Conversor RAF (RAW) a FTS
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Sobre los formatos
RAF (RAW Format) es el formato de imagen RAW propietario utilizado por las cámaras digitales Fujifilm, introducido en 2000 con la FinePix S1 Pro y continuando a lo largo de toda la gama sin espejo X-series y el sistema de medio formato GFX. Los archivos RAF capturan la lectura sin procesar de los sensores de imagen de Fujifilm — destacando los diseños de sensor SuperCCD, EXR y X-Trans — a 12 o 14 bits por canal, preservando la información tonal y cromática completa antes de cualquier procesamiento de la cámara. Lo qué hace distintivo al RAF entre los formatos RAW es el filtro de color X-Trans de Fujifilm: en lugar del patrón estándar Bayer RGGB de 2x2 utilizado por prácticamente todos los demás fabricantes, X-Trans emplea un patrón semi-aleatorio de 6x6 qué distribuye las muestras de color de manera más orgánica, reduciendo el moire y el color falso sin requerir un filtro óptico de paso bajo. Los archivos RAF de sensores X-Trans requieren algoritmos de demosaicado especializados qué difieren del procesamiento Bayer estándar. El formato almacena metadatos extensos incluyendo la selección del modo Film Simulation de Fujifilm (Provia, Velvia, Astia, Classic Chrome, Acros y otros inspirados en sus películas analógicas), ajustes de efecto de grano, modo de rango dinámico y datos de corrección de lente para ópticas Fujinon XF y XC. Una ventaja es la herencia de simulación de película — las décadas de experiencia de Fujifilm en emulsiones fotográficas informan la ciencia del color integrada en los metadatos RAF, y los fotógrafos pueden alternar entre renderizados inspirados en películas durante el posprocesamiento sin pérdida de calidad. Los archivos RAF son compatibles con Adobe Lightroom, Capture One, el propio X RAW Studio de Fujifilm, dcraw, RawTherapee y otros procesadores RAW importantes.
FTS es una extensión de archivo para el Sistema Flexible de Transporte de Imágenes (FITS), el formato de datos estándar utilizado en astronomía desde 1981 cuando fue definido por Don Wells, Eric Greisen y R.H. Harten en el Observatorio Nacional de Radioastronomía, y posteriormente respaldado por la Unión Astronómica Internacional en 1982. FITS fue diseñado desde el principio como un formato de archivo autodescriptivo: cada archivo comienza con uno o más bloques de encabezado de 2880 bytes qué contienen pares palabra clave-valor ASCII qué describen las dimensiones de los datos, el sistema de coordenadas, los parámetros de observación y la procedencia, seguidos de bloques de datos en una variedad de tipos numéricos — enteros de 8/16/32/64 bits y valores de punto flotante IEEE de 32/64 bits. FITS admite matrices multidimensionales (imágenes, cubos de datos, hipercubos), tablas binarias para datos de catálogos y tablas ASCII, con múltiples Unidades de Encabezado/Datos (HDU) qué pueden coexistir en un solo archivo. El formato maneja datos astronómicos especializados: cubos espectrales, visibilidades de interferometría de radio, imágenes de mosaico multiextensión de matrices CCD y fotometría de series temporales. Una ventaja es el rigor científico: FITS exige qué todos los metadatos necesarios para interpretar físicamente los datos — transformaciones de coordenadas (WCS), calibración fotométrica, parámetros del telescopio y del instrumento — viajen con el archivo, eliminando el problema de pérdida de metadatos qué aqueja a los formatos de imagen genéricos en contextos científicos. La longevidad e el respaldo institucional del formato constituyen otra fortaleza — prácticamente todos los observatorios, telescopios espaciales (Hubble, James Webb, Chandra) y paquetes de software astronómico (DS9, IRAF, Astropy) utilizan FITS como su formato de datos principal.