Dudulle

Conseils pour utiliser une 533MC pro

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Bonjour

 

Ça fait bien longtemps que je n'étais pas passé sur ce forum. J'avais délaissé l'astro pendant longtemps, et je m'y remet depuis un peu moins d'un an.

Je viens tout juste d'acheter une camera ZWO 533 MC refroidie, et je suis un peu perdu.

1- Tout d'abord quelle température faut il viser ? Peut on l'utiliser sans refroidir ?

2- J'ai fais quelques essais avec firecapture. Mes photos sortent en 8 bits par couche, par contre je peux cocher une case 16 bits si l'image n'est pas débayérisée (elle sort alors en noir et blanc, avec 1 pixel noir sur 2).

Comment puis je sortir directement des images exploitables pour les empiler ?

3- Comment fonctionne le gain ? Est-ce un coefficient multiplicateur comme l'ISO ? Mais en quelle unité ? J'aimerai pouvoir faire la comparaison avec un capteur d'appareil photo classique.

 

L’idéal serait une sorte de tutoriel, mais après recherches je n'ai rien trouvé de tel.

 

En vous remerciant d'avance.

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Planetary Astronomy
Observing, imaging and studying the planets
A comprehensive book about observing, imaging, and studying planets. It has been written by seven authors, all being skillful amateur observers in their respective domains.
More information on www.planetary-astronomy.com

Bonjour. :)

 

Je ne dispose pas de 533 MC Pro, mais je vais tout de même essayer de donner quelques pistes ( qui valent ce qu'elles valent ^^ ).

 

 

 

Il y a 3 heures, Dudulle a dit :

Tout d'abord quelle température faut il viser ?

 

- Avec ma 294 MC Pro : -10 °C 

 

C'est un ordre de grandeur de T° de refroidissement utilisé pas d'autres astram.

 

L'avantage, c'est que c'est une valeur atteignable même lors de chaudes nuits d'été.

 

 

 

Il y a 3 heures, Dudulle a dit :

Peut on l'utiliser sans refroidir ?

 

Certainement, mais, perso, ce serait dommage de ne pas utiliser cette possibilité qui permet de limiter grandement le "bruit".

 

5fedd4b25dec9_zz_533MCPro_Darkcurrent_fT.jpg.f9461a5c953999dca35bb3a243e32f0c.jpg

 

Ainsi, entre +15°C et -10°C, le "Dark current" est divisé par 32. :)

 

 

 

Il y a 3 heures, Dudulle a dit :

Comment fonctionne le gain ? Est-ce un coefficient multiplicateur comme l'ISO ? Mais en quelle unité ?

 

C'est une échelle logarithmique ( en dB ).

 

5fedd611023d0_zz_533MCPro_Readnoise_fgain.jpg.199e1a0bc6cf6dc6f5f9212709cc5204.jpg

 

Pour l'ASI 294 MC, la sensibilité est multipliée par ~ 3 en augmentant le gain de 100. ( ou par ~ 2 en augmentant le gain de ~ 60 ).

 

Ce coefficient "3" a été vérifié après essais sur un ciel artificiel ( une boite en carton avec des petits trous au fond + feuilles de papier pour diminuer la luminosité + éclairage avec une lampe  ) ... la caméra étant munie d'un objectif de 50 mm de focale.

 

Ainsi, j'obtenais ~ le même résultat ( visuellement à l'écran de l'ordinateur ) avec :

 

- 90 s de pose à gain 300

- 30 s de pose à gain 400

- 10 s de pose à gain 500

 

 

 

 

Il y a 3 heures, Dudulle a dit :

J'aimerai pouvoir faire la comparaison avec un capteur d'appareil photo classique.

 

J'avais effectué également des comparaison avec mon petit APN ( Panasonic Lumix DMC-GM1K ) sur le même objet ... et en ayant pris le soin d'utiliser la même ouverture des deux objectifs ( 5.6 pour ma part ).

 

-- > Résultats ~ identiques pour :

 

- "caméra à Gain 400" et "APN à ISO 1600".

- "caméra à Gain 500" et "APN à ISO 6400".

- "caméra à Gain 570" et "APN à ISO 12800".

 

Du coup, avec une sensibilité multipliée par 3 en augmentant le gain de "100", pour la 294 MC ( refroidie à -10°C ), en gardant  trois chiffres significatifs, et en prenant comme référence { Gain 500 ; ISO 6400 }, cela donne par calcul :

 

 

Gain caméra    :    150       200        250        300        350        400        450       500       550         570  ( gain max 294 MC )

 

ISO                    :    135       240        410        710       1230      2130     3700     6400    11100     13800

 

... Valeurs à prendre avec des pincettes, mais elles donnent au moins un ordre de grandeur.

 

 

Ainsi, après essais :

 

Gain 400 : ISO 1600 ( un peu à l'ouest par rapport aux 2130 du tableau ).

Gain 570 : ISO 12800 ( assez proche en % des 13800 calculés ).

 

 

 

PS :

 

Pour une sensibilité multipliée par 3 en augmentant le gain de "100", avec un "résultat" ~ identique { caméra Gain 500 ; APN ISO 6400 }, la formule utilisée pour le tableau de valeurs ci-dessus est :

 

ISO = 6400 x 3 ^ ( (Gain - 500) / 100 )

 

Edited by fljb67
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Bonjour,

  il faut comprendre le fonctionnement des cameras CMOS si tu veux pouvoir les exploiter pleinement.  Voici un peu d'info pour le réveillon qui devrait éclairer ta lanterne sur le gain :

 Bon ciel 2021.

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Pour compléter, je connais quelqu'un qui a pas mal débattu sur le sujet de cette caméra:

http://www.astronomie-va.com/forum/viewtopic.php?f=9&t=1299&hilit=533MC

 

C'est en face, mais si cela peut t'aider.

 

Kawa est super sympa, tu peux peut-être après lecture (le post est assez long) en discuter avec lui.

 

Edited by kaelig

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Pour faire simple :

. Refroidissement au max que tu peux pour minimiser le bruit de lecture et télégraphique. 

. Mets le gain au 2/3 ça sera plus sensible et moins bruité avec des poses les plus adaptées pour pas poser trop longtemps unitairement. 

. Prend un maximum de poses pour accumuler le signal. 

. Utilises dss pour traiter tes images facilement. 

 

Les CMOS sont un peu déconcertantes au début mais franchement le qe est élevé et ça marche très très bien ! 

 

Fais des essaies tu trouveras tes réglages 👍👍

 

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Un grand merci à fljb67 d'avoir pris le temps de rédiger une réponse aussi complète et pertinente, j'y vois déjà beaucoup plus clair.

Merci également aux autres intervenants, je vais étudier ça de plus près.

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      Vous avez certainement déjà vu ce post où l'on voit l'influence de l'obstruction sur la tache de diffraction (PSF)
      http://www.astrosurf.com/viladrich/astro/instrument/sensitivity/spider-diffraction.htm
       
      En fin de page de ce lien vous trouverez la phrase :
      "The previous images were calculated with Iris software using the formula" : PSF = [ Module FFT (Aperture) ]^2
      Autrement dit, le module au carré de la transformée de Fourier de l'image de la pupille donne la PSF, c'est utiliser pour retrouver l'impact des obstructions des miroirs secondaires, araignée ...
       
      Alors j'ai fais le test avec IRIS (<fftd) et effectivement cela fonctionne

       
      J'ai voulu utiliser la même méthode pour un front déformé et comme WinRoddier permet de faire des simulations je suis parti d'une coma pure car la PSF est bien déformée (voir la capture d'écran WinRoddier plus loin).
      En utilisant la transformation de Fourier d'IRIS en appliquant directement la commande  <fftd sur l'image front-d'onde ci-dessous, voici ce que j'obtiens

      On est très loin du résultat escompté produit par WinRoddier et l'image ne ressemble pas à celle d'une coma.
      Je peux donc dire que dans ces conditions avec IRIS la formule PSF = [ Module FFT (Aperture) ]^2   ne fonctionne pas pour un front-d'onde déformé , sait à dire lorsque tous les points de la surface d'onde ne sont pas en phase, comme au travers d'une optique imparfaite ou via les turbulences atmosphériques ...
      La notion de phase ou de différence de marche optique manque dans cette application FFT directe de l'image.
       
      Dans la littérature j'ai trouvé des formules comme celles-ci

       
      ainsi que des tableaux comme cela qui résume les transformation

       
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      Nice m'a renvoyé vers 2 astro-amateurs réputés, mais au final le résultat n'était pas au RDV.
      L'observatoire de Paris m'a répondu en la personne de Monsieur Anthony Boccaletti qui avec patience et courtoisie m'a bien aidé. Je ne peux donc que le remercié une nouvelle fois ici.
       
      En fait quand on sait c'est relativement simple.
      Voici l'exemple, j'ai choisie un front déformé de coma pure car la PSF résultat est bien dissymétrique comme dans le cas général des tavelures mais en plus simple.
      WinRoddier permet de faire des simulations

      L'image du front d'une coma pure sera toujours la même, ce qui change sera l'amplitude de la déformée, son PTV, ici il est de 848 nm pour la longueur d'onde de 490nm et le terme Z8(3,-1) est de 150nm
      848 / 490 = 1.73 donc le PTV exprimé en rapport d'onde est de 1.73
      La différence de marche optique (ddm) entre le point le plus en avance et le point le plus en retard est de 1.73 onde
      Voici l'image front-d'onde :  
      Avec IRIS on peut soustraire la constante correspondant au fond de l'image, le fond devient 0 (zéro), ainsi les pixels positifs on une ddm en avance de marche et les pixels négatifs sont en retard de marche.
      donc le ddm d'un pixel de l'image par la règle de trois est :  
      ddm = valeur pixel * 1.73 / 251
      La phase s'écrit    phi = valeur pixel * 2 * pi * 1.73 / 251
      L'image phi est alors proportionnelle à l'image ddm et celle de départ.
       
      L'image pupille est simplement remplie de 1 dans la pupille et de 0 hors de la pupille :  
       
      Iris permet de transformer une image en tableau avec la commande < export_asc [nom] qui produit le fichier nom.asc
      Il s'ouvre avec l'éditeur de texte et se rentre facilement dans un outil type tableur excel
      Il y a 3 colonnes, les 2 coordonnées des pixels et sa valeur,  (x , y, valeur), on peut ainsi faire les calculs nécessaires et recréer l'image résultat. La commande < import_asc [nom] dans IRIS
      Ainsi l'image phi est la même que l'image d'entrée (proportionnelle), sauf qu'au lieu d'avoir un PTV en pixel de 251, le nouveau PTV en pixel va de -5.43 à +5.43 pour cet exemple
       
      La formule de la littérature peut s'écrire    PSF = | FFT ( A*exp( i phi)) |²   ou A est la fonction pupille. Le | |² correspond au module de la FFT au carré ce qui confirme la formule de départ lorsque le front est plan (phi = 0), sans ddm
      Mais qu'en est-il du exp( i phi)
      i c'est le nombre complexe imaginaire tel que i² = -1
      et exp( i phi) = cos(phi) + i*sin(phi)
      Dans le tableur il suffit de calculer en fonction de la valeur de la colonne phi, une colonne cos(phi) et une autre sin(phi). toutes les valeurs seront alors comprises entre -1 et 1
      Et comme les valeurs pixels ne peuvent être que des nombre entier il faut les multiplier par une constante par exemple 30000 pour remplir la plage d'IRIS 16 bits (32767 max)
      On peut ainsi créer les images cos(phi) et sin(phi)
      cos(phi)              et sin(phi)
      cos(phi)_30000.fit   et   sin(phi)_30000.fit
       
      Détail qui a son importante :
      sin(0) = 0 donc le fond reste à zéro
      cos(0) = 1 donc tous les points du fond qui étaient à zéro passent à 1. Et  multiplier par 30000 ils passent à 30000. Il faut alors multiplier cette image cos par l’image pupille (constituée de pixels 0 et 1), multiplier par 0 pour retrouver le fond à zéro, le reste est multiplier par 1 pour que l’image cos reste inchangées dans la zone pupille.
       
      Je fait simplement remarquer ici qu’une FFT est indépendante de l’intensité des pixels dans la mesure où les 2 images de même format sont proportionnelle en intensité.
      Mais que faire de ces 2 images ? On en cherche qu'une la PSF !
      De plus le module d'une FFT donne toujours une image symétrique alors qu'une PSF dans le cas général pour un front non plan est dissymétrique (exemple la PSF de la coma pure)
      Il reste que la solution de faire une FFT-1 la fonction inverse de la FFT qui à partir de 2 images l'une réel ou de fréquence, l'autre imaginaire ou de phase, donne une image résultat unique.
      Il est précisé également que le fond à zéro doit être agrandi au minimum à un format couvrant 2 fois le diamètre de la pupille (< padding dans IRIS)
      Et il faut que les images soit centrer pour une FFT-1   (fonction ffti dans IRIS)
       
      Au final voici ce que l'on obtient avec les 2 images au 2048 x 2048 :
       
      Capture d'écran dans ImageJ :

       
      On retrouve donc bien la PSF recherchée .
       
      En fait la formule de départ dans la littérature pour des novices comme moi aurait pu s'écrire
      L'image PSF est la transformée de Fourier inverse mise au carré, du couple d'images ( A*cos(phi) , sin(phi)) où phi est la phase en chaque point de l'image front-d'onde et A l'image pupille (0,1)         PSF = [ FFT-1[ A*cos(phi) , sin(phi)] ]²
       
      CPI-Z
       
       
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