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Informazioni sui formati
RAF (RAW Format) è il formato immagine RAW proprietario usato dalle fotocamere digitali Fujifilm, introdotto nel 2000 con la FinePix S1 Pro e continuato nell'intera gamma mirrorless X-series e nel sistema medio formato GFX. I file RAF catturano la lettura grezza non elaborata dai sensori d'immagine Fujifilm — in particolare i design SuperCCD, EXR e X-Trans — a 12 o 14 bit per canale, preservando le informazioni tonali e cromatiche complete prima di qualsiasi elaborazione in-camera. Ciò che rende RAF distintivo tra i formati RAW è l'array di filtri colore X-Trans di Fujifilm: invece del pattern Bayer RGGB standard 2x2 usato da praticamente tutti gli altri produttori, X-Trans utilizza un pattern semi-casuale 6x6 che distribuisce i campioni colore in modo più organico, riducendo il moire e i falsi colori senza richiedere un filtro ottico passa-basso. I file RAF da sensori X-Trans richiedono algoritmi di demosaicizzazione specializzati che differiscono dall'elaborazione Bayer standard. Il formato memorizza metadati estesi tra cui la selezione della modalità Film Simulation di Fujifilm (Provia, Velvia, Astia, Classic Chrome, Acros e altre ispirate alle pellicole analogiche), le impostazioni dell'effetto grana, la modalità gamma dinamica e i dati di correzione dell'obiettivo per le ottiche Fujinon XF e XC. Un vantaggio è l'eredità delle Film Simulation — i decenni di esperienza di Fujifilm nelle emulsioni fotografiche informano la scienza del colore incorporata nei metadati RAF, e i fotografi possono passare da una resa ispirata alla pellicola all'altra in post-produzione senza perdita di qualità. I file RAF sono supportati da Adobe Lightroom, Capture One, X RAW Studio di Fujifilm, dcraw, RawTherapee e altri importanti processori 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.