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Les instrumentsQue l'on soit débutant ou chevronné, le choix d'un instrument est toujours une affaire délicate. Compte tenu de la multitude, une paire de jumelles, une lunette ou un télescope laisse perplexe la plupart d'entre nous. Il faut d'abord se fixer un but en fonction de sa localisation. Le ciel permet toutes sortes d'observations. Des météorites, aux constellations, aux planètes, aux nébuleuses et autres galaxies, le choix est vaste surtout si on y ajoute la photo.
mise à jour: caméra CCD, résolution - 02/05/03
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suite. Essayez avec télescope.
C'est la luminosité de l' instrument comparée à celle de l' œil. Elle est égale au rapport des carrés des diamètres. Pour une lunette de Ø = 100 mm : 100²/ 6² = 277
C'est le plus faible écart angulaire séparant 2 points qu' il soit possible de discerner ou bien, appelé souvent résolution, qui est la capacité à révéler des détails fins. Il s' exprime en seconde d' arc. Pour simplifier le calcul, il se détermine en divisant par 12 le Ø exprimé en cm . Pour un miroir de Ø 60 mm , le pouvoir séparateur sera de 12/6 = 2 secondes d'arc.1 seconde d'arc permet de voir 4,84 X distance en millions de km. Ainsi pour 2 secondes d'arc, nous verrons au mieux, sur la Lune, des détails de 2X4,84X0,38 = 3,678 km.Et pour Mars, la même résolution égale 1000 km.C'est le rapprochement ou grandissement de l'image obtenue avec un oculaire et un instrument déterminé. Plus le grandissement est fort, moins l'image est lumineuse.Ici, il faut faire intervenir la notion de distance focale, c'est-à-dire la distance séparant l'objectif du point de concentration maximale ( focalisation ) de l'image.Tout le monde a essayé de brûler du papier avec une loupe. Le papier s'enflamme lorsque l'image du Soleil est réduite à un point. Ainsi, la distance séparant le papier de la loupe est appelée distance focale.Le grandissement se calcule en divisant la distance focale de l'objectif ou du miroir, par la distance focal de l'oculaire.Prenons un exemple :
La magnitude caractérise l'éclat des étoiles et des astres. Plus ce chiffre est élevé, plus l'éclat est faible, tandis que lorsqu' il est plus petit, voire négatif, plus l'éclat est puissant. Entre 2 magnitudes, l' écart de luminosité est de 2,5. Ceci est dû à une caractéristique de l'œil: sa progression logarithmique. Quelques exemples:- Une étoile de mag 4 est 2,5 fois plus lumineuse qu'une étoile mag 5.- Une étoile de mag 6 sera 6,25 fois (2,5X2,5) moins lumineuse qu'une étoile de mag 4.- La plus faible étoile visible à l'œil nu est de mag 6 , soit 245 fois moins que Véga, de mag 0.- La plus faible étoile visible dans un télescope de 110 mm : mag 12.- Astre le plus faible que puisse voir le télescope spatial Hubble: mag 29 soit 350 milliards de fois plus faible que Véga ( constellation de la Lyre ).
Pour une magnitude de 6, un astre sera 2,56 soit 250 fois plus faible qu'un astre de magnitude 0 (Véga). Quelques chiffres:
retour à galaxie , Andromède
Il existe différents instruments pour observer et le choix va s'effectuer en fonction des besoins.
En astronomie, la monture est importante
Type Cassegrain .Ils réunissent les avantages des lunettes et des télescopes.
Exemples de caractéristiques.
Pour faire les premières observations, une lunette de 50 à 80 mm ou un télescope de 75 à 120 mm suffiront. Mais si l'on veut vraiment observer les changements d' aspect des bandes de Jupiter, des calottes polaires de Mars ou admirer les anneaux de Saturne, il faut un télescope de 100 à 200 mm avec monture équatoriale.
Pour obtenir des résultats intéressants, il faut une lunette de 90 mm à 110 mm ou un télescope de 100 à 300 mm à monture équatoriale, asservis en position à l'aide d' un moteur électrique. Inconvénients majeurs : le résultat n'est pas visible immédiatement et il est tributaire du tirage. Si l'on désire procéder soi-même au tirage, cela nécessite du matériel pour le faire. Ainsi, financièrement parlant, il faut faire un bilan comparatif avec la caméra CCD pour obtenir le même objectif de qualité.
Les caméras à transfert de charges permettent d' obtenir d' excellents résultats, mais nécessitent des moyens financiers plus importants. Outre l' achat de la caméra, il faut un ordinateur portable et un logiciel de traitement d' images. Les résultats sont fantastiques et sont visibles immédiatement, permettant ainsi, de refaire une vue qui n'est pas satisfaisante, à condition de savoir se servir de l'instrumentation. Naturellement, l'hiver, l'appareillage doit pouvoir fonctionner au froid. Les ordinateurs ne sont pas garantis au dessous de 0°. Bien choisir son logiciel de traitement d'images qui doit pouvoir lire les images au format FITS. Ne pas oublier que le vignettage (atténuation plus importante sur les bords qu'au centre) apporté par l'objectif, doit pouvoir être corrigé. En fonction monochrome, le logiciel doit pouvoir accepter 64 niveaux de gris. Un bon test consiste à visualiser des images peu contrastées avec la palette de gris, cela révélera les défauts du logiciel.Avant de choisir, il faut s'attarder sur le rapport signal sur bruit à bas niveau de lumière. Il varie comme le carré de la sensibilité. Plus c'est sensible, plus l'image est perturbée. Donc comparez bien la sensibilité en lux et le rapport S/N (signal/bruit) en dB (décibel). Demander une garantie sur le nombre de pixels défectueux, qui sont autant de points ou colonnes noir ou blanc qui apparaîtront fixes sur l'image. Faire attention au bruit de lecture et au nombre de pixels. La qualité d'une image se donne en nombre de pixels par ligne. Avec une ligne > 1000 pixels, la qualité sera bonne, mais le prix aussi. D'autres paramètres sont à prendre en compte, mais seuls les spécialistes les connaissent: taille du pixel, bruit de photons, bruit thermique, bruit d'intégration, efficacité de transfert, courant d'obscurité, électroluminescence, qualité du convertisseur numérique (pas et linéarité), bruit de lecture et nombre de digits de conversion qui détermine la qualité de numérisation du signal. La qualité du refroidissement est aussi à prendre en compte et l'évacuation des calories. Meilleur il est, meilleure sera la qualité de l'image. Attention au givrage, lors des observations l'hiver.
Bien souvent, les fabricants, pour vanter leur matériel, parlent d'une bande passante de, par exemple, 200 lignes. Voici la traduction. La résolution est tout d'abord une question de bande passante. En électronique, lorsque nous parlons d'une bande passante, elle est mesurée lorsque l'atténuation du signal atteint 30% de la valeur de départ. Ainsi pour un signal de 10 volts d'amplitude à une fréquence de 100 Hz (hertz), il passera à - 30%, c'est-à-dire 7 volts à 5MHz (5 millions de hertz). Sa bande passante sera alors de 5 MHz. Il est inutile d'ajouter à - 30% car cette valeur est une convention internationale. D'ailleurs, nous ne disons pas - 30 %, mais - 3 dB. En effet, c'est un rapport dont la formule exacte est :
En télévision, un signal de vidéo composite à 0 dB a une amplitude de 1 V ( + 0,7 V de vidéo et - 0,3 V de signal de synchronisation) sur une impédance de 75 ohms. Ceci posé, voici une autre valeur importante pour définir la résolution: le passage des lignes aux pixels par ligne. Aujourd'hui (2003) la plupart des écrans sont encore au format 4/3. En conséquence les capteurs sont au même format. Cela signifie que pour une largeur de 4 (ou multiples) la hauteur sera de 3 (ou multiples). C'est pour cela que le format est donné par la diagonale, puisque le rapport longueur/largeur est fixé une fois pour toute. Mais attention, dans les années futures, ce sera le format 16/9, c'est-à-dire (4/3)2 pour obtenir le format cinéma. Le principe restera le même. Ceci dit, sur les 570/2 lignes (1/2 image) présentes verticalement, l'œil à l'impression d'en voir au mieux 400. Si notre écran était carré, les 4 côtés seraient égaux et nous pourrions dire qu'il voit aussi l'équivalent de 400 lignes horizontales. Mais la longueur représentant les 4/3 de la largeur, l'équivalence de 400 lignes verticales devient 400 x 4/3 = 533 lignes horizontales. Puisque nous raisonnons sur un carré, les lignes peuvent devenir des pixels. C'est ainsi que 400 lignes verticales sont équivalentes à 533 pixels horizontaux.
Un autre critère important, c'est le passage des pixels horizontaux à la fréquence. C'est simple puisque nous connaissons:
Ainsi: Nbre Pxl/ligne /2 x (64 x 625 x 25)/52 = Nbre de Pixels/ligne x 1.10 -2 MHz
Pour terminer, je voudrais attirer votre attention sur
le fait que j'ai raisonné sur un point à
Hélas, ceci est la théorie. En pratique méfiez vous des gens qui vous vantent des bandes passantes de 6 voire 7 MHz. Demandez toujours à quel taux d'atténuation. Sur la courbe ci-dessus, une atténuation à - 3 dB donne une bande passante de 500 KHz pour une atténuation de 30 % du signal. Mais le même signal que l'on dit avoir une bande passante de 5 MHz, aura une atténuation de 20 dB, c'est-à-dire qu'il n'en reste plus que 10 %. Si vous avez des craintes, demandez la bande passante à - 3 dB, sachant que 5,3 MHz à cette, valeur c'est excellent. Ce rappel est nécessaire, car les vendeurs de camescopes vantant les mérites de 3 millions de pixels sont incapables de vous donner plus de précision. Que signifie 3 millions de pixels si vous n'avez que 200 pxl/ligne soit 2 MHz de bande ? Bien sûr c'est une image, mais elle est nécessaire pour ne pas vous faire regretter un matériel dont le prix est élevé.
Les calculs que j'ai expliqués pour la caméra sont aussi valables pour le moniteur. Il est inutile de courir après des chiffres très élevés pour les payer très chers, sachant qu'ils ne servent à rien, car nous sommes limités par notre oeil. Attention aux chiffres qui ne veulent rien dire s'ils sont retirés du contexte. Une bande passante ne signifie rien si l'atténuation n'est pas précisée, tout comme le nombre total de pixels, si le nombre par ligne n'est révélé. En photographie on a pris l'habitude de parler en points par millimètres, ce qui revient au même. Jamais le nombre de points total de la photo n'a été communiqué. La couleur est obtenue par des groupement de 3 points de phosphore déposés sur le tube, que l'on appelle triplets. Aujourd'hui encore (2003) un point de couleur est composé d'un ensemble de trois points, appelés luminophores: rouge, vert et bleu. Trois faisceaux d'électrons bombardent les luminophores qui s'éclairent avec une intensité variable, faisant varier la brillance de la couleur. Pour la résolution des moniteurs le terme de "dot pitch" est plus souvent usité. C'est la taille en mm du point le plus petit que l'écran est capable d'afficher. Les plus petits points donnent une plus grande finesse à l'image, du piqué. Pour une résolution de 640 x 480, sur un moniteur de 17 pouces (diagonale de 43 cm) les pixels seront grands (0,5 mm). Chaque pixel allumera un certain nombre de points. La taille des points n'interviendra pas beaucoup. Pour une résolution de 1600 x 1200 sur un écran de 17 pouces, les pixels seraient beaucoup plus petits (0,22 mm) et la taille des points comptera, de plus petits points donnant une image plus fine. Dans la plupart des tubes cathodiques, la taille du point correspond à la distance entre les pas du shadow mask. Le shadow mask est un écran en métal percé de trous (400 000 mini) par lesquels les trois faisceaux d'électrons (rouge, vert et bleu) convergent pour percuter le luminophore correspondant à la couleur. Il se perd 90 % d'énergie dans le masque. Les luminophores sont disposés en triangle. Les moniteurs développés par Sony, sont basés sur la technique Trinitron qui utilise une grille au lieu du masque métallique, représentant un gain important en luminosité et contraste et un rendement de 90 %. La grille se compose des fils verticaux minuscules. La taille du point est mesurée par la distance horizontale entre les fils.
Dans les LCD (afficheurs à
cristaux liquides) et la majorité d'autres technologies d'affichage,
la position des points se rapporte à la distance entre les subpixels de la même couleur dans des
triplets de pixels.
Plus les pixels sont petits et rapprochés, plus l'image
a du piqué et est contrastée. Les détails les plus fins sont visibles. Plus le pas
séparant les pixels est important et leur taille élevée, plus l'image apparaîtra
granuleuse. L'idéal est un
Dot Pitch
Nombre approximatif
de
pixels/cm2
avec une diagonale de:
et un pitch de 0,25 mm ou 1 600 pxl/cm2 ou encore 10 000 pxl/in2. Quant au taux de rafraîchissement il faut le choisir autour de 80 Hz. Il limite la fatigue des yeux par suite de l'atténuation du flicker (papillotement dû à la fréquence de balayage trame). Je passerai sous silence la qualité de la carte vidéo avec le choix de 256 à 65 000 couleurs et une bande passante de 8 à 16 MHz. De même que la capacité mémoire RAM qui devra être de 16 MHz. En n'oubliant pas la carte de conversion vidéo qui doit avoir au moins 10 bits, pour avoir le plus petit pas d'échantillonnage possible. Surtout que les 2 bits les plus sensibles font partie de l'erreur, il ne faudra pas hésiter à prendre 12 bits, 14 voire 16 bits. Hélas, le prix s'en ressent. Mais attention, plus le nombre de bits est élevé, plus la vitesse d'échantillonnage chute. Pour conclure, aujourd'hui nous trouvons des écrans analogiques de bonne qualité. Les plasmas sont encore limités en résolution ou bien sont très chers. Des cartes vidéo avec une bande passante suffisante et des cartes mères pouvant accueillir le nombre de RAM utiles. N'oubliez pas que si l'hiver vous mettez votre matériel dehors, il doit tenir les basses températures. http://home.xnet.com/~martyh/ncrc/mon101.html
Voici pour mettre l'eau à la bouche des futurs utilisateurs, un extrait du livre de Patrick Martinez et Alain Klotz: Le guide Pratique de l'Astronomie CCD. Association Astronomique ADAGIO - 10 rue Alphonse Daudet - 31200 TOULOUSE Que peut-on faire avec une caméra que l'on ne connait pas ? Avec les données constructeurs on va définir les limites de détection. Supposons la capacité maximale des pixels (ce qu'ils peuvent emmagasiner) à 150 000 électrons. Il faut alors utiliser un temps de pose suffisamment long pour que le courant d'obscurité sature presque les pixels, par exemple à 80% soit 120 000 électrons. Cela nous donne déjà le bruit de photons = 120 000 1/2 soit 346 électrons. Le bruit électronique de la caméra s'il est faible peut être estimé à 80 électrons. Il participe un peu au bruit de l'ensemble 802 = 6400 ce qui est petit par rapport aux 120 000. Cela nous donne un bruit total de l'image de 126 400 1/2 soit 355 électrons. Posons-nous la question de savoir au bout de combien de temps les pixels de la caméra atteindront les 120 000 électrons ? Si le ciel est parfaitement noir, les charges parasites viendront du courant d'obscurité soit 100 électrons par seconde par pixel pour une température de 20°C. Cela donne 1200 secondes ou bien 20 minutes pour remplir les pixels (120 000/100). Cherchons à savoir quelle magnitude pourrons-nous atteindre en 20 mn ? Il faudra que l'étoile à détecter nous envoie 3 fois plus d'électrons par pixel que de bruit soit 346 x 3 = 1 000 électrons/pxl minimum. En tenant compte du rendement quantique, 40 %, de la caméra pour le spectre de cette étoile (voir les courbes du fabricant) , de sa magnitude 20 qui nous fournit 0,016 électron par seconde et par cm2 de surface collectrice. En prenant un télescope de 200 mm avec une obturation de 0,2 et un pouvoir réflecteur de 92 %, cette étoile donnera 4 électrons/seconde, soit 1 électron par seconde et par pixel si l'on suppose que l'image s'étale sur 4 pixels de façon uniforme. En 1 200 secondes, elle fournira donc 1 200 électrons soit plus de 3 fois le niveau de bruit. L'étoile sera détectée. Pour améliorer les résultats, il faut refroidir le CCD ou réaliser des temps de pose de 20 mn et additionner les images.
Voir la suite dans ce livre magnifique de 300 pages qui donne envie d'aller
plus loin.
Ici, il faut prendre la grosse artillerie, car nous avons
affaire à des objets diffus, surtout si la photographie est le but recherché. C'est donc
le télescope qui s'impose avec un diamètre mini de 200 mm. Il devra être équipé d' un
moteur électrique avec variateur de fréquence et d'un oculaire guide pour vérifier le
suivi. Tout ceci est nécessaire, car les temps de pose sont longs, ce qui impose une
compensation rigoureuse du mouvement de rotation de la Terre. Après ce beau discours, il faut ajouter que l'
atmosphère terrestre limite les performances des instruments et notamment la résolution.
Si un télescope de 250 mm à un pouvoir séparateur de 0,5", en général l'
atmosphère limite à 1". Parfois dans des conditions exceptionnelles, cela descend
à 0,5" voire 0,3". Donc il est inutile d'investir dans un instrument, en se
basant sur des résultats théoriques. |
En clair, nous faisons le rapport des tensions entrée/sortie et nous
multiplions le résultat par le logarithme décimal du nombre trouvé.
Le résultat est ensuite multiplié par 20. Ainsi pour notre exemple:
10/7 = 1,42. Le logarithme de 1,42 est 0,15 x 20 = 3 dB. Pour
mémoire, les logarithme sont positifs au-dessus de 1 et négatif
au-dessous de 1. Donc pour un rapport de 0,15, l'amplification sera de -
3 dB, c'est-à-dire une atténuation de 3 dB. L'atténuation est linéaire et sera équivalente tout le long de
la pente. Pour une pente d'ordre 1, la pente est de 6 dB/octave ou 20 dB/décade.
Il faut se souvenir qu'un octave c'est la multiplication par 2 de la
fréquence et la décade c'est par 10. Le passage de 10 kHz à 20 kHz
fait un octave et de 10 à 100 donne une décade. Une pente d'ordre 2
est de 12 dB/octave ou 40 dB/décade, etc....
Maintenant il faut savoir comment est constituée une image de
télévision. On utilise tout simplement la rémanence de l'œil
ou persistance rétinienne. En réalité, sur l'écran, il n'y a qu'un
petit point qui se déplace avec sa luminosité qui varie. Ce point balaie l'écran ligne
par ligne de gauche à droite et de haut en bas. Une image est
constituée de 625 lignes (ou plus), mais en réalité seules 570 sont
visibles, les autres servant au retour du point du bas droit de l'écran
vers le point haut gauche pour refaire une nouvelle image et ceci 50
fois par seconde. Ainsi, le point met 64 µs (millionièmes de seconde)
pour parcourir le bord gauche au bord droit de l'écran et revenir. Le
retour prend 12 µs, donc l'aller sera de 52 µs. Cela va tellement vite
que l'œil ne remarque pas les extinctions d'écran, il perçoit une
image permanente. En réalité, ce sont des demies images qui sont
fabriquées, pour obtenir 25 images/seconde grâce au balayage
entrelacé. 
2
pixels ou 1 paire de lignes (ci-contre: blanches). Mais il est évident que
c'est vraiment la limite. Vous détecterez quelque chose, sans pouvoir
préciser. Pour reconnaître, il faut au moins 4 pixels ou 2 paires de lignes et
l'identification se fera avec 6 à 8 pixels ou paires de lignes. Moralité plus
vous voulez de détails, plus il faut augmenter la bande, mais votre oeil ne pourra
pas être changé. C'est là qu'intervient le télescope.
La taille du point le plus petit traduit directement la résolution de l'écran. Si vous
mettiez une règle sur le verre et mesuriez en cm, vous verriez un certain nombre de points,
dépendant de leur taille. Voici une table qui montre que le nombre de points par
centimètre carré et par pouce carré en fonction de leur taille:
