Selekcja zdjęć: Blink czy SubframeSelector — jak wybrać właściwie
Po całonocnej sesji na dysku leżą dziesiątki, a nawet setki klatek light, i pierwsze pytanie, z którym musisz się zmierzyć, brzmi: które zostawić, a które wyrzucić? W programie PixInsight prowadzą do tego dwie drogi — jedna to oprzeć się na procesie Blink i ocenić wszystko własnymi oczami, druga to pozwolić, by SubframeSelector (dalej w skrócie SS) zmierzył klatki i wystawił im punkty za ciebie. W tym artykule zbieram to, czego przez ostatnie lata nauczyłem się o selekcji zdjęć, i opowiadam, jakie miejsce zajmuje każde z tych dwóch narzędzi oraz jakich wyborów naprawdę dokonuję w praktyce.
Początkujący: najpierw zaufaj własnym oczom i mózgowi
Wiele osób od samego początku rzuca się na SS i rozkłada na czynniki pierwsze liczby każdej klatki: FWHM, SNRWeight, Noise i tak dalej. Ale jeśli liczba twoich klatek nie jest duża (na przykład poniżej 50 do 100), szczerze mówiąc SS niekoniecznie na wiele się przyda, a szybki przegląd w procesie Blink bywa wręcz szybszy.
Co ważniejsze, między tymi wartościami pomiarowymi nie ma żadnego koniecznego związku. O ile nie chodzi o wartość zupełnie absurdalną — na przykład o klatkę, na której w ogóle nie ma gwiazd — samo patrzenie na liczby nie jest bardziej wiarygodne niż ocena okiem, ani też niekoniecznie szybsze.
Często przytaczam pewien przykład: kiedyś zapytał mnie o selekcję klatek za pomocą SS jeden z kolegów po fachu. Początkującym zawsze radzę to samo — najlepiej zacząć od procesu Blink w połączeniu z własnymi oczami i mózgiem. Prawie wszystko, co potrafi SS, potrafią też oczy plus mózg, a w samym SS kryje się w rzeczywistości kilka pułapek, które mogą wręcz doprowadzić do błędnej oceny jakości zdjęcia.
Najbardziej typowa jest sytuacja „wyższy SNR, a mimo to kiepska jakość zdjęcia”. Częstą przyczyną są cienkie chmury, przez które gwiazd jest mniej, więc wartość SNR zostaje wywindowana w górę, choć ta klatka w rzeczywistości nie nadaje się do użytku. Takich przypadków nie da się poprawnie ocenić bez uwzględnienia innych zmiennych; ale ludzki mózg plus oczy często w sekundę dostrzegają, że ta klatka jest kiepska.
Zaufaj więc najpierw własnemu mózgowi i własnym oczom i przyjrzyj się spokojnie zdjęciom, które zrobiłeś.
Klatki, które odrzucam od razu na etapie Blink
Na tym etapie, czyli w procesie Blink, jest kilka rodzajów klatek, które odrzucam w chwili, gdy je zobaczę, bez dalszych wahań:
- Zasłonięcie przez koło filtrowe
- Poważne smużenie gwiazd (trailing)
- Jeszcze poważniejsze smużenie
- Poważne rozogniskowanie (w środku gwiazd pojawia się czarna dziura)
- Zachmurzenie tak silne, że obiektu prawie nie widać
- Dach obserwatorium, który wszedł w kadr
Jest jeszcze jeden, bardziej podchwytliwy przypadek, o którym dotąd nie wspomniałem: klatki zrobione przy mocno otwartej przysłonie, a do tego zakłócone przez cienkie chmury na dużej wysokości. Kłopot z nimi polega na tym, że problem zwykle wychodzi na jaw dopiero po zakończeniu integracji i złożeniu RGB — gwiazdy okazują się rozlane. Jeśli w całej partii liczba normalnych klatek nie jest większa niż liczba tych zakłóconych przez wysokie chmury, to takie klatki z rozlanymi gwiazdami pozostaje już tylko odrzucić i powtórzyć sesję.
Rola procesu SubframeSelector: pomiar liczbowy i ważenie
Czy zatem SS jest bezużyteczny? Oczywiście, że nie. Podstawową funkcją SS jest zmiana wagi każdej klatki według ustawionych warunków albo na podstawie wartości pomiarowych, a następnie wyeksportowanie klatek. Innymi słowy, jego prawdziwa wartość nie leży w tym, że „wybierze za ciebie jedną z dwóch i ją odrzuci”, lecz w tym, że „przypisze różne wagi każdej w zasadzie akceptowalnej klatce”, dzięki czemu wejdą one do integracji z różnym udziałem.
SS potrafi zmierzyć niemało parametrów. Jeśli na przykład chcesz oceniać po kształcie gwiazd, możesz posiłkować się parametrem eccentricity (mimośród gwiazdy). Mierzy on, jak bardzo zdeformowany jest zarys gwiazdy: dla eliptycznego zarysu gwiazdy, przyjmując średnicę osi wielkiej jako a, a średnicę osi małej jako b (przy czym a jest większe lub równe b), mimośród równa się pierwiastkowi kwadratowemu z (1 − b² / a²), a stosunek osi gwiazdy wynosi b / a. Im mimośród bliższy 0, tym gwiazda okrąglejsza; im bliższy 1, tym bardziej jest rozciągnięta.
W praktyce sortuję sprawdzane klatki według okrągłości gwiazd, a potem wracam do procesu Blink, żeby zobaczyć, co właściwie dzieje się z tymi, które wypadły gorzej pod względem okrągłości — i oczywiście można wziąć pod uwagę także inne parametry.
Jak robię to teraz
Szczerze mówiąc, poza etapem Blink, gdzie nadal patrzę własnymi oczami, prawie całą pracę oceniającą oddałem komputerowi. Pokazywanie SS w artykule służy raczej temu, żeby wszyscy zrozumieli logikę jego działania; gdy przychodzi co do czego, pozwalam komputerowi automatycznie przypisać wagi klatkom na podstawie kilku parametrów naraz, a potem łączę to z odpowiednim algorytmem odrzucania pikseli (pixel rejection) i odpowiednimi ustawieniami, żeby wykonać integrację.
Celem takiego postępowania jest to, żeby każda w zasadzie akceptowalna klatka weszła do integracji z odpowiednią wagą i wniosła dokładnie tyle, ile wnieść powinna, żeby zoptymalizować wykorzystanie wykonanych klatek i uzbieranego całkowitego czasu ekspozycji oraz podnieść SNR zdjęcia obiektu tak wysoko, jak to możliwe.
Cały przebieg można więc rozumieć tak: Blink (oczy na straży, odrzucanie bubli) → przekazanie komputerowi do pomiaru i ważenia → integracja. Oczy zajmują się tym, co da się ocenić w sekundę, komputer tym, co wymaga precyzyjnego wyliczenia wag — każdy na swoim posterunku.