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同态滤波利用去除乘性噪声(Multiplicative noise)，可以同时增加对比度以及标准化亮度，借此达到图像增强的目的。
一副图像可以表示为其照度(illumination)分量和反射(reflectance)分量的乘积，虽然在时域上这两者是不可分离的，但是经由傅立叶转换两者在频域中可以线性分离。由于照度可视为环境中的照明，相对变化很小，可以看作是图像的低频成份；而反射率相对变化较大，则可视为高频成份。通过分别处理照度和反射率对像元灰度值的影响，通常是借由高通滤波器(high-pass filter)，让图像的照明更加均匀，达到增强阴影区细节特征的目的。
对于一副图像，可表示为照射分量和反射分量的乘积，即
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黄超巨星（yellow supergiant，缩写为“YSG”）是光谱类型为F或G的超巨星，这一类型恒星的初始质量介于10至40太阳质量之间，并且多数会在演化过程中损失超过一半的质量。质量低的恒星光度也较低，会被归类为黄巨星，但高质量的也不会发展成为蓝超巨星。
多数离开主序带的黄超巨星只会在这个阶段维持数千年，很快的就会冷却并且膨胀成为红超巨星，所以他们比红超巨星更为罕见。黄超巨星在耗尽核心的氢之后，在核心外层继续燃烧氢。核心的氦在某一个点被顺利地点燃，并发展成为红超巨星，但模型的变异上不能确定是在黄超巨星阶段，还是在成为红超巨星阶段之后才点燃了氦。
黄超巨星位于赫罗图上的不稳定带，因为它们的动态会导致温度和亮度的不稳定。在不稳定带观测到的恒星多数都是变星，像是次巨星的天琴RR变星、巨星的室女W型变星（第二型造父变星）、和较亮的巨星和超巨星的经典造父变星。此外，有许多罕见的黄超巨星变星，像是金牛座RV型变星，后来被认为是前AGB星和北冕座R，极不寻常的是几乎没有氢的富碳星。上述的不稳定带还发现更不稳定的黄特超巨星（也就是更为明亮），有著更不规则的脉动和大质量的损失。多数的黄特超巨星不是已经成为红超巨星，就是演化成为bluewards。然而，至少HD 33579是个例子，它是首度演化成为红超巨星的一个例子。
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