Konwerter plików X3F (RAW) do FTS
Konwertuj swoje pliki w formacie x3f do formatu fts przez Internet i bezpłatnie
x3f
fts
Jak przekonwertować plik w formacie X3F do formatu FTS
Wybierz pliki z komputera, dysku Google, usługi Dropbox, adresu URL lub po prostu przeciągnij plik na stronę.
Wybierz format fts lub inny potrzebny Ci format (spośród ponad 200 wspieranych formatów).
Poczekaj, aż plik zostanie przekonwertowany do formatu fts; od razu po konwersji możesz go pobrać.
O formatach
X3F to własnościowy format obrazów RAW stosowany przez aparaty Sigma wyposażone w sensory obrazu Foveon X3 z bezpośrednią rejestracją, wprowadzony w 2002 roku wraz z Sigma SD9 — pierwszą lustrzanką cyfrową z matrycą rejestrującą pełną informację kolorystyczną w każdej lokalizacji piksela. W odróżnieniu od konwencjonalnych aparatów stosujących tablicę filtrów kolorów Bayera (gdzie każdy piksel rejestruje tylko jeden kolor, a dwa pozostałe są interpolowane), sensor Foveon X3 układa trzy warstwy fotodiod w każdym punkcie piksela, wykorzystując zależną od długości fali absorpcję krzemu do jednoczesnej rejestracji światła niebieskiego, zielonego i czerwonego. Pliki X3F przechowują zatem zasadniczo odmienny rodzaj surowych danych: trzy kompletne płaszczyzny kolorów zarejestrowane w tej samej lokalizacji przestrzennej, bez potrzeby demozaikowania. Jedną z zalet jest brak artefaktów demozaikowania: ponieważ każdy piksel rejestruje wszystkie trzy kolory natywnie, obrazy X3F wykazują ostrość i dokładność kolorystyczną per piksel, której sensory Bayera osiągają dopiero po interpolacji — nie ma moire, fałszywych kolorów ani utraty rozdzielczości przestrzennej z kroku rekonstrukcji koloru. Daje to jakość renderowania, którą wielu fotografów opisuje jako wyjątkowo trójwymiarową i filmową, szczególnie przy niskich czułościach ISO. Pliki X3F można przetwarzać za pomocą oprogramowania Photo Pro firmy Sigma, a także dcraw, Iridient Developer i innych konwerterów RAW.
FTS to rozszerzenie pliku dla Flexible Image Transport System (FITS), standardowego formatu danych używanego w astronomii od 1981 roku, kiedy został zdefiniowany przez Dona Wellsa, Erica Greisena i R.H. Hartena w National Radio Astronomy Observatory, a następnie zatwierdzony przez Międzynarodową Unię Astronomiczną w 1982 roku. FITS został zaprojektowany od początku jako samoopisujący się format archiwalny: każdy plik zaczyna się od jednego lub więcej 2880-bajtowych bloków nagłówkowych zawierających pary klucz-wartość ASCII opisujące wymiary danych, układ współrzędnych, parametry obserwacji i proweniencję, po których następują bloki danych w różnych typach numerycznych — 8/16/32/64-bitowe liczby całkowite i 32/64-bitowe wartości zmiennoprzecinkowe IEEE. FITS obsługuje wielowymiarowe tablice (obrazy, kostki danych, hiperkostki), tablice binarne dla danych katalogowych oraz tablice ASCII, z wieloma jednostkami nagłówek/dane (HDU) współistniejącymi w jednym pliku. Format obsługuje specjalistyczne dane astronomiczne: kostki widmowe, dane widoczności z radiointerferometrii, obrazy mozaikowe z wielorozszerzeniami z matryc CCD oraz fotometrię szeregów czasowych. Jedną z zalet jest rygor naukowy: FITS wymaga, aby wszystkie metadane niezbędne do fizycznej interpretacji danych — transformacje współrzędnych (WCS), kalibracja fotometryczna, parametry teleskopu i instrumentu — towarzyszyły plikowi, eliminując problem utraty metadanych, który dotyka ogólnych formatów obrazów w kontekstach naukowych. Trwałość formatu i wsparcie instytucjonalne to kolejna zaleta — praktycznie każde obserwatorium, teleskop kosmiczny (Hubble, James Webb, Chandra) i oprogramowanie astronomiczne (DS9, IRAF, Astropy) używa FITS jako podstawowego formatu danych.