Alain Maetz

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  1. Bonjour a tous, je viens de recevoir une camera Zwo asi178mm et je ne parviens pas a la configurer dans Audela ? (Je précise que je débute avec Audela ) Je pense qu'elle est compatible Ascom et j'aimerais l'utiliser comme camera de guidage pour la spectro. J'obtient des images avec le programme constructeur . Si quelqu’un pouvais m'aider merci d'avance Alain M
  2. La question du débutant !

    Un très grand merci à tous les deux pour vos expliquations détaillées . Bien sûr Lucien que le flat(terrestre) corrigera les défauts liés à l’instrumentation et l’etoile de référence finira le travail avec toutes les autres calibrations. En considérant la première image du spectre comme une image spatiale on a : So=1, donc plus de problème ! Les détails que tu me donne Olivier , me rende encore plus impatient d’approfondir les possibilités fantastiques de la spectro. Pardon de vous avoir quelque peu piqué dans mon précédant post, mais j’attendais vraiment une réponse satisfaisante comme celle que vous venez de faire. Au plaisir d’echanger sur d’autres sujet Amicalement Alain
  3. La question du débutant !

    Mes amis, J'ai vraiment l'impression d’être incompris. Ce que je vous propose n'est pas une interprétation personnelle mais la lecture la plus stricte qui soi des équations du traitement d'image. La fonction So(f) par laquelle il faudrait multiplier le spectre n'est pas une proposition de mon invention mais c'est tout simplement ce que nous disent les équations. Aurait-elles tort face au bon sens et à l'expérience? Ou alors dites moi carrément " ok , nous ne pouvons pas connaitre cette fonction avec exactitude alors nous ferons comme si c'était une constante = 1. Ce n'est pas grave, parce que l'erreur systématique que nous avons introduite sur tout le spectre, nous allons la corriger en utilisant l'astuce de l'étoile de référence: je multiplie mon spectre de l'objet par le spectre officiel d'une étoile connue et je divise par le spectre que j'obtient avec mon installation pour cette même étoile. Cette dernière opération gomme l'erreur introduite par l'hypothèse précédente et corrige en plus les problèmes liés à l'atmosphère" Il n'en reste pas moins que le spectre avant cette dernière opération n'est pas encore une grandeur physique.(ce n'est qu'une courbe de coefficients en fonction de la fréquence) Alain
  4. La question du débutant !

    Je comprends bien ta remarque Olivier , concernant l'importance d'avoir un maximum d'information dans le bleu. Je dirais que quand on divise une grandeur par un nombre très petit, on amplifie d'autant plus le "bruit" du "dénominateur" dans le résultat obtenu!
  5. La question du débutant !

    a Lucien et Olivier, Mais a défaut d'avoir une lampe parfaite, pourquoi ne pas essayer de connaitre le spectre réel de la lumière que l'on utilise pour faire son flat. Si cette fonction (de la longueur d'onde) était parfaitement connue, il suffirait de multiplier le spectre par cette courbe ! (c'est le rôle de So )
  6. La question du débutant !

    Bonjour Lucien Merci tout d'abord pour l’intérêt que tu donnes au sujet. En effet multiplier le spectre de l'objet en question(après prétraitement; offset, flat...) par le spectre "officiel" d'une étoile de référence puis re-diviser le tout par notre spectre acquis sur cette même étoile de référence a pour résultat de normaliser notre spectre sur la réponse du télescope professionnel. Notre spectre dépend donc de l'instrument qui a fourni ce spectre théorique. Alain MAETZ
  7. La question du débutant !

    Rebonjour Olivier, Je constate en effet que sur les sources laser que tu m'as mis en lien , la distribution de la puissance rayonnée en fonction de la longueur d'onde est presque une horizontale dans intervalle du visible !
  8. La question du débutant !

    Bonjour Olivier, Tout d’abord merci pour ta réponse si rapide. Je reste néanmoins quelque peu sur ma faim. Bien sûr la lampe de flat est le cœur du problème En photo l'équation de l’image s’ecrit : S= So .( I-D-O)/(F-D-O)) avec I: image enregistrée sur le ccd ; D: Dark ; O: Offset S est l’image corrigée ; So est l’a PLU (plage de lumière uniforme ) et parce qu’elle est uniforme on fait So= 1 On peut au passage vérifier l’equation aux dimensions:.(I-D-O)/(F-D-O) est un rapport sans dimensions . Heureusement So est une image de même dimension que S Comme tu le dis fort bien l’equation est la même en spectroscopie: S = So.(I-D-O)/(F-D-O) Seulement So qui en photo est une constante (PLU) devient en spectro la fonction donnant l’intensité lumineuse en fonction de la longueur d’onde. Pour pouvoir s’affranchir de cette fonction ,il faudrait disposer d’une lampe pour laquelle l’energie lumineuse ne varierait pas avec la longueur d’onde sur la plage de sensibilité du ccd. On pourrait alors faire So= Cté=1 So me semble bien être quelque chose comme la fonction de planck donnant l’energie émise par un corps à la température T en fonction de la longueur d’onde considérée .
  9. Je suis très vivement interessé par la spectroscopie mais néanmoins débutant. Aussi veuillez m’excuser si la question que je vais soulever si dessous peu paraître triviale. Je commence par un rappel : En photo numérique (d’ou je viens) , l’equation fondamentale d’une image s’ecrit: I(x,y)=K(x,y).S(x,y) + Dark(x,y) + Offset(x,y) ceci pour un temps de pose suppose fixé. I(x,y) est la réponse du ccd , S(x,y) est la source lumineuse, Dark(x,y) l’image de noir obtenue avec la même temps de pose mais en l’absence de lumière , Offset(x,y) l’image obtenue en l’absence de lumière et de temps de pose. On cherche à connaître S(x,y). K(x,y) n’étant pas connu, l’idée est de photographier une source lumineuse So(x,y) supposée uniforme c.a.d : So (x,y) = Constante=So si F(x,y) est l’image de cette lumière uniforme (flat),on peut écrire: F(x,y) = K(x,y) . So + Dark(x,y) + Offset(x,y) . On en déduit K(x,y)= (F(x,y) - Dark(x,y) - Offset(x,y))/So D’ou l’on tire l’equation Utilisée pour le traitement d’image: S(x,y) = So.( I(x,y) - Dark(x,y) - Offset(x,y) ) / (F(x,y) - Dark(x,y) - Offset(x,y)) . So étant une constante on peut la remplacer par 1. En transposant ces équations au cas de la spectroscopie et en gardant des notations semblables on obtient : I(f) = K(f) . S(f) + Dark(f) + Offset (f) , f étant la fréquence On fait également le spectre F(f) d’une source lumineuse supposée sans raies spectrale (lampe au tungstène ). On convient d’appeler So(f) cette source de flat Par le même raisonnement on obtient: S(f) = So(f).(I(f)-Dark(f)-Offset(f))/(F(f)-Dark(f)-Offset(f)). Ici presque tout est identique au cas du traitement d’image spatiale .Cependant So(f) n’est pas une contante et varie avec f (ou dépend de la longueur d’onde si l’on préfère ) C’est le fait que So(f) ne soit en aucune façon une constante qui me pose problème . Sauf erreur de ma part , il ne m’a pas semblé que le processus de traitement des spectres en tienne compte. Tout est fait comme si , comme pour les images spaciales, So(f) était une constante et était remplacée par 1. Je pose donc la question aux spécialistes du traitement des spectres, pourquoi ne pas considérer So(f) comme l.équation de Planck du corps noir:(a condition de pouvoir admettre que le rayonnement émis par une lampe tungstène soit bien décrit par cette loi ?) Dans une telle hypothèse , il devient très simple de trouver le spectre par multiplication du spectre par cette fonction (cette dernière serait déterminée par la température du filament ) Bien-sur lorsque l’on fait l’image d’une étoile de référence on corrige ce problème . (En multipliant le spectre par le spectre théorique de l’etoile de référence et en redivisant le tout par notre spectre de cette étoile de référence ) Cepandant, si l’image du spectre était préalablement multipliée par So(f) le spectre obtenu n’aurait il pas une valeur intrinsèque sans forcément dépendre du spectre issu d’un catalogue (lui même variable)? Cela dit , il serait toujours possible de procéder à cette « normalisation » afin de comparer notre spectre à celui des grands télescopes !