Je termine sur ma petite contribution aux observations de Vénus, avec des données complémentaires obtenues grâce au Star Analyzer. Comme il s'agit d'un objet étendu (surface) la résolution spectrale obtenue sur la planète est faible, mais pour la démo ici ça convient parfaitement. Pour commencer, voici à quoi ressemble la sensibilité relative du soir de l'observation,, à savoir la sensibilité de ma caméra (ASI290MM avec sa fenêtre de protection), multipliée par la transparence atmosphérique obtenue à la hauteur de la planète au moment de l'observation, multipliée par la transmission du réseau lui-même. Cette courbe est obtenue en divisant un spectre non corrigé de Gamma des Gémeaux par son spectre théorique (résultat lissé):   Le setup n'est pas exactement celui utilisé en imagerie, puisqu'ici il n'y a pas la barlow, et qu'en photo, il y a la barlow mais pas le réseau. J'ai simplement posé que les deux se comportent un peu de la même manière (soit absorbent une partie de l'UV) et qu'on pouvait négliger cette différence. Cette courbe nous montre assez clairement, et logiquement, qu'il n'y a plus grand chose à enregistrer en-dessous de 350 nm. Maintenant, voici un spectre de Vénus obtenu avec ce "système", sans aucune correction:   Ca ressemble pas mal au graphique précédent, sauf qu'on voit qu'il manque des trucs dans la partie UV/violet. C'est cette courbe qui va nous intéresser, car c'est elle que nous enregistrons "avant" que ne s'appliquent les filtres. Bien évidemment elle varie en fonction de la hauteur et il est donc possible d'avoir plus d'UV quelques degrés plus haut. C'est sur ce graphique qu'il faut appliquer la transmission des filtres utilisés. Dont je rappelle ici les courbes obtenues l'autre fois:   Et voilà maintenant ce qu'on obtient quand on multiplie le spectre de Vénus par la bande passante des différents filtres (je ne mets pas l'Astronomik B pour plus de clarté):     Ce graphique nous permet de visualiser grossièrement, grâce aux surfaces occupées par les différentes courbes, comment se comportent concrètement ces filtres. On y voit deux choses bien constatées sur le terrain: 1) Que la quantité de lumière obtenue dans l'UV sur Vénus est très inférieure à celle obtenue dans le violet/bleu profond. Si la caméra et l'atmosphère jouent beaucoup, le spectre propre de la planète influe également (voir plus bas) 2) On comprend comment le Baader Johnson U peut sembler délivrer une image aussi brillante que l'Astrodon UVenus en dépit d'une transmission théorique beaucoup plus faible: comme dit par ailleurs c'est donc bien grâce à son décalage spectral vers le bleu.  Comme on pouvait le suspecter, la contribution aux images des longueurs d'onde inférieures à 350 nm est complètement négligeable, reste à savoir si on gagnerait vraiment en-dessous de 350 en enlevant la fenêtre de protection car notre propre atmosphère ne transmet pas grand chose ici.   Pour finaliser la compréhension, voici cette fois le spectre de Vénus corrigé de la réponse instrumentale et de la transmission atmosphérique, en comparaison avec celui d'une étoile de type solaire:     Cette comparaison relative montre que le spectre de Vénus est très proche de celui du Soleil, mais avec une nette absorption supplémentaire dans l'UV et dans le bleu. La différence relative entre les deux spectres s'annule progressivement au fur et à mesure qu'on se dirige vers le rouge. Ce qui montre également que la couleur réelle de la planète n'est pas le blanc, mais plutôt un léger jaune, ou qu'en tous cas la planète est "plus jaune que le Soleil". Cette teinte est sans doute trop peu saturée pour être perceptible en visuel, mais elle ressort bien des images numériques traitées en vraies couleurs. Ce que montre également le spectre dit de réflectance, que l'on obtient en divisant le spectre de Vénus par celui d'une étoile solaire observée à même hauteur, ce qui permet de ne retenir que les seules propriétés de l'atmosphère vénusienne: