GLIMR - Isophote Modeler / Residual Revealer
GLIMR steht für GaLaxy Isophote Modeler & Residual Revealer - was bedeutet das? In vielen Galaxien ist der zentrale Bereich, also der Bereich um das Core herum sehr hell und kaum strukturiert. Dabei sind auch dort viele Details vorhanden, die aber durch die viel stärkere Flächenhelligkeit des Bereiches fast komplett überstrahlt werden.
Wichtig erscheint mit vor allen weiteren Ausführungen klar zu sagen - GLIMR ist ein etwas experimentelles Tool, das nicht bei allen Arten von Galaxien funktioniert. Es funktioniert meistens bei elliptischen Galaxien, nicht bei Galaxien, die face-on liegen und auch nicht bei Galaxien, die in kompletter Seitenlage zu sehen sind. Die Wahl der drei, später erklärten Berechnungsdurchmesser ist kritisch und erfordert etwas experimentieren um zu einem errechneten Ergebnis zu gelangen.
GLIMR versucht nun, durch intelligente und einstellbare Algrorithmen genau diesen Bereich gezielt aber steuerbar zu differenzieren. Das gelingt besonders gut bei eliptischen Galaxien, geht aber mit einiger Übung in der Feinjustierung der Parameter auch bei anderen Galaxieformen. Zur Zeit dieser Review (Feb2026) ist das Auswahlwerkzeug nur als geschlossene Form - von Kreis bis Ellipse formbar - eine freie Wahl mit Ziehen einer Freiform ist noch nicht implementiert.
Man kann sowohl mit einem Bild, das Sterne enthält, also auch mit einem ensternten Bild arbeiten - beides funktioniert ohne Probleme und liefert eindrucksvolle Ergebnisse.
M81, ein Luminanzbild ohne Sterne, könnte man auch gut als Beispiel verwenden:
Ruft man GLIMR auf, so ist dies das Anfangsbild - hier M81 mit Sternen und gestreckt:
Im linken Bereich links das eingeladene Bild und rechts davon das durch den Prozess veränderte Bild - am Anfang natürlich identisch. Im rechten Bereich die Möglichkeiten und Optionen für den Prozess.
Man wählt einmal das Zentrum der Galaxie mit Shift-click(Handsymbol am Bild) auf das Core (min sma). Das kann gleich 0 blieben oder man wählt eine Größe, die dem "zentralen" Zentrum entspricht, das nur total überbelichtet erscheint. Mit ctrl und Anklicken des zweiten größeren Rings, sma0 kann man diesen verschieben und symmetrisch um das Zentrum positionieren und dann mit dem Reiterschieber in der Größe so anpassen, dass der gewünschte Bereich für eine Anhebung der zu schwachen Informationen etwa abgedeckt ist. Zuletzt reduziert man den großen äußeren Ring max sma soweit, dass der maximal zu erfassende, zu berechnende Bereich der Galaxie eingeschlossen wird.
Da Galaxien fast immer schräg liegen und auch eine unterschiedliche Elliptizität haben, kann man jetzt die drei Ringe sowohl mit PA drehen als auch mit ellipticity hinsichtlich der Ellipsenachsen anpassen.
Der Reiter step im oberen Bereich dient zur Festlegung der Anzahl der Berechnungsstufen, also der Feinheit der Berechung der gefundenen Grauwert Isophoten. Er sollte gerade so fein sein, dass die folgende Berechnung ein gutes Abbild der verstärkten Struktur liefert.
Hier ein anderes Beispiel - links war der Stepwert zu groß, also zu wenige Stufen und rechts dann passend:
der kleine helle Zentralbereich ist der Ort des Helligkeitsmaximums des Cores, nach Kombination mit der GLIMR Maske wird hier das Originalbild erscheinen. Stört das aber, so kann man den Zentralbereich auf 0 setzen, was oft von Vorteil ist.
In diesem, folgenden Fall war der Zentralbereich auf Null gestetzt da es kein wirklich total überbelichtetes Zentrum gab und so werden auch im Zentrum noch Details hervorgehoben - der zu hohe Kontrast kann durch Reduktion der Deckung bei der Kombination von Masken - Rechenergebnis und Originalbild dann entsprechend angepasst werden.
Ist eine Galaxie mit ausschweifenden Armen versehen, die je nach Entfernung unterschiedliche Winkel haben, so wird der Algorithmus versuchen, diese Drehung zu berücksichtigen und Ergebnisse liefern, die nicht dem gewünschten Bereich entsprechen. In diesem Fall muss man im Optionenmenu die Bereiche fix PA und fix Ellipticity anklicken und so die ungewünschte Rotation verhindern.
Zuerst mit der erwähnten Fehlrotation und unterhalb die korrekte Berechnung
Wenn in einer Galaxie viele feine Strukturen erwartet werden, so ist es sinnvoll, auch die komplexeren Rechenmodelle zu aktivieren - durch Anklicken der Option Add a3/b3/a4/b4 model.
Durch Klicken auf Fit Model wird die Berechnung gestartet und dauert, je nach der Feinheit der eingestellten Stufen einige Sekunden bis einige Minuten.
Danach kann man auf der rechten Darstellung - wie Anfangs erwähnt, das modellierte Ergebnis sehen und beurteilen. Wenn in Ordnung werden die 4 New Doc Ausgaben angeklickt und dadurch zur weiteren Bearbeitung zugänglich gemacht.
Zur Erstellung des fertig kombinierten Bildes wird jetzt das Model genommen und mit der Convolution und einer passend großen Pixeleinstellung zu einer stark unscharfen Maske umgewandelt. Diese Maske wird auf das Residual (visual) angewandt und mit dem Originalbild und einer passenden Kombinationstechnik - zB soft light oder auch screen verbunden. Das erhalten Bild wird dann mit dem Reiter Opacity abgestimmt und durch Schieben auf den Screenmittenbereich zu einem einzigen finalen Bild vereint.
M81, das gewählte Anfangsbeispiel, sieht dann so aus - links vor GLIMR und rechts mit GLIMR 
Die Galaxie NGC1555, die eine deutlich komplexere Form hat, kann man bei entsprechender Wahl der Parameter auch gut bearbeiten
Die hier beschriebene Methode von GLMIR ist eine gut reproduzierbarer Weg, um zentrale, überhellte Bereiche einer Galaxie hervorzuheben, die zwar noch Details beinhalten, diese aber nur durch spezielle Kontrastanhebung sichtbar gemacht werden können.
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