ZWO ASI294MM CAMERA EVALUATION

March 2021

This page presents a series of measurements concerning the ZWO ASI294MM Pro CMOS camera, a monochrome version of the longer-known ASI294MC color camera. A comparison is also presented between the ASI294MM camera and the ASI183MM and ASI1600MM cameras, which are relatively equivalent in terms of aspect ratio and purchase cost.

The camera used for this test was kindly provided by Optique Unterlinden, who warmly thanks for their contribution to the better understanding of astronomical equipment performances.

Cette page présente une série de mesures concernant la caméra CMOS ZWO ASI294MM Pro, une version monochrome de la caméra couleur ASI294MC, connue depuis une plus longue date. On présente aussi une comparaison entre la caméra ASI294MM et les caméras ASI183MM et ASI1600MM, relativement équivalentes en termes de format d’image et de coût d’achat.

La caméra utilisée pour ce test a été aimablement fournie par Optique Unterlinden, que je remercie chaleureusement pour son apport à la meilleure compréhension des performances du matériel astronomique. 

1. Sensor organization

The core of the ZWO ASI294MM camera seems to be a SONY sensor referenced IMX571. The architecture of this component is particular and its mode of operation is object of debate concerning the physical and effective size of the pixels.  The physical pixel size of this detector is 2.315 microns, but for a long time only a 2x2 agglomerated version (2x2 binning) was available, so an apparent pixel size of 4.63 microns. Since this camera’s driver was updated in early 2021, it is now possible to make images in which the pixel size is the native value of 2.315 microns (the QHY company also a «full resolution» mode in its QHY294M-pro model).

Le coeur de la caméra ZWO ASI294MM semble reposer sur un capteur SONY référencé IMX571. L’architecture de ce composant est particulière   et son mode de fonctionnement fait débat quant à la taille physique et effective des pixels. La taille physique des pixels de ce détecteur est de 2,315 microns, mais longtemps seule une version agglomérée 2x2 (binning 2x2) a été disponible, donc une taille apparente des pixels de 4,63 microns. Depuis une mise à jour du pilote de lecture de cette caméra, datant de début 2021, il est dorénavant possible de réaliser des images dans dont la taille du pixel est la valeur native 2,315 microns  (la firme QHY elle aussi un mode «pleine résolution» dans son modèle QHY294M-pro).

At the end, if the documentation around the ASI294MM camera often displays a  4144x 2822 pixels format images with 4.63 microns pixels size, it is actually possible today to benefit from an image format of 8288 x 5644 pixels of 2.315 microns. The actual coding observed (after binning 2x2 ) does this on 14 bits. The photosensitive surface is 19.2 mm x 13.0 mm.

Au final, si les documentations autour de la caméra ASI294MM affichent souvent une format d’image de 4144x 2822 pixels de 4,63 microns, il est en réalité possible aujourd’hui de bénéficier  d’un format d’image de 8288 x 5644 pixels de 2,315 microns. Le codage effectif observé (après binning 2x2 ) ce fait sur 14 bits. La surface photosensible fait 19,2 mm x 13,0 mm.

2. Protocol

Le taux de courant d’obscurité par seconde est calculé en utilisant la formule en-haut. La variable t est le temps d’intégration utilisé pour réaliser l’image d’obscurité (dark). Pour une mesure précise, t > 900 s.

Le rendement spectral relatif (QE) entre deux caméras A et B est donné par la formule ci-dessus. Sadu est le signal mesuré à une longueur d’onde donnée (dans un plage uniforme stable), g est la gain en électrons/ADU, p est la taille due pixel et t est le temps d’intégration. Le rendement quantique absolue de la caméra ASI183MM, qui sert ici de référence, a été mesuré quant à lui de manière directe à partir d’un détecteur de laboratoire dument étalonné.

All the digital images are captured by using PRISM software. Exploitation is done by using ISIS software. La logiciel PRISM a été utilisé pour l’ensemble de l’acquisition. L’exploitation est réalisée avec le logiciel ISIS.

3. Results for the camera ASI294MM Pro

3.1. Binning 2x2 mode noise

We consider here a binning 2x2 reading mode (4.63 microns apparent pixel size). The measured gain, Read Out Noise and the effective dynamic (taken into account the 14-bits digital resolution is given by the formula: 16384 x Gain/RON) are:

On considère ici une utilisation de la caméra en mode binning 2x2 (pixels d’une taille apparente de 4,63 microns). La mesure du gain, du bruit de lecture, de la dynamique effective (en tenant compte de la numérisation sur 14 bits est donnée par la formule : 16384 x Gain /RON) donne :

Comments:

- The noise reduction is very evident for a gain equal or superior to 120 (HCG mode, i.e. High Conversion Gain).

- For Deep-Sky image applications, the adoption of gain=120 is very recommended (note also the associated high dynamic).

- Because the photon noise is often very low and the RON performance an essential point, for spectrographic application, the gain=200 give the best compromise (for the gain=120, the quantification noise can be significant).

- The gain values inferior to 120 or near 400-500 are of very low interest for astronomy.

Commentaires :

- La diminution du bruit est très significative pour un gain égal ou supérieur à 120 (mode HCG).

- Pour l’imagerie du ciel profond l’adoption du gain=120 est hautement recommandé (il coïncide avec la dynamique maximale).

- Parce que le bruit de photon est souvent très faible et que la performance en bruit de lecture est un point essentiel, pour une application spectrographique, le gain=200 apparaît comme un bon compromis (pour le gain=120, le bruit de quantification peut être significatif et gênant).

- L’usage d’une valeur de gain inférieure à 120 ou voisine de 400-500 est d’un très faible intérêt en astronomie.

3.2. Binning 1x1 mode noise

We consider now a binning 1x1 reading mode (2.315 microns pixel size). The measured gain, Read Out Noise and the effective dynamic  are:

On considère maintenant une utilisation de la caméra en mode binning 1x1 (pixels d’une taille de 2,315 microns). La mesure du gain, du bruit de lecture, de la dynamique effective donne :

Comment:

The noise measured in native reading mode (binning 1x1) is 1.89 e-. With the gain value of 200, if an arithmetic agglomeration of the pixel signal is performed to construct a binning 2x2 (mean), the result is 1.89/ sqr(2) = 1.34e-. With the manufacturer’s binning 2x2 mode, the reading noise is 1.43e-. So (1), Sony builds the 2x2 bin image by simple average, (2), there is rather interest to start from a 1x1 bin image to build a 2x2 bin rather than use the 2x2 builder bin, because the noise is then slightly lower. This last point will be reinforced by the use of a noise reduction algorithm exposed further, and which makes maximum use of the native 1x1 bin mode.

Commentaire :

Le bruit mesuré en mode natif de lecture (binning 1x1) est de 1,89 e-. Avec le gain de 200, si une agglomération arithmétique du signal des pixels est effectuée pour construire un binning 2x2 (moyenne), le résultat est 1,89 / sqr(2) = 1,34 e-.  Avec le mode binning 2x2 du constructeur, le bruit relevé est de 1,43 e-. Donc (1), Sony construit l’image bin 2x2 par simple moyenne, (2), il y a plutôt intérêt de partir d’une image bin 1x1 pour construire un bin 2x2 plutôt qu’utiliser le bin 2x2 constructeur, car le bruit est alors très légèrement inférieur. Ce dernier point va être conforté par l’utilisation d’un algorithme de réduction de bruit exposé plus loin, et qui exploite au maximum le mode bin 1x1 natif.

3.4. Offset

The offset signal (image taken in the dark with a very short exposure time) is very uniform over the entire surface of the sensor and does not show any trace of electronic interference. The following image show a small part of offset signal frame:

Le signal d’offset (image prise dans l’obscurité avec un temps de pose très bref) se révèle très uniforme sur la totalité de la surface du capteur et ne montre pas de trace de parasites électroniques. L’image suivante montre une petite partie d’un cliché du signal d’offset :

Comment. The offset signal is so uniform that I recommend for processing to equate it to an image of constant level: a synthetic bias, so the constant level is equal to the average (or better, median) intensity of a typical offset taken with the settings selected (gain, offset, temperature). This initiative is one way to reduce processing noise.

Commentaire. Le signal d’offset est si uniforme que je recommande pour les traitements de l’assimiler à une image de niveau constant : un bias synthétique, donc le niveau constant est égal à l’intensité moyenne (ou mieux, médiane) d’un offset typique pris avec les réglages retenus (gain, offset, température). Cette initiative est un moyen de réduire le bruit de traitement.

3.5. Thermal signal

The average thermal charge rate recorded at a temperature of -15°C is 0.0010 electrons per second. For an exposure time of 30 minutes, this thermal signal produces dark signal noise equivalent to the RON.

Le taux de charge thermique moyen relevé à la température de -15°C est de 0,0010 électron par seconde. Pour un temps de pose de 30 minutes, ce signal d’obscurité » est associé à un bruit thermique équivalent au bruit de lecture (RON).

Left, part of a long exposure image taken in the dark (exposure time = 1200 seconds, temperature = -15 ° C and gain = 200). It is a DSNU (= Dark Signal Non Uniformity). Right, this same image after subtracting a"master ”of the dark signal image (average of at least 10 elementary dark frames). The hot spots have disappeared, so the behavior of the ASI294MM camera is standard. We note an impact trace of a cosmic ray arriving obliquely in the lower right part of this document, as well another arriving perpendicular to the sensitive surface at the top left. Low intensity bright spots correspond to RTS noise, not removed by subtracting a reference image from the dark signal.

A gauche,  l’extrait d’une image longue pose prise dans l’obscurité (avec un temps de pose de 1200 secondes, une température de -15°C et un gain de 200), ou DSNU pour « Dark Signal Non Uniformity). A droite, cette même image après soustraction d’une image « maître » du signal d’obscurité (moyenne de 10 images d’obscurité élémentaires au moins). Les points chauds ont bien disparu, le comportement de la caméra ASI294MM est donc standard. On note la trace de l’impact d’un rayon cosmique arrivant obliquement dans la partie inférieure droite de ce document, ainsi qu’un autre arrivant perpendiculairement à la surface sensible en haut à gauche. Les points brillants de faible intensité correspondent au bruit RTS, non éliminé par la soustraction d’une image de référence du signal d’obscurité.

3.6. Pixel Response Non-Uniformity

The uniformity of pixel response to uniform illumination (PRNU) appears very different depending on whether the gain is less than 120 or equal or greater than 120: the HCG mode has a more profound impact than one might think on the operation of the sensor. This can be seen on the extracts of polychromatic (in white light) uniform plage (flat-fiel), with an illumination producing a signal equal to 2/3 of the dynamic range:

La non uniformité de réponse des pixels à un éclairement uniforme (PRNU) apparait très différente suivant que le gain est inférieur à 120 ou égal ou supérieur à 120 : le mode  HCG a un impact plus profond que l’on ne pense sur le fonctionnement du capteur. On peut le constater sur les extraits de plages de lumière uniforme (PLU) polychromatique (en lumière blanche), avec un éclairement  produisant un signal égal au 2/3 de la dynamique  :

Left, a flat-field image produced with a gain of 110. The observed contrast of the structure represents approximately 1% of the average signal. It does not change shape as a function of gain when it is less than 120. Right, the same part of the detector with a gain of 120 (or higher). The PRNU is then less than approximately 0.1%.

A gauche, une image de PLU réalisé avec un gain de 110. Le contraste de la  structure observée représente environ 1% du signal moyen. Elle n’évolue pas en forme en function du gain lorsque celui-ci est inférieur à 120. A droite, la même partie du détecteur avec un gain de 120 (ou supérieur). La PRNU est alors inférieure à 0,1% environ.

3.7. Amp-glow

The image below shows that the "amp-glow" (electroluminescent phenomena of integrated circuits on the detector chip) is unfortunately present in the sensor that equips the ASI294MM camera. The level is close to that observed with an ASI183MM camera for example. This document is a raw exposure in the dark for 1200 seconds at -15 ° C, binned 6x for the display and viewed at high-contrast:

L’image ci-dessous montre que le « amp-glow » (électroluminescence des circuits intégrés sur la puce détecteur) est malheureusement bien présent dans le capteur qui équipe la caméra ASI294MM. Le niveau constaté est voisin de celui observé avec une caméra ASI183MM par exemple. Ce document est une pose brute dans l’obscurité de 1200 secondes à -15°C, binné 6x pour le besoin de l’affichage et visualisé à haut-contraste :

Comment. Amp-glow is an annoying phenomenon for deep sky observers or for spectrography. Admittedly, the light part is correctly eliminated in pre-processing by subtracting the master dark signal, but there is still the photon noise generated by this light, which is far from being negligible for very low flux observation. I was familiar with this difficulty at the start of CCD imaging, then manufacturers quickly found the solution (electrical cut-off of the circuits causing glow during the exposure time). We also come with CMOS, for example we no longer talk about amp-glow with the ASI6200MM camera equiped by the very latest generation Sony sensor (IMX455). The good news here for spectrography is that most of the glow is out of the center of the sensor, so the trace of a spectrum will generally be little affected (this is no longer true if the camera is used on a échelle spectrograph). QHY says it has been successful in reducing amp-glow. I was able to download from the QHY site a raw image from a QHY294MM camera that illustrates this point (estimated equivalent ZWO gain ZWO 120 and temperature of -20°C - see here). You have to be very careful during this type of comparison because I did not have the QHY camera in my hands, but in fact, on the basis of the available documents, the amp-glow appears to be very similar (the image contrast is chosen identical):

Commentaire. Le amp-glow est un phénomène gênant pour les observateurs du ciel profond ou pour la spectrographie. Certes, la partie lumineuse s’élimine correctement en pré-traitement en réalisant la soustraction du signal d’obscurité, mais il demeure le bruit de photons généré par cette lumière, qui est loin d’être négligeable en observation très faible flux. J’ai bien connu cette difficulté au début de l’imagerie CCD, puis les constructeurs ont vite trouvé la parade (coupure électrique des circuits à l’origine de l’électroluminescence lors du temps de pose). On y vient aussi avec le CMOS, par exemple on ne parle plus de amp-glow avec la caméra ASI6200MM qui utilise un capteur Sony de toute dernière génération (IMX455). La bonne nouvelle ici pour la spectrographie est que l’essentiel du glow est hors du centre du capteur, si bien que la trace d’un spectre sera en général peu affecté (ce n’est plus vrai si on utilise cette caméra avec un spectrographe échelle). La société QHY précise qu’elle est parvenue à réduire l’amp-glow. J’ai pu télécharger sur le site QHY une image brute venant d’une caméra QHY294MM qui illustre ce point (gain estimé équivalent de 120 chez ZWO et température de -20°C - voir ici). Il faut être très prudent lors de ce type de comparaison, car je n’ai pas eu la caméra QHY entre les mains, mais de fait, sur la base des documents disponibles, le amp-glow apparait fort voisin, qu’il s’agisse d’une caméra QHY ou d’une caméra ZWO (le contraste d’image est choisi identique) :

3.8. Linearity

Above, detail of the response linearity measured for the two sections, corresponding to an exposure time less than or greater than 1 second. The gain here is 120. In both cases the linearity error is very low (in the measurement noise range), which is quite satisfactory and indicates the good performance of CMOS sensors today.

Ci-dessus, détail de la linéarité de réponse mesurée pour les deux tronçons, correspondant à un temps de pose inférieur ou supérieur à 1 seconde. La gain est ici de 120. Dans les deux cas l’erreur de linéarité est très faible (dans le bruit de mesure), ce qui est tout à fait satisfaisant et dénote de la bonne performance des capteurs CMOS aujourd’hui.  

3.9. Quantum efficiency

The following table presents the quantum efficiency evaluated at the level of the camera system (the optical transmission of the camera window occurs, in particular in the blue and ultraviolet and may deviate from the quantum efficiency of the detector itself in this part of the spectrum):

Le tableau suivant présente le rendement quantique évalué au niveau du système caméra (la transmission optique du hublot de la caméra intervient, en particulier dans le bleu et l’ultraviolet, d’où un résultat susceptible de dévier du rendement quantique du détecteur lui-même dans cette partie du spectre) :

Comment. The quantum efficiency measured at the peak is close to the quantum efficiency announced by Sony. It is particularly high, around 84% in the green. The value sometimes announced of 90% is not credible: the quantity of light returned by a simple reflection from the sensitive surface observed by the eye clearly shows that the photon absorption does not reach this value (the surface of the sensor appears no so dark). The intensity of this reflection is close between the ASI183MM camera and the ASI294MM camera (a simple visual examination of the detector is enough to get a little idea of the quantum efficiency!).

Commentaire. Le rendement quantique mesuré au pic se révèle voisin du rendement quantique annoncé par Sony. Il est particulièrement élevé, environ 84% dans le vert. La valeur parfois annoncée de 90% ou plus n’est pas crédibles : la quantité de lumière renvoyée par une simple réflexion de la surface sensible observée à l’oeil montre bien que l’absorption photonique n’atteint pas cette valeur (la surface du capteur apparaitraît plus sombre). L’intensité de ce reflet est proche entre la caméra ASI183MM et la caméra ASI294MM (un simple examen visuel du détecteur suffit à avoir une petite idée du rendement quantique !).

4. Comparison

The main performances of ASI294MM camera are compared to that measured by the author on the ASI1600MM and ASI183MM cameras :

Les principales performances de la caméra ASI294MM sont comparées à celles mesurées par l’auteur sur les caméras ASI1600MM et ASI183MM :

Comment. The ASI294MM camera reading noise (in fact of the sensor that equips it) appears to at the same level as that of the ASI183MM for example.  If you perform a 2x2 binning from a 1x1 binning acquisition by simply averaging 4 adjacent pixels, the ASI183MM camera noise is 1.34 e- in this 2x2 binning.

Commentaire. Le bruit de lecture de la caméra de la ASI294MM (en fait du capteur qui l’équipe) apparait du même niveau que celui de la ASI183MM par exemple. Si on réalise un binning 2x2 à partir d’une acquisition préalable en binning 1x1 par simple moyenne de 4 pixels adjacents,, le bruit de la caméra ASI183MM tombe à 1,34 e- dans l’image binning 2x2 ainsi construite.

Comparison of quantum efficiency / Comparaison du rendement quantique :

The ASI294MM camera offers the highest quantum efficiency of the models tested, narrowly in the middle of the visible spectrum, but more marked in the red and in the blue. Deep sky observers (and also spectroscopists) will be satisfied for the gain at the red hydrogen line level  (6563 A), while the gain in the blue and UV will satisfy people who practice spectrography due to the richness of the spectrum of stars at these wavelengths. However, according to my measurements, we do not find a performance of 90% at peak (or upper), as is sometimes announced - the Sony sensor technologies that equip the ASI183MM and ASI294MM cameras appear to be similar on this point. The Panasonic sensor of the ASI1600MM camera, however, shows its age.

La caméra ASI294MM offre le rendement quantique le plus élevée des modèles testés, de justesse dans le milieu du spectre visible, mais de façon plus marqués dans le rouge et dans le bleu. Les observateurs du ciel profond (et aussi les spectroscopistes) vont se  réjouir du gain au niveau de la raie rouge de l’hydrogène (6563 A), alors que le gain dans le bleu et l’UV va satisfaire les personnes qui font de la spectrographie en raison de la richesse du spectre des étoiles à ces longueurs d’onde. Mais comme dit plus haut, on ne retrouve cependant pas d’après mes mesures un rendement de 90% au pic, comme parfois cela est parfois annoncé - les technologies des capteurs Sony qui équipent les caméras ASI183MM et ASI294MM apparaissent voisines sur ce point. La capteur Panasonic de la caméra ASI1600MM montre en revanche son age.

A very important point of comparison between CMOS detectors, which is often overlooked in discussions, concerns telegraph noise, or RTS noise. This non-Gaussian noise is superimposed on the read noise, and like the latter, determines the detectability of the system (its ability to observe faint objects). Here is the "visual" comparison of the RTS in an offset image section displayed with the same high contrast on an ASI183MM camera and an ASI294MM camera:

Un élément de comparaison entre détecteurs CMOS très important, alors qu’il est souvent négligé dans les discussions, concerne le bruit télégraphe, ou bruit RTS. Ce bruit non gaussien se superpose au bruit de lecture, et comme ce dernier, détermine la détectabilité du système (ca capacité à observer des objets de faible éclat).  Voici la comparaison « visuelle » du RTS dans un extrait d’image d’offset affiché avec le même haut contraste sur une caméra ASI183MM et une caméra ASI294MM :

The difference may seem subtle, but the RTS noise is more accentuated in the ASI294MM image than in the ASI183MM image, which is not a very good news for the tested camera (be careful, the same problem is expected with other manufacturers, it is not the camera which is involved, but the detector). To better understand the situation, here is a less subjective result, in the form of histograms (the number of pixels taken into account is the same in both cases):

La différence peut paraitre subtile, mais le bruit RTS est plus accentué dans l’image ASI294MM que dans l’image ASI183MM, ce qui n’est pas une très bonne nouvelle pour la caméra faisant l’objet de ce test (attention, le même problème est attendu chez les autres constructeurs, ce n’est pas la caméra qui est en cause, mais le détecteur). Pour mieux appréhender la situation, voici un résultat moins subjectif, sous la forme d’histogrammes, avec une échelle logarithmique  (le nombre de pixels pris en compte est le même dans les deux cas) :

The central part of these distributions represents the majority of the pixels in the image and describes the dispersion of intensities around the mean related to the reading noise. The extension at the bottom is associated with RTS noise. The RTS distribution is more extensive in the case of the ASI294MM camera sensor, which is indicative of higher non-Gaussian noise. 

La partie centrale de ces distributions représente la majorité des pixels de l’image et décrit la dispersion des intensités autour de la moyenne liée au bruit de lecture. L’évasement dans la partie inférieure est associé au bruit RTS. La distribution du RTS est plus étendue dans le cas du capteur de la camera ASI294MM, ce qui est le signe d’un bruit non gaussien plus élevée. 

The interpretation of noise values is nether an easy task if we compare cameras. For a correct analysis it is important to compare cameras with the same equivalent pixel size. For example, the comparison between the ASI183MM camera and the ASI294MM camera used in binning 1x1 is correct. The ASI183MM shows a significantly better performance than the ASI294MM camera.

L’interprétation des valeurs du bruit n’est jamais une tâche simple au moment de faire une comparaison. Pour une analyse correcte, il est important de comparer les caméras sur la base d’une même taille de pixel. Par exemple, la comparaison la caméra ASI183MM et de la caméra ASI294MM utilisée en binning 1x1 est correcte. On s’aperçoit alors que la ASI183MM affiche une performance sensiblement meilleure que celle de la caméra ASI294MM.

and by the following formula, if we apply the CMED algorithm almost optimally (the coefficient 0.47 has been found empirically on many tests):

et par la formule suivante, si on applique l’algorithme CMED de manière quasi optimale (le coefficient 0,47 a été trouvé empiriquement sur de nombreux tests) :

with, f, the binning factor, QE, the quantum efficiency at a given wavelength, p, the physical width of the pixel, RON, the read noise in the raw image.

avec, f, le facteur de binning, QE, le rendement quantique à une longueur d’onde donnée, p, la largeur physique du pixel, RON, le bruit de lecture dans l’image brute.

The considered optimal binning for the ASI183MM is the application of  CMED algorithm. On the basis of this performance metric, and if we consider bin 2x2 mode for ASI294MM, this latter appears superior to the ASI183MM camera, but only a little if we make the effort to apply an algorithm like CMED on ASI183MM data and if the sampling is correct (and for the ASI183MM, a cosmetic aspect more satisfactory than for the ASI294MM camera, thanks to the total suppression of the RTS noise, or pseudo noise).

Le binning optimal considéré pour la caméra ASI183MM est l’application de l’algorithme CMED. Sur la base de ce critère de performance, et si on considère le fonctionnement en binning 2x2 de la caméra ASI294MM,  il apparait que la caméra ASI294MM est supérieure à la caméra ASI183MM, mais de peu si on fait l’effort d’appliquer un algorithme comme CMED sur des données ASI183MM et si l’échantillonnage si prête (avec aussi pour la ASI183MM un aspect cosmétique plus satisfaisant que pour la caméra ASI294MM grace à la suppression totale du bruit RTS, ou pseudo bruit). 

Also for spectrography, the major problems of the ASI294MM camera are: (1) Telegraph noise (more than on the ASI183MM camera) , (2) Pixel size that is a little too large for applied numerical algorithm for remove the RTS noise (without destroy spatial or spectral resolution). Comment: for spectrography, the best sensor I use is the Sony IMX455 which equips the ASI6200MM camera (RTS noise well controlled, no AmpGlow, 16 bits, very good cosmetic appearance, good compromise for the pixel size: 3.76 microns), but at a very high purchase cost and with a backfocus which is not compatible with many spectrographs (Alpy600, UVEX, etc.). 

The ASI2600MM camera, in APS format, has similar performance, for a much lower price - so, a very good choice.

Toujours pour la spectrographie, les problèmes majeurs de la caméra ASI294MM sont le bruit télégraphe (plus fort que sur la caméra ASI183MM) et une taille de pixels un peut trop grosse pour pouvoir combattre efficacement avec des algorithmes le bruit RTS (sans détruire la résolution spatiale et la résolution spectrale). Commentaire : en spectrographie, le meilleur capteur que j’utilise est le Sony IMX455 qui équipe la caméra ASI6200MM (bruit RTS bien maîtrisé, pas d’AmpGlow, 16 bits, très bon aspect cosmétique, bon compromis de taille de pixel : 3,76 microns ), mais d’un coût d’achat très élevé et avec un backfocus qui n’est pas compatible avec de nombreux spectrographes (Alpy600, UVEX, …). La caméra ASI2600MM, au format APS, possède des performances similaires, pour un prix nettement inférieur - un très bon choix donc.