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N'ayez par peur des caméras CCD Les temps d'intégration (II)
Les temps d'intégration interviennent surtout dans la photographie du ciel profond car en photographie planétaire, mis à part Pluton, les astéroïdes et les comètes, tous les astres supportent une prise de vue instantanée. Les temps d'intégration typiques pour enregistrer une galaxie avec une caméra CCD sont compris entre 1 et 5 minutes si on utilise la caméra en binning mode 1x1 ou mieux, 2x2 (fusionnant deux pixels ce qui réduit la résolution de 50% mais augmente la sensibilité du détecteur CCD). De cette façon en utilisant un télescope de 100 mm à f/6.3 vous pourrez atteindre la magnitude 18 en seulement 5 minutes d'intégration et la magnitude 20 en utilisant un télescope de 350 mm à f/6.3 ! Dans des conditions extrêmes le temps d'intégration peut durer 30 minutes au foyer d'un télescope de 400 mm pour enregistrer les objets les plus pâles (ou des spectres faibles) et 18 fois plus longtemps si vous désirez réaliser des composites tricolores. Pourquoi 18 fois ? Parce qu'en utilisant un filtre coloré la lumière incidente passant à travers le filtre est moins intense et la caméra CCD requiert 6 fois plus de temps pour obtenir le même résultat que sans filtre. Ensuite vous devez prendre 3 images, en lumière bleu, verte et rouge (certaines ajoute une quatrième image pour le contraste qui est une image N/B). Ajoutez à cela les défauts d'offset qui peuvent se produire avec les objets dont les détails évoluent rapidement (Jupiter, etc). C'est pourquoi la CCD couleur est un autre défi réservé à l'amateur averti. Elle reste néanmoins la meilleure solution pour enregistrer les couleurs du ciel mais elle demande du temps et représente un certain prix.
Une autre solution consiste à utiliser une caméra CCD couleur à "one shot" comme par exemple l'Astrovid Starlight Xpress MX5c vendue $1300 (Astrovid propose également plusieurs autres modèles : MX7c et MX25 ainsi que de nombreuses caméras CCD N/B et des caméras vidéo). La caméra MX5c dispose d'une matrice de filtres placés au dessus des pixels, composée de "couleurs secondaires" appliquées dans une grille Jaune, Magenta et Cyan (comme la technique photo CMYK ordinaire). Les filtres sont disposés de telle sorte que la composante de Luminance (contraste) de l'image puisse être extraite avec une grande définition. En théorie la perte de lumière est seulement de 33%. L'image couleur résultante est satisfaisante mais au prix d'une réduction de la résolution et d'une prolongation de l'exposition. Enfin, la caméra MX5c est refroidie, mais pas régulée. Cela signifie que vous devez réaliser une image noire (dark frame) à température ambiante chaque fois que vous l'utilisez pour la retirer ensuite des images du sujet et réduire ainsi le bruit électronique. Bien sûr on peut également obtenir cette image noire par traitement d'image. Aujourd'hui le seul concurrent de la série MX est le "Deep Sky Imager" (DSI) de Meade commercialisé en 2004 et vendu... $300 seulement. Le temps passant, le DSI propose plusieurs fonctions automatiques que ne possède pas les Astrovid : auto-exposition (optimisation), auto-stretch (pour faire ressortir les objets faibles), soustraction automatique des images noires (elles sont sommées, moyennées et soustraites automatiquement), alignement automatique et sommation des images, magic eye focus (msie au point automatique), etc.
La résolution globale d'une caméra CCD couleur est inférieure à celle d'une caméra CCD N/B en raison des contraintes imposées par le double système de couleurs. Malgré cette limitation physique les résultats ne sont pas mauvais du tout mais si vous désirez vraiment réaliser des documents de qualité vous devrez adopter une caméra CCD N/B et acquérir une roue à filtres colorés. Grâce à cet accessoire vous pourrez ajuster les temps d'intégration de chaque lumière (L, R, G et B) en fonction de la sensibilité de votre chip, effectuer des mesures astrométriques ou photométriques et même étudier des objets en lumière sélective (quasi monochromatique). Les problèmes habituels Les performances des caméras CCD vont de paire avec leurs défauts et il est vain d'espérer obtenir de bonnes images si vous ne maîtrisez pas tous les facteurs qui entrent dans notre équation. Décrivons donc clairement quels sont les problèmes que l'on risque de rencontrer en utilisant une caméra CCD et les moyens de les éviter ou de réduire leurs effets. La mise au point Les problèmes de mise au point sont accentués en utilisant une caméra électronique avec un télescope. Etant donné que le champ du détecteur CCD est très étroit, en particulier en imagerie planétaire où l'on travaille en projection oculaire (ou avec une Barlow), une attention particulière doit être apportée à la stabilité des images et aux changements de température. Typiquement, le décalage au niveau du plan focal est égal au carré du facteur d'amplification du miroir secondaire, qui est de 5x pour un télescope Schmidt-Cassegrain à f/10. Aussi si au cours de la mise au point le miroir primaire ne bouge ne fut-ce que de 0.001 mm, ce "mirror shift" crée au plan focal un décalage de 0.025 mm et sera facilement enregistré par la caméra CCD. La position du point focal varie également comme grosso modo le carré du rapport focal. Ainsi, un télescope ouvert à f/6.3 requiert une mise au point 2.3 fois plus précise qu'au rapport f/10. C'est pourquoi une crémaillère électrique est hautement recommandée (telle que le focuser NGS-F de JMI pour les télescopes Schmidt-Cassegrain) ainsi qu'un mécanisme permettant de solidariser toute l'installation optique lorsque des accessoires relativement lourds sont installés derrière l'oculaire (système de guidage hors-axe ou système de flip-mirror robuste). Le fait d'insister lourdement sur la qualité et la robustesse des montures et des adaptateurs photographiques fixés aux télescopes n'est donc pas une idée à considérer avec légereté... Nous y reviendrons.
Le bruit thermique Dans une caméra CCD idéale chaque pixel devrait afficher un niveau de gris valant 0 en l'absence de lumière et une valeur augmentant linéairement à mesure que l'intensité lumineuse croît, jusqu'à ce qu'il devienne saturé. De plus la réponse de chaque pixel devrait être identique. Les caméras CCD actuelles sont loin d'atteindre cet objectif idéal. La principale raison est le fait que les électrons émis par un pixel dépendent du nombre de photons incidents qui le frappent additionné du nombre d'électrons générés par le "bruit thermique". En utilisant des composants électroniques, faute d'atteindre un rendement idéal (100% de l'énergie reçue devrait être convertie sans perte), ils dissipent tous un peu chaleur qui génère un bruit thermique qui diminue de moitié chaque fois que la température baisse de 5°C. Comme les photoamplificateurs, le détecteur CCD est donc très sensible au rayonnement infrarouge et aux changements de température. C'est pourquoi depuis des années les détecteurs CCD sont refroidis (les meilleurs sont régulés) à environ -30°C et maintenus à cette température à moins de 0.5°C d'écart. Mais les sources infrarouges extérieures peuvent potentiellement être vues par le détecteur alors qu'elles sont invisibles à nos yeux. C'est pour cette raison qu'il faut retirer de l'environnement immédiat du détecteur tous les accessoires brillants émettant un rayonnement infrarouge ou qui ne sont pas anodisés en noir (ou peints en noir mat). Parmi ces objets citons le coulant du porte-oculaire, les horloges digitales, les cercles de graduation, les résistances électriques... Pour éviter tout bruit parasite il convient également de mettre la caméra CCD en température et d'attendre environ une demi-heure après l'avoir branchée avant d'effectuer les premières prises de vue. Les bruits de lecture Cette dégradation est provoquée par des erreurs statistiques dans la lecture des électrons par les pixels (photosites). L'erreur d'échantillonnage décroît inversement avec la racine carrée du niveau de brillance des pixels (le facteur DN). Ce greffe sur ce problème le fait que les pixels constituant un détecteur CCD n'ont pas tous la même sensibilité à la lumière. La variation entre photosites d'un pixel peut osciller entre 1 et 2 %.
La résolution et le binning mode La photographie du ciel profond au moyen d'une caméra CCD requiert de préférence des pixels de grandes dimensions parce que les grands pixels collectent simplement plus de photons que les petits. C'est ce qu'on appelle le binning mode (de binning, "mettre en boîte") qui permet d'additionner les signaux enregistrés par plusieurs rangées et de colonnes adjacentes de pixels (binning 1x1, 2x2, 4x4, etc). Mais, désavantage, en mode binning 2x2 la résolution chute de moitié, en revanche la sensibilité augmente. A l'inverse, en imagerie lunaire et planétaire l'amateur recherche la plus haute résolution et s'intéresse beaucoup moins à la sensibilité. Dans ce cas le binning mode le plus petit est recherché. Enfin, si les chips ont tendance à devenir plus grand aujourd'hui, la "profondeur" des pixels a également une grande importance sur la qualité des demi-tons de l'image finale. Une profondeur de pixel de 16 bits (65536 niveaux de gris) est préférable à 12 bits (4096 niveaux de gris). Mais tous ces aspects ont une influence sur la dimension de l'image finale, sur le temps de téléchargement et de traitement ainsi que sur l'espace disque nécessaire à sa sauvegarde. Quant à la couleur, ce n'est plus avec 12 ou 16 bits que l'on travaille, mais au moins 24 bits. Dans ce cas la taille des fichiers devient presque ingérable pour un amateur et les utilisateurs de scanners connaissent bien ce problème. C'est pour cette raison mais aussi pour une question de qualité d'image que l'usage veut que l'on travaille plutôt à partir d'images LRGB pour obtenir des images couleurs plutôt qu'à partir de caméras couleur. La monture Le fait d'utiliser une caméra CCD, un outil très précis en soi, accentue les problèmes de stabilité de votre installation et vous serez vite contraint d'utiliser une monture robuste pour résoudre ces problèmes. Retenez toujours que la monture est plus importante que votre optique ; vous obtiendrez plus facilement de bonnes images avec une optique médiocre sur une excellente monture que l'inverse. D'un point de vue photographique, une montre altazimutale aura le problème de la courbure du champ lorsque vous suivrez des objets à travers le ciel car le guidage ne s'effectue plus sur un ou deux axes, mais sur trois axes. Le "Field de-rotater" popularisé avec les télescopes Schmidt-Cassegrain n'est pas une solution car il insert un nouvel degré de liberté qu'il faudra contrôler. La monture altazimutale pourra être utilisée en imagerie planétaire tant que le temps d'exposition reste court (plus rapide que 1/10e sec environ). Pour photographier les galaxies en haute résolution il n'y a pas de compromis. Vous devez utiliser une monture équatoriale. Il y a une seule exception : les télescopes d'au moins 250 mm d'ouverture peuvent travailler en mode altazimutal mais doivent utiliser un derotater pour éviter les traînées stellaires en bordure de champ. Le poids et l'encombrement de cet accessoire font qu'il n'est pas recommandé pour les télescopes de diamètre inférieur. Votre monture doit être correctement mise en station et être pilotée par un moteur à pas dont les erreurs de poursuite seront contrôlées avec une précision d'environ 2 pixels. Toute irrégularité plus importante sur l'un des axes sera enregistrée sur l'image. C'est pourquoi de nombreux utilisateurs de caméras CCD ont fixé leur télescope sur une robuste monture allemande comme l'Astro-Physics 1200GTO, la Byers retrofit, Lichtenknecker Optics M145, Losmandy 300, la Takahashi EM200, etc, des montures qui pèsent plus de 30 kg, souvent asservies électroniquement avec une correction des erreurs périodiques des roues dentées (PEC) et toujours fixée sur un piédestal. Dans de telles conditions les erreurs périodiques peuvent être réduites à la seconde d'arc et des expositions au-delà de la minute sans guidage sont alors possible, mais ce système à ses limites. Pour les expositions plus longues, il vous faudra un système de guidage précis, typiquement un second détecteur CCD placé en parallèle dont le processeur corrigera les dérives de l'alignement en temps réel.
Le guidage Vu la taille minuscule des pixels CCD, quelque 10 microns, et étant donné que le chip complet est jusqu'à 10 fois plus petit que l'image d'un film de 35 mm, vous comprenez à présent pourquoi une monture équatoriale robuste et un système de mise au point précis sont requis pour obtenir de bons résultats. Beaucoup d'accessoires peuvent vous aider à assurer le guidage de votre système, en commençant par l'utilisation d'une caméra CCD secondaire (SBIG ST-4 ou ST-5) qui, placée hors du champ principal, pilote seule vos moteurs à pas pendant que vous effectuez vos prises de vue avec la caméra principale. En complément vous pouvez utilisez une optique adaptive empruntée aux astronomes professionnels pour corriger les effets de la turbulence. Encore faut-il attacher tout cela ensemble ! La meilleur solution consiste à utiliser un système CCD combinant la caméra et le détecteur d'auto-guidage. La caméra SBIG ST-7EA par exemple (une caméra TC211 équipée d'un détecteur KAF-0400 avec dispositif antiblooming) utilise cette technologie. Le système Star 2000 d'Astrovid (caméra MX5 ou MX9) fonctionne quant à lui tout différemment et n'est pas comme l'on dit une caméra CCD "full frame", comme ne l'est pas non plus le système de Kodak. Ce système divise chaque pixel en deux moitiés qui sont lues indépendamment l'une de l'autre; l'une intègre les longues expositions tandis que l'autre choisit une étoile dans le champ jusqu'à la magnitude 11 pour guider le télescope. Quelle que soit la solution que vous choisissez, cette combinaison élimine le besoin d'acquérir un système de guidage hors-axe.
Si vous n'utilisez pas de système CCD auto-guide, vous devrez trouver une solution pour guider le télescope sur un object déterminé sans devoir retirer la caméra CCD du champ que vous avez mise au point avec précision. Comme faire ? Il est hors de question de retirer la caméra et de vérifier le temps en temps le champ. La solution la plus élégante est d'ajouter un système de miroir amovible ou "flip-mirror" devant la caméra CCD tel le système vendu par True Technology ou équivalent (Giant Easy Guider de Lumicon, flip-mirror Murnaghan ou de Meade, etc). Cet élément dispose de deux sorties et permet d'utiliser un oculaire-guide réticulé à 90° en même temps que la caméra afin d'assurer les corrections de poursuite à partir d'une télécommande. Toutefois ce n'est pas la meilleure façon de travailler avec une caméra CCD qui, comme vous le comprenez, requiert beaucoup d'attention pour obtenir de bons résultats.
Lorsque tous ces problèmes seront résolus vous serez prêt à photographier vos objets célestes favoris. La bonne nouvelle est qu'après avoir vu quelques images CCD réalisées par des amateurs et leurs équivalents pris avec le POSS (Palomar Observatory Sky Survey) ou le télescope spatial Hubble, bien malin sera celui ou celle qui pourra dire qui est le premier et qui est le second ! Bien sûr, en y regardant de plus près, le plus grand gagne toujours, mais n'oubliez pas que le traitement d'image peut encore brouiller les pistes... Comparez par exemple M42 photographié par le HST et par Jason Ware utilisant un RCX400 de 305 mm f/8... Prochain chapitre Le traitement numérique des images |
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