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Informazioni sui formati
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.
YUV è un formato dati pixel grezzi che memorizza le immagini nel modello di colore Y'UV, dove i dati immagine sono separati in una componente di luminanza (Y', che rappresenta la luminosità) e due componenti di crominanza (U/Cb e V/Cr, che rappresentano i segnali di differenza cromatica). Il modello di colore YUV ha avuto origine con la trasmissione televisiva a colori analogica — specificamente con il sistema NTSC adottato nel 1953 e il sistema PAL nel 1967 — dove la retrocompatibilità con i ricevitori in bianco e nero esistenti richiedeva la separazione delle informazioni di luminosità da quelle di colore. Nell'imaging digitale, lo standard ITU-R BT.601 (1982) ha formalizzato la codifica digitale YCbCr derivata dal modello YUV analogico, definendo le matrici di conversione e la precisione dei campioni utilizzate da praticamente tutti i sistemi di video digitale e broadcast. I file YUV grezzi non contengono intestazione, compressione o metadati — sono sequenze piatte di campioni di luminanza e crominanza in un ordine specificato (4:4:4, 4:2:2, 4:2:0 o altri rapporti di sottocampionamento), che richiedono la specifica esterna di dimensioni, profondità di bit e schema di sottocampionamento. La modalità di sottocampionamento 4:2:0 (dove la crominanza ha metà della risoluzione orizzontale e metà di quella verticale rispetto alla luminanza) è particolarmente comune, usata da H.264, H.265, AV1 e dalla maggior parte dei codec video consumer. Un vantaggio è la compatibilità diretta con la pipeline video: i dati YUV sono il formato di input nativo per i codificatori video, i controller hardware dei display e gli ISP dei sensori delle telecamere, rendendo lo YUV grezzo la rappresentazione più diretta per l'elaborazione e l'analisi video con precisione al fotogramma. L'efficienza percettiva del modello di colore YUV è un altro punto di forza fondamentale — separare la luminanza dalla crominanza consente un sottocampionamento efficace che dimezza o riduce a un quarto i dati del colore con un impatto visibile minimo. I dati YUV sono elaborati da FFmpeg, ImageMagick e tutti gli strumenti di elaborazione video.