Sciences - Astronomie
Observatoire Andromède partie 2 site perso de Jean-Claude - CIEL PROFOND
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LE TEMPS DE POSE EN PHOTO DU CIEL PROFOND (ARGENTIQUE) :

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ESTIMATION DE LA POSE MAXIMALE SANS SUIVI (NUMERIQUE) :

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AUTOGUIDAGE

L'astrophotographie en Ciel Profond nécessite impérativement un autoguidage !
La photographie à F/D 10 Focale de 2800 mm avec une caméra SBIG ST-8XME Capteur Kodak KAF-1603ME Classe 2 monochrome avec un double capteur et le logiciel PRISM 8 pour l'autoguidage et l'acquisition

AUTOGUIDAGE avec le SYSTEME SBIG avec un PC



SBIG AOL 8

(Mars 2011)


Manuel technique AO-8 FR en PDF :

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OPTIQUE ET VISION
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Tél.04.93.61.18.83 Fax.04.92.93.09.83






AO-L et AO-8 sont des systèmes d'optique adaptative SBIG de deuxième génération spécialement conçu pour permettre à un utilisateur caméra SBIG d'obtenir le nec plus ultra dans la résolution d'image que son télescope et le site peut atteindre.

Le système est en boucle fermée, ce qui signifie qu'il vérifie la position de l'étoile guide après chaque coup et fait des ajustements au coup suivant.
Il en résulte une série rapide, très précise de petits pas qui continuent, au cours d'une exposition à long .
Ceci est possible car la puce guide se trouve derrière le dispositif de AO et peut mesurer les résultats de chaque coup qu'il fait.

Le principe de l'AO-L est très simple : au lieu de commander les rattrapages de la monture lors de l'autoguidage, on fait bouger l'image juste en avant du capteur pour compenser les erreurs de suivi.
Ca se présente comme une boite qui se visse sur la caméra et qui se connecte à la caméra par un câble direct (ça ne marche qu'avec les SBIG car il faut un double capteur), elle contient une lame de verre épaisse (6mm) qui peut s'incliner légèrement provoque par réfraction un petit décalage latéral de l'image.
Il y a aussi l'AO-7 qui est son prédécesseur et qui utilise un miroir à 45° (ça ressemble à un renvoi coudé), avec les inconvénients de rallonger bien plus le tirage (Newton s'abstenir !) et d'avoir un miroir trop petit pour les grands capteurs des STL.

Quand on a la chance de trouver une étoile guide brillante, le système arrive à corriger jusqu'à 10 fois par seconde environ, sinon c'est plus lent (il y a toujours le problème des filtres, notamment des H alpha, qui bouffent énormément de lumière sur les étoiles guide).
Le résultat c'est un guidage impeccable avec des étoiles bien rondes (ce qui n'est pas du tout évident à grande focale), plus de problème de jeux de monture.
Comme j'ai pu le constater en faisant un essai avec la TOA-150 : une FWHM de 1,5 sur tout le capteur sur des poses de plusieurs minutes, aucune dégradation perceptible à cause de la lame de verre.

L'amplitude maximum de guidage est de 38 pixels de 9 microns.
On peut calculer l'amplitude sur le ciel à l'aide de la valeur d'échantillonnage.
Si le mouvement est plus grand que ça, il faut connecter la caméra à la monture pour que les rattrapages de celle-ci soient actionnés quand le miroir arrive en butée.
Enfin, des étoiles parfaitement rondes, malgré le vent, les problèmes d'hystérésis, etc.


L'AO-L est conçu pour la STL caméras de la série.
Les AO-L peuvent également être utilisé avec n'importe quel appareil ST-7/8/9/20/2000 USB avec le kit adaptateur approprié.
Le plus petit AO-8 est un remplacement pour l'ex-AO-7 et peut être utilisé avec des caméras ST-7/8/9/10/2000 USB.



Diviseur optique Astrodon MOAG

(Septembre 2011)

MOAG signifie Manual Off-Axis Guider (Système de guidage manuel hors-axe).
Pour les caméras ST et STL équipée du dispositif optique adaptative AO-L.

Principe :

Il s'agit d'un diviseur qui se fixe sur l'axe optique de l'instrument et qui prélève une petite partie de la lumière incidente (généralement la lumière d'une étoile assez brillante qui va servir pour le guidage) puis qui la renvoie sur le côté, perpendiculairement à l'axe optique.
La lumière de l'étoile ainsi prélevée va ensuite être utilisée, soit à l'oeil nu pour un guidage manuel avec un oculaire réticulé par exemple, soit par une caméra d'autoguidage qui traitera automatiquement la lumière reçue et agira sur la monture.


Les caméras SBIG ST-7/8/9/10/2000 ayant un port RGH peuvent soutenir une tête de guidage séparée RGH qui peut être installé sur le MOAG Astrodon pour dupliquer toutes les fonctions du suivi intégré dans la caméra CCD ST, y compris la fonction de lecture rapide nécessaire pour contrôler l'AO-8.
Le MOAG Astrodon déplace essentiellement le capteur CCD secondaire de guidage interne de derrière les filtres dans le boîtier de la caméra ST à une position de capteur CCD secondaire de guidage externe en face de la caméra ST et de la roue à filtres CFW.

Le modèle Astrodon MOAG est conçu de façon à pouvoir être associé avec le système d'optique adaptative SBIG AO (ST/AO8 et STL/AO-L).
Il peut aussi être utilisé seul avec tous les types de caméras.
Toutefois, avec les caméras équipées de capteurs KAI11000XM ou de taille supérieure, nous vous recommandons l'utilisation des diviseurs Astrodon MonsterMOAG ou MegaMOAG.

Tous les diviseurs sont livrés avec une mise au point hélicoïdale sur l'adaptateur 31,75mm.

Trois modèles sont disponibles :

Le modèle classique, MOAG-S, est utilisable seul et est livré avec un adaptateur.
Le modèle MOAG-A se destine aux caméras SBIG STL avec système AO-L (livré avec adaptateur 50,8mm STL).
Le modèle MOAG-ST est destiné aux caméras SBIG-ST et au système AO8 (livré avec adaptateur T).


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Diviseur optique Astrodon MOAG FR :

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Réglable pick-off à l'intérieur du prisme de l'ouverture d'entrée 2,4" du MOAG

Le MOAG Astrodon a un réglage pick-off optique prisme de prélèvement qui s'étend dans l'ouverture interne du MOAG par le haut.
Il est positionné juste en dehors du trajet de la lumière de l'imagerie de la caméra CCD.
Ce prisme dirige la lumière d'une étoile guide dans un angle droit par le chemin de lumière normale à la tête du RGH en option.



SBIG Remote Guide Head (RGH)

(Septembre 2011)

La plupart des caméras CCD SBIG ont un port RGH dans la tête du corps de la caméra, même les caméras qui contiennent déjà un capteur interne CCD directeurs autoguidage.
Le capteur interne directeurs autoguidage élimine la nécessité d'une lunette guide et l'autoguidage séparé.
Il élimine également le problème de la flexion différentielle de la lunette guide ou de mouvement différentiel du miroir primaire par rapport à la lunette guide.

A la demande générale, nous avons ajouté le support pour le Remote Guide Head de la caméra STL à la série ST-7/8/9/10/2000 (capteur unique et des modèles à double capteurs) pour ceux qui veulent mettre la RGHen face du filtre la roue au moyen d'un guider hors-axe.

Certains utilisateurs préfèrent utiliser un guider externe pour l'imagerie dans des régions du ciel avec des étoiles guides rares, le RGH peut être positionné pour trouver une étoile guide loin des axes d'imagerie de la caméra principale.
La tête déportée de guidage RGH peut être utilisée dans un corps guider hors-axe (MOAG) ou attaché à une lunette guide distincte et branché sur le port du corps de la caméra principale pour faire toutes les corrections de guidage.

Lors d'une séance imagerie couleur avec une caméra SBIG CCD série ST avec un second capteur interne à travers une roue chromatique avec des filtres à bande étroite (narrow band), vous pouvez rencontrer certaines difficultés pour certaines zones du ciel qui ont des étoiles faibles et par conséquent ne peut utiliser le capteur interne pour guider.
Dans un tel cas, les filtres de couleur sombre des étoiles guides ne peuvent devenir directeurs et causées des erreurs.

L'utilisation de cette tête séparée de guidage externe SBIG RGH permettra d'éliminer toute ces questions d'orientations.


Remote Guide Head

Ce port guider vous permet d'utiliser la tête une guider externe en option, telles que la SBIG tête RGH, au lieu du second capteur intégré de la caméra.

Un des principaux avantages de l'utilisation du RGH au lieu d'une caméra séparée pour guider est qu'aucune puissance supplémentaire ou connexions informatiques ne sont nécessaires.
Le RGH prend le pouvoir et le contrôle de la caméra et il est contrôlé tout comme le capteur interne par le même logiciel qui est utilisé pour contrôler la caméra.
Une fois installé, l'utilisateur peut choisir soit la responsable interne ou externe et toutes les fonctions d'autres logiciels sont essentiellement identiques.
Un autre avantage est que le RGH peut contrôler à la fois AO-8 et AO-L lorsqu'il est utilisé dans une guider hors axe MOAG placé entre AO et la roue à filtres/caméra.
Cela permet à AO-8 pour être utilisé avec n'importe quel filtre en place et la luminosité de l'étoile guide ne sera pas affectée.
Depuis le RGH est également compatible avec mise à niveau des versions des caméras ST-7/8/9/10/2000, une grande variété de choix sont disponibles pour l'utilisateur lors de l'élaboration d'un système.
Maintenant vous pouvez ajouter une deuxième tête guide à votre caméra ST-7/8/9/10/2000 en utilisant le capteur CCD de suivi interne ou RGH externe.
Le capteur single "I" versions de ces caméras peuvent également ajouter le RGH pour le guidage externe seulement.


Caractéristiques du RGH SBIG

Une petite tête séparé RGH qui se fixe à la SBIG ST par un câble court.
La tête déportée RGH se connecte, et est alimenté par la caméra SBIG et prend en charge la fonction de guidage du détecteur interne de directeurs au sein du corps de la caméra.
Il n'y a qu'un seul petit câble entre la tête et le corps à distance la caméra principale.

Les avantages de cette souplesse sont évidents :
Il n'y a pas d'alimentation séparée ou d'un câble de communication nécessaires.
Le RGH peut être laissé branché en permanence et l'utilisateur peut passer librement entre le capteur interne de la SBIG ST ou le capteur externe TC-237 du RGH pour l'auto-guidage en utilisant le logiciel de commande de caméra.
Toutes les fonctions de guidage sont contrôlées par le même logiciel de la caméra qui contrôle normalement le capteur interne.

Initialement conçu pour les caméras de grande format STL, la tête déportée RGH équipée d’un capteur TC-237H 16 bits 657x495 pixels à 7.4u et 16-bit A / D, identique à celui interne dans le corps de la caméra CCD SBIG ST, il contient ses propres refroidisseur TE avec un mélange refroidi et un obturateur.
Sait le même capteur qui est utilisé dans l’autoguidage autonome STV et l'ex- caméra CCD ST-237.

Le RGH sera également contrôlé par AO-8 ou AO-L lorsqu'il est utilisé avec un montage hors-axe MOAG Astrodon.
MOAG signifie M anuel O FF- A xis G uider, une partie non mobile de votre train optique.

Montés à distance du corps de la caméra principale, et sans roue à filtres en face d'elle, la tête RGH peut guider sur une étoile de luminosité diminuée, y compris en hors axe de la caméra dans le cas où il n'y a pas de étoile guide approprié à proximité immédiate de la cible.

Le RGH est équipée avec des T-threads sur le capot avant et il acceptera le eFinder pour guider, un adaptateur de lentille de la caméra, un adaptateur de T ou C, ou le nez 1.25" pour une utilisation avec une lunette guide externe.


Caractéristiques ...

Matrice de pixels : 657 x 495
Taille Pixel : 7,4 x 7,4 microns

* Dimensions: 2,75 x 2 x 2 pouces (7 x 5 x 5 cm) hors prise nez et déshydratant.

* Poids: Env. £ 0,5. (0,23 kg).

* Computer Interface: USB 1.1 grâce à la caméra principale à l'ordinateur.
Protocole propriétaire entre la tête et le corps à distance la caméra.

* Interface Télescope: T-thread ou fourni 1,25 "Revolver, option T-fil pour monture C et
adaptateurs 35mm lentille de la caméra.

* Obturateur: Obturateur mécanique interne pour les cadres, plus sombres obturateur
électronique pour les courtes expositions.

* Alimentation: Aucun (tête RGH reçoit une alimentation par le câble tête de la caméra
principale).

* Connexions de montage: trou filetage 1/4-20 sur le côté du boîtier de la caméra.

S'il vous plaît noter que seuls les plus récents appareils SBIG de la série ST avec un port RGH sont prêts à accepter le RGH.
Toutes les caméras STL sont équipées du port RGH.


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Manuel technique Remote Guide Head (RGH) FR en PDF :

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OPTIQUE ET VISION
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L'ensemble complet SBIG AO-8 et le MOAG attaché à une caméra ST-8 avec une roue à filtres CFW10.
Le Remote Guide Head (non montré) contrôle l’AO-8 en face de la roue à filtres.


Principe :
La lumière provient du télescope de la gauche, passe par des déplacements optiques transparents de l’AO-8, en traversant le MOAG-A une partie de cette lumière est détournée avec un pick-off optique et envoyé à la tête du guide RGH dans le MOAG-A, et ensuite traverse la roue à filtres et enfin sur le capteur principal dans la caméra ST-8.
De cette façon, les avantages de la technologie AO-8 peut être utilisé avec la lumière non filtrée.

Conclusion :
Grandir les étoiles guides permet d’utiliser de plus hautes fréquences pour guider par l’AO-8.


Description de l'ensemble complet du système SBIG :

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LE GUIDAGE CLASSIQUE :

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DEUX POSSIBILITES DE GUIDAGE DE L'INSTRUMENT PRINCIPAL :

1)- GUIDAGE PARALLELE :

a)- au-dessus de l'instrument principal :

Sur le dessus on augmente l'inertie.
Si l'imageur est lourd (C11/C14 par exemple) et si on utilise une queue d'aronde standard, les vis de la queue d'aronde qui soutiennent l'imageur elles sont moins sollicitées car elles n'ont à supporter qu'un seul instrument.
Si on met le guideur "sur" l'imageur, l'effet de "levier" provoqué par le poids additionnel du premier pourrait provoquer la cassure des boulons et la chute des deux instruments...
Ce cas n'est à prendre en compte qu'avec une queue d'aronde "standard", pas avec les grosses queues d'aronde comme les Losmandy.

b)- à côté de l'instrument principal :

Le centre de gravité de l'ensemble imageur/guideur est plus proche de l'axe A/D, ce qui réduit le nombre de contrepoids nécessaires, réduisant par là le poids à supporter par la monture.

Conclusion :

L'autoguidage ne semble pas meilleur avec l'une ou l'autre possibilité.


Inconvénient :

Le guidage en parallèle est sujet aux flexions.

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2)- GUIDAGE PAR DIVISEUR OPTIQUE :

Principe :
Un prisme envoie la lumière prélevée vers un oculaire ou un capteur d'autoguidage.

Inconvénient:
La recherche et le centrage d'une étoile-guide sur le petit prisme est très délicat pour trouver une étoile de guidage.

NOTA :
- A utiliser sur des instruments à longues focales.
- Permet d'utiliser des étoiles plus faibles que le guidage parallèle car il profite de toute la lumière collectée par l'instrument principal.
- Exempt de flexions contrairement aux systèmes parallèles.

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DEUX SOLUTIONS POUR GUIDER L'INSTRUMENT PRINCIPAL :


1)- GUIDAGE VISUEL :

Matériel :
- Un capteur : votre oeil aidé d'un oculaire réticulé.
- Une commande : votre cerveau aidé d'une raquette de commande.

Principe :
- Avec un oculaire réticulé votre oeil va déterminer la petite correction à effectuer.
- Avec une raquette de commande vous effectuez la petite correction manuellement.

Guider manuellement pendant de longues minutes est très pénible, surtout s'il fait froid, d'où des erreurs de plus en plus fréquentes.
Le succès de la prise de vue n'est pas toujours garanti.

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2)- AUTOGUIDAGE :

Matériel :
- Un capteur : caméra CCD de guidage.
- Une commande : logiciel d'autoguidage.

Principe :
- Votre oeil est remplacer par un capteur de guidage (caméra de guidage) qui va prendre le relais et déterminer la petite correction à effectuer.
- Un logiciel de pilotage (cerveau) du capteur de guidage analyse périodiquement la position de l'image de l'étoile sur le capteur, il calcule la petite correction pour la et actionne les rattrapages de la monture pour recentrer l'étoile sur le capteur.

NOTA :
Mise en station mal faite :
En guidage manuel ou autoguidage :
L'amplitude du bougé étant proportionnelle à la distance angulaire à l'étoile-guide :
1)- Lorsque le capteur reste pointé précisément sur une étoile-guide, un défaut de mise en station se manifeste par une rotation de champ autour de cette étoile.
2)- Si l'étoile-guide est en dehors du champ de la photographie comme c'est souvent le cas, la rotation de champ est plus prononcée encore.

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TROIS TYPES D'AUTOGUIDAGE :

a)- Capteur indépendant :

Divers appareils :

- webcam Philips SPC 900 NC standard : nécessite une étoile guide très brillante.
- wecam Philips SPC 900 NC modifiée longue pose : l'étoile guide peut être moins brillant que la standard.
- caméra CCD spécialisée dans l'autoguidage : Meade XT201
SBIG ST4 (plus fabriqué)
SBIG STV
LVI

L'avantage c'est que ces caméras sont autonomes et ne nécessitent pas d'ordinateur.

b)- Double capteur :

Il est breveté par SBIG.
Le capteur principal est utilisé pour l'acquisition des images.
Le capteur secondaire plus petit, situé au-dessus de manière à ce que la mise au point soit identique sur les deux capteurs, recueille la lumière de l'étoile guide.

Inconvénient :
La présence d'un filtre diminue la lumière qui parvient au capteur de guidage, conséquence il faut rallonger le temps de pose et donc ralentir la cadence des corrections.
L'effet est particulièrement prononcé avec les filtres à bande étroite ( OIII, Halpha, Hbeta, SII).
Il y a difficulté à trouver une étoile-guide dans le champ du capteur de guidage.
Le remède est le l'autoguidage hors axe ou l'autoguidage en parallèle.

c)- Capteur spécial :

Sur certaine caméras Starlight Express le capteur interligne récupère le contenu de la moitié d'un photosite et laisse le reste de la lumière s'accumuler sur l'autre moitié.
Cela permet de choisir l'étoile-guide sur toute la surface du capteur.
L'inconvénient est la perte de la moitié de la sensibilité, conséquence le temps de pose doit être doublé lorsque la fonction d'autoguidage est activée.

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Pour faire fonctionner l'autoguidage, il faut une monture dotée de connexions pour autoguideur.
Les connecteurs physiques (mâles et femelles) ne sont jamais standardisées d'une monture à une autre !
D'où la jungle des différents câbles pour pouvoir adapter le couple autoguideur/monture.
Il est nécessaire parfois de construire le câble soit-même !

Pour transmettre les informations de commande de rattrapage à la monture:

IL EXISTE DEUX TYPES DE CONNEXIONS :

1)- Liaison numérique :
Protocole LX200 => standard de communication entre un ordinateur et un télescope.
Ce protocole à été inventé par la marque Meade.
Les caméras Meade LPI, DSI utilisent ce protocole LX200.
D'autres constructeurs l'on adopté.

2)- Liaison analogique :
Utilise 4 connecteurs électriques : un par direction (EST, OUEST, SUD, NORD).
Les caméras SBIG utilisent cette liaison. Le port ST4 !

NOTA :
Les logiciels comportant une fonction d'autoguidage par webcam (Astrosnap, Guide Master etc,) sont généralement de type LX200.

1er cas :
- Votre monture et votre autoguideur sont de même type ==> il suffit de ce procurer le câble correspondant.

2ème cas :
Ils ne sont pas compatible, ils ne peuvent se comprendre.
- Si l'autoguideur est en LX200 et la monture en analogique (ST4) ==> il faut se procurer un boitier d'adaptation qui va interpréter le protocole LX200 et de le transformer en impulsions compatibles ST4.
Utiliser l'interface d'autoguidage USB Guider 1.0 "Pierre Astro" par exemple.

IMPORTANT :
Toujours consulter la documentation du constreur ou de questionner un revendeur.
Si vous ne le faites pas, il pourrait s'ensuivre des dégâts côté monture !

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Peut-on brancher un système de suivi qui emploi un protocole ST4 via un port RS232 ?

Réponse :
Le port RS232 utilise des données codées en 8 bits ou autre.
Le port ST4 c'est simplement une bascule à 0 ou 5V pour piloter le moteur un peu plus vite ou un peu moins vite.
Attention :
En principe, les constructeurs de monture ont un consensus entre l'interface matérielle de connexion et le protocole associé.
En principe, une prise RS232c concerne une transmission asynchrone (par exemple un protocole LX200), et un port RJ12 pour le protocole ST4.
Mais bon, c'est pas ce qu'ils ont choisi de mieux, car les faux contacts existent sur ce genre de prise.
L'avantage c'est qu'elle tient moins de place et qu'elle vaut certainement moins cher qu'une prise DB9 par exemple.
Mais, suivant les constructeurs, ils peuvent mettre n'importe quelle prise et déclarer quel genre de protocole circulera dedans (à condition d'avoir le nombre de pins disponible pour le protocole en question).

Exemple :

- Sur l'Em10 Taka, c'est une prise PS2 qui supporte le protocole ST4!.

- Sur la caméra d'autoguidage ST4, le protocole sort en connectique DB15!.

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AUTOGUIDAGE :

CE QU'IL NE FAIT PAS :

L'autoguidage ne transforme pas une monture de piètre qualité, défectueuse ou mal réglée en suivi parfait !

L'autoguidage sur une monture à la mise en station mal faite, ne sera pas performant !

L'autoguidage ne prémunit pas contre les rafales de vent !


CE QU'IL FAIT :

L'autoguidage sur une monture qui présente un suivi de qualité, permet d'avoir des étoiles bien rondes !
REGLAGES DE L'AUTOGUIDAGE :



PREMIER TEMPS : il faut une intervention humaine.

PHASE INITIALISATION :

- Une étoile-guide doit d'abord être trouvée et soigneusement centrée.
- la caméra ST4 ou une autre doit être installée en faisant attention d'aligner les axes du capteur avec ceux de la monture.
- La mise au point est effectuée.
- Réglage du temps de pose pour obtenir sur l'étoile-guide un signal correct mais sans saturation.


DEUXIEME TEMPS : calcul automatique.

PHASE DE CALIBRATION :

Le logiciel de pilotage du capteur de guidage doit comme l'humain en guidage visuel, apprendre dans quelle direction et à quelle vitesse se déplace l'étoile-guide sur le capteur quand chacun des quatre rattrapages est actionné.
Le logiciel actionne successivement ces rattrapages pendant quelques secondes et mesure combien de pixels et dans quelle direction s'est déplacée l'étoile-guide sur l'image.
Ensuite il saura déterminer, par un calcul inverse, la correction à apporter quand l'étoile dérive.

PRINCIPE DE FONCTIONNEMENT :

Le cycle est en boucle :

Un cycle dure de 0.5 seconde à quelques secondes, selon la luminosité de l'étoile-guide.

1)- Prise d'une image.
2)- Calcul des erreurs.
3)- Calcul des corrections.
4)- Action sur les rattrapages.

Et on recommence le cycle : 1, 2, 3, 4 durant toute la séquence de prise de vue sur l'instrument principal.

NOTA :

Ne pas mettre trop de secondes, car les bougés risquent d'apparaître.
Pourquoi ?
Entre deux corrections de l'autoguideur, la monture est livrée à elle-même !

Dans le logiciel il faut également régler "l'agressivité" qui correspond au taux de correction des écarts.
Lorsque le logiciel détecte un écart, le système d'asservissement ne le rattrape jamais à 100%.
Pourquoi ?
A cause des erreurs de mesure dues notamment :
- au bruit.
- à la turbulence.
Il faut corriger qu'une fraction de l'écart, par exemple 50% ou 70%, sinon le système peut se mettre à osciller et même devenir instable : les erreurs augmentent au lieu de rester confinées.
Mais si vous mettez une fraction trop faible (10%), les corrections d'un écart risquent de demander trop de d'itérations.
Il faut donc essayer plusieurs valeurs de ce paramètre d'agressivité afin de déterminer celle qui donne les écarts moyens les plus faibles.


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FAUT-IL AUTOGUIDER :

Il y a deux paramètres fondamentaux à connaître :

- Erreur périodique.
- Echantillonnage.

Nous allons prendre deux situations extrêmes :

1)- Monture avec une erreur périodique de 30".
APN Canon EOS 350D (pixels 6.42µm)+ objectif de 24mm de focale.

Calculons l'échantillonnage du montage :

Taille des photosites du Canon 350D : 6.42 µm
Focale de l'objectif : 24 mm

E = 206 (P/F) =====> 206 (6.42/24) = 55.10" arrondi à 55"

Dans cette situation l'échantillonnage vaut 55" ===> soit presque le double de l'erreur périodique.

Conclusion :
Pas besoin de guidage.


2)- Monture avec une erreur périodique de 10".
Télescope C11 de 2800 mm de focale + caméra CCD avec des photosites de 6.8 µm.

Calculons l'échantillonnage du montage :

Taille photosites de la caméra CCD : 6.8 µm
Focale du C11 : 2800 mm

E = 206 (P/F) =====> 206 (6.8/2800) = 0.70"

Dans cette situation l'échantillonnage vaut 0.50" ===> soit (10"/0.50" = 20") 20 fois plus petit que celle de l'erreur périodique.
Cela veut dire que si la monture est seule pendant un tour de vis sans fin, on aura un bougé de 20 pixels.

Conclusion :
Le guidage est impératif.

NOTA :

Plus la focale de l'instrument et grande, plus les défauts de suivi risquent d'affecter vos images.
Pour éviter les complications, il faut prendre des focales courtes.
Une focale courte ne permettra pas d'obtenir autant de détails qu'une focale longue.
Une focale courte est insuffisante pour les petites nébuleuses planétaires ou les petites galaxies.
AUTOGUIDAGE :

1) L'autoguidage-Pourquoi ? comment ?

cliquer ici


2) L'autoguidage et ses secrets !!!

cliquer ici


3) Autoguidage de la théorie à la pratique par Pierre Franquet :

cliquer ici


4) Autoguidage avec Astrosnap 2.1 Pro :

cliquer ici


5) Autoguidage par astro.perroud :

cliquer ici


COMPLEMENT AU LIEN "Autoguidage par astro.perroud" CI-DESSUS :

Calculs :

Pour un C11 avec un réducteur de F/D 6.3, la focale est de => 1764mm
Lunette guide : 900mm de focale
Lunette guide avec Barlow X2 : 1800mm de focale

Caméra SBIG ST4 (AUTOGUIDEUR):

Capteur => X : 13.8 µm
Y : 16 µm

Dans la notice de la ST4 la dérive par construction est de 1" pour 1250mm de focale

Cela donne pour :
Dérive pour 900mm => (1" X 1250mm) / 900mm = 1.388"
Dérive pour 1800mm => (1" X 1250mm) / 1250mm = 0.694"

Echantillonnage pour 900mm de focale => 206 X (16 / 900) = 3.66"/pixel
Echantillonnage pour 1800mm de focale => 206 X (16 / 1800) = 1.83"/pixel

Caméra SBIG ST8 (IMAGEUR):

Capteur => X et Y : 8 µm

Echantillonnage (en binning 2 X 2) pour 1764mm de focale => 206 X (16 / 1764) = 2.10"/pixel

La configuration est optimale pour => autoguideur en 1800mm de focale
imageur en 1764mm de focale

Le rapport autoguideur / imageur est presque de 1/1

Nota :
Cela devient problématique de trouver des étoiles guides suffisamment brillantes avec une focale supérieure à 2000mm et une ouverture de 80mm !

Règle :

Pour représenter le déplacement en pixels sur l'imageur quand l'étoile de guidage bouge de 1 pixel sur l'autoguideur cela donne :

DI = EG / EI

D : Déplacement
I : Imageur
E : Echantillonnage
G : Guideur

Focale de 900mm :
DI = EG / EI ==> 3.66 / 2.10 = 1.742 pixels

Cela veut dire que lorsque l'étoile de guidage va bouger de 1 pixel sur le capteur de guidage, cela va représenter un déplacement sur le capteur de la CCD derrière le C11 de 1.742 pixels

Focale de 1800mm :
DI = EG / EI ==> 1.83 / 2.10 = 0.871 pixel

Cela veut dire que lorsque l'étoile de guidage va bouger de 1 pixel sur le capteur de guidage, cela va représenter un déplacement sur le capteur de la CCD derrière le C11 de 0.871 pixel

NOTA :

Pour l'imageur SYNONYME SCR 400b avec capteur KAF 0400 (9µm X 9 µm) :

Binning 1 X 1 cela donne : 206 X (9 / 1764) = 1.05"/pixel
Binning 2 X 2 cela donne : 206 X (18 / 1764) = 2.10"/pixel
IMAGER AVEC LE CELESTRON C11
Le Celestron 11 peut avoir plusieurs configurations de F/D :

F/D 1.8 : Système HyperStar III

F/D 6.7 (0.67X) : Réducteur de focale Astrophysic CCDT67

F/D 10 : Basique

F/D 20 : Barlow Barcon

2 configurations possible :

- Avec une caméra SBIG ST-8XME Capteur Kodak KAF-1603ME Classe 2 monochrome

- Avec une caméra CCD Starlight Xpress SXVR-H18 Capteur Kodak KAF8300M pleine trame monochrome


A l'équipement de base on y rajoute les accessoires ci-dessous



Télécompresseur pour CCD (CCDT67) F/D 6.7 (0.67X)

Développé à l'origine pour le télescope Mak-Cass 254mm F 14.6, ce télécompresseur est conçu pour couvrir un plein format ST10 avec des intruments ouverts entre F9 et F 18.
Les deux éléments cémentés transmettent quasiment 99% du spectre situé
entre 420 et 700nm. La distance focale de ce télécompresseur est de 305mm.
Avec les réfracteurs, le champ est réduit de 0.67X ( lors de l'utilisation d'une tourelle à filtres).
La formule permet la pleine couverture d'un format ST10 avec la plupart des télescopes catadioptriques.
La formule n'introduit aucune coma. La résolution n'est pas altérée.Pour obtenir le taux de compression désiré si vous ne possédez pas de tourelle à filtres, vous pouvez utiliser des bagues vissantes 2" de chez Baader de longueur 15mm et 7.5mm,
donnant approximativement l'épaisseur des tourelles SBIG CFW8 et 9.
Notez également que plus vous augmentez le taux de compression, plus vous réduisez le diamètre du cercle image disponible.
Vous ne pourrez donc pas couvrir un format 35mm numérique ou CCD, puisque le diamètre optique utile est inférieur à la taille de ces capteurs.

Fiche technique sur le calcul des taux de compression et couverture de champ.

Instructions sur le type de montage utilisé.

. Diamètre optique utile 44.45mm, conçu pour se visser directement sur le nez AP16T, ou tout autre nez 50.8mm possédant un
filetage pour les filtres 48mm. Attention toutefois, il ne se visse pas complètement dans le nez 50.8mm fourni avec les caméras
SBIG car le filetage n'est pas assez profond.

. Facteur de compression de 0.67X avec les caméras ST 7/8/9/10/2000 et la roue à filtres, monté sur un réfracteur.
Cercle image de 30mm.

. Facteur de compression de 0.75X avec les caméras ST 7/8/9/10/2000 sans roue à filtres, monté sur un réfracteur.
Cercle image de 34mm.

. Approximativement 127mm de tirage sont nécessaires pour réaliser la mise au point, le réducteur ne fonctionne donc pas avec
l'AO7.

. La distance focale du réducteur est de 305mm.

L'usage du nez CCD AP16T est fortement recommandé. Installez le sur votre caméra CCD et serrez la vis du porte oculaires.
Le dessin unique permet un axage et montage parfait et sûr.
L'avant est fileté pour recevoir les filtres 48mm, et l'intérieur est peint en noir mat. ...

Utilisation pour le Ciel Profond
Rapport de réduction d'un réducteur de focale :

Il fonctionne comme une lentille de Barlow, à ceci près qu'il s'agit non plus d'un système optique divergent mais convergent.
Son grandissement est inférieur à 1, donc la focale de l'instrument se trouve non plus agrandie comme la Barlow mais réduite.
L'utilisation d'un réducteur de focale est plus délicate qu'une Barlow.
un réducteur de focale décale le foyer de l'instrument vers l'avant.
Il ne travaille correctement que dans une plage restreinte de réduction.
Il est construit pour un instrument spécifique (Celestron, Meade, etc).
En dehors de sa plage, des aberrations dégradent l'image.
Il se peut même que la mise au point ne soit plus du tout possible !

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Pour le calcul du rapport il faut connaître deux paramètres :

- la focale F de ce réducteur
- le tirage entre le réducteur et le capteur

Le rapport R est donné par la formule suivante :

R = 1-T/F

Exemple :

Focale du réducteur : 240mm
Tirage nominal : 90mm

Cela donne :

R = 1-240/90 = 0.625 fois

Comment déterminer la focale d'un réducteur ?

- on prend le réducteur en main.
- on le dirige vers le Soleil.
- on mesure à quelle distance du réducteur se forme l'image nette du Soleil.
Camera SBIG ST-8XME Capteur Kodak KAF-1603ME Classe 2 (novembre 2010)

F/D 10



Camera SBIG ST-8XME Capteur Kodak KAF-1603ME Classe 2

(Novembre 2010)


Spécifications techniques :

Caméra CCD SBIG ST-8XME Classe 2 avec capteur d'autoguidage intégré
Caractéristiques Capteurs
Matrice principale : Capteur Kodak KAF-1603ME de 1530 x 1020 pixels soit 1.5 Million de pixels (1 560 600)
Taille des pixels : 9 x 9 microns - Taille du capteur : 13.8mm x 9.2mm - Diagonale : 16.6mm - Surface : 127 mm2
Type CCD : Full Frame (pleine trame) - Rehaussé dans le bleu (E) - Microlentilles (M)
Matrice d'autoguidage : Capteur Noir et Blanc Texas Instruments TC-237H de 657 x 495 pixels soit 325 125 pixels
Taille des pixels : 7.4 x 7.4 microns - Taille du capteur : 4.9mm x 3.7mm - Diagonale : 6.14mm - Surface : 18.13 mm2
Capacité maximale : 100 000 e-
Courant d'obscurité: 1 e-/pixel/seconde à 0°.
Antiblooming : NABG (non anti-blooming)
Sensibilité maximale : 84% à 645nm - Sensibilité raie H-Alpha : 76% à 656nm
Caractéristiques Transferts
Numérisation : 16 Bits
Bruit de lecture : 15e- RMS
Temps d'exposition : de 0.12s à 6h - Résolution de 10ms
Facteur de conversion e-/ADU : 2.3
Obturateur : Electromécanique
Gain: 1.5e-/ADU sans binning, 3e- en binning.
Mode binning: 1x1, 2x2x et 3x3.
Durée du transfert d'une image pleine trame : 3.7 secondes.
Caractéristiques Système SBIG ST
Refroidissement : Système à 1 étage thermoélectrique, ventilateur, circuit eau disponible, jusqu'à -35°C sous la température ambiante en mode standard (air), - 45°C avec l'assistant à eau non refroidi en fonction du point de rosée.
Régulation thermique : +/- 0.1°C
Connexion PC : USB 1.1 - Câble USB vers PC/Mac fourni en standard
Autoguidage : Matrice d'autoguidage intégrée, caméra d'autoguidage externe sur option - Port supplémentaire inclus.
Alimentation : 5VDC à 1.5A +/-12VDC à 0.5A - Alimentation universelle 90-240V AC vers 12VDC incluse
Compatibilité : Windows 98/NT/2000/Me/XP - Mac.
Logiciels : CCDOPS - CCDSharp - CCDSoftV5 - TheSky version 5 niveau II inclus
Caractéristiques Physiques
Poids : 900g sans filtres - Dimensions (Hauteur x Largeur x Profondeur) : 190mm x 127mm x 76mm
Adaptation : Coulant 50.8mm et Filetage T (M42 femelle) inclus
Back Focus : 25.7mm avec sortie femelle M42
Câble d'alimentation 1.8m inclus avec alimentation universelle - Câble d'autoguidage (Monture - CCD) fourni en standard.
Rangement : Valise rigide, étanche Pelican 1550 avec mousse prédécoupée

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Manuel technique camera SBIG ST-8XME Capteur Kodak KAF-1603ME Classe 2 FR en PDF :

cliquer ici


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Spécifications ST8XME:

. Capteur Kodak KAF-1603ME classe 2 et TC237 pour le guidage.
. Dimensions du capteur principal 1530X 1020 pixels.
. Dimensions 13.8X 9.2mm.
. 1.56 million de pixels.
. Pixels de 9X9 microns.
. Obturateur électromécanique: 0.12 à 3600sec.
. Digitalisation 16 bits.
. Binning possibles: 1X1, 2X2, 3X3.
. Temps de vidage: < 3.7 sec en USB 1.
. Antiblooming optionnel.






Capteur CCD d'autoguidage TC-237

Le capteur CCD d'autoguidage TC-237 pour les caméras SBIG ST-8/9/10XE.
Capteur pour l'autoguidage:
Matrice: TC-237 CCD
Dimensions pixels: 657x495
pixel: 7.4 x 7.4 microns
Dimension de la matrice CCD: 4.9 x 3.7 mm
Champ pour focale de 2000 mm: 8.2 x 6.2 minutes d'arc ( 51 arcmin2 )
Nombre de pixels: 325215

Le capteur TC-237 utilisé en autoguidage est le même que pour la caméra SBIG ST-237A et STV.
Champ de vision avec le capteur d'autoguidage TC-237 avec un télescope Schmidt Cassegrain ouvert à F/7 30 secondes sans guidage, image centrée sur NGC 2903 réalisée avec le capteur d''autoguidage TC-237.
L'utilisation du capteur TC-237 démontre que le champ est 2.7 fois plus important que dans le cas précédent ce qui accroît les possibilités de trouver une étoile guide.
328 x 247 pixels, 14.8 microns (binning 2x2).
En règle générale, dans la fonction autoguidage le capteur TC 237 est souvent utilisé en binning 2x2 pour accroître sa sensibilité.

Avec les précédent modèles de caméras, le capteur devait être orienté suivant les axes X et Y correspondant aux axes de la matrice de guidage et aux déplacements en AD et Dec de l'instrument.
Ceci pour limiter les corrections suivant quatre directions bien précises.
Avec le logiciel CCDSoftV5 ( fourni en standard avec ces caméras), la caméra équipée du capteur TC-211 ou TC-237 peut être assemblé dans n'importe quelle orientation autour de l'axe optique sans se soucier des axes AD et Dec de l'instrument pour effectuer un guidage correcte.
Bien sûr le fait d'assurer un autoguidage avec un capteur spécifique permet aussi d'assurer les acquisitions d'images en mode continu et non séquentiel entre ces deux fonctions ce qui procure là encore un gain de temps considérable au cours de la nuit d'observation.



Camera SBIG ST8 XME

Il y a deux capteurs côte à côte, un grand pour les images et l'autre plus petit pour le guidage.
Le logiciel fourni sait prendre en charge les deux, il est un peu rustique mais d'autres logiciels savent le faire aussi :
Prism, MaximDL, Astroart...

Le système est comparable à celui d'un diviseur optique avec caméra d'autoguidage séparée
(à part que la mise au point est bonne sur les deux capteurs en même temps, et que c'est plus simple côté filasse,
informatique etc.) il faut évidemment qu'une étoile pas trop faible tombe sur le capteur de guidage, donc on peut être
amené à faire tourner la caméra sur elle-même pour en trouver une. Moi je prépare systématiquement mes cadrages avec
un logiciel de cartographie céleste qui me dessine les deux capteurs (je lui ai juste indiqué la taille des capteurs et
la focale de l'instrument), comme ça je n'ai plus qu'à reproduire le cadrage préparé et ça va bien plus vite que de chercher au hasard.

Petit inconvénient : si on met des filtres très étroits (genre Halpha), le filtre étant placé devant les deux capteurs,
l'étoile guide peut être très affaiblie et le temps de pose de guidage s'en ressent, évidemment.




Roue à fitre SBIG CFW 10



SBIG Roue de filtres CFW 10
pour tous les modèles de caméras ST-7/8/9/10/2000

(Septembre 2011)

Le nouveau CFW10 est une roue de filtre conçu pour la version USB de notre série de caméras ST ou n'importe quel appareil photo, où un port série est disponible pour le contrôle de la roue.
Il est titulaire d'un maximum de dix 1,25 "filtres. Le CFW10 accepte l'entrée de commande soit via le port I2C ou le port série RS232.
Lorsqu'il est fixé à une caméra USB ST-7/8/9/10/2000, la roue de filtres reçoit le pouvoir et le contrôle commandes par le port d'accessoires I2C de la caméra, aucun pouvoir supplémentaire ou câble à l'ordinateur est requis.
La version autonome, CFW10-SA, est à utiliser avec d'autres appareils, la roue à filtres est contrôlée via un port série RS232 et est alimenté par une alimentation 12 VDC externe.
Les fentes de filtre sont filetés pour la norme 1.25 "filtres.

La partie entre la caméra et le télescope est seulement d'environ 3 / 4 "(20mm) d'épaisseur pour recentrer minimum.
Deux versions du boîtier permettent d'utiliser le CFW10 soit comme une unité séparée, ou comme une pièce intégrante remplacement de la plaque frontale de l'appareil de la série ST.
La version de remplacement contient une fenêtre optique de haute qualité avec des revêtements AR supérieure.
En utilisant le logement de la roue de filtre comme une plaque frontale de remplacement pour la caméra, un supplément de 1/4"(6mm) à l'arrière l'accent est éliminé et les lentilles normales 35mm peuvent être utilisés avec la roue à filtres en place.

L'ouverture frontale de la CFW10 contient la norme T-fils.
Un adaptateur de caméra personnalisée lentille sera disponible pour couramment disponibles 35mm Nikon, Canon, Olympus et les autres objectifs.
Pour la fixation de la lunette, un nez 1.25" ou un nez 2" peut être utilisé, ou un T-fil à l'adaptateur de retour visuel pour un ajustement sécuritaire plus pour Schmidt-Cassegrain étendues.
Pour les autres portées, les adaptateurs mâles avec des T-threads peuvent être utilisés pour sécuriser la roue de filtres.

Il faut noter, cependant, que la CFW10 ne fonctionnera pas avec les anciennes caméras parallèles si on n'a pas un port série disponible sur l'ordinateur pour contrôler la CFW10 via un câble série distinct.

La CFW10 pèse environ 2 livres (~ 0,9 kg) sans filtre.

La roue à filtres CFW10 à un carrousel de 10 positions pour filtres 1,25" et les bouchons dans l'appareil photo pour la simple câble USB came/filtre de contrôle.

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Manuel technique de la roue à filtres SBIG CFW 10 FR en PDF :

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Caroussel SBIG 10 positions

Epaisseur des filtres montés Baader 2 mm

Position 1 : Filtre Anti-Pollution HUTECH IDAS-LPS (remplace le filtre Luminance BAADER)
Position 2 : Filtre Anti-Pollution CELESTRON UHC/LPR Ref 94123 (remplace le filtre Luminance BAADER)
Position 3 : Filtre Rouge BAADER N°2458470R
Position 4 : Filtre Vert BAADER N°2458470G
Position 5 : Filtre Bleu BAADER N°2458470B
Position 6 : Filtre SII 8nm (Soufre) BAADER N°2458430 ===> ROUGE
Position 7 : Filtre H-alpha 7nm (Hydrogène) BAADER N°2458382 ===> VERT
Position 8 : Filtre OIII 8.5nm (Oxygène) BAADER N°2458435 ===> BLEU
Position 9 : Filtre NII 3nm (Azote) Astrodon S/N 230/8
Position 10 : Filtre H-beta 8.5nm (Hydrogène) BAADER N°2458425


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CFW10 Vue éclatée

L'épaisseur est d'environ 0,6" lorsque la roue est fixée à la caméra à la place de la plaque face avant de la caméra, et environ une épaisseur de 0,76" lorsque la roue est fixée sur la plaque face avant de la caméra.
Le couvercle de la CFW10 est retiré pour l'accès aux filtres sans ouvrir la cavité de la caméra.



Filtre IDAS LPS-P2 - Ø coulant 31,75 mm (145,00 €)

(Octobre 2011)

Filtre de rejet de pollution lumineuse au pas de vis standard de 48mm des oculaires 50,8mm.
Le filtre fabriqué au Japon est réalisé en verre optique de haute qualité avec traitement interférentiel et anti-reflet.

Le filtre LPS a pour caractéristique d'avoir une bande passante large ne rejetant que peu de lumière et ne causant pas de dominante colorée importante, tout en coupant les émissions lumineuses des raies du sodium et du mercure.
Il est très réputé en imagerie numérique.


1) Astrophotographie du ciel profond en zone de pollution lumineuse intense à Bruxelles (Belgique) par Sébastien Kersten:

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2) Test filtre antipollution lumineuse:

cliquer ici


3) Test filtre antipollution lumineuse:

cliquer ici


4) test filtre antipollution lumineuse LPR (Celestron) sur fisheye Peleng 8mm:

cliquez ici


5) Filtres antipollution lumineuse en astrophotographie DSLR:

cliquer ici


6) Usage des filtres intéférentiels par Dominique Beauchamp:

cliquer ici


7) Intérêt du filtre Astronomik UHC avec un APN:

cliquer ici


8) ASTRONOMICAL FILTERS SPECTRAL TRANSMISSION:

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CONCLUSION :

Le filtre IDAS LPS-P2 : à l'avantage sur les nébuleuses.

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Le filtre CELESTRON LPR : à l'avantage sur les galaxies (spectre continu).

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La Clef des Etoiles
3, rue Romiguières
31000 Toulouse
Tél : 05 61 22 58 55




Filtre CELESTRON UHC-LPR - Ø coulant 31,75 mm Ref 94123

(Novembre 2011)

Chez (via eBay):

SmartAstronomy
PO Box 90487
Staten Island
NY 10309
USA
Tel : 888.291.6577





Jeux de filtres Baader "L-RGB-C" CCD

(Octobre 2011)

C 1466 Ref: 2458473
Jeux de 5 filtres L-RVB-C CCD Baader : Filtre Luminance / RVB / Filtre Clair avec UV/IR Cut
Filetage standard Ø coulant 31,75 mm (1"1/4)(265,00 €)


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Jeux de filtres Baader "Narrowband" CCD

(Octobre 2011)

C1396.4 Ref: 2458455
Filetage standard Ø coulant 31,75 mm (1"1/4)(355,00 €)

Filtre H-alpha 7nm BAADER N°2458382
Filtre H-beta 8.5nm BAADER N°2458425
Filtre OIII 8.5nm BAADER N°2458435
Filtre SII 8nm BAADER N°2458430



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Filtre Astrodon NII 3nm (Azote)
Référence ADNII3_27R Ø coulant 31,75mm (391,00 €)

(Décembre 2011)

Les filtres à bande étroite Astrodon NII augmentent le contraste des nébuleuses diffuses et planétaires en isolant les raies de transitions interdites de l'azote ionisé N+ (ou [NII], dans la partie rouge du spectre visible, aux longueurs d'onde primaire de 654,8nm et secondaire de 658,4nm). Les filtres NII permettent donc l'imagerie du ciel profond, même lorsque la Lune est présente, au prix toutefois d'un allongement du temps de pose. De même, ils peuvent être utilisés dans les zones où la pollution lumineuse est importante. Ils sont rarement utilisés seuls mais en conjonction avec d'autres filtres à bandes étroites (H-alpha, SII, ou OIII).

La largeur de la bande passante du filtre est exprimée par sa FWHM (Full-Width at Half-Maximum Intensity, ou intensité à mi-hauteur de courbe) en nanomètres. Plus la bande passante est étroite, moins le bruit de fond de ciel est important. Toutefois, la fabrication de ces filtres à bande très étroite est extrêmement difficile et coûteuse. De même, plus la bande passante est étroite, plus il devient difficile de garantir une transmission maximale de la lumière. Ainsi, si jamais la transmission lumineuse décroît de façon trop importante tandis que la bande passante diminue, le filtre n'assure plus sa fonction et le signal se trouve noyé dans le bruit.

La raie NII (658,4nm) est extrêmement proche de celle de H-alpha (656,3nm) et la plupart des filtres H-alpha du marché, dont la FWHM est comprise entre 4,5 et 10, englobent la raie NII. Par conséquent, et en toute rigueur, il conviendrait d'utiliser l'appellation H-a + [NII] pour désigner les bandes passantes des filtres dont la FWHM est supérieure à 4,5. Seuls des filtres très étroits (3nm ou moins) permettent de séparer ces 2 raies très proches. De nombreux objets comme les étoiles de Wolf-Rayet, les nébuleuses planétaires (telles que M27-Dumbell) ou les restes de supernova, possèdent un rayonnement [NII] propre, souvent bien différent de celle de H-alpha et qui peut être intéressant d'isoler.


Optique Unterlinden
3 Place de la Cathédrale
68000 Colmar
Tel 03 89 24 16 05



La nébuleuse Dumbell (M27)

Don Goldman/Ken Crawford Rancho Del Sol Observatory, CA (USA)

Télescope Ritchey-Chrétien RCOS 508mm
Monture Paramount ME
Caméra SBIG STL11000 à -20°C
Filtres Astrodon H-alpha 5nm + NII 3nm + SII 3nm + OIII 3nm
4 x 15mn de pose pour chaque couche



La nébuleuse Dumbell (M27)

Résultat final




La nébuleuse de la Tête de Cheval, officiellement connue sous le nom de Barnard 33 (IC 434 désigne la nébuleuse émissive à l'arrière plan), est une nébuleuse sombre dans la constellation d'Orion.
La nébuleuse est située juste en dessous de Alnitak (ζ Ori), l'étoile la plus à l'est de la ceinture d'Orion.

Le filtre H-beta est utilisé pour cette nébuleuse !



Ensemble du système SBIG
HyperStar III de Starizona pour Celestron C11 F/D 1.8 (Mai 2010)



Schéma d'un télescope SCT standard

L'HyperStar permet à un télescope Schmidt-Cassegrain de devenir un impressionnant système d'imagerie à f/2 !

Qu'est ce que l'HyperStar ?

L'HyperStar est la façon la plus simple de réaliser des photographies du ciel profond.
Le corps optique de l'HyperStar est composé de plusieurs lentilles correctrices, qui viennent remplacer le miroir secondaire de votre télescope de Schmidt-Cassegrain, et permettent de faire des image CCD extrèmement rapidement. En fonction du télescope, le rapport focal sera ramené de F/10 à F/1.8 ou F/2 pour des temps de pose jusqu'à 31 fois plus courts que lorsque le télescope est à F/10 (configuration d'origine) !

Enlever le miroir secondaire et installer l'HyperStar se fait rapidement et facilement. Aucun outil n'est nécessaire pour passer d'une configuration à l'autre (HyperStar ou mode F/10) en moins de deux minutes ! L'HyperStar vous procure donc la capacité la plus simple et rapide de faire des images du ciel profond.

Cet accessoire dédié à la photographie transforme un télescope de Schmidt-Cassegrain en un instrument extrèmement versatile. Avec un C11 par exemple, vous pourrez donc observer le ciel et les planètes tout à fait normalement, avec une focale de 2800mm (F/D 10), si vous possédez un réducteur de focale F/D 6.3 vous pourrez l'utiliser pour observer ou imager avec 1800mm (F/D 6.3) de focale environ, et enfin, grâce à l'HyperStar, vous disposerez aussi d'un instrument dédié à la photographie grand-champ avec 504mm de focale (F/D 1.8) soit l'équivalent d'une petite lunette !

L'Hyperstar vous permet donc de transformer votre instrument en plusieurs instruments dédiés à des tâches différentes et complémentaires sans avoir besoin de ré-investir dans un second télescope/lunette !



Ci-dessus : Schéma d'un HyperStar installé avec une caméra (droite).

# 1 : Kit de conversion HyperStar (sauf si votre télescope est déjà compatible Fastar)
# 2 : Hyperstar 3 lentilles
# 3 : Adaptateur pour caméra
# 4 : Caméra

Quels sont les avantages de l'HyperStar ?

Le tout premier avantage de l'HyperStar est la vitesse. Le tableau ci-dessous compare les temps de pose d'un même instrument, avec différents rapports focaux. Des photographies qui nécessiteraient normalement une demie-heure à F/10 ne demandent que quelques secondes avec une HyperStar ! De même, à longueur focale identique (560mm par exemple pour un C11 + HyperStar), un télescope équipé de l'HyperStar imagera 6 fois plus vite qu'une lunette à F/D 6 tout en vous offrant une meilleure résolution et une moins grande contrainte d'utilisation (autoguidage, flexions, etc).

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Rapport focal Temps pour une exposition similaires
f/10 15,4 minutes & 30,9 minutes
f/6.3 6,1 minutes & 12,3 minutes
f/5 3,9 minutes & 7,7 minutes
f/3.3 1,7 minutes & 3,4 minutes
f/1.8 (HyperStar) 30 secondes & 60 secondes


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Au delà du gain de temps et d'efforts immense que cela représente, les temps de pose réduits induisent bien d'autres avantages :
# La capture des images devient bien plus facile avec des temps de pose de l'ordre de 20 à 60 secondes
# Vous pourrez faire vos exposition quasiment sans autoguidage
# Les images "déchets" seront moins nombreuses (passage d'avions, satellites, etc)
# Vous pourrez profiter de courts passages sans turbulence
# Les capacités d'imagerie avec appareil photo numérique seront décuplées du fait des temps de pose réduits
# Le bruit électronique des capteurs, dû aux longs temps de pose (APN ou CCD) sera diminué autant que la dûrée des poses
# Vous pourrez vous affranchir des lourds systèmes de guidage en parallèle

Il vous sera même envisageable de faire des photographies du ciel profond avec une monture Alt-Azimuthale du fait des très courts temps de pose. Cela implique que vous pourrez faire de l'imagerie du ciel profond avec une monture à fourche sans platine équatoriale ni viseur polaire !



Ci-dessus : Une caméra CCD montée sur une lentille HyperStar pour Schmidt-Cassegrain de 11" (Celestron C11)

Le miroir secondaire est simplement retiré du télescope, puis placé dans un support pour le protéger de la poussière et des chocs (support fourni avec chaque HyperStar). Remplacer le miroir par l'HyperStar est une opération très simple qui ne requière que quelques secondes.
Le miroir secondaire est indexé (marque) pour que lorsque vous le replacerez dans le télescope, la collimation soit préservée au mieux et qu'aucuns ajustements ne soient nécessaires.


Quelles Caméras sont compatible avec l'HyperStar ?

Les caméras compatibles dépendent en premier lieu de la taille du télescope et donc de l'obstruction centrale. Les facteurs limitant sont la taille de la caméra et la taille du capteur CCD à illuminer.
Les caméras CCD de grande taille ne seront pas compatibles avec les petits télescopes du fait de l'obstruction qu'elles engendreraient. Ceci dit, la plupart des caméras CCD modernes sont compactes, alors cela devient de moins en moins problématique.
L'autre limite est basée sur la taille du capteur CCD. Un système HyperStar ne peut illuminer que certaines tailles de capteurs CCD, du fait de la taille du télescope et de l'ouverture centrale pour l'HyperStar lui-même.


Les cameras compatibles avec L'HyperStar 11"

# Astrovid Stellacam
# Mallincam
# Starfish Cameras (avec capteur de 11mm ou moins)
# Starlight Xpress Cameras (avec capteur de 11mm ou moins)
# Astrovid StellaCam
# ATIK 16IC
# Mallincam
# Meade DSI & DSI Pro (tous modèles)
# Orion StarShoot I & II
# SAC Imaging Cameras (tous modèles)
# SBIG ST-237/ST-402
# Starfish Cameras
# Starlight Xpress Cameras (tous modèles sauf H35/36)
# Tous les APN Canon EOS et Nikon


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Evolution du système HyperStar :

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[image introuvable]


HyperStar III pour Celestron C11

# Pour télescope Celestron C11 compatible Fastar (ou avec kit de conversion HyperStar) f/1.8 (Rapport focale/diamètre)
# 560mm Longueur focale
# Taille maximum capteur CCD: 27mm diagonal
# Optiques totalement traitées anti-reflets
# Finition anodisée noire
# Plusieurs adaptateurs: Filetage T pour caméra CCD, bague pour appareil photo numérique
(une seule bague fournie, à choisir à la commande)
# Collimation ajustable
# Support camera rotatif (pour cadrage)
# Dimensions*: 112mm x 86mm
# Poids: Approx. 950g
# Inclus, support pour miroir secondaire et contrepoids
# Fabriqué aux U.S.A.

Achat chez Pierre Astro :

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Installation de l'HyperStar III chez Optique & Vision en collaboration avec Pierre Astro

OPTIQUE ET VISION
6 bis avenue de l'esterel BP69 06162 JUAN LES PINS
Tél.04.93.61.18.83 Fax.04.92.93.09.83

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Notice HyperStar :

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Mise en place de l'HyperStar :

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Mise en place de l'HyperStar en vidéo :

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Tutoriaux Imaging :

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Bague pour appareil photo numérique Canon 350D :

La bague HyperStar est modifiée Pierre Astro :
Ce modèle est très particulier car il dispose d'une puce électronique permettant la confirmation de la mise au point : appuyez sur le déclencheur de votre boîtier jusqu'à mi-course, effectuez la mise au point, dès que la netteté est atteinte, le collimateur sélectionné s'illumine et le boîtier émet un bip.
Ceci permet par exemple d'effectuer une mise au point précise sur la lune ou sur des étoiles suffisamment brillantes.



Adaptateur HyperStar C11

Adaptateurs HyperStar pour caméras et APN :

Ces adaptateurs permettent de positionner la caméra ou l'appareil photo numérique de votre choix sur une HyperStar.

Chaque HyperStar est vendue avec un adaptateur au choix, cependant, vous pouvez avoir plusieurs adaptateurs.
Les adaptateurs existent en plusieurs format et pour chaque HyperStar.


Version monochromie (Mai 2010) :

- Bague HyperStar filetage T pour caméra CCD ATIK 16 IC-S
La caméra CCD ATIK 16 IC-S doit être utilisé avec un adaptateur de longueur 48,5 mm.
(Ces dimensions incluent un adaptateur 2,5 mm d'épaisseur).

- Bague HyperStar filetage T pour caméra CCD Starlight Xpress H18
La caméra CCD Starlight Xpress H18 dispose d'un obturateur, elle dispose donc d'un plus grand back-focus et doit être utilisé avec un adaptateur de longueur 36,7 mm.
(Ces dimensions incluent un adaptateur 2,5 mm d'épaisseur).
Version trichromie (Mars 2011) :

Porte-filtre à tiroir TSFEKM48 équipé de deux bagues adaptatrices BA 2458110 et TSM48-T2
L'épaisseur du Porte-Filtre + les 2 bagues : 21 mm

Confection chez STARIZONA des bagues suivantes :

- Bague HyperStar filetage T pour caméra CCD ATIK 16 IC-S
La caméra CCD ATIK 16 IC-S doit être utilisé avec un adaptateur de longueur 48,5 mm.
Donc, on a besoin d'un adaptateur qui est (48,5 - 21) = 27,5 mm de longueur pour la caméra ATIK 16 IC-S.
(Ces dimensions incluent un adaptateur 2,5 mm d'épaisseur).

- Bague HyperStar filetage T pour caméra CCD Starlight Xpress H18
La caméra CCD Starlight Xpress H18 dispose d'un obturateur, elle dispose donc d'un plus grand back-focus et doit être utilisé avec un adaptateur de longueur 36,7 mm.
Donc, on a besoin d'un adaptateur qui est (36,7 - 21) = 15,7 mm de longueur pour la caméra Starlight Xpress H18.
(Ces dimensions incluent un adaptateur 2,5 mm d'épaisseur).



ADAPTATEUR BA 2458110

Côté du porte-filtre : M48x0.75 mâle
Côté bague adaptatrice de l'HyperStar III : M42x0.75 femelle


Chez : Teleskop-express.de

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Porte-filtre à tiroir TSFEKM48

Côté HyperStar III : M48x0.75 femelle
Côté caméra CCD : M48x0.75 mâle


Chez : Teleskop-express.de

Porte-filtre :

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Tiroir :

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Utilisation des filtres suivants :

Tiroir 01 : Filtre Luminance BAADER UV/IR-Cut/L N° 2459210A
Tiroir 02 : Filtre Anti-Pollution HUTECH IDAS-LPS (remplace le filtre Luminance BAADER)
Tiroir 03 : Filtre Anti-Pollution CELESTRON UHC/LPR Ref 94124 (remplace le filtre Luminance BAADER)
Tiroir 04 : Filtre Rouge BAADER N°2458475R
Tiroir 05 : Filtre Vert BAADER N°2458475G
Tiroir 06 : Filtre Bleu BAADER N°2458475B
Tiroir 07 : Filtre SII 8nm BAADER N°2458431 ===> ROUGE
Tiroir 08 : Filtre H-alpha 7nm BAADER N°2458384 ===> VERT
Tiroir 09 : Filtre OIII 8.5nm BAADER N°2458436 ===> BLEU
Tiroir 10 : Filtre H-beta 8.5nm BAADER N°2458426
Tiroir 11 : Filtre NII 3 nm ASTRODON
Tiroir 12 : Dark



ADAPTATEUR TSM48-T2

Côté porte-filtre : M48x0.75 femelle
Côté caméra CCD : M42x0.75 mâle


Chez : Teleskop-express.de

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TECHNIQUE LRVB "Emission Line" CCD Full Frame

Kit Baader 5 filtres LRVBC filetage standard 48 mm coulant 50.8 mm (2")
Epaisseur de chaque filtre : 2 mm
Référence C1470 prix 425.00 €


OPTIQUE ET VISION
6 bis avenue de l'Esterel BP69 06162 JUAN LES PINS
Tél.04.93.61.18.83 Fax.04.92.93.09.83



TECHNIQUE Narrowband (Bande étroite) "Emission Line" CCD Full Frame

Kit Baader 4 filtres : Ha 7nm/Hb 8.5nm/OIII 8.5nm/SII 8nm filetage standard 48 mm coulant 50.8 mm (2")
Epaisseur de chaque filtre : 2 mm
Référence C1396.5 prix 565.00 €


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Pour la technique "Color Mapped" cela donne une image en fausses couleurs



OPTIQUE ET VISION
6 bis avenue de l'Esterel BP69 06162 JUAN LES PINS
Tél.04.93.61.18.83 Fax.04.92.93.09.83
Caméra CCD Starlight Xpress SXVR-H18 Capteur Kodak KAF8300M pleine trame

F/D 1.8 (Juillet 2010)



Caméra CCD Starlight Xpress SXVR-H18

Obturateur ouvert

Starlight Xpress ne proposait pas de caméras "pleine trame", caméras nécessitant un obturateur mécanique pour éviter certains artefacts lors de chargement de l'image vers l'ordinateur.
L'obturateur étant une pièce importante et de grande précision, Starlight Xpress à mis au point un obturateur hautement miniaturisé et fiable qui est suffisamment petit pour être parfaitement intégré dans le corps de la caméra.
Cette performance mécanique permet à Starlight Xpress de proposer fièrement sa toute dernière caméra haute résolution !

Caractéristiques techniques

* Type de capteur: CCD Kodak KAF8300M pleine trame avec avec niveau de bruit très faible et anti-blooming latéral.
* Résolution du CCD: taille des pixels 5.4uM x 5.4uM, format de l'image 3326 x 2504 pixels.
* Taille du capteur CCD: 17.96mm (Horizontal) x 13.52mm (Vertical).
* Qualité du CCD: grade standard grade. Pas de colonnes mortes pas de pixels morts.
* Réponse spectrale: rendement quantique max à 540nM (~56%), 48% à 470nM et 656nM.
* Bruit de la lecture: moins de 10 électrons RMS - typiquement seuleument 7 électrons
* Pleine capacité: > 25,000 e - (sans binning).
* Anti-blooming: marge de surcharge supérieure à 100x.
* Courant d'obscurité: temps de saturation supérieur à 10 heures , moins de 0.05 électrons/seconde à +10C°ambiant.
* Format des données: 16 bits.
* Gain du système: 0.4 électrons par ADU
* Interface ordinateur: USB 2.0 intégrée.
* Temps de téléchargement: typiquement 4.5 secondes pour une images pleine résolution.
* Alimentation électrique: par transformateur (livré) 240Vca/115Vca 12VA, ou 12Vcc 750 milliampères max.
* Système de refroidissement: double unité intégrée de refroidissement fournissant une température d'approximativement -40°C en dessous de la température ambiante.
* Taille: cylindre d'aluminium usiné CNC et anodisé noir de 75 x 70mm avec filetage 42mm de diamètre au pas de 0.75mm au niveau du capteur, connecteurs informatiques de liaison sur l'arrière de la caméra, réglage du tilt du capteur avec platine d’alignement pour un calage du capteur parfaitement perpendiculaire à l'axe optique du système.
* Poids: moins de 500g.


IMPORTANT :

L'hyperstar 3 est prévu pour corriger un Schmidt Cassegrain sur la diagonale d'un APN (format APS-C : taille du capteur 16x24mm) sans vignetage notable.


Chez :

L'astronome
32, rue du Gaillec
56100 Lorient


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Manuel SXVR-H18 (EN) :

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Manuel SXVR-H18 (FR) :

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Logiciel AstroArt 4.0 FR :

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Drivers caméras CCD pour le logiciel AstroArt 4.0 :

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ASTROPHOGRAPHIE NUMERIQUE


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1) Les choix en astrophotographie (1) par Alain Kohler :

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2) Les choix en astrophotographie (2) par Alain Kohler :

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3) Les choix en astrophotographie (3) par Alain Kohler :

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4) Les choix en astrophotographie (4) par Alain Kohler :

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5) Les choix en astrophotographie (5) par Alain Kohler :

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6) Les choix en astrophotographie (6) par Alain Kohler :

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1) Le ciel en video par Olivier Garde RCE2006 :

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2) La photographie du Ciel Profond par Dominique Boutigny :

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3) Comment je fais mes images CCD de Floastro :

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4)- Comment acquérir des images CCD du ciel profond par Christian Jasinski et Christian Buil :

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5)- Comment pré-traiter ses images du ciel profond par Christian Jasinski:

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6) BINNING :

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7) Filtres Baader :

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8) LRGB vs CRGB :

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9) CCD - Grand champ et compositage :

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10) Atténuation des étoiles dans les images astro à grand champ :

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THEORIE DU CAPTEUR CCD

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LES CAPTEURS CCD :

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Les capteurs silicium CCD et CMOS :

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Le capteur CCD en astronomie :

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Initiation à l’imagerie électronique appliquée à l’astronomie :

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Le capteur CCD et le traitement d'images (1/2) :

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Le capteur CCD et le traitement d'images (2/2) :

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La photographie longue pose au moyen d'un capteur numérique fait rapidement apparaître un problème.
Le capteur enregistre non seulement de l'information (le signal), mais également des parasites (le bruit).
Ce bruit est principalement lié à 4 paramètres :
a)- le fonctionnement propre du capteur.
b)- la sensibilité.
c)- la durée de la pose.
d)- la température extérieure.

NOTA :

Avantage :

Avec les détecteurs numériques leur sensibilité reste constante, et ce quelque soit la pose d'une durée de une seconde ou dix minutes !

Inconvénient :

Deux points faibles :

1)- Le signal thermique.

Il est dû au fait que les photosites ne réagissent pas uniquement à la lumière, mais aussi à la chaleur.
Même dans le noir le plus complet, plus le temps de pose est long (ou plus la température est élevée), plus le capteur enregistre un signal lumineux qui n'existe pas !

2)- Le bruit de lecture.

Il est dû notamment à son électronique, cela a pour conséquence de rendre les images granuleuses (et cela même si le temps de pose est très court).


Les prétraitements représentent une étape incontournable de la technique CCD, ce sont les seuls traitements réellement indispensables. Dans le cas du ciel profond, ce sont souvent les seuls traitements que l'on fera subir à une image.


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SIGNAUX ET BRUITS

- Un signal est une quantité mesurable liée à un état d'un objet ou d'un phénomène physique donné : température, vitesse, intensité, nombre de photons, etc...
Une des caractéristiques fondamentales d'un signal est d'être reproductible : idéalement, on devrait le retrouver identique à lui-même dans une série de mesures.
- Le bruit est un caractère aléatoire il ne redevient jamais identique à lui-même.

On peut classer les signaux en deux catégories :

- les signaux utiles, ceux que l'on cherche à mesurer (par exemple les photons provenant d'une galaxie).
- les signaux inutiles (c'est-à-dire indésirables !) qui viennent s'y mêler (par exemple les photons issus du fond de ciel). Etant reproductible, un signal indésirable peut être connu en effectuant une mesure dans des conditions telles que ce signal soit isolé (ou facilement isolable). Puisqu'on peut le connaître, on peut l'éliminer.

Malheureusement, dans notre monde réel rien n'est parfait, et tout signal est dégradé par de multiples causes : nature du signal lui-même, variations de l'état de l'objet à mesurer, imprécision et défauts de l'instrument de mesure, parasites, etc...

En fin de compte, plusieurs mesures donneront, dans le cas courant, des résultats voisins mais pas identiques.
Les variations du signal mesuré par rapport au signal ‘moyen' représentent le bruit.
Une des caractéristiques les plus importantes (et les plus ennuyeuses !) du bruit est liée à sa nature aléatoire : il n'est pas reproductible.
Ne pouvant le reproduire, on ne peut le connaître. Ne pouvant le connaître, on ne peut retrouver le "vrai" signal.

Le rôle des prétraitements est de débarrasser l'image brute des signaux indésirables qui y sont présents et qui l'empêchent d'être exploitable. Mais ne confondons pas signal indésirable et bruit : les prétraitements ne peuvent malheureusement rien contre ce dernier !


LE CONTENU D'UNE IMAGE BRUTE

Les différents signaux présents dans une image brute sont les suivants :

a) Le signal de photons :
Il s'agit de la lumière issue du ciel (objet et fond de ciel), convertie en électrons par le capteur.
Ces électrons sont comptabilisés par l'électronique de la caméra qui délivre une information numérique proportionnelle à la quantité d'électrons mesurée pour chacun des pixels.

b) Le signal thermique :
L'agitation des atomes du capteur CCD provoque l'accumulation d'électrons d'origine thermique qui se mêlent aux électrons d'origine lumineuse. Ce signal est proportionnel au temps de pose, et diminue lorsque la température du capteur s'abaisse. Il varie énormément d'un pixel à l'autre : certains pixels sont plus ou moins "chauds" (leur signal thermique monte vite), d'autres ne le sont pas ; sur ce plan, chaque capteur est un cas particulier.
C'est la raison principale pour laquelle les capteurs des caméras CCD sont refroidis :
on cherche à réduire le bruit thermique en diminuant le signal thermique.

c) Le signal d'offset (ou "précharge") :
L'électronique de la caméra CCD biaise l'information d'intensité qui en est issue. A une intensité lumineuse nulle ne correspond pas un niveau "zéro", mais un niveau positif dont la valeur dépend de la conception de la caméra et des réglages électroniques effectués en usine. Ce signal dépend peu de la température, il est en général relativement uniforme sur l'ensemble d'une image CCD.

Il y a plus grave :
Le signal de photons est dégradé par le système optique chargé de délivrer une image sur le capteur. Le vignetage, présent aussi bien dans les objectifs photographiques que dans la plupart des télescopes, assombrit l'image dans ses coins par rapport à son centre. De plus, des poussières présentes sur le trajet lumineux, en particulier sur le hublot de la caméra et sur le capteur lui-même, projettent des ombres sur ce dernier. La taille et la netteté d'une ombre dépendent de la distance de la poussière au capteur (plus elle est éloignée, plus l'ombre est grande et diffuse) et du rapport F/D du système optique (plus il est fermé, plus l'ombre est petite et marquée).

Enfin, chaque photosites du capteur possède sa sensibilité propre. Deux photosites différents recevant la même quantité de photons ne produiront pas exactement le même nombre d'électrons.

Le vignetage, les poussières et la sensibilité propre de chaque pixel ne constituent pas en eux-mêmes un signal, mais une perturbation qui modifie le signal de photons. Ils possèdent néanmoins la principale caractéristique d'un signal : leur effet est reproductible.
L'objectif des prétraitements est d'éliminer aussi complètement que possible les signaux d'offset et thermique, ainsi que les dégradations occasionnées par le vignetage, les poussières et la sensibilité propre de chaque pixel.

Le bruit altère de manière plus ou moins importante le signal qui lui correspond et l'empêche d'être reproduit de manière parfaite.
Le bruit se manifeste sous la forme d'une granulation plus ou moins visible dans l'image.
C'est l'équivalent du "grain" bien connu en photographie argentique.
Cette granulation peut masquer des détails peu contrastés, voire être confondue avec de véritables détails.
Sur une image couleur, lorsque chaque couche présente son propre bruit, le résultat est un patchwork plus ou moins coloré qui altère la fidèlité de l'image.

A chaque signal est associé un bruit :

- bruit de lecture pour le signal d'offset.
- bruit thermique pour le signal thermique.
- bruit de photons pour le signal issu des photons de l'objet céleste et du fond de ciel.

NOTA :

Le bruit thermique et le bruit de photons, quant à eux, sont liés à la nature discrète des signaux correspondants (électrons et photons) et varient comme la racine carrée de ces signaux.

IMPORTANT :

Bruit de lecture :
Le bruit de lecture est principalement lié à la qualité de l'électronique de la caméra CCD.
Le capteur CCD et son circuit électronique de lecture et son convertisseur A/N créent du bruit aléatoire.
On l'appelle "bruit de lecture", il se mesure en nombre d'électrons par photosite.
A capteur égal c'est le circuit électronique de la caméra qui fera la différence entre le haut et le bas de gamme.

Bruit thermique ou bruit de courant d'obscurité :
Tous les circuits électroniques créent du bruit aléatoire.
Si l'on réalise deux noirs de même temps de pose à la même température, et que l'on soustrait une image de l'autre, on obtient une image dont le niveau moyen est nul mais qui présente de légères variations d'un pixel à l'autre : le signal thermique a bien été éliminé, mais de petites variations aléatoires de ce signal subsistent (et se combinent à celles du bruit de lecture).
C'est la raison principale pour laquelle les capteurs des caméras CCD sont refroidis : on cherche à réduire le bruit thermique en diminuant le signal thermique.
Les prises de vues avec un long temps de pose créent une agitation électronique qui
s'accumule dans chacun des photosites du capteur CCD, même lorsqu'il n'y a aucune lumière.
On appelle cela le bruit de courant d'obscurité ou bruit thermique, et on peut l'observer
sur les images comme un mouchetage de pixels multicolores.
Les photographes d'astronomie ont besoin de longs temps de pose pour obtenir des images correctement exposées, à cause de la très faible luminosité du ciel de nuit.
Les appareils dédiés à l'astrophotographie ont parfois des capteurs CCD "refroidis", qui préviennent du bruit thermique.
Les reflex numériques comme les Canon EOS sont aussi capables de faire des poses longues, sont surtout développés pour une utilisation classique.
Ainsi, lors d'expositions de plusieurs secondes, les images commenceront à présenter ces pixels multicolores.
C'est tout à fait normal pour ce type de matériel numérique.
Le bruit thermique et liés à la nature discrète des signaux correspondants (électrons et photons) et varient comme la racine carrée de ces signaux.
En outre, plus le capteur sera chaud, plus les électrons, excités par échauffement, provoqueront ce phénomène.
Ainsi, lors d'expositions de longue durée, il est recommandé de tenir l'appareil le plus possible au froid.
En pratique, avant d'effectuer des poses longues, nous vous conseillons de ne pas le tenir à la main l'APN, pour ne pas chauffer le capteur.

Bruit de photons :
On le trouve dans l'image, il est dû à la lumière elle-même.
En effet, la lumière est composée de photons qui, comme des gouttes de pluie tombant sur le sol, arrivent de manière quelque peut désordonnée et jamais exactement en même quantité.
C'est une variation aléatoire du nombre de photons et donc du nombre d'électrons qui en découle.
Le bruit de photons et liés à la nature discrète des signaux correspondants (électrons et photons) et varient comme la racine carrée de ces signaux.

L'ensemble de ces 3 bruits présent dans une image est appelé "bruit numérique".

Les bruits ne pouvant être éliminés une fois introduits dans l'image brute, il convient de les minimiser car ce sont eux qui limitent la précision de mesure dans une image et qui dégradent son aspect esthétique. Une bonne caméra CCD est, entre autres critères, une caméra à faible bruit de lecture et dotée d'un refroidissement correct. Même si une caméra CCD permet de travailler en présence de la Lune ou de pollution lumineuse, il est également très bénéfique de diminuer le signal de fond de ciel, qui est en général la principale source de bruit, en privilégiant les sites peu pollués.
Quant au bruit de photons de l'objet lui-même, son influence peut être amoindrie par augmentation du signal (poses plus longues ou plus nombreuses) : certes le bruit augmente, mais moins vite que le signal, l'important étant d'obtenir un meilleur rapport signal/bruit.
La chasse au bruit doit être un souci constant de tout utilisateur de caméra CCD, quelles que soient ses motivations !

COMPORTEMENT DU BRUIT :

Dès qu'un des 3 bruits dominent un peu les autres, les deux autres peuvent être considérés comme négligeables.
Il est donc inutile de faire la chasse aux sources de bruit secondaires, il est plus profitable de se concentrer sur la source principale de bruit.


LA SOURCE PRINCIPALE DE BRUIT

TROIS CAS :

1) OBJET LUMINEUX : LUNE, PLANETE.

Source principale de bruit :
- Le bruit de photons de l'astre lui-même remplie une bonne partie de la dynamique du capteur.

Sources secondaires :
- Le bruit de lecture et le bruit thermique sont négligeables.


2) OBJET DE CIEL PROFOND : GALAXIE, NEBULEUSE.

Source principale de bruit :
- Le bruit de lecture et le bruit thermique remplissent une bonne partie de la dynamique du capteur.

Sources secondaires :
- Le bruit de photons est négligeable.


3) OBJET FAIBLE : GALAXIE TRES LOINTAINE.

Source principale de bruit :
- Le bruit de photons du fond du ciel rempli une bonne partie de la dynamique du capteur.

Sources secondaires :
- Le bruit de lecture et le bruit thermique sont négligeables.


FIGURES DE RECAPITULATION :


Bruit de lecture ====>

Bruit thermique ====>

Bruit de photons =======================>

CAS N° 1



Bruit de lecture =======================>

Bruit thermique =======================>

Bruit de photons ====>

CAS N° 2



Bruit de lecture ====>

Bruit thermique ====>

Bruit de photons =======================>

CAS N° 3


Images prises dans un ciel éclairé par la Lune ou par les lumières des villes : CAS N°1 & CAS N° 3

- Le signal du fond du ciel est élevé et prépondérant et il y a donc un bruit important.
- En pratique, lorsque l'objet à photographier est faible, ce bruit de fond de ciel devient prépondérant (élevé) et s'accompagne donc d'un bruit important. Le fond du ciel limite le RSB de l'image finale.
- Il est tout à fait possible de photographier la Lune ou une planète depuis un centre ville sans aucun inconvénient, car le bruit de la lumière du fond du ciel est négligeable devant le bruit de photons de l'astre.


Images prises dans un ciel non pollué par des éclairages : CAS N°2

- Le signal du fond du ciel est négligeable, ce qui concrètement à temps de pose égale et pour le même objet, le RSB sera meilleur.


CONCLUSION :

D'où l'intérêt de travailler dans un ciel non pollué par des éclairages.
A temps de pose égal et pour le même objet, le RSB sera d'emblée meilleur, car la contribution du fond du ciel au bruit présent dans l'image sera moins importante.



DARKS, FLATS, OFFSETS

Globalement un capteur numérique est composé de photosites (encore appelés "pixels") qui forment la surface sensible.
Un peu comme le grain des émulsions photo argentiques.

Ces photosites reçoivent des photons au cours d'une pose. Ces photons sont transformés en électrons au niveau des photosites.
Ces électrons sont ensuite transférés de la surface sensible du capteur vers la partie électronique pour créer une image numérique.

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NOTA:
Une petite précision, mais qui ne change pas la façon de procéder:
Les darks et offsets ne sont pas des bruits, mais des signaux.
Quelle différence ?
C'est tout simple: un signal est reproductible donc facile à supprimer puisqu'on sait le reproduire (dark = signal thermique dû aux défauts d'homogénéité du capteur)
Si on fait plusieurs darks, le signal thermique contenu sera toujours le même (si fait dans les mêmes conditions)

Un bruit est un phénomène aléatoire donc non reproductible; il sera donc plus difficile à enlever entièrement car on ne peut pas le reproduire.
Comme types de bruit on trouve le bruit thermique du capteur, le bruit du fond de ciel, le bruit de lecture etc.. toutes ces choses se produisent au hasard et
obéissent aux statistiques. Mais ils polluent l'image car ce sont des électrons qui sont comptabilisés mais qui ne correspondent pas à l'information.

Mais il existe des éléments perturbateurs qui vont altérer notre image.

RESUME :

- dark (signal thermique)
- offset (signal electronique propre au capteur)
- flat-field (image des défauts "optiques")
1)- DARK ou NOIR :

THEORIE :

Les électrons produits par effet thermique au niveau des photosites. Ces électrons vont s'ajouter aux électrons "utiles" formés par les photons.
La quantité de ces électrons indésirables sera proportionnelle à la durée de la pose et également à la température du capteur.
Il faut donc les retirer au moment du traitement de l'image.
Il y a aussi le phénomène d'électroluminescence on le remarque lors d'une prise de vue dans le noir total dans le coin inférieure gauche du capteur il y a une lumière diffuse.
Son origine est le pré-amplificateur intégré au capteur CCD : ce pré-amplificateur reste sous tension pendant toute la pose, même si cela n'est pas utile.
Il n'est pas trop intense, il se corrige avec un dark facilement.

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PRATIQUE :

Le dark correspond à une image prise dans des conditions strictement identiques que l'image de l'objet photographiée (même temps de pose et même sensibilité).
Le dark c'est acquérir une image du signal thermique.

APN :
Dans l'absolue il faudrait faire un dark après chaque poses....
Il faudra refaire les darks à chaque séance, puisque le bruit est également lié à la température extérieure.

Nota 1 :
Si on ne fait pas un dark après chaque pose :
Si on est chez soi :
Enlever l'appareil du télescope, lui mettre son capot d'obturation (l'appareil est enroulé dans le tissu noir à l'abri de l'humidité), on peut lancer l'intervallomètre et le laisser faire ses darks dans un coin pendant qu'on démonte le matos, on gagne du temps... ou aller se coucher.

Nota 2 :
Darks sur le trajet du retour pas bon !
Démonstration :
Le capteur CMOS/CCD de nos reflex, c'est pareil.
Donc quand tu pose longtemps, le capteur chauffe jusqu'à atteindre une asymptote (près d'une heure après le 1er déclenchement).
Quand tu arrêtes les poses, le capteur se refroidit donc même principe mais dans le sens opposé.
Donc autrement dit, le dark maitre obtenu aura été réalisé à une température supérieure à tes premières poses!
Si bien sur tu réalises tes darks juste après tes poses sur le ciel!
Mais quelle était alors la température initiale du capteur de ta 1ere pose?
celle de l'air ambiant car tu a sorti ton matos 3/4h avant ou celle de l'intérieur de ta voiture?
En fait une autre question pourrait être:
quel est l'effet d'une baisse/hausse de température extérieure sur le capteur alors même que celui ci est en fonctionnement longue pose?
Les quelques watts/miliwatt??? de fonctionnement et ceux dissipés par l'électronique sont ils d'ordre 1 par rapport aux "watt" provenant du réchauffement/refroidissement de l'air extérieur!
A quelle vitesse les watts ambiants atteignent t-'ils le capteur?
Doit on vraiment se prendre la tête avec qq degrés de différence sachant l'inertie du capteur?
Bref énormément de questions sans réponses tant qu'on a pas foutu de capteur de température au cul du capteur CMOC/CCD et effectuer tout une batterie de mesure en conditions réelles d'usage!
Une chose est certaine:
Le dark pris près de chez toi sera plus "chaud" que celui pris au départ de ton spot, si bien entendu tu ne roule pas les fenêtre ouvertes et que t'as mis le chauffage histoire d'avoir enfin chaud après une nuit passé dehors!

CCD :
On reproduit exactement la même pose, même durée, même température mais en mettant un couvercle sur l'optique ou comme moi un obturateur noir dans le compartiment du carrousel à filtres OPTEC IFW.
De cette façon on aura une "image" des électrons perturbateurs. Cette image sera retranchée de l'image du ciel au moment du traitement(cela se fait automatiquement).
On appelle cela le "dark" puisque l'image est faite dans le noir absolu, en mettant le couvercle sur le tube ou comme moi un obturateur noir dans le compartiment du carrousel à filtres OPTEC IFW. .
Donc si on fait une image du ciel profond par série de 2 mn par exemple, et bien on fait ensuite 5 ou 7 poses de 2 mn en mettant le couvercle sur le tube ou comme moi un obturateur noir dans le compartiment du carrousel à filtres OPTEC IFW. .

Ces images seront nommées "darks" qui seront ensuite "moyennées" en une seule image "dark" pour le traitement.

NOTA :
Si on a une caméra CCD possèdant un obturateur électro-mécanique le dark se fait en le fermant.

NOTA :
Si on ne fait pas les darks à la même température que la prise de vue et après soustraction du dark, il y a deux possibilités :

A- Température trop basse (5° par exemple) :
Sur l'image après soustraction du dark, la correction n'est plus satisfaisante, les résidus de pixels chauds sont encore bien visibles.

B- Température trop haute (5° par exemple) :
Sur l'image après soustraction du dark, le fond de l'image corrigée serait constellé de points sombres.

D'où l'intérêt d'avoir une CCD très bien régulée et de se faire une bibliothèque de darks (par durée ET température) pendant la journée.
Comme cela les darks sont fait à l'avance et ne sont plus tributaires de la température ambiante.

Il vous faut faire une bibliothèque de noir avec des temps de poses différents.
En général je les gardes 6 mois.
Pendant une période de mauvais de temps je fais des noirs.

Création bibliothèque de darks :

1)- Temps de pose unitaire :
Il faut déterminer un temps de pose unitaire habituel.
Il faut voir si ton ciel accepte 200 secondes ou 300 secondes par exemple.
Prenons un intermédiaire de 250 secondes rien que pour l'exemple.

2)- Température :
Tu fixe une t° de régulation CCD, souvent 2 possibilités :
t° d'hiver (ex : -30°) et t° d'été (ex : -20°).
Sachant qu'en hiver le refroidissement descend plus bas (je parle pour les CCD de moyenne gamme qui sont régulés).

3)- Le binning :
On utilise le binning 2 pour les couches RGB (en général).
Tu choisis une durée de pose unitaire (ex : 200 secondes).

Pour résumer, ta bibliothèque de dark sera composée de :

1 dark médian de 250 secondes en bin 1 à -20° (pour l'été)
1 dark médian de 250 secondes en bin 1 à -30° (pour l'hiver)

1 dark médian de 200 secondes en bin 2 à -20° (pour l'été)
1 dark médian de 200 secondes en bin 2 à -30° (pour l'hiver).

Donc 4 darks médian en bibliothèque. C'est tout. C'est suffisant "pour faire le principal".

Si une nuit tu images un objet particulier avec un autre temps de pose, il te faudra une autre série de darks, bien entendu.

Mais il existe une tolérance. Dans ce cas nous avons choisi un temps de pose de 250 secondes en bin1. Tu peux poser 240 ou 260 secondes et utiliser le même dark médian de 250.
Ce n'est pas 10 secondes qui vont bouleverser ton image...

Je procède de cette façon pour conserver un fond de ciel uniforme pour une même série de brutes. Pour reprendre cet exemple, je commence à 240 et je termine à 260 s quand l'objet est plus haut sur l'horizon.

Nota :
20 mn et 40 mn pour le Ha

J'ai fais tous les darks au congélateur, c'est plus confortable.

PROTOCOLE DU FRIGO :

Voici quelques compléments :
J'utilise une CCD régulée en température, mais comme la température extérieure n'est pas la même en hiver (-10°C) qu'en été (15°C), la CCD
ne pourra pas descendre à la même température en été qu'en hiver.
En effet, le refroidissement de la caméra est capable de descendre la température du capteur de 40°C par rapport à la température externe.

Bilan de l'opération, température régulée ne signifie pas que l'on ne fait pas de bibliothèque de dark.
Température régulée signifie que lorsque l'on va faire des poses à -35°C, toutes les poses de la nuit seront bien à -35°C.
Mais si on est en été et qu'il fait 15°C, la température de la caméra ne pourra pas descendre à -35°C, on fera alors des poses à -20°C (pas à -35°C).
Sinon, la manipulation congélateur est très simple : on met la CCD au congélateur, on règle la température de la CCD à la température que l'on veut et c'est parti pour la bibliothèque de dark.

Pour les darks correspondant aux brutes, là il faut que ce soit au même ISO, et si on a pris soin de faire, à la prise de vue, des petits décalages de quelques pixels entre brutes comme on le conseille, une dizaine de darks c'est déjà très bien.

NOTA :

A mon sens il n'est pas non plus utile de faire un tas de darks.
Une quinzaine suffisent, bien faits.
Ici je fais toujours 7 ou 9 darks, jamais plus.
Mes images ne sont pas plus bruitées que d'autres.

Un maitre dark de 10 ou 15 unitaires permet d'obtenir un image suffisamment représentative du courant thermique. Faire 20 ou 30 darks supplémentaires apporte un léger plus, mais si peu compte tenu du temps passé.

Ce n'est pas 50 ou 100 darks qui enlèveront le bruit thermique.
Et c'est surtout le bruit thermique qu'il faut combattre.

Personnellement, c'est 7 darks, pas plus, c'est tout ce que ma patience me permet !

RESUME :

Ciel profond : 15 noirs, 15 offsets, et 1 PLU < 1 seconde

Planétaire : 0 noir, 15 PLU, 1 offset

2)- OFFSET, BIAS ou PRECHARGE :

THEORIE :

C'est également un élément perturbateur... Il faut en tenir compte, surtout avec l'utilisation des CCD.
L'Offset c'est "l'image" électronique du CCD, elle est indépendante de l'image du "signal" thermique décrit précédemment.
Pour simplifier : un CCD qui n'est pas éclairé et qui n'a pas eu le temps de "chauffer" (donc sans aucun effet thermique) ne donne pas une image parfaitement noire, mais grise et irrégulière.
Donc il faut en tenir compte puisqu'elle perturbe l'image de nos étoiles.... Ce signal offset n'est pas très important, mais on le prend également en compte.

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PRATIQUE :

L'offset consiste à réaliser une image du bruit qui est propre au fonctionnement du capteur.

APN :
Même procédé : on bouche le tube optique ou comme moi un obturateur noir dans le compartiment du carrousel à filtres OPTEC IFW et on fait cette fois une pose très courte (pour éviter l'effet thermique) de 1/4000ème de seconde.
On obtient une image qui sera nommée "offset" et qui servira également aux traitements, de façon automatique, tout comme les "dark".

CCD :
Si on a une caméra CCD possèdant un obturateur électro-mécanique l'offset se fait avec une pose très courte 1/10eme de seconde.
Si pas d'obturateur électro-mécanique on met un obturateur noir dans le compartiment du carrousel à filtres OPTEC IFW.

Nota :
Je fais les offets à la fin d'une série d'image.
L' offset tu en fait un et après il est valable pour toutes tes images quelque soit le temps de pose, la température ou le filtre utilisé (tu fais une série, tu fais une médiane, tu le sauvegardes et tu n'utilises plus que celui- ci,(tu peux même le faire chez toi au chaud).

Ne pas se prendre la tête avec le signal d'offset, les offset sont faits une fois pour toute et valables plusieurs semaines, ou plusieurs mois.
C'est bien le truc le plus facile à faire.

Question :
"Ne vous embarrassez pas à faire des prises d'offset, si vos darks ont été pris avec les mêmes réglages que les images, ce n'est pas utile, l'offset est contenu dans les darks."

Réponse :
(ceci dit pour fabriquer le dark maître Iris demande un offset maître), SAUF si vous faites de l'optimisation de dark.
Dans ce cas, c'est le signal thermique qu'on cherche à ajuster, et surtout pas le signal d'offset.
Or les darks contiennent le signal d'offset, donc il faut avoir des images d'offset
pour fabriquer un dark maître sans signal d'offset.

RESUME :

Ciel profond : 15 noirs, 15 offsets, et 1 PLU < 1 seconde

Planétaire : 0 noir, 15 PLU, 1 offset
3)- FLAT-FIELD ou PLU (Plage de Lumière Uniforme):

THEORIE :

Le flat n'est pas une représentation d'un "signal" comme le dark ou l'offset.
Le flat c'est la prise en compte des défauts optiques indésirables.

Quels sont ces défauts ?

- les poussières sur le capteur, sur la glace de protection (= taches noires sur les images...), sur le trajet optique.
- les défauts d'uniformité de l'image:
Par exemple le vignetage qui provoque un dégradé du centre vers les bords de l'image.
- contrebalancer la non uniformité des pixels.

Donc il faut également les prendre en compte pour le traitement de l'image.

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PRATIQUE :

Les Flat-field (PLU) doivent être fait en conservant la même orientation du boitier par rapport à l'instrument que lors de la prise de vue et avec la même mise au point.

APN & CCD :
Cette fois-çi on fait une image de quelques secondes (par exemple) d'une surface uniformément éclairée (une boite à flats, un mur, un panneau blanc, un Tshirt etc..)
Bref une image qui montre ces défauts.
Un point important : l'image est faite avec la camera en place.. idem aux prises de vues durant la nuit.

Cette image sera appelée "flat" et servira également au traitement...

Les flats :
Avec la boite à lumière, tout de suite après la dernière image, le temps de pose à régler pour que les pixels soient au 2/3 de la dynamique en regardant l'histogramme après un essai.

Le plus important c'est les Flats et comme cela est rapide ...les soigner pour chaque couche ...on ne peut pas les refaire le lendemain (si on a touché au matériel)


RESUME :

Ciel profond : 15 noirs, 15 offsets, et 1 PLU < 1 seconde

Planétaire : 0 noir, 15 PLU, 1 offset




Ecrans lumineux Gerd Neumann pour flats (P.L.U)

La réalisation de flats (plage de lumière uniforme) est essentiel (aussi nécessaire que les darks) pour améliorer le rendu d'une image brute. En effet un flat permet de limiter l'influence des poussières, le vignettage et les variations de sensibilité propres à chaque pixel. Pour cela il faut réaliser une image courte pose d'un objet lumineux à travers l'instrument optique, les filtres et la caméra qui ont servi à capturer l'image d'un objet lointain.

Plusieurs méthodes existent dont la photographie du ciel à l'aube (suffisamment lumineux et homogène) qui permet d'obtenir une image blanche indiquant les traces de poussières et baisses de luminosité sur les bords (liées au vignettage). Le souci de cette technique est la nécessite d'attendre le début du jour... pas évident (fatigue, météo).

Autre possibilité la réalisation d'une "boîte à flat" qui se positionne sur l'entrée du télescope et qui est éclairée à l'aide de LED blanches lumineuses. Inconvénients : en plus de devoir la fabriquer, la boîte dispose d'une ouverture unique... incompatible donc sur plusieurs instruments.

Très récemment Gerd Neumann, fabricant et distributeur allemand d'accessoires pour l'astronomie vient de trouver une solution très pratique. Disponibles pour d'autres applications des diapositives ou écran lumineux peuvent être d'excellentes sources de lumière pour la réalisation de flats.

Disponible en plusieurs formats du A1 (594x841mm) au A7 (74x105mm) ses écrans lumineux souples (0.6mm d'épaisseur) émettent une lumière blanche (réellement blanche et non bleue comme certaines LED) homogène sur toute la surface. En effet lors de la réalisation de boîte à flat, la lumière n'est pas toujours réparties uniformément ce qui influe sur la qualité du flat (la source doit vraiment présenter la même intensité en n'importe quel point).
Photo : Installation d'un écran lumineux (avec des bords rigides - fabrcation personnelle - sur un grand telescope)

Un connecteur relie l'un des coins du panneau à un convertisseur (alimentation 12V par prise allume-cigare ou 220V pour le format A4). De part la faible longueur du connecteur, le poids du transformateur et la souplesse de l'écran des bords rigides peuvent être rajoutés sur chaque côté du panneau. Pour ceux qui disposent de plusieurs instruments (lunette et télescope par exemple) seul l'acquisition d'un seul écran est nécessaire.

Au niveau du fonctionnement, le principe est simple : l'excitation par une tension alternative d'une couche de phosphore provoque son illumination. La luminosité est élevée (1000 lux - couleur blanc pur), il n'y a aucun échauffement et la durée de vie est importante (4 000 heures environ en fonction de la température ambiante). La consommation est faible de l'ordre de 0.2mA/cm2 à 1000 lux (0.04W/cm2). Un transformateur est spécifique à chaque surface (format d'écran), n'utilisez que celui recommandé (en 12V prise allume-cigare).

L'homogénéité spatiale est respectée, Gerd Neumann a cependant dû tester plusieurs modèles de panneaux luminescents pour trouver celui présente le plus d'homogénéité spectrale (pas de longueur d'onde prédominante par rapport à d'autres). Ci-dessous exemple d'éclairages différents (à droite celui des écrans Gerd Neumann).

IMPORTANT :

La quantité de lumière est importante et doit être diminuée lors de la prise de votre flat. Ce n'est pas possible à l'aide du transformateur, nous conseillons l'emploi d'une feuille de papier blanc à intercaler entre l'écran et l'instrument (qui aura de plus tendance à rajouter une plus grande homogénéité).

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Format A3 sans transformateur
Réf: GN-10-300-03

Transformateur 220V-12V
#GN-10-300-132 (220V)

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Commentaires d'un forum :

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Chez SELECTRONIC :

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Caractéristiques écran lumineux :

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Ecran lumineux Gerd Neumann pour prises de flats (PLU)

Il est installé dans une boite !

SEQUENCE DES DIFFERENTES OPERATIONS DE TRAITEMENT D'UNE IMAGE
PRETRAITEMENTS

Le prétraitement des images est exactement le même pour les caméras CCD et les APN.

NOTA :
Pour les APN (Canon 350D), les logiciels de traitement d'image (IRIS) ne peuvent travailler directement sur les images brutes en format RAW (pour les Canon cela s'appelle CR2).

Deux solutions :

A)- Conversion des images RAW avec le logiciel de l'APN :

Ouvrir ces images RAW avec le logiciel délivré avec l'appareil photo (Canon 350D cela s'appelle : ZoomBrowser) puis à les enregistrer sous un format standard (TIFF de préférence).
1)- Lorsque l'on ouvre une image brute avec le logiciel fourni avec l'appareil photo, celui-ci réalise immédiatement et sans que l'on s'en aperçoive une "interpolation" : comme son nom le laisse entendre, cette opération consiste à recouper les données enregistrées par les photosites d'une même couleur en dépit d'une information incomplète (à cause des autres filtres colorés de la "matrice de Bayer").
L'avantage est que l'image brute subit dès son ouverture un développement qui facilite grandement sa visualisation.
L'inconvénient est que l'on ne maîtrise pas ce traitement.
Les pixels chauds sont étalés lors de l'interpolation, si bien que les prétraitements ne sont pas d'une rigueur absolue.
Le retrait du signal thermique peut être envisagé directement dans un logiciel de traitement d'image genre Photoshop.
2)- Reste alors simplement à enregistrer l'image brute sous un format plus usuel, de préférence TIFF 16 bits.
Si l'on souhaite effectuer le retrait du signal thermique dans un logiciel astronomique (beaucoup moins fastidieux car automatique) genre IRIS, il faut de nouveau convertir toutes les images TIFF en un format spécifique (PIC), d'où une étape supplémentaire.

B)- Ouverture des images RAW avec un logiciel astronomique IRIS :

Ouvrir ces images RAW avec un logiciel astronomique (IRIS).
Le photographe exigeant utilisant un APN (Canon 350D préfèrera effectuer les prétraitements de retrait du signal thermique sur une véritable image brute, non interpolée et non développée.
Un logiciel astronomique IRIS est alors nécessaire (fonction "Décodage des fichiers RAW").
1)- On obtient une image en noir et blanc, appelée image CFA, qui conserve la structure en "matrice de Bayer" du capteur numérique.
2)- La conversion des images CFA en images couleurs (interpolation entre les pixels d'une même couleur), se fait seulement une fois tous les prétraitements terminés.
Il ne faut pas être surpris par l'aspect très délavé des images résultants, qui , rappelons-le, n'auront subi aucun développement, et qui, doivent être traitées.

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L'image issue d'une caméra CCD est une image digitale (ou numérique), c'est-à-dire faite de nombres.
Dans notre esprit, par référence à la technologie moderne (radio FM, Compact-disc, ...), numérique est souvent synonyme de fidèle et sans défaut perceptible.

On pourrait en déduire qu'une image brute est immédiatement exploitable dès sa sortie de la caméra.
Il n'en est rien.

Une image brute est toujours entachée de dégradations d'origines diverses, dont il va falloir essayer de minimiser l'influence afin d'obtenir une image la plus ‘propre' possible. C'est le rôle des prétraitements que de ‘nettoyer' cette image.

Que ce soit pour la photométrie, l'astrométrie, ou tout simplement l'esthétique, une image CCD n'est exploitable que si elle a été correctement prétraitée. On ne profitera réellement des avantages d'un capteur CCD (sensibilité, linéarité, etc...) et on ne pourra en tirer des mesures fiables qu'à ce prix. Dans la plupart des cas, une image mal prétraitée ou non prétraitée ne sera malheureusement bonne qu'à être jetée.


LES IMAGES DE CORRECTION

Puisque trois phénomènes indésirables sont à éliminer, trois images spécifiques sont à acquérir. Ce sont :

a) L'image d'offset :
Une exposition d'un temps de pose nul (ou très court) dans l'obscurité permet d'isoler le signal d'offset : le signal de photons est absent, et le signal thermique n'a pas le temps d'apparaître.

b) L'image thermique (ou "dark" ou "noir") :
Une exposition dans l'obscurité, de même temps de pose que l'image à prétraiter et prise à la même température, donnera une image où seuls sont présents le signal thermique et le signal d'offset. Pour isoler le signal thermique, il suffit de soustraire pixel à pixel une image d'offset.

c) L'image de "flat" (ou "PLU" : Plage de Lumière Uniforme) :
L'image d'une zone lumineuse uniforme (en général le fond de ciel au crépuscule ou à l'aube), prise avec un temps de pose court, permet de mesurer l'assombrissement dû au vignetage et aux poussières, ainsi que les différences de sensibilité entre pixels. Là aussi, la soustraction d'une image d'offset est nécessaire.


LA CORRECTION D'UNE IMAGE BRUTE

La correction d'une image brute s'effectue dans l'ordre inverse des altérations successives qu'elle a subies.
1)- on fait d'abord intervenir l'image d'offset,
2)- puis l'image thermique.
Les signaux correspondants s'étant additionnés au signal de photons, l'opération à effectuer est une soustraction pixel à pixel.
3)- vient ensuite l'image de PLU.
La dégradation à corriger étant ici de nature multiplicative (il s'agit en quelque sorte d'un "gain" à compenser), l'opération à effectuer est une division pixel à pixel.
Afin de conserver des niveaux d'intensité proches de ceux de l'image brute, la division s'accompagne en pratique d'une multiplication par la valeur moyenne (K) de l'image de PLU.

L'équation fondamentale régissant les prétraitements, et que tout utilisateur de caméra CCD se doit de connaître, se résume à :

Image prétraitée =


image brute - image d'offset - (image noire - image d'offset)
---------------------------------------------------------------------------------------X K
image PLU - image d'offset



Ce qui peut se simplifier en :


Image prétraitée =


image brute - image noire
---------------------------------------------------------------------------------------X K
image de PLU - image d'offset
Tous les logiciels de traitement d'image étant capables d'effectuer les opérations de soustraction et de division, cette manipulation s'effectue en quelques commandes seulement.
Certains logiciels sont même capables de prétraiter les images par lots, et ceci de manière pratiquement automatique.

Si un pixel "chaud" a atteint sa saturation, le signal de photons présent dans ce pixel est perdu. Il apparaîtra comme un point aberrant (valeur nulle) dans l'image prétraitée. Plusieurs solution sont possibles : correction individuelle de ce pixel (moyenne des pixels environnants) ou, mieux, technique du "shift and add" (compositage d'images légèrement décalées à la prise de vues).

Ainsi, l'image prétraitée est une image débarrassée des signaux indésirables.
Mais elle contient plus de bruit que l'image brute, car les images de prétraitement en contiennent aussi (et soustraire un bruit à un autre bruit ne le diminue pas, bien au contraire !).

En pratique, on effectue l'acquisition de plusieurs images d'offset, noires et PLU (typiquement 5 à 10).
Ces images seront compositées (par moyenne ou médiane) pour donner des images finales moins bruitées que les images individuelles. De plus, la trace d'un rayon cosmique apparaît très souvent sur une image. L'acquisition de plusieurs images permettra, par compositage médian, de l'éliminer, et ainsi de ne pas introduire ce défaut dans toutes les images prétraitées.

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Pour éliminer le signal thermique qui entache les clichés de point multicolores, plusieurs images de signal d'obscurité (dark) ont été réalisées durant la prise de vue.
Ces clichés doivent tout d'abord être combinés en un seul, appelé "dark maître", afin d'obtenir une image fiable du signal thermique.

Les images d'offset sont une nouvelle fois moyennées en une image résultante appellée "offset maître".
Elle sera soustraite à toutes les images du ciel et de signal thermique.

Une fois que toutes ces images sont débarrassées de leur signal d'offset, on peut procéder à la réalisation et au retrait des darks.

Pour les PLU si possible après retrait de leur signal d'offset, sont moyennées en une seule image maîtresse.
seuls les logiciels astronomiques (IRIS) sont capables d'utiliser judicieusement cette "PLU maîtresse" qui doit être appliquées de manière particulière aux clichés du ciel (il s'agit d'une division).

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PEUT-ON SE PASSER DES PRETRAITEMENTS ?

Non.
Tout au plus, dans certains cas particuliers et avec de grandes précautions, pourra-t-on les simplifier :

a) L'offset :
Lorsque l'image d'offset est uniforme (au bruit de lecture près, bien entendu), il est plus intéressant d'utiliser une image à valeur constante (égale à la valeur moyenne des pixels d'une image d'offset), car on évite d'introduire, dans les images prétraitées, le bruit de lecture présent dans une véritable image d'offset.

b) Le noir :
Lorsque le capteur est correctement refroidi et que le temps de pose est court (quelques secondes maximum), le signal thermique n'a pas le temps d'apparaître. Dans ce cas l'image noire est inutile, une image d'offset suffit.

A signaler une technique très efficace (mise au point par C. Buil) permettant de s'affranchir de l'acquisition des images noires au cours de la nuit. Un compositage d'images noires, représentant un temps de pose cumulé important pour minimiser son bruit, est effectué une fois pour toutes (c'est le noir "générique"). Cette image est ensuite employée pour le prétraitement de toute image du ciel, même prise dans des conditions (temps de pose et température) différentes, de la manière suivante : le logiciel de traitement détermine, par itérations, le meilleur coefficient de réduction de ce noir générique avant de le soustraire de l'image brute. Cette méthode permet un gain de temps appréciable pendant la nuit et s'avère particulièrement utile lorsque la température du capteur n'est pas régulée.

c) La PLU :
Dans le cas de l'imagerie planétaire (rapports F/D élevés), l'image peut être omise, moyennant certaines conditions. Les conséquences d'un rapport F/D élevé sont l'absence de vignetage (si le montage optique est correctement conçu) et des ombres de poussières petites et nettes. Si l'on prend soin de décaler l'instrument, entre chaque image, d'une valeur angulaire supérieure à la taille des ombres, un compositage (par médiane ou sigma-clipping) de 5 à 10 images recentrées permet d'éliminer ces ombres, et également de lisser les différences de sensibilité entre pixels (c'est la technique du "shift and add").

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ET SI JE NE PRETRAITE PAS CORRECTEMENT MES IMAGES ?

Les conséquences d'un prétraitement absent ou défectueux sont en général désastreuses.
- Lorsque l'image est mal corrigée du signal thermique, des pixels trop brillants, ou au contraire trop sombres, constellent l'image. L'utilisation d'une telle image en astrométrie et surtout en photométrie est alors fortement compromise, sans parler évidemment de son aspect esthétique discutable.
- Lorsque l'image est mal corrigée de la PLU, ce qui est le cas le plus fréquent car réussir une bonne image de PLU n'est pas chose aisée, le fond de l'image n'est pas "plat". Il subsiste des ombres de poussières, du vignetage, ou bien l'image "penche". Un réglage correct des niveaux de visualisation est impossible puisque l'image apparaît brillante dans certaines zones et sombre dans d'autres.
Il va de soi qu'une telle image est totalement inutilisable en photométrie.
RECENTRAGE :

Chaque image doit être prétraitée individuellement avant recentrage et compositage.

Après avoir été prétraitée, les poses successives réalisées lors de la prise de vue doivent être méticuleusement alignées avant d'être combinées les unes aux autres.

1)- Un logiciel comme Photoshop peut le faire en mode manuel, faisable mais long (il faut recaler à la main, à l'aide de calques superposés, chaque image par rapport à la première de la série) et peu précis (le recalage se fait au pixel près seulement).
Cela devient extrêmement laborieux (et imprécis) dès que plus de deux images doivent être combinées.

2)- Les logiciels astronomiques (IRIS) possèdent en revanche des fonctions très performantes pour réaliser automatiquement cette opération.
Le recalage d'un lot d'images RAW prétraitées doit s'effectuer une fois que chacune de ces images a été convertie en RVB (avec IRIS), c'est-à-dire après dématriçage.
Si les images étaient laissées en RAW, les recentrages par rapport à la première image de la série provoqueraient des décalages aléatoires des pixels rouges, verts et bleus entre les différentes images, conduisant à des mélanges de couleurs absurdes.





COMPOSITAGE :

Le compositage des images recentrés s'effectue ensuite.

Il y a 3 sortes d'algorithmes :

1)- ADDITION ARITHMETIQUE :

Cela consiste tout simplement à additionner pixel à pixel.
La somme est possible avec des images aux temps de poses différents.
Attention toutefois pour cette méthode, lorsque la dynamique est limitée, l'addition arithmétique peut conduire à une saturation des hautes lumières.
On utilise cette méthode :
a)- Si il y a eu une variation sensible de la transparence atmosphérique.
b)- Pollution lumineuse entre la première et la dernière image :
Deux situations :
. si la Lune s'est levée ou couchée en cours de séance.
. si la rotation de la voûte céleste a rapproché ou éloigné l'objet d'une source de pollution lumineuse située à l'horizon.

2)- ADDITION PAR MEDIANE :

La médiane est plus élaborée que l'arithmétique, elle est capable d'éliminer les défauts présents dans une seule des images de la série(cela permet de gommer plus facilement un élément indésirable spécifique à un cliché (passage d'avion ou de satellite, rayon cosmique parasite).
Toutes les images à combiner doivent être cohérentes et de niveau comparables.
A ne pas utiliser si le temps de pose est différent pour chaque image.

3)- SIGMA-CLIPPING :

Il permet d'éliminer les défauts présent dans une seule image si toutes les images présentent des niveaux de lumière équivalents.
Avec la méthode Sigma-Clipping les images doivent être cohérentes ou être normalisées au préalable.
TRAITEMENT :

Les étapes de traitement peuvent etre faites partiellement ou totalement dans l'ordre proposé ou bien l'ordre que vous préférez.


1)- REGLER LES COULEURS :

Après recentrage et compositage des images dans un logiciel astronomique (IRIS), apparaît une dominante verte tout à fait normale.
Pourquoi une dominante verte ?
L'image est formée à partir de deux fois plus de pixels verts que de pixels bleus ou rouges.
L'image au format RAW n'a subi aucune correction de couleurs : elle est très verte.
Il faut donc rééquilibrer la balance des couleurs de l'image couleur RVB finale en appliquant à chacune d'elles un coefficient multiplicateur attribué à chaque couche propre à l'appareil utilisé (exemple Canon 350D), afin de compenser les écarts de sensibilité entre les photosites des différentes couleurs.
Dans le logiciel IRIS la fonction "Balance RGB" le permet.
Généralement, les coefficients sont choisis de manière à ce que le fond du ciel devienne neutre.


2)- HARMONISER LES LUMIERES :

Dans les photos des nébuleuses, des galaxies ou des amas globulaires, le coeur est beaucoup plus lumineux que leur périphérie elles présentent des variations de luminosité importantes, dépassant couramment un rapport de 1 à 100.
L'affichage d'une image prétraitée à l'écran il est impossible de tout voir en même temps.
Il faut choisir entre des seuils de visualisation :
- larges : ils montrent uniquement les paries brillantes.
- serrés : ils montrent les parties sombres, et surexposent les autres.

Des traitements vont pouvoir visualiser les parties simultanément : amplifier les basses lumières sans trop toucher aux hautes lumières.
Avec Photoshop, l'adjustement de courbes est utilisé :
- rehausser les basses lumières : la partie gauche de la courbe est remontée.
La fonction "Tons clairs/Tons foncés" peut également aider à la retouche finale des niveaux de luminosité de l'image.
Eclaircir les parties faibles de l'image présente un inconvénient : elles ont un RSB le plus mauvais et, en les rehaussant, on amplifie le bruit dans les même proportions.
Le résultat est plus bruité que l'original.
En rehaussant les extensions faibles, il en résulte une image plus empâtée et moins fine que l'original.

Traitement par "logarithme" :
Longtemps utilisé dans les logiciels astronomiques.
Il est sensiblement le même que l'ajustement de courbe.
Il est maintenant supplanté par le DDP.


3)- FAIRE UN DDP (digital development process) :

Méthode inventée par Kunihiko Okano.
Les clichés n'ont subi aucun traitement lors de leur conversion dans le logiciel IRIS et apparaissent par le fait extrêmement pâles et délavés.
La courbe de réponse d'une image numérique est parfaitement linéaire, c'est-à-dire que lorsque la luminosité d'un objet double (par exemple en passant des zones périphériques aux zones centrales d'une galaxie), l'intensité des pixels correspondants double également. Cette linéarité, qui permet une analyse scientifique quantitative des images obtenues (photométrie) a cependant pour inconvénient de donner un rendu peu agréable à l'oeil pour les images à vocation simplement esthétique : les zones claires sont saturées, on n'y voit aucun détail, tandis que les zones sombres sont indistinctement noires. La photographie argentique ne présente pas cet inconvénient, car la pellicule se sature et "tasse" les lumières les plus fortes.
Le procédé DDP a pour objet de restituer à l'image numérique un rendu comparable à celui d'une image argentique (d'où le terme de développement numérique). La courbe de réponse est linéaire pour les basses lumières, puis asymptotique pour les fortes lumières. On obtient ce résultat en divisant l'image de départ par la même image brouillée par un flou gaussien et à laquelle est ajoutée une constante.
Cette technique est expliquée sur le site de Kunihiko Okano, ainsi que sur celui de Christian Buil qui a intégré cette fonction à son logiciel Iris.


4)- REGLER LE CONTRAST :

Avec le logiciel PHOTOSHOP le réglage du contraste permet d'affiner le rendu.

La fonction "Contraste/Luminosité" est très simple et grossière.

La fonction "Niveaux" est préférable car le réglage est plus fin grâce à trois petits curseurs :
- curseur de droite :
Il accroît nettement la visibilité des faibles détails, mais tend à saturer rapidement les zones brillantes.
- curseur central :
Il ajuste la luminosité sans trop modifier le contraste.
- curseur de gauche :
Il permet d'assombrir le cliché mais en augmentant également le contraste.

La fonction "Courbes" augmente le contraste des objets faibles sans saturer les zones brillantes.
La droite oblique est étirée vers le haut, le plus souvent à partir du tiers inférieur.
Pour éclaircir le cliché, on le corrige :
- soit en déplaçant le pied de la courbe vers la droite.
- soit ce qui est préférable avec la fonction "Niveaux" (curseur de gauche ou central).


5)- OPTIMISER LE FOND DU CIEL :

Après un traitement la photo présente souvent un fond de ciel plus clair et coloré que la photo brute.
Le fond de ciel dans l'image est facile à corriger : il suffit de régler les seuils de visualisation ou de soustraire une valeur constante à toute l'image pour éliminer ce fond à l'affichage.

Pour avoir un fond sombre et neutre :
Avec le logiciel PHOTOSHOP utiliser la fonction "Niveaux" et d'ajuster le curseur de gauche.
Il faut pouvoir ajuster chaque couleur séparément, sans toucher à l'équilibre des zones plus lumineuses de l'objet.

Il est fréquent que le fond de ciel ne soit pas neutre :
- pollution lumineuse urbaine présente des dominantes colorées suivant l'éclairage employé.
- pollution due à la Lune est bleutée.
- hautes couches de l'atmosphère émettent une lumière légèrement colorée, verdâtre ou rougeatre.
- crépuscule astronomique n'est pas atteint, le fond de ciel est bleuté.
Pour corriger cela il faut donc soustraire une valeur constante à chacune des couches RVB afin d'homogénéiser le fond des trois couches.

Si le ciel présente un gradient de luminosité (il est plus lumineux d'un côté que de l'autre). Ce gradient peut-être orienté horizontalement, verticalement ou dans n'importe quelle autre direction. La cause est la pollution lumineuse lorsque celle-ci n'est pas uniforme sur le ciel, ce qui est le cas le plus courant.
Les gradients dû à la pollution lumineuse sont le plus souvent linéaires, c'est-à-dire qu'ils présentent une variation de luminosité constant d'un bout à l'autre de l'image.
Il sera alors impossible d'obtenir un fond homogène sur le cliché, même après retrait d'une PLU.

Avec le logiciel IRIS la fonction "Gradient removal" permet de corriger automatiquement le gradient.

Avec le logiciel PHOTOSHOP une fonction de création d'un calque de type "Dégradé Linéaire", en créant un masque à partir du cliché débarrassé des étoiles (sélectionner le fond du ciel seul).
Ce masque doit être passé en mode négatif noir et blanc, abaissé à un niveau de luminosité intermédiaire puis appliqué à l'image initiale en mode "Lumière crue".
Cela demande davantage de manipulations car il faut tout faire manuellement.



6)- SUPPRIMER LES DEFAUTS RESIDUEL :

Avec le logiciel IRIS :

- poussière, point chaud ou point noir résiduel : utiliser la commande "Erase".
Sur une zone préalablement sélectionnée (la délimitation est rarement invisible):
- défauts brillants : utiliser la commande "Max nombre".
- défauts sombres : utiliser la commande "Min nombre".

Avec le logiciel PHOTOSHOP :

- Le tampon permet de sélectionner une zone du ciel propre, qu'il est ensuite possible d'appliquer aux endroits des défauts.
Avec cette méthode le gommage des défauts est beaucoup plus doux qu'avec les fonctions "Max nombre" et "Min nombre" de IRIS.

- Lorsqu'une caméra CCD sans anti-blooming est utilisée et que certaines étoiles brillantes présentent du blooming, le moyen le plus simple de l'éliminer est de le gommer en copiant une zone voisine à l'aide du pinceau à cloner.
Evidemment ce qui se trouve derrière l'aigrette de blooming a été perdu.


7)- AMELIORER LA NETTETE :

Un léger manque de netteté (mise au point imparfaite, forte turbulence,etc) peut être en partie corrigé grâce à des fonctions disponibles dans les logiciels astronomiques (IRIS).

IMPORTANT :
Le masque flou très utile en planétaire n'est guère utilisable en ciel profond.
Il y a deux raisons :
- il amplifie le bruit (le RSB d'une image ciel profond est très inférieur à une image planétaire).
- il crée des artefacts, visibles sur les étoiles (auréole sombre du plus mauvais effet esthétique).
NOTA :
Une exception toutefois, concerne les petites nébuleuses planétaires dont on peut accentuer les détails des structures peu contrastées.

DIVERSES FONCTIONS :
- masque flou.
- filtre passe-haut (avec une valeur de 0.2 à 0.3 selon le cas).

Traitement de "déconvolution" ou de "restauration d'image" :
- Richardson-Lucy.
- Van Cittert.
- maximum d'entropie.
et bien d'autres....


8)- REDUIRE LE BRUIT :

Un traitement trop poussé par rapport au temps de pose total effectué résulte un bruit important.

Avec le logiciel PHOTOSHOP :
La fonction "Flou optimisé" donne de bons résultats avec un rayon autour de 0.5 à 0.6 pixel, seuil à ajuster.



9)- ASSEMBLER DES IMAGES EN MOSAIQUE :

Photographie de petites zones individuellement pour ensuite assembler les images pour former des mosaïques.
Chaque zone est photographiée avec des filtres pour faire ressortir différents détails (il n'y a pas que la lumière visible) et des filtres de couleurs aussi pour obtenir des images en couleur.
Il faut ensuite assembler tout ça en superposant les images.

a)- Manuellement avec PHOTOSHOP.
La fonction "Photomerge" disponible dans le logiciel PHOTOSHOP ne permet pas un alignement rigoureux de grands champs stellaires.

b)- Automatiquement avec le logiciel iMERGE.



10)- ASSEMBLER DES IMAGES AVEC DES TEMPS DE POSE DIFFERENTS :

Certaine nébuleuses présente un gradient de luminosité si important qu'il est impossible d'enregistrer tous leurs détails avec un seul temps de pose (nébuleuse d'Orion).
On réalise deux clichés séparés :
- une pose longue montrera les régions externes.
- une pose courte montrera le coeur.
Avec le logiciel PHOTOSHOP :
- on positionne le cliché le plus exposé au dessus.
- sélectionner la zone brûlée (avec l'option "Lasso" ou "baguette magique").
- faire un contour très progressif de cette sélection (plusieurs pixels).
- retirer purement et simplement cette zone.
Le cliché le moins exposé apparaîtra alors dans la région qui était jusque-là blanche et sans détails.
Ensuite il faut jouer avec les paramètres de ce calque (courbes, saturation et balance des couleurs) pour que le raccordement soit invisible.
Cette opération ce fait de manière progressive.



REGLAGES POUR IMPRESSION OU AFFICHAGE SUR LE WEB :

Le traitement de l'image est terminé
L'image est prête à être imprimée ou convertie en JPEG pour être diffusée sur le web.

Il faut régler les niveaux ( appelés "seuils" dans les logiciels astronomiques ).

1)- seuil haut qui correspond au blanc pur, il n'y a pas de règle :
- vous pouvez décider de ne pas avoir de zone saturée dans l'objet principal.
- ou au contraire de sacrifier certaines zones pour mieux en souligner d'autres.
Une règle toutefois :
Les zones et les étoiles saturées à l'acquisition ou au traitement doivent être affichées en blanc pur et non en gris.

2)- seuil bas correspond au noir pur :
A ajuster en fonction du niveau de fond de ciel de l'image.
- s'il est trop clair, l'image n'est pas très esthétique et manque de contraste.
- s'il est trop sombre, les parties faibles de la nébuleuse ou de la galaxie vont disparaître et peuvent laisser place à de disgracieuses transitions entre l'objet et le fond de ciel.
Le réglage des niveaux ne doivent jamais conduire à un fond complètement noir.
Le réglage des niveaux doit se situer entre 4 à 12% de la dynamique de la visualisation.
Le seuil bas est positionné un peu en dessous de la valeur du fond de ciel.
Exemple : fond de ciel ==> 300
seuil haut ==> 3000
seuil bas ==> entre 150 et 250
ACQUISITION :

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NOTES TIREES D'UN FORUM :

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Pour la Monochromie :

Le filtre "L" c'est la luminance et le mieux c'est d'en faire le plus possible (pour le moment on se fout des "RVB") avec le temps de pose que tu veux (on va dire 5 minutes) et tu fais 30 poses soit 2h30 de pose cumulée.
Là tu as une très belle image noir et blanc très piquée, bref, le top.
Tu y applique ton dark de 5min + offset + flat

Pour la Trichromie :

Il y a 2 possibilités:

1) Soit tu as des filtres tru-balance (très cher... 460€ les 4 filtres) qui te permettent de poser à temps égale pour les trois couleurs (donc le mieux c'est de faire 5 min comme ça tu réutilises t'es dark.!)

2) soit tu as des filtres "normaux" et là les temps de poses sont différents selon les filtres pour avoir une balance des blanc correcte.
Par exemple si tu poses 5 min pour le rouge il faudra poser 4 min pour le vert et 7 min pour le bleu, donc là t'es obligé de te retaper des dark de 4 minutes et 7 minutes.
de plus pour les filtres il est bon de prendre une série de filtre parafocaux, sinon il faut refaire la mise au point à chaque changements de filtres.

Question :
1 pose de 5 minutes ou bien 5 poses de 1 minute...

Réponse :
Il faut le plus de poses possibles pour enlever le bruit de l'image et il faut poser le plus longtemps possible pour avoir le plus
d'info possible (enfin, au niveau du temps de pose il faut pas cramer l'image non plus, généralement on ne va pas au dessus de 10 minutes
(c'est déjà énorme), de 3 à 5 mn cela me semble très bien pour une image correcte il faut au moins 20 poses (entre 50 et 80) c'est tout bon, au dessus c'est du caviar.

Pour les dark, flat, offset il est bon de prendre au moins 9 images de chaque (toujours un nombre impair pour une raison de médiane).
Tu peux en faire plus et se sera mieux (moi j'en fais une 15ene).
Tu fais une médiane pour chaque et tu sauvegarde celle-ci tu aura un dark maitre (et flat, et offset)

On doit faire un nombre IMPAIR de poses pour Dark, Offset, Flat .
On fait bien des médianes dessus..!!!

Avec une médiane on supprime les points aberrants entre les différentes poses.
A faire obligatoirement sur dark, flat, offset.

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Le fait de faire une "médiane" c'est comme quand tu cumule les images pour avoir un meilleur résultat et suprimer les defauts qui ne sont pas identiques sur chaque image pour un dark par exemple l'image mediane (ton dark maitre) n'aura (en theorie) que les points chauds qui sont à supprimé, le bruit de lecture present sur une image mais jamais identique sera lissé et ne sera plus present sur l'image médiane (on peut dire que c'est une moyenne) donc plus tu fais d'image dark (ou autre) et plus la médianne sera bonne.
pour des raison de calcul logiciel il est important de faire un nombre impair d'image avant de lancer une médianne.

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Autant faire une "vraie bonne médiane" qu'une médiane 'à peu près" et en plus cela ne coute.... rien.
Si on a une suite IMPAIRE: 22 5 18 25 80 et que l'on ordonne 5 18 22 25 80
on a immédiatement et SIMPLEMENT la valeur 'médiane' 22 de la distribution et les valeurs "déviantes" sont éliminées .

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Question :

Les décalages de pixels a quoi servent t-il?

Réponse :

A lisser le bruit qui se trouve dans les darks, flats et offsets justement. Le compositage d'images est un lissage temporel, les petits décalages c'est
un lissage spatial. Du coup, on a besoin de moins d'images.

Pour le décalage entre poses, c'est pour éviter que la même portion de ciel se trouve sur le même pixel à chaque pose!
imagine un pixel chaud toujours au même endroit, si pas de décalage, alors la portion de ciel "cachée" derrière ce pixel chaud sera toujours
la même et il ne sera pas possible de la révéler après le prétraitement.

Avec le décalage entre chaque pose, cette portion de ciel réapparaitra sur les poses suivantes!

Pour décaler les poses ou autrement dit : pratiquer le dithering:
2 solutions:
1)- gestion par le logiciel d'autoguidage de manière contrôlée.
2)- appui court et faible vitesse sur la raquette de la monture mais forcément moins bien maitrisé que la 1ere solution.

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Question :

On prend un objet qui devra avoir une pose global de 3h30mn se décomposant de la manière suivante:
L= 120 minutes (12x10mn)
R= 30 minutes (3x10mn)
V= 30 minutes (3x10mn)
B= 30minutes (3x10mn)

Combien d'après vous il faut d'offsets, de darks, et de flats ?

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Réponse :

11 darks de 10mn (à la même température que les brutes)
11 darks pour L
11 darks pour R
11 darks pour V
11 darks pour B
11 offsets (mais on peut se les faire à la maison au chaud)

Comme on fait des médianes.... que des nombres impairs et le plus ..... possible (5, 9, 11, 13, 15 etc) pour le fameux rapport S/B
Et encore tu as de la chance la durée des poses est constante (10 mn) pour toutes les couches avec ce cas spécifique (filtres true balance) ce qui n'est pas si courant.

Pour pinailler si les darks excèdent 3, 4 s il faudrait faire en plus des dark-flat de 3, 4 s.

Pour les FLATS comme ils ont la "pêche"....5 c'est bien.

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Je n'ai pas remis en question le principe que plus on combine d'images, mieux c'est.
Sur la page de DSS, il est bien clair que 2 offsets+darks+flats c'est moins bien que 20 offsets+darks+flats.

Cela c'est le principe général qui fonctionne à tous les coups.

Mais on peut essayer d'un être un peu plus subtil, alors il faut considérer que les différentes images que l'on va combiner ont des rapports signal sur bruit (RSB) qui peuvent être très différents.
Et que, d'une manière générale, si on combine deux images dont l'une a un RSB bien plus mauvais que l'autre, ça ne sert à rien de s'acharner à essayer d'améliorer la seconde, car c'est la première qui va dominer (un genre de nivellement par le bas).

Exemple : en ciel profond, les brutes ont un RSB faible car il y a peu de signal, tandis que les flats ont un RSB élevé car il y a beaucoup de signal. A partir de ce moment, il est inutile de s'acharner à faire des dizaines de flats. Par contre, les darks et offsets ont un RSB faible (comparable aux brutes), donc il faut en faire plus pour ne pas dégrader les brutes. Je pense que si, sur la page DSS, il avait fait la comparaison avec 20 darks + 20 offsets + 2 flats, ça aurait donné le même résultat que 20 darks + 20 offsets + 20 flats.
D'autre part, absolument rien n'oblige à faire les flats au même iso que les brutes.
Si vous voulez gagner du temps et des Mo, souvenez-vous qu'un flat à 100 iso équivaut à 8 flats à 800 iso, et qu'il est tout aussi bon.
Dans un flat le bruit de photons est assez élevé en valeur absolue, dans les 100 à 200 électrons de bruit.
Si on compare ça au bruit de lecture qu'on a dans un offset, on voit que c'est environ 10 fois plus élevé (un offset à 100 iso c'est une quinzaine d'électrons de bruit). Donc soustraire un seul offset des flats suffit, pas besoin d'en faire des tonnes non plus. Exemple :
Si on soustrait, d'un flat de bruit 150 électrons, un offset de bruit 15 électrons, le bruit final sera de 150,7 électrons. Si je combine 9 offsets, j'aurai un bruit de lecture de mon offset maître de 5 électrons (3 fois moins). Une fois soustrait de notre flat, le bruit final sera de 150,1 électrons. Autrement dit, soustraire de mon flat 9 offsets au lieu de 1 m'a fait gagner 0,4% sur le bruit de mon flat. Quel gain merveilleux !

Personnellement, et que je cherche l'efficacité, en ciel profond avec mon APN je fais 3 flats à 100 iso (et 1 offset pour aller avec), et une quinzaine de darks à même iso que les brutes (plus une quinzaine d'offsets au même iso, si besoin).
Et je mets au défi quelqu'un de me montrer que j'aurais de meilleurs résultats avec 15 ou 50 ou 100 flats


TUTORIAUX : ACQUISITION - PRETRAITEMENT - TRAITEMENT


1) TECHNIQUE :

cliquer ici


2) Réalisation d'une mosaïque du ciel profond :

cliquer ici


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PRETRAITEMENT :

1) Les prétraitements :

cliquer ici


2) Quelques astuces de prétraitement de Nicolas Outters :

cliquer ici

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TRAITEMENT :

1) Traitement d'une image en N&B :

cliquer ici


2) Traitement d'une image en RVB :

cliquer ici


3) La trichromie en CCD :

cliquer ici


4) Le traitement des images du ciel profond :

cliquer ici



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Ce que j'avais cru comprendre avec DSS:

1:pour les flats il y a les Dark-flat
2:le message sur les changements d'ISO n'est ...qu'informatif donc poursuivre le prétraitement
3 on peut travailler "tel quel" mais aussi avec différents groupes et panacher(onglet du bas), groupe principal, groupe1, groupe2.

Je ne peux en dire plus, n'arrivant JAMAIS à faire l'équivalent en DSS qu'en Iris.....
J'ai lâché ce soft qui me semblait pourtant plus ergonomique.

DETERMINATION DU TEMPS DE POSE :

Pour les astres très faiblement lumineux, le meilleur temps de pose est généralement le plus long !
Il faudrait pouvoir faire une pose de plusieurs minutes, voire plusieurs heures.

Ce temps doit être déterminé par des essais car il varie en fonction de :

* du site d'observation.
* de l'instrument.
* du détecteur.

Le temps de pose dépend de deux paramètres :

1)- Le signal thermique :

Les détecteurs numériques enregistrent un signal parasite même dans l'obscurité la plus totale (bruit thermique).
Plus le temps d'exposition et plus la température augmentent, plus le bruit thermique augmente.
A temps de pose et température identique, le signal thermique est reproductible.
En théorie on pourra donc le soustraire lors du traitement.
En pratique il est impossible de se débarrasser parfaitement du signal thermique, car il est lui-même entaché d'un bruit thermique aléatoire.
Il faut en plus qu'il n'y a aucun écart de température de seulement de quelques degrés entre la pose de l'image de l'astre et l'image de dark.
Cela est très difficile avec un APN qui n'est pas refroidi.
Le signal thermique doit demeurer toujours bien inférieur au signal de l'astre.
Par conséquent il est préférable de ne jamais dépasser sous un ciel noir :
Avec un APN : pose de 5 minutes.
Avec une CCD : pose de 10 à 15 minutes.
Avec une webcam modifiée longue pose : pose de 10 à 20 secondes dans le meilleurs des cas.

2)- Luminosité du fond du ciel :

Pour un astre faiblement lumineux, le temps de pose pourrait être aussi long que le permet le signal thermique du capteur numérique.
La luminosité du ciel limite le temps de pose.
Pour qu'un astre faiblement lumineux apparaisse convenablement :
* Le fond de l'image doit être le plus sombre possible.
* Dans le cas contraire, l'astre sera noyé dans le fond lumineux, et il sera impossible de le corriger de manière satisfaisante.

La pollution lumineuse peut rendre une photo totalement voilée en moins d'une minute.

Si l'astre est peu brillant, il apparaîtra très faiblement.
Un logiciel de traitement Photoshop permettra d'en augmenter le contraste, mais l'image deviendra très fortement granuleuse.
Cette granulation s'appelle le "bruit".

La solution est d'augmenter le rapport signal/bruit (RSB) de l'image.


RAPPORT SIGNAL / BRUIT (RSB) :

La solution pour augmenter le RSB d'une image est d'allonger le temps de pose.
Ce qui n'est pas toujours sans inconvénient car poser trop longtemps peut provoquer une surexposition de l'image ou mettre en évidence un défaut de suivi de l'instrument.

Le RSB augmentant comme la racine carrée du signal, on peut en déduire le gain.


cliquer ici


On constate dans le tableau que 25 poses permettent un gain d'un facteur 5, tandis qu'il faut atteindre 100 poses pour gagner un facteur 10.
Le gain fini par plafonner, il y a un seuil au-delà duquel le jeu n'en vaut plus le coup.
Pour dépasser cette limite il faut utiliser un détecteur plus sensible ou un instrument de plus grand diamètre.
Le RSB s'améliore lorsque la quantité de lumière recueillie augmente.
Le RSB plus il est élevé, plus l'image de l'astre sera profonde et douce. Les parties faibles des nébuleuses et des galaxies seront visibles.

Pour augmenter le RSB, il est vivement conseillé de faire en numérique des poses relativement courtes (une dizaine de minutes au maximum), puis de les additionner, cela s'appelle "compositer".

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NOTA 1 :

Si on additionne 10 poses de 5 mn, cela équivaut à une pose de 50mn.
Cela n'est pas tout à fait vrai.
Sur le plan des bruits thermique et de photons :
- une pose de 10 mn est strictement équivalente à une combinaison de 10 poses de 1 mn.
Ce découpage a toutefois ses limites car il ne faut pas oublier :
- le bruit de lecture qui intervient une fois dans la combinaison 1 pose de 10mn.
- le bruit de lecture qui intervient dix fois dans la combinaison de 10 poses de 1 mn.
On ne peut pas pousser le raisonnement à l'extrême et considérer qu'une pose de 10 mn (600 secondes) est équivalente à 600 poses de 1 seconde !

NOTA 2 :

Imaginons que l'on souhaite, pour des raisons mécaniques, ne faire que des poses très courtes, de 10 secondes sur la nébuleuse IC 434 "tête de cheval", et que l'on décide d'en compositer 200 (donc au final une pose de 33.5 mn).
Si en 10 secondes elle n'apparaît absolument pas sur les images brutes, nous aurons beau additionner des dizaines d'images , rien n'y fera.
si sur l'image brute, l'intensité de la nébuleuse est égale à zéro, 200 x 0 donneront toujours zéro !
Le choix du temps de pose de chacune des images et par conséquent déterminant dans le rendu final.
Plus le temps de pose sera court, plus l'image sera bruitée, à cause d'un mauvais rapport signal/bruit.
Et vous aurez beau additionner un grand nombre d'images, le rapport signal/bruit sera toujours moins bon.
Il faut donc un temps de pose minimum pour enregistrer les informations les plus faibles.
Celui-ci est lié à l'instrument et son rapport F/D, à la sensibilité sélectionnée et au type d'astre photographié.
En pratique, il est compris entre 1 mn 30 s et 10 mn.

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RESUME :

1)- Temps de pose d'un astre brillant :

Le temps de pose est adapté à sa luminosité, afin de ne pas le surexposer.
le bruit présent sur les images sous forme de granulation est nettement atténué en combinant plusieurs poses.
Avec un APN ou CCD : 10 à 20 poses identiques.
Avec une webcam modifiée longue pose : (plusieurs centaines de poses).
Cela permet d'améliorer grandement le résultat par rapport à un cliché unique.


2)- Temps de pose d'un astre faible :

Des poses trop longues deviennent parasitées par le signal thermique des détecteurs et voilées par le fond du ciel.
Par conséquent il est préférable de ne jamais dépasser sous un ciel noir :
Avec un APN : pose de 5 minutes.
Avec une CCD : pose de 10 à 15 minutes.
Avec une webcam modifiée longue pose : pose de 10 à 20 secondes dans le meilleurs des cas.

LIMITE DU TEMPS DE POSE PAR LE FOND DU CIEL :

Même si votre monture est d'excellente qualité (très faible EP) ou si votre auto-guidage est efficace, vous serez tout de même limité dans votre temps de pose par le fond du ciel.
A partir d'une certaine durée, le fond du ciel va nettement apparaître sur vos photos, celles-ci seront blanches.
Cette limite ne doit pas être franchie sous peine de dégrader irréversiblement la photo.

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METHODE POUR DETERMINER LA POSE MAXIMUM PAR THIERRY LEGAULT :

Je cite :

Au lieu de se lancer dans des tas de calculs il y a une méthode simple pour déterminer votre temps de pose optimal :

- vous faites une série de poses avec votre configuration et dans votre lieu d'observation habituel, par exemple 30s, 1 min, 2 min etc.
Visez de préférence hors Voie Lactée.
- vous faites les prétraitements comme d'habitude (DARK, OFFSET, FLAT)
- vous mesurez dans des petites zones dépourvues d'étoiles le bruit dans vos images (tous les logiciels de traitement astrophoto savent faire ça)
- vous faites la même chose sur une image d'OFFSET (pose très courte dans le noir)
- à partir du moment où le SIGMA (le bruit) dans vos poses de ciel est 3 à 4 fois plus élevé que celui de votre OFFSET, vous avez votre optimal, il est inutile de monter plus haut en temps de pose.

NOTA :
Le SIGMA pour être précis c'est l'écart-type du bruit, mais on peut très bien ignorer cette définition, il suffit de savoir que c'est ce que donnent les logiciels astrophoto (IRIS par exemple) quand on leur demande de mesurer le bruit.
Le calcul de SIGMA se fait sur IRIS après sélection de zone en cliquant sur "statistiques".
On mesure le SIGMA sur l'image pré-traitée, pas sur la brute.

Voir le post :

cliquer ici

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TEMPS DE POSE EN CIEL PROFOND :

Galaxies éloignée : mag 21
400iso f/10 263min
400iso f/6.3 104min
800iso f/10 131min
800iso f/6.3 52min

Galaxies (centre) : mag18
400iso f/10 16m36s
400iso f/6.3 6m35s
800iso f/10 8m10s
800iso f/6.3 3m18s

Nébuleuses à émission : mag16.5
400iso f/10 4m10s
400iso f/6.3 1m39s
800iso f/10 2m50s
800iso f/6.3 50sec

Nébuleuses obscures : mag20 (exemple: tête de cheval)
400iso f/10 104min
400iso f/6.3 41m34s
800iso f/10 52m21s
800iso f/6.3 20m47s




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Observatoire Andromède partie 2 site perso de Jean-Claude - CIEL PROFOND (Sciences - Astronomie)    -    Auteur : JEAN-CLAUDE - France


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