Les choix en astrophotographie (6)

Les choix en astrophotographie (6)
par Alain Kohler
6. Choix du capteur photographique
Les propriétés du capteur et leurs influences :
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La grandeur du capteur qui détermine le champ photographique.
La sensibilité et la sensibilité spectrale qui déterminent le temps de pause et la balance des
couleurs.
La résolution qui détermine la finesse de l'image.
Remarques : tant qu'il est possible, on parlera des caractéristiques communes du capteur, qu'il soit un film
argentique ou un chip CCD. Toutefois, il sera parfois essentiel de faire des nuances selon la nature de ce capteur.
D'autres caractéristiques importantes des capteurs comme le contraste et la dynamique n'ont pas été abordées ici
car elles seront traitées dans les techniques de l'astrophotographie.
6.a Grandeur du capteur
Les dimensions du capteur, couplés avec la focale de l'instrument, déterminent le champ photographique selon la
formule apportée au premier chapitre (valable pour un champ assez petit, disons inférieur à 5°) :
α =
57,3 L
f
le résultat est en degrés
f = distance focale
L = largeur ou longueur du film ou chip
f et L sont à exprimer dans la même unité
Pour un résultat en minutes d'arc, on multiplie par 60.
En photographie argentique, le standard est le format 24 x 36 mm.
On utilise bien plus rarement le moyen format comme le 6 x 6 cm ou le 6 x 9 cm. Toutefois, ces derniers formats
ne sont possibles qu'avec un télescope dont le diamètre de l'image soit suffisamment grand pour couvrir tout le
film. Il faut par ailleurs que l'image reste de bonne qualité à la périphérie. Les instruments permettant cette
photographie moyen format sont donc rares (et chers) : on peut citer quelques lunettes apochromatiques qui
remplissent cette condition et qui sont encore souvent munies d'un correcteur de champ. La plupart des
télescopes amateurs ne sont pas destinés à la photographie moyen format.
Si donc la grandeur du capteur est quasiment standardisée en photo argentique, il n'en va pas de même en CCD
où l'on trouve de tout.
Cela part de 2,6 x 2,6 mm pour les plus petits, en passant par 4,6 x 6,9 mm pour un chip assez utilisé et cela va
jusqu'à 24 x 24 mm (voir bien au-delà mais les prix sont alors vraiment astronomiques !!).
Considérons quelques focales usuelles et regardons le champ donné, en minutes d'arc ou en degrés, par différents
capteurs :
Focale
300 mm
800 mm
1,2 m
2m
4m
chip
2,6 x 2,6 mm
30' x 30'
11' x 11'
7,4' x 7,4'
4,5' x 4,5'
2,2' x 2,2'
chip
4,6 x 6,9 mm
53' x 79'
20' x 30'
13' x 13'
7,9' x 7,9'
4' x 6'
chip 10,2 mm
x 10,2 mm
2° x 2°
44' x 44'
29' x 29'
18' x 18'
9' x 9'
chip 9,2 mm
x 13,8 mm
1,75° x 2,63°
40' x 60'
26' x 39'
16' x 32'
8' x 16'
film
24 x 36 mm
4,6° x 6,9°
1,72° x 2,58°
1,15° x 1,72°
41' x 62'
21' x 32'
film
6 x 6 cm
11,4 ° x 11,4°
4,3° x 4,3°
2,9° x 2,9°
1,72° x 1,72°
52' x 52'
Il faut donc ne pas sous-estimer ce problème du champ quand on achète une CCD car le télescope est souvent
déjà là et sa focale est donnée. Certes, on peut la diminuer via un réducteur mais dans des proportions
raisonnables de 1,5 x typiquement pour la photo argentique et de 2 x à 3 x pour la CCD. Il faut se méfier
toutefois de trop fortes réductions qui risquent d'amener un vignettage important surtout lorsque le capteur est
assez grand.
6.b La sensibilité et la sensibilité spectrale
Il faut distinguer ici la sensibilité moyenne sur toutes les couleurs du spectre, la sensibilité, et les sensibilités
dans les différentes couleurs, la sensibilité spectrale.
Pour les films argentiques, on donne habituellement la sensibilité moyenne. On parle en ISO, norme
internationale qui fait autorité.
Ainsi un film de 400 ISO est deux fois plus sensible qu'un film de 200 ISO, cela veut dire que, toutes autres
choses étant égales par ailleurs, que le temps de pause est deux fois plus faible avec un 400 ISO qu'avec un 200
ISO.
La relation générale, appelée loi de réciprocité, est :
I t
= constante
où I est la sensibilité du film et t le temps de pause. Si donc I est 4 fois plus petit, alors t doit être 4 fois plus
grand (dans la bonne formulation de la loi, I représente en fait l'intensité lumineuse de la source).
Pour les CCD, on donne habituellement une sensibilité spectrale avec un rendement quantique en fonction de
la longueur d'onde (c'est-à-dire la couleur, le rouge par exemple ayant une plus grande longueur d'onde que le
bleu). Cela permet de comparer assez rapidement les CCD, soit du point de vue de la sensibilité dans telle ou
telle couleur, soit, en faisant une moyenne, du point de vue de la sensibilité globale, même si on ne parle pas en
terme d'ISO. Les CCD ont des sensibilités équivalentes à plusieurs milliers d'ISO ce qui permet en principe
d'abaisser le temps de pause d'un facteur 5 à 10 environ par rapport aux films argentiques.
Un exemple ci-joint de trois capteurs ayant des fortes
différences de sensibilité. Le pic de sensibilité est
souvent atteint pour la couleur verte, alors que la
sensibilité dans le violet est environ deux fois plus
faible que le pic et que le rouge n'est pas très loin du
vert.
En faisant une intégration (c'est-à-dire en comptant le
nombre de carreaux sous la courbe en question), on
peut facilement comparer les sensibilités moyennes.
La CCD avec la courbe du haut est ainsi environ 1,6
fois plus sensible que la CCD avec la courbe
intermédiaire qui est elle-même deux fois plus sensible
que la CCD avec la courbe du bas.
Afin de diminuer au maximum le temps de pause, on sera évidemment tenté d'acheter le capteur le plus
sensible possible. L'idée est simple mais souffre toutefois de sérieuses limitations :
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Pour les films argentiques, une augmentation de la sensibilité produit malheureusement une
augmentation du grain, ce qui occasionne une image plus grossière. Il faut donc trouver un juste compromis
qui dépend aussi du type d'objet photographié : une planète brillante ne demande qu'un temps de pause modeste
et un film de faible sensibilité avec un grain fin convient parfaitement.
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Les films argentiques souffrent d'un écart à la loi de réciprocité nommé défaut de réciprocité : il s'agit
d'une baisse de sensibilité du film avec le temps de pause. Les sensibilités des films sont donnés pour des temps
de pause inférieurs à la seconde. Or en astronomie les temps de pause sont plutôt de quelques minutes ou
quelques dizaines de minutes.
La correction apportée par l'astronomie Schwarzschild s'écrit :
I t p = constante
où p est le coefficient de Schwarzschild. Il vaut l'unité pour un film qui ne souffre pas de ce défaut et peu
descendre à 0,7 pour des films souffrant fortement de ce défaut.
Comparons dans ce sens deux films, l'un de 400 ISO avec un coefficient p = 0,74 et un film de 200 ISO avec un
coefficient p = 0,96.
Admettons qu'il faudrait 10 minutes de pause avec le film de 400 ISO qui ne souffrirait pas de ce défaut. Le
temps qu'il faut alors réellement est :
tcor =
t (1/p)
=
10
(1/0,74)
= 10 1,35 = 22,5 minutes
Pour le film de 200 ISO, il faudrait donc 20 minutes de pause, mais il souffre d'un léger défaut à la réciprocité :
tcor =
t (1/p)
=
10
(1/0,96)
= 10 1,04 = 22,6 minutes
Autrement dit, les films de 200 ISO avec p = 0,96 et de 400 ISO avec p = 0,74 sont équivalents pour cette pause
de 22,5 minutes !! Mais le film de 200 ISO donnera certainement une image plus fine
Il est à noter que cette différence entre sensibilité annoncée et sensibilité réelle s'accroît avec le temps de pause !
Et la tendance est, mais ce n'est pas une règle générale, loin de là, que ce défaut croît avec la sensibilité du film.
C'est une bonne raison de ne pas courir absolument après les films très sensibles lorsqu'on fait des très
longues pauses. Une sensibilité autour de 400 ISO semble un bon compromis.
Il n'y a malheureusement pas de règles simples car le coefficient p dépend également de l'intensité de la source et
du domaine spectral… Et peu de photographes, même des professionnels, sauront vous donner une valeur, même
approximative, du coefficient p de tel ou tel film. A ce sujet, Internet peut rendre quelques services !
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Pour les chips CCD, les rendements quantiques usuels sont assez bons (entre 40 et 60 %, selon la
longueur d'onde). Une augmentation du rendement (autour en moyenne de 80 % pour le spectre visible)
s'accompagne d'une augmentation du coût de la CCD dans des mêmes proportions et lorsqu'on connaît le prix
des CCD cette remarque s'avère vite dissuasive pour l'astronome amateur privé.
La balance des couleurs est pratiquement résolue en CCD : les chips ont des sensibilités spectrales connues. La
photo couleur consiste à prendre 3 ou 4 photos avec des filtres (bleus, verts et rouges) et on posera
habituellement un peu plus longtemps dans le bleu que dans les autres couleurs vu la sensibilité plus faible des
chips CCD dans cette couleur. Sans parler évidemment des corrections qu'on peut apporter lors des traitements.
Il en va autrement avec les films argentiques dont la sensibilité spectrale est souvent peu connue. Il faut
demander l'avis à un professionnel qui connaît les réponses en couleur des films usuels pour des courtes pauses.
Mais ces réponses peuvent quelques fois être un peu différentes sur des longues pauses photographiques. On
peut consulter sur Internet les données techniques des principaux films du marché, mais cela reste insuffisant
pour avoir une bonne idée du rendu des couleurs en astronomie. Tout au plus, on pourra s'orienter vers un film
plutôt sensible dans le rouge (pour les nébuleuses par émission par exemple) ou un film plutôt sensible au bleu
(galaxies par exemple).
Mais la meilleure technique pour se rendre compte du rendu des couleurs est encore d'essayer ! Ou de consulter
des sites d'amateurs récents qui testent les films (les critiques sont parfois contradictoires !).
Une dernière remarque : les films changent souvent d'appellation alors que l'émulsion ne change pas !! Ou alors,
ce qui est pire, c'est que l'appellation ne change pas alors que les caractéristiques spectrales de l'émulsion
changent !! Il y a par ailleurs des films qui étaient vraiment très bien pour l'astronomie mais qui ont disparu du
marché… En bref, c'est quasiment la jungle et bien malin est celui qui sait se retrouver. Il est donc inutile ici
d'indiquer des marques de film : cela sera fait dans les techniques de l'astrophotographie, tant il est vrai qu'à
chaque technique correspondent des films différents !
6.c La résolution du capteur, l'échantillonnage
Un gros télescope a deux buts : celui d'emmagasiner le plus de lumière possible et celui de donner le plus de
détails de l'objet observé. Pour ce dernier point, il serait dommage que les détails soient perdus à cause du
capteur lui-même !
Pour simplifier, les clichés photographiques sont de longues pauses (plusieurs minutes pour le ciel profond) ou
de courtes pauses (de l'ordre de la seconde ou bien inférieurs pour la Lune et les planètes).
1) Pauses longues
La finesse des images va surtout dépendre de l'état de l'atmosphère : la turbulence va compléter "noyer" le
pouvoir de résolution des moyens et grands télescopes. Avec un ciel de qualité moyenne, un télescope de 60 cm
ne montrera pas plus de détails qu'un télescope de 15 cm.
Lorsque la qualité du ciel est bonne (sans être excellente), l'expérience chez beaucoup d'amateurs disposant de
télescopes moyens permet de dire que la largeur à mi-hauteur d'une étoile sur un long temps de pause correspond
si tout va bien à 2" d'arc. Or le pouvoir théorique de résolution d'un télescope de 20 cm est de 0,7" d'arc.
L'atmosphère étale donc la tache de diffraction de l'étoile dans des proportions assez importantes par rapport à la
tache que donneraient les télescopes moyens à grands. L'atmosphère est donc l'agent principal à la limitation de
la perception des détails. On parle en général de seeing, ici un seeing de 2" d'arc.
Si l'on veut enregistrer les détails angulaires de cet ordre de grandeur, il faut donc au moins avoir l'unité de base
du capteur (le pixel en CCD) qui corresponde au moins à ce détail. Pour différentes raisons (esthétiques et
photométriques), on retient la règle de base suivante, valable quel que soit le temps de pause :
Dimension du pixel = moitié de la largeur à mi-hauteur
de la tache de diffraction
de l'étoile sur le capteur
pixels
Ciel standard avec un seeing de 2"
pixels de 1"
Ainsi, un échantillonnage de 1" par pixel semble la plupart du temps adéquat aux longs de temps de
pause. Non seulement un échantillonnage de 0,5 " par pixel n'amènera pas plus de détails mais fera perdre du
champ. Par contre un échantillonnage de 4" par pixel risque de donner des étoiles carrées (sur les CCD) et
surtout va occasionner une perte d'informations.
Pour les films argentiques, on parle en terme de nombres de lignes par mm. En CCD, on indique la dimension
du pixel (habituellement un carré) en µm (micromètre).
On peut trouver rapidement le bon échantillonnage en fonction de la focale f de l'instrument en reprenant la
formule du paragraphe 6.a et en l'adaptant un peu pour être plus commode à utiliser :
α =
206 L
f
α = dimension angulaire du pixel en seconde d'arc
f = distance focale en mm
L = dimension du pixel en micromètre
Exemple 1 : la résolution moyenne d'un film "standard" est de l'ordre de 100 lignes par mm. Cela veut dire que
la dimension de l'unité de base est 1/100 mm soit L =10 µm. Si on veut une résolution α d'une seconde d'arc par
ligne, il faut alors une distance focale valant :
f
=
206 L / α = 206 . 10 / 1 = 2'060 mm = 2,06 m
C'est une distance focale très standard en astronomie d'amateur.
Exemple 2 : la distance focale d'une lunette est de 780 mm. On veut une CCD dont les pixels ont 1" d'arc. Ce qui
impose alors la dimension L des pixels :
L
=
α f /206 =
1 . 780 / 206 = 3,8 µm
Pour un film, cela correspondrait à une résolution de 260 lignes par mm (seules les films noirs-blancs ou les
films très peu sensibles arrivent à cela).
2) Pauses courtes
Pour des pauses de l'ordre de la seconde ou moins, on peut espérer tomber sur un trou de turbulence, c'est-à-dire
un instant fugitif pendant lequel l'atmosphère ne bouge pratiquement pas. Si c'est le cas, on peut alors essayer de
profiter de la résolution du télescope liée à son diamètre dont la formule théorique est donnée par :
θ = 140 /D
où θ est la résolution du télescope en " d'arc
D est son diamètre en mm
Il s'agit d'une résolution théorique. En pratique, suite aux nombreuses aberrations optiques du système, il faudrait
la multiplier par deux. Toutefois, certains astronomes amateurs ont réussi au niveau photographique à descendre
sous la résolution théorique du télescope, ce qui peut paraître curieux. En fait, la résolution théorique est le
pouvoir de discerner deux taches de diffraction d'égale intensité, ce qui n'empêche pas de discerner des fortes
différences de luminosité (contraste) avec une résolution meilleure.
Pour ces raisons, on peut reprendre raisonnablement le critère précédent qui dit que la dimension angulaire
correspond à la moitié du pouvoir de résolution théorique du télescope , soit en combinant les deux dernières
équations :
α = 206 L
f
= θ =
2
140
2D
soit f ≈
D
3 L
Pour exploiter au maximum la résolution théorique du télescope, le rapport f/D du télescope doit valoir 3
fois la dimension de l'unité de base du capteur exprimé en micromètre.
Exemple 3 : on dipose d'un télescope avec un rapport f/D valant 10. Il faut donc une unité de base du capteur ne
dépassant pas 3,3 µm. Dans le cas d'un film, cela correspond à 300 lignes par mm. On trouve des films, noirblanc surtout et de faible sensibilité, ayant cette résolution (comme le fameux TP 2415).
Exemple 4 : le chip CCD a des pixels de 9 µm. Il faut donc un rapport f/D de 27. Cela exige une modification du
chemin optique de l'instrument (technique de la projection oculaire).
Il ne faut pas exagérer dans la règle précédente en prenant un rapport f/D valant par exemple 6 L car on ne risque
de ne pas gagner grand chose en résolution et surtout l'augmentation du rapport f/D fait que le temps de pause va
grimper ce qui va occasionner des problèmes de suivi, d'une impossibilité pour trouver un trou de turbulence et
par là une diminution effective de la résolution.
6. d CCD ou photo argentique ?
Un des principales défauts de la CCD consistaient en des chips très petits comparativement au format 24 x 36
mm et donc par là d'un champ souvent minuscule.
Ce défaut est en train de se combler gentillement et on peut prédire que dans quelques années les CCD
atteindront les dimensions et la résolution du format 24 x 36 mm. En considérant une résolution moyenne de 100
lignes / mm, le négatif comporte donc 2'400 x 3'600 unités de base, soit près de 9 millions de "pixels" : les
appareils numériques actuels ne sont plus très loin de ce nombre.
Le débat "photo argentique ou CCD" semble donc dépassé tant il est vrai que le numérique va complètement
supplanter l'argentique dans les années qui viennent. Et les avantages du numériques sont très nombreux.
Il existe toutefois une crainte chez les astronomes amateurs, celui du coût. Il y a 7 ans, une CCD équipé d'un
capteur de 500 x 750 pixels coûtait 5'000.-. Avec le même nombre de pixels, une telle CCD coûte aujourd'hui
7'000.- avec des modifications mineures. Il y a 7 ans, la photo numérique astronomique faisait œuvre de
pionnière. Aujourd'hui les appareils photos numériques ont dépassé en nombre de pixels les CCD astro et surtout
coûtent beaucoup moins cher : avec un standard à 3 millions de pixels en 2001, les appareils photos numériques
sont 10 fois moins cher qu'une CCD astro avec un même nombre de pixels (1'800.- contre 18'000.-).
Le hic, c'est que les appareils photos numériques du marché ne sont pas vraiment adaptés à la photo
astronomique (en dehors de la Lune et des planètes) car le chip n'est pas refroidi.
Alors qu'en photo argentique, on peut toujours se procurer un vieux boîtier mécanique pour une somme modeste.
Il faut donc espérer que l'argentique tienne encore de nombreuses années car il n'est pas certain que la CCD astro
devienne rapidement accessible à la bourse de l'astronome amateur.
On voit par ailleurs se développer des techniques "parallèles" comme l'utilisation des webcam pour la photo
planétaire et même la photo du ciel profond. A suivre.
Quoiqu'il en soit, et comme on le verra dans les techniques astrophotographiques, il s'avère encore plus sage de
débuter par la photo argentique, histoire de ne pas brûler les étapes.