4.3 Traitement des images
4.3.2 Calibration radiométrique et correction du bruit
Les données sont maintenant prêtes à être traitées. Le premier traitement consiste à corriger du bruit les données et à les calibrer radiométriquement de manière à obtenir la réflectance de la surface observée.
Correction de bruit
Derrière le terme bruit se cache différentes anomalies liées à l’acquisition, la transmission et le post-traitement des données. Ce "bruit" peut donc être de diverse nature comme des effets mouche- tés, piqués, tâchés, réticulaires etc. Ainsi, trois types de bruits se distinguent :
– Bruit aléatoire : lié à des erreurs de transmission des données causant aléatoirement une al- tération dans l’image. Un filtrage de type "passe-bas" peut généralement corriger ce type de bruit.
– Bruit fixe : lié à des pixels défaillants sur le capteur CCD, ce type de bruit est souvent corrigé en recalculant une valeur de pixel par moyenne pondérée des pixels adjacents.
9Spacecraft and Planetary ephemeredes, Instrument C-matrix and Event kernel
– Bruit cohérent : résultant de signaux électroniques erronés lors de l’acquisition à bord du satellite. Le bruit résultant se présente sous la forme de trames s’additionnant aux données acquises. Des algorithmes spécifiques sont implémentés dans ISIS pour supprimer ce type de bruit.
À cela, s’ajoutent des artéfacts de diverses natures liés à des défauts des lentilles sur les téléscopes ou encore sur les capteurs CCD qu’équipent les caméras. Ces artéfacts sont supprimés par les mêmes méthodes que celles utilisées contre le bruit.
Calibration radiométrique
Cette étape consiste à recalculer le DN à l’aide de paramètres propres à la caméra comme la vi- tesse d’ouverture (temps d’exposition du capteur CCD à la lumière), le vignettage – assombrissement à la périphérie de l’image lié à l’optique utilisée par la caméra– la température, etc. La vignettage peut entraîner jusqu’à 20% d’écart de luminosité entre la périphérie et le centre de l’image (Figure
4.5).
FIG. 4.5: Exemple de vignettage (ou dark field) sur une image acquise par le Mars Exploration Rover Micro-
scopic Imager. L’écart sur cette image atteint 30%, un système idéal devrait obtenir un DN identique sur toute l’image.
Une image radiométriquement corrigée contient donc des valeurs de DN proportionnelles à la luminance de la scène observée. Ainsi, le contenu d’une image ISIS radiométriquement calibrée n’est rien d’autre que la réflectance, c’est à dire le rapport entre l’énergie réflechie sur l’énergie incidente. On parle de rapport I/F pour Irradiance sur le Flux solaire. Cette réflectance se calcule dans ISIS depuis la relation :
R = s 2 ω0 " I − z + ∆ α − γ ǫ − µ # (4.3.1) où I est la valeur mesurée, z l’offset fixe, ∆ l’offset système, α le gain système, γ le gain dépendant de l’offset, ǫ le temps d’ouverture, µ le dark, s la distance au Soleil et ω0 un paramètre de sensibilité de la caméra à la distance au Soleil. Le résultat obtenu pour des images CTX et MOC est illustré à la Figure4.6.
Cas particulier de la caméra HiRISE
Composée de 14 capteurs CCD (10 pour le rouge, 2 pour le bleu-vert et 2 pour le proche in- frarouge), la caméra HiRISE se montre beaucoup plus complexe.Comme pour les autres caméras, l’ensemble des traitements préliminaires sont effectués sous ISIS. La calibration radiométrique s’ef- fectue pour chacun des canaux, corrigeant ainsi l’offset, le vignettage, le gain pour ainsi obtenir le rapport I/F , soit la réflectance en chacun des pixels, suivant l’équation :
Z = H − B0∗ L
L ∗ A0∗ G ∗ I ∗
1.5
AU
2
où, H est l’image corrigée de l’offset et du vignettage, B0 = un facteur de correction du vignet- tage intra-canal, A0 = correction de gain intra-canal, G = correction de gain global, normalisé par canal, L = le temps d’observation par ligne, I le facteur de conversion du rapport I/F à la distance Mars-Soleil, AU la distance Mars-Soleil à l’instant de l’observation et Z l’image radiométriquement corrigée.
À ce stade, des instabilités de l’instrument (liées aux vibrations lors du frottement avec l’atmo- sphère martienne en particulier) ne permettent généralement pas de corriger tous les défauts dans l’image. Ainsi, une seconde étape de correction permet d’homogénéiser l’image colonne par co- lonne, canal par canal et capteur CCD par capteur CCD. Cette correction colonne-colonne s’effectue par simple calcul de la valeur moyenne par colonne puis un filtrage passe-haut afin d’éliminer l’in- formation basse fréquence attribuée à l’information de la scène.
Le résultat du filtre passe-haut est ensuite retiré de l’image. Les canaux CCD sont enfin ajustés entre-eux de manière à s’accorder radiométriquement en bordure et ainsi obtenir une image homo- gène sur l’ensemble de la scène.
(a) (b) (c) (d)
FIG. 4.6: Exemples de calibration pour des images CTX et MOC. (a) Une image CTX brute (no
P20_008906_1685_XN_11S067W). (b) Image CTX calibrée. (c) Image MOC (noR0600915) brute. (d) Image
MOC calibrée. On observe des pixels erronés rémanents sur les deux images calibrées qui n’ont pas pu être corrigés.
Le capteur HiRISE est particulièrement complexe, ainsi les images demandent un traitement lourd en temps de calcul (de l’ordre de plusieurs jours pour une image).
Projection des données
Outre les corrections radiométriques, ISIS a la capacité de convertir les coordonnées de chaque pixel en coordonnées géograhiques à partir des données SPICE préalablement chargées. Reste à définir le type de projection voulu et les paramètres associés (Figure4.7).
La taille des images pouvant parfois atteindre des volumes importants (plusieurs gigaoctets) et le nombre nécessaire d’images à traitées étant significatif, des procédures semi-automatiques ont été mises en place à l’IPGP sur un serveur dédié à ce travail de thèse.