bias, dark et flat donnés en argument.
Pour les bias, un niveau uniforme peux être spécifié à la place d'une image, en entrant une expression entre guillemet commençant par le signe = tel que -bias="=256" ou -bias="=64*$OFSFSET".
Par défaut, la correction cosmétique n'est pas activée. Si vous voulez en appliquer une, vous devez le spécifier avec l'option -cc=.
Vous pouvez utiliser l'option -cc=dark pour détecter les pixels chauds et froids à partir du master dark (un master dark doit être fourni avec l'option -dark=), éventuellement suivi de siglo et sighi pour les pixels froids et chauds respectivement. Une valeur de 0 désactive la correction. Si les sigmas ne sont pas fournis, seule la détection des pixels chauds avec un sigma de 3 sera appliquée.
Alternativement, vous pouvez utiliser l'option -cc=bpm suivie du chemin vers votre carte de mauvais pixels pour spécifier quels pixels doivent être corrigés. Un fichier d'exemple peut être obtenu avec la commande find_hot sur un master dark.
Trois options s'appliquent aux images couleur (au format CFA) : -cfa pour les corrections cosmétiques, -debayer pour dématricer les images avant de les enregistrer, et -equalize_cfa pour égaliser l'intensité moyenne des couches RVB du flat maître, afin d'éviter de teinter l'image calibrée.
L'option -fix_xtrans est dédiée aux fichiers X-Trans en appliquant une correction sur les Darks et les Biais/offset pour supprimer un vilain motif carrée.
Il est aussi possible d'optimiser la soustraction des dark avec -opt, qui nécessite la fourniture des fichiers maîtres d'offset et de dark.
Par défaut, les images marquées comme exclues ne sont pas traitées. L'argument -all peut être utilisé pour forcer le traitement de toutes les images même si elles sont marquées comme exclues.
Le nom de la séquence de sortie comme par le préfixe "pp_" sauf indication contraire spécifié avec l'option -prefix=.
Si -fitseq est fourni, la séquence de sortie sera une séquence FITS (fichier unique)
preprocess_single
preprocess_single imagename [-bias=filename] [-dark=filename] [-flat=filename] [-cfa] [-debayer] [-fix_xtrans] [-equalize_cfa] [-opt] [-prefix=]
Calibre l'image imagename en utilisant les bias, dark et flat donnés en argument.
Pour les bias, un niveau uniforme peux être spécifié à la place d'une image, en entrant une expression entre guillemet commençant par le signe = tel que -bias="=256" ou -bias="=64*$OFSFSET".
Par défaut, la correction cosmétique n'est pas activée. Si vous voulez en appliquer une, vous devez le spécifier avec l'option -cc=.
Vous pouvez utiliser l'option -cc=dark pour détecter les pixels chauds et froids à partir du master dark (un master dark doit être fourni avec l'option -dark=), éventuellement suivi de siglo et sighi pour les pixels froids et chauds respectivement. Une valeur de 0 désactive la correction. Si les sigmas ne sont pas fournis, seule la détection des pixels chauds avec un sigma de 3 sera appliquée.
Alternativement, vous pouvez utiliser l'option -cc=bpm suivie du chemin vers votre carte de mauvais pixels pour spécifier quels pixels doivent être corrigés. Un fichier d'exemple peut être obtenu avec la commande find_hot sur un master dark.
Trois options s'appliquent aux images couleur (au format CFA) : -cfa pour les corrections cosmétiques, -debayer pour dématricer les images avant de les enregistrer, et -equalize_cfa pour égaliser l'intensité moyenne des couches RVB du flat maître, afin d'éviter de teinter l'image calibrée.
L'option -fix_xtrans est dédiée aux fichiers X-Trans en appliquant une correction sur les Darks et les Biais/offset pour supprimer un vilain motif carrée.
Il est aussi possible d'optimiser la soustraction des dark avec -opt, qui nécessite la fourniture des fichiers maîtres d'offset et de dark.
Le nom du fichier de sortie comme par le préfixe "pp_" sauf indication contraire spécifié avec l'option -prefix=
Cette commande est désormais obsolète : CALIBRATE_SINGLE doit être utilisée à la place.
Liens : calibrate_single
psf
psf [channel]
Effectue une PSF (Fonction d'étalement du point) sur l'étoile sélectionnée et affiche les résultats. Pour les opérations en mode console, la sélection peut être donnée en pixels en utilisant BOXSELECT. S'il est fourni, l'argument canal sélectionne le canal de l'image sur lequel l'étoile sera analysée. Il peut être omis pour les images monochromes ou lorsqu'il est exécuté à partir de l'interface graphique avec l'un des canaux actifs dans la vue
Liens : boxselect
register
register sequencename [-2pass] [-noout] [-drizzle] [-prefix=] [-minpairs=] [-transf=] [-layer=] [-maxstars=] [-nostarlist] [-interp=] [-noclamp] [-selected]
Trouve et effectue éventuellement des transformations géométriques sur les images de la séquence donnée en argument afin qu'elles puissent être superposées à l'image de référence. En utilisant des étoiles pour l'alignement, cet algorithme ne fonctionne qu'avec des images de ciel profond. Les options de détection des étoiles peuvent être modifiées en utilisant SETFINDSTAR ou la boîte de dialogue Dynamic PSF. La détection est effectuée sur la couche verte pour les images couleur, sauf si elle est spécifiée par l'option -layer= avec un argument allant de 0 à 2 pour le rouge au bleu.
Les options -2pass et -noout calculent les transformations mais ne génèrent pas les images transformées. -2pass ajoute une passe préliminaire à l'algorithme pour trouver une bonne image de référence avant de calculer les transformations, en se basant sur la qualité de l'image et le cadrage. Pour générer des images transformées après cette passe, utilisez SEQAPPLYREG. -nostarlist désactive l'enregistrement des listes d'étoiles sur le disque.
L'option -transf= spécifie l'utilisation de l'une ou l'autre de ces transformations shift, similarity, affine ou homography (par défaut).
L'option -drizzle active l'empilement de sous-pixels en augmentant par 2 la taille de l'image générée.
L'option -minpairs= spécifie le nombre de paire minimum d'étoile qu'une image doit avoir en commun avec l'image de référence, autrement l'image sera abandonnée et exclue de la séquence.
L'option -maxstars= spécifie le nombre maximum d'étoiles à trouver dans chaque image (doit être compris entre 100 et 2000). Avec plus d'étoiles, un alignement plus précis peut être calculé, mais prendra plus de temps à exécuter.
La méthode d'interpolation des pixels peut être spécifiée avec l'argument -interp= suivi de l'une des méthodes de la liste no[ne], ne[arest], cu[bic], la[nczos4], li[near], ar[ea]}. Si none est passé, la transformation est forcée en translation et un décalage par pixel est appliqué à chaque image sans aucune interpolation.
La contrainte des méthodes d'interpolation bicubique et lanczos4 est la valeur par défaut, pour éviter les artefacts, mais peut être désactivé avec l'argument -noclamp.
Toutes les images de la séquence seront alignées sauf si l'option -selected est passée, dans ce cas les images exclues ne seront pas traitées
Si créé, le nom de la séquence de sortie commence par le préfix "r_" sauf indication contraire spécifié par l'option -prefix=
reloadscripts
reloadscripts
Re-scan les dossiers de scripts et met à jour le menu Scripts
requires
requires version
Retourne une erreur si la version de Siril est plus ancienne que celle donnée en argument
resample
resample { factor | -width= | -height= } [-interp=] [-noclamp]
Rééchantillonne l'image chargée, soit avec un facteur factor, soit pour la largeur ou la hauteur cible fournie par -width= ou -height=. Ceci est généralement utilisé pour redimensionner les images, un facteur de 0,5 divise la taille par 2.
Dans l'interface graphique utilisateur, nous pouvons voir que plusieurs algorithmes d'interpolation sont proposés.
La méthode d'interpolation des pixels peut être spécifiée avec l'argument -interp= suivi de l'une des méthodes de la liste no[ne], ne[arest], cu[bic], la[nczos4], li[near], ar[ea]}. Si none est passé, la transformation est forcée en translation et un décalage par pixel est appliqué à chaque image sans aucune interpolation.
La contrainte des méthodes d'interpolation bicubique et lanczos4 est la valeur par défaut, pour éviter les artefacts, mais peut être désactivé avec l'argument -noclamp
rgbcomp
rgbcomp red green blue [-out=result_filename]
rgbcomp -lum=image { rgb_image | red green blue } [-out=result_filename]
Crée une composition RVB à l'aide de trois images indépendantes, ou une composition LRVB à l'aide de l'image de luminance optionnelle et de trois images monochromes ou d'une image couleur. L'image résultante est appelée composed_rgb.fit ou composed_lrgb.fit à moins qu'un autre nom ne soit fourni dans l'argument optionnel
rgradient
rgradient xc yc dR dalpha
Crée deux images, avec un décalage radial (dR en pixels) et un décalage rotatif (dalpha en degrés) par rapport au point (xc, yc).
Entre ces deux images, le décalage a la même amplitude mais est de signe opposé. Ces deux images sont additionnées pour créer l'image finale. Ce processus est aussi appelé filtre Larson Sekanina
rl
rl [-loadpsf=] [-alpha=] [-iters=] [-stop=] [-gdstep=] [-tv] [-fh] [-mul]
Restaure une image en utilisant la méthode Richardson-Lucy.
En option, une PSF peut être chargé en utilisant l'argument -loadpsf=filename (créé avec MAKEPSF).
Le nombre d'itérations est donné par -iters (par défaut 10).
Le type de régularisation peut être défini avec -tv pour la variation totale, ou -fh pour la norme de Frobenius de la matrice hessienne (la valeur par défaut est aucune) et -alpha= fournit la force de régularisation (une valeur plus faible = plus de régularisation, par défaut = 3000).
Par défaut, la méthode du gradient descendant est utilisé avec une taille de pas par défaut de 0.0005, cependant la méthode multiplicative peut être spécifiée avec -mul.
Le critère d'arrêt peut être activé en spécifiant une limite d'arrêt avec -stop=
rmgreen
rmgreen [-nopreserve] [type] [amount]
Applique un filtre de réduction de bruit chromatique. Il supprime la teinte verte de l'image actuelle. Ce filtre est basé sur SCNR de PixInsight et c'est aussi le même filtre utilisé par le plugin HLVG de Photoshop.
La luminosité est préservée par défaut mais peut être désactivé avec le paramètre -nopreserve.
Type peut prendre les valeurs 0 pour neutre moyen, 1 pour neutre maximum, 2 pour masque maximum, 3 pour masque additif, par défaut à 0. Les deux derniers peuvent prendre un argument amount, une valeur entre 0 et 1, la valeur par défaut étant 1
rotate
rotate degree [-nocrop] [-interp=] [-noclamp]
Fait pivoter l'image chargée d'un angle de degree degrés. L'option -nocrop peut être ajoutée pour éviter le recadrage à la taille de l'image (des bordures noires seront ajoutées).
Note : si une sélection est active, c'est-à-dire en utilisant la commande `sélection boite` `avant` `rotation`, l'image résultante sera un recadrage tourné. Dans ce cas particulier, l'option -nocrop sera ignorée si elle est passée.
La méthode d'interpolation des pixels peut être spécifiée avec l'argument -interp= suivi de l'une des méthodes de la liste no[ne], ne[arest], cu[bic], la[nczos4], li[near], ar[ea]}. Si none est passé, la transformation est forcée en translation et un décalage par pixel est appliqué à chaque image sans aucune interpolation.
La contrainte des méthodes d'interpolation bicubique et lanczos4 est la valeur par défaut, pour éviter les artefacts, mais peut être désactivé avec l'argument -noclamp
rotatePi
rotatePi
Fait pivoter l'image chargée d'un angle de 180° autour de son centre. Ceci est équivalent à la commande "ROTATE 180" ou "ROTATE -180"
Liens : rotate
satu
satu amount [background_factor [hue_range_index]]
Renforce la saturation des couleurs de l'image chargée. Essayez de manière itérative pour obtenir les meilleurs résultats.
amount peut être un nombre positif pour augmenter la saturation des couleurs, négatif pour la réduire, 0 ne fait rien, 1 l'augmente de 100%
background_factor est un facteur de (médiane + écart-type) utilisé pour définir un seuil, de sorte que seuls les pixels au-dessus de ce seuil seraient modifiés. Cela permet d'avoir un bruit de fond non saturé en couleur, si le choix est fait avec soin. La valeur par défaut est de 1. Une valeur de 0 désactive le seuil.
hue_range_index peut être entre [0, 6], ce qui signifie : 0 pour rose à orange, 1 pour orange à jaune, 2 pour jaune à cyan, 3 pour cyan, 4 pour cyan à magenta, 5 pour magenta à rose, 6 pour tout (par défaut)
save
save filename
Enregistre l'image actuelle dans filename.fit (ou .fits, selon vos préférences, voir SETEXT) dans le répertoire de travail actuel. L'image reste chargée. filename peut contenir un chemin d'accès à condition que le répertoire existe déjà
Liens : setext
savebmp
savebmp filename
Sauvegarde l'image courante sous forme d'un fichier bitmap avec 8 bit par canal : filename.bmp (BMP 24-bit)
savejpg
savejpg filename [quality]
Sauvegarde l'image courante dans un fichier JPG : filename.jpg.
La qualité de la compression peut être ajustée à l'aide de la valeur optionnelle quality, 100 étant la meilleure valeur par défaut, tandis qu'une valeur inférieure augmente le taux de compression
savepng
savepng filename
Sauvegarde l'image courante dans un fichier PNG : filename.png, avec 16 bits par canal si l'image est chargée en 16 ou 32 bits, et en 8 bits par canal si l'image est chargée en 8 bits
savepnm
savepnm filename
Enregistre l'image actuelle sous la forme d'un format de fichier NetPBM avec 16 bits par canal.
L'extension de sortie doit être filename.ppm pour une image RVB et filename.pgm pour une image en nuance de gris
savetif
savetif filename [-astro] [-deflate]
Enregistre l'image actuelle sous la forme d'un fichier TIFF non compressé de 16 bits par canal : filename.tif. L'option -astro permet d'enregistrer au format Astro-TIFF, tandis que -deflate active la compression.
Voir aussi SAVETIF32 et SAVETIF8
savetif32
savetif32 filename [-astro] [-deflate]
Même commande que SAVETIF mais le fichier de sortie est enregistré en 32 bits par canal : filename.tif. L'option -astro permet de sauvegarder au format Astro-TIFF, tandis que -deflate permet la compression
Liens : savetif
savetif8
savetif8 filename [-astro] [-deflate]
Même commande que SAVETIF mais le fichier de sortie est enregistré en 8 bits par canal : filename.tif. L'option -astro permet de sauvegarder au format Astro-TIFF, tandis que -deflate permet la compression
Liens : savetif
sb
sb [-loadpsf=] [-alpha=] [-iters=]
Restaure une image en utilisant la méthode Split Bregman.
En option, une PSF peut être chargée en utilisant l'argument -loadpsf=nom de fichier.
Le nombre d'itération est donné par -iters (par défaut 1).
Le facteur de régularisation -alpha= fournit la force de la régularisation (plus petite valeur = plus de régularisation, par défaut = 3000)
Liens : psf
select
select sequencename from to
Cette commande permet de sélectionner facilement en masse des images dans la séquence sequencename (de from à to inclus). Il s'agit d'une sélection en vue d'un traitement ultérieur.
Voir aussi UNSELECT
Liens : unselect
seqapplyreg
seqapplyreg sequencename [-drizzle] [-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]]
Applique des transformations géométriques aux images de la séquence donnée en argument afin qu'elles puissent être superposées à l'image de référence, en utilisant les données d'alignement précédemment calculées (voir REGISTER).
Le nom de la séquence de sortie commence par le préfixe "r_" sauf indication contraire spécifié par l'option -prefix=.
L'option -drizzle active la mise à l'échelle par 2 des images créées dans la séquence transformée.
La méthode d'interpolation des pixels peut être spécifiée avec l'argument -interp= suivi de l'une des méthodes de la liste no[ne], ne[arest], cu[bic], la[nczos4], li[near], ar[ea]}. Si none est passé, la transformation est forcée en translation et un décalage par pixel est appliqué à chaque image sans aucune interpolation.
La contrainte des méthodes d'interpolation bicubique et lanczos4 est la valeur par défaut, pour éviter les artefacts, mais peut être désactivé avec l'argument -noclamp.
L'alignement est réalisé sur la première couche pour laquelle les données existe pour une image RVB sauf si spécifié par l'option -layer= (0, 1 ou 2 pour R, V et B respectivement).
Le cadrage automatique de la séquence de sortie peut être spécifié en utilisant le mot-clé -framing= suivi de l'une des méthodes de la liste { current | min | max | cog } :
-framing=max (boite de délimitation) ajoute des bord noirs autour de chaque image si besoins afin qu'aucune partie de l'image soit coupé lord de l'alignement.
-framing=min (zone commune) recadre chaque image dans la zone qu'elle a en commun avec toutes les images de la séquence.
-framing=cog détermine la meilleur position de cadrage comme centre de gravité (cog) de toutes les images.
Filtrage des images :
Les images qui vont être aligner peuvent être sélectionnées en utilisant des filtres, tel que celles sélectionné ou avec la meilleur FWHM, avec l'une des option -filter-*.
Liens : register
Avec le filtrage étant l'un de ceux-ci, sans ordre ni nombre particulier :
[-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]]
Les meilleurs images de la séquence peuvent être empilées en utilisant les arguments de filtrage. Chacun de ces argument peu supprimer les mauvaises images sur la base des propriétés que leur nom contient, récupéré depuis les données d'alignement, avec l'un des trois types de valeur d'argument :
- 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.
Il est également possible d'utiliser des images sélectionnées manuellement, soit précédemment à partir de l'interface graphique utilisateur (GUI), soit avec les commandes select ou unselect, en utilisant l'argument -filter-included.
seqclean
seqclean sequencename [-reg] [-stat] [-sel]
Cette commande efface les données de sélection, d'alignement et/ou de statistiques stockées pour la séquence sequencename.
Vous pouvez préciser de n'effacer que l'alignement, les statistiques et/ou la sélection avec les options -reg, -stat et -sel, respectivement. Tout est effacé si aucune option n'est passée
seqcosme
seqcosme sequencename [filename].lst [-prefix=]
Même commande que COSME mais pour la séquence sequencename. Seules les images sélectionnées dans la séquence sont traitées.
Le nom de la séquence de sortie commence par le préfixe "cosme_", sauf indication contraire avec l'option -prefix=
Liens : cosme
seqcosme_cfa
seqcosme_cfa sequencename [filename].lst [-prefix=]
Même commande que COSME_CFA mais pour la séquence sequencename. Seules les images sélectionnées dans la séquence sont traitées.
Le nom de la séquence de sortie commence par le préfixe "cosme_", sauf indication contraire avec l'option -prefix=
Liens : cosme_cfa
seqcrop
seqcrop sequencename x y width height [-prefix=]
Recoupe la séquence donnée en argument sequencename. Seules les images sélectionnées dans la séquence sont traitées.
La sélection est spécifiée par la position du coin supérieur gauche x et y et la sélection width et height, comme pour CROP.
Le nom de la séquence de sortie commence par le préfixe "cropped_" sauf indication contraire avec l'option -prefix=
Liens : crop
seqextract_Green
seqextract_Green sequencename [-prefix=]
Même commande que EXTRACT_GREEN mais pour une séquence sequencename.
Le nom de la séquence de sortie commence par le préfixe "Green_" sauf indication contraire avec l'option -prefix=
seqextract_Ha
seqextract_Ha sequencename [-prefix=]
Même commande que EXTRACT_HA mais pour une séquence sequencename.
Le nom de la séquence de sortie commence par le préfixe "Ha_" sauf indication contraire avec l'option -prefix=
seqextract_HaOIII
seqextract_HaOIII sequencename [-resample=]
Même commande que EXTRACT_HAOIII mais pour une séquence sequencename.
Le nom de la séquence de sortie comme par le préfixe "Ha_" et "OIII_"
seqfind_cosme
seqfind_cosme sequencename cold_sigma hot_sigma [-prefix=]
Même commande que FIND_COSME mais pour une séquence sequencename.
Le nom de la séquence de sortie commence par le préfixe "cc_" sauf indication contraire avec l'option -prefix=
Liens : find_cosme
seqfind_cosme_cfa
seqfind_cosme_cfa sequencename cold_sigma hot_sigma [-prefix=]
Même commande que FIND_COSME_CFA mais pour une séquence sequencename.
Le nom de la séquence de sortie commence par le préfixe "cc_" sauf indication contraire avec l'option -prefix=
Liens : find_cosme_cfa
seqfindstar
seqfindstar sequencename [-layer=] [-maxstars=]
Même commande que FINDSTAR mais pour une séquence sequencename.
L'option -out= n'est pas disponible pour ce processus car tous les fichiers de liste d'étoiles sont sauvegardés avec le nom par défaut seqname_seqnb.lst
Liens : findstar
seqfixbanding
seqfixbanding sequencename amount sigma [-prefix=] [-vertical]
Même commande que FIXBANDING mais pour la séquence sequencename.
Le nom de la séquence de sortie commence par le préfixe "unband_", sauf indication contraire avec l'option -prefix=
Liens : fixbanding
seqght
seqght sequence -D= [-B=] [-LP=] [-SP=] [-HP=] [-human | -even | -independent | -sat] [channels] [-prefix=]
Même commande que GHT, mais la séquence doit être spécifiée comme premier argument. En outre, l'argument optionnel -prefix= peut être utilisé pour définir un préfixe personnalisé
Liens : ght
seqheader
seqheader sequencename keyword [-out=file.csv]
Affiche la valeur de l'en-tête FITS pour une clé donnée pour toutes les images de la séquence
seqinvght
seqinvght sequence -D= [-B=] [-LP=] [-SP=] [-HP=] [-human | -even | -independent | -sat] [channels] [-prefix=]
Identique à la commande INVGHT, mais s'applique à une séquence qui doit être spécifiée comme premier argument. En outre, l'argument facultatif -prefix= peut être utilisé pour définir un préfixe personnalisé
Liens : invght
seqinvmodasinh
seqinvmodasinh sequence -D= [-LP=] [-SP=] [-HP=] [-human | -even | -independent | -sat] [channels] [-prefix=]
Identique à la commande INVMODASINH, mais s'applique à une séquence qui doit être spécifiée comme premier argument. En outre, l'argument facultatif -prefix= peut être utilisé pour définir un préfixe personnalisé
Liens : invmodasinh
seqlinstretch
seqlinstretch sequence -BP= [channels] [-sat] [-prefix=]
Identique à la commande INVGHT, mais s'applique à une séquence qui doit être spécifiée comme premier argument. En outre, l'argument facultatif -prefix= peut être utilisé pour définir un préfixe personnalisé
Liens : linstretch
seqmerge_cfa
seqmerge_cfa sequencename bayerpattern [-prefixin=] [-prefixout=]
Même commande que MERGE_CFA mais pour une séquence sequencename.
Le motif de Bayer de reconstruction doit être donné comme deuxième argument parmi RGGB, BGGR, GBRG ou GRBG.
Les noms des fichiers d’entrée contiennent le préfixe d’identification "CFA_" ainsi qu'un nombre, sauf indication contraire avec l’option -prefixin=.
Note : les 4 ensembles de fichiers d'entrée doivent être présents et doivent être nommés de manière cohérente, la seule différence étant le nombre après le préfixe d'identification.
Le nom de la séquence de sortie commence par le préfixe "mCFA_" sauf indication contraire avec l'option -prefixout=
Liens : merge_cfa
seqmodasinh
seqmodasinh sequence -D= [-LP=] [-SP=] [-HP=] [-human | -even | -independent | -sat] [channels] [-prefix=]
Même commande que MODASINH, mais la séquence doit être spécifiée comme premier argument. En outre, l'argument optionnel -prefix= peut être utilisé pour définir un préfixe personnalisé
Liens : modasinh
seqmtf
seqmtf sequencename low mid high [channels] [-prefix=]
Même commande que pour MTF mais pour la séquence sequencename.
Le nom de la séquence de sortie commence par le préfixe "mtf_", sauf indication contraire avec l'option -prefix=
Liens : mtf
seqpsf
seqpsf [sequencename channel { -at=x,y | -wcs=ra,dec }]
Même commande que PSF mais fonctionne sur des séquences. Cette commande est similaire à l'alignement sur une étoile, sauf que les résultats peuvent être utilisés pour l'analyse de la photométrie plutôt que pour l'alignement des images et que les coordonnées de l'étoile peuvent être fournies par des options.
Cette commande est ce qui est appelé en interne par le menu qui apparaît lors d'un clic droit dans l'image, avec la PSF de la séquence. Par défaut, elle est exécutée avec la parallélisation activée ; si des données d'alignement existent déjà pour la séquence, elles seront utilisées pour décaler la fenêtre de recherche dans chaque image. S'il n'y a pas de données d'alignement et s'il y a un décalage important entre les images de la séquence, les paramètres par défaut ne permettront pas de trouver des étoiles dans la position initiale de la zone de recherche.
L'option de suivi des étoiles peut alors être activée en allant dans l'onglet Alignement, en sélectionnant l'alignement sur une étoile et en cochant la case de suivi du mouvement des étoiles (par défaut en mode console si aucune donnée d'alignement n'est disponible).
Les résultats sont affichés dans l'onglet Graphique, à partir duquel ils peuvent également être exportés vers un fichier de valeurs séparées par des virgules (CSV) en vue d'une analyse externe.
Lors de la création d'une courbe de lumière, la première étoile pour laquelle seqpsf a été exécuté, marquée "V" à l'écran, sera considérée comme l'étoile variable. Toutes les autres étoiles sont moyennées pour créer une courbe de lumière de référence soustraite à la courbe de lumière de l'étoile variable.
Actuellement, en mode console, la commande affiche certaines données analysées dans la console, une autre commande permet d'analyser plusieurs étoiles et de tracer une courbe de lumière : LIGHT_CURVE. Les arguments sont obligatoires en mode console, avec -at= qui permet de fournir les coordonnées en pixels de l'étoile cible et -wcs= qui permet de fournir les coordonnées équatoriales J2000.
Liens : psf, light_curve
seqplatesolve
seqplatesolve sequencename [image_center_coords] [-noflip] [-platesolve] [-focal=] [-pixelsize=] [-limitmag=[+-]] [-catalog=] [-localasnet] [-downscale]
Faire l'astrométrie sur une séquence. Une nouvelle séquence sera créée avec le préfixe "ps_".
Si les images ont déjà été résolues par astrométrie, elles seront simplement copiées, à moins que l'argument -platesolve soit passé pour forcer une nouvelle résolution. Si les WCS ou d'autres métadonnées d'images sont erronées ou manquantes, des arguments doivent être passés :
les coordonnées approximatives du centre de l'image peuvent être fournies en degrés décimaux ou en degrés/heures/minutes/secondes (J2000 avec deux points de séparation), avec les valeurs d'ascension droite et de déclinaison séparées par une virgule ou un espace (non obligatoire pour astrometry.net). Un seul extrait de catalogue sera effectué pour la séquence entière, s'il y a beaucoup de dérive, cela peut ne pas réussir pour toutes les images.
la longueur focale et la taille des pixels peuvent être données avec -focal= (en mm) et -pixelsize= (en microns), remplaçant les valeurs des images et des paramètres.
Sauf si -noflip est spécifié, si les images sont détectées comme étant à l'envers, elles seront retournées.
Pour une détection plus rapide des étoiles dans les grandes images, il est possible de sous-échantillonner l’image avec -downscale.
Les images peuvent être résolues par Siril à l'aide d'un catalogue d'étoiles et de l'algorithme d'alignement global ou par la commande locale solve-field d'astrometry.net (activée avec -localasnet).
Les options suivantes s'appliquent uniquement à la résolution astrométrique par Siril.
La magnitude limite des étoiles utilisées pour la résolution astrométrique et le PCC est automatiquement calculée à partir de la taille du champ de vision, mais peut être modifiée en passant une valeur +offset ou -offset à -limitmag=, ou simplement avec une valeur absolue positive pour la magnitude limite.
Le choix du catalogue d'étoiles est automatique sauf si l'option -catalog= est utilisée : si des catalogues locaux sont installés, ils seront utilisés, sinon le choix est basé sur le champ de vision et la magnitude limite. Si l'option est donnée, elle force l'utilisation du catalogue distant donné en argument, avec les valeurs possibles : tycho2, nomad, gaia, ppmxl, brightstars, apass
seqrl
seqrl sequencename [-loadpsf=] [-alpha=] [-iters=] [-stop=] [-gdstep=] [-tv] [-fh] [-mul]
Identique à la commande RL, mais s'applique à une séquence qui doit être spécifiée comme premier argument
Liens : rl
seqsb
sb sequencename [-loadpsf=] [-alpha=] [-iters=]
Identique à la commande SB, mais s'applique à une séquence qui doit être spécifiée comme premier argument
Liens : sb
seqsplit_cfa
seqsplit_cfa sequencename [-prefix=]
Même commande que SPLIT_CFA mais pour une séquence sequencename.
Les noms des séquences de sortie commencent par le préfixe "CFA_" et un nombre, sauf indication contraire avec l'option -prefix=.
Limitation: la séquence produit toujours une séquence de fichiers FITS, quel que soit le type de séquence d'entrée
Liens : split_cfa
seqstarnet
seqstarnet sequencename [-stretch] [-upscale] [-stride=value] [-nostarmask]
Cette commande appelle StarNet++ pour supprimer les étoiles de la séquence sequencename. Voir STARNET
Liens : starnet
seqstat
seqstat sequencename output_file [option] [-cfa]
Même commande que STAT pour la séquence sequencename.
Les données sont enregistrées dans un fichier csv fichier_de_sortie.
Le paramètre optionnel défini le nombre de valeurs statistique calculées : basic, main (par défaut) ou full (plus détaillé mais plus long à calculer).
t\ basic inclut mean, median, sigma, bgnoise, min et max
t\ main inclut basic avec l'ajout de avgDev, MAD et la racine carrée de BWMV
t\ full inclut main avec l'ajout de la position et de l'échelle.
Si -cfa est donnée et que l'image est CFA, les statistiques sont réalisées sur les extraction par filtre
Liens : stat
seqsubsky
seqsubsky sequencename { -rbf | degree } [-nodither] [-samples=20] [-tolerance=1.0] [-smooth=0.5] [-prefix=]
Même commande que SUBSKY mais pour la séquence sequencename.
La diffusion d'erreur, nécessaire pour les gradients peu dynamiques, peut être désactivé avec -nodither.
Le nom de la séquence de sortie commence par le préfixe "bkg_" sauf indication contraire avec l'option -prefix=. Seules les images sélectionnées dans la séquence sont traitées
Liens : subsky
seqtilt
seqtilt sequencename
Même commande que TILT mais pour la séquence sequencename. Elle donne généralement de meilleurs résultats
Liens : tilt
sequnsetmag
sequnsetmag
Réinitialise la calibration de la magnitude et l'étoile de référence pour la séquence. Voir SEQSETMAG
Liens : seqsetmag
seqwiener
wiener sequencename [-loadpsf=] [-alpha=]
Identique à la commande WIENER, mais appliqué à une séquence qui doit être spécifiée en premier argument
Liens : wiener
set
set { -import=inifilepath | variable=value }
Met à jour une valeur de paramètre, en utilisant son nom de variable, avec la valeur donnée, ou un ensemble de valeurs en utilisant un fichier ini existant avec l'option -import=.
Voir GET pour obtenir des valeurs ou la liste des variables
Liens : get
set16bits
set16bits
Empêche d'enregistrer les images avec 32 bits par canal lors du traitement, utiliser 16 bits à la place
set32bits
set32bits
Permet d'enregistrer les images en 32 bits par canal lors du traitement
setcompress
setcompress 0/1 [-type=] [q]
Définie si les images sont compressé ou pas.
0 signifie qu'il n'y a pas de compression tandis que 1 active la compression.
Si la compression est activée, le type doit être explicitement écrit avec l'option -type= ("rice", "gzip1", "gzip2").
Associée à la compression, la valeur de quantification doit être comprise dans la plage [0, 256].
Par exemple, "setcompress 1 -type=rice 16" définit la compression rice avec une quantification de 16
setcpu
setcpu number
Défini le nombre de fils d'exécution utilisé pour les calculs.
Peut être aussi élevé que le nombre de threads virtuels existant sur le système, qui est le nombre de cœurs du CPU ou le double de ce nombre si l'hyperthreading (Intel HT) est disponible. La valeur par défaut est le nombre maximum de threads disponibles, ce qui signifie que cette valeur doit être utilisée principalement pour limiter la puissance de traitement. Cette valeur est réinitialisée à chaque exécution de Siril. Voir aussi SETMEM
Liens : setmem
setext
setext extension
Définit l'extension utilisée et reconnue par les séquences.
L'argument extension peut être "fit", "fts" ou "fits"
setfindstar
setfindstar [reset] [-radius=] [-sigma=] [-roundness=] [-focal=] [-pixelsize=] [-convergence=] [ [-gaussian] | [-moffat] ] [-minbeta=] [-relax=on|off] [-minA=] [-maxA=] [-maxR=]
Définit le paramètre de détection d'étoiles pour les commandes FINDSTAR et REGISTER.
Si vous ne passez aucun paramètre, vous obtiendrez la liste des valeurs actuelles.
Passer reset réinitialise toutes les valeurs aux valeurs par défaut. Vous pouvez alors toujours passer des valeurs après ce mot-clé.
Valeurs paramétrables :
-radius= définit le rayon de la boite de recherche initiale et doit être compris entre 3 et 50.
-sigma= définit le seuil au-dessus du bruit et doit être supérieur ou égal à 0,05.
-roundness= définit la rondeur minimale des étoiles et doit être comprise entre 0 et 0,95. -maxR permet de définir une limite supérieure à l'arrondi, pour visualiser uniquement les zones où les étoiles sont significativement allongées, ne pas utiliser pour l'alignement.
-minA et maxA définit la limite du minimum et maximum de l'amplitude des étoiles à conserver, normalisé entre 0 et 1.
-focal= définit la longueur focale du télescope.
-pixelsize= définit la taille des pixels du capteur.
-gaussian et -moffat configure le modèle de solveur utilisé (Gaussian par défaut).
Si Moffat est sélectionné, -minbeta= définit la valeur minimale de beta pour laquelle les étoiles candidates seront acceptées et doit être supérieure ou égale à 0,0 et inférieure à 10,0.
-convergence= définit le nombre d'itération réalisée pour ajuster la PSF et doit être compris entre 1 et 3 (plus tolérant).
-relax= relâche les vérifications qui sont faites sur les étoiles candidats pour évaluer s'ils sont des étoiles ou non, pour permettre aux objets qui n'ont pas la forme d'une étoile d'être quand même acceptés (désactivé par défaut)
setmag
setmag magnitude
Étalonne les magnitudes en sélectionnant une étoile et en donnant la magnitude apparente connue.
Tous les calculs de PSF renverront ensuite la magnitude apparente étalonnée, au lieu d'une magnitude apparente relative aux valeurs ADU. Notez que la valeur fournie doit correspondre à la magnitude du filtre d'observation pour être significative.
Pour réinitialiser la constante de magnitude voir UNSETMAG
seqsetmag
seqsetmag magnitude
Identique à la commande SETMAG mais pour la séquence chargée.
Cette commande n'est valable qu'après avoir exécuté SEQPSF ou sa contrepartie graphique (sélectionner la zone autour d'une étoile et lancer l'analyse PSF de la séquence, elle apparaîtra dans les graphiques).
Cette commande a le même but que SETMAG mais recalcule la magnitude de référence pour chaque image de la séquence où l'étoile de référence a été trouvée.
Lors de l'exécution de la commande, la dernière étoile qui a été analysée sera considérée comme l'étoile de référence. L'affichage du graphe de magnitude avant de taper la commande facilite sa compréhension.
Pour réinitialiser l'étoile de référence et le décalage de magnitude, voir SEQUNSETMAG
setmem
setmem ratio
Définit un nouveau rapport entre la mémoire utilisée et la mémoire libre.
La valeur du Ratio doit être comprise entre 0.05 et 2, en fonction des autres activités de la machine. Un ratio plus élevé devrait permettre à Siril de traiter plus rapidement, mais un ratio de mémoire utilisée supérieur à 1 nécessitera l'utilisation de la mémoire sur disque, ce qui est très lent et non recommandé, voire parfois non supporté, entraînant un plantage du système. Une quantité fixe de mémoire peut également être définie dans les paramètres génériques, avec SET, au lieu d'un ratio
Liens : set
setphot
setphot [-inner=20] [-outer=30] [-aperture=10] [-force_radius=no] [-gain=2.3] [-min_val=0] [-max_val=60000]
Obtient ou définit les paramètres de photométrie, principalement utilisés par SEQPSF. Si des arguments sont fournis, ils mettront à jour les paramètres. Aucun n'est obligatoire, tous peuvent être fournis, les valeurs par défaut sont indiquées dans la syntaxe de la commande. À la fin de la commande, la configuration active sera affichée. L'ouverture est dynamique sauf si elle est forcée, la valeur aperture des paramètres n'est pas utilisée si elle est dynamique, le FWHM est utilisé à la place. Le gain n'est utilisé que s'il n'est pas disponible dans l'en-tête FITS
Liens : seqpsf
setref
setref sequencename image_number
Définit l'image de référence de la séquence donnée en premier argument. image_number est le numéro séquentiel de l'image dans la séquence, et non le numéro dans le nom de fichier, commençant à 1
show
show [-clear] [{ -list=file.csv | [name] RA Dec }]
Affiche un point sur l'image chargée résolue en astrométrie en utilisant le catalogue temporaire d'annotations de l'utilisateur, basé sur ses coordonnées équatoriales. L'option -clear efface d'abord ce catalogue et peut être utilisée seule. Plusieurs points peuvent être passés en utilisant un fichier CSV avec l'option -fichier= contenant un nom (ne pouvant pas commencer par un chiffre), RA et Dec. Ceci n'est disponible qu'à partir de l'interface graphique de Siril
solsys
solsys [-mag=20.0]
Recherche et affiche les objets du système solaire dans le champ de vision de l'image chargée et de l'image résolue en astrométrie, en utilisant l'outil de recherche SkyBoT de l'IMCCE. Utilisez -mag= pour changer la magnitude limite, la valeur par défaut est de 20
split
split file1 file2 file3 [-hsl | -hsv | -lab]
Divise l'image couleur chargée en trois fichiers distincts (un pour chaque couleur) et les enregistre dans les fichiers file1.fit, file2.fit et file3.fit. Un dernier argument peut être fourni, -hsl, -hsv ou lab pour effectuer une extraction TSL, TSV ou CieLAB. Si aucune option n'est fournie, l'extraction est de type RVB, ce qui signifie qu'aucune conversion n'est effectuée
split_cfa
split_cfa
Divise l'image CFA chargée en quatre fichiers distincts (un pour chaque canal) et les enregistre dans des fichiers
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]
Emplie la séquence sequencename en utilisant les options.
Type de Rejet :
Les types autorisés sont : sum, max, min, med (ou median) et rej (ou mean). Si aucun argument autre que le nom de la séquence n'est fourni, l'empilement par somme est supposé.
Empilement avec rejets :
Les types rej ou mean nécessitent l'utilisation d'arguments supplémentaires pour le type de rejet et les valeurs. Le type de rejet est l'un des n[one], p[ercentile], s[igma], m[edian], w[insorized], l[inear], g[eneralized], [m]a[d] pour Percentile, Sigma, Median, Winsorized, Linear-Fit, Generalized Extreme Studentized Deviate Test ou k-MAD clipping. En cas d'omission, la valeur par défaut de Winsorized est utilisée.
Les paramètres sigma low et sigma high de rejet sont obligatoire sauf si none est sélectionné.
En option, des cartes de rejet peuvent être créées, montrant où les pixels ont été rejetés dans une (-rejmap) ou deux (-rejmaps, pour les rejets "bas" et "hauts") images nouvellement créées.
Normalisation des images d'entrées :
Pour les types d'empilement med (ou median) et rej (ou mean), différents types de normalisation sont autorisés : -norm=add pour l'additif, -norm=mul pour le multiplicatif. Les options -norm=addscale et -norm=mulscale appliquent la même normalisation mais avec des opérations d'échelle. L'option -nonorm permet de désactiver la normalisation. Sinon, la méthode addtive avec mise à l'échelle est appliquée par défaut.
L'option -fastnorm spécifie l'utilisation d'estimateurs plus rapides pour la position et l'échelle que l'IKSS par défaut.
-rgb_equal utilise la normalisation pour égaliser les fonds de ciel des images couleur, utile si PCC et AUTOSTRETCH non lié ne sont pas utilisés.
Autres option pour l'empilement avec rejet :
-weight_from_noise est une option pour ajouter des poids plus importants aux images ayant un bruit de fond plus faible.
-weight_from_nbstack ajoute une pondération aux images d'entrée en fonction du nombre d'images utilisées pour les créer, ce qui est utile pour l'empilement en direct.
-weight_from_nbstars ou -weight_from_wfwhm pondèrent les images d'entrée en fonction du nombre d'étoiles ou de la wFWHM calculée lors de l'étape d'alignement.
Sortie :
Le nom de l'image de résultat pout être définit avec l'option -out=. Autrement le nom sera sequencename_stacked.fit.
-output_norm applique une normalisation pour replacer le résultat dans l'intervalle [0,1] (seulement pour l'empilement par moyenne ou par médiane).
Filtrage des images :
Les images à empiler peuvent être sélectionnées avec certain filtres, tel que une sélection manuel ou la meilleur FWHM, avec d'autres option -filter-*.
Liens : pcc, autostretch
Avec le filtrage étant l'un de ceux-ci, sans ordre ni nombre particulier :
[-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]]
Les meilleurs images de la séquence peuvent être empilées en utilisant les arguments de filtrage. Chacun de ces argument peu supprimer les mauvaises images sur la base des propriétés que leur nom contient, récupéré depuis les données d'alignement, avec l'un des trois types de valeur d'argument :
- 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.
Il est également possible d'utiliser des images sélectionnées manuellement, soit précédemment à partir de l'interface graphique utilisateur (GUI), soit avec les commandes select ou unselect, en utilisant l'argument -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]
Ouvre toutes les séquences dans le répertoire actuel et les empile avec le type d'empilement et le filtrage éventuellement spécifiés ou avec l'empilement par somme. Voir la commande STACK pour la description des options
Liens : stack
starnet
starnet [-stretch] [-upscale] [-stride=value] [-nostarmask]
Appelle StarNet pour supprimer les étoiles de l'image chargée.
StarNet est un programme externe, sans affiliation avec Siril, et doit être installé correctement avant la première utilisation de cette commande, avec le chemin d'accès à son installation en version CLI correctement défini dans Préférences / Divers.
L'image sans étoile (starless) est chargée à la fin et une image de masque d'étoile est créée dans le répertoire de travail à moins que le paramètre facultatif -nostarmask ne soit fourni.
En option, des paramètres peuvent être passés à la commande :
- 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]
Initialise une session de livestacking, en utilisant les fichiers de calibration optionnels et attend que les fichiers d'entrée soient fournis par la commande LIVESTACK jusqu'à ce que STOP_LS soit appelé. Le traitement par défaut utilise l'alignement par translation seulement et le traitement 16 bits parce qu'il est plus rapide, il peut être changé en rotation avec -rotate et -32bits
Notez que les commandes de live stacking mettent Siril dans un état dans lequel il n'est pas capable de traiter d'autres commandes. Après START_LS, seuls LIVESTACK, STOP_LS et EXIT peuvent être appelés jusqu'à ce que STOP_LS soit appelé pour remettre Siril dans son état normal, sans livestacking
stat
stat [-cfa] [main]
Renvoie les statistiques de l'image courante, la liste de base par défaut ou la liste principale si main est passé. Si une sélection est faite, les statistiques sont calculées dans la sélection. Si -cfa est passé et que l'image est CFA, les statistiques sont faites sur les extractions par filtre
stop_ls
stop_ls
subsky
subsky { -rbf | degree } [-dither] [-samples=20] [-tolerance=1.0] [-smooth=0.5]
Calcule un fond de ciel synthétique en utilisant soit le modèle de fonction polynomiale de degree degrés, soit le modèle RBF (si -rbf est fourni à la place) et le soustrait de l'image.
Le nombre d'échantillons par ligne horizontale et la tolérance pour exclure les zones plus claires peuvent être ajustés avec les arguments optionnels. La tolérance est exprimée en unités MAD : médiane + tolérance * mad.
La diffusion d'erreur, nécessaire pour les gradients peu dynamiques, peut être activé avec -dither.
Pour le RBF, un paramètre de lissage supplémentaire est disponible
synthstar
synthstar
Corrige les étoiles imparfaites de l'image chargée. Quelle que soit l'importance de la coma, de la dérive ou de toute autre distorsion de vos étoiles, si la routine de recherche d'étoiles de Siril peut les détecter, synthstar les corrigera. Pour une utilisation intensive, vous pouvez souhaiter détecter manuellement toutes les étoiles que vous souhaitez corriger. Cela peut être fait en utilisant la commande findstar de la console ou la boîte de dialogue PSF dynamique. Si vous n'avez pas lancé la détection d'étoiles, elle sera lancée automatiquement avec les paramètres par défaut.
Pour de meilleurs résultats, synthstar doit être exécuté avant l'étirement.
La sortie de synthstar est un masque d'étoile synthétique entièrement corrigé comprenant des PSF d'étoiles parfaitement rondes (profils Moffat ou gaussiens en fonction de la saturation de l'étoile) calculés pour correspondre à l'intensité, à la FWHM, à la teinte et à la saturation mesurées pour chaque étoile détectée dans l'image d'entrée. Cela peut ensuite être recombiné avec l'image sans étoiles pour produire une image avec des étoiles parfaites.
Aucun paramètre n'est requis pour cette commande
Liens : psf
threshlo
threshlo level
Remplace les valeurs inférieures à level dans l'image chargée par level
threshhi
threshi level
Remplace les valeurs supérieures à level dans l'image chargée par level
thresh
thresh lo hi
Remplace les valeurs inférieures à level dans l'image chargée par level
tilt
tilt [clear]
Calcule le tilt du capteur comme la différence FWHM entre les valeurs moyennes tronquées des meilleurs et des pires coins. L'option clear permet d'effacer le dessin
unclipstars
unclipstars
Reprofile les étoiles coupées de l'image chargée pour les désaturer, en mettant à l'échelle la sortie de manière à ce que toutes les valeurs de pixels soient <= 1,0
unselect
unselect sequencename from to
Permet une sélection en masse des images dans la séquence sequencename (de from à to inclue). Voir SELECT
Liens : select
unsetmag
unsetmag
unsharp
unsharp sigma multi
Applique un masque de netteté, en fait une image filtrée gaussienne avec sigma sigma et un mélange avec le paramètre amount utilisé comme suit : out = in * (1 + amount) + filtré * (-amount).
Voir aussi GAUSS, la même chose sans mélange
Liens : gauss
visu
visu low high
Affiche l'image chargée avec low et high comme seuils bas et haut, interface graphique uniquement
wavelet
wavelet nbr_layers type
Calcule la transformée en ondelettes de l'image chargée sur (nbr_layers=1...6) couche(s) en utilisant la version linéaire (type=1) ou bspline (type=2) de l'algorithme 'à trous'. Le résultat est stocké dans un fichier sous la forme d'une structure contenant les couches, prête pour la reconstruction pondérée avec WRECONS.
Voir aussi EXTRACT
wiener
wiener [-loadpsf=] [-alpha=]
Restore une image en utilisant la méthode de déconvolution de Wiener.
En option, une PSF créée par MAKEPSF peut être chargée en utilisant l'argument -loadpsf=filename.
Le paramètre -alpha= fournit le facteur de régularisation modélisé par le bruit Gaussien
wrecons
wrecons c1 c2 c3 ...
Reconstruit l'image actuelle à partir des couches précédemment calculées avec les ondelettes et pondérées avec les coefficients c1, c2, ..., cn en fonction du nombre de couches utilisées pour la transformation en ondelettes, après l'utilisation de WAVELET
Liens : wavelet