Настройка IRIS

    Для начала убедимся, что IRIS правильно настроен: 

           В панели File ' Settings... установим File type в PIC и установим в качестве Working path директорий/путь на диске с доступной емкостью для хранения. ПРИМЕЧАНИЕ: убедитесь, что ваша рабочая папка находится "близко" к корню диска; то есть иерархия файловой системы не содержит в глубину множество подпапок. Один или два уровня вполне приемлемы, но полдюжины или около того, скорее всего, будет слишком много и приведет к ошибкам. 
           Нажмем на иконку Photo панели (ту, которая похожа на камеру) для открытия диалога Camera Settings. Установим Binning в 1x1, Digital camera Model в правильный тип Вашей камеры - CANON (5D/20D/350D) в нашем случае - и RAW interpolation method в Gradient. Оставим поле Apply под White balance неактивным. 
           Нажмем на иконку Command window панели сразу слева от иконки Photo для вызова окна ввода Команд. Вы будете вводить свои команды в этом окне. 
           Выберите в поле меню Select Analysis ' Display data... для отображения окна Вывода. 

        "Визуализация"

    Перед погружением и благодаря частым вопросам моих просвещенных читателей давайте обсудим то, что является одновременно как наиболее запутанным аспектом IRIS так и одной из его наиболее мощных функций: а именно концепцию Визуализации изображения в IRIS.
    Прелесть IRIS в том, что он позволяет Вам видеть - то есть визуализирует - изображение различными способами, без изменения данных (например уровень яркости) изображения. На минутку задумайтесь об этом, так как это противоречит алгоритму большинства программ по обработке изображений. В Photoshop-е, GIMP-е, Paint-е и многих других похожих программах для того, чтобы например, сделать изображение ярче Вы должны поднять Уровни, Кривые или их эквиваленты и реально изменить данные изображения. В IRIS же, однако, можно произвольно установить Уровень Черного (точка, ниже которой все данные изображения будут отображаться на экране как черные) и Уровень Белого (точка, выше которой все данные изображения будут отображаться на экране белым) отображая или визуализируя на экране значения между этими уровнями Черного и Белого.
    По сути это является способом "выделения" интересующего диапазона значений яркости изображения с целью "видеть" изображение одним из удобных способов. Это особенно ценно для "линейных" данных изображения, отснятого DSLR камерами в RAW режиме, которые было бы очень трудно "визуализировать" без предварительного агрессивного растяжения контраста. Что замечательно в IRIS, так это его возможность визуализировать такие данные без применения растяжения контраста. Уровни Белоги и Черного в IRIS устанавливаются при помощи "ползунков визуализации" в окне Threshold. Они также могут быть установлены в определенные значения консольной командой visu.
    Эта концепция "визуализации" возможно, по-прежнему смущает Вас. Не стоит волноваться, если это так. С приобретением некоторого опыта использования программы это станет Вашей второй натурой. Важной вещью, которая поможет двинуться дальше является следующее положение, которое я склонен считать Фундаментальной Теоремой Визуализации в IRIS:
    Если изображение в IRIS выглядит не таким, каким Вы ожидали его увидеть, то существует прекрасный шанс того, что для того, чтобы изображение стало таким, каким Вы желаете его видеть, потребуется всего лишь простая настройка Порогов Визуализации.
    Зачастую, но не всегда "приемлемая" визуализация изображения - в частности линейное (нерастянутое) изображении - может быть получено нажатием в окне Threshold кнопки Auto. Если это не сработало, попробуйте после нажатия кнопки Auto подвинуть верхний ползунок вправо и/или нижний ползунок влево.
    Теперь, когда мы настроили IRIS и понимаем концепцию визуализации, начнем работу : 

        Создание Master Flat-а

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

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

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

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

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

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

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

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

Создание Master Dark-а 

        1.   Конвертируем RAW Darks в формат PIC (CFA). Используйте ту же процедуру, что и в разделе Создание Master Flat-а. Назовите последовательность d (dark).
        2.   Создание Master Dark-а. В настоящее время для создания Master Dark-а я использую метод медианного сложения отдельных Dark-ов. Привожу простой способ выполнения этого в командном окне:
        >smedian d N
        >save master-dark 
        где N количество Dark кадров (в моем случае обычно 9). 
        3.   Идентификация горячих пикселей. Для определения горячих пикселей в Master Dark используем процедуру, описанную в разделе Создание Master Flat-а. Здесь нашей целью является получить порядка нескольких сотен горячих пикселей. Приведенный для 350D алгоритм "Mean + (16 х Sigma)" работает здесь аналогично. Вам потребуется поэкспериментировать. Привожу пример:
        >load master-dark
        >stat
        Mean: 120.3 Median: 119
        Sigma: 9.5
        Maxi.: 4008.0 Mini.: 91.0
        >find_hot cosmetic 272.3
        Hot pixels number: 82 
        где cosmetic - название файла в который IRIS сохранит список горячих пикселей, а порог (272.3) вычеслен по формуле Mean + (16 х Sigma); т.е. 120.3 + (16 х 9.5). 
        4.   (По желанию) Очистка диска. Если есть желание сберечь дисковое пространство, то на данном этапе Вы можете удалить из рабочей папки IRIS все файлы кроме RAW файлов своей камеры, а также файлов master-flat.pic, dummy-offset.pic, master-dark.pic и cosmetic.lst. 

Калибровка Light-ов 

        1.   Конвертируем RAW Light-ы в формат PIC (CFA). Используйте ту же процедуру, что и в разделе Создание Master Flat-а. Назовите последовательность l (light).
        2.   Калибровка Light-ов на основе Master Flat-а, Master Dark-а и Файла Горячих Пикселей. Вызовем меню Digital Photo ' Preprocessing... и введем следующие параметры: Input generic name (шаблон исходных файлов)= l (это l как в light, а не единица), Offset = dummy-offset, Dark = master-dark (Optimize = не отмечено), Flat-field = master-flat, Cosmetic file = cosmetic, Output generic name (шаблон итоговых файлов) = ldf (light с примененными dark и flat), and Number = N, где N это количество имеющихся в наличии Light кадров. Для каждого Light кадра IRIS вычтет master-dark, разделит на master-flat, исправит горячие пиксели и сохранит результат в новом файле. 

Конвертирование CFA в RGB 

        Введем следующую команду:
        >cfa2pic ldf ldfrgb N 
        где N это количество Light кадров. IRIS интерполирует отсутствующие цветовые данные для конвертирования калиброванных Light-ов - которые пока еще в формате CFA- в полноцветные изображения (RGB). 

        Регистрация 

    Для IRIS v4.34 используем следующую автоматическую процедуру для сдвига (преобразования), вращения и, при необходимости, масштабирования калиброванных Light кадров с целью выравнивания их для последующего сложения:
        >setspline 1
        >coregister2 ldfrgb ldfrgbreg N 
        где N количество Light кадров. Это отнимет у Вас некоторое время, поэтому расслабьтесь, откиньтесь на спинку кресла или перекусите бутербродом. Если IRIS не выдал никаких ошибок, то у Вас все получилось и можно переходить к следующему шагу (Обрезке). 
    Если же по какой-либо причине произошла ошибка попробуйте вместо этого использовать метод "Три совпадающих зоны":
        >setspline 1
        >coregister4 ldfrgb ldfrgbreg 512 N 
    Если же и тут произошла какая-либо ошибка, то Вам, возможно, потребуется настроить алгоритм IRIS совпадения звезд путем настройки количества и яркости звезд, которые он использует для синхронизации кадров. Вот соответствующая команда:
        >setfindstar sigma 
        где большее значение sigma говорит IRIS использовать только самые яркие (но не перенасыщенные) звезд, а меньшее значение sigma говорит IRIS использовать более тусклые звезды. По умолчанию sigma имеет значение 7.0. Для снимков с кучей звезд, таких, например, как правильно выдержанные снимки объектов в/около Млечного Пути попробуйте увеличить sigma до значений около 8.0 или 10.0. Для снимков с малым количеством звезд попробуйте уменьшить sigma до значений, близких к 5.0. Эсли это не сработало, то попробуйте изменять sigma в противоположном направлении. В любом случае, выполнив команду setfindstar повторите команды coregister2 или coregister4 как указано выше. Если IRIS выполнил эти команды успешно Вы можете переходить к следующему шагу (Обрезке). 
    Если и после этого IRIS продолжает испытывать трудности с автоматической регистрацией Вашей последовательности кадров то, в крайнем случае, можно использовать более простой метод регистрации по "одной звезде". Однако, к сожалению, данный метод не может автоматически "повернуть" Ваши калиброванные Light-ы для предотвращения эффекта поворота поля (который, в целом, вызван ошибкой полярного выравнивания). Для этого: 

           Загрузим первый кадр из последовательности, например >load ldfrgb1 
           При помощи мышки обведем прямоугольником отдельную (но не перенасыщенную!) звезду возле центра изображения. Для определения того, перенасыщена звезда или нет Вам, возможно, придется настроить ползунки визуализации. 
           Вызовем меню Processing ' Stellar registration... и введем следующие заначения: Input generic name (шаблон исходных файлов) = ldfrgb, Output generic name (шаблон итоговых файлов)= ldfrgbreg, Method = One star, Spline resample = (отмечен). 

    Примечание: более приемлемым, чем описанный выше метод "одной звезды" в качестве "спасательного круга" будет использование команды rregister, которая может осуществлять преобразование (сдвиг) и вращение поля. Для более детального ознакомления можно просмотреть веб-страницу Christian-а. В частности просмотрите раздел Compensate field rotation (Компенсация вращения поля) в IRIS Tutorial и описание Команды RREGISTER в заметках v3.54 Release Notes. Ну а если ничего из приведенного выше не помогло, напишите письмо в Группу Yahoo Iris_software и Вам постараются помочь. 

        Обрезка 

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

        1.   Сделаем простое черновое сложение зарегистрированных изображений:
        >add_norm ldfrgbreg N 
  &nb