Alain Klotz - Novembre 1997

Le télescope que j'utilise est un Celestron 8 (orange) entraîné par un moteur synchrone. Je n'ai pas de variateur de fréquence, le moteur est en prise directe sur le 220 Volts. Ce télescope n'est pas équipé de raquette de commande ! La caméra CCD est une Hisis 22, 14 bits. La sortie du télescope est équipée d'un réducteur de focale et d'un obturateur mécanique commandé par l'alimentation de la caméra. Le champ ainsi couvert est de 19 arcmin sur 13 arcmin.

Avant chaque séance d'observation, le télescope est placé sur des marques de peinture faites sur le sol de la terrasse. La mise en station n'a été faite qu'une seule fois. Depuis, je ne touche plus aux réglages du trépied, que je range, sans le plier, à la fin de chaque observation. Par ailleurs, j'équipe le tube d'un pare buée/lumière en papier Canson noir. J'évite ainsi, outre la buée, les lumières des voisins et des lampadaires (j'habite dans une ville de 50000 habitants). Enfin, l'horloge de l'ordinateur est mise à l'heure par la fonction TIME du DOS en écoutant l'horloge parlante (3699).

Afin de pouvoir comparer le champ observé par la caméra et le champ à pointer, j'oriente l'axe des pixels de la caméra tel que le nord soit en haut de l'écran du logiciel d'acquisition. La comparaison est effectuée avec une carte des étoiles GSC dans un champ d'environ 1,5 degrés de côté.

Au début de la nuit, je pointe et centre une étoile brillante à l'oculaire et je place ensuite la caméra CCD. Je vérifie le centrage en faisant une image et je règle les cercles de coordonnées. Il est impératif de se servir du vernier pour obtenir un pointage efficace. Le champ est pointé à l'aide des cercles de coordonnées, puis une image de 15 secondes en binning 4/4 permet de repérer le lieu pointé sur la carte de champ GSC. Je tombe généralement à moins de 40 minutes d'arc de la cible. Je centre le champ en corrigeant la position du télescope. Au cours du centrage, je vérifie la mise au point à l'aide de la procédure "focus" de QMiPS32 (binning 1/1).

Les images sont acquises avec le mode "séquence" sous la forme de 60 poses de 30 secondes en binning 2/2 de QMiPS32. J'utilise le format .PIC pour l'enregistrement car il me semble que l'heure d'acquisition n'est pas juste dans l'entête des images .FIT (à vérifier). Il ne m'est pas possible de faire des poses dont le temps d'intégration dépasse 30 secondes car sinon les images sont toutes bougées ! En effet, il existe une erreur d'entrainement d'amplitude 50 arcsec et de période 4 minutes. Les meilleurs images sont obtenues lors du point de rebroussement de l'erreur (voir fig1) et restent à peu près rondes. Environ 70 pour cent des images sont rondes, les autres montrent des allongements (voir fig2 et fig3) plus ou moins catastrophiques.

Figure 1. image brute bien entraînée

Figure 2 : filé dû au défaut périodique d'entraînement

Figure 3 : autre type de filé, entraînement + flexions

Une séquence d'acquisition complète (pointage, centrage, acquisition) dure environ 50 minutes. Cela permet d'enregistrer les images de 4 à 5 astéroïdes différents en espérant se coucher vers 2 à 3 heures du matin.

Le traitement des images se fait avec le logiciel QMiPS32. La première phase du traitement consiste à corriger les images du thermique (noir) et de l'uniformité (P.L.U.). Avant de commencer, il convient d'avoir synthétisé les images de précharge (offset) et de thermique.

L'image de précharge, ou d'offset, correspond à une médiane de 15 poses de 0 seconde effectuées obturateur fermé, caméra refroidie. Les pixels de cette image ont des valeurs très voisines et j'ai préféré synthétiser l'image de précharge (PRECH) sous la forme d'une image dont tous les pixels ont une valeur constante. Cette image est la même pour la durée de vie de la caméra.

L'image noire (le dark) résulte de la médiane de 15 à 60 images de 30 secondes effectuées obturateur fermé, caméra refroidie. L'image thermique (THERM) correspond à l'image noire décrite précédemment à laquelle on soustrait l'image de précharge. Cette image THERM est la même d'une nuit à l'autre tant que la température extérieure reste à peu près la même. En moyenne, je refais une image THERM tous les deux mois.

L'exemple pris ici concerne l'astéroïde 1991RR30 et les images brutes ont été enregistrées sous les noms 91RR-1.PIC jusqu'à 91RR-60.PIC. La correction du thermique des images brutes se fait par la commande en ligne suivante :

OPT2 91RR- THERM PRECH I 60

A la sortie de cette fonction, on possède 60 images I1.PIC jusqu'à I60.PIC qui sont corrigées du noir. Il faut maintenant extraire l'image de P.L.U. (Plage de Lumière Uniforme). La valeur du fond de ciel est généralement comprise entre 200 et 400 pas codeurs (sans Lune). La valeur significative de ce fond de ciel pour un si court temps de pose est dû à la pollution lumineuse des éclairages urbain. Nous allons profiter de cette pollution pour synthétiser la P.L.U. On commence par normaliser les gains des images :

NGAIN2 I J 600 60

Les 60 images I sont transformées en 60 images J dont le niveau moyen de fond de ciel est égal à 600. On synthétise alors la P.L.U médiane :

SMEDIAN2 J 60

On sauve cette image de P.L.U. sur le disque :

SAVE FLAT

On peut alors corriger les images I des défauts de non uniformité de la réponse lumineuse :

DIV2 I FLAT J 600 60

Il est intéressant de normaliser la valeur des fond de ciel en vue d'effectuer ultérieurement des médianes :

NOFFSET2 J J 20 60

On a ainsi normalisé les fonds de ciel à 20 pas codeurs. A ce stade on peut additionner brutalement les images J afin de mettre en évidence la dérive du télescope :

ADD2 J 60

On sauve cette image sur le disque :

SAVE DERIVE

Son apparence est illustrée sur la figure 4où l'on remarque les défauts périodique est une dérive bizarre correspondant au défaut de mise en station auquel se rajoute des flexions mécaniques non négligeables :

Figure 4 : somme des images montrant la dérive

Il suffit alors d'utiliser la fonction REGISTER pour recentrer les images par rapport à la première :

REGISTER J K 60

Les images de la série K vont alors subir une opération de compositage par paquets.

COPYADD K L 60 10

Ainsi, l'image L1.PIC est la somme des images K1 à K10, l'image L2.PIC est la somme des images 11 à 20 et ainsi de suite jusqu'à L6.PIC. L'entête des images L contient un instant de pose correspondant au barycentre des instants de pose des images individuelles.

On ajuste les niveaux de seuil des six images L de façon équivalent et l'on visionne l'animation des six images :

ANIMATE L 100 6

On y repère l'astéroïde et l'on peut en trouver d'autres.

Figure 5 : addition des 60 poses recentrées

Les fonctions AUTOASTRO ou DETECT_IMA permettent ensuite d'effectuer la réduction astrométrique de l'image (voir description dans le manuel de QMiPS32).

Conclusion : mon site d'observation est en pleine ville et la monture du télescope est de mauvaise qualité. Pourtant, j'obtiens des images sur lesquelles les astéroïdes de magnitudes 18,0 sont détectés. Je trouve un nouvel astéroïde tous les deux mois. J'espère que mon expérience motivera les astronomes amateurs mal équipés des grandes cités à tourner leur caméra CCD vers les astéroïdes...