Conversor X3F (RAW) a FTS
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Sobre los formatos
X3F es el formato de imagen RAW propietario utilizado por las cámaras Sigma equipadas con sensores de imagen directa Foveon X3, introducido en 2002 con la Sigma SD9 — la primera cámara réflex digital en utilizar un sensor qué captura información de color completa en cada ubicación de píxel. A diferencia de las cámaras convencionales qué usan un filtro de color Bayer (dónde cada píxel registra solo un color y los otros dos se interpolan), el sensor Foveon X3 apila tres capas de fotodiodos en cada sitio de píxel, aprovechando la absorción dependiente de la longitud de onda del silicio en profundidad para capturar luz azul, verde y roja simultáneamente. Los archivos X3F almacenan por tanto un tipo de datos crudos fundamentalmente diferente: tres planos de color completos capturados en la misma ubicación espacial, sin necesidad de demosaicado. El formato utiliza un contenedor propietario con múltiples secciones de datos qué incluyen los datos crudos del sensor (comprimidos mediante un esquema basado en Huffman), vistas previas JPEG incrustadas, metadatos de la cámara y parámetros de procesamiento específicos de Sigma. Una ventaja es la ausencia de artefactos de demosaicado: dado qué cada píxel registra los tres colores nativamente, las imágenes X3F exhiben una nitidez y precisión cromática por píxel qué los sensores basados en Bayer solo alcanzan después de la interpolación — no hay moire, no hay color falso y no hay pérdida de resolución espacial por la reconstrucción del color. Esto produce una calidad de renderizado qué muchos fotógrafos describen como singularmente tridimensional y cercana al film, particularmente en ajustes ISO bajos. Los archivos X3F pueden procesarse usando el software Photo Pro de Sigma, y también son compatibles con dcraw, Iridient Developer y otros conversores RAW.
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.