Didacticiels animés

LES BASES DE L'IMAGERIE DIGITALE

(Prétraitement ou calibration des images CCD)

Par Denis Bergeron (2011)

Note: Les mots en bleu pâle et soulignés sont des liens Internet que vous pouvez consulter si vous êtes en ligne et que je vous encourage à visiter et à consulter. Comme il y a beaucoup d'images et de fichiers, laissez le temps aux documents de s'afficher au complet. Lisez le texte et essayez d'en comprendre le sens et téléchargez les didacticiels animés (format RAR) avec les images pour vous pratiquer. Pour ouvrir les fichiers compressés en format RAR, utilisez le logiciel WINRAR. Les didacticiels animés sont en FORMAT WMV facilement lisible avec WINDOWS MEDIA PLAYER ou le logiciel VLC qui est gratuit et qu'on peut trouver partout sur Internet. La résolution est de 1280 X 800. La plupart des fichiers ont été compressés en format RAR pour sauver de l'espace disque et pour un téléchargement plus rapide. Les petites images encâdrées en bleu sont des liens pour agrandir l'image. Vous n'avez qu'à cliquer sur l'imagette encâdrée en bleu pour ouvrir l'image dans un plus grand format.

Le logiciel MAXIM DL a été utilisé pour les démonstrations et explications. Vous pouvez télécharger une version d'essai sur le site de DIFFRACTION LIMITED. Vous pouvez aussi faire des recherches sur Internet pour trouver d'autres didacticiels pour découvrir comment utiliser ce logiciel. Il y en a aussi quelques uns sur leur site web. Cependant, vous pouvez appliquer les mêmes techniques en utilisant d'autres logiciels qui font sensiblement le même travail.

Mes didacticiels animés donnent des explications détaillées avec son et vidéo qui vous permet de visualiser et mieux comprendre les principes de base d'un bon prétraitement d'images. Il sont un complément aux explications données dans le texte. Au besoin, arrêtez les didacticiels et notez les caractéristiques dans les fenêtres des logiciels. Parfois, il y a des cases à cocher ou décocher. Prenez des notes et refaites ensuite la procédure par vous-même en essayant de comprendre et en utilisant les images fournies. En comprenant les actions et en les appliquant à vos propres équipements et images, il vous sera plus facile de cheminer. Prenez le temps de bien saisir ces notions de base, elles sont essentielles et vous premettront d'obtenir des résultats très impressionnants. Elles sont toutes applicables à toutes les sortes d'imageries digitales (CCD, DSLR, WEBCAM, etc).

Il est également recommandé de prendre vos images en FORMAT FIT car le logiciel MAXIM DL va y chercher plusieurs informations importantes dans le FIT HEADER ce qui facilite de beaucoup le prétraitement (calibration) automatisé des séries d'images que vous prendrez.

Bon apprentissage

Signets rapides

Introduction

Les bases pour obtenir de superbes images astronomiques

Images LIGHT

Technique du DITHERING

Images DARK

Images FLAT FIELD

Images BIAS

Conseils généraux pour obtenir des images de qualité supérieure

Combinaison des images

Combinaison par MOYENNE (AVERAGE)

Combinaison par MÉDIANE (MEDIAN)

Combinaison par SIGMA-CLIP (SIGMA REJECT)

Combinaison d'une série d'images FLAT FIELD pour en faire une image MASTER FLAT FIELD

Prétraitement (calibration) manuelle d'une image LIGHT avec une image MASTER DARK et une image MASTER FLAT FIELD

Prétraitement (calibration) automatique des séries d'images LIGHT, DARK et FLAT FIELD avec MAXIM DL

Comparaison entre une seule image LIGHT prétraitée exposée 7mn et une combinaison de 10 images LIGHT prétraitées et combinées (exp:70mn)

Elimination des pixels chauds (hot pixel) et froids (dead pixels) et autres défauts résiduels

Conclusion

Introduction

Les années 2000 nous ont apportés un nombre incroyable de nouvelles technologies maintenant à la portée des astronomes amateurs. Nous disposons maintenant d'une foule de caméras CCD, webcam, DSLR et de logiciels performants qui peuvent nous permettre d'atteindre des sommets jamais inégalés même avec de petits instruments. Les télescopes avec technologie GOTO qu'on peut brancher sur des ordinateurs et qu'on peut coupler avec des caméras digitales ou CCD sont certes d'une très grande utilité mais il faut en comprendre le fonctionnement. Il n'est pas évident de se retrouver dans tout ce monde technologique. Heureusement, le réseau Internet avec ses multiples ressources comme les groupes de discussion, les logiciels de capture d'écran, Skype, les logiciels de prise de contrôle d'un autre ordinateur par réseau local ou Internet comme TEAMVIEWER, ULTRA VNC, etc., peuvent nous aider à y voir plus clair.

Pour ma part, ce fut un cheminement long et laborieux mais qui me permet maintenant de profiter à plein des merveilles technologiques. J'ai vécu les années 1970 à 1990 avec tout ce qui se faisait de mieux au niveau de l'astrophotographie avec les films. J'ai développé moi-même mes films noir et blanc et couleurs. J'ai expérimenté de nombreuses techniques de chambre noire et l'hypersensibilisation des films. J'ai construit plusieurs miroirs, télescopes et instruments pour toujours tenter d'avoir toujours mieux. Je peux vous dire que jamais je n'avais réussi malgré tous mes efforts à atteindre un niveau de qualité qu'offre l'astrophotographie digitale d'aujourd'hui. La puissance de l'informatique et des technologies CCD nous permet maintenant de profiter à plein de nos instruments même en zone polluée lumineusement et on peut atteindre des niveaux se rapprochant de très près à ce que faisait les grands observatoires avec la technologie des films au début du 20ème siècle. Les amateurs peuvent de nos jours joindre les professionnels en effectuant des projets utiles comme l'étude des étoiles variables, la recherche de nouveaux astéroïdes et comètes, la recherche de supernovae dans les autres galaxies, l'astrométrie, photométrie, l'imagerie trichrome LRGB et à filtres à bandes étroites (narrowband), etc. Les visites des sites web d'une foule d'amateurs avancés ayant maîtrisé ces technologies et montrant la qualité de leurs images et travaux ont été pour moi très stimulant.

Dans ce même souci de partager mes expériences et en utilisant ce qui se fait de mieux de nos jours, l'objectif que je poursuis est de permettre aux gens intéressés par l'astrophotographie moderne d'apprendre et de mettre en pratique leurs apprentissages afin de cheminer plus rapidement et éviter les nombreux obstacles que nous avons tous eu à franchir au prix de nombreuses heures d'efforts et de frustrations. Lorsque j'ai débuté en 1990 avec la technologie CCD et l'informatique, je n'y connaissais absolument rien et les ressources étaient extrêmement limitées. On apprenait lentement et à force d'essais et erreurs. De nos jours, heureusement pour les débutants, les ressources sont nombreuses et facilement accessibles grâce à Internet. J'ai donc décidé de faire ma part en créant une série de didacticiels animés avec son et explications décrivant mes techniques. Tout comme les recettes qui sont abondantes, les miennes se veulent tout autant efficaces. Il suffit de tenter de les comprendre et de les mettre en application avec vos propres instruments et images. J'ai appris des autres de cette manière et je veux moi aussi faire ma part pour aider au cheminement de ceux qui voudront bien faire l'effort d'apprendre et expérimenter.

La série de didacticiels animés qui suivront permettront d'apprendre plusieurs techniques très utile en astrophotographie digitale. Vous pourrez les télécharger avec une connection Internet rapide. Les didacticiels sont en format WMV lisible avec WINDOWS MEDIA PLAYER ou le logiciel VLC (gratuit). Vous pouvez en tout temps arrêter la vidéo pour lire les explications et la rejouer autant de fois que vous voudrez. Prenez le temps de comprendre les explications et expérimentez avec les images fournies. Vous n'avez pas à me demander de permission pour télécharger les images et didacticiels. Les séries d'images fournies vous aideront à expérimenter les techniques. Si vous avez des questions, vous pourrez me contacter par Internet. Mon adresse e-mail est à la fin de ma page SPLENDEURS CÉLESTES. Avec un logiciel de prise en charge d'un ordinateur par réseau Internet comme TEAMVIEWER, il est également possible de faire des formations à distance. Le logiciel SKYPE est aussi une ressource formidable. Si vous désirez me contacter pour apprendre ou comprendre certaines techniques, on peut utiliser les ressources Internet pour le faire.

Je vous invite donc à consulter les pages suivantes et de télécharger les DIDACTICIELS ANIMÉS avec les images de pratique et à expérimenter. Il est important à ce que vous compreniez les bases de l'imagerie digitale et que vous les appliquez avec les logiciels de votre choix pour vos images.

Bon apprentissage

Denis Bergeron

Les bases pour obtenir de superbes images astronomiques

Au départ, avant de procéder au traitement des images astronomiques, il est important de comprendre les bases pour obtenir une image détaillée ayant le maximum de signal et un minimum de bruit parasite. On appelle cela avoir une image ayant un bon rapport signal (S) sur bruit (N pour noise) ou S/N. Loin de moi l'idée de reprendre en détails toutes les descriptions détaillées couvrant les bases de l'imagerie digitale. Je me contenterai de mettre les liens importants en couleur bleu pâle et soulignés dans les textes pour obtenir les liens vous dirigeant vers la documentation détaillée à cet effet qui pourrait vous aider à mieux comprendre les grands principes de base de l'imagerie digitale et qui m'ont permis de comprendre et de mettre en pratique ce que j'ai appris. Il existe une documentation abondante sur ces sujets sur Internet.

Comme je prends mes images avec une caméra CCD (SBIG ST10 XME) haut de gamme, j'emploierai le qualificatif d'images CCD dans mes textes. Par contre, les bases demeurent valides quelque soit le type d'images que vous utiliserez que ce soit avec une caméra CCD, DSLR ou webcam. Il est important de considérer de tenter de suivre ces bases universelles si vous voulez obtenir des images de qualité. Egalement, je prendrai l'appellation anglaise des différents types d'images car ce sont ces qualificatifs que l'on retrouve dans la plupart des bons logiciels d'acquisition et de traitement d'images comme CCDSOFT, MAXIM DL, etc.

Je vous recommande avant d'aller plus loin de consulter les dossiers traitant des caméras CCD dans la bibliothèque de mon site web pour en apprendre plus sur les caractéristiques importantes des caméras CCD et comment elles fonctionnent. Même si le texte concerne les caméras des premières générations, les principes de fonctionnement et les techniques d'imagerie de base demeurent d'actualité. Je vous recommande aussi de vous procurer les excellents livres de Ron Wodaski THE NEW CCD ASTRONOMY qui explique en détails les instruments et techniques d'imagerie CCD et  THE NEW ASTRO ZONE SYSTEM FOR ASTRO IMAGING qui explique en détail les techniques de traitement des images CCD. Je vous recommande aussi les DVD des techniques de traitement d'images de Tony Hellas qui sont des didacticiels animés expliquant en détails ses techniques sur le traitement des images avec Photoshop. Ce fut mes documents de référence qui m'ont permis de cheminer en imagerie CCD.

Obtenir de superbes images détaillées de vos objets célestes dépend de bien des facteurs comme la qualité du ciel, les instruments que vous utilisez, de la maîtrise de vos instruments, de vos connaissances en informatique, astronomie, imagerie CCD, etc. Il ne faut pas vous faire d'illusions. L'imagerie digitale est un domaine très complexe et difficile et vous devrez être très patient, débrouillard et persévérant comme l'ont été ceux qui y sont parvenus. Il faut y aller par étape. Il vous faudra prendre le temps de maîtriser tous vos instruments et les techniques de traitement d'images et régler vos problèmes un par un. La plupart des débutants essaient d'aller trop vite et se décourage. En procédant par étape et en s'informant à fond sur les qualités de nos instruments, on s'assure d'aller dans la bonne direction. Les colloques CCD et les ateliers sur les techniques de traitement d'images (ACAIQ) que nous essayons de faire à chaque année au Québec ont pour but de vous aider à découvrir plein de possibilités qui s'offre à vous. Le reste vous appartient.

En imagerie CCD, on parle d'images LIGHT, DARK, BIAS, FLAT FIELD. Voici en résumé la fonction de chacune de ces images et on verra dans quelles circonstances elles serviront.

Images LIGHT

Ce sont les images de vos objets célestes préférées que vous prendrez à l'aide de vos caméras. Elle contiennent plein d'informations sur vos objets célestes et également une quantité appréciable de bruits électroniques ou d'artéfacts qui dégrade l'image. Comme principaux bruits parasites, on y retrouve des pixels chauds (thermal noise) causé par le bruit thermique produit par l'électronique de votre appareil, le bruit aléatoire (random noise) qui est imprévésible, le bruit du ciel (sky glow) causé par la pollution lumineuse et le bruit de lecture (read noise) causé par le transfert des images (download). Comme artéfact, on retrouve les poussières sur la matrice CCD ou sur les filtres, des rayons cosmiques, des passages de satellites artificiels ou d'étoiles filantes, parfois un dégradé causé par la pollution lumineuse ou des réflexions lumineuses internes ou  infra-rouges à l'intérieur de nos tubes d'extension causés par la présence d'objets lumineux dans le voisinage de nos objets célestes (Lune, lumières parasites, etc). L'image suivante de la galaxie NGC 4565 dans Coma Berenice exposée 7mn en binning 2X2 et prise à travers mon télescope MEADE RCX 30cm F8  montre quelques-uns des bruits parasites polluants l'image. Il s'agit d'une seule image LIGHT brute (non prétraitée). Si on ajuste les contrastes de l'image, on peut détecter d'autres défauts comme des poussières, pixels chauds, rayons cosmiques, passage de satellites, dégradé, etc.

L'image qui suit est la même que celle du haut mais avec un contraste allant chercher les fins détails du fond du ciel (BACKGROUND). On détecte beaucoup mieux les défauts ainsi. Les points nets larges sont des étoiles et les petites taches floues sont des galaxies faibles. Remarquez les multiples défauts qui dégradent l'image.

Au départ, pour obtenir de superbes images light, il faut exposer nos images individuelles le plus longtemps possible en ayant pris soin de parfaire notre mise au point pour atteindre un foyer optimum avant la prise d'images. Une image parfaitement exposée mais dont la mise au point est déficiente vous donnera une image qui vous fera perdre énormément de détails. Assurez vous de toujours atteindre un foyer optimum avant même de commencer à prendre vos séries d'images. Dépendant du télescope utilisé, il est recommandé de se procurer des focuseurs de précision avec encodeurs adaptés à vos instruments. La plupart des focuseurs de télescopes manque de précision. Certains logiciels de qualité comme MAXIM DL, PRISM, CCDSOFT, etc offrent des fonctions de mise au point automatique de précision. Je recommande le logiciel FOCUSMAX qui fait une courbe en V (image de droite) et détermine le point de foyer optimum de vos instruments (pointe inférieure du V). Une fois le foyer optimum déterminé, ce logiciel permet de faire le foyer très rapidement en cours de nuit. N'oubliez pas que la température interne et externe de votre instrument change durant la nuit et cela dégrade votre mise au point. Vous devrez vérifier et au besoin refaire votre mise au point à plusieurs occasions durant la nuit. De plus en plus, les concepteurs d'instruments et de logiciels utilisent la norme ASCOM qui permet d'utiliser plusieurs types d'instruments avec un même pilote Ascom (driver). Je vous recommande fortement d'utiliser les pilotes (driver) Ascom pour faire fonctionner vos logiciels et instruments si cela vous est possible.

C'est l'image LIGHT qui nous permettra de dévoiler les secrets de vos objets célestes. Il est très important à ce que chaque image individuelle soit la plus exposée possible (exposition variant de 5 à 10mn) afin d'obtenir un excellent rapport signal sur bruit (S/N). En exposant plus longtemps, le signal donc les photons de nos objets célestes s'accumuleront beaucoup plus abondamment que le bruit parasite d'où l'expression rapport S/N. Même si nous nous débarrassons des bruits parasites, il n'en demeure pas moins qu'une seule image exposée 10mn par exemple présentera un rapport S/N beaucoup plus fort que si nous prenons la même image mais exposée 1mn. Si on fait une combinaison de 10 ou 20 images exposées 10 minutes chacune, on obtiens une image de très haute qualité ayant un excellent rapport S/N dont on pourra ressortir plein de détails. On a donc tout à gagner de prendre une série d'images individuelles exposées le plus longtemps possible et de les combiner une fois prétraitée (master dark enlevé et master flat field appliqué).

La durée maximum de l'exposition dépend aussi de certains facteurs comme la qualité du ciel, la quantité d'étoiles brillantes dans l'image, la brillance de votre objet, etc. Par exemple, si on photographie une galaxie comme NGC 4565 (image ci-haut) dans la constellation de Coma Berenices, on peut facilement exposer nos images individuelles de 7 à 10 minutes car cette galaxie possède peu d'étoiles brillantes dans son champ. Par contre, si on exposait l'amas des Pléiades (M45), celui-ci contient beaucoup d'étoiles très brillantes, on aurait intérêt alors à prendre des images à très courtes expositions (20 à 40 sec) et à en prendre une série de plusieurs dizaines qu'on combinera par la suite. Il faut éviter de saturer les objets célestes et les étoiles brillantes dans nos images. Si on sature les étoiles brillantes, on risque d'obtenir du BLOOMING (image de gauche). Le BLOOMING est un débordement d'électrons dans les pixels voisins produisant des colonnes lumineuses verticales. Si elles sont petites, on peut facilement les enlever par traitement local. Cependant si elles sont très grosses, on risque sérieusement d'enlever des informations importantes dans notre image. La qualité du ciel joue aussi un rôle important dans l'exposition maximum. Un ciel de ville pollué lumineusement produit un bruit de fond lumineux (SKY GLOW) qui contribue à l'accumulation du bruit parasite de nos images LIGHT comparativement à un ciel parfaitement noir. Il faut donc que vous fassiez quelques tests d'exposition sur un objet céleste comme une galaxie avec peu d'étoiles brillantes autour afin de déterminer l'exposition maximum que vous pouvez vous permettre avec vos instruments et selon VOS conditions de ciel.

Le rapport focal de votre télescope joue aussi un rôle important dans la détermination du temps d'exposition maximum. Un télescope ayant un rapport focal de F10 demandera une exposition quatre fois plus longue que si vous photographez à F5. Le rapport focal F est le rapport entre la longueur focale de l'objectif divisé par son diamètre. Par exemple, un télescope d'un diamètre de 200mm ayant une longueur focale de 2000mm aura un rapport focal de (2000mm/200mm) F10. Si sa longueur focale est de 1000mm, son rapport focal sera (1000mm/200mm) de F5. Comme vous le constatez, la quantité de lumière sera quatre fois plus importante par unité de surface à F5 qu'à F10 pour un même objectif. Votre objet céleste (comme une galaxie) sera deux fois moins gros à F5 qu'à F10 car la longueur focale est plus courte. Par contre, vous aurez quatre fois plus de lumière par unité de surface. Pour en apprendre plus sur l'optique des télescopes, je vous réfère à mon dossier sur la fabrication des miroirs de télescopes. La longueur focale joue un rôle identique comme dans l'observation astronomique avec télescope. Lorsqu'on veut voir un objet dans son ensemble, on se sert d'un oculaire qui donnera un grossissement moindre. On aura ainsi plus de champ et plus de luminosité. Si on veut voir plus de détails, on prend un oculaire qui donne un plus grand grossissement. Le champ est beaucoup plus petit et la luminosité beaucoup moindre. Par contre, on distingue plus les détails. En imagerie, si vous voulez allez chercher les détails fins de vos objets célestes, vous devrez utiliser des instruments à plus longue focale de l'ordre de 1500mm et plus. Plus vous augmentez la longueur focale plus votre monture devra être performante pour assurer un bon autoguidage car vous devrez exposer plus longtemps et prendre plus d'images.

La longueur focale des télescopes utilisés en astrophotographie est aussi un facteur important à considérer pour bien échantillonner les pixels de vos caméras. Pour aller chercher les fins détails des objets célestes, il faut selon le critère de Nyquist que deux pixels couvre la largeur du disque de diffraction d'une étoile. Si on transfère ce critère en terme d'échantillonnage ou champs du ciel couvert par un pixel, on devrait adapter notre longueur focale de manière à ce que chaque pixel couvre un champ de 2 arcsec par pixel. Pour plus de détails sur ce sujet, je vous réfère à mon document traitant des critères à considérer pour bien choisir sa caméra CCD dans la bibliothèque de mon site web et de lire la section traitant de l'échantillonnage. Heureusement, les caméras CCD haut de gamme possède la fonction BINNING qui permet de joindre par logiciel les pixels 2X2, 3X3 ou 4X4 pour être en mesure de mieux échantillonner nos pixels en fonction de la longueur focale utilisée. Un mauvais échantillonnage peut nous apporter des étoiles d'aspect carré ou très grosse. Evidemment, le critère de Nyquist de 2 arcsec par pixel est idéal dans des conditions de ciel parfait donc très stable. Comme il est très rare d'avoir des ciels aussi stables, il est évident que nous devrons adapter l'échantillonnage (binning) de notre caméra CCD afin d'avoir des images acceptables selon la qualité du ciel. En règle général, plus la longueur focale utilisée est longue, plus les pixels doivent être gros pour obtenir un échantillonnage adéquat. Examinez bien l'aspect des étoiles de vos images pour que les étoiles ne soient pas de forme carré ou trop grosse.

 Par exemple, ma caméra CCD SBIG ST10 XME possède une matrice dont les pixels font 6,8 microns carrés à pleine résolution (binning 1X1) et je prend mes images à une longueur focale d'environ 2700mm (F8.8) avec mon télescope Meade RCX 30cm. Pour pouvoir utiliser la pleine résolution de ma caméra CCD et satisfaire le critère de Nyquist de 2 arcsec par pixel, il faudrait que j'utilise une longueur focale autour de 700mm. Comme j'ai une longueur focale de 2700mm que je ne peux changer à cause de mes autres instruments, je configure mon logiciel d'acquisition (MAXIM DL) de manière à prendre mes images en binning 2X2 ce qui me donne une image moins grosse mais mieux échantillonnée. Les étoiles sont plus petites qu'à pleine résolution et bien rondes.

On peut aussi utiliser des lentilles réductrice de focale qui diminue la longueur focale du télescope principal. Ces lentilles réductrices de focale également appelé télécompresseur sont très utilisé avec les télescopes Schmidt-Cassegrain des compagnies Celestron (ou Advanced Coma Free dit ACF) de la compagnie Meade qui sont à F10. L'ajout d'une telle lentille réduit le rapport focal de F10 à F6 donc pour un télescope de 2000mm à F10, on obtient une longueur focale autour de 1200mm (F6).

J'utilise aussi une lunette TELEVUE NP-101 (monté en piggyback sur mon télescope principal) de 10cm de diamètre mais dont la longueur focale est de 540mm (F5.4). Ce télescope sert autant pour autoguider mon gros télescope qu'à prendre des images grand champs des nébuleuses et galaxies étendues comme la galaxie d'Andromède. La longueur focale de ma lunette se rapproche de la longueur focale idéale de 700mm pour un pixel ayant 6,8 microns carrés pour satisfaire le critère de Nyquist. A cette longueur focale, j'utilise la pleine résolution (binning 1X1) de ma caméra CCD. Il est important aussi de mentionner que plus le pixel est petit meilleur est la résolution mais moins il est sensible. En imagerie CCD, il est courant d'ajuster la caméra CCD en binning 3X3 (ou 4X4 comme Maxim DL peut le faire) pour avoir une image avec beaucoup moins de résolution mais avec une matrice beaucoup plus sensible. Cela nous aide à détecter nos objets célestes avec un petit temps d'exposition afin de les centrer au centre de la caméra.

Un autre facteur très important concerne l'AUTOGUIDAGE. Comme la Terre tourne sur elle-même autour de son axe, les étoiles se déplacent dans le champs de nos caméras. Il faut donc utiliser un télescope ayant une monture équatoriale de qualité parfaitement aligné sur le pôle nord céleste. Ceci est PRIMORDIAL. Les modèles utilisés avec les télescopes GOTO en mode azimutal et les systèmes DÉROTATEURS qui compensent la rotation de champs sont à proscrire en astrophotographie. Je vous réfère à mon dossier sur comment aligner un télescope parfaitement sur le POLE NORD CÉLESTE sur mon site web. Cette technique est valable autant pour les télescopes à monture équatoriale à fourche qu'à celles de type allemande. Les montures équatoriales de qualité sont très dispendieuses. Dépendant de la longueur focale utilisée, on peut s'en tirer à meilleur compte si on prend nos images avec une longueur focale plus courte. Par exemple, une lunette de 10cm F5 apochromatique monté sur une bonne monture équatoriale et parfaitement aligné sur le pôle nord céleste peut nous permettre de prendre de très belles images des objets célestes brillants et étendues comme la galaxie d'Andromède, la nébuleuse d'Orion, les Pléiades, etc en utilisant la pleine résolution des caméras CCD (binning 1X1). Beaucoup d'astrophotographes résident dans des villes polluées mais utilisant des filtres à bande étroite comme le filtre Hydrogène alpha (Ha) font de superbes images de nébuleuses. Les filtres à bande étroites (narrowband) sont par contre TRÈS ABSORBANT et beaucoup moins sensibles à la pollution lumineuse. Il est parfois très difficile de trouver des étoiles guides avec ces filtres tellement ils sont absorbants. Le fait d'utiliser des télescopes à courte focale de l'ordre de 500mm ou 600mm avec un rapport autour de F5 ou F6 nécessite moins de précision de la monture pour l'autoguidage. Si vous voulez faire vos débuts en astrophotographie et que vous êtes limité en budget, regardez à vous procurer une bonne lunette autour de 500mm F5 ou F6 montée sur une monture équatoriale de qualité. Il en existe plusieurs modèles dans le commerce.

La plupart des astrophotographes utilise un autre télescope à longue focale du genre Schmidt Cassegrain, un réfracteur muni d'une lentille de Barlow pour augmenter la longueur focale ou un télescope de configuration Maksutov monté en parallèle et qui servira de télescope pour l'autoguidage. Ils utilisent une autre petite caméra CCD monté sur ce télescope guide qui servira uniquement à l'autoguidage. Ce système est par contre TRÈS SENSIBLE À LA FLEXION et il peut être difficile d'avoir des images avec des étoiles bien guidées si la longueur focale utilisée pour la photographie est longue (1200mm et plus). Utilisez un bon support solide et ajustable (pour rechercher des étoiles guides) épousant votre télescope guide sur une bonne partie de sa longueur pour bien le retenir en place et non des anneaux qui sont trop sensibles à la flexion. L'image en haut à gauche montre un bel exemple d'un support solide et ajustable supportant un télescope guide SCT de 10cm F10 monté en piggyback sur un télescope Meade 25cm LX-200.

Une caméra CCD servant à l'autoguidage utilise un fil relié à la prise CCD ou AUTOGUIDE de la monture. Lorsque l'étoile guide tend à sortir du pixel, le logiciel envoie des impulsions électriques aux moteurs de la monture qui replace l'étoile guide au même endroit sur le pixel. La compagnie Santa Barbara Instrument Group (SBIG) fabrique d'excellentes caméras CCD haut de gamme muni de matrice d'autoguidage placé très près de la matrice principale. Cela facilite de beaucoup la recherche d'étoiles guides.

Ils font aussi des systèmes d'OPTIQUES ADAPTATIVES (SBIG AO-7, AO-8, AO-L) qui utilisent un miroir ou une lentille qui se déplace à très haute vitesse. Ces appareils ont pour fonction de maintenir l'étoile guide centrée sur un pixel beaucoup plus rapidement que d'envoyer des impulsions électriques aux moteurs. C'est un miroir ou une lentille qui se déplace rapidement (plusieurs fois par seconde) qui sert à maintenir l'étoile guide en place. Ces appareils sont un bon compromis pour compenser pour les montures de moins bonne qualité comme c'est le cas pour les télescopes Schmidt-Cassegrain Meade et Celestron.

Pour ceux qui sont intéressés par l'imagerie couleur avec filtres LRGB et avec filtres à bande étroite (narrowband), cela devient un peu plus compliqué du fait que les filtres sont TRÈS ABSORBANTS et cela devient parfois très difficile de trouver une étoile guide si notre matrice d'autoguidage est situé derrière les filtres comme c'est le cas des caméras SBIG. Le nec plus ultra des systèmes consiste à utiliser une caméra de guidage placé devant les filtres sur le même axe. Dans mon cas, j'utilise une caméra CCD SBIG ST10 XME avec roue à filtre CFW-10 équipé de filtres LRGB Astrodon et de filtres à bande étroite (narrowband) Ha (3nm), OIII et SII. J'utilise sur le même trajet un système d'optique adaptative SBIG AO-8, un off-axis Guider Moag Astrodon, muni d'une petite caméra CCD de guidage SBIG Remote guide head (branché sur ma caméra CCD). Tout ce système est branché sur un focuseur de précision (non sur les photos) avec encodeur et finalement sur un système de caméra rotator Optec Pyxis 3'' qui sers à tourner tout l'ensemble pour trouver des étoiles guides. Tous mes instruments sont contrôlés à distance avec un réseau sans fil. Avec de tels équipement, je suis au nirvana et j'apprécie énormément ma passion. Je peux faire de l'imagerie en tout temps et même automatiser toute la prise des images pouvant ainsi me consacrer à l'observation du ciel avec mes autres télescopes ou faire autre chose.

Le prétraitement des images est d'une importance capitale pour obtenir une image LIGHT de très haute qualité qu'on va pouvoir ensuite traiter pour en ressortir les plus fins détails avec le logiciel PHOTOSHOP. Pour obtenir une image LIGHT ayant le plus haut rapport S/N, on a intérêt à COMBINER les séries d'images LIGHT corrigées des bruits électroniques parasites par un bon MASTER DARK et un bon MASTER FLAT FIELD. La correction des images avec un MASTER DARK est OBLIGATOIRE. Par contre, la correction par MASTER FLAT FIELD est facultative car elle corrige les variations de la sensibilité des pixels, les gradients et les poussières de l'ordre de 10%. Si on obtient au départ des images LIGHT qui sont uniformes et que l'analyse en profondeur des images ne montre pas de défauts majeurs, on peut se passer des images FLAT FIELD. Il faut toujours tenir compte qu'à chaque fois qu'on ajoute des images dans le processus, on ajoute une certaine quantité de bruit électronique. Seul l'analyse des images LIGHT en profondeur peut nous guider sur notre choix d'appliquer un MASTER FLAT FIELD ou non pour corriger les variations de sensibilité des pixels et autres défauts apparents.

Cependant, pour une calibration optimum de chacune des images LIGHT, il est tout de même recommandé de les corriger avec des MASTER DARK et MASTER FLAT FIELD. A noter que les combinaisons d'images s'appliquent autant pour les images LIGHT, DARK et FLAT FIELD. L'appellation MASTER DARK et MASTER FLAT FIELD fait référence à l'image résultante obtenu par la combinaison d'une série d'images identiques. On verra plus loin comment vérifier l'efficacité des images FLAT FIELD et comment faire les combinaisons d'images.

Une image LUMINANCE est une image LIGHT prise à HAUTE RÉSOLUTION à travers un FILTRE CLEAR (transparent) bloquant l'infra-rouge et l'ultra-violet. Une image couleur RGB est une image LIGHT (donc en noir-et blanc) prise à MOYENNE RÉSOLUTION à travers chacun des filtres Red, Green et Blue (RGB) et combiné pour former une image couleur par logiciel. La technique LRGB est une technique très puissante permettant de faire ressortir les détails de l'image LUMINANCE et d'y donner une composante couleur en y  joignant l'image RGB. L'imagerie couleur enrichit de beaucoup les images détaillées en noir et blanc et nous laisse voir des détails très intéressants comme par exemple les nébuleuses brillantes en rose dans les galaxies ou les zones de formation d'étoiles jeunes en bleu. On verra en détail cette technique plus loin.

Les filtres LRGB et à bande étroite (NARROWBAND) doivent tous être PARFOCAL, c'est-à-dire qu'ils arrivent tous au même foyer. Notez que certains logiciels haut de gamme comme MAXIM DL, PRISM, CCD SOFT possède une fonction OFFSET pour ajouter une constante à chacun des filtres pour arriver au même foyer si jamais vous utilisez des filtres non parfocal.

Pour obtenir une COMBINAISON OPTIMALE des images LIGHT PRÉTRAITÉES, on recommande d'appliquer la technique du DITHERING (téléchargez la vidéo ici ou regardez le vidéo plus bas) lors de l'acquisition qui consiste à déplacer légèrement le télescope de quelques pixels entre chacune des images LIGHT afin de créer un léger déplacement entre les images. On pourra ainsi éliminer totalement les artéfacts (pixels chauds, rayons cosmiques, traces d'avion, météores, etc) lors de la combinaison par SIGMA CLIP (SIGMA REJECT). Cette technique est utilisée dans les logiciels d'acquisition haut de gamme comme Maxim DL. Le logiciel déplace de quelques pixels l'emplacement de l'étoile guide entre chaque image. Si on compare les images, on constate que les images bougent entre elles et c'est normal. Si des artéfacts comme des étoiles apparaissent sur une série d'images de FLAT FIELD prise sur le fond du ciel au crépuscule ou à l'aurore le matin et qu'elles sont toutes à la même position (parce que vous n'avez pas suspendu temporairement les moteurs d'entrainement de votre télescope) sur les images, on ne pourra pas les éliminer efficacement car leur signal s'accumulera. Elles seront donc visible. Si leur position change d'une image à l'autre, elles seront éliminés. Il vaut mieux arrêter ou suspendre le système d'entrainement de votre télescope si vous prenez des séries d'images de FF sur le fond du ciel.

Vidéo démontrant la technique du DITHERING en imagerie astronomique

En général, si vous utilisez un télescope monté en parallèle (piggyback) muni d'une caméra CCD de guidage, il est fort à parier qu'il y aura une bonne différence en pixel d'une image à l'autre. Vous n'avez pas à vous soucier du DITHERING car elle se fait automatiquement due au manque de précision de votre monture. Par contre, ceux qui utilisent des montures très précises ou avec un système d'optique adaptative comme une SBIG AO-8 ou SBIG AO-L, il est fortement recommandé d'utiliser la fonction DITHERING de votre logiciel d'acquisition. Un bon moyen de savoir s'il y a une différence de quelques pixels entre chacune de vos images est d'utiliser la fonction ANIMATION (BLINK) de votre logiciel et de les comparer pour vérifier s'il y a un déplacement entre elles. Si oui, vous n'avez pas à vous soucier de la fonction DITHERING, elle fonctionne parfaitement. Si non, vérifiez vos paramètres et utilisez cette fonction afin de créer un léger déplacement de 2 ou 3 pixels entre chacune de vos images au moment de l'acquisition.

Une fois PRÉTRAITÉE, on combinera chacune de nos images LIGHT en commençant par toutes les ALIGNER par logiciel en se servant d'une ou deux étoiles de référence commune dans les images et en appliquant une fonction de combinaison par SIGMA CLIP (SIGMA REJECT) avec NORMALISATION (uniformisation du niveau des pixels dans toutes les images effectuée avant la combinaison). On obtiendra une image LIGHT COMBINÉE ayant un très fort rapport S/N qu'on pourra traiter par la suite pour en ressortir les moindre détails. On verra cette fonction en détail plus loin.

Images DARK

Heureusement, en imagerie CCD, on peut facilement éliminer la plupart des bruits parasites en utilisant des images DARK et FLAT FIELD. Une image DARK est prise idéalement à la même température, même binning et avec le même temps d'exposition que les images LIGHT.  Par exemple, dans l'image de la galaxie NGC 4565 ci-haut, la caméra CCD était réglé à la température de -25° C sous la température ambiante et le temps d'exposition était de 7mn (420sec) en binning 2X2. Les caméras CCD SBIG possèdent un système de refroidissement régulé à effet Peltier qui maintient la température interne de la matrice CCD à la même température durant la session d'imagerie. On peut donc prendre les images DARK à la toute fin de la session en autant qu'on les prennent avec les mêmes paramètres que nos images LIGHT. Il est donc TRÈS IMPORTANT de prendre vos images DARK en respectant le même binning, temps d'intégration et température que vos images LIGHT et d'en prendre une série d'au moins 15. C'est la règle de base à respecter. Le fait de refroidir la matrice a pour but de diminer la quantité de bruit thermique produit par l'électronique de la caméra. Plus on abaisse la température de la matrice, moins il y a de bruit thermique et plus vous aurez un meilleur rapport signal S/N.

Pour les caméras haut de gamme, la prise des images DARK se fait grâce à un petit OBTURATEUR ÉLECTRO-MÉCANIQUE INTERNE qui bloque l'entrée de lumière atteignant la matrice CCD. Une image DARK enregistre uniquement le bruit thermique (thermal noise) et aléatoire (random noise) de la caméra.

Pour les caméras bas de gamme non muni d'obturateur interne, il suffit de mettre le couvercle devant l'objectif du télescope pour prendre les images DARK. Notez que comme les caméras bas de gamme ne possèdent pas de système de refroidissement régulé comme les caméras SBIG, il est important de les prendre régulièrement au cours de la session d'imagerie car la température externe varie durant la nuit et cela affecte grandement la qualité du DARK. Evidemment, je vous recommande d'utiliser une caméra CCD haut de gamme pour obtenir des images très détaillées de vos objets célestes surtout si vous utilisez un télescope à longue focale de 1500mm et plus. Si vous prenez des images DARK selon les mêmes paramètres que les images LIGHT, vous n'avez pas besoin de prendre des images de BIAS (voir plus loin). Par contre, si vous utilisez une caméra CCD dont la température n'est pas régulé ou que le temps de pose des images DARK diffèrent de celles des images LIGHT, vous devrez prendre également une série d'images BIAS.

Vous devrez toujours prendre une série de plusieurs images DARK car tout comme pour les images LIGHT, il y a toujours la présence de bruit électronique aléatoire (random noise), rayons cosmiques, traces d'étoiles fantômes qui sont présents dans chacune des images individuelles. Il est important de prendre une série d'au moins une quinzaine d'images DARK et de les COMBINER PAR SIGMA CLIP (SIGMA REJECT) SANS NORMALISATION pour en faire un MASTER DARK complètement corrigé des présences de bruits, rayons cosmiques et autres défauts.

L'examen de l'image suivante montre l'aspect d'une première image individuelle DARK (prise immédiatement après la série d'images LIGHT de la galaxie NGC 4565 ci-haut.) exposée 7mn à -25° C sous la température ambiante, en binning 2X2 soit les mêmes paramètres que les images LIGHT. 

On y constate la présence de PIXELS CHAUDS (petits points blancs minuscules), RAYONS COSMIQUES (petites taches difformes blanches allongées) et de TRACES FANTOMES d'étoiles et même le centre de la galaxie NGC 4565. Il s'agit de la première image DARK d'une série de 15. Normalement, on devrait distinguer uniquement la présence de pixels chauds dans l'image. Vous voyez que même si on met un cache devant la matrice CCD pour prendre des images DARK, il y a toujours la présence de bruits et artéfacts indésirables. L'image suivante est la même image mais le contraste a été poussé pour voir beaucoup mieux le bruit de fond.

Les PIXELS CHAUDS (thermal noise) sont normals. Leur quantité peut être considérablement réduite en abaissant la température de la matrice CCD de plusieurs degrés sous la température ambiante. Les caméras CCD haut de gamme possède un système de refroidissement par EFFET PELTIER en plus d'un système de régulation qui maintient stable cette température à plus ou moins 1°C. On peut y abaisser la température jusqu'à -35° C sous la température ambiante.

La présence de RAYONS COSMIQUES est très fréquent dans les images DARK et la présence d'images fantômes d'étoiles et de résidus de nos images LIGHT sont parfois visibles dans les premières images DARK. Il suffit d'éliminer ces images en prenant une série de dark exposée 30 sec qu'on ne sauvegarde pas ou simplement éliminer ces images corrompues de la série d'où l'importance de prendre une série d'au moins 15 images DARK. Heureusement, la plupart des rayons cosmiques disparaîtront par l'application d'une bonne combinaison par SIGMA-CLIP (SIGMA REJECT) dont l'image résultante sera un MASTER DARK nettoyé de tous ces défauts et qu'on se servira ensuite pour enlever le bruit de CHACUNE de nos images LIGHT individuelles.

L'objectif des images DARK est d'éliminer la grosse partie des pixels chauds (bruit thermique ou thermal noise) dans chacune de nos images LIGHT. Elles sont donc OBLIGATOIRE et ESSENTIELLE. Si on fait notre calibration qu'avec une seule image DARK pour sauver du temps, on introduira dans l'image LIGHT corrigée la présence des défauts comme des rayons cosmiques présents sur l'image DARK.

L'exemple suivante est une correction de l'image LIGHT individuelle de la galaxie NGC 4565 par la seule image DARK ci-haut. Voyez le résultat:

Le contraste de l'image LIGHT corrigé par un seul DARK a été poussé pour voir le bruit de fond. On y remarque que la plupart des pixels chauds (petits points blanc) ont disparus. Par contre, les traces de rayons cosmiques visibles sous forme de petites taches blanches difformes (COSMIC HITS) sont toujours présents dans l'image. Le DARK ne les a pas éliminé du tout car les rayons cosmiques frappent au hasard. On remarque aussi la présence de petites taches difformes noires. Il s'agit des traces de rayons cosmiques présents sur l'image DARK qu'on s'est servi pour corriger notre image LIGHT. Vous constatez par vous-même que beaucoup d'artéfacts n'ont pas été éliminé et sont toujours présents dans l'image. On pourrait même ajouter que notre image a été en partie polluée par notre unique image DARK.

Heureusement, la combinaison d'une série d'images DARK enlèvera toutes traces de ces rayons cosmiques et diminuera le bruit électronique (random noise). Plus vous combinerez d'images DARK, meilleur sera le MASTER DARK. Le bruit électronique (random noise) diminuera par la racine carrée du nombre d'images DARK combiné. Par exemple, si vous combinez 16 images DARK, le bruit électronique aléatoire (random noise) sera réduit d'un facteur de 4 dans l'image résultante (MASTER DARK). On a donc grand intérêt de prendre une série d'images DARK et de les combiner pour en faire un MASTER DARK qu'on enlèvera à chacune des images LIGHT. L'animation qui suit permet de mieux visualiser l'effet. On remarque que la majorité des pixels chauds (petits points blanc) disparaissent mais que les rayons cosmiques présents dans l'image DARK apparaissent maintenant dans l'image corrigée sous forme de petites taches noires minuscules. Si vous avez des images DARK présentant des images fantômes résiduelles d'étoiles ou d'objets célestes, éliminez les tout simplement de votre série afin de garder les meilleures.

Images FLAT FIELD

Une image FLAT FIELD est une image prise d'une surface ou fond de ciel éclairée uniformément. Cela peut être le fond du ciel au crépuscule ou l'aurore (SKY FLAT), une plaque blanche placée sous le toit d'un observatoire qu'on éclaire uniformément, un chandail blanc qu'on étend devant l'objectif et qu'on éclaire uniformément, d'un système muni d'une petite lampe ajustable (dimmer) éclairant un morceau de plastique uniforme. Il est très important que ce soit UNIFORME car l'objectif de l'image FLAT FIELD est d'obtenir une mappe de la sensibilité de chacun des pixels. Ces images serviront à corriger les dégradés, poussières, vignetting présents dans nos images LIGHT afin d'obtenir des images uniformes partout. Le temps d'intégration d'une image FLAT FIELD doit être situé entre 2 et 30 secondes afin de laisser le temps à l'obturateur de s'ouvrir et se fermer. Il faut s'assurer que la moyenne d'intensité des pixels (AVERAGE) soient comprises entre 50% et 70% de la saturation maximum.

Par exemple, les caméras CCD ayant une convertisseur analogique à digital (lire A/D) de 16 bit (2 exposant 16) offre une possibilité d'étendre le signal sur 65 536 unités (ADU). Cela se répercute visuellement sur les teintes de gris lors du traitement d'images. Autrement dit, vous aurez la possibilité d'étendre votre image sur une gamme composée de 65 536 teintes de gris possible (STRETCHING). Les caméras ayant un convertisseur A/D de 12 bit offre la possibilité d'étendre le signal sur (2 exposant 12) 4 096 ADU. Celles qui sont à 8 bit le font sur seulement (2 exposant 8) 256 ADU. Vous comprendrez qu'une caméra offrant un convertisseur A/D de 16 bit est de loin supérieure en partant.

Les bons logiciels d'acquisition d'images comme MAXIM DL, CCDSOFT, PRISM, etc offre toujours une fonction d'analyse statistique des pixels de nos images. Dans MAXIM DL, cette fonction s'appelle INFORMATION (image à gauche). Il faut s'assurer de sélectionner AREA dans la fenêtre MODE en bas de la fenêtre à gauche. Une fois l'exposition d'une première image FF effectuée, on vérifie la valeur de la moyenne d'intensité des pixels de l'image (AVERAGE). On note la valeur de la moyenne (AVERAGE) et celle-ci doit être situé entre 50% et 70% de la saturation maximum (65 536) soit entre les valeurs 30 000 et 45 000 environ.

Personnellement, j'aime bien tester mon image FLAT FIELD avant de prendre ma série. En ajustant les contrastes, on peut y déceler plein de problèmes potentiels. Tout comme pour les images LIGHT et DARK, il est important de prendre une quinzaine d'images FLAT FIELD qu'on combinera par la suite pour obtenir une image MASTER FLAT FIELD qui servira à corriger les défauts de non uniformité dans chacune de nos images LIGHT.

L'image suivante montre l'apparence d'une bonne image FLAT FIELD. Elle a été prise sur le fond du ciel près du zénith durant 2 secondes en binning 2X2 le matin à l'aurore avant le lever du Soleil. Les contrastes ont été ajustés pour permettre de voir les principaux défauts.

On y détecte la présence de CRISTAUX DE GLACE formé sur la matrice CCD (petits points ronds très nets en haut de l'image du haut à gauche). La présence de ces cristaux est signe qu'il y a de l'humidité dans la chambre contenant la matrice CCD qui se forme en abaissant la température. Normalement, une bonne caméra possède un tube métallique ou un système contenant un dessicant qu'il suffit de chauffer à une température de 350° F durant 6 heures dans le fourneau pour le regénérer ou de le remplacer s'il s'agit d'un sachet. Si on remarque de tels cristaux, il faut regénérer le dessicant car leur présence dégrade la qualité des images et on ne peut les éliminer avec une image FF. L'information sur comment régénérer un dessicant est indiqué dans le livre d'instruction de la caméra CCD.

On y détecte aussi la présence d'un DÉPLACEMENT D'UNE ÉTOILE (petite ligne blanche en haut à gauche de l'image du haut) qui s'est déplacé (le moteur de mon télescope était à l'arrêt lors de la prise de la série d' images FF). Il faisait encore sombre à ce moment et comme les caméras CCD sont très sensibles, il est fréquent d'avoir de ces étoiles sur certaines des images FF. Il est important d'éliminer ces trainées d'étoiles en choisissant une bonne combinaison d'images (MÉDIANE OU SIGMA CLIP) car sinon elles laisseront des traces noires dans nos images LIGHT une fois le prétraitement effectué.

On y détecte aussi la PRÉSENCE DE POUSSIÈRES (rond très faibles en forme de beigne à droite du centre) présents probablement sur la petite plaque de verre qui protège la matrice CCD ou sur certains filtres. Il faut essayer autant que possible d'éliminer ces poussières.

On y décèle un IMPORTANT DÉGRADÉ très sombre en haut de l'image causé par le petit prisme de mon off axis guider qui était trop bas et qui masquait une partie du haut de ma matrice CCD. J'ai remédié à ce problème en relevant la hauteur de mon petit prisme afin qu'il n'obstrue plus le passage de la lumière. La présence d'un dégradé important peut être un signe que quelque chose bloque l'entrée de la lumière ou produit une réflexion quelconque. Il arrive que plusieurs tubes d'extension qu'on utilise aient un revêtement par anodisation. Cela n'élimine pas entièrement les réflexions surtout infra-rouge même si elles ne sont pas apparentes à l'oeil. Il m'est arrivé souvent d'avoir ce genre de problème lorsque je prenais des images en présence de la Lune. Il m'a suffit de sabler l'intérieur des tubes d'extension et de les peinturer de noir mat. Cela a réglé le problème. Assurez vous que vos tubes d'extension ne réfléchissent pas la lumière à l'intérieur et que rien ne bloque l'entrée de lumière atteignant la matrice CCD. La présence d'un dégradé peut aussi signifier qu'un filtre est déplacé et qu'il n'est pas bien positionné. Le froid peut causer ce genre de problème. Si c'est votre cas, il est possible d'augmenter la sensibilité de la diode sur le circuit électronique de la roue à filtre. Par expérience, surtout par temps très froid, cela m'est arrivé que mes filtres ne se positionnaient pas comme ils se devaient sur ma roue à filtre SBIG CFW8. Je voyais un immense dégradé sur mes images. J'ai écris à SBIG et ceux-ci m'ont indiqué comment augmenté la sensibilité de la diode infra-rouge à l'intérieur de ma roue à filtre pour mieux lire l'encodeur. Cela a réglé le problème. SBIG offre en passant un excellent service pour tous leurs produits.

Finalement, on remarque un autre DÉGRADÉ PLUS BRILLANT à droite de l'image. Ce dégradé était causé par le poids de mon système qui faisait pencher ma caméra plus du côté droit. J'ai remédié à ce problème en serrant plus fort mes vis qui retiennent ma caméra sur mon télescope et en retenant la caméra avec une bungee cord.

Avant de procéder à la prise de ma série d'images FLAT FIELD, j'en prend une seule (sans dark) que j'applique à une de mes images LIGHT (non traitée) juste pour voir si elle corrige bien. Si c'est le cas, je prend ma série complète avec mon logiciel. Notez que la prise des séries d'images se fait facilement en programmant les séquences dans les logiciels d'acquisition comme MAXIM DL, CCD SOFT, PRISM, etc. J'expliquerai la procédure complète que j'utilise avec MAXIM DL dans un didacticiel plus loin.

Tout comme pour les images LIGHT, vous devrez prendre aussi une série d'images DARK selon les mêmes paramètres que vos images FF (même temps d'exposition, même binning, même température) que vous combinerez par la suite avec la fonction SIGMA-CLIP (ou SIGMA-REJECT) pour faire un MASTER DARK FLAT FIELD. Plusieurs auteurs considèrent qu'on peut éviter de prendre les images DARK pour les séries d'images de FLAT FIELD puisqu'on les prend avec peu de temps d'exposition. On devra cependant prendre des images BIAS (voir plus loin) et en faire un MASTER BIAS qui servira à corriger nos images FF. Personnellement, je préfère prendre les images DARK pour les FF puisque ce n'est pas très long.  Ne vous en faites pas pour la gestion de ces combinaisons de toutes ces séries d'images. Un bon logiciel fera tout cela automatiquement pour vous et ce sera très rapide. On verra cela plus loin.

Si vous faites de l'IMAGERIE COULEUR AVEC FILTRES vous devrez effectuer également des séries d'images FF pour chacun des filtres utilisés. Si vous avez tourné vos caméras pour trouver des étoiles guides, vous devrez normalement tenir compte de l'ANGLE DE POSITION que vous avez utilisé pour votre prise d'images avec chacun des filtres. Encore ici, un bon logiciel d'acquisition tient compte de tout cela et le fera automatiquement pour vous. Vous n'avez donc pas à vous inquiéter. L'important, c'est de tenter de comprendre la procédure. Notez qu'en principe il ne faut pas changer la position de la caméra (foyer, angle de position, filtre utilisée) si on veut corriger le vignetting et les poussières. En pratique, sans être trop puriste, le fait de prendre un bon flat field même si vous avez changé le foyer, angle de position et le filtre, vous aidera à corriger les dégradés. Si cela vous est possible, respectez la procédure recommandée soit de ne pas toucher à la caméra et de faire vos FF avant de déplacer la caméra.

Si les images FLAT FIELD ne corrigent pas bien vos défauts des images LIGHT, il faut soupçonner quelques problèmes qui empêchent le passage de la lumière comme des réflexions dans les tubes d'extension, un prisme trop bas dans un off axis guider, un filtre mal positionné, la caméra qui penche plus d'un côté que de l'autre ou autre cause. Normalement un bon MASTER FLAT FIELD corrigera vos images des poussières et du vignetting de votre optique et certains gradients. S'il vous remarquez que cela empire vos images LIGHT, ne les utilisez pas. Il existe d'autres techniques pouvant aider à réduire ou éliminer les gradients. Par exemple, Russel Crowman a créé un plugin appelé GRADIENT XTERMINATOR qu'on utilise dans MAXIM DL. On peut aussi appliquer certaines techniques dans Photoshop en utilisant des masques pour corriger les gradients. On verra ces techniques éventuellement.

Images BIAS

L'image BIAS est en fait une image DARK exposée zéro (0 sec) seconde qui enregistre le niveau de départ de l'exposition des pixels dans une image LIGHT, DARK ou FLAT FIELD. Il s'agit d'une sorte de OFFSET qui est présent dans les images LIGHT, l'image DARK et l'image FLAT FIELD en autant que les images aient été prises selon les mêmes paramètres (même temps d'intégration, même température, même binning). Pour les caméras CCD haut de gamme avec système de refroidissement régulé (comme les caméras SBIG modèle ST par exemple), il n'est pas nécessaire de prendre les images BIAS si vous respectez la règle de prendre vos images LIGHT, DARK, FLAT FIELD et IMAGES DARK POUR FLAT FIELD selon les mêmes paramètres.

Voici à quoi ressemble une image de BIAS:

Par contre, si les paramètres des images DARK diffèrent des paramètres des images LIGHT lors de la prise des images comme par exemple la température diffère, le temps d'exposition diffère, vous devrez prendre une série d'images BIAS et les combiner pour en faire un MASTER BIAS et les intégrer dans le prétraitement des images. Par exemple, vous voulez vous faire une série d'images DARK exposé 35 minutes en binning 2X2 à une température de -15°C sous la température ambiante que vous voulez utiliser pour prétraiter vos images LIGHT exposées à différents temps d'exposition comme par exemple entre 3 et 10 minutes chacune, vous devrez prendre une série d'images BIAS pour RÉÉCHANTILLONER (SCALING) vos images DARK. Cette autre technique appelée DARK FRAME SCALING (qui est un peu plus complexe) permet de se faire une banque d'images DARK selon différents binning et températures qu'on peut utiliser pour prétraiter nos images LIGHT prises à différents temps d'exposition. Cette technique exige que l'on prenne des images BIAS. Certains astrophotographes préfèrent utiliser cette autre technique pour éviter de prendre des séries d'images DARK au cours de leur session d'imagerie. Il faut s'assurer de bien comprendre la technique et de refaire nos banques à tous les mois car cela peut introduire dans nos images LIGHT du bruit. Je n'en parlerai pas ici préférant m'en tenir à ce qui se fait généralement en imagerie CCD soit la méthode expliquée plus haut. Généralement, cette technique est bien expliquée dans les bons logiciels comme Maxim DL et autres.

Donc, en résumé, les images BIAS sont NÉCESSAIRES si:

1) On utilise des images DARK exposées plus longtemps que les images LIGHT. (DARK SCALING)

2) On utilise les images FLAT FIELD sans enlever les DARK à celles-ci.

3) On n'a pas de système de régulation de température sur notre caméra CCD, ce qui fait varier le bruit thermique (thermal noise) et aléatoire (random noise) dans les images DARK.

4) On veut prendre des mesures photométriques (pas nécessaire en astrométrie).

Tout comme les images LIGHT et DARK, on prend une série d'images BIAS qu'on combinera ensuite par MOYENNE (AVERAGE) SANS NORMALISATION afin d'en faire une image MASTER BIAS qui servira au prétraitement.

En imagerie digitale, on soustrait une image MASTER DARK de toutes les images LIGHT pour les corriger du bruit électronique parasite puis on divise l'image résultante par l'image MASTER FLAT FIELD pour corriger la différence de sensibilité des pixels. Ces opérations mathématiques se font par logiciel.

Conseils généraux pour obtenir des images de qualité supérieure

Voici en résumé quelques conseils importants à tenir compte lors de vos sessions d'imagerie CCD pour obtenir des séries d'images LIGHT de qualité supérieure dont vous pourrez ressortir plein de détails grâce aux techniques de traitement d'images qu'on verra plus loin.

1) Utilisez un équipement de qualité et apprenez à vous en servir. Lisez les instructions et informez vous auprès de personnes ressources et sur les listes de discussion sur Internet. Il faut y aller lentement, par étape et tenter de bien comprendre les choses.

2) Utilisez une monture équatoriale de qualité et apprenez à l'aligner précisément sur le pôle nord céleste. Il existe plusieurs méthodes. Si vous avez une monture à fourche, vous devrez l'installer en mode ÉQUATORIAL sur un SUPER WEDGE. N'utilisez pas le mode azimutal avec un dérotateur. Vous aurez plein de problèmes. Utilisez toujours le mode ÉQUATORIAL.

Assurez vous que votre monture soit solide et fiable. Informez vous sur l'ERREUR PÉRIODIQUE qui doit être la plus faible possible et sur la qualité de l'entraînement. Un léger débalancement pour que votre télescope ait tendance à se déplacer vers l'EST assure une pression constante sur l'engrenage principal (whorm gear) et diminue le backlash. La précision de la monture est d'une importance capitale pour la qualité du suivi et de l'utilisation du système GOTO. Assurez vous aussi qu'elle possède une PRISE CCD ou AUTOGUIDEUR pour pouvoir utiliser des caméras CCD servant à l'autoguidage et une prise RS232 ou USB pour pouvoir brancher un ordinateur. Ces montures sont dispendieuses en général mais on peut vérifier dans l'usagé sur des sites de ventes d'équipements astronomiques comme sur le site ASTROMART, FAAQ, etc, pour de bonnes aubaines.

L'utilisation de monture équatoriale avec système de pointage GOTO est fortement recommandé en imagerie digitale. La monture doit se déplacer sur notre objet céleste et le placer dans le champ de la caméra CCD. La précision du système GOTO dépend de la qualité de la monture et de l'alignement polaire. Il existe des logiciels comme TPOINT (Software Bisque) et MAXPOINT (Diffraction limited) qui se crée des modèles en déplaçant votre télescope sur des étoiles cibles afin de créer un modèle qu'il utilisera ensuite pour augmenter de beaucoup la précision de pointage des montures équatoriales. Je vous les recommande fortement.

Les logiciels modernes comme MAXIM DL, THE SKY PRO, CCDSOFT, etc utilisent des fonctions de calibration astrométrique de vos images afin de savoir où celui-ci pointe exactement dans le ciel. Il compare les étoiles de votre image et les fait correspondre aux étoiles correspondantes du GUIDE STAR CATALOG (GSC) présent dans le logiciel de contrôle du télescope. Une fois la calibration astrométrique effectuée, vous pouvez faire un SYNC sur le centre de votre image et votre télescope sera réglé avec précision sur le centre de votre image dans le ciel. La précision du GOTO en sera beaucoup amélioré. Dans plusieurs logiciels, on appelle cette fonction PLATE SOLVE. Cette approche est essentielle si on veut automatiser la prise automatique d'images à l'aide de logiciels comme CCD AUTOPILOT, CCD COMMANDER, etc.

3) Assurez vous de bien collimater les optiques de vos télescopes pour obtenir des étoiles ponctuelles. Une mauvaise collimation vous donnera au départ des images manquant de contraste et de qualité. Utilisez autant que possible des télescopes ayant une optique de qualité. Un chercheur optique 8X50 est un outil très pratique pour aligner le télescope sur une étoile quelconque. Prenez une étoile brillante connu comme ARCTURUS et centrez la dans l'image de votre caméra. Une fois centré, alignez cette même étoile au centre de la réticule illuminé de votre chercheur. Vous vous sauverez plein de problèmes lors du pointage du télescope. Il suffira de pointer une étoile brillante connue et le centrer dans votre chercheur et cette  étoile sera également dans le champ de votre caméra. Vous pourrez la centrer et faire une synchronisation (SYNC) avec votre logiciel ou télescope pour améliorer le pointage. Il est recommandé de faire la collimation sur l'image CCD. C'est le même principe qu'avec un oculaire mais vous utilisez votre caméra. Vous prenez une étoile assez brillante que vous centrez dans votre image ey que vous mettez légêrement hors foyer pour voir l'ombre du miroir secondaire. Assurez vous de toujours garder l'étoile au centre de l'image. Une collimation parfaite devrait montrer votre étoile hors foyer comme un petit beigne et un point net si elle est au foyer comme le montre l'image suivante:

3) Apprenez à utiliser et comprendre le fonctionnement de vos caméras CCD, DSLR, WEBCAM et expérimentez avec durant le jour pour vous assurer qu'elle fonctionne avec vos logiciels et instruments et la nuit en les manipulant sur des objets célestes. Lisez abondamment sur les bases de l'imagerie digitale avec télescope. Assurez vous aussi que l'intérieur de vos tubes d'extension métallique ne réfléchissent pas la lumière même très faible. Cela cause du gradient dans vos images. La présence de gradient peut signifier que quelque chose nuit au passage de la lumière. Cela peut être causé par un filtre mal placé, un prisme trop bas dans un off axis guider, des réflexions sur les parois des tubes d'extension causé par la présence de la Lune ou de lumières parasites, une caméra qui penche plus d'un côté à cause du poids, etc. Vérifiez soigneusement la qualité de vos images avec votre logiciel d'acquisition.

4) Faites une MISE AU POINT OPTIMUM sur une étoile avant de débuter votre série d'images. Utilisez l'AUTODARK pour les images servant à la mise au point et pour l'autoguidage. Cette fonction enlèvera automatiquement une image DARK de même durée que votre image LIGHT et réduira le bruit parasite. Regardez la valeur du FWHM (full width at half maximum) qui doit être la plus petite possible et le PEAK VALUE (intensité lumineuse de l'étoile) qui doit être la plus haute possible. La valeur FWHM est une mesure en seconde d'arc de la demi dimension de la largeur d'une étoile lorsqu'elle atteint son maximum d'intensité. Attention à la turbulence. Ces deux valeurs changent constamment et il faut tenter de noter les valeurs maximums au moment de la mise au point. Des logiciels efficaces comme Maxim DL et FOCUSMAX sont très puissants pour nous aider à obtenir un foyer parfait. Il faut le vérifier plusieurs fois au cours de la nuit car le foyer peut changer en fonction de la température et du déplacement du télescope, seeing, etc. Utilisez autant que possible un focuseur de précision avec encodeur qui sont de loin plus performant.

L'animation suivante montre la perte de détails obtenu entre une image parfaitement au foyer et une autre avec un foyer déficient:

Vous pouvez aussi utiliser un masque de Hartman ou de Bahtinov (image à gauche) pour faire votre foyer sur une étoile brillante. Le principe consiste à centrer la pointe de diffraction (SPIKE) la plus longue effectuée par le masque en ajustant le foyer de votre caméra (animation à droite).

5) Utilisez des caméras CCD de qualité ayant un système de refroidissement régulé et une matrice d'autoguidage et tentez d'en comprendre le fonctionnement. Les caméras haut de gamme quoique plus dispendieuse possède des caractéristiques et fonctions pouvant réduire considérablement les sources de bruit parasite dans vos images. Les systèmes de refroidissement régulé, le mode binning, les fonctions d'autoguidage, une matrice ayant une efficacité quantique supérieure, fonction anti-blooming ou non et autres caractéristiques importantes vous permettront de pouvoir réaliser plein de projets fascinants même en ville.

6) Prenez des séries d'images LIGHT, DARK , FLAT FIELD et DARK FLAT FIELD et selon vos besoins des images BIAS que vous combinerez lors du prétraitement pour en faire des images MASTER. Assurez-vous d'exposer vos images LIGHT le plus longtemps possible en fonction des objets et du ciel que vous avez. N'oubliez pas que le rapport S/N est beaucoup plus important dans une image très exposée. Une combinaison adéquate d'images LIGHT vous donnera encore plus de rapport S/N et vous pourrez encore plus exploiter vos images. Prenez vos images de part et d'autres du méridien entre 45° vers l'Est jusqu'à 45° vers l'Ouest. Essayez de les prendre dans les meilleures conditions possibles (excellent seeing, objet assez haut dans le ciel, aucune lune, ciel noir, etc). Pensez en terme d'heures d'exposition et non de minutes. Les images les plus impressionnantes et détaillées sont celles qui ont été combinés par plusieurs séries d'images LIGHT prétraitées parfois sur plusieurs nuits.

7) Utilisez les images de calibration combinés (MASTER DARK, MASTER FLAT FIELD) pour prétraiter chacune de vos images LIGHT.

8) Une fois vos images LIGHT prétraitées (MASTER DARK et MASTER FLAT FIELD corrigé), alignez les et combinez les avec la fonction SIGMA-CLIP ou SIGMA-REJECT AVEC NORMALISATION qui prennent le meilleur de la moyenne et de la médiane. On verra ces techniques en détails plus loin.

9) L'image LIGHT combinée sera ensuite utilisé pour en ressortir des détails très subtils avec des logiciels comme PHOTOSHOP.

10) N'hésitez pas à investir dans des équipements et logiciels de qualité. Cela rendra votre passion beaucoup plus agréable et vous donnera des heures de plaisir et de découvertes. Par exemple, les caméras SBIG peuvent s'accoupler avec des accessoires très utiles comme un module ADAPTIVE OPTIC AO-7, AO-8 ou AO-L (selon la caméra utilisé) qui augmente substantiellement la qualité du guidage et est un bon compromis pour compenser le manque de précision des montures équatoriales de moindre qualité. Elles ont une petite matrice d'autoguidage à côté de la matrice principale, elles sont refroidies, possède une bonne efficacité quantique, moins de bruit, etc. Elles sont parmi les meilleures sur le marché et le service après vente est superbe. La qualité de ces caméras CCD est excellente pour tout genre d'imagerie. Les caméras SBIG sont aussi parmi les plus appréciés chez les astronomes amateurs.

N'oubliez pas qu'il existe sur le marché des caméras CCD avec ANTI-BLOOMING. Celle-ci empêche le débordement des électrons dans les pixels voisins (lignes verticales au-dessus des étoiles brillantes). Le prix à payer pour ce genre de caméra est la perte de sensibilité autour de 30%. Même chose pour les caméras CCD avec matrice couleur. Les trois filtres RGB sont inclus sur chacun des pixels de ces matrices (matrice BAYER). Ces caméras produisent directement des images en couleur sans la nécessité de prendre les images à travers trois filtres distincts Red, Green, Blue (RGB). Le prix à payer est une sensibilité et une résolution beaucoup moindre. Si vous voulez une caméra CCD très sensible pouvant faire de l'imagerie couleur avec filtres LRGB et à bande étroite (narrowband), de la photométrie, de l'astrométrie, achetez une caméra CCD de haute qualité SANS ANTIBLOOMING et SANS MATRICE COULEUR. Vous devrez investir plus à fond si vous voulez faire de l'imagerie couleur en achetant une roue à filtre et des filtres LRGB ou à bande étroites parfocal. Par contre, la qualité des images est de loin supérieure. Les caméras CCD très sensibles vous offre aussi la possibilité de prendre vos images en ville avec un filtre Hydrogène Alpha (Ha) ce qui fait ressortir de beaucoup les détails des nébuleuses même sous un ciel pollué.

11) Si vous pouvez vous faire un ABRI ou un petit OBSERVATOIRE et laisser en permanence vos instruments installés, cela facilitera de beaucoup vos sessions d'imagerie et vous pourrez même tout contrôler vos instruments de l'intérieur de votre maison bien au chaud avec un RÉSEAU SANS FIL. Vous pourrez même automatiser vos sessions d'imagerie si vous avez investi dans des instruments de qualité. De nos jours, la technologie nous permet d'atteindre des niveaux jamais atteint et vous pourrez maximiser votre investissement même si vous demeurez en ville.

12) On a intérêt à tenter d'échantillonner nos pixels de manière à respecter le CRITÈRE DE NYQUIST. On utilise la fonction BINNING de notre logiciel si notre caméra CCD peut le supporter. En principe, on doit viser à approcher un échantillonnage de 2 arcsec par pixel. Un bon échantillonnage montrera des étoiles petites et bien rondes dans nos images. Un mauvais échantillonnage montrera les petites étoiles avec un aspect carré ou des étoiles très grosses dans vos images. La turbulence joue aussi un facteur important en grossissant l'aspect réel de l'étoile. Lors des soirées superbes avec un très bon seeing, vous pourrez plus bénéficier de la haute résolution que peut vous offrir votre caméra CCD.

Avant d'aller plus loin, j'ai conçu un premier DIDACTICIEL pour vous aider à pratiquer avec le logiciel MAXIM DL dont vous pouvez vous procurer une VERSION DÉMO pour l'essayer. C'est un excellent logiciel d'acquisition et de traitement d'images que je vous recommande très fortement. Il peut contrôler la plupart des caméras CCD, DSLR et WEBCAM parmi les plus populaire sur le marché. Je vous recommande aussi de télécharger les images incluses avec le didacticiel afin de pratiquer les notions couvertes précédemment. Essayez de bien comprendre les notions de base de l'imagerie CCD. Cliquez sur les liens en bleus dans le tableau suivant:

Combinaison des images

Pour éliminer les bruits parasites et les artéfacts nuisibles, il est primordial d'effectuer des combinaisons d'images DARK, FLAT FIELD, IMAGES DARK POUR FLAT FIELD pour en ressortir des MASTER DARK, MASTER BIAS, MASTER FLAT FIELD et MASTER DARK POUR FF que nous utiliserons pour PRÉTRAITER CHACUNE DE NOS IMAGES LIGHT. Pour bien comprendre l'importance des combinaisons, on verra à effectuer celle-ci manuellement afin d'en expliquer les avantages et inconvénients. Sachez que normalement tout le prétraitement se fait AUTOMATIQUEMENT si vous utilisez des logiciels haut de gamme comme MAXIM DL, CCD SOFT, PRISM, etc.

Pour les COMBINAISONS, on se sert de l'outil STACK dans MAXIM DL pour choisir le type de combinaison et la normalisation. Dans le cas des combinaisons des images DARK et DARK POUR FLAT FIELD, on ne met AUCUNE NORMALISATION (Sélectionnez NONE dans la fenêtre NORMALISATION de la fonction STACK dans MAXIM DL comme dans l'image de droite). Notez que tout ceci sera fait AUTOMATIQUEMENT lors du prétraitement (CALIBRATION) des séries d'images dans MAXIM DL. Je le fais ici manuellement pour les besoins de compréhension des démonstrations. (voir les images de chaque côté ici)

Parmi les combinaisons possibles dans MAXIM DL, il y a la SOMME (SUM), MOYENNE (AVERAGE), MÉDIANE (MEDIAN), SIGMA CLIP, SD MASK, DRIZZLE. En général, nous utiliserons les combinaisons par MOYENNE (AVERAGE), MEDIANE (MEDIAN) et SIGMA CLIP. Cependant, la plus utilisé est la combinaison SIGMA CLIP ou SIGMA REJECT sensiblement identique qui est la meilleure combinaison. La combinaison par MOYENNE offre le meilleur rapport S/N mais n'élimine pas les artéfacts comme les rayons cosmiques, passages d'avion, météores, etc. La combinaison par MÉDIANE élimine tous les artéfacts mais au prix d'un moins bon rapport S/N. Finalement, la meilleure combinaison est SIGMA CLIP (SIGMA REJECT) qui prend le meilleur de la MOYENNE et le meilleur de la MÉDIANE. C'est celle que la plupart des astrophotographes privilégie.

Voyons maintenant les avantages et inconvénients de chacune de ces combinaisons en comparant l'image MASTER DARK résultante d'une série de 10 images DARK combinée.

Combinaison par MOYENNE (AVERAGE)

Dans le prochain didacticiel, j'expliquerai en détail comment faire des combinaisons d'images. Les images que j'utilise pour les démonstrations de combinaison à venir sont celles incluse dans les images de pratique du didacticiel 2 mentionné ci-bas. Vous pourrez télécharger le didacticiel et les images de pratique correspondant (voir ci-bas) pour mieux comprendre et expérimenter par vous-même. Je me contenterai d'expliquer ici les résultats d'une combinaison de 10 images DARK par la MOYENNE (AVERAGE). En examinant chacune de mes images DARK, je constate que les deux premières images présentent des traces fantômes de ma galaxie NGC 4565 avec quelques étoiles brillantes et plusieurs impacts de rayons cosmiques (cosmic hits). J'ai volontairement laissé dans ma pile les deux premières images pour vous montrer l'effet d'une bonne combinaison d'images. Ma première image DARK est celle expliqué ci-haut dans le texte. Ma deuxième image DARK présente un peu moins d'images fantômes et les autres présentent seulement des traces de rayons cosmiques. J'enlèverai l'image DARK combiné appelé MASTER DARK de mon image LIGHT expliqué ci-haut pour montrer la qualité du prétraitement.

Voici donc a quoi ressemble mon image MASTER DARK résultant d'une combinaison de 10 images DARK individuelles par MOYENNE (AVERAGE) selon les mêmes paramètres d'exposition que mes images LIGHT. Notez ici que nous n'avons pas besoin d'aligner aucune des images car il s'agit uniquement d'images DARK donc prises sans aucune entrée de lumière. Ce sera la même chose pour les images FLAT FIELD et FLAT FIELD DARK. Seuls les images LIGHT prétraitées seront alignées avant leur combinaison. Le contraste de l'image qui suit a été ajusté pour voir le bruit de fond (background). L'examen approfondi montre très bien la présence de traces fantômes de l'image LIGHT de la galaxie NGC 4565 et de rayons cosmiques encore présents dans la combinaison par MOYENNE. Cette combinaison a amélioré de beaucoup le rapport S/N de l'image résultante mais a conservé des traces d'artéfacts présents dans chacune des images DARK combinées.

Si on prend ce MASTER DARK et qu'on le soustrait de l'image LIGHT brute, on obtient ceci:

On y remarque plein de petits points et taches noires qui sont les résidus de rayons cosmiques qui n'ont pas été éliminés dans l'image MASTER DARK effectuée par la combinaison par la MOYENNE (AVERAGE). Notez que pour les voir, il faut pousser le contraste pour voir le bruit de fond sinon elles ne sont pas visibles.

Combinaison par MÉDIANE (MEDIAN)

Si on procède maintenant à une combinaison de nos 10 images DARK mais avec la MÉDIANE (MEDIAN) sans NORMALISATION. La normalisation consiste à mettre les pixels à la même intensité avant d'être combiné. On applique la combinaison avec NORMALISATION seulement aux images LIGHT et FLAT FIELD. Les autres types d'images comme les images BIAS et DARK doivent être combiné SANS NORMALISATION. Cette combinaison élimine les pixels déviants qui sortent au delà de la moyenne. Ainsi cette combinaison élimine les rayons cosmiques, traces de satellites, déplacement d'astéroïdes, etc. On obtient par contre un MASTER DARK ayant un moins bon rapport S/N de l'ordre de 25% à 30%. Voyez l'apparence d'un tel MASTER DARK:

On remarque qu'il n'y a plus de traces de rayons cosmiques mais il demeure encore une trace d'étoiles et du centre de la galaxie NGC 4565 présents dans les deux premières images DARK. Normalement, je les aurais éliminé de la série. L'exercise ici est de vous démontrer l'effet des différentes combinaisons d'images DARK et leur effet si on les enlève sur une image LIGHT. L'image suivante montre l'apparence d'une image LIGHT dont on a enlevé l'image MASTER DARK combiné par la MÉDIANE:

On remarque que le MASTER DARK résultant d'une combinaison par MÉDIANE a éliminé toutes traces de rayons cosmiques et seul les rayons cosmiques présents dans l'image originale LIGHT demeure. On les éliminera en combinant les images LIGHT prétraitées et alignées à la toute fin.

Combinaison par SIGMA-CLIP (SIGMA REJECT)

Cette combinaison prend le meilleur de la MOYENNE et le meilleur de la MÉDIANE. C'est celle qu'on utilisera habituellement pour combiner les images LIGHT, DARK, FLAT FIELD et DARK POUR FLAT FIELD. Voyez le résultat:

Tout comme les autres combinaisons, elles n'élimine pas les traces fantômes apparaissant sur nos deux premières images DARK. On a donc tout intérêt à éliminer les images DARK présentant des traces fantômes de nos images LIGHT et de combiner seulement les images DARK normales même si elles ont des traces de rayons cosmiques. Autrement dit, on ne garde que les meilleures images DARK.

Si on élimine nos deux premières images DARK présentant des images fantômes ou des résidus des images LIGHT et qu'on fait une combinaison SIGMA CLIP (SANS NORMALISATION), on obtient un très beau MASTER DARK complètement nettoyé de traces de rayons cosmiques comme dans l'image suivante:

On remarque qu'il n'y a plus aucune présence d'aucune traces d'images fantômes résiduelles ni de rayons cosmiques. Notre MASTER DARK est parfaitement nettoyé. Si on l'utilise pour prétraiter notre image LIGHT de NGC 4565, on obtient ceci:

N'oubliez pas que nous venons seulement d'enlever le MASTER DARK réalisé avec la combinaison SIGMA CLIP SANS NORMALISATION de 8 images DARK à notre image LIGHT. Il reste encore quelques défauts de dégradés qu'on éliminera en employant un MASTER FLAT FIELD lors de la prochaine étape.

Aspect d'un beau MASTER DARK nettoyé par une combinaison SIGMA-CLIP (SIGMA REJECT)

Un beau MASTER DARK nettoyé présente un aspect poivre et sel uniforme sans aucun artéfact.

Pour la combinaison SIGMA CLIP des images LIGHT et FLAT FIELD, on utilisera la combinaison AVEC NORMALISATION (LINEAR ou DELTA-LEVEL). La NORMALISATION a pour but de mettre le même niveau à tous les pixels avant la combinaison. Cela se fait AUTOMATIQUEMENT lors du PRÉTRAITEMENT (CALIBRATION) des séries d'images avec Maxim DL.

Combinaison d'une série d'images FLAT FIELD pour en faire une image MASTER FLAT FIELD

Tout comme pour les images DARK, on procède exactement de la même manière pour produire une image MASTER FLAT FIELD. Une fois qu'on s'est assuré que nos images FLAT FIELD (non traitée) sont dans la fourchette de moyenne (AVERAGE) entre 30 000 ADU et 45 000 ADU et qu'on a examiné la qualité des images avec le SCREEN STRETCH dans MAXIM DL et rejeter les images qui seraient potentiellement nuisibles ou non conformes, on peut procéder à la combinaison SIGMA CLIP (SIGMA REJECT). A la différence des images DARK, on doit NORMALISER en cochant la case NORMALIZATION dans MAXIM DL. On peut choisir LINEAR ou DELTA-LEVEL qui donne une excellente normalisation. La combinaison enlève toute trace de pixels déviants comme des trainées d'étoiles, rayons cosmiques et l'image résultante sera un MASTER FLAT FIELD qui servira à corriger nos images LIGHT prétraitées par les MASTER DARK. Notez qu'il faut aussi combiner les images DARK POUR FLAT FIELD comme on l'a fait pour les images DARK et enlever le MASTER FLAT DARK à toutes les images FF. Normalement, cette opération se fait automatiquement. On passera cette étape ici puisque cette procédure est en tout point identique à celle utilisée pour les images DARK. Une fois les images FF prétraitées (images MASTER DARK pour FF), c'est après cette étape qu'on les combinera.

Certains astrophotographes préfèrent choisir la combinaison par MÉDIANE AVEC NORMALISATION pour les images FF qui au prix d'une perte de rapport S/N autour de 25% à 30% enlèvera complètement toutes traces d'artéfacts. Il faut par contre éviter d'utiliser la combinaison par MOYENNE (AVERAGE) car au prix d'un meilleur rapport S/N, celle-ci n'éliminera pas complètement les artéfacts comme les passages d'avions, étoiles, rayons cosmiques, etc. et cela laissera des traces noires sur les images LIGHT comme dans l'exemple qui suit:

Les artéfacts résiduels sur les images MASTER FLAT FIELD peuvent apparaître sur les images LIGHT corrigées.

Prétraitement (calibration) manuelle d'une image LIGHT avec une image MASTER DARK et une image MASTER FLAT FIELD

Ce que nous avons vu précédemment avait pour but de vous expliquer en détail à quoi sert une image DARK et FLAT FIELD et quel action cela produit lors de la correction d'une image LIGHT. On a produit deux images MASTER soient l'image MASTER DARK et MASTER FLAT FIELD issue d'une combinaison d'une série d'images par SIGMA CLIP (SIGMA REJECT). On a vu que l'image MASTER DARK servira à enlever le bruit thermique (thermal noise et random noise) et l'image MASTER FLAT FIELD servira elle à enlever toute trace de poussières, gradient, vignetting sur notre image LIGHT. Le résultat final sera une image LIGHT parfaitement corrigée.

Le prochain didacticiel vous apprendra comment voir l'action directement sur l'image LIGHT en procédant à un prétraitement manuel (CALIBRATION).

Prétraitement (calibration) automatique des séries d'images LIGHT, DARK et FLAT FIELD avec MAXIM DL

Voici en résumé les types de combinaison conseillés pour les différents types d'images CCD et dans quelles circonstances vous devrez prendre des images BIAS:

Si vous avez bien saisi l'importance des images LIGHT, DARK, BIAS et FLAT FIELD qu'on a vu en détail dans les sections précédentes et comment elles agissent sur la correction des images LIGHT, vous savez maintenant qu'on peut nettoyer chacune de nos images LIGHT des bruits parasites et autres artéfacts. J'ai volontairement expliqué dans les didacticiels la procédure longue sur comment procéder manuellement pour prétraiter ou calibrer une seule image LIGHT. Normalement, il est courant de prendre une série d'images LIGHT qu'on prétraitera avant de les ALIGNER sur une ou deux étoiles de référence afin de pouvoir les aligner parfaitement entre elles pour pouvoir toutes les combiner par SIGMA CLIP (SIGMA REJECT) AVEC NORMALISATION. L'image résultante sera une image LUMINANCE (LIGHT) prétraitée et combinée qui aura un très fort rapport S/N et qu'on pourra par la suite traiter pour en ressortir des détails incroyables.

Heureusement, quand vous prendrez vos séries d'images, vous programmerez votre séquence de prise d'image dans votre logiciel d'acquisition (ici MAXIM DL) qui prendra automatiquement vos séries d'images et les sauvegardera à mesure sur votre disque dur. La procédure d'acquisition des images avec Maxim DL sera expliqué dans un autre didacticiel exclusif à la prise des images CCD. Dans cette section, on prend pour acquis que vous avez déjà prise vos séries d'images LIGHT, DARK, BIAS et FLAT FIELD et qu'il vous reste à les calibrer. Normalement, toutes vos images seront sauvegardé dans un même répertoire. Le logiciel MAXIM DL ira voir dans le FIT HEADER de chaque image en format FIT certains paramètres comme IMAGE TYPE (LIGHT, DARK, BIAS, FLAT FIELD), IMAGE SIZE, EXPOSURE TIME (temps d'exposition), FILTER (filtre utilisé), BINNING, TEMPERATURE. Il classera chacune des images ayant les mêmes paramètres dans des dossiers et sous-dossiers. Il procédera ensuite à la combinaison selon le TYPE d'image (DARK, BIAS, FLAT) en appliquant la combinaison que vous aurez choisi (AVERAGE, MEDIAN, SIGMA CLIP) avec la NORMALISATION ADÉQUATE. Il créera ensuite des images MASTER DARK et MASTER FLAT FIELD qui serviront par la suite à calibrer TOUTES VOS IMAGES LIGHT automatiquement. Une fois toutes vos images prétraitées (calibrées), il vous suffira de les ALIGNER et de les combiner par SIGMA CLIP (SIGMA REJECT) AVEC NORMALISATION. L'image résultante aura un excellent rapport S/N. Plus vous combinerez d'images LIGHT prétraitées, plus vous aurez une image résultante avec un haut rapport S/N et plus elle pourra dévoiler de détails. Ce n'est pas surprenant de voir certains astrophotographes amateurs prendre des séries de 30 à 40 images LIGHT exposées entre 5 et 10 mn d'un objet céleste et d'en ressortir par la suite des détails incroyables. N'hésitez pas à prendre plusieurs séries d'images LIGHT (même sur plusieurs nuits) et de les combiner.

Le prochain didacticiel démontrera la procédure de PRÉTRAITEMENT AUTOMATIQUE des séries d'images LIGHT, DARK, BIAS et FLAT FIELD prise sur la galaxie NGC 4565 dans Coma Berenice le 05 mai 2010 à travers un télescope Meade RCX 30cm F8 ACF. Ce système était muni d'une caméra CCD SBIG XME, d'une roue à filtre SBIG CFW-10 et d'un système d'optique adaptative  SBIG AO-8 qui assure un excellent autoguidage. Chacune des images LIGHT et DARK a été exposé 420 sec (7mn) en binning 2X2 à une température régulé de -25° C sous la température ambiante. Les images LIGHT ont été prises à travers un filtre LUMINANCE (CLEAR). Comme je n'avais pas fait d'images DARK pour mes images FLAT FIELD, j'ai inclus une quinzaine d'images BIAS (dark frame exposé 0 sec) qui seront incluses dans mes images de calibration.

Dans le didacticiel, j'inclus seulement une dizaine d'images de mes séries originales. En réalité, il y a en a beaucoup plus de prise. Le but est de vous expliquer comment on fait ce prétraitement (CALIBRATION) avec MAXIM DL de manière AUTOMATIQUE. Si vous avez plus d'images, la procédure est la même et les résultats n'en seront que meilleurs.

Comparaison entre une seule image LIGHT prétraitée exposée 7mn et une combinaison de 10 images LIGHT prétraitées et combinées (exposition:70mn)

L'image suivante est une comparaison entre une seule image LIGHT prétraitée (calibrée) exposée 7mn et une combinaison SIGMA CLIP AVEC NORMALISATION d'une série de 10 images exposées 7mn chacune donnant l'équivalent d'une image exposée 70mn.

Remarquez soigneusement l'aspect du bruit de fond (BACKGROUND) entre les deux images. L'image unique présente une granulation beaucoup plus forte masquant les objets très faibles de l'arrière plan. C'est que le rapport S/N de l'image combinée est beaucoup plus fort que celui de l'image unique. On y détecte de multiples étoiles et galaxies très faibles qui se confond à l'arrière plan. Voilà un bel exemple de la puissance des combinaisons d'images. Vous avez donc tout intérêt à prendre plusieurs séries d'images LIGHT, de bien les prétraiter et de les combiner. Vous pourrez exploiter l'image résultante avec des puissants logiciels comme Photoshop et y faire ressortir les fins détails (STRETCHING). La même technique s'applique pour traiter les séries d'images prises avec FILTRES LRGB et A BANDE ÉTROITES (NARROWBAND).  J'essaierai d'expliquer dans une autre série de didacticiels comment faire ressortir les détails des images LIGHT combinées avec PHOTOSHOP.

Elimination des pixels chauds (hot pixel) et froids (dead pixels) et autres défauts résiduels

Même après une combinaison efficace d'une série d'images, il demeure parfois quelques défauts comme des pixels chauds (HOT PIXELS) d'apparence de petits points blanc minuscules et quelques pixels froids (DEAD PIXELS) d'apparence de petits points noirs. Il faut ajuster le contraste et la luminosité de l'image de manière à voir le bruit de fond (BACKGROUND) pour être en mesure de détecter les défauts. La plupart des bons logiciels comme MAXIM DL, PRISM ou CCDSOFT et plusieurs autres possèdent des algorithmes d'élimination de ces pixels déviants. Il suffit d'ouvrir ces outils, sélectionner la catégorie de pixels à éliminer et d'appliquer le filtre à deux ou trois reprises. Les informations sur comment utiliser ces filtres sont incluses dans l'aide des logiciels.

Par exemple, dans le logiciel Maxim DL, ce filtre se trouve dans le menu FILTER/ KERNEL FILTER (flèche verte dans l'image qui suit):

On commence par sélectionner les pixels à éliminer en cochant la case du filtre approprié (encâdré rouge dans l'image du haut), on localise les pixels déviants à éliminer en déplaçant les curseurs de la fenêtre PREVIEW (encâdré orange dans l'image du haut) et on vérifie si on les élimine en changeant les valeurs du THRESHOLD % (encâdré bleu dans l'image du haut). Normalement, on voit disparaître les pixels déviants dans la fenêtre PREVIEW. Il faut parfois appliquer le filtre à deux ou trois reprises.

Cependant, même avec l'application de ces filtres, certains défauts demeurent encore visibles. Le meilleur logiciel pour éliminer les pixels déviants et tous les autres défauts comme des traces de cristaux de glace formé sur la matrice est PHOTOSHOP. On verra dans la section des techniques de traitement d'images avec PHOTOSHOP comment éliminer efficacement tous les défauts cosmétiques.

Conclusion

Tout astrophotographe moderne doit comprendre les bases de l'imagerie digitale et les appliquer. Comprendre l'importance d'obtenir de bonnes séries d'images LIGHT, DARK, FLAT FIELD et BIAS et à quoi elles servent vous permettra d'obtenir des images LIGHT combinées ayant un très fort rapport S/N. Vous découvrirez combien il est fascinant de ressortir les fins détails de nos objets célestes. En y ajoutant une composante couleur, on enrichit l'aspect esthétique des images sans toutefois négliger l'aspect scientifique. Avec la couleur, on peut visualiser les régions de formation d'étoiles (nébuleuses) qui apparaissent en rose pâle dans les galaxies, les nébuleuses brillants par réflexion en bleu ou émission en rouge, les étoiles supergéantes bleues, etc. L'utilisation de filtres à bande étroite (NARROWBAND) peut aller chercher des détails encore plus subtils et cachés des nébuleuses brillants selon la distribution des gaz qu'elles émettent. Une bonne application des bases du prétraitement d'image suivi par l'application de techniques avancées de traitement d'images est la clé du succès.

On peut même appliquer ces techniques avec des images prises avec un appareil photo digital ordinaire installé sur un trépied. Par exemple, vous prenez une série d'images de la voie lactée ou de constellations sans aucun guidage en exposant vos images au maximum que vous pouvez (15 sec à 800 ISO, objectif ajusté à l'infini et diaphragme ouvert au maximum). Vous en accumulez une vingtaine. Il vous faudra prendre quelques images DARK (si votre appareil peut prendre le format RAW) en mettant votre main devant l'objectif selon le même temps d'exposition que vos images LIGHT (ex: 15sec). Par logiciel, vous fabriquerez des MASTER DARK que vous enlèverez de chacune de vos images LIGHT. Une fois les images LIGHT prétraitées, vous alignerez les images identiques en sélectionnant une ou deux étoiles de référence puis vous COMBINEREZ vos séries soit par SIGMA CLIP, vous obtiendrez de superbes images combinées avec un très haut rapport S/N et vous serez surpris des résultats. Faites quelques tests par vous-même sur les constellations.

Il faut prendre le temps de bien approfondir ces notions pas à pas et de les appliquer. Les explications détaillées et les didacticiels vous aideront à y voir plus clair et vous pourrez cheminer encore plus vite. Comprendre et pratiquez et surtout persévérez, voilà la clef du succès.

Bonne chance

Denis Bergeron 2011

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