Convertitore da X3F (RAW) ad FTS
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X3F è il formato immagine RAW proprietario usato dalle fotocamere Sigma equipaggiate con sensori a immagine diretta Foveon X3, introdotto nel 2002 con la Sigma SD9 — la prima fotocamera reflex digitale a utilizzare un sensore che cattura le informazioni complete del colore in ogni posizione di pixel. A differenza delle fotocamere convenzionali che usano un array di filtri colore Bayer (dove ogni pixel registra solo un colore e gli altri due vengono interpolati), il sensore Foveon X3 impila tre strati di fotodiodi in ogni sito pixel, sfruttando la profondità di assorbimento del silicio dipendente dalla lunghezza d'onda per catturare simultaneamente la luce blu, verde e rossa. I file X3F memorizzano quindi un tipo fondamentalmente diverso di dati grezzi: tre piani colore completi catturati nella stessa posizione spaziale, senza necessità di demosaicizzazione. Il formato utilizza un contenitore proprietario con molteplici sezioni dati inclusi i dati grezzi del sensore (compressi con uno schema basato su Huffman), anteprime JPEG incorporate, metadati della fotocamera e parametri di elaborazione specifici Sigma. Un vantaggio è l'assenza di artefatti da demosaicizzazione: poichè ogni pixel registra nativamente tutti e tre i colori, le immagini X3F mostrano una nitidezza per pixel e una precisione cromatica che i sensori Bayer raggiungono solo dopo l'interpolazione — non c'è moire, nessun falso colore e nessuna perdita di risoluzione spaziale dal passaggio di ricostruzione del colore. Questo produce una qualità di rendering che molti fotografi descrivono come unicamente tridimensionale e simile alla pellicola, particolarmente alle basse sensibilità ISO. I file X3F possono essere elaborati usando il software Photo Pro di Sigma, e sono supportati anche da dcraw, Iridient Developer e altri convertitori RAW.
FTS è un'estensione di file per il Flexible Image Transport System (FITS), il formato dati standard usato in astronomia dal 1981 quando fu definito da Don Wells, Eric Greisen e R.H. Harten presso il National Radio Astronomy Observatory, e successivamente approvato dall'Unione Astronomica Internazionale nel 1982. FITS è stato progettato fin dall'inizio come formato di archiviazione auto-descrittivo: ogni file inizia con uno o più blocchi di intestazione da 2880 byte contenenti coppie chiave-valore ASCII che descrivono le dimensioni dei dati, il sistema di coordinate, i parametri di osservazione e la provenienza, seguiti da blocchi dati in una varietà di tipi numerici — interi a 8/16/32/64 bit e valori in virgola mobile IEEE a 32/64 bit. FITS supporta array multidimensionali (immagini, cubi di dati, ipercubi), tabelle binarie per dati di catalogo e tabelle ASCII, con multiple unità Header/Data (HDU) che possono coesistere in un singolo file. Il formato gestisce dati astronomici specializzati: cubi spettrali, visibilità da interferometria radio, immagini mosaico multi-estensione da array CCD e fotometria di serie temporali. Un vantaggio è il rigore scientifico: FITS impone che tutti i metadati necessari per interpretare fisicamente i dati — trasformazioni di coordinate (WCS), calibrazione fotometrica, parametri del telescopio e dello strumento — viaggino con il file, eliminando il problema della perdita di metadati che affligge i formati immagine generici nei contesti scientifici. La longevità e il supporto istituzionale del formato sono un altro punto di forza — praticamente ogni osservatorio, telescopio spaziale (Hubble, James Webb, Chandra) e pacchetto software astronomico (DS9, IRAF, Astropy) utilizza FITS come formato dati primario.