Manueld'ObservationDSLRdel’AAVSO

Version1.4–Mars2016

AAVSO49BayStateRoad

Cambridge,MA02138phone:+1617354-0484email:aavso@aavso.org

Copyright2017AAVSOISBN978-1-939538-28-4

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Avant-propos

Cemanuel constitueune introductiondebaseet un guide à l'utilisationd'unappareil photoDSLRpourfairedesobservationsd'étoilesvariables.IlestdestinéauxdébutantscommeauxobservateursDSLR de niveau intermédiaire, bien que de nombreux observateurs puissent trouver son contenuutile.

Ce manuel a été inspiré par le grand intérêt dans la photométrie DSLR rencontré durant le pro-gramme Sky Citizen de l'AAVSO. Lesmatériels d'imagerie évoluent rapidement, aussi, nous avonsécritcemanuelpourqu'ilsoitaussigénéralistequepossibleetdéplacé lessujets logicielsetspéci-fiquesauxappareilsphotosdanslesforumsDSLRdel'AAVSO.

LaplusgrandepartieducontenudeceschapitresaétéécritependantletroisièmeatelierduCitizenSkyquiaeulieuentrele22etle24mars2013àl'AAVSO.Lespersonnesresponsablesdelacréationducontenudeceschapitressont:

Chapitre1(Introduction):ColinLittlefield,PaulNorris,Richard(Doc)Kinne,MatthewTempletonChapitre2(Vued'ensembledel'équipement):RogerPieri,RebeccaJackson,MichaelBrewster,MatthewTempletonChapitre3(Vued'ensembledulogiciel):MarkBlackford,Heinz-BerndEggenstein,MartinConnors,IanDoktorChapitres4&5(Acquisitionettraitementd'image):RobertBuchheim,DonaldCol-lins,TimHager,BobManske,MatthewTempletonChapitre6(Transformation):BrianKloppenborg,ArneHendenChapitre7(Programmed'observation:DesLoughney,MikeSimonsen,ToddBrownFiguresdiverses:PaulValleli

Traductionfrançaise:BernardCandela

Nousvoussouhaitonsdescieuxclairsetdebonnesobservations!

ArneHenden,DirecteurRebeccaTurner,DirecteurdesOpérationsBrianKloppenborg,EditeurMatthewTempleton,DirecteurscientifiqueElizabethWaagen,AssistanttechniqueSeniorAmericanAssociationofVariableStarObserversCambridge,MassachusettsMars2016

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Chapitre1:IntroductionVouseffectuezvotre joggingunenuitdansvotreparchabituel. Il faitsombre,maisvousconnaissezbienlazone,aussivousn'avezpaspeurdebutersurunobstacle.Cependant,cesoir,quelquechosedenouveauapparait.Vousremarquezquelqu'unsurlebordducheminavecunappareilphotosuruntrépied.Etrangement,vousremarquezquesonregardetsonappareilpointentverslehautsurleciel.Vous jetez un coupd'œil vers le ciel et notezuniquement les points les plus lumineuxde votre cielpollué.Quefaitcettepersonne?Danscecas,lafemme,quiestprofesseurd'histoiredansuneUniver-sité,effectuedesmesuresdeluminositédecertainesétoiles,desdonnéesquiserontutilesauxastro-nomesprofessionnels.C'estuneparmi lapartie croissantedespersonnesappelées "citoyen scienti-fique".Cemanuelvavousmontrercommentvouspouvezyparticiperégalement.

1.1PrologueLaplupartd'entrenousquiontunintérêtpassagerpourl'astronomie,peut-êtreenlisantunmaga-zine d'astronomie de temps en temps, ont vus les superbes photos qui enjolivent leurs pages. Laplupartdecesimagesontétéprisesavecdesappareilsphotosmontéssurdestélescopesguidésettraitéespourqu'ellesapparaissentaussibellesqu'elleslesont.Celaestdudomainedel'astrophoto-graphie.Cemanuelvavousentrainerdansuneautredirection.Ici,nousallonsparlerdelafaçonaveclaquelle vous pouvez prendre des photos de valeur scientifique pour mesurer la luminosité desétoilesvariables-étoilesdontlaluminositéchangedansletemps.Lebutdecemanuelestdevousguidertoutaulongduprocessusd'utilisationdumêmeappareilphotoDSLRquevousutilisezpourlaphotographiede tous les jourspour contribuer à la productiondedonnéesdequalité scientifiquepourlacommunautéastronomique.

1.2AudiencecibleCemanuelestdestinéàceuxquisontintéresséspourutiliserunappareilphotoDSLRafindemesurerles luminositésdesétoilesvariables. Laplusgrandepartiedecemanuelestdestinéeaudébutant,maisilfournitaussidesdétailsdehautniveauquel'amateuravancépeuttrouverintéressant.

Lesastronomesamateurspeuventtrouverdanslamesuredesétoilesvariablesunenouvelledimen-sionàleurhobby.C'estunvrairégaldevoirsespropresmesures,deconstruirelacourbedelumièreduchangementde luminositéd'uneétoile ! Lesétoiles variables sontdebons sujetspour lesétu-diants.Certainsprojetssontadaptésauxprojetsscientifiquesdesécoles;d'autrespeuventengagerdescollègesavecdeschallengesobservationnelsetanalytiques.

1.3Lequoi,lepourquoietlecommentdelaphotométrieDSLRLaphotométrieestlasciencequimesurelaluminositéd'unobjetdansleciel.Apremièrevue,celapeutnepasparaitretrèsexcitant,maisc'estvraimentunsujetdynamiquedanslequellesamateurspeuventjouerunrôleclé.Bienqu'ilexistedesmilliersd'objetspourlesquelslaphotométrieestim-portante, cemanuel se concentre sur les étoiles variables car la photométrie stellaire est un deschampslesplusfacilesàétudieretquicontribueàfournirdesmesuresvalables.

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1.3.1Quesontlesétoilesvariablesetpourquoilesobserve-t-on?Touteslesétoileschangentdeluminositéenraisondesprocessusphysiquesquisepassentàl'inté-rieur, sur ou à proximité de l'étoile. En observant soigneusement cette variabilité, il est possibled'apprendreunegrandequantitéd'informationau sujetde l'étoileet,plusgénéralement, lesphé-nomènesastrophysiques.Dansunsens très réel, lesétoilesvariables sontcommedes laboratoiresphysiques. Lesmêmesprocessusphysiques fondamentauxquiopèrent ici sur Terre– la gravité, lamécaniquedes fluides, la lumière et la chaleur, la chimie, la physiquenucléaire –opèrent exacte-mentdelamêmefaçondansl'Univers.Enobservantlafaçondontlesétoilesvarient,nouspouvonsapprendrepourquoielleschangent.

Bienquedenombreusesvariationsstellairesnepuissentpasêtredétectéesdefaçonfiabledepuislesol en raison de l'absorption et de la dispersion atmosphérique (plus de détails à ce sujet dans ledernier chapitre), il y aencoredes centainesde classesd'étoiles variables, chacuneavecquelquesmembresjusqu'àplusieursmilliersdemembres.Parexemple, lesétoilespeuventchangerdetaille,de forme ou de température dans le temps (variables pulsantes), elles peuvent subir des change-ments de luminosité rapides dus à des processus physiques autour de l'étoile (accrétion et érup-tions), ouellespeuventêtreéclipséespardesétoilesoudesplanètesenorbiteautourd'elles (bi-naireset exoplanètes). La clé estquequelque choseest en trainde sepasserphysiquementdansl'étoile elle-mêmeou dans son voisinage immédiat. (Vous pouvez voir une étoile scintiller dans leciel,maiscettevariationestdueuniquementà l'atmosphèreterrestreetelleestcomplètementin-dépendantedel'étoile).

Voirhttps://www.aavso.org/types-variablespourobtenirlalistedestypesdevariablesutiliséesdansl'IndexdesEtoilesVariablesdel'AAVSO(VSX).

Différents types d'étoiles varient sur des échelles de temps différentes. Certaines étoiles peuventmettredessemaines,desmois,oudesannéespoursubirdeschangementsquenouspouvonsdétec-ter.D'autresprennentdesjours,desheures,desminutes,dessecondes,oumêmemoins.Certainesétoiles varient régulièrement, et nous pouvons voir desmotifs dans les variations qui se répètentdansletemps.D'autresétoilessubissentdeschangementschaotiquesquenousnepouvonsjamaisprédire exactement. Certaines étoiles varient de lamême façonpendantdes siècles, pendantqued'autres–commelessupernovæ–peuventbrillerbrièvementpuisdisparaissent,pourneplusêtrejamaisrevues.

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ObservationsDSLRd'εAurigae

Figure1.1.ObservationsDSLRd'εAurigaependantsonéclipsede2009à2011.Chaquepointdedonnéecor-respondàlacontributiond'unastronomeamateur.

Lesétoilesvariablesontaussiun intervallede luminositéapparente(commentellesnousapparais-sent)aussibienqu'unintervalledeluminositéintrinsèque(combiendelumièreellesémettentréel-lement). Une étoile peut être intrinsèquement lumineuse,mais si elle est à desmilliers d'années-lumièredenous,elleparaitfaible.Lesétoilesvariablesontaussiunintervalled'amplitude–quiestdecombienleurbrillancechangeaucoursdutemps.Certainesétoilesvariablespeuventvarierde10magnitudesouplus,cequicorrespondàunfacteurde10000danslaluminosité,unénormechan-gement !Certainesétoilesvariablesvarientd'unmillièmedemagnitude,oumêmemoins,et leursvariations peuvent être impossibles à détecter. Il existe de nombreuses étoiles entre ces deux ex-trêmes,et il n'yapaspénuried'objets sur lesquels vousnepuissiezeffectuerun travailproductif,sans tenir comptede votreéquipement.Avec cemanuel, vousapprendrez commentutiliser votreappareilphotopourobtenirdesmesuresscientifiquesvalablesdecesétoilesetrapportervosrésul-tatsafinqu'ilspuissentêtreutiliséspourlarecherchescientifique.

Commentlesamateurssepositionnent-ilsdansceschéma?Lesastronomesprofessionnelsutilisentextensivementlaphotométrie,maiscommeilsdisposentd'untempsd'observationlimité,ilsdépen-dant fréquemmentdesastronomesamateurspoureffectuer laphotométriesurdesobjets intéres-santspoureux.Enrésultat,vosobservationsconstituent lematérielbrutquialimente lademandescientifique.Lesscientifiquespeuventspéculersansfinàproposdupourquoi leschosesseprodui-sentetdelafaçondontellessecomportent,mais,endernierrecours,ceshypothèsesdoiventêtretestées pour faire avancer de façon productive nos connaissances scientifiques. Si vous fournissezauxchercheursdesdonnées fiables, ilspeuventdresserdesmodèlesprécispourdécrirecommentl'universfonctionne,etnosconnaissancess'améliorentets'étendent.Parexemple,lesamateursont

utilisédesappareilsphotoDSLRcourantspoursurveillerrégulièrementlaluminositéd'εAurigæ,unsystème binaire notablement énigmatique, quand il a entrepris son éclipse longuement attendueentre2009et2011(voirfigure1.1).Grâceautravaildecesamateurs,lesastronomesprofessionnels

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ontreçuunesurabondancededonnéesutilesàpartirdesquellesnoussommescapablesdedécou-vrirdenouvellespistessurcettebinairemystérieuse.

1.3.2Commentfaisons-nousdelaphotométrieDSLR?Fondamentalement,laphotométrieDSLRestunprocessussimple:aprèsavoirconfigurévotreappa-reilphoto,vousprenezuneséried'expositionsspéciales(appeléesdarketflat-field)quisontutiliséesdans l'analyseultérieure.Aprèscela, l'appareilphotoestpointévers lecieletunesériede longuesposes (plusde10secondes)estprised'unerégionparticulièreduciel.Ces imagessont traitéesenutilisantunlogicielspécialisépourobtenirdesmagnitudesinstrumentales(estimationsdeluminositétellesqu'ellessontmesuréesparl'appareilphoto).Puis,lesmagnitudesinstrumentalessontcalibréespourcorrespondreauxmagnitudesd'étoilesconnuesaveclesquelleslesétoilesvariablessontmesu-rées.Ilyaplusieursétapesquisontexpliquéesendétaildansleschapitressuivants.

Figure1.2.UnappareilphotoDSLRtypiquemontésuruntrépied.

1.4Observationsvisuelles,observationsDSLRetobservationsCCDAvant l'inventiondes capteursélectroniquesetdeséquipementsphotographiques, lesastronomesnedisposaientquedeleursyeuxpourestimerlabrillancedesétoiles.Bienquecettetechniquesoitancienne, elle est encore largementpratiquéeet resteutile pour observer certains typesd'étoilesvariables,enparticulier,cellesquisontrelativementbrillantesetquiprésententdelargesvariationsdeluminosité.Deplus,aveclesestimationsvisuelles, iln'yapasbesoind'équipementcomplexeetcoûteux,cequienfaituneméthodetrèséconomiqued'observationdesétoilesvariables.Cependant,lesestimationsvisuellessontsujettesàdeserreursduesàlasensibilitédecouleurdel'œilhumain,

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l'âgedel'observateur, l'expériencedesmesuresvisuelles,et l'écartpossible.Enrésumé,ilestquel-quefoisdifficilededétecterdesvariationssubtilesdeluminositévisuellement,etdifférentsobserva-teurs sont souvent en désaccord sur la valeur exacte de l'étoile variable de plusieurs dixièmes demagnitude.Lemanuelpour l'observationvisuelledesétoilesvariablesdeL'AVVSOdétaille lepro-cessusderéalisationd'observationsvisuellesd'étoilesvariables.

Avec la disponibilité d'appareils photoDSLR abordables et de haute qualité, les amateurs ne sontpluslimitéspourfairedesestimationsvisuellesd'étoilesvariables.AveclesobservationsDSLR,ilestpossibledecompenser certainseffets, comme la couleurde l'étoile,qui contrecarre fréquemmentlesestimationsvisuellesprécisesd'uneétoile.Lesutilisateursd'appareilsphotoDSLRpeuventdétec-terexceptionnellementdesubtilesvariationsdeluminositéetcomparerdefaçonfiableleursestima-tionsaveccellesd'autresobservateurs-maisuniquements'ilsontsuivilesprocédurescorrectes,enparticuliercellessoulignéesdanscemanuel.

UneautreoptionpourunobservateurconsisteàutiliserunecaméraCCDattachéeautélescope.LaphotométrieCCDesttrèssimilaireàlaphotométrieDSLR.LesastronomesprofessionnelsutilisentlesCCDspour la photométrie car elles offrentplusde souplesse et des imagesdequalité supérieure,maislesbonnescamérasCCDsontbeaucouppluscoûteusesquelesDSLRetdemandentuneprocé-dured'apprentissagepluscompliquée.L'AAVSOapubliéunguidecompréhensifsur laphotométrieCCDetsonusagedansl'observationdesétoilesvariables.

1.5Etes-vousprêt?(Conditionspréalables)Avantdedémarreravec laphotométrieDSLR,vousdevezavoirunecertaineexpérienceavecvotreappareilphoto.Vousdevez:

• Savoir comment faire fonctionner votre appareil photo. En particulier, être capable derégler le format sur RAW, déconnecter les options de traitement d'image supplémen-taires, déconnecter l'autofocus, ajuster manuellement la focalisation, et monter votreappareilphotosuruntrépied.

• Avoirunebonneconnaissancedesordinateurs,etêtrecapabled'installerunlogicielsurvotremachine(Nostutoriauxfournissentdesexemplesdedonnéesainsiquedesinstruc-tions sur la façon d'utiliser le logiciel, mais son installation sur votremachine sort ducadredecemanuel).

• Hautement recommandé,mais non nécessaire : avoir l'habitude de faire des observa-tionsvisuellesd'étoilesvariables.

L'expériencevisuellevousapprendà identifier leschamps, lafaçondont lacouleuraffecte lesesti-mations(importantplustardquandnousparleronsdesfiltres), laconduitedelacourbedelumièred'uneétoilevariable,commentsoumettrelesdonnées,etpeut-êtreleplusimportant,lapatience!L'observationvisuelleestgénéralementdrôleetprenante,aussilapratiquevousaideraàvousassu-rerquevousappréciez l'observationvisuelle.Aprèstout,pour laplupartd'entrenous, ils'agitd'unhobby,n'est-cepas?

Téléchargez un exemplaire duManuel d'Observations visuelles des Etoiles Variables de l'AAVSOetfamiliarisez-vousavec.Choisissezquelquesvariablespourjumellesbienobservéesetsuivez-lesrégu-

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lièrementpendantunmoisoudeux,encomparantvosestimationsaveccellesdesautresobserva-teurs.

L'observationDSLRpossèdedenombreusesfacettes.Touscesdomainesdanslesquelsvousacquérezdel'expérienceneserontplusàapprendreavantd'atteindrevotrebutdephotométrieDSLR.

1.6EspérancesEngénéral,cemanuelseconcentresurlesaspectsd'observationdesétoilesvariablesaveclesappa-reilsphotoDSLR.BienquenousemployionslemotDSLRextensivementàtraverstoutcetexte,nousl'utilisons pour nous référer à une classe générale d'appareil photo qui est adaptée à la conduited'observationsphotométriques.Récemment,denombreuxappareilsphotoontcommencéàsuppor-terplusieurscaractéristiquesquisontnécessairesàlaphotométrieastronomique.Enconséquence,letextediscutéicipeutêtreapplicableàvotreappareilphotomêmes'ilnes'agitpasd'unDSLR.

Dans cemanuel, nous nous concentrons sur les étoiles variables car les étoiles figurent parmi lesobjetslesplusfacilesàmesurer.Lestechniquesquevousapprenezsontapplicablesàunplusgrandintervalled'objets(commelestransitsd'exoplanètesetlesgalaxiesànoyauxactifs),maisilspeuventnepasêtreaccessiblessansuninvestissementplussubstantiel.Aquelquesexceptions,nousneren-treronspasdanslesdétailssurlafaçondontlesappareilsphotoLDSRfonctionnent,oucommentseservir d'unmodèle spécifique.Mettez-vous à l'esprit que les techniques utilisées en photométrieDSLRsontsimilaires,maispasidentiquesàcellesdel'astrophotographie.Enparticulier,ladéfocalisa-tionutiliséeenphotométrieDSLRentrainedesimagesflouesquinesontpasjoliesàregarder,maisquipossèdentunevaleurscientifique.

Pasceci… Maiscela!

Figure1.3.Ceàquoivousdevezvousattendreenphotométrie.Agauche:imagespectaculairedelarégioncentraledelanébuleused'êtaCarinæ(télescopede2.2mdel'ESOauChili).Adroite:imageàplusgrand

champdelamêmerégion,20sdeposeavecréfracteurde80mmàF6etCanon6DDSLR,imageducanalvert(MarkBlackford).

C'estlebutdecemanueldedémystifierleprocessuspourobtenirunephotométriedequalitéscien-tifiqueavecunappareilphotoDSLR.Avec lesappareilsphotoDSLR, ilestpossiblededémarrerenprenantdesdonnéesutilesquasimentimmédiatement.Bienqu'ilsoitvraiquel'obtentiondebonnesdonnéesnécessiteuneanalysedesdonnéessoigneuseetuneattentionauxdétails, laphotométrieestundomainequiestfacilementaccessibleauxastronomesamateursquimanquentdebasetech-

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nique. L'enthousiasme, lapatienceetunebonne technique,plutôtqu'uneaptitudemathématiqueouscientifiqueprofonde,sonttoutcequiestnécessaire.

"Jesensqu'ilestdemondevoird'avertirlesautres…pourqu'ilsabordentl'observationdesétoilesvariablesavec laplusgrandeprudence. Ilest facilededevenirdépendant,etcommed'habitude,plusgrandeestl'indulgenceetplusilestdifficiledefaireunepauseetdereveniràlavienormale."LeslieC.Peltier(1900–1980)

Références

Manuel d'observation des étoiles variables de l'AAVSO : http://www.aavso.org/visual-observing-manual

Guidedelaphotométriedel'AAVSO:http://www.aavso.org/ccd-photometry-guide

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Chapitre2:vued'ensembledel'équipementLesappareilsphotoDSLR (Reflexnumériqueàobjectif simple) sontparmi lesmoyens lespluséco-nomiquespours'engagerdanslaphotométriedigitale.Ilyagénéralementtroisfacteursnécessaires:unobjectifouundispositifdefocalisation,unappareilphotocapabledefournirdesimagesdansunformatbrut,etundispositifpourstabiliserl'appareilphotopendantleslonguesposes.Cesdispositifspeuventêtreaussisimplesqu'unappareilsurunpoteaudeclôture,ouaussiélaboréqu'unappareilprofessionnelvisantà traversun télescope.Avantdediscuterde la façondontchacunconduit sesobservationsetréduitsesdonnées,ilestpréférableenpremierdecomprendreparfaitementl'équi-pementnécessairepour fairede la photométrieDSLR. Pendantquenousdiscuterons endétail dechacundecestroiscomposants,nousavonsprislalibertéd'expliquercertainsaspectsphysiquesdel'appareilphotoafinquevouspuissiezmieuxcomprendrecequisepasselorsquevousmodifiezlesdiversréglagesdel'appareilphoto.

2.1UnDSLR,c'estquoi?"UnReflexnumériqueàobjectif simple (aussi appelé SLRdigital ouDSLR) se réfère àunappareilphoto digital combinant les optiques et lamécanique d'un appareil photo reflex à simple objectifavecun capteurdigital, à laplaced'un filmphotographique. Le conceptde reflex est laprincipaledifférenceentreunDSLRetunautreappareilphotodigital.Dansleconceptreflex,lalumièrepasseàtravers l'objectif,puissurunmiroirquibasculepourenvoyer l'imagesoitvers leviseursoitvers lecapteurd'image.L'alternativeseraitd'avoirunviseuravecsonpropreobjectif,d'oùletermed'objec-tifuniquepourceconcept.Enutilisantunseulobjectif,leviseurprésenteuneimagequinediffèrerapasbeaucoupdecellequiestenregistréeparlecapteurd'image."(Wikipedia)

Récemment,denombreuxappareilsphotoontcommencéàsupporterplusieursfonctionnalitésquisontrequisespourfairedelaphotométrieastronomique.Enconséquence, letextediscuté icipeutêtreapplicableàvotreappareilphotomêmesicen'estpasexplicitementunDSLR.

Commeillustrésurlafigure2.1,unappareilphotonumériqueestconstituéd'unensembledecom-posantsélectroniquesetoptiquesquisontnécessairespourcapturerdesimages.Denombreuxap-pareilsphotomodernesdigitaux sont fournisavecunepléthorede réglagesetd'optionsde traite-mentparlogiciel,dontlaplupartd'entreeuxnesontpasutilespourlaphotométrieastronomique.

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Figure2.1.Couped'unappareilphotonumériquemontrantlesdifférentscomposantsimpliqués.

Actuellement,touslesappareilsphotosDSLRpossèdentdescapteursCMOS(ComplementaryMetalOxideSemiconductor),aussi,nousallonsnousconcentrersurcetypededispositif.Pourunediscus-sionsurlatechnologiedescamérasCCD,veuillezvoirleGuidepourlaPhotométrieCCDdel'AAVSO.

Les appareils photos avec capteurs Foveon (qui disposent de trois couches de pixels spécifiques àchaquecouleuraulieud'unsimpleplandepixelsdecouleursdifférentes)neserencontrentpassou-vent.Sivousdésirezensavoirplussurcesdispositifs,allezsur leforumdephotométriedigitaledel'AAVSO.

2.1.1CheminoptiqueL'appareilphotoconsisteenunobjectiffixésurledevantducorpsdel'appareil,unobturateur,plu-sieursgrandsfiltres,unezonedemicrolentilles,desfiltresadditionnels,etundétecteur.Lescompo-sants optiques qui nous intéressent le plus sontmontrés schématiquement dans la figure 2.2. Lepremiercomposantoptiqueestl'objectif.Sonbutprincipalestdeprojeteretdefocaliseruneimagesurledétecteur.Derrièrel'objectif,ontrouveundiaphragmed'ouverturequidéterminel'ouverturetotale,oulasurfacedecaptagedelalumière,del'objectif.Cescomposantssontgénéralementcon-tenusàl'intérieurducorpsdel'objectiflui-même.

A l'intérieurducorpsde l'appareilphoto, lepremierélémentrencontréestgénéralement l'obtura-teur.Lafonctiondel'obturateurestdecontrôlerlalumièrequientredansl'appareil.

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Figure2.2.Schémaoptiquetypiqued'unappareilphotonumériqueavecundétecteurCMOSetunezonedeBayerRGB.(RogerPieri)

Derrièrel'obturateur,ontrouveunesériedefiltresquieffectuentdiversestâches,comme:

• UncolorantIRquiréduitlasensibilitéexcessiveàlalumièrerougeetinfrarouge• UnebarrièreIR(filtrediélectrique)quiéliminelalumièreinfrarougeau-dessusde700nm• Une barrière UV (filtre diélectrique) qui élimine la lumière ultraviolette au-dessous de

400nm• Unfiltrepasse-basquiétalelalumièrepourdiminuerlemotifd'interférencedeMoirécausé

parlastructuredeBayer(réduitlégèrementlarésolution,etdiminuelesous-échantillonnageenphotométrie)

Derrièrecesfiltresetimmédiatementenfacedudétecteur,unezonedemicrolentilles(colléesurledétecteur)focaliselalumièretombantsurchaquepixeldanslapartielaplussensible,enaugmentantlefacteurderemplissagedupixelàunniveauprochede100%.

2.1.2DétecteursCMOSLesdétecteursCMOSDSLRpossèdentunezonede filtrescolorés, souventappeléeZonedeBayer,(voirfigure2.3)depixelsrouge,vertetbleu(RGB).Ilexistegénéralementdeuxjeuxdepixelsverts.LesfiltresRGBsontfabriquésendéposantdiverspigmentsdirectementsurlasurfacesupérieuredechaquepixelsurlecapteurCCDetnepeuventêtreninettoyésnienlevés.Chaquepixelestainsisen-sibleuniquementàsaproprecouleurdelumière.

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Figure2.3.Enhaut:Schémamontrantladispositiontypiqued'unematricedefiltrescolorésdeBayer.Milieu:Chaquecanalpeutêtreextraitséparémentenutilisantunlogicielapproprié,notezlesespacesentrelespixels.Enbas : Chaquecanalestgénéralementaffichéavecdesdimensionsmoitiédecellesde l'imageoriginale, àl'exceptiondeAIP4Winoùlespixelsmanquantssontremplisenutilisantdesalgorithmesd'interpolation.(MarkBlackford)

L'ordrespécifiquedescouleurspeutvarierselonlesfabricantsd'appareilsphotosaussiilestimpor-tantdedétermineràquelcanaldansvotreDSLRcorrespondlerouge,lebleuetlevert.

TraditionnellementenphotométrieDSLR,seulslescanauxvertssontutiliséspourestimerlesmagni-tudesde labandeVdeJohnson.Cependant,cetteconduite ignore l'informationcontenuedans lescanauxRougeetBleuqui,dansdenombreux cas,peuventêtreutiliséspourmesurerprécisémentdesmagnitudesstellairesdans lesbandesBde JohnsonetRdeCousins, respectivement.Nous re-viendronssurcepointavecplusdedétailsdansleschapitressuivants.

IlestimportantdenoterquelesimagesDSLRRAWsontdesimagesmonochromesetnondesimagescouleur.Lepanneausupérieurdelafigure2.4estunesectionélargied'uneimageRAWd'uneétoiledéfocaliséemontrantlespixelsindividuelsetlemotifendamierdel'intensitérésultantedanslazonedeBayer.Ci-dessousontrouvelesimagesdescanauxdecouleurindividuelsextraitsdel'imageRAW.

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CanalRouge CanalVert1 CanalVert2 CanalBleu

Figure2.4.Enhaut:Vueagrandied'uneétoiledéfocaliséedansuneimageRAWmontrantlemotifendamiermonochromedûàlazonedeBayer.Enbas:Canauxindividuelscolorésextraitsdel'imageRAW.(MarkBlack-ford).

L'augmentationdevoltaged'unévènementphotoélectriquesimpleestminuscule,enconséquencelevoltageaccumuléestégalementpetit.Pourquecesignalpuisseêtrelu,ilestd'abordpassédansunamplificateuravantd'allerversunconvertisseuranalogique-digital (ADC).Le réglagedegaindel'amplificateurdétermineleniveau"ISO"(mesuredelasensibilitéducapteur)quifaitcorrespondrele signal au niveau fixe du convertisseur. La sortie ADU de l'ADC est proportionnelle au nombred'électronscollectéspar laphotodiodedechaquepixel. Lorsqu'elles sontsauvegardéesdansun fi-chier dedonnéesbrutesRAW, ces valeursADU constituent l'information fondamentaleutiliséeenphotométriedigitale.Cettediscussionsepoursuitplusendétaildanslasection2.4.

La figure 2.5montre la représentation schématique d'un capteur CMOS. Le capteur lui-même estconstituéd'unepastilledesiliciumsur laquelle lacircuiterieCMOSestgravée.L'élémentphotosen-sibledanschaquepixelestunephotodiode(ouuneportephotoMOS).Cesdispositifsfonctionnentpar effet photoélectrique, dans lequel un photon qui frappe le capteur génère une paire de troud'électron.Enraisondelaconstructiondelaphotodiode,l'électronestrapidementextraitdumaté-riauetpousséversuncondensateurvoisin.Audébutd'exposition,cecondensateurestremisàzéroetsonvoltageestlu.Pendantl'exposition,chaquephotonimpactantcauseunelégèrediminutiondechargeducondensateur.Alafindel'exposition,levoltageducondensateurestluunesecondefois.

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2.5.Représentationschématiquedescomposantsd'uncapteurCMOS.(RogerPieri)

Lataille lapluscourantedecapteurd'appareilphotoDSLRestAPS-V,quicorrespondà14.9x22.4mm,maisd'autresformatsexistentaussidanslesappareilsquipeuventêtreutiliséspourlaphoto-métrie : lesystème4/3 (13x17.3), le format1"decertainshybrides (8.8x13.2), le format1/1.7"utilisédanslesDSC"expert"(5.7x7.6).Leformat"pleineimage"(24x36mm)existeaussi,mais iln'estpastrèsrépandu,relativementcheretsujetàdeplusgrandsproblèmesdevignettage.

2.1.3Caractéristiquesdel'appareilphotoàéviterpourlaphotométrieLesappareilsphotodigitauxpossèdentunepléthoredefonctionsadditionnelles,dontlaplupartsontinutiles et peuvent même être néfastes lorsqu'on effectue des mesures photométriques. Toutd'abord,lesimagesJPEGnedoiventjamaisêtreutiliséesenphotométrieastronomique.Pourgéné-rer une image JPEG, les valeursADUbrutes (RAW)du capteur sont envoyées à unprocesseur quiconvertit l'image en un espace colorimétrique RGB non linéaire (absolument pas photométrique)puislescompresseenunfichierJPEG.Lanon-linéaritéetlacompressionentrainentunedégradationsignificativede laprécisiondesdonnées(d'environ14000niveauxde luminositéàunmaximumde256niveaux)quiinterdittoutemesureprécisedeflux.

Certainsappareilsphotoontunefonctiondedé-bruitageoud'améliorationd'imagequimodifie lesdonnéessous-jacentes,enentrainantunedégradationdesdonnéesphotométriquesdansleproces-sus.Lesfonctionsquimesurentl'illuminationd'unescène,etl'autofocus,nesontd'aucuneutilitéenphotométrie. La fonction d'amplification "en direct" (5x, 10x, etc.) est utile pour focaliser ou dé-focalisersuruneétoilebrillante,mais lavuedans leviseur (possibleavecunadaptateurà90°)estsouventplusutilequandoncadrelazoneducieldésirée.

2.2ObjectifsettélescopesLapremièreétapedanslaphotométriedigitaleestdefaireentrerlalumièredansl'appareilphoto.Lalumièredel'étoiledoitêtrefocaliséesurlecapteursoitdirectementparunobjectifmontésurl'ap-pareil photo, ou en attachant ce dernier sur un grand téléobjectif ou un télescope. La figure 2.5montreunassortimenttypiqued'objectifs.

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Figure2.6.Objectifsvariéspourappareilphotonumérique.

L'objectif est le premier élément de la chaine photométrique. Les objectifs peuvent généralementêtredécritspardeuxfacteurs:l'ouvertureetlalongueurfocale.Lasurfacedel'ouverturedéterminecombiendephotonspeuvententrerdans le systèmeoptiquedansunepériodedonnéede temps.Les ouvertures plus grandes collectent davantagede lumière et permettent d'atteindredes objetsplusfaibles.La longueurfocalemesure lafaçondont la lumièreconvergesur lecapteur.Encombi-naisonaveclatailleducapteur,lalongueurfocaledéterminelechampdevue(FOV)del'instrument.

Unchampdevuesuffisammentgrand-lazoneducielquevotreappareilphotopeutvoir-estnéces-saire pour inclure un bon jeu d'étoiles de comparaison en plus de l'étoile objectif. Un objectif decourtelongueurfocalepossèdeunchampdevuelarge,aussi, ilestbienadaptéà lamesuredeva-riablesbrillantes(lesétoilesdecomparaisonbrillantessontpluséloignéesentreellesquelesétoilesfaibles),etpourcapturerdenombreusesétoilessimultanémentpourl'analyseenmasse.Pluslalon-gueurfocalede l'objectifestgrande,plus lazoneducielestréduite,maisplusellepossèdededé-tails. Aussi, pour les étoiles faibles, un objectif de grande longueur focale est nécessaire. Pour unrapportd'ouverturedonné,leniveaudufonddecielestlemêmepourtoutesleslongueursfocales,maislasurfaced'ouvertureetlenombredephotonsrésultantatteignantlecapteurestproportion-nelaucarrédelalongueurfocale.Enconséquence,enagrandissantfortement,onpeutmesurerdesétoilesplusfaiblescarlerapportsignal/bruitparrapportaufondduciels'améliorebeaucoup(Plusd'informationsdanslechapitre4).

Quelobjectiffaut-ilutiliser?Ilexistedeuxapprochespourdécider.Lapremièreestd'utiliserl'objec-tif que vous possédez, et de sélectionner les objectifs qui sont compatibles avec votre appa-reil/objectif. Il existepleind'étoilesquiontbesoind'attention,aussin'importequelle combinaison

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appareil/objectifspeutêtreutilisée.Lasecondeapprocheestdetomberamoureuxd'uneétoileoud'unprojetparticulier,etd'acquérirunensemblequicorrespondeauxbesoinsduprojetchoisi.Danschaquecas,lechoixdevotreéquipementseraunéquilibreentreplusieursparamètresd'objectif.Cesparamètresincluentlechampdevue,l'ouverture,lalongueurfocale,lamagnitudelimite,etladuréed'expositionadmissible.

Quasimenttouslesprojetsd'étoilesvariablesavecunappareilphotonumériqueutilisentla"photo-métriedifférentielle",danslaquellelaluminositédel'étoilevariablechoisieestcomparéeàlalumi-nosité d'une étoile voisine de luminosité constante - "une étoile de comparaison". Pour que celafonctionne,vousdevezavoiràlafoislavariableetsonétoiledecomparaisondanslemêmechampde vue, et l'étoile de comparaison doit avoir sensiblement lamême luminosité que la variable. Sivotrevariableestbrillante(disons,visibleàl'œilnu),généralement,vousdevrezavoirunchampdevuedequelquesdegrés(ouplus–peut-être10à30°)pourpouvoircaptureruneétoiledecomparai-son de luminosité comparable dans lamême image. Un champ de vue large implique une courtelongueurfocale,qui,àsontour,estcompatibleaveclesobjectifsstandardsquisontfournisaveclamajoritédeskitsd'appareilphotonumérique.

Sivotrevariableest faible,vousdevezeffectueruncompromisentredeuxapprochespourobtenirune imageàsignalélevé.Vouspouvezeffectueruneexposition longue,ouvouspouvezutiliserunobjectifàgrandeouverture.Doublerlaposedoublelenombredephotonsquevouspouvezcollecter(les autres paramètres restant constants), mais cela peut devenir une approche problématiquequand vous vous dirigez vers des objets plus faibles. Vous pouvez être capable de capturer unebonneimaged'uneétoilevisibleàl'œilnu(disonsdemagnitude5)avecuneposede10secondesenutilisantvotreobjectifstandardde50mm.Maisallerchercheruneétoiledemagnitude10(quifour-nit seulement 1/100de la quantité de photons équivalente par seconde) nécessitera unepose de1000secondes(environ17minutes),cequisignifiequevousdevrezsuivreprécisément larotationducielpendantcettelonguepose,etconduitaussiàd'autreschallenges.

Unobjectifstandardde50mmàf1.4possèdeundiamètred'ouvertured'environ35mm-pastrèslarge!Enadaptantvotreappareilphotoàuntélescope,vouspouvezobtenirunénormeaccroisse-mentdel'ouverture.Parexemple,untélescopemodestede150mmdediamètrefournirafacilement40à100foislasurfacedecollected'unobjectifstandardde50mm,enaccroissantvotreportéeverscetteétoiledemagnitude10,avecpeud'augmentationde laduréed'exposition.Biensûr, letéles-copeestsusceptibled'avoirunelongueurfocalepluslongue(disonsentre800et1500mm),etfour-niradoncunchampdevueétroit.Celasignifiequ'ilestpossibledenepastrouverd'étoilebrillanteàl'intérieurdecechampdevue(mais ilexisteunebonneprobabilitédetrouverquelquesétoilesdecomparaisonfaibles-disonsdemagnitude10-dontvousaurezbesoinpourvotreétoilecibledema-gnitude10).Lechampdevueétroitimpliquelanécessitéd'avoirunebonnemonturedesuivi.

Ainsi,ilexisteunepossibilitépourtoutobjectifdepuislesobjectifsàfaiblefocale(étoilesbrillantes),enpassantparlestéléobjectifs(objectifsplusfaiblesavecdesétoilesdecomparaisonappropriéesàmoinsdequelquesdegrés)jusqu'auxtélescopes(objetsfaiblesavecuneoudeuxétoilesdecompa-raisonàl'intérieurduchampdevueétroit).

Connaissant la longueur focale de l'objectif et la taille du capteur de votre appareil photo (voir lemanueldevotreappareil),vouspouvezdéterminer lechampdevueàpartirde la table2.1oude

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l'équation 2.1. Cette équation est une approximation qi est appropriée pour les capteurs de tailleAPS-Cutiliséavecdesobjectifsde50mmouplus.

Champ(degrés)=57xtaillecapteur(mm)/focale(mm) [Eq2.1

Unmoyenpratiquepourdéterminerdirectementlechampdevisiondel'imaged'unchampd'étoilesconsisteàutiliserlapagewebd'Astrometry.netpouridentifierlesétoilesdansl'imageetdéterminerlalongueurfocalesansavoirbesoindefournird'autreinformationquel'imageelle-même.Actuelle-ment,lesimagesRAWnesontpasutilisablesaussivousdevezconvertirl'imageenformatJPEG,GIF,PNHouFITS.

Allezsur lapagehttp://nova.astrometry.net/upload .Cliquezsur lebouton"ChooseFile"puisallezsurvotreimageconvertieetsélectionnez-la.Cliquezsurlebouton"UploadFile"(celapeutdemanderunmomentselonlatailledevotrefichieretvotrevitesseInternet).Aprèsquelquessecondes,lapagechangeetlapaged'étatapparait.Leprocessusderésolutiondelaplaquepeutdurerentrequelquessecondesetquelquesminutes.Cliquezsurlelien"Gotoresultspage"pourafficherlesrésultatsdelarésolutiondelaplaque(Figure2.7).Lescoordonnéesducentredel'image,latailleduchampdevue,l'échelleenpixeletl'orientation.

Figure2.7.Résultatsd'Astrometry.netmontrantlescoordonnéesducentredel'imageetlechampdevuedé-terminéàpartirdel'imaged'unchampd'étoiles.(MarkBlackford)

Lafigure2.8montrecommentlavued'Oriondépendduchampdevue,aussivouspouvezdétermi-nerlechampdevuedevotreéquipementencomparantvotrechampàcediagramme.

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Figure2.8.Laconstellationd'Orionutiliséepourdéterminerlechampdevisionavecdifférenteslongueursfocales.(RogerPieri)

Latable2.2montrelasurfaced'ouvertureàF/4pourleslongueursfocalesetlestypesdecapteursdelatable2.1.L'énormeécartdefluxdephotonsenfonctionduchampdevueetdelatailleducap-teurpeutêtrevuaisément.Ainsilediaphragmed'ouverturedéterminelapossibilitédechaquecon-figurationàaccéderetàmesurerungrandintervalledemagnitudes.

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Table2.1.Exemplesdelongueursfocalesnécessairespourcouvrirunchampdevuedonnépourdestaillesdecapteurtypiques.(RogerPieri)

Toutesdimen-sionsenmm

APS-C14.9x22.3

Système4/313x17.3

Système1"8.8x13.2

1/1.7"5.7x7.6

12/3"4.6x6.1

Pleincadre24x36

Largeurduchampendegrés

L/H=1.5xdistancefocale

L/H=1.33xdistancefocale

L/H=1.5xdistancefocale

L/H=1.33xdistancefocale

L/H=1.33xdistancefocale

L/H=1.5xdistancefocale

64 18 14 11 6 5 2948 25 19 15 9 7 4032 39 30 23 13 11 6324 52 41 21 18 14 8516 79 62 47 27 22 1288 159 124 94 54 44 2574 319 248 189 - - 5152 639 496 378 - - 1031

Cellulesjaunes:Objectifstrèscoûteux,ilestpréférabled'utiliseruntélescope.

Table2.2.Surfaced'ouvertureàF/4pourleslongueursfocalesetlestypesdecapteursdelatable2.1.(RogerPieri)

Toutesdimen-sionsenmm

APS-C14.9x22.3

Système4/313x17.3

Système1"8.8x13.2

1/1.7"5.7x7.6

12/3"4.6x6.1

Pleincadre24x36

Largeurduchampende-

grés

L/H=1.5xdistancefocale

L/H=1.33xdistancefocale

L/H=1.5xdistancefocale

L/H=1.33xdistancefocale

L/H=1.33xdistancefocale

L/H=1.5xdistancefocale

64 16 9 5 2 1 4148 31 19 11 4 2 8032 74 45 26 9 6 19324 135 81 47 16 10 35216 309 186 108 36 23 8058 1248 751 437 145 93 35234 5004 3012 1753 - - 130422 20030 12055 7018 - - 52200

Cellulesjaunes:Objectifstrèscoûteux,ilestpréférabled'utiliseruntélescope.

L'objectifdel'appareilphotodoitêtrecapabled'êtrefocalisémanuellement;l'autofocusnemarchepasquandonvisedesétoiles.Pourdejoliesphotosastronomiques,vousvoudrezfocaliserlesétoilesafind'obtenirdestêtesd'épingles,maispourlaphotométrie,laplupartdutemps,vousdevrezdéfo-caliser pour étaler la lumière sur une large région du capteur pour s'assurer d'un échantillonnageadéquatdanschaquecanalcoloré.Nesoyezpas tentésd'effectuerune focalisationexacte lorsquevousessayezdecapturerdesobjetstrèsfaiblescarcelaintroduitdesartefactscommecelaestdiscu-tédanslasection5.5.

Laseuleexceptionàcelaestquandvousutilisezuntélescopeavecunelongueurfocaleassezlonguepour donner des images d'étoiles focalisées avec une largeur à mi-hauteur de 8 pixels ou plus(FWHMFullWidthatHalfMaximum).

Les objets brillants doivent être défocalisés pour permettre un temps d'exposition plus grand quisansceladonneraitdespixelssursaturés

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DenombreuxappareilsphotosontfournisavecdesobjectifsZoomcommelesobjectifs18-55mmàF5 dans la figure 2.6. Ces types d'objectifs sont relativement lents (ont un grand rapport F) et depiètrequalitéoptiquelorsqu'ilssontutilisésàl'ouverturelaplusgrande.Ilspeuventfonctionnercor-rectementlorsqu'ilssontdiaphragmés,maisilestrecommandéd'éviterleurusageenphotométrie.

Lesobjectifs zoomdehautequalité (etdonc très chers) sontadaptésà laphotométrieDSLR sionprendsoind'éviter leglissementduzoometdufoyerquipeuventseproduirequandonlespointehautversleciel.Silerapportdezoomchangependantlasessiond'observation,lefoyersedécaleraetlasaturationoulefloudesétoilespeutseproduireetl'astrométrieetlecompositagedesimagesseraplusdifficile.Ledécalagepeutêtredûsoitàuneffetenvironnementalcommeunchangementdetempératureouuneffetphysiquecommelepoidsdel'objectiflui-mêmequandlacamérasedé-placedepuisuneélévationbasseversunautreplushaute.Touslesobjectifspeuventêtreaffectésdefaçonsimilaire(vousenapprendrezplussurceladanslechapitred'analysedel'image).Vouspouvezutiliserdurubanadhésifpourempêcherlalongueurfocaledevarier.

Lesobjectifsà focale fixesontrecommandéspour laphotométrieDSLRcar ilspossèdentgénérale-mentdesoptiquesdemeilleurequalitéetdesnombresfplusrapidesquelesobjectifszoomdefo-calecomparable.

2.3TrépiedsetmonturesL'appareilphotodoitêtreattachéàunesortedemonturepourobtenirdesimagesdebonnequalité;unappareilphototenuà lamainn'apasassezdestabilitépourobtenirdes imagesdequalitécor-recte. Ilexisteplusieurs façonsdemonterunappareilphoto,un trépied fixeétant la façon laplussimpleet lamoinschère. Ilestaussipossibledemonterunappareilphotoéquipéd'unobjectifsurunemontureéquatoriale -unemonturequi suit lemouvementduciel -oud'attacherunappareilphotosuruntélescopemunid'unemontureéquatoriale.Cettefaçonprésentel'avantagedelaisservotreappareilphotoviserexactementlemêmepointdansl'espaceaufuretàmesurequelecielsedéplace.Enfin,vouspouvezplacervotreappareilphotosurleporte-oculaired'untélescope.Lechoixde latechniqueestunequestiondechoixpersonneletdépenddesressourcesdontvousdisposez.Bienquevouspuissiezobtenirdesdonnéesdebonnequalitéavecn'importe laquelledecesmon-tures,lechoixdudispositifdéfiniralesobjetsquevouspouvezobserveretlafaçondelesobserver.

Ci-dessous,nousallonsdécrirelestroisprincipauxtypesdemontures.

2.3.1TrépiedouautretypedemonturefixeUn trépied consiste enunpoint demontage standardisé sur lequel un appareil photooud'autresinstrumentsd'optiquepeuventêtreattachés.Votreappareilphotopossèdeprobablementunpetittroufiletésursonembasedanslequelunevissurletrépiedpeutêtreinsérée.Celafournitlemoyendegarderl'appareilphotofixeetpointéexactementverslemêmeendroitduciel,sansêtresujetàdesperturbations(commelemouvementdesbrasetdesmains).La limitationprovientdufaitquelesétoilessedéplacentdanslecielàcausedelarotationterrestre.Ceciestacceptable,maislimitelestempsd'expositionquevouspouvezutiliserafinque lesétoilesnesoientpasfiléesau-delàdeslimitesquevotrelogicieldemesureaccepte.

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2.3.2MontureéquatorialeUnemontureéquatorialeutilisedesaxesmotoriséspourcompenserlarotationterrestreenmainte-nantl'objetdanslechampdel'appareilpendantdespériodesdetempsvariables.Unetellemontureremplace généralement la tête fixe d'un trépied. Lesmontures équatoriales sont souvent utiliséesavec lestélescopes,en leurpermettantdesuivre lemouvementducieletsesuivre lemêmeobjetpendantlanuitsansavoirbesoinderecentrerconstammentletélescopemanuellement.Vouspou-vez aussimonter un appareil photo numérique ou un autre instrument optique sur lesmontureséquatoriales.Lesmontureséquatorialesontdescontraintessupplémentaires :vousdevezdisposerd'unesourcedecourantpouralimenter lamonture,etvousdevez l'alignersur lepôlecélesteafinqu'ellepuissesuivrecorrectement.Celapermetd'observerdesobjetsplusfaibles,carplusl'exposi-tionestlongue,etplusoncollectedelumière.Latable2.4donnedesexemplesdedétailsd'exposi-tionpourlesmonturesentrainées.

2.3.3MonturePiggy-backUnemonturePiggy-back attache simplement l'appareil photo à un instrumentoptique existant, leplusgénéralementuntélescopesurunemontureéquatoriale.Danscecas,votreprincipalsouciestcommentattachervotreappareilphotoàvotreinstrumentplutôtqu'àunemonture.Certainstéles-copespossèdentdespiècesdemontageadaptées(soitlivréesenstandardavecletélescopeoudis-poniblesdanslecommerce),maisd'autrespeuventnécessiterdeconcevoiretdefabriquersaproprepièce.Danstous lescas, l'importantestquel'appareilphotosoitfixécorrectementautélescopeetqu'il reste en place quand le télescope se déplace. Vous devez aussi prendre en compte le faitqu'ajouterunappareilphotoàuntélescopemodifiesonéquilibrage,etqu'ilestnécessairedeleréé-quilibrer.

2.3.4PetitesunitésmotoriséesenascensiondroiteDespetitesunités spécifiquesaux appareilsphotoexistentaussi. Ellesnepossèdentpasd'axesdedéclinaisonmais uniquement un axemotorisé en ascension droite qui suit lemouvement céleste.L'appareilphotoavecsonobjectifestmontésurcetteplateformeenutilisantune rotule. L'assem-blagepeutêtrepointédansn'importequelledirectionducieletassurelesuivi.Cedispositifnepos-sèdegénéralementpasdetrépiedetdoitêtrefixésuruntrépiedphotosuffisammentsolide.Cettesolutionmarchebienpendantquelquesminutesavecunobjectifpasuntélescope.Soncoûtestplusbasqueceluid'unemonturedebonniveaumaisl'équipementestlégeretplusfacileàtransporteretàmettreenstation.Unesolutionàtrèsbascoûtestunemonture"portedegrange"traditionnelle.Elleestconstituéededeuxplaquesdecontreplaquéreliéesparunecharnièredeportecontrôléeparunevisquiesttournésoitmanuellementouenutilisantunpetitmoteuràréduction.L'appareilpho-toestmontésurunedesplaquespar l'intermédiaired'unerotule.L'axede lacharnièreestpointéverslePôle.Unedernièresolutionconsisteàutiliserunemontureéquatorialed'entréecommel'EQ1etdel'équiperavecunmoteurpasàpas:ellefonctionnejusqu'à60-90secondesavecunelongueurfocalede200mm.Soncoûtavoisineles150€.Cetassemblageestléger,trèsfacileàtransporteretpeutêtremisenstationenquelquesminutes.

2.3.5Monturemotoriséealt-azimutalecontrôléeparordinateurUncertainnombredefabricantsproposentdesmonturesalt-azimutalesmotoriséescontrôléesparordinateurquiseraientutilisablespourlaphotométrieDSLRàl'aided'objectifsdecourteàmoyennesfocales.Cesmonturespermettentuneacquisitiond'objetsfacileetunsuiviaprèsunprocessusinitial

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simpled'alignement.Larotationduchamplimiteraletempsd'expositionutileàprobablementmoinsd'uneminute, selon la déclinaison de l'objet,mais cela constituera un temps significatif plus longqu'avecunemonturenonentrainée.

2.3.6AvertissementN'importelaquelledecesmonturesvouspermetd'obtenirdesdonnéesdebonnevaleurscientifique,maissonutilisationsansentrainement–soitunemonturetrépiedouunemontureéquatorialesansentrainementousansalignementpolairecorrect–limiterasonutilisationàdesposespluscourtes,généralementmoinsde5à20secondes(Table2.3)pouréviterd'avoirdestrainéessurl'image.Silestrainées sont trop longues, les pixels supplémentaires du fond de ciel dans l'ouverture photomé-triqueaugmenterontlebruitetdiminuerontlerapportsignal/bruit.Cependant,ilexistedeslogicielsquifournissentuneouverturephotométriqueallongéequipeuts'adapteràlatrainéeetdonnerdesrésultats supérieursenparticulier si l'étoileestbrillante.Uneautre limitedes trainées longues (oudéfocalisées) est le risquedemélangedes étoiles, enparticulier si une courte longueur focale estutilisée.

Lasectionsuivantedonnedeslignesdirectricespourlestempsd'expositionbaséessurlesoptiquesd'appareilphotoetaussisurl'utilisationdemonturefixe(sansguidage)oudemontureséquatorialesavecguidage.

2.4.Réglagesdel'appareilphoto

2.4.1ModeManuelIlexistedenombreuxréglagessurvotreappareilphoto,dontvousn'utiliserezpaslaplupart.Ilexisteaussidenombreuxmodèlesdifférentsd'appareilphoto,aussivousdevrezvousreporteràvotrema-nuelpourtrouverlesréglagessuivants,beaucoupd'entreeuxparl'intermédiaired'unesériedeme-nus.Votrebutestdesimplifierl'appareilphoto,dedéconnectertouslessons,etdesimplementcol-lecter l'imagebruteRAW. La première étape consiste à régler le sélecteur demode sur "M"pourobtenirlecontrôlemanueldutempsd'expositionetduréglaged'ouverture,décritci-dessous.

2.4.2ChoixdudiaphragmeL'étape suivante consisteà choisirun rapportd'ouvertureapproprié. Le rapportd'ouvertureest lenombreégalà ladistance focalede l'objectifdivisépar lediamètrede l'ouverture.Plus le rapportd'ouvertureestbas,etplusde lumièrepénètre,maisquelquefois, ilexistedesdéfautsde l'objectifquipeuventêtrediminuésenévitantlerapportd'ouvertureleplusbas.Enrèglegénérale,vousdési-rezcollecter leplusde lumière,aussivotre rapportd'ouverturedoitêtreunpetitnombre,commeF/2ouF/4.Sivousallezau-dessusdeF/7,vousêtesalléprobablementtroploin.

2.4.3ISOVoustrouverezunréglageISOsurvotreappareilphoto:celadéterminel'amplificationdelasortieducapteur. Un nombre ISO plus élevé est utile quand on capture des étoiles faibles, mais avec uneétoilebrillante,unnombreISOélevéaugmentelerisquedesaturation,quiseproduitquandunpixelducapteurreçoitplusdephotonsqu'ilnepeutencompter.D'unautrecôté,unnombreISOfaibleévite le problème de saturation et permet lamesure d'un intervalle plus grand de luminosité. UnnombreISOde100à200estgénéralementrecommandépourlesétoilesbrillantes.DesnombresISO

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plusélevéspeuventêtrenécessairespourdesétoilesplusfaibles,selonl'ouverture,letempsd'expo-sitionetlenombredepixelsilluminésparlalumièredel'étoile.

Commementionnéci-dessus,lasortieADUdel'ADCestproportionnelleaunombred'électronscol-lectéspar laphotodiodedechaquepixel. Le facteurdecalibratione/ADUest inversementpropor-tionnelaunombre ISO.Pour lesappareilsphotoAPS-CpossédantunADCsur14bits, le facteurdecalibration idéald'unélectronparADUestatteintentre ISO100et300,selon la tailledupixel.EndessousdecetintervalleISO,l'incrémentdedonnéeleplusfin(quantification)estde1bitsurl'ADCpourplusieursélectronsdétectés,aussilasensibilitéestperdue.Cerégimedequantificationpermetuneprécisionphotométriqueetunintervalledynamiquesousunrégimedefluxélevé(quandlecon-densateurpeutêtrerempliparlesélectrons)leplusélevéepossible,maisladétectionestlimitéeàunepaired'électrons.Surlesappareilsphotomodernes,lasortieduconvertisseurestgénéralementunevaleursur14bits,quipeutinclureunchangementdecodage(parexemple,1024ou2048pourlesappareilsCanon).Ainsi,parmi les16384valeurspossibles représentéesparunnombresous14bits,seulementenviron14000sontutilisables.AISO400etau-dessus,lasortieADCenregistreratoutélectroncollectéparlaphotodiode.Ainsi,lenombretotald'électronslisiblesestaltéré(proportion-nellementaunombreISO)parlafaçondontl'intervalledynamiquepossibleetlerapportsignal/bruitsontaltérés.Lafigure2.7montrela linéaritéélectroniqueetlasaturationpourlecanalvertduCa-non450DàdiversréglagesISO.

Figure2.9.LinéaritéélectroniqueetsaturationpourlecanalVertduCanon450DàdiversréglagesISO.

Jusqu'àprésent,nousavonssupposéqueseuls lesphotonsstellairesétaientmesuréspar l'appareilphoto,maiscelaestenfaitunesimplification.LasortieRAWmesuréeparl'ADUestproportionnelleaucomptagephotoniquedel'étoile,pluslefondduciel,plusd'autressourcesdebruit.Lebruitpro-vient des fluctuations intrinsèques de la source, de la scintillation de l'atmosphère, et des circuits

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électroniques de l'appareil photo. En particulier, certains ADUs mesurés proviennent du courantd'obscuritécauséparlesélectronsgénérésthermiquementdanslaphotodiode.Laplupartdutemps,la contribution du courant d'obscurité peut être atténuée en prenant une série d'images du noir(images réalisées quand aucune lumière ne pénètre dans le système) qui seront soustraites de lasortieRAW.Lebruitd'amplificationaléatoireetlebruitdegrenailleissuducourantmoyend'obscuri-técontribuentaussiausignalmesuré.Cestermessontdiscutésdanslechapitre4.

2.4.4Tempsdepose

Maintenant,vousréglezletempsd'expositionafindepouvoirprendredesimagesd'uneduréed'aumoins plusieurs secondes. La totalité du temps que vous choisissez dépend de plusieurs facteurs,commelaluminositédel'étoile,lerapportd'ouverture,leréglageISO,etsivousvoulezéviterlefilédesétoiles.Si l'étoileest faible,vousdevezexposersuffisammentdetempspourmesurerprécisé-mentla luminosité.Si l'étoileestbrillante,uneexpositionlonguerisqued'entrainerunesaturation.Dufaitqu'unrapportd'ouverturebaspermetàdavantagedelumièred'entrer,ilpermetégalementuneposepluscourte.QuandleréglageISOestabaissé,letempsd'expositionnécessaireaugmente.Sivotreappareilphotoestmontésuruntrépied,lestempsd'expositionsontlimitésà5-20secondes(table2.3)pouréviterdelonguestrainéesd'étoiles.Sivotreappareilphotoestsurunemontureen-trainée,vouspouvezallerjusqu'à60secondesavantdevoussoucierdelaluminositédufondducieloudelaprécisiondel'entrainement.Pourdesposeslongues,vouspouvezavoirbesoinderéglerletempsd'exposition sur "BULB"et utiliser undéclencheur souplepour actionner l'obturateur.Vouspouvez choisir de prendre des imagesmultiples avec un temps d'exposition identique puis de lescombineravecuneprocédurelogicielleappelée"empilage".L'expositioncombinéedesimagesempi-léesdoittotaliseraumoins60secondespourmoyennercorrectementlavariabilitédusignaldueàlascintillation.Le tempsd'intégrationest fonctionduniveaudeprécisionphotométriquedésirépourl'observation,delaturbulenceduciel,etdel'ouverturedel'instrument.Lascintillationestforteavecunepetiteouverture,ets'amenuiseaufuretàmesurequel'ouvertures'accroit.C'estuneautrecon-séquencedelaturbulencedel'atmosphère.

Lestables2.3et2.4donnentlamagnitudelaplusfaibleatteignablesousuncielexcellent,auzénith,avec un réglage de 400 ISO, en utilisant diverses optiques aumaximumd'ouverture, avec et sansentrainementenascensiondroite. Le tempsd'exposition correspondantet leniveaude saturationsontdonnéspouruneouverturephotométriquede25pixelsàISO400et100.Unécartdynamiqueplusgrandpeutêtreatteintenutilisantunedéfocalisationplusgrande.

Ilfautnoterque,bienquelesétoilespuissentêtreenregistréesdansuneimageàlamagnitudelimiteindiquée,lerapportsignalsurbruit(SNR)seraextrêmementbas.Laphotométriedetellesétoilesestsujetteàdegrosseserreursetdoiventêtreuniquementtentéesidesposespluslonguesoudesins-trumentsàplusgrandeouverturenesontpasdisponibles.Lecompositagedeplusieursimagesaug-menteraleSNRauxdépensdelarésolutiontemporelle.

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Table2.3.Exemplesd'expositionpourunemonturetrépiedfixe.

Optiquessurmonturesnonentrainées

Distancefocale(mm)

F/DTaillede

l'ouverture(mm2)

Expositionmaximale1

Magnitudelimite

Magnitudedesatura-tionàISO

400

Magnitudedesatura-tionàISO

100

Champdevue2(de-grés)

Zoom18-55/3.5-5.6 55 5.6 76 20s 8 5.1 3.7 15.3x22.8

Zoom70-300/4-5.6 70 4 240 16s 9 6.2 4.8 12x18

Télé200mmF4 200 4 1963 5.5s 10 7.3 5.9 4.24x6.36

Zoom70-300/4-5.6 300 5.6 2254 3.7s 10 7.1 5.7 2.8x4.2

Réfracteur400mmF5 400 5 5026 2.7s 10.5 7.6 6.2 2.1x3.2

Table2.4.Exemplesd'expositionpourunemonturetrépiedfixe.

Optiquessurmonturesentrainées

Distancefocale(mm)

F/DTaillede

l'ouverture(mm2)

Expositionmaximale1

Magnitudelimite

Magnitudedesatura-tionàISO

400

Magnitudedesatura-tionàISO

100

Champdevue2(de-grés)

Télé200mmF4 200 4 1963 60s 13 9.9 8.5 4.24x6.36

Zoom70-300/4-5.6 300 5.6 2254 60s 13 10 8.6 2.8x4.2

Réfracteur400mmF5 400 5 5026 60s 14 10.9 9.5 2.1x3.2

Newton800mmF4 800 4 31416 60s 16 12.9 11.5 1x1.6

2.4.5FormatsdefichiersL'appareilphotonumériqueoffredivers formatsde fichier.Celui requispour laphotométrieest leformatRAW,quienregistredirectementcequelecapteuradétectéetquin'inclutpasdetraitementni de compressionpar l'appareil photo. Ce format nécessite une énormequantité demémoire destockage,maistoutecetteinformationestnécessairepourunephotométrieprécise.

Alorsque JPEGestun formatplus courantpour lesphotographes, il nepréservepas l'informationquel'universalaborieusementdélivréeaucapteurdenotreappareilphoto.Ilestrecommandéd'évi-terlemodecombinéRAW+JPEGquiexistesurdenombreuxappareilsphoto.LasortieJPGnécessitebeaucoupde travail de la part du processeur (réductiondubruit, diverses corrections internes del'appareil,de-Bayer,sRGB…).Ilutilisebeaucoupd'énergiedelabatterieetgénèredelachaleurquiaugmentedecourantd'obscurité.

1Trainéede15pixelsde5,2µàladéclinaison0°.Lamoyennedelascintillationdel'étoilenécessiteuntempstotald'inté-grationde60 s, ainsiplusieurs imagesdoiventêtreempiléesoumoyennéespouratteindredes sériesde60 s.Effectuerplusieursséries(5ouplus)permetuneanalysestatistiqueassezbonne:ilestimportantd'optimiserlesréglages.2TailleducapteurAPC-SLamagnitudelimiteestlamagnitudedel'étoilelaplusfaiblemesurableavecuneincertitudeinstrumentalede0,05magni-tudedansuneouverturephotométriqued'aumoins25pixels,dansuneimage.L'incertitudeglobaleserasupérieure,selonl'étatduciel.Lamagnitudedesaturationestlamagnitudeàlaquelleaumoinsunpixelatteint75%duniveaudesaturation.

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Ilyad'autresréglagessurvotreappareilphotoquisontindésirablesenphotométrie.Toutefonctionqui implique le traitementde l'imagepar l'appareil, comme la réductiondubruit,doitêtreévitée.Vousdésirerezaussidiminuerlaluminositédel'écranLCD(etmêmel'éteindre)pourpréservervotrevisiondenuitetladuréedeviedelabatterie.Lesauteursdeceguidenepeuventconnaitretouslesréglagesquipeuventêtredisponiblessurvotreappareilphoto,maisdans ledoute,choisissezceluiquisemblenepasfairedefantaisie.

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Chapitre3:vued'ensembledulogicielAprèsvotredispositifd'imagerie,lesordinateursetlogicielssontlespartieslesplusimportantesdansla photométrie DSLR. De nombreux aspects de planification des observations, d'acquisition et decalibragedesimages,demesure,d'analyse,etderapportsdesrésultatssontfacilitésparl'utilisationd'unlogicielapproprié. Ilexistedenombreusesoptionscommercialeset libresdisponibles,avecdenouvellesoffresapparaissantoccasionnellementsurlemarché.Certainseffectuentdestâchesmul-tiples,pendantqued'autressontplusspécialisés.Aucunprogicielne fait toutcequevouspourrezfaireavecunepetitesuitedeprogrammes,chacunétantdédiéàunetâchespécifiqueàl'intérieurdevotrefluxdetravail.

Commeunlogicielévolueconstamment,cemanuelnefournitpasdeconseilspouraucunprogiciel.Aulieudecela,nousfournissonsunevued'ensembledehautniveaudescaractéristiquesdontvousaurezbesoin,désirerezprobablement,etpourrezêtrecapabled'utiliserdansunesuitederéductionphotométrique. Si vous avez besoin d'un tutoriel pas à paspour un progiciel particulier, voyez lestutoriaux de photométrie avec appareil photo numérique sur le site web de l'AAVSO(www.aavso.org/dslr-observing-manual).

3.1.Besoinsminimauxd'unlogicieldephotométrieDSLRQuandonconsidèreunlogicielpourlaphotométrieDSLR,ilyaquatrecomposantsclésquelelogicieldoiteffectuer:ouvertured'imagesRAW,applicationd'imagesbias/flat/dark,extractiondescanauxdecouleurindividuelle,etanalysephotométrique.Iln'existepasdeprogrammeunique"correct",etvous pouvez être amené à utiliser plusieurs programmes pour effectuer ces étapes. Dans les pro-chainsparagraphes,nousdiscuteronschacunedecesétapesendétail.

3.1.1SupportduformatRAWdevotreappareilphotoComme décrit dans le chapitre précédent, pour extraire desmesures photométriques précises devotreimage,ilestimpératifquelesvaleursdesdonnéesbrutesRAWdevotreappareilphotorestentinaltéréespar tout traitement intégré.Enconséquence,votre logicieldephotométriedoitêtreca-pabledelireetdemanipulerleformatRAWquefournitvotreappareilphoto.Iln'existepasdefor-matRAWuniversel : Canonutilise les fichiers CRWet CR2 alors queNikonutilise les fichiersNEF.D'autresfabricantsd'appareilphotoutilisentquelquechosededifférent.

Quandvousachetezunlogiciel(ouunnouvelappareilphoto),gardezàl'espritquequandunnouvelappareil est commercialisé, cela peut prendre plusieurs semaines oumois avant que le logiciel detraitementetdephotométriesoitmisà jourpour lire lenouveauformatRAW.Vousdevezvérifierquelesupportpourvotreappareilphotoestprésentenconsultantlesitewebdel'éditeurdulogi-ciel.

3.1.2Calibraged'imageintégré(applicationd'imagesbias,flat,etdark)Commecelaestexpliquédanslechapitresuivant,uneséried'imagesdecalibragedoitêtrepriseenplus de vos images d'objets. Ces images bias, flat et dark caractérisent les décalages constants,l'éclairageinégalcauséparvosoptiques,etlespixelschauds(ouautresnon-linéarités)ducapteurdevotreappareilphoto.Pourobteniruneestimationprécisedel'intensitédesétoiles,ceseffetsdoivent

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êtreretirés.Ainsi,votrelogicielnedoitpasseulementlireetafficherlesimages,maisaussiêtreca-pabled'appliquercesimagesdecalibrageàvosimagesd'étoiles.

3.1.3ExtractiondescanauxdecouleurindividuelsComme décrit dans le chapitre précédent, la zone de filtres de couleur de Bayer sur les capteursd'appareilphotonumériquepermetàl'informationrouge,verteetbleued'êtreenregistréesimulta-némentdans lamêmeimage.Chaquecouleurestditeêtredansuncanalouunplanséparé.VotrelogicieldephotométriedoitêtrecapabledeséparerlesimagesRAWenimagesindividuellesrouge,verteetbleue.Ilexisteenréalitédeuxcanauxvertsetunlogiciel,AIP4Win,parexemplelescombineenune image.Unautre logiciel,MaxImDL,parexemple, traitechaquecanalvert séparément.Ac-tuellement,laplupartdeslogicielsextraientuncanaldecouleuràlafois,aussiilpeutêtrenécessairederépéterleprocessusd'extractionsilestroiscouleurssontd'intérêt.

Denombreuxprogrammespopulairesdephotométrieincluentlapossibilitéd'extrairelescanauxdecouleurdufichierimageRAW(parexemple,MuniWin,IRIS,AIP4Win,MaxImDL).Avecceux-ci,vouspouvezutiliserunseulprogrammepourextraire lecanalVert,effectuer lecalibragede l'image,eteffectuerl'analysephotométrique.QuelquesprogrammespopulairesdephotométrienegèrentpaslesfichiersRAWdesappareilsphotonumériques(parexemple,MPOCanopus,VPhot),oun'ontpaslapossibilitéd'extraireindividuellementlescanauxdecouleurdevotreimageRAW.Sivousaimezlesoutilsdephotométriedel'und'entreeux,vousdevezd'abordextrairelescanauxVertsetconvertirl'imagemonochromedansleformatFITSqueMPOCanopusetVPhotreconnaissent.

Laplupartdesprogrammesproduisentdesimagescouleurextraitesquisontpluspetitesquel'imageRAW(parexemple,uneimageRAWde5200x3460pixelsdonneuneimageverteextraitede2600x1730pixels).AIP4Win,cependant,interpolecombiendelumièrerouge,verteetbleueseraittombéesurchaquepixeldel'image.Ileffectuecela,enregardant,parexemplelespixelsvertsvoisinseteninterpolant combien de lumière verte serait tombée sur les pixels rouge et bleu. Ainsi les imagesextraitesontlamêmetaillequel'imageRAW.Plusieursméthodesd'interpolationsontdisponiblesetilestimportantdesélectionnerl'optionbilinéairepourobtenirlaplusgrandeprécision.

NOTE : selon le logiciel que vous utilisez, les canaux de couleur peuvent devoir être extrait avantd'êtrecalibrés. Ilest très importantdenepasmélanger les imagesdecalibragepour lesdifférentsplanscolorés.

3.4.1AnalysephotométriqueL'analysephotométriqueest lamesurede l'intensitéde la lumièreenprovenanced'uneétoilequifrappe le capteur. Chaque programme possède sa propreméthode spécifique pour prendre cettemesure,maisellesnécessitenttoutesgénéralementquel'utilisateursélectionnelerayon(enpixels)d'uncercleàmesurerautourde l'objetetdesétoilesdecomparaison.Chaqueprogrammedisposede ses propres commandes pour effectuer cettemesure,mais ils utilisent tous une "ouverture demesure"etune"ouverturedeciel".L'ouverturedemesureestunepetiterégioncirculaire(oucar-rée) entourant l'étoile. Le logiciel compte le signal total à l'intérieur de l'ouverture demesure. Cetotalincluselesphotonsdel'étoile,pluslesphotonsdufondduciel.L'ouvertureducielestgénéra-lementunanneauquientourel'ouverturedemesureetquinecontientpasd'étoile.Lelogicielutiliselesignalmesurédansl'ouverturedecielpoursoustrairelefondducielausignaldel'étoileàl'inté-rieur de l'ouverture demesure. Cette procédure est appelée "photométrie d'ouverture". De nom-

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breuxprogrammespermettentàcetteprocédured'êtretraitéeparlots(voirlesdossiersci-dessoussur lesscriptsettraitementspar lots),cequisimplifieénormémentetaccélère l'analysesidemul-tiplesimagessontimpliquées.

3.2CaractéristiquesutilesdelogicielVoiciquelquescaractéristiquessupplémentairesrencontréesdanscertains logicielsdephotométriequi rendent le traitementdes imagesplusperformant.Aucunen'est indispensable,maiselles ren-dentletravailplusaisé.

3.2.1TraitementsparlotsdesimagesPour supprimer la corvée de traitermanuellement chaque image individuellement, la plupart desobservateursdésirent traiter rapidementdes lotsentiersd'imagesenuneseuleétape.Selonvotretechniqued'acquisitionetlespropriétésdel'étoileobjet,vouspouvezvouloirprendredesdouzainesoudescentainesd'imagesdumêmechamp.Etvousdevrezaussiprendredes imagesdecalibragemultiples.TraitertoutescesimagesuneparuneruinerarapidementtoutplaisirdanslaphotométrieDSLR,aussi, cequevousdésirezest le traitementpar lots :effectueruneopérationde traitementd'imagesurunlotdefichiers.

3.2.2ScriptabilitéMêmepréférableautraitementparlots,unscriptvouspermetdecombinerplusieursopérationsenun flotde travail configurable.Certainsprogicielsdéfinissentun langagedeprogrammationsimplepour autoriser l'utilisateur à écrire des scripts (par exemple, IRIS), d'autres utilisent une interfaceutilisateur graphique (GUI) pour définir le flux de travail interactivement puis de l'appliquer à desjeuxdefichiers(parexemple,Fistwork).Ceciestuneparticularitéavancéequiestseulementofferteparcertainsprogiciels,enparticulierceuxutiliséspar lesastronomesprofessionnels.Lesdébutantsnedoiventpastrops'ennuyeravec lesscriptseteffectuer leurfluxdetravailmanuellementaudé-part,maislesobservateursexpérimentéstrouverontcescaractéristiquestrèsutilespouraccroitrelaproductivitéetéviterlafrustrationderépéterdestâchestrivialesencoreetencore.Quandonsélec-tionne un progiciel, assurez-vous que vous aurez la possibilité ultérieure d'utiliser les scripts, bienqu'initialement,vousnel'utiliserezpaspendantl'apprentissage.

3.2.3AlignementetempilageUnmoyenfaciled'améliorerlerapportsignal/bruitdevosimageset/oud'atteindredesobjectifsplusfaibles consiste à aligner et empiler (c'est-à-dire ajouter ensemble ou moyenner) les images. Denombreuxprogicielspeuventaligneretempilerdesphotosbienquelaprocédurepasàpassoitlégè-rementdifférente.Engénéral,lelogicieldevrad'abordenregistrerchaqueimageenidentifiantplu-sieursétoilescommunesàchaqueimage.Danslaphased'alignement,lesimagessontensuitetour-néesetdéplacéespourassurerl'alignementdesétoilesdanslesimagessuccessives.Laphased'empi-lage calcule ensuite les valeursmédianes oumoyennées de chaque pixel des images dans la pile.L'imagefinaleestlerésultatdecesvaleursdepixelempilées.

Laportiondebruitducontenudechaquepixeln'estpasconstantemaisfluctueautourd'unevaleurmoyenneetpeutchangerd'uneimageàl'autre.Enempilantlesimages,lerapportsignal/bruittendàs'améliorer.Celaenraisondufaitquel'additiondeplusieursmesuresentraineàlafoisl'accroisse-mentdusignaletdubruitentermesabsolus,maislebruit,étantaléatoire,croitpluslentementque

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le signal. Pour les régions sans étoiles dans l'image empilée, le résultat sera des valeurs de pixelprochesd'unniveaude fonddeciel constant (prochedezéropourdesposescourtesdansun lieusombre) et une dispersion réduite comparée aux images individuelles. Dans le cas des étoiles, lespixelsnechangerontpasbeaucoupd'uneimageàl'autre,aussilerésultatdel'alignementetdupro-cessusd'empilageréduiralebruittoutenlaissantlesétoilesinchangées.

Commechaqueprogrammeaunjeuspécifiqued'étapesàeffectuerpendantl'alignementetl'empi-lagedesimages(etparcequedenouvellesversionsdulogicielpeuventavoiruneprocédurelégère-mentdifférente), lesétapes spécifiquesn'ontpasété inclusesdans cemanuel,maisdesexemplespeuventêtretrouvésdanslasectionDSLRdusitewebdel'AAVSO.

3.2.4Contrôleparl'ordinateurdelafocalisationetdel'acquisitiondel'image.L'acquisition de l'image peut être contrôlée par logiciel quand l'appareil photo est connecté à unordinateurparuncâbleUSB(utilisénormalementpourdéchargerlesimagesdelacartemémoiredel'appareil photo). Canon fournit leprogrammeEOSUtility avec leur appareil photo.D'autres fabri-cantsd'appareilphotofournissentun logicielsimilaire,soitgratuitement,ouàuncoutsupplémen-taire.Deslogicielsdetiercepartiesontaussidisponibles,commeBackyardEOSetMaxImDL,parmid'autres.

Untellogicielfacilitegrandementlecadragedel'objet,enréglantunmontantappropriédedéfocali-sationetdetempsd'exposition.Vouspouvezrapidementvérifierlecadragedel'objetetdesétoilesdecomparaisonenacquérantuneimageetenl'affichantsurl'ordinateur.Sinécessaire,lepointagede l'appareil photo peut être ajusté avant que la capture des images ne commence. L'imagepeutaussiêtremesuréepours'assurerquelesétoilesintéressantesnesontnisous-exposéesnisurexpo-sées,etladuréedel'expositionpeutêtreajustéeenconséquence.

L'autofocusnemarchepassuruncielnocturneetdoitêtredésactivé.Enfait,pourlaphotométrie,l'imagedoitêtre légèrementdéfocalisée (voir le chapitred'acquisitionde l'image).Régler l'objectifsurlamarquedel'infini(∝)estpeuprobabled'êtreadapté,enparticuliersivousutilisezunobjectifzoom.Lafocalisationmanuellepeutprendrebeaucoupdetempsetuncontrôleparlogicielestsou-haitable. Backyard EOS est un programme qui fait cela avec les objectifs électroniques Canon.D'autreslogicielspeuventêtredisponiblespourdesappareilsphotospécifiques.

BackyardEOSautomatiseaussil'acquisitiond'image,commed'autresprogrammes.Celaestparticu-lièrementutilequanddesimagesmultiplesd'unchampsontrequisespourunempilageultérieuroupourenregistrerdesétoilesvariantrelativementrapidement,commedesbinairesàéclipses.Lelogi-cielpeutêtreprogrammépourobteniruneséried'imagesàdesintervallesdetempsspécifiques.

MaxImDLestunprogicield'acquisitionetd'analysepuissantaveclesdispositifsCCDetDSLR.Cepen-dant, à la différence de la plupart des logiciels d'acquisition,MaxImDL sauvegarde les images auformatFITS[voirsection3.2.6],etnondansleformatnatifRAWdel'appareilphoto.Cen'estpasunproblèmecarFITSestleformatdefichierd'entréehabituelpourleslogicielsdephotométrie.

3.2.5Dépouillementautomatiquedesplaques(astrométrie)Ledépouillementdesplaquesest leprocessusd'identificationautomatiquedesétoilesdétectablesdansuneimage,parcrossréférenceavecuncatalogued'étoiles.Sivousavezpréparévotresessiond'observationen regardantdescartesdechercheurenpremier (commevous ledevriez), vousap-

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prendrezbientôtcommentidentifierl'objetetlesétoilesdecomparaisonmanuellementsansl'aidedudépouillementdeplaquesautomatique.Maispourcertainestechniquesavancéescommelapho-tométrieautomatique,ouquandvouspensezquevousavezremarquéunchangementdeluminositédansunedesétoilesdevotrechampquinepourraitnepasfairepartiedevotreobservationorigi-nale,ledépouillementdeplaquespeuts'avérerutile.CertainsprogicielsavancéscommeMPOCano-pus (http ://www.minorplanetobserver.com/MPOSoftware/MPOCanopus.htm) utilisent même celapour identifierautomatiquement lesétoilesvariables (ou lesastéroïdes).Unesolutionbaséesur lewebestastronomy.netquiproposeaussiunlogicielautonome(Linux)quevouspouveztéléchargeretutiliserlocalement.

3.2.6ConversiondesimagesauformatFITSLe"FlexibleImageTransportSystem"(FITS)estunstandardouvertpourlesimages(etd'autresjeuxdedonnéesastronomiques comme l'information tabulaire)et il est trèspopulairedans la commu-nautéastronomique.Ilpermetunstockagesansperte(lefichierstockécontienttoutel'informationqui était présente dans le fichier image original RAW) qui est essentiel pour un travail photomé-trique.Rappelez-vousqueJPEGestunformatdefichiercompressé,etiln'estpassansperte.CommeFITSest supportéparpratiquement tous les logiciels d'astronomie sérieux, c'est un trèsbon choixquandvousvoulezéchangerdesdonnéesd'imageentredifférentsprogiciels.Unautregrosavantagedu format FITS est qu'il permet le stockagedemétadonnéesd'image (heurede l'observation, lieud'observation,duréedelapose,coordonnéesduchamp,etc.)d'unefaçonstandardiséequelelogi-cielpeutcomprendre.Demême,pourarchivervosimages,FITSestlemeilleurchoix.Ilexistecepen-dant, plusieurs sous formats de FITS et vous pouvez devoir expérimenter un peu pour trouver unsousformatcommunsupportépartousvoslogicielspréférés.

Le logiciel Fitswork [http ://www.fitswork.de/software/softw_en.php] est un exemple de logicieltravaillantaveclesfichiersFITSetilsupportemêmeunefonctionnalitédescripts.

3.2.7Correctionsd'extinctiondifférentielleetdetransformationCommeexpliquéplusendétaildansleprochainchapitre,l'extinctiondifférentielle(dispersionsubiepar la lumièredel'étoilequandellepasseàtravers l'atmosphère)et lescorrectionsdetransforma-tion(pourrendreleVertdesDSLRconformeaufiltreVdustandardastronomique,etc.)sontsouventeffectuéespendantl'étapederéductiondel'analyse.Laplupartdeslogicielsdephotométrien'effec-tuepascette tâche,cependantquelquesprogrammes le font (VPhotde l'AAVSO).Sivouscomptezutilisercetteétapeavancéedansvotreanalysedesdonnées,vouspouvezsoitutiliserunprogramme(commeVPhotouMPOCanopus)quil'inclut,ouutiliseruntableur(commeceuxdisponiblesdanslasectionDSLRdel'AAVSO).

3.2.8GénérationderapportetsoumissionsurlewebLesobservationsdoiventêtresoumisesà labasededonnées internationalede l'AAVSOpar l'inter-médiaire du site WebObs (http ://www.aavso.org/webobs). Plusieurs progiciels de photométrie(AIP4Win,MaxImDL,VPhot,etMPOCanopus)peuventgénérerdesfichiersderapportsadaptés.

Alternativement, lesobservationspeuventêtreenregistréesdansuntableurformatédefaçonadé-quate(http://www.aavso.org/aavsoextended-file-format)pourchargementultérieursurWebObs.

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3.2.9SynchronisationhoraireRéglermanuellementl'heureetladatedel'appareilphotoparréférenceàunsignalradioaudébutde la session d'observation est généralement suffisant lors de l'observation de variables à longuepériode. Dans d'autres situations, le marquage temporel des images est important, par exemple,danslecasdesériessurlesétoilesbinairesàéclipsespourdéterminerl'heurepréciseduminimumdelumière.LesappareilsCanon,etsansdouted'autres,peuventêtreconfiguréspoursesynchroni-seravecl'horlogedel'ordinateurquandonlesrelieparuncâbleUSB.L'horlogedel'ordinateurpeutêtresynchroniséeautomatiquementavecunserveurhoraireàintervallesréguliers.DenombreuxOSmodernes effectuent automatiquement cette tâche ; cependant, des logiciels commedimension 4(http://www.thinkman.com/) peuvent être utilisés. Le contrôle par logiciel duDSLR (section 3.2.4)offreunmoyen facilede s'assurerque l'horlogede l'appareilphotoest correctement régléeavantd'acquérirchaqueimage.

3.3CartedecomparaisondespossibilitésdeslogicielsLessolutionslogicielleslesplusrépanduesutiliséespourl'observationdesétoilesvariablessontba-séessurWindowsouLinux.Quatreprogicielsdephotométriecourantssontcomparésdanslatable3.1.Note: ilexisteplusieursversionsdeMaxImDLdisponibles.Pourfairede laphotométrieDSLR,vous aurez besoin de la versionMaxImDL Pro. Les caractéristiques et les prix étaient applicablesdébut2013.

Table3.1.Cartedecomparaisondeslogiciels.

Caractéristiques IRIS3 Muniwin4 AIP4WIN5 MaxImDLPro6Analysephotométrique X X X XUtiliselesimagesRAW X X7 X XApplicationdesimagesBias,FlatetDark X X X X

Séparationdescouleurs X X X XTraitementparlots X X X XAlignementetempilage X X XAffichagedel'acquisitiondel'appareilphoto X X

Contrôledelafocalisationetdel'appareilphoto X X

ConversionauformatFITS X X X XScriptabilité X X XContrôledelamontureetdutélescope X X

Dépouillementdeplaques X X XGénérationderapport X XCoût Gratuit Gratuit $998 $4999

3http://www.astrosurf.com/buil/us/iris/iris.htm4http://c-munipack.sourceforge.net5http://www.willbell.com/aip/Index.htm6http://www.cyanogen.commaxim_main.php7Formatslimitéssupportés:contactezl'auteurencequiconcernevotreappareilphoto(sitedeMuniwin).8Leprixde$99inclutlelivreTheHandbookofAstronomicalImageProcessing.9SeulMaxImDLProetsasuitepossèdenttouteslescaractéristiquesrequisespourlaphotométrieavecunappareilphotonumérique.

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3.4Autreslogicielsutiles

3.4.1Logicielsdeplanétariumetdecartesd'étoilesDescartesd'étoilesimpriméespeuventêtreutiliséespourlocaliserlarégionducielàphotographier.Impriméesnesignifiepasnécessairementdescartesenpapier,ellespeuventêtrestockéescommefichierssurundisquedur.Lescartesquipermettentdetrouverspécifiquementlesétoilesvariablesciblespeuventêtregénéréesenligneàhttp://aavso.org/vsp.CettepageAAVSO"VariableStarPlot-ter",figure3.1,peutgénérerdescartesenplusieurstaillesd'aprèslenomdel'étoilevariable.(Sonutilisation est décrite en détail au chapitre 7). Le champde vision d'un appareil photo numériqueavecunobjectifstandardestgénéralementbienreprésentéparunecartedetaille"B"etsonorien-tationparuneorientation"CCD".

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Figure3.1.Pagewebdutraceurdecartesd'étoilesvariables.(MarkBlackford)

Lacarterésultanteaffiche l'étoilevariablecentrée,Figure3.2.Lorsduréglageetde lafocalisation,cescartessontutilespourvérifierquelavariableestbienplacéedansvosimages.Lesmagnitudesdequelquesétoilesvoisinessontégalementindiquées,etvousdevezvousassurerquequelquesmagni-tudessimilairesàvotreétoileciblesontinclusesdanslechampdevision,afinqu'ellespuissentêtreutiliséescommeétoilesdecomparaisondanslaréductionphotométrique.

LesmagnitudesdesétoilesdecomparaisonsurlescartesVSPsontdonnéesavecunedécimaleuni-quement,ainsiunemagnitude7.1seraétiqueté71

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Figure3.2.Cartedutraceurdecarted'étoilevariableautourdelavariableRLeomontrantlesmagnitudesdesétoilesdecomparaisonavecunedécimale(sanslepointdécimal).

Lesmagnitudesdesétoilesdecomparaisonsur lescarteVSPsontdonnéesavecunedécimaleuni-quement.Celaestbienadaptépourlesobservateursvisuels,maisnonpourl'analyseDSLR.Choisis-sez l'option "PhotometryTable"pourproduireune listedétailléed'étoilesde comparaisonpour lechamp.Lesmagnitudesetl'erreurestiméesontdonnéesavectroisdécimales.

Sivousutilisezunemontureéquatorialebienalignée,lescoordonnéesdel'étoilefourniessurlacartevousaiderontàvousdéplacerrapidementverslechampdel'étoilecorrecte.

Sivousutilisezsimplementuntrépied,unecartemontrantunepartieplusgrandeducielpeuts'avé-rerutilepourpointervotreappareilphoto.Lescartesenpapier,montrantdelargeszonesduciel,oudesatlasduciel,peuventêtreutiliséespourcela.Cependant,unlogicieldeplanétariumestpluspra-tiquecarlacarteaffichéepeutêtreredimensionnéeetorientéepourcorrespondreàvotresystème

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d'image et les cibles facilement recherchées et centrées. De nombreux progiciels de planétariumpeuventaussicontrôlerunemonturedetélescope(voir"Contrôled'unemontureet/oud'untéles-cope" ci-dessous). Il existe de nombreuses options commerciales ou gratuites comme Stellarium,CartesduCiel,etTheSky.Certainslogicielsdeplanétariumpourdispositifsmobilespeuventdétecterladirectiondans laquellevouspointezetajuster lavueautomatiquementpourmontrer lesétoilesdanscettedirection,cequiesttrèspratique.

Unpointàgarderàl'espritquandonutiliseunlogicielestquel'étoilevariablepeutêtreaffichéeavecune luminositédifférentedecelleà laquellevous lavoyezpendantvotrenuitd'observation,préci-sémentparcequ'elleestvariable!

3.4.2Contrôledutélescopeet/oudelamontureDenombreusesmonturesdetélescopeavecdespossibilités"Goto"peuventêtrecontrôléesenutili-santunlogicielsurvotreordinateur.Cestypesdemonturessontsouventfournisavecdesdriversoudesprotocolesdecommunicationquisontcomprisparunlogicieldeplanétarium,commeStellariumouTheSky.Ilyaaumoinsdeuxavantagesprincipauxàcontrôlerunemontureàpartird'unlogiciel.Lepremierestqu'un"objectif"peutêtre facilement localiséà lapremièreplace (sousréservequ'ilsoitvisibledanslecielàcemoment).Lasecondeestqu'unemonturedesuivipermettraàunappa-reilphotoderesterpointéverslemêmeobjectif,pourcompenserlarotationterrestre.Celapermetdesposesplus longuesetpermetdedétecterdesétoilesplus faibles. Idéalement, l'appareilphotodoitêtremontésurunemontureéquatoriale,maisdenombreusesmontures"Goto"sontdesmon-turesAltazimutales,quisontplusfacilesàconfigureretquisontfacilementcontrôléesparlesordi-nateursmodernes(quipeuventêtresituésàl'intérieurdelamonture)poursuivrelesétoiles.Stric-tementparlant,l'utilisationd'unemontureAltazimutale(sansunrotateurd'appareilphotocoûteux)causel'imageàtournerlégèrement.Laplupartdeslogicielsquitraitentdesséquencesd'imagespeu-vent compenser cet effet, et pour lesposes courtes, cen'est pasunproblèmegravepour chaqueimageindividuelle.

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Chapitre4.Acquisitiond'image

4.1Vued'ensembledel'acquisitionLaphotométrieDSLRest,danssonprincipe,unprocessustrèssimple:prendredes imagesduciel,extraire lesdonnéesphotométriques,calibrer/réduire lesdonnées,etsoumettrevosmesurespourunarchivageàlongterme.L'étaped'acquisitiondel'imageestfondamentalementlaplusimportantedecesprocessuscarsilesdonnéesd'entréesontdepiètrequalité,lesdonnéesfinalesleserontaus-si.

Danscechapitre,nousplongeonsendétaildansletravailpréparatoirequevousdevezfaireavantdeprendre votre premier cliché, comment prendre des images de calibrage, comment trouver votrechampd'étoilesdansunpetit chercheur, commentacquérir les imageset jugerde leurqualité, etfinalementquelquesficellesdumétierdelapartdephotométristesDSLRexpérimentés.

4.2Travaildepréparation

4.2.1CarnetdenotesPeut-être,undesaspectsleplusimportantdefairedelascienceestdegarderdesbonsenregistre-mentsdecequevousavezfait.Celapeutressembleràunenotiontrèssimplifiée,maisunregistredevotreconfigurationd'observationetdessessionsnevousaiderapasseulementàidentifierdespro-blèmesavecvosdonnées,maispermettraàd'autresobservateursdedupliquervotreexpérimenta-tionsilebesoins'enfaitressentir.

Auminimum,vosenregistrementsdoiventindiquerladateetl'heuredevosimages,lesobjectifssurlesquelslesdonnéesscientifiquessontprises, lesconditionsmétéo,ettoutcequisepassemaldu-rantvotresessiond'observation.C'estégalementunebonneidéedenoterpériodiquementlatem-pérature, l'humidité, et l'état du ciel du fait que ces dernières peuvent altérer la qualité de vosimages.N'oubliez pas de noter également tout ce qui est inhabituel à propos de la session ou devotreéquipement.Est-cequelalumièredugaragedevotrevoisinestalluméecesoirquandellenel'étaitpaslanuitdernière?Avez-vousétéàcoursdebatterieaumilieud'unesessiond'observationetavez-vouschangélesbatteries?

4.2.2Emplacementd'observation,montures,etcontrôlesd'appareilphotoCommeàchaquesessiond'observation,laplusgrandepartiedutravailsefaitdansl'obscurité.Vousdeveztrouverunemplacementpourobserver,quidoitêtredénuéd'obstructionsàlafoisdanslecieletausol.Quevousutilisiezuntrépiedouunemonturedetélescope,familiarisez-vousavecl'empla-cementetlefonctionnementdesescontrôlesetdescaractéristiquesquipourraientêtreutiles.Parexemple,commentlesjambesdevotretrépiedsedéplient-elles?Commentleverroudesjambesdutrépied se verrouille-t-il ? Essayez d'attacher votre appareil photo sur lamonture en plein jour etd'atteindre les positions extrêmes (zénith, par exemple) pour vérifier que rien n'interfère avec lepointage,nepeuts'emmêler,ouinvolontairementêtreendommagépendantvotresession.

Concernantvotreappareilphoto,vousdevezêtrecapabledetrouveretd'utilisertouslescontrôlessuivants:

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• Focalisationetanneauxduzoom.• Focalisationmanuelle(c'est-à-diredéconnecterl'autofocus).• Interrupteurdestabilisationd'image(àdéconnecter).• Tempsd'exposition.• Ouverture.• RéglageISO.• Typedesauvegardedel'image(réglésurRAW).

4.2.3Alimentationdel'appareilphotoPeut-êtrel'undes"pièges"leplusobscurdanslaphotométrieDSLRseproduitquandl'appareilphotoperdsonalimentationouquandlabatteriedevienttropbasse.Certainsobservateursdanslepasséont rapporté que le bruit de fondde leur appareil photo augmentait de façon drastique quand lachargedelabatteriediminuaitouaprèsquelabatterieaitétéchangée.Celanesembleplusêtreunproblèmeaveclesappareilsphotorécents,maisils'agitdequelquechoseàgarderàl'espritsivousutilisezunéquipementâgédequelquesannées.Sivousenvisagezdefairedeslonguessessionsd'ob-servation(c'est-à-direvoisinesde laduréedeviedesbatteries), il serait judicieuxd'utiliseruneali-mentationexterneoud'avoirunedeuxièmebatteriesiunealimentationexternen'estpasdisponiblesurvotreemplacementd'observation.

4.2.4CartesderechercheLocaliseruneétoile variableet ses étoilesde comparaison sansunebonne cartede rechercheestsouventunexercicedefutilité,aussiassurez-vousd'enemporteruneavecvous.Ilestsouventparti-culièrementutiled'amenerdescartesderechercheavecdifférentschampsdevision, surtoutavecdeschampsdevisionplusgrandsqueceluidel'appareilphoto.Voirsection3.5.1.

4.2.5Pland'observationUnebonnesessiond'observationcommenceavecunplanbiendéfini.Noussuggéronsdecréerunechecklist des actions requisespourobtenirdes imagesdequalité scientifique, surtout s'il s'agit devotrepremièretentativedephotométrieDSLR.Quelschampsvoulez-vousobserver?Oùsontlocali-sées lesétoilesdecomparaison(aidedescartesderecherche)?Quelsréglagesde l'appareilphotosontrequis?Combiend'imagessontnécessaires?Touscesélémentsdoiventêtreenregistrésdansvotreregistred'observation.

4.3SourcesdebruitetbiassystématiquesOnpourraits'attendreàcequetous lespixelsd'une imagepossèdentexactement lamêmevaleurADUsi l'appareilphotoestéclairéparunesourcelumineuserigoureusementuniforme.Cependant,cen'estjamaislecas.Lesignaldétectéestinfluencéparplusieursfacteursincluantlevignettageparl'objectifouletélescope,desvariationsdesensibilitépixelàpixelauniveauducapteur,delapous-sièresurdiversessurfacesoptiques,desstatistiquesdecomptageduesàdestempsd'arrivéealéa-toiredesphotons,etaubruitélectroniquegénérédansl'appareilphoto.

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Figure4.1.Imagetrèsétiréed'uneboiteàlumièreéclairéedefaçonuniforme.

Danslafigure4.1,onpeutvoirplusieursartefactsmentionnésau-dessus.Lestachescirculairessontcauséesparlapoussièresurlesoptiques,l'intensitéréduitedanslescoinsestdueauvignettage,etlesligneshorizontalesetverticalessontduesauxvariationsdesensibilitédespixelsetaubruitélec-tronique.Bienquenonévidentpour l'œil, ces artefacts sont aussi présents sur les images scienti-fiquesetdoiventêtreretiréesavantquelaphotométriesoitentreprise.

Pour prendre en compte ces effets correctement, vous devez prendre une série d'images de cali-brageeteffectuerunnombred'opérationsmathématiquessurvos imagesscientifiques incluant lasoustractiondesbiasetdesimagesd'obscurité(darkframe)pourretirerlacomposantefixedubruitetladivisiondel'imagerésultanteparunflat-fieldpourretirerleseffetsduvignettageetlesvaria-tionsdesensibilitéainsiquelesombresdespoussières.Lesdétailssurlafaçond'effectuercesopéra-tionspeuventêtretrouvéesdansvotremanueldelogicieldephotométrie.Cettesection(quipourraitêtreunchapitreàpartentière)fournituneexplicationdétailléedesdiversartefactsquecesétapesdecalibragetententd'atténuer.

4.3.1BruitaléatoireL'artefactleplusfacileàcomprendredanslesimagesestlebruitaléatoire.Lebruitaléatoireesttota-lementindépendantdubruitpixelàpixel,etd'imageàimage.Danschaqueimage,lemotifdubruitaléatoireestdifférent.L'aspectgranulairedesimages(figure4.2)prisavecunISOélevéestdûàcebruitquigénèreuneerreurpositiveounégativedansnotremesuredemagnitude.

IlexistedeuxsourcesprincipalesdebruitdanslesimagesDSLR.LapremièreestlebruitdeJohnson-Nyquist.Cebruitestgénéréparlescircuitsélectroniquesdel'appareilphotoetilestcauséparl'agi-

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tationthermiquedesélectrons.Ilestsouventdésignésouslenomde"bruitdelecture".Lasecondesourcedebruitestlebruitdegrenaille,quiestreliéaunombredephotons,N,détectéetquiappa-raitenraisondelanaturestatistiquedel'émissiondephotonsàlasource.Lebruitdegrenailleestsimplementlaracinecarréedunombredephotonsdétectés.

Figure4.2.Deuxposesde120s,ISO400,20°C,mêmeblocdepixelsissusdesimagesbrutes.Lespixelsbrillantssontdesimpulsionsducourantd'obscuritéetsontlesmêmesdanslesdeuximages.L'arrière-plangranuleuxestdûaubruitaléatoireetilestdifférentdanslesdeuximages.(RogerPieri)

Le bruit aléatoire est présent dans les images de calibrage aussi bienquedans les images scienti-fiquesetilnepeutêtreéliminé.Leseulmoyenderéduiresonimpactconsisteàaugmenterlesignal(photons)enutilisantdesposespluslongues,soitenuneseuleexposition,soiten"empilant"(ajou-tant)plusieursimagespluscourtess'ilexisteunrisquedesaturation.

Denombreuxappareilsphotoontdes filtres logiciels intégrésqui réduisent la visibilitéde cebruitdanslesimages.Bienqu'utilesdanslaphotographiequotidienne,lesfiltresaltèrentlesdonnéesori-ginales dans l'image et ne devraient pas être utilisés en photométrie. En conséquence, toutes lesoptionsderéductiondubruitintégréesàl'appareilphotodoiventêtredésactivéeslorsqu'onpratiquedelaphotométrie.

4.3.2Bruitàmotiffixe(FPN)ContrairementaubruitdeJohnson-Nyquistetdubruitdegrenaille, lebruitàmotiffixe(FPN)n'estpasaléatoire;ilestdûauxdéfautstechnologiquesd'unenaturepermanente.Quanddespixelsparti-culierssontaffectésdetelsdéfauts,ilsformentunmotifquiserépèted'imageenimage.Aladiffé-rencedubruitaléatoire,leFPNpeutêtrecaractériséetsupprimépendantleprocessusdecalibragedel'image.

Ilexisteplusieurstypesdebruitàmotiffixeincluantlesdécalagesbiasetlesoffsetssystématiques,les pixelsmorts/chauds, le courant d'obscurité, et les impulsions de courant d'obscurité. Dans lesquelquesparagraphessuivants,nousdécrivonschacund'euxavecplusdedétails.

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4.3.3BiasetoffsetsystématiqueUnbiasestunpetitdécalageduniveaudunoirdechaquepixel,souventliéàl'organisationenlignesetencolonnesdespixels.Ilpeutêtresoituniformesurtouslespixels,ouformerdesbandesauni-veaudunoirdes images (voir figure4.3). Sonamplitudeestextrêmement faibleavec les capteursactuels,généralementseulementquelquesADU.

Note: ilexistedesmotifsdedéfautsimilaire(bandes)danslesimagesDSLRquineserépètentpasd'imageenimage,etnepeuventêtresupprimésparlecalibragedel'image.Celaestgénéralementdûauxsignauxfallacieuxinduitsparlescircuitsélectroniquesdigitauxdanslescircuitsélectroniquesanalogiqueshautementsensibles.Cependant,ilsn'ontquedesniveauxADUtrèsfaiblesetneconsti-tuentpastropunproblème.

Certainsappareilsphotoontunoffsetsystématiqueparconstruction.C'estundécalageparfaitementdéterminéducodageduniveaudunoirdans le fichier image. Ilestsouventde1024ou2048ADUdanslesappareilsphotomodernes.Cetoffsetoffrelapossibilitéd'enregistrerdesvaleursnégativesdubruitetundécalageduniveaudunoir.Cettecaractéristiqueest importantepour le traitementphotométrique car il doit être soustrait avant que toute opération mathématique non-additive,commelacorrectionflat-fieldsoitappliquée.

Les bias et les offsets systématiques sont présents dans toutes les images scientifiques et de cali-brage.Ilssontretirésparsoustractiond'uneimagebiasmaitre(discutéplusloindanscechapitre).

Figure4.3.Imagebia