Iris

di Gianfranco Benegiamo

La diffusione dei dispositivi elettronici a scorrimento di carica, meglio conosciuti come CCD (Coupled Charge Device), ha avvicinato numerosi astrofili all'elaborazione delle immagini digitali per estrarre da esse, attraverso procedimenti generalmente non previsti dai comuni programmi di grafica, la massima informazione contenuta.

Il software destinato a queste finalità può diventare uno strumento veramente efficace quando è sviluppato in stretta collaborazione con gli utilizzatori finali e Iris di Christian Buil, l’astrofilo francese noto per avere scritto uno dei primi manuali divulgativi (CCD Astronomy) sull’uso e la costruzione delle camere digitali, sembra destinato a soddisfare le esigenze, anche le più evolute, del mondo amatoriale.

Il programma è messo a disposizione dalla Association des Utilisateurs de Détecteurs Electroniques, guidata dallo stesso Buil, la cui principale missione è divulgare le conoscenze necessarie a costruire un economico CCD ( Audine) in grado di ampliare enormemente le possibilità d'indagine in molti settori dell’astronomia.

Iris è distribuito come file compresso, di dimensioni pari a 1,8 MB, e può essere adoperato per uso personale senza alcuna limitazione; il programma è accompagnato da un manuale di istruzioni e, per prendere confidenza con le sue principali funzionalità, da numerose immagini di prova. La versione esaminata, 3.53 del 28 ottobre 2001 scritta per l’ambiente Windows 95/98/NT, può elaborare immagini nei formati FITS (lo standard di fatto in campo astronomico), PIC (un formato proprietario dell’applicazione) e il comunissimo BMP.

I comandi di Iris sono una parte importante di quelli presenti nel software commerciale QMiPS32, per DOS-32bit, scritto dallo stesso Buil.

Le azioni più ricorrenti sono attivate da alcuni tasti di accesso rapido, ma alle molte altre disponibili si accede soltanto scrivendo delle linee di istruzione in un’apposita finestra di dialogo: il linguaggio usato, una sorta di Basic elementare, consente di attivare oltre duecento funzioni diverse.

La sintassi adottata prevede una parola di comando seguita da un solo argomento, come nel caso di LOAD [nome del file] usato per visualizzare un’immagine, oppure SAVE [nome del file] per salvarla nella directory e nel formato predefiniti; gli argomenti sono invece multipli nel caso di ROT [x] [y] [angolo], il cui compito è ruotare l’immagine attorno al punto di coordinate (x, y).

Iris mette a disposizione dei veri e propri macro-comandi capaci di ridurre drasticamente le azioni che talvolta occorre ripetere, come accade nei trattamenti di pre-processing, su un grande numero di immagini: basta la sola linea di istruzione ADD2 ast 10, ad esempio, per sommare le dieci immagini designate dal generico nome ast (ast1.fit, ast2.fit, ..., ast10.fit), evitando in tal modo di eseguire molte volte la medesima operazione.

I comandi dedicati alla calibrazione (dark-frame, flat-field, ecc.) e al trattamento elementare delle riprese sono numerosi, ma di questi non si darà conto per lasciare qui maggiore spazio alla descrizione di alcune delle funzioni più interessanti e rare da trovare nei programmi distribuiti nella modalità freeware.

Uno dei metodi più noti per migliorare la risoluzione delle immagini astronomiche è quello di Richardson-Lucy, usato per porre rimedio all’aberrazione sferica che affliggeva le prime fotografie del Telescopio Spaziale Hubble. Un altro algoritmo messo a disposizione dal programma, per recuperare l’informazione persa durante la formazione dell’immagine, è la deconvoluzione di massima entropia.

Questi strumenti di correzione sono applicabili soltanto a riprese quadrate, con un numero di pixel per lato uguale a potenze di due, come ad esempio 128x128, 256x256 oppure 512x512 pixel.

Entrambi i sistemi sono basati sulla funzione denominata PSF (Point Spread Function), in grado di quantificare la geometria e l’entità della dispersione subita da una sorgente luminosa puntiforme, come una stella, scelta tra quelle presenti nell’immagine da trattare. Il programma analizza il difetto complessivo dell’area selezionata, derivante dalla somma degli errori di guida e dalle distorsioni ottiche, procedendo poi ad apportare le dovute correzioni sull’intera ripresa.

Le iterazioni richieste generalmente variano da 5 a 20, secondo l'entità dei disturbi, ma ogni successivo ciclo di elaborazione porta un sempre più trascurabile miglioramento, sino a quando ha inizio un progressivo deterioramento dell'immagine.

Le operazioni matematiche di questo trattamento sono piuttosto complesse e possono richiedere lunghi tempi di calcolo, soprattutto quando si lavora su immagini di grandi dimensioni. L’algoritmo effettua una trasformata di Fourier, cui segue la deconvoluzione della ripresa originale mediante la funzione PSF, e infine una trasformata inversa ricostruisce l’immagine corretta.

Le camere CCD sono spesso utilizzate per stabilire la posizione di corpi celesti in rapido movimento, come gli asteroidi, oppure per valutare la loro luminosità: queste operazioni sono rese possibili dal confronto con le coordinate e la magnitudine delle stelle vicine.

Nelle operazioni astrometriche Iris cerca i riferimenti necessari in alcuni dei principali atlanti celesti diffusi su CD-ROM, come ad esempio Guide Star Catalog e USNO-A. Inserendo le coordinate equatoriali approssimate, per il centro del campo di cielo inquadrato, il programma tenta di sovrapporre le stelle fotografate a quelle del catalogo scelto, mostrando per quanti astri l’operazione è stata condotta a termine con successo.

I numerosi file di testo creati al termine dell'operazione possono essere utili per successive elaborazioni con fogli elettronici: uno di questi file, denominato star.lst, contiene le principali caratteristiche delle stelle trovate nell’immagine, come ad esempio coordinate celesti e magnitudine. Le stesse informazioni si hanno selezionando un qualsiasi oggetto e digitando il comando COMPUTE, mentre REC2SKY e SKY2REC convertono le coordinate proprie dell’immagine in quelle equatoriali e viceversa.

Le camere digitali registrano aree di cielo piuttosto ridotte, ma assemblando insieme numerose riprese, con tecniche denominate di mosaico, è possibile ottenere l'immagine di oggetti anche molto estesi. Questa particolare esigenza è soddisfatta da Iris con il comando MOSA che sovrappone due riprese contigue, corrette automaticamente per le differenze di luminosità e contrasto, in modo da ottenere un risultato privo di giunzioni evidenti.

Una funzione molto utile del programma è il blinking, vale a dire il rapido alternarsi di almeno due immagini della stessa area di cielo ottenute in epoche diverse, che consente di individuare la presenza di asteroidi in movimento o cambiamenti di luminosità, come nel caso di stelle variabili e supernove. Prima di attivare il comando BLINK occorre mettere a registro le immagini con l'istruzione COREGISTER che apporta le traslazioni e rotazioni necessarie ad allineare le due o tre fotografie selezionate.

Una sola linea di istruzione, del tipo UNSHARP [sigma] [coefficiente] [flag], esegue le varie operazioni richieste dalla tecnica di filtraggio denominata maschera sfuocata, usata per migliorare il contrasto delle fotografie planetarie.

L’immagine sfuocata, generata applicando un filtro gaussiano di ampiezza sigma, contiene i dettagli a basso contrasto: sottraendo dall’originale questa "maschera", dopo averla moltiplicata per l'appropriato coefficiente, si ottiene una migliore "leggibilità" delle zone ad alto contrasto.

La tradizionale tecnica fotografica della tricromia richiede immagini dello stesso oggetto riprese con i filtri rosso, verde e blu, generalmente abbinati ad uno del tipo Infrared Exclusion Filter per trattenere la radiazione infrarossa. La diversa risposta spettrale del sensore e il disomogeneo assorbimento dei filtri sono corretti bilanciando le tre riprese con il comando SCALECOLOR e infine, dopo la messa a registro, la funzione TRICHRO costruisce la corrispondente immagine a colori.

Il gradiente di rotazione è un particolare trattamento messo a punto da Steven Larson e Zdenek Sekanina su fotografie digitalizzate della cometa di Halley: l'algoritmo genera due immagini sulle quali esegue una traslazione di qualche pixel e una rotazione di alcuni gradi in direzioni opposte, centrata sul nucleo dell'astro chiomato, mediante linee di istruzione del tipo RGRADIENT [x] [y] [traslazione] [rotazione].

Il risultato ottenuto, dopo alcuni tentativi finalizzati ad ottimizzare i parametri di traslazione e rotazione, permette di individuare le deboli strutture nascoste dall'alta luminosità del nucleo cometario. Occorre prestare sempre la massima attenzione nell’impiego del trattamento di Larson-Sekanina, perché produce facilmente degli artefatti cui non corrispondono reali caratteristiche dell’oggetto esaminato.

Le immagini di galassie e comete possono essere elaborate con Iris per evidenziare come varia al loro interno la luminosità: un sistema consiste nel tracciare linee di uguale intensità, chiamate isofote, oppure riportare il valore di questo parametro sull’asse perpendicolare al piano della ripresa e realizzare così una rappresentazione tridimensionale.

Il comando MAP esegue elaborazioni cartografiche sulle sequenze di immagini planetarie. L’interpretazione e la misurazione delle formazioni superficiali di un pianeta è fortemente limitata dalle distorsioni causate dalla visione telescopica: un dettaglio in prossimità del limbo, ad esempio, appare più compresso di quando si trova al centro del disco planetario.

La cartografia, scienza nata per rappresentare sul piano la superficie terrestre, ha fornito le regole e i sistemi di proiezione ora utilizzati anche per gli altri corpi del sistema solare. La disponibilità di una mappa, premessa essenziale di qualsiasi studio morfologico, consente di stabilire l’estensione e i cambiamenti subiti nel tempo dalle principali caratteristiche superficiali di un pianeta.

Le immagini digitali di Giove, corrispondenti alla proiezione ortografica obliqua della sua superficie, riprese a distanza di un’ora e mezza circa durante l’intera notte, possono essere trasformate, con l’impiego dei comandi MAP e MOSE, nella mappa cilindrica dell’intera superficie planetaria o in una delle molte altre proiezioni messe a disposizione dal programma. Nel caso di Marte le fotografie necessarie, per giungere al medesimo risultato, dovranno essere prese nel corso di notti diverse, mentre per la Luna è possibile costruire mappe delle sole zone polari.

Le molte altre funzioni, dall'acquisizione di immagini mediante Webcam ai trattamenti utili in campo spettroscopico, potranno essere scoperte consultando il manuale o, per quelle aggiunte nelle versioni più recenti, le apposite pagine disponibili presso il sito che distribuisce il programma.

In conclusione si può consigliare Iris a tutti coloro che hanno da poco iniziato ad usare una camera CCD e intendono approfondire, senza affrontare la spesa necessaria all’acquisto di un software professionale, le tecniche di analisi ed elaborazione delle riprese astronomiche.

Il programma, fornito insieme a numerose immagini di esempio, può avere anche un’importante valenza didattica nello svelare la magia che sembra talvolta circondare questi trattamenti.

Un grazie deve essere rivolto a Christian Buil per aver messo a disposizione uno strumento, ampiamente collaudato e di notevole potenza, che non mancherà di soddisfare anche gli astrofili più smaliziati.

Ottobre 2001