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Aperçu du site Faulkes Telescopes 1.1.Que puis-je observer? C'est probablement l'une des premières questions que vous vous poserez en voulant utiliser les Faulkes Telescopes. Il existe de nombreuses ressources, gratuites ou non, qui pourront vous aider à faire vous premières observations. Le projet Stellarium Stellarium est un logiciel gratuit qui fournit un rendu réaliste du ciel en temps réel en utilisant Open GL. Il permet de facilement voir quels objets célestes lointains sont visibles depuis n'importe quelle position sur Terre, maintenant ou dans le futur. Le projet Faulkes Telescopes a permis à Stellarium d'aller encore plus loin en ajoutant des images retouchées des Faulkes Telescopes dans sa base de données, élargissant celle-ci pour y inclure plus d'images de cieux lointains. Ceci inclus remplacer les images Messier existantes et ajouter de nouvelles images qui ne sont pas dans la base de données Stellarium, ainsi qu'ajouter les images et positions de quelques uns des objets NGC les plus brillants. Avec plus de 120000 étoiles, planètes, satellites principaux (avec un calcul de position suffisamment précis pour les simulations d'éclipse ou de trajectoire), astéroïdes, figures mythologiques et noms des 88 constellations, plus de 70 images de nébuleuses et de galaxies, etc., il constitue un excellent outil pour planifier une observation. Nous recommandons dorénavant ce logiciel comme l'outil d'organisation de base pour les nouveaux utilisateurs. Pour obtenir Stellarium vous devez le télécharger depuis www.stellarium.org et appliquer le patch approprié. Le patch remplacera le fichier base de données par une extension et ajoutera de nouvelles images dans la bibliothèque d'images. Chaque image est signée par le label de l'école ou de l'organisation qui a pris cette image. Utiliser Stellarium pour planifier est très facile. Lorsque vous chargez le programme vous trouverez par défaut le Faulkes Telescope d'Hawaï Nord comme lieu d'observation. Vous pouvez définir le moment de votre session d'observation et ajouter une grille Altitude/Azimut (la gille Azimut se trouve dans la barre des tâches en bas de l'écran). Vous pouvez alors voir quels objets sont à 30 degrés ou plus au dessus de l'horizon (l'altitude recommandée pour observer avec le Faulkes Telescope). Si vous cliquez sur un objet vous pouvez le centrer et zoomer sur lui afin de voir l'image que vous pouvez vous attendre à obtenir des télescopes. Une liste complète des commandes peut être obtenue en pressant la touche "H" lorsque vous êtes dans le programme. Contribuer à Stellarium : Si vous désirez intégrer les images de votre école ou organisation dans Stellarium, cliquez sur le lien de la page Internet précédemment citée et choisissez un objet qui n'a pas encore été mis en image, et soumettez votre image à : [email protected] Assistance Stellarium Si vous avez besoin d’une assistance à propos de Stellarium, veuillez soumettre un ticket d'assistance. Veuillez vous assurer que votre message de demande d'assistance comporte votre nom d'utilisateur Faulkes. 1.2. Temps de télescope Le temps de télescope est gratuit pour les établissements scolaires britanniques et payant pour les autres utilisateurs ( sociétés d’astronomie, astronomes amateurs,…). Le menu « Telescope Time » du site permet de s’enregistrer et d’effectuer une demande de temps. L’utilisation du temps devra être motivée par une description du projet. Le menu « Telescope advice » du site donne quelques conseils pour une bonne utilisation du télescope : 1.3. Conseils pour l’utilisation des Faulkes Telescopes Le menu « Telescope advice » du site donne quelques conseils pour une bonne utilisation du télescope : Dans ce chapitre, vous allez trouver des renseignements pour utiliser efficacement votre temps de télescope. Il y a un certain nombre de choses que vous devez connaître pour ne pas être déçu par vos résultats. Il est donc vivement conseillé de lire attentivement ce qui suit. Nous attirons votre attention sur les renseignements concernant « Residual Images/ghosting » , « images rémanentes ou images fantômes » puisque certaines mauvaises pratiques pourraient endommager les résultats d’autres utilisateurs. Sommaire 1.3.1. Planification : Une planification précise de votre session de 30 min d’observation est très importante : Il y a un nombre incalculable de raisons de choix de programmation de vos cibles, tant du point de vue de la méthode que de l’ordre des opérations. 1.3.2. Météo : La météo est le facteur le plus déterminant pour votre capacité à observer et pour la qualité de votre observation. 1.3.3. Jours de pleine Lune (temps clair) et angle d’observation à éviter : Avoir la Lune dans le ciel au moment où vous essayez de faire des observation peut être un obstacle sérieux à l’obtention des résultats dont vous avez besoin ou auxquels vous vous attendez. A certains moments du mois, certains astronomes professionnels ne se donnent même pas la peine d’observer. Les Faulkes Telescopes sont affectés comme les autres télescopes. 1.3.4. Altitude limite : Sous une certaine limite d’altitude, il est difficile d’obtenir de bonnes images à cause des perturbations dues à l’atmosphère terrestre ( pollution lumineuse et chimique) 1.3.5. Objets /Etoiles brillants, Blooming et images rémanentes « Ghost images » ou « images fantômes: Lire attentivement cette partie car vous y trouverez des renseignements sur les pratiques d’observation que l’on peut effectuer et qui peuvent, par inadvertance, avoir une influence sur les observations des utilisateurs suivants. 1.3.6. Champ : Les Faulkes Telescopes sont très puissants, conçus comme des télescopes aptes à la recherche. Néanmoins certaines personnes risquent d’être déçues lorsqu’ils réaliseront que la combinaison des possibilités du télescope et du capteur CCD donnent un champ très restreint . Cela signifie que des images d’objets de grande taille ne peuvent être acquises aisément. 1.3.7. Temps d’exposition : Sa connaissance est nécessaire au succès de l’acquisition. 1.3.8. Utilisation des filtres : Les caméras des Faulkes Telescopes ont un échantillon de filtres disponibles pour les observations. Vous trouverez ici les possibilités d’utilisation des différents filtres. 1.3.9. Faire des images couleur : Le système Faulkes Telescopes peut produire et livrer directement à votre ordinateur d’excellentes images couleur. Vous trouverez ici comment procéder. 1.3.10. Observation par temps mitigé : Bien que cela soit quelque chose que vous ne souhaitez pas faire, vous pouvez être confronté à l’utilisation du télescope par temps partiellement nuageux ou lorsque le ciel est couvert d’une fine couche de nuages 1.3.11. Voir les images : Vous trouverez ici des renseignements sur différentes façons de traiter les images avec différents logiciels et la meilleure façon de les observer à l’écran. 1.3.12 Télécharger depuis le site FT : Utiliser le télescope pour recueillir des données après l’observation peut-être aussi passionnant que l’observation elle-même, mais vous pouvez être très déçus si les données ne sont pas téléchargées correctement. 1.3.13 Chercher de l’aide Conseils : 1.3.2. Météo : La météo est le facteur le plus déterminant pour votre capacité à observer et pour la qualité de votre observation. Dans ce paragraphe, vous trouverez des renseignements sur la météo au FT Nord et au FT Sud ( Faulkes Telescope North (Faulkes Telescope Sud on Haleakala Hawaï ) on Siding Spring Australia) Les 2 sites sont très différents, leurs conditions météo le sont aussi. FT Nord se trouve à 3000m d’altitude et est un site très aride alors que FT Sud se trouve à 1000m et est beaucoup plus humide. Il y a peu de turbulences atmosphériques à FT Nord, il y en a un peu plus à FT Sud et ce en grande partie car on doit y observer à travers une plus grande épaisseur d’atmosphère terrestre et donc de vapeur d’eau. Vous trouverez sur le site (Telescope advice , Weather) plusieurs liens vous donnant la météo. En particulier, vous aurez accès aux 2 caméras qui scrutent le ciel. Ces caméras ne sont pas gérées par le FT, ne sont pas du même type et on doit en tenir compte pour l’interprétation : Interprétation des caméras de détection des nuages ( Clouds Cameras) * Les CONCAM (CONtinuous CAMeras) font partie d’un réseau de caméras type œil de poisson qui scrutent en continu le ciel nocturne autour de al Terre. Contrairement à la MAGNUM expliquée ci-dessous, elle n’utilise pas l’infrarouge ce qui rend la détection de hauts Cirrus plus délicate. L’image ci-dessous montre un ciel dégagé au L’image ci-dessous montre un ciel dégagé au dessus du FT Sud. La zone lumineuse à droite dessus du FT Nord. La Voie Lactée y est est notre galaxie ( la Voie Lactée) ; on peut aussi clairement visible. aussi y observer le grand et le petit nuage de Magellan. L’image ci-contre montre un ciel partiellement nuageux au dessus du FT Nord * La caméra MAGNUM (Multicolor Active Galactic NUclei Monitoring), caméra infrarouge de FT Nord, mesure la température du ciel. C’est une caméra type œil de poisson ; le zénith est au centre et l’horizon autour de l’image. Sans couverture nuageuse, l’image est brun foncé ( comme le pourtour de l’image ci-dessous à droite) avec une couverture de nuages, la couleur est plus claire car le ciel est plus chaud que par temps dégagé. En voici quelques exemples: Cette image montre un ciel presque dégagé : c’est rare d’avoir mieux. Cette image montre beaucoup de nuages de Densités diverses et des trouées. Les nuages très épais sont blancs 1.3.3. Jours proches de la pleine Lune (temps clair) C’est probablement l’une des choses les plus importantes à prendre en compte lorsque vous planifiez vos sessions. Cependant, les Faulkes Telescopes se doivent d’être utilisés au maximum. Nous allons donc vous montrer les effets secondaires de la lumière lunaire sur une image et vous expliquer ce que vous devez faire pour obtenir les meilleures images dans de telles conditions. L’image ci-contre ( NGC 6946) montre les effets de la lumière lunaire sur une image prise avec un Faulkes Telescope. C’est une image couleur composée des 3 images prises avec les filtres bleus, verts et rouges. Vous pouvez observer qu’il y a moins de contrastes que ce que vous souhaiteriez et que l’image semble avoir un cadre bleu,ce qui la rend inacceptable. Néanmoins, cela vaut toujours la peine de regarder les images obtenues dans chacune des 3 longueurs d’onde au cas où il y aurait une possibilité d’obtenir une meilleure image dans une partie spécifique du spectre. Les trois images ci-dessous montrent les images obtenues dans chacune des trois couleurs qui composent l’image précédente. Veuillez noter que les images sont en noir et blanc car, pour chaque bande spectrale, le télescope enregistre uniquement la luminosité et non la couleur elle même. Vous pouvez immédiatement observer un certain nombre de choses utiles : L’image B est bordée d’un cadre de lumière ce qui explique le cadre bleu e l’image couleur ; elle contient également peu de détails. L’image V est meilleure car il y a moins de luminosité au bord bien qu’il en reste un peu et car on y voit plus de détails. L’image R est la meilleure : pas de bordure visible et beaucoup plus de détails, tant sur le nombre d’étoiles que sur la structure de la galaxie. Dans ce cas, il est clair que le bleu est plus affecté par la lumière lunaire , que le vert l’est un peu et que le Rouge est le moins affecté. Dans cet exemple, il est clair qu’acquérir des images d’objets faiblement lumineux est problématique avec la lumière lunaire et que le filtre rouge est le plus adapté. Les images suivantes ont été prises par temps clair, avec la Lune dans le ciel. M27 nébuleuse des haltères (BVR, 30s par filtre) M3 (BVR, 30s par filtre) Vous pouvez remarquer avec ces deux images que certains objets sont moins affectés par la lumière lunaire. Il y a des traces de perturbations mais moins évidentes que pour NGC 6946. Ces deux objets sont plus lumineux ce qui nécessite un temps de pose plus court et donc limite le taux de lumière lunaire qui atteint le capteur CCD. En général, il vaut mieux éviter les objets faibles et étendus comme certaines galaxies et cibler à la place des objets plus lumineux tels que les amas d’étoiles ou tels que M27. Si vous trouvez que les images couleurs sont peu contrastées, vous devez essayer de faire des acquisitions avec des filtres rouges et infrarouges éloignés de la couleur de la Lune. Il n’y a pas de règle universelle car beaucoup de facteurs entrent en jeu. Un autre facteur est la distance qui sépare l’objet de la Lune, c’est le sujet suivant. Le « Moon Offset » (Angle entre la cible et la Lune) L’effet de la lumière lunaire sur l’image est liée à la distance qui sépare la Lune de votre cible. Dans la voisinage de la lune, on ne peut prendre d’image. Actuellement il est établi qu’il faut s’en éloigner de 30°. Ceci afin de vous éviter de perdre du temps. Pour autant, cela ne veut pas dire que si vous prenez une image en dehors de ces30°, elle sera satisfaisante ! Vous pouvez vous renseigner sur la distance entre la Lune et votre cible dans RTI ( Reel Time Interface ).par exemple, vous pouvez observer que le « Moon Offset » sur l’image d’écran ci-dessous, est donnée en bas de l’écran. Le « Moon Offset » est l’angle entre la cible et la Lune. Il est ici de 106,2°. … et pour rendre les choses encore pires… S’il y a une fine couche de nuages élevés dans le ciel, la lumière lunaire sera encore plus diffuse et perturbera davantage votre image. Pour des questions sérieuses, vous pouvez contacter le « Faulkes Telescope Operations Center » 1.3.4. Altitude limite Les Faulkes Telescopes sont dans des lieux choisis parmi ceux qui offrent les meilleures conditions d’observation dans le monde. Ils sont placés près d’autres télescopes professionnels. Ceci est vrai tout particulièrement pour celui d’Hawaï car il est situé à 3000 m d’altitude. Ceci place le télescope au dessus d’une bonne partie de l’atmosphère source de distorsion sur les images obtenues. Néanmoins, la lumière traverse encore l’atmosphère et toute pollution lumineuse et chimique n’est pas écartée. La figure ci-dessus montre que si le télescope doit observer horizontalement, la lumière qu’il reçoit traverse plus d’atmosphère que s’il observe vers le zénith, ce qui accroît l’effet de distorsion. Le système vous avertit si vous tentez d’acquérir l’image d’un objet situé à moins de 30° au dessus de l’horizon. Un objet situé à moins de 25° n’est pas autorisé 1.3.5. Objets /Etoiles brillants, Blooming et images rémanentes « Ghost images » ou « images fantômes: Lire attentivement cette partie car vous y trouverez des renseignements sur les pratiques d’observation que l’on peut effectuer et qui peuvent, par inadvertance, avoir une influence sur les observations des utilisateurs suivants. Les F.T. (Faulkes Telescopes), extrêmement sensibles à la lumière sont adaptés à la recherche. Il est parfois facile d’oublier que beaucoup d’objets connus sont trop lumineux pour les F.T. Par exemple, la Lune a une magnitude apparente d’environ –12 et beaucoup d’étoiles visibles à l’œil nu ont une magnitude inférieure à 6. Il vaut mieux éviter tous ces objets trop lumineux. Le but de ce qui suit est de vous montrer ce qui se produit lorsqu’on acquiert une image de ces objets lumineux, de donner des raisons scientifiques à ce phénomène et de vous aider à l’éviter . L’image ci-dessous ( M16 « Nébuleuse de l’aigle ») montre le phénomène nommé « blooming » Les F.T. sont équipés d’une caméra CCD. Le capteur CCD (Charge Coupled Device) est la partie de la caméra qui reçoit la lumière collectée par le télescope et effectue la conversion afin de la transformer en image. Le CCD d’un F.T. contient environ 4 millions de pixels. Chaque pixel reçoit la lumière sous forme de photons et la convertit en charge. Chaque pixel est en fait un « puit de charges ». Si le pixel reçoit trop de photons ( lumière brillante), alors le puit de charges se remplit. La charge peut alors déborder sur les puits de charge des pixels voisins. Le résultat de ce phénomène est que les pixels voisins apparaissent plus brillants qu’ils ne sont en réalité et, dans des cas extrêmes, et l’apparition de ces rayons familiers que l’on voit souvent émaner des étoiles comme dans l’image de M16 . Le fait que ces rayons apparaissent verticalement est du à la structure du CCD qui permet le débordement plus facilement dans cette direction. Un autre phénomène plus gênant est l’apparition des « images rémanentes « ou « images fantômes » ou « gost images ». Ci-dessous, l’ image de droite montre une étoile de magnitude 1 et l’image de gauche une galaxie lointaine prise après. Les raons verticaux sur la deuxième image sont le résultat de l’image fantôme laissée par l’étoile de la première image. Dans le cas décrit ici, l’équipe F.T. a constaté que l’image rémanente a persisté sur les 4 images suivantes avant de disparaître. Chaque fois, l’image rémanente devenait plus faible, jusqu’à n’être plus détectable. Il est donc bien clair que vous devez éviter ce phénomène, d’autant plus que ce ne sont pas vos propres images que vous allez endommager. Si vous prenez des images brillantes qui affecteront les utilisateurs suivants, l’équipe F.T. vous contactera pour discuter de vos précédures. 1.3.6. Champ : Pour le F.T., le terme « Field of view » (FOV) correspond à la taille de la partie du ciel que le télescope peut observer. La combinaison des optiques du F.T. et de la caméra CCD donne un champ de 4,6’ ( minute d’arc) soit environ 1/13°. Pour vous en faire une idée, vous trouverez ci-dessous, des images avec un champ de 4,6’. Dans chaque image, le carré montre ce que le télescope peut observer. La Lune M51 Whirlpool galaxy M16 Nébuleuse de l’Aigle La galaxie d’Andromède Saturne M57 Ring Nebula Comme vous pouvez le constater, il y a une grande variété d’objets de tailles différentes que le F.T. peut observer. Certains rentrent facilement dans le champ, d’autres non. Remarque : la Lune ne peut être observée avec le F.T. , l’image simulée est exclusivement destinée à vous montrer le champ. Pour vous aider dans votre planification, vous devez prendre en compte le Fov du F.T.. L’interface « F.T. real time » donne également le FOV. Beaucoup de logiciels de planétarium ( tels que Starry Night Pro) peuvent être paramétrés pour donner le FOV. Les nombreux objets que vous ne pourrez pas observer avec les F.T., pourront l’être avec des télescopes plus petits, sur le net ou dans des livres. 1.3.7. Temps d’exposition et images JPG: Pointer le télescope sur l’objet souhaité n’est que la première étape. Le F.T. a une excellente capacité pour recueillir la lumière mais le savoir ne suffit pas pour décider des informations à donner au télescope lorsqu’il est pointé sur l’objet. Pour un travail scientifique précis, des expositions adaptées sont nécessaires. Ceci dit, il est fréquent de ne pas pouvoir choisir le temps d’exposition à l’avance avec une grande précision. Beaucoup des objets observés sont en réalité très faiblement lumineux, seuls les plus lumineux peuvent se détacher du fond sombre de l’espace. Ces objets faiblement lumineux émettent peu de lumière (sous forme de photons ) et nous devons donc nous assurer que les temps d’exposition sont assez longs pour que le télescope reçoive assez de photons afin de crée une image utilisable. Si nous considérons que pour un appareil ordinaire le temps d’exposition est habituellement d’une petite fraction de seconde en lumière de jour, 1/100’’ serait habituel. La situation pour les objets astronomiques est très différente. Ils sont si faibles qu’ils nécessitent des temps d’exposition mesurés en secondes. Le tableau ci-dessous donne les temps d’exposition de référence pour les types d’objets observés au F.T. Type d’objet Galaxie Nébuleuse Amas d’étoile Nébuleuse planétaire Astéroïdes Planètes Etoiles Etoiles brillantes La Lune Le Soleil Limite inférieure Temps d’exposition Meilleures images ( secondes) habituel (secondes) 30’’ 60’’ >120’’ 30’’ 60’’ >120’’ 2’’à 5’’ 5’’ à 30’’ Demander conseil 10’’à 20’’ 30’’ à 40’’ Demander conseil M < 10 : éviter de prendre des images 10 < M < 13 : 20’’ 14 < M < 16 : 30’’ 16 < M < 18 : 60’’ 18 < M < 20 : 90’’ M > 20 demander conseil puisque d’autres facteurs peuvent influencer cotre observation Jupiter et Saturne : couleur + filtre ND pour 1’’ Mars : : couleur + filtre ND pour 0,3’’ Cela dépend de la magnitude. Les temps donnés pour les astéroïdes peuvent servir de guide Les étoiles de magnitude inférieure à 8 ne peuvent être prises au F.T. sans conseil du FT Operations Centre. Pour les autres, les temps donnés pour les astéroïdes peuvent servir de guide La Lune est trop grande et trop brillante pour être prise au F.T. Le Soleil est trop brillant pour être pris au F.T. Vous pouvez voir que l’éventail des temps d’exposition est grand. Pour reprendre notre comparaison avec un appareil standard, le temps d’1 /250’’ serait habituel pour un jour ensoleillé et le temps d’1/50’’ pour un jour gris. Le temps varie d’un facteur 5. Avec les images astronomiques de faible luminosité, il n’est pas étonnant de faire varier le temps entre 30’’ et 120’’ soit d’un facteur 4 seulement. Cette analogie grossière montre que la précision pour les temps d’exposition en astronomie n’est pas de l’ordre de la fraction de seconde mais de l’ordre de la dizaine de seconde ou de la minute. Des temps de 3 à 10 minutes peuvent aussi être adaptés à certains objets mais ce travail est plus spécialisé et sera évoqué ailleurs. Les systèmes de traitement d’image du télescope ont un logiciel très puissant qui permet d’obtenir des images JPEG à partir des fichiers FITS ( Flexible Image Transfert Systeme) originaux écrits par le télescope lorsqu’il prend votre objet. On peut souvent obtenir de bons résultats à partir d’images FITS imparfaites aussi pouvez-vous raccourcir les temps d’exposition ce qui vous permettra d’obtenir plus d’images lors de votre session. Vous devez donc vous poser la question : avez-vous besoin de fichiers FITS de bonne qualité pour votre travail ? Le tableau ci-dessus est un guide pour commencer que l’équipe du F.T. a trouvé efficace pour la plus part des types d’objets dans chaque catégorie. Ces temps sont bien adaptés pour la production d’images JPEG mais ne doivent pas forcément être choisis si vous voulez utiliser les fichiers FITS associés. Des renseignements pour les fichiers FITS sont donnés dans de nombreuses activités sur le site et varient beaucoup pour des objets de même type. Quelques exemples sont donnés ci-dessous. M74 The Phantom (BRV) – 60’’ par filtre M74 The Phantom (BRV) – 15’’ par filtre M74 The Phantom (BRV) – 4’’ par filtre M74 The Phantom (BRV) – 30’’ par filtre M74 The Phantom (BRV) – 8’’ par filtre Pour les images de M74, chaque exposition dure la moitié du temps que pour l’image précédente. Il est évident que plue l’exposition est courte, moins les détails sont visibles et plus le bruit (signaux indésirables) est important. On peut cependant se demander en observant les 2 premières très similaires, si le deuxième temps ne suffit pas à votre observation. Les 2 images ci-dessous montrent M72 en couleur avec un temps d’exposition par filtre de 10’’ sur la première et de 20’’ sur la seconde. La deuxième image est plus lumineuse mais la première a plus de détails au centre de l’amas. A vous de décider selon la région de l’amas dont vous voulez observer les détails. L’image ci-contre montre M15 en couleur, 30’’ par filtre. De nombreuses étoiles y sont amassées et on ne voit qu’une zone blanche au centre. Un temps d’exposition plus court aurait pu montrer plus de détails au centre tandis qu’un temps d’exposition plus long montrerait des étoiles plus faibles en périphérie. Les 2 images ci-dessous sont acceptables et les fichiers FITS sont de bonne qualité : M27, couleur, 60’’ par filtre Une partie de la nébuleuse du voile, 60’’ par filtre Pour l’acquisition d’images d’objets tels que les planètes , les choses sont très différentes : les planètes sont des objets très lumineux mais moins concentrés que les étoiles. Ainsi, l’image de Jupiter ci-contre a été prise avec une d’exposition comptée en fractions de secondes. L’image de Jupiter à gauche a été prise avec le même temps d’exposition avec les 3 filtres qui composent l’image couleur. Le temps d’exposition dépend donc du résultat cherché. Vous pouvez obtenir de l’aide du FT Operations Centre. Vous pouvez aussi utiliser notre liste d’objets recommandés sur n,otre site en cliquant sur « Education Home » dans le menu de gauche. 1.3.8. Utilisation des filtres : Si vous avez lu les autres pages « conseils », vous vous serez rendus-compte qu’il y a beaucoup de similarités entre prendre une image avec un télescope et avec un appareil numérique. Il y a également de grandes différences. L’une d’elles est la façon dont les filtres sont utilisés et dont les images couleur sont produites. Informations supplémentaires sur la production d’images couleur standard : voir annexe 1 : caméra CCD Outre les images couleur standard produites par le FT, on peut aussi, pour d ‘autres applications, utiliser les différents filtres disponibles soit : Le rouge ( R) le vert ( V), le bleu (B), l’infrarouge (i’), l’ultraviolet (u’), l’Hydrogène Alpha ( H α ), l’Oxygène III ( OIII) M16 Nébuleuse de l’Aigle : Les images ci-dessous montrent la même image en couleur et à travers chacun des 7 filtres Il est facile de constater que l’on voit des choses différentes dans les différentes images. La plus évidente est que l’on voit plus d’étoiles dans l’image infrarouge et plus de gaz dans les images H α et OIII. L’image en haut à gauche montre le résultat de la combinaison des 3 filtres B V R qui constitue une image couleur standard. M27 Nébuleuse des Haltères : Pour cette nébuleuse, l’image infrarouge montre les étoiles cachées par les gaz et les poussières avec les autres filtres. Les filtres H α et OIII sont considérés comme des filtres à bande étroite et soulignent les zones où se produisent beaucoup de réactions énergétiques. Ces 2 filtres montrent la lumière émise par certains gaz tels que l’hydrogène et l’oxygène ionisés. Ces gaz, comme s’ils avaient été excités ou chauffés, montrent les zones où des choses intéressantes, telles que les collisions dans les nébuleuses planétaires, les supernovae, les disques d’accrétion autour des trous noirs …, se produisent. Annexe 1 : caméra CCD (Charge Coupled Device) Vous savez peut-être que le FT ne peut acquérir une image couleur de la même façon qu’un appareil numérique. Il doit en fait prendre 3 images séparées avec les filtres R, V et B puis les assembler. Il utilise ce procédé car dans un appareil numérique, le CCD est constitué de pixels R, V et B , il dispose donc de tout ce qui est nécessaire pour réaliser une image couleur. Le CCD dans la caméra du FT n’a pas de pixels R, V, B spécifiques mais a des pixels sensibles à une large bande, lumière visible, infrarouge, ultraviolets, H α et OIII. Ceci a l’avantage de fournir aux astronomes plus d’options pour analyser les images astronomiques. Cela a aussi des avantages pour la résolution que l’on peut obtenir dans l’image. Les 3 images obtenues avec chacun des 3 filtres R, V, B n’apparaissent pas rouges, vertes ou bleues car les fichiers FITS contiennent des données sur les valeurs des charges mais ne sont pas des fichiers d’images proprement dits. En étudiant un fichier FITS, on observe l’intensité lumineuse de l’objet passant à travers le filtre du CCD. Pour savoir exactement comment faire, il faut se référer aux instructions des différents logiciels disponibles dans les activités (making colour images) Annexe 2: Traitement des FITS, pourquoi ? Ce qui suit va vous aider à comprendre les avantages de faire des images à partir de fichiers FITS A Noter : Toutes les images de ce document proviennent du FTN Avant : Ceci est l’image que l’utilisateur a acquise du télescope après exposition : les couches R, V, B ne sont pas alignées correctement car le centre de la galaxie est tellement lumineux que le logiciel n’a pu trouver une zone convenable pour le faire : Après : Si vous récupérez le fichier FITS,et en faites votre propre image, vous pouvez ajuster la luminosité du bulbe central et réaligner les couches Avant : le logiciel qui a produit les images, a mal échelonné la luminosité ; le résultat en est une grosse tâche blanche. Après : En traitant les fichiers FITS, vous pouvez changer l’étalonnage pour que les couleurs apparaissent plus éclatantes Avant : Après : Le bulbe central de la galaxie est si brillant Le traitement des fichiers FITS permet de qu’il cause une perte de détails dans les autres réduire la luminosité au centre et de lisser régions de la galaxie l’image pour rendre les régions externes plus visibles Avant : Cette nébuleuse planétaire semble avoir des couleurs ternes qui rendent l’objet plus petit qu’en réalité Avant : L’image de cette galaxie est assez floue et on constate un « blooming » important sur la grosse étoile de droite. Après : Avec le traitement des fichiers FITS, vous faites ressortir plus de couleurs Après : Avec le traitement des fichiers FITS, vous pouvez rendre l’image plus nette et donc mieux l’étudier et effacer le « blooming » de l’étoile 1.3.10. Observation par temps mitigé : L’équipe FT, en créant son site web, a essayé de prendre en compte les nombreuses variables pouvant avoir un effet sur vos observations. Cependant, personne ne peut maîtriser la météo ! Néanmoins, on souhaite attirer votre attention sur le fait que l’on peut réussir des observations même si les temps est partiellement nuageux. Si le ciel est trop nuageux, le dôme du télescope fermera tandis que le dôme restera ouvert si le ciel n’est que partiellement nuageux. Il y a 2 types de temps partiellement nuageux : soit des nuages présents sur une partie du ciel, soit une fine couche de nuages couvrant tout le ciel. Voici ci-dessous quelques exemples de ce qu’il est possible de faire avec une fine couche de nuages. Vous pouvez contacter le centre FT pour connaître la météo lors de votre session. M27 : Nébuleuse des Haltères NGC 7479 1.3.11. Voir les images : Les moyens de voir les images Les différents formats : Le format JEG Le format JPEG compresse les données pour réduire la taille du fichier. Sauvegarder l’image au format JPEG fait perdre des informations mais souvent de façon insignifiante. Plus l’image est compressée, plus on perd des informations et plus on perd de la qualité d’image, surtout à l’impression. Pour mettre les images sur un site, seules les basses résolutions sont nécessaires puisqu’un écran d’ordinateur utilise habituellement une basse résolution. La résolution standard pour un site web est de 72 dpi ( point par pouce). Les logiciels tels que Photoshop ont une option « Save for web » qui sauvegarde automatiquement en JPEG 72 dpi. Si vous voulez imprimer des images, vous devez utiliser la plus haute résolution ( plus haute résolution et faible compression) ou utiliser des formats qui ne font pas perdre de données ( par exemple : Photoshop format- extension .psd) Voir les images JPEG Pour ce faire et pour effectuer des mesures simples, vous pouvez utiliser le tableur spécifique Traiter les images JPEG Pour améliorer les images JPEG, utilisez un logiciel ordinaire de traitement d’image tel que Photoshop ou Paintshop Pro. Le format FITS (Flexible Image Transport System) Pour stocker et envoyer des images astronomiques, les astronomes utilisent un format spécial : le format FITS Il est inutile d’entre dans des détails complexes. Les FT génèrent des fichiers JPEG et FITS pour toutes les images. Les images JPEG sont renvoyées instantanément pour les observations en temps réel, les images FITS sont crées et renvoyées quelques heures plus tard ( sauf pour des besoins spécifiques tels que le suivi d’astéroïdes géocroiseurs). Les logiciels tels qu’IRIS et AIP4WIN utilisent les fichiers FITS mais peuvent aussi sauvegarder les images au format JPEG. L’inverse n’est pas toujours vrai. Par exemple, AIP4WIN peut lire les JPEG mais IRIS non. En JPEG, il n’y a que 256 niveaux de luminosité alors qu’en FITS il y en a plusieurs milliers. L’en tête de chaque fichier FITS contient des renseignements importants sur l’image tels que le nombre de pixels ; la date, le télescope, le temps d’exposition, … Voir les images FITS La meilleure façon d’obtenir des images FITS d’objets du ciel profond : Que veut dire la meilleure façon ? Cela signifie utiliser un logiciel de traitement d’image astronomique et changer l’apparence de l’image sur l’écran sans changer la valeur des pixels de l’image afin de pouvoir les réutiliser pour un travail photométrique ( pour mesurer une magnitude ou une luminosité surfacique). Vous pouvez vouloir changer cette apparence pour : - déduire la luminosité du fond - rendre certaines formes plus visibles ( les bras spiraux peu lumineux d’une galaxie, voir des détails dans une région très lumineuse,…) Commentaires sur les différents logiciels : DS9 est particulièrement recommandé comme outil d’observation de données car il contient des outils performants pour pointer les contours de luminosité surfacique et faire des graphes ( luminosité en fonction de la distance) le long d’une coupe dans l’image. IRIS est un logiciel gratuit, conseillé pour traiter les images astronomiques. AIP4WIN est plus sophistiqué mais très facile à utiliser. On peut l’obtenir en achetant le livre « The Handbook of Astronomical Image Processing » par Richard Berry et James Burnell. IRIS et AIP4WIN changent les valeurs des pixels et sont classés comme logiciels de traitement plus que d’observation. Ceci dit, AIP4WIN ouvre chaque fois une nouvelle fenêtre pour chaque traitement et peut donc sauvegarder l’image initiale ainsi que chaque version (on peut revenir en arrière à chaque étape). Pourquoi une image FITS traitée ne peut-elle être utilisée pour un travail photométrique? C’est parce que les valeurs des pixels sont modifiées. Vous devez donc revenir à l’image initiale pour effectuer des mesures de magnitude ou de luminosité surfacique. DS9 est recommandé pour la photométrie car vous pouvez voir les meilleures images à l’écran sans que les valeurs des pixels soient modifiées. 1.3.12 Télécharger depuis le site FT : Utiliser le télescope pour recueillir des données après l’observation peut-être aussi passionnant que l’observation elle-même, mais vous pouvez être très déçus si les données ne sont pas téléchargées correctement. Le problème rencontré par beaucoup d’utilisateurs avec leur navigateur Internet (Internet Explorer ou Safari) est qu’il rajoute une extension .txt sur les fichiers qu’il ne reconnaît pas. Par exemple, lorsque les utilisateurs ont téléchargé le fichier configuration pour Astronomica, le navigateur change le nom du fichier de « ftn-ft.cfs » en « ftn-ft.txt », ce qu’Astronomica ne peut pas lire et qui vous empêche de l’utiliser. Vous trouverez ci-dessous comment détecter, empêcher et réparer ce problème. Pour télécharger, commencer par cliquer sur fichier et vérifier la boîte de dialogue : Comme vous le voyez, le « Save as type » était sur Text Document. En le changeant simplement en « All Files », le .txt ne sera pas ajouté et le téléchargement se passera bien. Néanmoins, si vous avez déjà téléchargé beaucoup de données FITS et que rien ne fonctionne, au lieu de tout re-télécharger, vous pouvez changer les extensions de fichiers manuellement. Window XP, en particulier, cache les extensions de fichiers connusau départ. Pour changer cette option, ouvrir : « My Computer » , puis « tools » ou « outils », « Folder Options » ou « options dossiers ». Pour changer cette option, , cliquer sur « view » ou « voir » et trouver l’option « Hide extensions » ou « coher les extensions » et la décocher. Vous pouvez alors aller dans le dossier dans lequel vous avez sauvegardé vos données et supprimer les extensions.txt. 1.3.13 Chercher de l’aide Teléphone : 07870 427063 ( prix de votre réseau mobile) Ce soutien est disponible pendant la semaine de votre session en temps réel seulement : les appels sont transférés sur un portable joignable à tout moment. En dehors de cette semaine, vous devez laisser un message. Un formulaire de soutien « Support ticket » est disponible sur le site. Pour votre premier accès, vous devez être prêt à fournir votre nom et votre adresse e-mail. L’équipe de FT, s’efforce de répondre dans les 3 jours. Une liste de diffusion et de discussion est également proposée sur le site. Les membres de cette liste peuvent ainsi obtenir de l’aide de l’équipe FT ou des autres utilisateurs pour toute sorte de problèmes généraux. A noter : cette liste est différente de celle qui diffuse la « lettre d’information » Vous pouvez aussi voir sur le site, la page FAQ ( « Frequently Asked Questions » ou « Réponses aux questions les plus courantes » ) La plupart des réponses sont données dans les paragraphes conseils ci-dessus. Sachez de plus que : * le temps alloué aux écoles est du lundi au vendredi de 9h à 15h ( soit de 10h à 16h en France) Les autres plages horaires sont réservées aux non scolaires et aux astronomes amateurs. A noter : le disponibilité peut changer en fonction de divers événements. Pour les observations qui peuvent être mises en attente, on utilise les heures creuses et les week-end afin d’optimiser l’utilisation des FT. * coordonnées des FT : FT Nord ( Haleakala) : Latitude N 20 42’ 27.35298’’ Longitude W156 15’21.72411’’ FT Sud (Siding Spring) : Latitude S 31 16’ 24.10’’ Longitude W 149 05’ 0” Sur la page FT Support du site, vous trouverez aussi une liste de documents téléchargeables donnant tous les renseignements utiles à une bonne utilisation du FT.