La technique CCD
La CCD en astronomie ( ou l'APN, peu importe) est une technique à part entière. Ce tutoriel a pour but de vous donner les bases de l'acquisition numérique. On y traite bien entendu de la CCD en elle même mais aussi de l'instrument et de la monture qu'il faut maîtriser pour arriver à faire de belles images. On parlera également de la lumière et de ses propriétés pour mieux comprendre l'utilité et le choix à faire en fonction de l'objet. On finira enfin par parler un peu de traitement d'image pour mieux comprendre cette dernière étape qui est cruciale.
Ce tutoriel est tiré d'un cours que j'ai donné il y a quelques temps pour un magasin d'astronomie. Bonne lecture et que le ciel soit avec vous.
Pourquoi le numérique ?
Ces 2 images sont beaucoup plus parlantes qu'un long discours. Retrouvez la version numérique et la version argentique.
La version argentique a été prise avec un télescope de 300 mm en 30 minutes de pose ( par un ténor dans la photographie) , la version numérique en 60 minutes de pose avec une lunette de 100 mm de diamètre.
Au vue du résultat, il n'y a pas photo : le numérique est largement plus puissant que l'argentique même très bien maîtrisé. Mais quels sont les avantages du numérique sur l'argentique ? ou si l'on pose la question différemment : qu'est ce qui fait que tout le monde est passé au numérique ( ou presque) ?
Voici ce que j’appelle la roue du numérique ou, en un seul diagramme, ses avantages :
- Les résultats sont très rapides, en 3 à 5 séances en solitaire, on obtiens des images qui sont montrables
- Une facilité pour les acquisitions à partir du moment ou l'informatique ne rebute pas et que l'on sait manipuler un PC
- Un traitement de l'image aisé due à la puissance du numérique. On peut reprendre autant de fois que nécessaire
- Les capteurs sont très sensibles : même ceux que l'on dit peu sensibles. En argentique, au maximum on a quelques % de sensibilité, en numérique on est supérieur à 50% de sensibilité voir 95% en back-illuminated
- Coût unique une fois l'investissement de départ effectué. Pas de produits chimiques, de papier à racheter
- Puissance des traitement et rapidité. Un alignement d'images en quelques minutes contre plusieurs heures en argentique
- Linéarité des capteurs. La sensibilité de votre caméra resta identique au cours du temps pour une luminosité donnée de l'objet. En argentique, un phénomène nommé réciprocité fait que la sensibilité chute au bout d'une minute de pose. De plus on a une quasi uniformité de la réponse des caméras à la lumière ce qui permet de faire un peu de science
La chaîne d’acquisition d'image
En imagerie, toute la chaîne ci dessus est importante. La meilleure CCD du monde ne fera pas de belles images si vous ne maîtrisez pas la totalité du processus d'acquisition et de traitement de l'image.
- L'objet que l'on veut imager. En fonction de celui-ci, on décidera de la meilleure configuration à utiliser : champ, filtres, temps de pose, ...
- Suivant l'objet, le type de lumière émise est différent. Avec un peu de connaissances, suivant la lumière émise, on sélectionne le(s) bon(s) filtre(s)
- Le système optique est au cœur de la machine, il détermine en grande partie les capacités d’acquisitions de par ses paramètres ( diamètre, focale, configuration optique, ...)
- La mécanique ne doit pas être négligé. Aucune monture n'est parfaite, il fat la connaître pour corriger ses défauts.
- Le capteur numérique détermine le champ couvert et la capacité à enregistrer de l'information ( en fonction de l’optique)
- Le traitement du signal permettra de corriger les derniers défauts de la chaîne d'acquisition et de "booster" l’image pour la rendre plus agréable, plus piquée, plus détaillée, ...
Etudions chaque élément pour mieux comprender et prendre les bonnes décisions.
Le capteur numérique
Généralités
Quel que soit le capteur utilisé, il possède une structure en 2D que l'on nomme matrice de pixels ( picture elements).
Par contre 2 technologies s'affrontent : le capteur CCD et le capteur CMOS. CCD signifie Charge Coupled Device et CMSO signifie Complementary Metal Oxyde Semiconductor.
2 fournisseurs principaux se disputent le marché des CCD : Sony et Kodak. Kodak se fait encore une bonne place mais Sony est en train de le rattraper. Pour le CMOS, les fournisseurs sont plus nombreux, citons juste un incontournable l'APN : Canon.
On aime bien les couleurs. Pour en avoir il existe 2 techniques différentes : la mono-passe avec un capteur couleur, ou l'acquisition avec des filtres colorés pour chaque couche couleur avec un capteur N&B.
Avec tout ça ajoutez des termes barbares tel : microlentilles, anti-blooming, rendement quantique, ... et nous avons fait un rapide tour d'horizon de la technique.
Structure
Gros plan sur une matrice CCD. Chaque carré représente 1 pixel. 1 pixel = 1 élément photosensible. Les photons ( grains de lumière) qui arrivent sur un pixel sont transformés en électrons (courant).
Si on regarde le capteur de manière plus macroscopique, on se rend compte que le capteur est protégé par une fenêtre. Celle-ci évite que la poussière vienne se déposer sur le capteur ce qui pourrais provoquer une défaillance de celui-ci.
Si on utilise un capteur couleur, une grille alternativement rouge, vert et bleue est déposée devant les pixels. On appel cette grille matrice de Bayer ( un calcul informatique permet d'avoir la couleur en une seule image / prise de vue).
Certains capteurs sont équipés de microlentilles qui permettent de collecter plus de lumière sur le pixel et de le rendre ainsi plus sensible.
Quel que soit le capteur, il faut lire les informations de chaque pixel. 
Ce sont les pattes du capteur qui transmettent les signaux pour aller lire les pixels un à un et ainsi reconstruire l'image sur le PC.
L'informatique c'est bien mais elle a un défaut, elle ne comprend que des 0 et des 1. Mais l'intensité de la lumière n'a pas un nombre fini de valeurs mais infini, on dit que l'information est analogique. On utilise alors un CAN (Convertisseur Analogique Numérique) pour transformer cette infinité de valeurs en 0 et 1 compréhensibles par les PC. La qualité du CAN nous donnera un nombre plus ou moins important de valeurs pour coder notre information.
En électronique il y a forcément une carte avec plein de composants.Cette carte permet de piloter le capteur et de mettre en forme les signaux d'entrée et de sortie du capteur.
Matrice
Les tailles sont extrêmement différentes mais si on y regarde de plus près, la taille des pixels couvre également une très grande gamme.
La taille de la matrice doit être adaptée à l'instrument utilisé :
- 5*4 mm pour les plus petits capteurs
- 50*50 mm pour les plus grands
- Toutes les tailles intermédiaires
La taille de la matrice définit la portion de ciel imagée.
La taille du pixel doit également être adapté à l'instrument :
- Minimum 4.5 µm
- Maximum : 20 µm
- A peu près toutes les tailles intermédiaires
La taille des pixels définit l'échantillonnage ( la portion de ciel vue par chauqe pixel)
La taille de la matrice et la taille de pixels donne le nombre de pixels. Plus ceux-ci sont ombreux plus l'image sera longue à charger / traiter.
Technologie CCD vs CMOS
Les capteurs CCD équipent la majorité des caméras astronomiques, scientifiques et quelques APN et webcams.
Les capteurs CMOS équipent la majorité des APN et des webcams.
Quels sont leurs avantages et leurs inconvénients en astrophotographie :
| CCD | CMOS | |
| Rendement | Avantage | Inconvénient |
| Bruit | Avantage | Inconvénient |
| Coût | Inconvénient | Avantage |
| Dynamique | Avantage | Inconvénient |
| Blooming | Les 2 | Avantage |
| Sensibilité | Avantage | Inconvénient |
| Utilisation | Les 2 | Les 2 |
| Consommation | Inconvénient | Avantage |
| Taille pixel | Inconvénient | Avantage |
| Rapidité lecture | Inconvénient | avantage |
* Le rendement : C'est la capacité de chaque photosite (pixel) à transformer les photons en électrons. Un capteur parfait à un rendement de 1 : chaque photon est transformé en électron. L'avantage est aux capteurs CCD. Un capteur CCD moyen a un rendement compris entre 60 et 80%. Certains capteurs dits back-illuminated ont même un rendement de plus de 90%. Les capteurs CMOS ont typiquement un rendement de 50%. Attention cependant, même si un pixel est incapable de connaître la couleur du photon incident, suivant sa couleur ( ou en d'autres termes, son énergie) le rendement n'est pas identique. Cela veut dire par exemple que le pixel transformera moins bien en électrons les photons bleus que les photons verts. Le rendement du capteur est toujours donné à la longueur d'onde la plus favorable.
* Le bruit : C'est le bruit qui est émis par le capteur lui-même. 2 bruits sont importants en astronomie. Le bruit de lecture qui est émis lorsqu'on lit l'image. Il est induit par l'électronique de lecture et le capteur lui-même. ce bruit est appelé offset ou bias en astronomie. Il est indépendant du temps de prise d'image et de tout autre paramètre. Le deuxième bruit est le bruit thermique, il est émis à cause de la température qui excite les atomes du capteur et qui libèrent de temps en temps des électrons. Ce bruit est appelé dark ou noir en astronomie. Ce bruit est dépendant du temps de prise de vue. plus la pose est longue, plus il y a d’électrons émis. Il est également dépendant de la température. Plus celle-ci est élevée, plus il y a de bruit. C'est pour cela que les capteurs sont refroidis. L'avantage est aux capteurs CCD, leur technologie est moins sensible au bruit thermique.
* Le coût : L'avantage est largement aux capteurs CMOS. En effet le CMOS est basé sur la technologie des transistors. Le premier capteur est très cher à fabriquer et à développer mais la série qui suit ne coûte plus grand chose. Par contre avec la technologie CCD, que ce soit le 1 er ou le 1000 ème, le coût reste à peu près identique.
* La dynamique : C'est la capacité du capteur à discerner 2 niveaux de lumière très proche. Plus la dynamique est importante, plus 2 niveaux de lumière roches pourrons être séparées. Ce n'est pas une propriété intrinsèque du capteur mais la technologie et l'application à laquelle est dédiée le capteur influence sa dynamique. Le CMOS est orienté grand public, on associe donc des CAN moins performants qui donnent une moins bonne résolution. Le CCD est dédié aux scientifiques et est souvent codé sur 16 bits de dynamique soit 64 000 niveaux.
* Le blooming : C'est le fait que lorsqu'un pixel est plein, il se comporte comme un verre d'eau, il déborde. Les électrons vont donc remplir les pixels d'à côté. Ce remplissage possède un axe privilégié d'où des traînées verticales sur les images astronomiques. La technologie CCD ne permet pas de s’affranchir intrinsèquement de ce phénomène. Mais un système anti-blooming existe. Il consiste à masquer une partie de chaque pixel pour éviter que les électrons ne passent d'un pixel à l'autre. Mais en contrepartie, on perd environ 25% de sensibilité. L'avantage va aux capteurs CMOS qui sont intrinsèquement anti-bloming sans perte de sensibilité.
* La sensibilité : C'est en fait le rendement (capacité à détecter le lumière) du capteur en fonction de la longueur d'onde (couleur). Globalement, les capteurs ont un pic de sensibilité vers 500-550 nm (vert). Ils sont moins sensibles dans le bleu que dans le rouge. Il existe cependant des techniques qui permettent d'améliorer la sensibilité des capteurs dans le bleu. Kodak l'a développé avec ses capteurs E ( Enhenced). Les courbes de sensibilité des capteurs CCD ou CMOS sont sensiblement identiques ce qui donne un avantage aux CCD de part leur meilleur rendement.
* Utilisation : J'entends par l la facilité d'utilisation. Elle n'est ni en faveur des CMOS ni des CCD. C'est le logiciel de pilotage qui gère tout. Pour les personnes nées dans l’informatique, la gestion d'une caméra ne pose pas de problème particulier. Globalement, ce n'est pas compliqué, la procédure est toujours la même.
* Consommation : Le CMOS est largement en tête. Leur technologie est faible consommatrice d'électricité, d'ou leur forte implantation dans les APN.
* Taille des pixels : Suivant l'utilisation et le matériel que l'on a, on désire de gros pixels ( jusqu'à 20µm) ou de petits pixels ( quelques microns seulement). La technologie CMOS permet d'obtenir de pixels inférieurs au micron. LA technologie CCD est quand à elle, incapable de fabriquer de si petits pixels. Mais en astronomie , on tourne en général vers les 6 µm.
* Rapidité de lecture : La technique CMOS permet d'avoir une lecture plus rapide. Le temps que met votre APN à afficher l'image n'est pas du à sa lecture mais à son affichage et à son traitement avant affichage. La technique CCD ne permet pas une lecture aussi rapide mais l’électronique permet de compenser en partie ce défaut. Une pose ne astronomie dure environ 5 minutes alors 2 ou 3 secondes de plus ou de moins, ce n'est pas grand chose.
Kodak vs Sony
Les capteurs Kodak équipent majoritairement les marques FLI, SBIG, QSI et les capteurs Sony les marques ATIK, Satrlight, Meade mais c'est de moins en moins vrai avec un plus grand mélange des capteurs et l'arrivée de bon CMOS sur le marché.
Réponse spectrale capteur Kodak Réponse spectrale capteur Sony
Le pic de sensibilité (Qe, rendement) pour les 2 marques (capteur standard) sont situés à peu près au même endroit. Par contre il faut bien regarder ces 2 courbes, sur celle fournie par Kodak, on a la courbe réelle avec le maximum correspondant au rendement du capteur. Sur la courbe fournie par Sony, le rendement est normalisé, son maximum est à 1. Il faut donc multiplier cette valeur par le rendement du capteur pour retrouver la même courbe que celle de Kodak.
Sony a un légère avantage sur la sensibilité en Hα (656 nm).
Globalement, les spécifications sont proches, les capteurs Sony ont des pixels plus petits que Kodak et le bruit thermique est plus faible sur les capteurs Sony. Kodak est un poil plus sensible que Sony en règle générale.
Image d'un dark. On voit beaucoup de pixels lumineux alors que la prise de vue a été faite dans le noir. On voit le bruit thermique ( du à la température), c'est pourquoi les CCD sont refroidies.
Les modes colorimétriques
Il sont au nombre de 2 : l’acquisition noir et blanc et l'acquisition couleur.
D'origine, un capteur numérique n'a aucune idée de la couleur qui lui arrive dessus. Pour passer le capteur en mode "couleur", on dispose une matrice rouge-vert-bleu devant le capteur et c'est le traitement informatique qui retraduira la couleur en fonction de la position du pixel et de la couleur associée. L'adjonction d'une telle matrice induit forcément une perte de sensibilité, celle-ci est de l'ordre de 30%. De plus cette perte de sensibilité est souvent forte dans le rouge là où les astronomes recherchent beaucoup de signal ( raie Hα).
Voici la réponse spectrale d'un Canon EOS 350D ( à gauche, courbe bleue ) puis du même appareil modifié Baader ( courbe rouge).
On place devant chaque pixel un filtre rouge, vert ou bleu (réponse spectrale ci-contre) suivant un arrangement nommé matrice de Bayer. Il y a plus de pixels vert que de rouges et bleus pour avoir une colorimétrie qui reste proche de notre propre vision.
Le résultat se trouve ci-contre. On perd un peu de sensibilité dans le bleu et beaucoup dans le rouge. D'où des problèmes en imagerie Hα avec les capteurs couleur. De plus, chaque pixel a une couleur. Pour recomposer une image on prend par exemple les 4 pixels bleus les plus proches pour calculer la valeur bleue d'un pixel vert. Cette interpolation ajoute une perte d'information et de résolution de l'image.
Le CAN
Comme nous l'avons vu plus haut, le Convertisseur Analogique Numérique détermine la dynamique de l'image. C'est à dire qu'il détermine le nombre de niveaux sur lequel l'image est codée pour chaque pixel. Cette dynamique se compte en bits ou ADU (Analog to Digital intensity Units). Mais faisons un peu de pratique pour mieux cerner les choses :
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Prenons d'abord un signal analogique. Celui-ci comprend toutes les valeurs possibles de niveaux. Il n'y a pas de discontinuité dans les niveaux de signal. Comme vu plus haut, un ordinateur ne peut pas traiter un tel signal, il faut le numériser et donc le discrétiser. |
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Disposons les pixels le long de l'axe x et le niveau de signal sur l'axe y. Numérisons le signal sur 2 niveaux soit 1 bit. Nous aurons alors des 0 ou des 1. Pour chaque pixel, regardons l'aire sous le signal qui est supérieure à la moitié du niveau. L'aire totale est coloriée en bleu. L'aire étant supérieure à la moitié, nous allons assigner la valeur 1 à ce pixel. En noir sur la courbe suivante. |
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Prenons le deuxième pixel. Effectuons le calcul de l'aire comme pour le premier pixel. ce pixel aura une valeur de 1. Pour les pixels suivants, les valeurs seront à 0 (leur aire est inférieure à 1/2) |
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Voilà l'allure du nouveau signal. Ce qui saute aux yeux, c'est la grosse perte d'information. Le codage du signal ne se fait pas sur un nombre suffisant de niveaux. Recommençons avec plus de niveaux |
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Voici le nouveau codage avec cette fois ci 8 niveaux ( de 0 à 7) mais combien de bits cela fait-il ? 8 niveaux = 3 bits : 2*2*2=8 niveaux
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Voilà maintenant le résultat : la perte d'information est beaucoup plus faible. On représente plus la réalité. D'où l'intérêt d'avoir un nombre de bits de codage de l'image suffisant. On remarque cependant que tous les niveaux ne sont pas exploités ( les plus hauts ne voient rien) : la dynamique de l’image est trop faible. Sur une caméra en astronomie, il faudrait poser un peu plus longtemps pour remplir ces niveaux et ainsi exploiter au mieux le capteur. |
Voici maintenant un petit tableau pour mieux connaitre le nombre de niveaux en fonction des bits :
| Bits | Niveaux |
| 1 | 2 |
| 2 | 4 |
| 4 | 16 |
| 8 | 256 |
| 10 | 1 204 |
| 12 | 4 096 |
| 14 | 16 384 |
| 16 | 65 536 |
| 32 | 2 147 483 647 |
En imagerie, lors de la lecture des données, il est possible que des valeurs négatives soient lues ( hé oui, même si c'est aberrant, cela arrive). Pour pallier à ce problème, on ajoute une certaine quantité de signal pour toujours être positif. On appel cela l'offset.
Des spécifications barbares
La plupart ont été vues précédemment mais revenons sur certaines :
Microlentilles : elles ont pour but d'optimiser le rendement du capteur en lui permettant de collecter plus de lumière. Une petite lentille est déposée devant chaque pixel pour focaliser les photons et leur permettre de venir frapper le pixel. Les microlentilles permettent un gain approximatif de 30% sur le rendement.
Antiblooming : C'est un artifice qui consiste à éviter les traînées verticales sur le capteur dues à la saturation des pixels. Schématiquement, cela consiste à mettre une barrière sur le côté des pixels pour éviter aux électron de passer. L'antibloomong provoque une baisse d'environ 25% du rendement.
Capteur enhanced : Ce sont des capteurs qui sont plus sensibles dans le bleu qu'un capteur classique. On ajoute en fait des atomes "polluants" dans les pixels pour les booster dans le bleu.
Capteur full frame et interligne : Ce sont 2 technologies de lecture de la matrice et donc 2 techniques de fabrication. Le capteur full frame transfert la totalité de ses informations vers un capteur "aveugle" lors de la lecture. Le capteur interligne possède des lignes intermédiaires et la lecture se passe en 2 fois, une fois les lignes paires puis les lignes impaires.
Capacité du pixel (nombre d'électrons) : C'est le nombre maximal d'électrons que peut contenir chaque pixel. Plus le nombre est grand, plus vous pourrez poser longtemps sans saturer le capteur. Attention, plus le pixel est petit, plus ce nombre aura tendance à être bas. Il faut également le relier à la dynamique pour voir la différence de niveaux que l'on est capable de discerner.
Courant d'obscurité ( électrons/pixel/seconde) : c'est le bruit thermique en électrons qu'émet le capteur à une température donnée. Plus celui-ci est faible, mieux c'est.
Bruit de lecture (nombre l'électrons) : C'est le bruit émis par la lecture de l'information du capteur. Plus celui-ci est faible, mieux c'est.
Gain (électrons/ADU): Le gain représente le nombre d'électrons qu'il faut pour passer d'un niveau de gris à l'autre. Il est normalement donné à une certaine température.
Binning : c'est le fait de grouper les pixels. Pourquoi ? hé bien, pour 2 raisons. La première est que si l'on groupe les pixels par 4 ( binning 2*2), on obtiens un pixel 4 fois plus grand et donc 4 fois plus sensible. La deuxième raison est plutôt pour les montages à grandes focales, on peut être sur-échantillonné en imagerie. Le binning permet dans ce cas de diviser l'échantillonnage par un facteur 2 dans le cas du binning 2*2.
Back focus : C'est un terme anglais qui donne la position du capteur dans la caméra CCD. Il est généralement compté depuis la sortie T2 de la caméra.
En résumé : le choix du capteur
Voici les points les plus importants pour choisir un capteur CCD :
Technologie CMOS ou CCD : Si vous optez pour un APN, prenez une valeur sûre : Canon. Si vous optez pour une caméra astronomique, préférez la technologie CCD.
Version couleur ou monochrome : Je vous conseil du monochrome car il est pus sensible et mieux résolu. Cependant si vous voulez obtenir des couleurs facilement, le capteur couleur s'impose.
Capteur Sony ou Kodak : A vous de voir. Le Sony est plus facile à utiliser car il a peu de pixels chauds. Le capteur Kodak vous permet d'accéder aux caméras SBIG qui possèdent le double capteur. Le second capteur permet le guidage.
Réponse spectral et rendement maximal : Ils sont donnés par le capteur utilisé.
Numérisation : Sur combien de bits l'image est codée ? c'est important pour faire ressortir les détails au traitement.
Antibloomong, Enhenced, Microlentilles : a vus de choisir en fonction des objets que vous voulez imager.
Refroidissement : Il est important pour avoir le moins de bruit possible. Plus le capteur est refroidi,mieux c'est.
Et n'oubliez pas, en astronomie il faut plusieurs images pour obtenir une belle image finale. Il faut au minimum 1 image de l'objet à laquelle on va soustraire ( 1 image de dark (bruit thermique)+ 1 image d'offset (signal supplémentaire) + 1 image flat (défauts ptiques) )
La monture
Il existe et surtout il a existé un grand nombre de montures pour compenser les mouvements de la Terre. Mais en astronomie amateur, il n'y en a pas 36. Seules 2 sont utilisées, a monture allemande et la monture a fourche sur table équatoriale. Avec ces 2 montures, vous couvrez 99% des montures utilisées.
En astrophotographie, il faut une monture équatoriale pour compenser le mouvement de rotation de la Terre sans rotation de champ.
La monture équatoriale allemande est la plus courante. On dispose le tube sur la monture, on règle l'axe polaire pour le pointer parallèlement à l'axe de rotation de la Terre et on équilibre l'instrument sur la monture. Son avantage est que si l'on se déplace, cette monture se démonte en une petite dizaine de bouts. Grâce à cette succession de petits morceaux, elle permet d'être mobile même avec des tubes imposants.
La seconde solution, le monture à fourche, est plus particulièrement prisée pour les tubes Schmidt-Cassegrain. Elle est extrêmement stable mais est lourde car, en général, la fourche ne se démonte pas du tube. Elle a un inconvénient, il est impossible de bien équilibrer le tube. C'est une solution fiable mais que je préconise plutôt en poste fixe de par son manque de transportabilité.
Le principe
Quel que soit la monture utilisée, le principe est le même. On doit pointer dans la direction de l'axe de rotation de la Terre. Dans l'hémisphère nord, on a la chance d'avoir une étoile proche ce qui facilite l'approche : c'est l'étoile polaire. Attention, cette étoile n'est pas pile poil sur l'axe de rotation mais à un peu moins de 1°. Cet écart est suffisamment important pour ne pas être négligé en astrophotographie.
L'axe qui pointe le pôle nord céleste ( projection de l'axe de rotation de la Terre) est dit axe d'ascension droite (AD). Il fait un tour en 1 jour soit 23 heures 56 minutes et des pouillèmes de secondes : il compense ainsi la rotation de la Terre. Il est donc naturellement gradué en heures, minutes et secondes.
Pour pouvoir pointer une étoile, un deuxième axe est nécessaire, c'est l'axe de déclinaison (DEC) qui est gradué en ° (degrés), ' (minutes) et " (secondes). Cet axe est perpendiculaire à celui d'ascension droite.
Attention à ne pas confondre les minutes d'arc ( angle) avec les minutes de temps.
Méthodes de mise en station
Elles sont nombreuse mais nous n'évoquerons ici que les 2 plus utilisées. Mais avant de commencer, précisons ce qu'est la mise en station : c'est l'action d'orienter sa monture pour l'axe d'ascension droite soit parallèle à l'axe de rotation de la Terre. Ce n'est pas le fait de faire un bon goto comme on le voit souvent ni la mise en température de son matériel.
Donc les 2 principales méthodes sont le viseur polaire et la méthode de dérive des étoiles. Pour la méthode de dérive des étoiles, il existe plusieurs variantes dont les plus connues sont Bigourdan et King.
Le principe du viseur polaire est simple, la place de l'étoile polaire est indiquée dans cette mini lunette. Puis d'autres informations sont données pour orienter le réticule. Ces informations sont en général la date et l’heure. La date et l'heure sont soit graduées directement dans le viseur polaire soit c'est la monture complète qu'il faut tourner pour corréler différents indexes. Regardez la notice de votre monture pour apprendre à vous servir de votre viseur polaire. Le viseur polaire est génial pour sa rapidité de mise en oeuvre (environ 5 minutes) mais nécessite de visualiser l'étoile polaire.
Viseur polaire Losmandy Viseur polaire SkyWatcher
L'autre méthode est la méthode des dérives. On analyse la dérive d'une étoile et on corrèle cette dérive au défaut de mise en station ( la mise en station est en fait l'alignement de l'axe AD de la monture sur l'axe de rotation de la Terre).
La plus connue des méthodes est celle de Bigourdan. On analyse la dérive d'une étoile à l'est ou à l'ouest pour corriger les défauts de hauteur puis on analyse le déplacement d'une étoile au méridien pour corriger le défaut d'altitude. C'est une méthode qui nécessite peu de moyens mais elle a pour défaut sa longue mise en oeuvre. Par contre on a pas besoin de voir l'étoile polaire pour faire sa mise ne station. Des logiciels tels Astrosnap ou MESXXI se basent sur la méthode des dérives pour vous aider à effectuer votre mise en station.
Les électroniques modernes possèdent souvent un module d'aide à la mise ne station qui est souvent efficace.
Importance de la mise en station
En astrophotographie, la mise en station est une étape importante de la mise en place du matériel. Même si cet alignement ne prend que quelques minutes avec un viseur polaire, l'alignement doit être correctement fait.
Sur la photo ci-contre, on voit l'effet d'une mauvaise mise en station. Bien entendu l'effet est accentué car c'est une image prise sur trépied sans suivi. Mais l'effet est le même si la mise en station n'est pas bonne.
En astrophotographie numérique, une bonne mise en station positionne l'axe de la monture à moins de 5' d'arc du pôle céleste. Si vous voulez en savoir plus, allez voir l'excellent site de Serge Bertorello.
2 petits conseils pour la mise en station : le premier, mettez à niveau votre monture. Même si théoriquement ce ceci n'a aucune influence, en pratique la mise en station est beaucoup plus aisée ainsi que les pointages automatiques. Le deuxième,lorsque vous guiderez la monture ( voir chapitre suivant), choisissez une étoile guide au plu sprès possible du champ de prise de vue. En effet, s'il y a une erreur de mise en station, les étoiles semblerons tourner autour de l'étoile de guidage. Les arcs de cercles sont d'autant plus petits que les étoiles sont proches de l'étoile de guidage. Vous optimiserez ainsi vos chances de réussite de votre prise d'image.
L'erreur périodique
L'erreur périodique correspond à la mesure des erreurs de suivi de la monture ( axe AD) en fonction du temps.
En effet, même la meilleure monture du monde n'est pas parfaite. Le couple vis sans fin - roue dentée de la majorité des montures possède des erreurs d'usinage. Ces petites erreurs cumulées la plupart du temps à des moto-réducteurs ( erreurs potentielles également) et aux défauts de suivi de la motorisation elle même font que le suivi n'est pas parfait.
En grossissant beaucoup, on se rend compte qu'ne fonction du temps, la monture va un peu trop vite ou un peu trop lentement. Ce balancement est appelé erreur périodique de la monture. Elle s'exprime en " ( secondes d'arc) ( 1 seconde d'arc =1/60ème de minute d'arc qui vaut lui même 1/60ème de degré qui vaut lui même 1/360ème de tour). 1 seconde d'arc vaut 0.000 000 771ème de tour !!
Pourquoi périodique maintenant que l'on a compris les erreurs ? Parce que la vis sans fin fait 1 tour en 4 à 10 minutes suivant les montures et que cette erreur se reproduit à chaque tour de la vis sans fin: elle est périodique.
Le plus simple moyen de mesurer l'erreur périodique de votre monture est d'utiliser une petite caméra ( une webcam est suffisante) et de prendre le logiciel IRIS ou Guidemaster (gratuits) . L'analyse du résultat sera faite avec un autre excellent logiciel : PEAS ou PECprep ( un peu plus puissant et convivial). Sur le net il est aisé de télécharger ces logiciels gratuits et de trouver de tutoriels pour l’acquisition et la compréhension des données. Attention cependant à votre échantillonnage qui doit être adéquat : ni trop peu ( manque de précision des mesures) ni trop ( on verra beaucoup la turbulence). Un échantillonnage d l'ordre de la seconde d'arc par pixel est pas mal.
Une fois maîtrisé ces logiciels, vous obtenez ce genre de courbe :
La première courbe représente l'erreur périodique ( en seconde d'arc, axe y) en fonction du temps ( en secondes, axe x). La seconde représente les mêmes données sous une autre forme. En x se trouve toujours le temps mais celui-ci représente les périodes de variations. En y, est représenté l'intensité de toutes les variations ( ce sont les données FFT ( Fast Fourier Transform)).
Analysons ces courbes pour mieux comprendre les défauts de la monture :
Sur la première courbe, on observe que les variations sont rapides, ce qui est confirmé sur la seconde qui nous donne de fortes amplitudes sur les faibles périodes. Ceci peut causer un problème lors du guidage car l'amplitude est grande et l'autoguidage sera à la traîne. ( amplitude de 10" en 10 s environ). Le remède pour ce défaut est de venir plaquer la vis sans fin sur la roue dentée ou l'inverse. On ira par tâtonnements jusqu'à ce qu'on trouve la meilleure position de la vis sans fin pour avoir une erreur périodique la plus douce possible.
Regardons maintenant l'amplitude crête à crête. Celle-ci n'est pas mauvaise : +/- 8" d'arc. Les excellentes montures du marché donnent +/- 2" d'arc et les entrée de gammes peuvent atteindre +/- 30" d'arc.
Il peut également apparaître des sous fréquences sur une mesure d'erreur périodique. Elles sont le plus souvent dues aux moto-réducteurs. Mais si une sous fréquence ne correspond pas à la démultiplication des moto-réducteurs, vous pouvez essayer de remonter ou baisser la vis sans fin par rapport à la roue dentée.
La monture mesurée est une Losmandy G11. Sur ces montures il apparaît parfois de très grands pics très très rapides ( 20/30" d'arc en 1/2 secondes). Ces pics sont dus à la liaison vis sans fin - moto-réducteur par un système Oldam et au fait que le moteur n'est pas suffisamment bien mis dans l'axe. Il suffit de redresser cet axe pour éliminer ces pics.
En conclusion, lorsque vous aurez mesuré l'erreur périodique de votre monture, vous aurez quantifié ses défauts principaux pour l'astrophotographie. Il est souvent nécessaire de bricoler sa monture pour optimiser le positionnement des différents éléments du système de motorisation de l'axe AD. Le but étant d'avoir au final :
- Une erreur périodique la plus faible possible ( pic à pic le plus petit possible)
- Une variation des défauts la plus lente possible pour assurer un bon autoguidage
- La meilleure périodicité possible
Vous vous rendrez compte par vous même mais ces réglages sont souvent des affaires de compromis.
Corriger l'erreur périodique
Pour corriger ces erreurs, hors mis le précédent chapitre des réglages, il existe 2 moyens : la correction d'erreur périodique ( PEC Periodic Error Correction) ou le guidage lors des poses.
La PEC : Attention cette fonction présente sur de nombreuses montures sert à diminuer l'amplitude des erreurs mais elle ne fait pas de miracles. En règle générale, on peut s'attendre à une diminution de l'erreur ( crête-crête) de 30 à 60%. Si votre monture n'est pas à poste fixe, il faudra l'enregistrer à chaque sortie. En effet votre mise en station ne sera jamais parfaitement identique et vous corrigerez en même temps les dérives dues au défaut de mise en station.
Le guidage : On effectue la correction des erreurs via un second imageur l’œil ou une caméra.
Manuel : c'est notre œil qui validera les écarts de suivi et notre doigt qui appuiera sur la raquette pour corriger. Pour ce faire, vous aurez besoin d'un oculaire réticulé et, soit d'une deuxième lunette en parallèle, soit d'un diviseur optique. Ce dernier prend un petit bout du champ de l'image et le renvoie sur le côté via un prisme pour forme rune image avec un oculaire. Dans cette configuration n'oubliez pas d'avoir un grossissement égal à environ 1* la focale de l'instrument d'imagerie.
L'autoguidage : la correction se fait via un second imageur électronique et via un PC ( Guidemaster marche bien et est gratuit)
Le double capteur : Propriété de SBIG. Le capteur d'autoguidage est intégré à la caméra.On guide donc à la même focale que la prise d'image. Le défaut de cette configuration apparaît avec l'utilisation de filtre interférentiels. En effet le capteur voit ce filtre et reçois alors peu de lumière et le guidage deviens difficile à cause de l'allongement des temps de pose. L'avantage est son intégration directement dans la caméra et donc aucun problème mécanique.
La lunette guide : On positionne un second instrument en parallèle du premier soit l'un au dessus de l'autre ou l'un à côté de l'autre sur une double queue d'aronde. C'est une très bonne solution car elle permet un léger décentrement entre les 2 instruments si besoin est et n'est pas soumis aux soucis des filtres interférentiels. Son défaut est son encombrement.
Le guideur hors axe (OAG) : Il permet de s'affranchir du problème des filtres interférentiels tout en limitant l’encombrement. Il est proche de la solution du double capteur sauf que le prélèvement s’effectue devant les filtres via un prisme. Son défaut est sa faible luminosité et son champ restreint. Il pose également un problème de backfocus avec certains instruments.
Quel que soit le système utilisé, vous aurez besoin d'un deuxième capteur numérique. Celui-ci peut être bas coût comme une webcam ou de meilleur qualité mais alors polyvalent. Vous aurez également besoin d'un PC et d'un logiciel de guidage ( Guidemaster, Phdguiding, Astroart, ....) et d'un câble pour relier votre monture ( port d'autoguidage) au PC pour boucler l'information de l'écart de l'étoile par rapport à sa position de départ.
L'équilibrage
Cette étape est également importante pour la prise d'une bonne image. En effet, un mauvais équilibrage de la monture va entraîner un accroissement de l'erreur périodique en appuyant plus ou moins fortement sur la roue dentée. Un bon équilibrage permet également de ne pas fatiguer les moteurs et de ne pas entraîner de sur-consommation électrique.
Deux équilibrages doivent être faits. L'un pour la déclinaison, l'autre pour l'ascension droite.
L’équilibrage en déclinaison se fait en avançant ou reculant le tube optique sur la queue d'aronde ou dans ses colliers. L'équilibrage en ascension droite s’effectue en faisant coulisser le contrepoids sur sa barre. L'équilibrage est bon lorsque, freins desserrés, le tube ne pivote pas quelque soit sa position. Pour ma part, je pousse le tube dans un sens puis dans l'autre pour affiner l’équilibrage : la même force appliquée doit entraîner le même déplacement.
Attention l'équilibrage se fait exactement dans les conditions de prise de vues : caches enlevées, pare bues en place, câbles électriques en place, ....
Quelques problèmes classiques
Vous le verrez par vous même, l'astrophotographie a toujours son lot de petits problèmes mais abordons les plus courants :
L'erreur de cône : c'est la non perpendicularité des axes de la monture et de l'instrument. En règle générale, si vous avez apporté du soin à votre montage mécanique, elle sera faible et pourra rester ainsi. Si votre monture permet de la mesurer, faites le et corrigez là en ajustant le montage de votre optique sur la monture. Elle n'est pas grave en elle même, elle est intégrée lors de l'autoguidage et lors de la création du modèle de pointage ors des Goto successifs.
Les flexions : c'est le déplacement d'un instrument par rapport à l'autre. La conséquence t un guidage fonctionnel mais des étoiles étirées. 2 solutions pour limiter ceci, le guidage par diviseur optique ( ou double capteur) et le piggy-back avec seulement des colliers fixes. tout doit être parfaitement serré, avec le moins de pièces mobiles possibles. Pas de panique cela peut être long mais il y a forcément une solution. Il peut également y avoir une flexion de l'axe de contrepoids, dans ce cas, plus de poids monté plus haut peut être la solution.
Le backlash : c'est le jeu entre la vis sans fin et la roue dentée, il est inévitable pour que la rotation puisse se faire. Le backlash en déclinaison est gênant. En effet on fait tourner cet axe dans les 2 sens : a chaque changement de sens, il fait rattraper le jeu. Ceci s'observe avec des sauts dans le guidage en déclinaison. On peut souvent le corriger via l'électronique qui ajoutera une petite rotation supplémentaire lors du changement de sens. Il faut tâtonner pour trouver la bonne valeur de rattrapage. Le backlash en ascension droite est moins gênant du fait que la vis sans fin tourne toujours dans le même sens même en autoguidage.
En résumé
Voici quelques règles simples mais qu'il faut avoir en tête pour éviter les plus grosses erreurs :
- Faire une bonne mise en station
- Faire correctement les niveaux
- Faire un bon équilibrage
- Veiller à ce que la mécanique soit stable et correctement dimensionnée
- Et surtout : une bonne monture donnera de bons résultats, ne la négligez pas sous prétexte d'autoguidage pour corriger les défauts.
L'optique
Différents types de télescopes
L'un des plus ancien est plus connu est le télescope de type Newton. C'est un télescope a proprement parlé car il réfléchit la lumière grâce à un miroir. On appel ce type de télescope un réflecteur.
Un autre classique est la lunette. Ce n'est pas un télescope car les rayons sont concentrés par une ou plusieurs lentilles et non par un miroir. On dit que c'est un réfracteur. On distingue 2 type de lunettes : achromatiques et apochromatiques. Les lunettes apochromatiques possèdent des verres qui corrigent l’aberration de chromatisme (couleur), c'est à dire que l'image d'une étoile que ce soit dans le bleu, le vert ou le rouge, se forme au même endroit. En astrophotographie, on utilise en général la lunette achromatique pour le guidage et une lunette apochromatique pour l'imagerie.
Le télescope le plus utilisé au monde est le Schmidt-Cassegrain et ses dérivés ( Maksutov, ACF, ...). On dit que ce télescope est un catadioptrique. Il possède un miroir et une lame mince de forme plus ou moins complexe pour corriger les défauts.
Le dernier type que l'on peut qualifier d'astrographe s'apparentera par exemple à un Ritchey-Chrétien, un newton uniquement photo (avec correcteur intégré) ou une lunette optimisée pour les grands capteurs numériques. Ce sont des instruments conçus pour l'imagerie et donc optimisés pour cela.
Un seul but
Mais quel que soit l'instrument que vous utilisez, il n'a qu'un seul but : collecter de la lumière. En effet lorsque l'on calcul la quantité de lumière récupérée par un télescope, on remarque qu'ne doublant le diamètre, on quadruple la quantité de lumière récupérée.
Un second paramètre important sera la focale. La focale correspond à la distance entre le miroir ou la lentille au point où se forme l'image. La focale va déterminer le champ couvert par votre capteur.
On relie la focale au diamètre à l'aide du rapport F/D ( focale / Diamètre) : plus ce rapport est petit, plus l'instrument est "lumineux" et donc les temps de pose courts.
Le télescope de Newton
La lumière arrive par la gauche, elle se réfléchit sur le miroir primaire ( à droite en bleu vert) puis se réfléchit à nouveau sur le miroir secondaire ( incliné à 45° en bleu vert) pour passer sur le côté du tube. On place l'oculaire ou la caméra au niveau du point rouge.
Avantages : c'est le télescope le moins cher du marché avec un rapport qualité prix imbattable pour les modèles d'entrée de gamme. Le marché est très fourni, il est ainsi possible d'avoir à peu près tous les diamètres, toutes les focales et toutes les qualités donc tous les prix.
Inconvénients : la focale de l'instrument correspond à peu près à la longueur du tube : ceci peut être encombrant. On a souvent du mal a accéder au foyer celui-ci ne ressort pas assez pour faire la mise au point sur le capteur ( remonter le miroir ou couper les tube sont 2 solutions pour y remédier). Il faut re-collimater ( aligner les miroirs) fréquemment. son principal défaut optique est la coma ( les étoiles en bord d'image ressemblent à des comètes), il est corrigé à l'aide de correcteurs de coma.
Sans correcteur Avec correcteur de coma
La lunette
La lumière arrive par la droite et est focalise par les 2 lentille de droite. On place l'oculaire à la sortie du tube optique ( à gauche). Une bonne lunette astronomique possède au moins 2 lentilles. Ces 2 lentilles permettent de minimiser le chromatisme.
La différence entre une lunette achromatique et apochromatique viens essentiellement des verres utilisés. Pour les lunettes achromatiques, on a un verre flint et un verre crown. Pour les lunettes apochromatiques, l'un des 2 verres est soit en fluorite soit en verre ED ( Extralow Dispersion : FP51, FP53, ....)
Avantages : La mise en température est rapide, contrairement aux télescopes, la lumière ne travers qu'une fois le tube optique ce qui engendre moins de turbulence interne. Le fiat qu'il n'y ait pas d'obstruction de la lumière assure le meilleur piqué possible. L'obstruction des télescopes engendre une perte de contraste et empâte les étoiles. Il existe de nombreuses lunettes de bonne facture avec des petits rapports F/D ou de courtes focales ce qui est optimisé pour les grands champs stellaires.
Inconvénients : Un coût élevé pour avoir une excellente qualité. Ces dernières années, l'arrivée des verres ED chinois changent la donne : les lunettes chinoises sont loin d'être mauvaises. Son principale défaut optique est la courbure de champ ( voir l'image ci dessous), elle peut être corrigée avec un aplanisseur correcteur qui réduit en général d'un facteur 0.8.
Le télescope de Schmidt-Cassegrain
La lumière arrive par la droite et traverse la lame de Schmidt. Cette lame corrige les défauts otiques du miroir primaire. La lumière se réfléchit sur le miroir primaire au fond du tube puis repart vers l'avant. Elle se réfléchit sur le miroir secondaire qui sert en même temps de système amplificateur. Puis elle repart vers le fond du tube par le trou central.
Avantages : Ce télescope est fabriqué en grande série ce qui lui assure un bon rapport qualité-prix. De plus, grâce à son système de miroir secondaire, son encombrement est très réduit. Grâce à son implantation mondiale, il existe de nombreux accessoires et son backfocus est important pour y fixer des imageurs.
Inconvénients : Le plus important est le shifting ou , en français, le décalage de l’image lors de la mise au point, du au fait de pousser / tirer le miroir primaire pour effecteur la mise au point. La lame située à l'avant s'embue très vite. son rapport F/D de 10 est un peu grand, il faudra penser à le réduire ( jusqu'à 3.3). Le champ de pleine lumière et de netteté est petit, on ne peut pas y monter un APN format APS-C et l'exploiter à 100%. Son principale défaut optique est la courbure de champ et le vignettage que l'o corrige en partie avec un aplanisseur correcteur réducteur.
L'astrographe
Un exemple d'astrographe : la lunette quadruplet Petzval. Le premier doublet est de grande focale pour avoir peu d'aberrations, le second doublet réduit la focale et aplanit le champ. Un bon design et des verres à faible coefficient de dispersion chromatique permettent d'avoir un rapport F/D de l'ordre de 5 avec un excellent piqué d'image.
L'astrographe est en général un instrument classique qui est optimisé pour l'astrophotographie. On réduit ainsi toutes les aberations susceptibles de dégrder l'image. Le Ritchey-Chretien est optimisé pour la photographie astronomique mais en visuel, sa forte obstruction, affadit l'image.
Il n'y a pas vraiment d'inconvénients si ce n'est souvent le poids et ses avantages sont une parfaite adéquation à la photographie.
Dans les instruments que l'on peut considérer comme ds astrographes purs :
- Lunettes : Télevue NP-IS et Taka FSQ
- Newton : ASA et Skyvision
- Ritchey-Chretien : RCOS, GSO
- Plus tous les autres : DK optimisé, Newton modifié, RH, ....
En résumé pour l'optique
Il faut tenir compte de :
- Le diamètre de l'instrument
- La focale
- Et donc son rapport F/D
Et suivant le type d'instrument :
- Prendre le correcteur associé
- Avoir un champ corrigé cohérent avec la taille de sa caméra
- Vérifier le champ de pleine lumière e prenant un flat si nécessaire
La lumière
La lumière mise par les objets
Lorsque vous faites une image du ciel profond, il y a différents objets qui apparaissent. Chaque objet, étoile, gaz chaud ou froid émet une lumière ou transforme al lumière. Voyons un peu ce qui se passe. Une bonne compréhension de ce phénomène vous permettra de faire le bon choix de filtre(s).
Par définition l'astronome regarde les étoiles, commençons donc par elles :
Les étoiles sont considérées comme des corps noirs ( à gauche). Si on analyse leur lumière via un e fente et un prisme, on obtiens un spectre coloré continu ( à droite) : toutes les couleurs sont présentes dans les étoiles. Ce spectre représente toutes les couleurs que l'étoile émet. Les corps noirs sont bien compris en physique ce qui nous permet, via une analyse poussée du spectre ( ci dessous) de connaître la luminosité de l'étoile en fonction de sa couleur.
en y nous trouvons la'intensité lumineuse et en x la couleur ( longueur d'onde). On remarque que suivant la température de l'étoile le maximum de lumière se décale en couleur : ceci nous donne les étoiles de différentes couleurs. On peut assimiler ce phénomène à celui d'un morceau d'acier chauffé très fort et qui change de couleur en fonction de sa température. Une étoile froide est rouge ( 4000 K) et une étoile chaude est bleue ( 10 000 K)
On regarde également des nuages de gaz qui peuvent être froids :
Si le gaz est suffisamment éloigné des étoiles, il est dans l'espace et est donc froid. Pour connaître sa composition, on va observer le spectre d'une étoile dont la lumière a traversé ce nuage. On observe un spectre d’absorption ou l'on voit des raies sombres. Chaque raie sombre correspond à un élément présent dans le gaz : hydrogène, soufre, oxygène, ...
Les nuages de gaz peuvent également être chauds :
Dans ce cas, on observe un spectre d'émission, avec des raies précises et lumineuses sur un fond noir. Ce sont par exemple la fameuse raie Halpha dans le rouge, la raie OIII dans le vert et la raie SII dans l'orange pour les plus connues.
Les filtres en astrophotographie
Filtres pour les APN
Les appareils photo numériques sont en général peu sensibles à la lumière ( d'un point de vue astronomique) et ont un pic de sensibilité dans le vert (comme notre œil). On a donc tendance à poser longtemps avec une dominante verte en sortie de l'APN. Leur gros défaut est leur manque de sensibilité au rouge ( raie Halpha) : la seule solution est de le dé-filtrer ( voir la rubrique bricolages de ce site pour des procédures pas à pas).
En général, si l'on ajoute un filtre sur son APN, c'est pour limiter la pollution lumineuse. On utilise ce type de filtre ( DeepSky, Skyglow, CLS, UHC, ...) pour enlever la lumière émise par les lampadaires tout en laissant passer le reste de la lumière. Le ciel apparaîtra plus noir et "boostera" donc les images en augmentant le contraste des objets.
Filtres pour la CCD
2 techniques cohabitent en CCD, la plus naturelle est la technique du LRVB. L pour Luminance, R pour Rouge, V pour Vert et bien entendu B pour Bleu.
Cela signifie que l'on fait 4 séries d'images pour obtenir un image finale en couleur. La luminance sert à donner les informations de niveau de lumière avec les détails, on utilise un filtre qui laisse passer tout le spectre visible. Puis on utilise 3 filtres colorés pour reproduire les couleurs avec moins de détails ( binning 2*2 en général).
Cette technique n'est pas utilisable avec les APN et les caméras couleurs car elles obtiennent toutes les couleurs en une seul fois.
La seconde technique est de faire des acquisitions sur une bande étroite de couleur ( Halpha, SII, OIII). On recombine alors ces 3 images en couleur ( R, V, B) pour faire ce que l'on appel du mapped color.
Cette technique d'imagerie est normalement réservée aux CCD mais le défiltrage des APN et la venue des filtres pour Canon de chez Astronomik permettent de faire de l'acquisition en bande étroite. Attention tout de même, le capteur reste un capteur couleur. De plus, les filtres Astronomik créent un vignettage en dessous de F/D =4.5.
Après rien n'empêche de mixer du LRVB et du SHO pour obtenir une image.
2 petits conseils pour choisir votre filtre : mettez y de l'argent pour ne pas avoir des filtres de mauvaise qualité qui détériorerons votre image, pour les filtres Halpha, SII et OIII, plus ils sont fins plus l'image est piquée et moins elle est lumineuse.
En résumé : les paramètres lumineux
Le choix du filtre doit être cohérent avec le type d'appareil utilisé :
APN : Préférez un filtre de réjection de la pollution lumineuse que l'appareil soit défiltré ou non. Vous pourrez même tenter du Halpha, SII, OIII ( de largeur 13 nm) avec un appareil modifié en posant plus longtemps.
CCD monochrome : C'est à vous de voir, du LRVB pour la couleur, du HSO pour les nébuleuses. Tout fonctionne avec ces caméras.
CCD couleur : pas la peine de faire du LRGB, la couleur est intégrée. Vous pouvez tenter du SII et OIII, le Halpha sera nettement plus dur à cause de l'absorption de cette couleur.
Le choix doit être cohérent avec l'objet imagé :
Amas d'étoiles : seul les les techniques couleurs marchent, mono-passe pour les capteurs couleur, LRVB pour les monochromes. Un filtre de réjection de la pollution lumineuse fonctionnera bien.
Galaxies : Là il y a la théorie et la pratique. Normalement seul la technique LRVB ou couleur mono-passe fonctionne. Un filtre de réjection de la pollution lumineuse peut être utilisé. Mais certaines galaxies ont suffisamment de gaz chaud pour ajouter au LRVB du Halpha ( M33, M82 par exemple)
Nébuleuses : La majorité des nébuleuses émettent de Halpha, SII et OIII. On peut donc matcher ou pas du LRVB avec du HSO. Attention aux nébuleuses sombres et aux nébuleuses par réflexion ou la seule technique qui fonctionne est le LRVB ou le mono-passe avec ou sans filtre de réjection de la pollution lumineuse.
Le traitement du signal
Petit retour en arrière
Nous avons vu précédement les différents type d'images à faire lors du'une session dastrophotogrpahie :
1 image de l'objet ( c'est un minimum) typiquement de quelques minutes
1 image de dark pour retirer le bruit thermique du même temps que l'image mais dnas le noir
1 image de flat ou PLU pour gommer les défauts de luminosité avec une dynamique de 30 à 80 % et un temps depose court
1 offset pour éliminer le signal mis d'office, avec le temps de pose le plus court possible
Mais avec tout ça, il faut faire quelque chose : le traiter pour en tirer le meilleur parti.
Le prétraitement
Le prétraitement est le fait d'appliquer les images de flat, dark et offset sur chaque image de l'objet avant de les sommer en les réalignant.
Image prétraitée = (Objet - DarkObjet - Offset) / (Flat -DarkFlat - Offset )
En pratique l'image de flat est faite sur un temps très court et il y a très peu de bruit thermique, on ne fait donc pas de dark du flat. Une fois cette petite formule appliquée, les images sont pré-traitées. Rassurez vous, cette opération se fait automatiquement avec beaucoup de logiciels ( Deep Sky stacker, IRIS, MaximDL, ....)
Le rapport signal sur bruit
En astronomie, les objets que nous imageons sont par définition faibles. Ils ont donc un signal faible. Le bruit étant constant pour l'imageur, le rapport sur bruit d'une image est faible : l'image est "grumeleuse".
Voici une portion d'image prise avec une caméra CCD SBIG des dentelles du cygne. On voit clairement que les dentelles a proprement dites ne sont pas propre, elles sont bruitées. Le rapport signal sur bruit est faible.
En astronomie, pour augmenter le rapport signal sur bruit de l'image, il existe 2 techniques. La première est de poser très longtemps pour augmenter le signal. Le défaut de cette technique est que l'on voit souvent apparaître des traces d'avion, satellite, ... sans compter sur les défauts de suivi ou l'augmentation du bruit thermique. Elle est donc peu utilisée. La technique que l'on utilise est de multiplier le nombre d'images de l'objet. Le signal est constant et le bruit aléatoire. La somme des images fait donc monter plus vite le signal que le bruit.
Sachez qu'il est également important de faire un grand nombre de darks, flats et offsets pour obtenir l'image la plus lisse possible. Inutile de faire 100 images car l'augmentation du rapport signal sur bruit n’est pas linéaire: il augmente très vite avec les premières poses et ralentit de plus en plus avec le nombre de poses. en général, les amateurs font entre 10 et 30 poses pour chaque type d'image : image, flat, dark, offset.
Voyez par vous même la même image des dentelles mais cette fois ci 12 poses ont été additionnées.
L'addition
Avant : l’alignement
Voilà, les images sont pré-traitées avec les offsets, darks et flats. Il ne reste plus qu'à les additionner. Oui, mais si on les additionnes tels quelles, il risque d'y avoir un décalage entre chaque image. avant de les additionner il faut donc les aligner en x et y mais aussi en rotation. Ces décalages viennent des défauts de guidage et de mise en station. Les logiciels d'astronomie sont capables de faire cet alignement à une fraction de pixel près.
Différentes additions !
Contrairement à ce qu'on apprend à l'école, il y a plusieurs façons d'additionner les images. Choisir le bon type d'addition permet d'optimiser ses images.
La somme : C'est le plus classique. Prenons par exemple une image composée de 1 seul pixel et de 7 poses pour acquérir cette image. Regardons le niveau du pixel pour chaque image : {1,2,2,2,2,3,9}. Le pixel prend donc alternativement les avaleurs 1 puis 2, puis 2, .... La somme (1+2+2+2+2+3+9) nous donne 21. Ce type d'addition présente 2 défauts, on intègre les nivaux aberrants ( ici le 9) et on peut se retrouver avec un dépassement de la dynamique si votre logiciel ne gère pas plus de 20 niveaux dans notre cas. Une partie de l'information est perdue ans ce cas. Je vous déconseille ce type d'addition.
La moyenne : Reprenons notre pixel : {1,2,2,2,2,3,9}, la valeur moyenne nous donne (1+2+2+2+2+3+9)/7 soit 3. Là c'est mieux, on ne peut pas dépasser la dynamique de l'image par contre le pixel aberrant reste intégré lors du calcul
La médiane : Le résultat nous donnera 2. Pour la calculer, on élimine petit à petit les pixels ayant les niveaux les plus faibles et ceux ayant les niveaux les plus élevés pour ne garder que le pixel "central". On a donc calculé la valeur du pixel au mieux. Les pixels aberrants sont éliminés et on ne peut pas dépasser la dynamique de l'image. On utilise en général cette méthode pour additionner les darks, flats et offsets.
Le kappa sigma clipping : Cette technique écarte les pixels aberrants mais de manière plus fine que la médiane. On utilise 2 paramètres pour cette addition : le premier est le nombre d'itérations et le second (kappa) est le coefficient multiplicateur de l'écart type (l'écart moyen des pixels par rapport à la moyenne).
Voici un graphique pour que vous visualisiez ce que représente le sigma ( l'écart type). C'est la barre bleue qui représente la dispersion des valeurs. La barre verticale rouge représente la moyenne. A chaque itération, on calcul la moyenne et le sigma, puis on rejette les pixels qui s'écartent de plus de kappa*sigma de cette valeur. On recommence le calcul avec les points qui restent et on effectue la même réjection.
Je vous conseil ce genre d'addition pour l'addition de l'objet.
La moyenne pondérée par l'entropie : la méthode est complexe, mais le but de cette technique est de garder le maximum de dynamique dans l'image additionnée. Utilisez cette technique si vous combinez des images avec des temps de pose différents. Vous ne saturerez pas le cœur des galaxies ou les nébuleuses à fort contraste.
Le prétraitement est important pour le résultat final, ne le négligez pas !
Le traitement
Le prétraitement est fait avec les darks, flats et offsets, l’alignement a été correctement fait et l'addition aussi, il ne reste plus que le côté cosmétique à traiter.
L'esthétique
Pour le côté esthétique, on va jouer sur les courbes pour mieux visualiser les images. On peut par exemple utiliser la fonction logarithme qui va rendre plus apparent les détails de la nébuleuse. On peut égaliser l’histogramme pour "dilater" les hautes et les basses lumières. On peut jouer sur la luminosité, le contraste et la colorimétrie pour améliorer l'esthétique. Iris utilise une fonction très puissante appelée DDP ( à utiliser avec précaution) qui permet de pousser les détails dans les hautes luminosités. La précaution est de ne pas trop pousser le traitement pour ne pas ajouter d'artefacts dans l'image.
Les logiciels tels que Photoshop permettent de travailler sur des calques qui donnent une grande souplesse et de travailler sur des zones spécifiques en fonction du traitement. Globalement on adapte les courbes pour une bonne visualisation, on sélectionne les étoiles pour ne pas y toucher, on lisse le fond de ciel sans toucher à l'objet et on augmente les détails dans l'objet.
Voici un exemple de ce que cela donne : à gauche l’image pré-traitée, à droite avec un traitement esthétique.
Les filtres
Voici quelques explications pour mieux comprendre l'utilisation des filtres : filtre gaussien pour un lissage, accentuation, ...
Prenons une grille de pixels dans laquelle nous avons entré la valeur de chaque pixel en fonction de sa position : comme sur un capteur CCD.
| 1 | 5 | 2 | 6 | 9 | 0 |
| 1 | 5 | 0 | 1 | 7 | 5 |
| 7 | 2 | 3 | 2 | 4 | 6 |
| 6 | 8 | 9 | 4 | 3 | 7 |
| 5 | 4 | 3 | 2 | 5 | 6 |
| 1 | 2 | 3 | 5 | 5 | 6 |
Utilisons un filtre 3*3, c'est à dire qu'il va effectuer le calculs sur une zone de 3 pixels par 3 pixels ( zone rouge sur la matrice ci-dessus). On attribue un poids à chaque case.Ce poids est en fait un facteur multiplicatif.
| 2 | 2 | 2 |
| 2 | 4 | 2 |
| 2 | 2 | 2 |
Dans notre matrice 'image' cela donne pour le premier calcul ( zone blanche) :
| 2*1 | 2*5 | 2*2 |
| 2*1 | 4*5 | 2*0 |
| 2*7 | 2*2 | 2*3 |
On calcul alors la valeur du pixel central qui vaut la somme des valeurs des pixels multiplié par le poids et divisé par la somme des poids. Ici nous aurons : (2*1+2*5+2*2+2*1+4*5+2*0+2*7+2*2+2*3)/(2+2+2+2+4+2+2+2+2)=3.1
On attribue au pixel central cette valeur de 3.1, puis on décale notre filtre de 1 pixel et on recommence jusqu'à avoir parcouru toute le grille.
Le filtre passe bas / filtre gaussien : il permet de lisser l'image, il élimine du bruit mais détruit des informations aussi. A utiliser sur le fond de ciel.
| 1 | 2 | 1 |
| 2 | 4 | 2 |
| 1 | 2 | 1 |
Le filtre passe haut / accentuation : Il rehausse les détails mais aussi le bruit. A utiliser sur l'objet.
| -1 | -1 | -1 |
| -1 | 1 | -1 |
| -1 | -1 | -1 |
Convolution et déconvolution : il permet d’allonger ou de rétrécir l'image dans une direction ce qui "corrige" les erreurs de suivi.
| 10 | 0 | 10 |
| 10 | 0 | 10 |
| 10 | 0 | 10 |
Nous avons pris comme exemple un filtre "*" mais il existe aussi des filtres 4*2, 5*5, ....
Nous venons de voir les filtres dans le domaine spatial, ils peuvent également s'appliquer dans le domaine fréquentiel pour par exemple enlever une trame sur une image.
En résumé pour le traitement
3 étapes différentes mais utiles :
* Le prétraitement avec le bon nombre d'images d'offset, dark, flats et de l'objet. Attention au type d'addition.
* Le traitement pour harmoniser les lumières basses, moyenne et hautes : remonte l'objet.
* Le traitement pour lisser le ciel et améliorer les détails dans l'objet.
Voilà un petit tour complet qui vous a permis je l'espère de mieux comprendre les choix à faire. Regardez les autres articles techniques pour en apprendre plus suivant le sujet qui vous intéresse.