F.A.Q.

Quel est l'intérêt d'un filtre IR-Blocking ?

Un filtre IR-Blocking va rendre les images globalement moins pâteuse et plus fines, avec une balance des couleurs mieux respectée. Entre autre, la couche bleue ne va pas être plus jolie avec le filtre IR-Blocking que sans, mais comme les couleurs vont moins tirer vers le rouge, la couche bleue sera moins mise à contribution par la balance des blancs pour obtenir des couleurs naturelles. D'autres part, les rouges, et dans une moindre mesure les verts et les bleus seront moins aveuglés par les longueurs d'ondes dans le proche IR, ils vont donc devenir plus nets et moins baveux. Les corrections réalisées dans les optiques achromatiques et apochromatiques (même avec un Nexstar, il y a au moins une barlow dans le chemin optique) étant prévues pour la lumière visible, les IR, coupés par le filtre ne seront plus défocalisées par les optiques, ils ne viendront donc plus "baver" sur le capteur. Outre des images plus fines, la mise au point sera plus facile, les images étants moins baveuses (composante bleue moins mise à contribution, moins d'IR aveuglants les pixels rouges, moins de chromatisme dans le rouge). Bien sur, ces changements sont subtiles... mais assez importants pour faire, après compositage et traitement, la différence entre deux images... Une image est le résultat d'une (très) longue chaine de points et techniques à mettre en oeuvre et à paufiner. Cette composante IR supprimée par un filtre IR-Blocking n'est que l'un des maillons de la chaine.

Comment calculer l'angle sous lequel on voit un objet célèste ?

L'angle sous lequel on voit un objet est donné par la formule: a = h * 206000 / d avec: a = l'angle en arc seconde h = la taille de l'objet d = la distance de l'objet La taille et la distance doivent être de même unité. Exemple: le 2 février 2003, Jupiter dont le diamètre à l'équateur est d'environ 143000 km était à l'oposition à près de 647000000 km de la terre. Son diamètre apparant, pour un observateur terrestre était donc de 45,5 arc seconde.

Comment calculer la résolution d'une image en secondes d'arc par pixel ?

La résolution d'une image en secondes d'arc par pixel est donnée par la formule: r = 206 * ps / f avec: r = la résolution en arc seconde par pixel ps = la taille en micron d'un pixel sur le capteur CCD f = la focale totale du télescope et lentilles aditionnelles en mm Exemple: Avec une Webcam VestaPro (pixels carrés de 5,6 microns) au foyer d'un Nexstar 5 (1250 mm de focale) donne un pixel ayant une résolution de 0,92 arc seconde. En inversant la formule il est possible de calculer la focale au vu de la taille à l'écran d'un objet dont on connait la taille en arc seconde. Ceci est utile lorsque l'on place plusieurs accessoires (flip-mirror, réducteur, barlow, bague de tirage, etc) entre le télescope et la Webcam et que l'on désire connaître la focale résultante.

Lors de la réalisation d'image haute résolution de Jupiter, quel est le temps maximal d'intégration/compositage d'images pour éviter un "flou" dû à la rotation de la planète ?

Connaissant le diamètre en pixels de Jupiter à l'écran, connaissant la période de rotation de Jupiter à l'équateur (590 minutes), il est simple de calculer le temps maximal d'exposition pour que l'effet de la rotation de Jupiter ne soit pas supérieur à un certain nombre de pixels au méridien: t = r * arcsin(x / w) / pi avec: t le temps maximal d'exposition en minutes r la période de rotation de Jupiter en minutes x taille en pixels à l'écran du "bougé" au méridien w le diamètre en pixels de l'objet à l'écran Exemple : Pour un diamètre de Jupiter de 100 pixels à l'écran et un "bougé" de moins d'un pixel au méridien, le temps maximal est de 112 secondes. La taille en pixels de Jupiter est fonction de la focale, de la taille des pixels sur le capteur (5,6 microns pour les Webcams ToUCam et VestaPro) et de la taille angulaire de Jupiter au moment de l'acquisition (environ 40 secondes d'arc). La formule qui relie tout ceci est: w = f * s / (206 * ps) avec: w le nombre de pixels f la focale en mm s la taille angulaire, en seconde d'arc, de l'objet observé ps la taille en micron des pixels du capteur Exemple : Pour une focale de 4 mètres, avec une webcam VestaPro, lorsque Jupiter fait 40 secondes d'arc de diamètre, l'image à l'écran à un diamètre de 138 pixels. De tout ceci ressort qu'avec 4 mètres de focale, pour avoir une image de Jupiter ne montrant pas de bougé dû à la rotation de la planète, il faut se limiter à 80 secondes d'acquisition. Dans la pratique, entre autre parce que les conditions atmosphériques sont loin d'être parfaites, une acquisition d'une minute trente à deux minutes est viable. Bien sur, plus la focale augmente plus le temps maximal d'intégration est faible.

Comment compenser la rotation de champ d'un objet observé dans un instrument mis en station en mode Alt-Az, lors d'une acquisition en multiples courtes poses réalisée sur plusieurs minutes ?

L'équation de vitesse angulaire de rotation de champ d'un objet observé dans un instrument mis en station en mode Alt-Az est donnée par la formule: fr = w * cos(lat) * cos(az) / cos(hau) avec : fr = la vitesse angulaire de rotation de champ pour l'objet observé w = la rotation angulaire de la Terre (15,04 degrés par heure) lat = la latitude de l'observateur az = l'azimut local de l'objet observé hau = la hauteur locale de l'objet observé Attention, la formule ne fonctionne pas pour hau = +/- 90 degrés. La vitesse angulaire de rotation de champ varie en fonction de la direction observée, elle est nulle sur une ligne reliant l'est à l'ouest en passant par le zénith, infinie au zénith et égale en valeur absolue, en direction des pôles nord et sud céleste, à la vitesse de rotation angulaire de la Terre. Pour compenser la rotation de champ il va falloir faire pivoter chaque image pour lui donner l'angle d'une image de référence. Le logiciel Iris dispose d'une commande FILE_ROT permettant de faire pivoter une série d'image suivant une liste d'angles. Cette liste d'angles est lue dans un fichier nommé ROT.LST. Pour construire le fichier ROT.LST connaissant la vitesse angulaire de rotation de champ, il faut calculer l'angle de rotation à appliquer à chaque image à partir d'une image de référence (à priori, l'image que l'on utilisera comme référence pour le PREGISTER... il vaut mieux ne pas la toucher celle-là). L'angle de rotation de chaque image est fonction de l'heure d'acquisition des images par rapport à l'heure d'acquisition de l'image de référence. Le format du fichier ROT.LST est une liste de trois valeurs séparés par des espaces et correspondant, pour les deux premières valeurs, aux coordonnées X et Y du pivot de la rotation et pour la troisième valeur, à l'angle en degrés de rotation de l'image. Il y a une ligne par image dans le fichier ROT.LST. Pour chaque image de la composition, il suffit donc d'ajouter la ligne contenant la valeur en X du centre de l'image, la valeur en Y du centre de l'image et enfin l'angle calculé via la formule : a = (si - sr) * fr avec : a = l'angle si = la date (l'heure) d'acquisition de l'image sr = la date (l'heure) d'acquisition de l'image de référence fr = la rotation de champ Bien sur, il faut que les paramètres soient dans des unités compatibles. Le plus simple c'est de calculer si et sr en secondes et fr en degrés par seconde (donc la valeur de fr donnée par la première formule / 3600). Une fois le fichier ROT.LST créé et renseigné il suffit de le placer dans le dossier de travail d'Iris et de lancer la commande FILE_ROT avant de faire le PREGISTER. Dans le cas ou l'acquisition est faite sur un temps très important, il est nécessaire de ne pas approximer la valeur de vitesse angulaire de rotation de champ mais bien de prendre sa valeur réelle. Sur des acquisition de faible durée la valeur moyenne convient très bien. Cette technique permet de se passer d'une monture équatoriale sans avoir à se limiter dans le temps à cause de la rotation de champ. Bien sur, faire pivoter les images de manière informatique n'est pas aussi précis que d'avoir des images déjà pivotées grâce à une monture équatoriale, mais ça peut aider... A titre d'exemple, mon cliché de Saturne du 22 novembre 2002, à été réalisé en compensant la rotation de champ via la méthode décrite ci-dessus. L'acquisition avait été réalisé sur un total de près de 13 minutes.

Comment connaître la taille d'une formation lunaire sur un cliché et déterminer la la taille du plus petit détail visible ?

Pour connaître la taille d'une formation lunaire sur un cliché il faut comparer l'image à celle(s) de l'atlas photographique Lunaire de Lunar Orbiter. Sur cet atlas, il est facile de trouver l'échelle des photos en mesurant le diamètre d'un grand cratère connu et en appliquant ensuite une règle de trois sur la formation recherchée. En général l'échelle des photos "H" est de l'ordre de 3,5 pixels par km. Ceci n'est qu'un ordre d'idée puisque l'échelle est différente d'une photo à l'autre, et surtout peut changer du tout au tout, certaines photos ayant une échelle de 2,5 pixels par km par exemple. Lorsque l'on recherche sur un cliché la taille du plus petit détail visible il faut tenir compte du fait que les photos de l'atlas sont prises à la verticale du centre de la photo alors que nos images terrestres montrent souvent les mêmes formations vues de biais. Il faut aussi tenir compte des ombres visibles, de leurs longueurs, du contraste de la formation et de sa forme. Par exemple, avec mon Nexstar 5 (SCT 127 mm), je n'ai pas de problème pour visualiser Rupes Recta (largeur apparente de 2500 m), Rima Birt (largeur de 1500 m), j'ai une photo avec la rainure de la vallée des Alpes (largeur 680 mètres), une autre avec la faille Clavius D (largeur 500 m), mais par contre j'ai eu beaucoup de mal à réussir à avoir les 4 craterlets de Platon, qui font pourtant entre 1,7 et 2,2 km de diamètre. Aux environs de Tycho par contre j'ai plusieurs photos montrant des craterlets de 2 km parfaitement visibles. Il faut aussi faire attention à ne pas prendre du bruit ou un artefact de traitement pour une formation. Qu'est-ce qu'une formation visible ? Est-ce pouvoir déterminer sa nature et sa forme juste en regardant le cliché ou bien est-ce pouvoir la distinguer vaguement sur le cliché parce qu'en effet on l'a vue réellement sur l'atlas ? Bonne question... De tout ceci ressort qu'il faut être prudent dans la détermination de résolution car de nombreux paramètres entre en jeu pour fausser les calculs. Entre autre la résolution trouvée n'est souvent valable que pour la formation elle-même et pas pour une autre.

Retour vers la page d'accueil 'Astronomie'	Ecrire à Jacques-André Régnier