NOTE TECHNIQUE

Observations LHIRES III avec un reflex numérique EOS 350D

Le spectrographe LHIRES III peut recevoir toute une variété de récepteurs, dont des appareils photo numériques reflex. On montre ici un résultat obtenu avec un boîtier Canon EOS350D. Le filtre de coupure infrarouge original de ce boîtier a été remplacé par un filtre Baader qui laisse passer les longueurs d'onde au voisinage de la raie Halpha. Sans cette modification, la sensibilité vers 650 nm est bien trop faible pour pouvoir entreprendre une observation spectrographique sérieuse (mais bien, sur les autres parties du spectre, dans le vert et dans le bleu, sont tout à fait accessibles à un boîtier non modifié). Pour plus de précision sur cette modification, cliquer ici.


Figure 1. Le spectrographe au foyer d'un Celestron 11 et équipé d'un boitier EOS350D.

Pour les présents tests, le spectrographe LHIRES III est en configuration 1200 traits/mm. Compte tenu de la taille des pixels qui équipe le Canon 350D (6,4 µm), le dispersion spectrale inverse moyenne est de 0,244 angstrom par pixel.

Le boitier reflex est réglé sur la sensibilité de 800 ISO. Les données sont acquises en mode RAW. La caméra est piloté depuis un PC (utilisation de l'interface QuickRemote).

L'image ci-après est un spectre 2D brut posé 180 seccondes de l'étoile Gamma Cas. Elle est caractéristique des RAW au voisinage de la raie Halpha. On y voit la matrice de Bayer du détecteur (succession des pixels rouge, vert et bleu).

Figure 2. Allure du fichier RAW qui montre la structure CFA du détecteur (Color Filter Array). L'étoile est Gamma Cas. La forte émission de la raie Halpha est visible au centre. Les raies fines sont provoquées par la vapeur d'eau atmosphérique.

Ici seuls les pixels rouge sont éclairés, d'où l'allure '"pointilliste" de l'image. En fin de compte, au voisinage de la raie Halpha, un pixel sur quatre est utilisé. C'est le gros problème des boitiers numériques reflex (perte de sensibilité et problèmes d'échantillonnages potentiels du spectre).

La figure suivante, en haut, montre la fichier RAW "développé" du spectre de l'étoile Gamma Cas. En bas, on a le spectre de la lampe néon correspondant.



Figure 3. En haut, image en couleur de la raie rouge de l'hydrogène. En bas, les raies d'émission de la lampe néon utilisées pour l'étalonnage spectral.

Le profil spectral est calculé avec la foncton L_OPT de Iris/SpIris en utilisant uniquement la couche rouge. Les couches vertes et bleu sont ici sans intérêt car elles ne contiennent quasiment aucun signal (les utiliser ajouterait du bruit au résultat). La figure 4 montre le profil spectral. Il est le résultat de l'addition de 6 expositions de 180 secondes. Il est comparé à un spectre de l'étoile Gamma Cas réalisé avec une caméra Audine utilisant un CCD Kodak KAF-0402ME.

Figure 4. En bleu, le spectre réalisé avec une caméra Audine et le réseau de 2400 traits/mm. En rouge, le spectre réalisé avec le Canon EOS 350D.

Le spectre Canon EOS350D a été calibré de manière standard avec VisualSpec.

La matrice de Bayer est susceptible de produire des artefact dans le spectre, liés au problème d'échantillonnage, puisque dans le rouge, seul un pixel sur quatre est utilisé. Pour les minimiser, on a pris soin de déplacer légèrement l'étoile le long de la fente, entre chaque nouvelle acquisition d'une image lors d'une séquence. De cette manière à ce que le spectre ne se projète pas sur la même motif de pixels d'un bout à l'autre de l'observation d'une étoile. L'effet de moyenne qui en résulte semble avoir bien contenu les artefact attendu.

Avec une magnituide V=6.87, l'étoile Be HD206773 est un objet significativement plus faible que Gamma Cas. Son observation a été malgré tout tentée avec le 350D. On utilise toujours un Celestron 11 et le spectrographe LHIRES 3 avec le réseau de 1200 traits/mm.

La figure 6 montre une portion du spectre brut de cette étoile acquis avec le 350D en 300 secondes de pose. L'émission Halpha se devine au centre. C'est déjà une bonne nouvelle !


Figure 5. Partie du spectre brut de l'étoile HD206773 acquis avec un EOS 350D en 300 secondes de pose. La date de prise de vue est le 22,9 août 2006. La raie Halpha est au centre. La structure de la matrice de Bayer est aisément reconnaissable (seuls les pixels rouge donnent un signal significatif). Les points brillantes distribués dans toute l'image sont provoqués par le signal parasite thermique du capteur CMOS qui équipe le 350D. Il faut souligner que ce signal thermique est remarquablement bas compte tenu (1) de la durée de la pose longue pratiquée, (2) d'une température ambiante de 16°C, (3) de l'usage d'un capteur non refroidi.

La figure 6 est le résultat de l'addition de 12 spectres semblables à celui de la figure 5, après le prétraitement et le recentrage. Le temps de pose cumulé est donc d'une heure. Seuls les pixels de la "couche" rouge de la matrice de Bayer sont utilisé. L'allure de l'emission est à présent bien "lisible".

Figure 6. Cumul de 12 x 300 secondes de l'étoile HD206773 après soustraction du signal thermique, le développement du RAW et le centrage des traces le long de l'axe transverse à la dispersion.

On peut comparer sur la figure 7 des spectres de niveau 2a de HD206773 acquis en alternance avec un Canon EOS350 et une caméra CCD Audine KAF-0402ME.


Figure 7. Spectres comparés de HD206773.


Compte tenu du moyen employé, la consistance croisée de ces spectres est très bonne. La forme et la largeur équivalente est tout à fait mesurable dans les spectres acquis avec le 350D. La faible raie de l'hélium à 6679 A est même perceptible dans le spectre du 22.9 aout obtenu avec le 350D.

Remarquer que le spectre du 20.9 aout à été réalisé avec une fente particulièrement étroite (21 microns).

Bien sur la rapport signal sur bruit est supérieur dans les spectres acquis avec la caméra CCD. Mais il est intéressent de chiffrer cet écart. Nous le faisons sur les spectres du 22.9 aout (EOS 350D) et du 23.8 aout (Audine), réalisés dans des conditions très similaires. Les deux nuits était très bonnes, avec une faible turbulence. La transmission de fente a été évaluée à 0,32 (fente de 25 microns de large).

Pour la caméra Audine, le rapport signal sur bruit mesuré dans le continuum pour le temps de pose cumulé de 1500 secondes est de 67. Le signal dans le continuum, de part et d'autre de Halpha, est d'environ 8400 pas codeur (soit l'équivalent de 16800 électrons compte tenu du gain de la caméra).

Pour la caméra Canon EOS 350D, le rapport signal sur bruit mesuré dans le continuum pour le temps de pose cumulé de 3600 secondes est de 55. Le signal dans le continuum, de part et d'autre de Halpha, est d'environ 7300 pas codeur (soit l'équivalent de 8000 électrons compte tenu du gain de la caméra, utilisée à 800 ISO).

Pour retrouver ces valeurs dans le Exposure Time Calculator Lhires (ETCL), il faut considérer que le rendement quantique équivalent du EOS 350D au voisinage la raie Halpha est de 25%, que le bruit de lecture est de 10 électrons/pixel et que le signal thermique est de 0,1 électron/pixel. Ces valeurs sont importantes pour évaluer la performance atteinte avec un boitier reflex Canon (attention, pour un boitier ayant une réponse dans rouge étendu par remplacement du filtre anti-infrarouge). On rappelle que le rendement quantique d'un CCD KAF-402ME est d'environ 70% autour de la raie rouge de l'hydrogène.

Le rendement "équivalent" de 25% pour le capteur CMOS du Canon EOS350D est difficile à rattacher au rendement par pixel de ce même capteur. La difficulté vient de l'organisation en matrice de Bayer et de la forme de la trace du spectre. Ce que l'on peut dire, c'est que dans la situation d'utilisation et pour un même temps de pose, le CCD de la caméra Audine enregistre 2,8 fois plus de signal que le CMOS du Canon. L'écart est significatif, mais n'atteint pas un ordre de grandeur d'écart. Au prix d'un effort un peu plus important, un boitier photo légèrement adapté (350D + filtre Baader, ou pas de filtre du tout) peut permettre d'obtenir des résultats avec le spectrographe LHIRES, y compris sur des astres faibles (HD206773 est une étoile invisible à l'oeil nu).

Soulignons que HD206773 est une étoile est particulièrement active. Il n'est pas exclue qu'elle ait évoluer de forme sur la période illustrée par la figure 7. Certains écarts entre spectres sont peuvent être réels. A titre d'illustration, la figure 8 montre l'évolution de HD206773 entre le 23 août et le 3 septembre 2006 (Lhires III, C11, caméra Audine) !


Figure 8. Evolution de HD206773 sur une brève période.
Pour avoir une idée de manière dont la raie Halpha peut changer de forme sur cette étoile,
cliquer ici, et ici.

Bien sur, bien d'autres régions spectrales sont accessibles à un LHIRES équipé d'une reflex numérique. Par exemple, la figure 9 montre la région du doublet du sodium dans l'étoile Be Phi Per (les deux raies fines en absorption près du centre).  La raie de l'hélium à 5876 A, au profil complexe (absorption et émission) est visible à gauche du doublet du sodium.


Figure 9. Partie jaune du spectre de l'étoile Phi Per. LHIRES III + Canon EOS 350D.

Bien que moins performant qu'une caméra CCD, un boitier reflex numérique de la famille EOS peut produire de bon résultats avec le spectrographe LHIRES. cette utilisation est économique, formatrice et ludique (on comprend plus vite encore ce qu'est un spectre stellaire en raison de la présence des "vrais" couleurs). Nous avons aussi montré que, au prix de quelques précautions et d'un peu de patience dans l'utilisation (images plus grosses et longues à traiter comparativement à celles issues d'une caméra CCD), il était même possible de faire un usage scientifique du couple LHIRES / appareil photo numérique.

Cliquer ici pour d'autres observations effectuées avec LHIRES III + un Canon EOS.

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