Guide complet pour choisir sa caméra CCD

La compréhension du présent texte nécessite une connaissance de base sur les caméras CCD. La lecture du document «Introduction aux dispositifs à transfert de charge (CCD)» dans la bibliothèque est recommandée. Il est très important de bien comprendre les notions énoncées dans le présent dossier et de prendre le temps de calculer, comparer, vérifier et surtout s'informer sur le produit que vous convoitez. Ce document est le fruit d'un travail de plusieurs semaines de recherches. Je remercie Jean Vallières et Denis Pagé pour l'avoir revu, corrigé et validé.

Vous trouverez des images, informations techniques et générales sur les différentes caméras CCD les plus populaires actuellement sur le marché en cliquant sur les liens Internet...

SIGNETS:

Introduction

L'apparition des caméras CCD sur le marché au début des années 1990 a ouvert une nouvelle voie aux astronomes amateurs. La compagnie Santa Barbara Instruments Group (SBIG) venait d'introduire son modèle ST-4 dont la principale fonction était l'autoguidage de télescope pour faire de l'astrophotographie conventionnelle. La compagnie avait aussi adapté son système de façon à permettre aux utilisateurs de faire leurs premières armes en imagerie CCD.

Télescope de D. Bergeron avec l'autoguideur SBIG ST4

La dimension de la puce CCD (TC-211) avait 192 pixels de 13,75µ par 165 pixels de 16µ pour une dimension physique d'à peine 2,6mm x 2,6mm (surface de 6,97mm²). Le nombre total de pixels de cette matrice était de 31680. C'est très petit comparé à la dimension d'un négatif 24mm x 36mm. Les astrophotographes dont je faisais partie à l'époque ne juraient encore que par le film 35mm et avaient peu confiance en ces nouveaux gadgets.

Un des pionniers au Québec, à ma connaissance, à utiliser cette nouveauté technologique est notre confrère Gilbert St-Onge. Je me souviens d'une soirée d'observation à un de nos camps d'astronomie où je prenais une longue pose d'une comète au foyer primaire de mon télescope alors que Gilbert se contentait lui de courtes poses de 2 minutes pour atteindre des résultats phénoménaux comparativement à moi. J'ai dû passer 30 minutes à guider avec les contrôles de mon télescope, développer ensuite ma pellicule photographique puis agrandir mon négatif pour en faire une photo sur papier. L'image résultante montrait un centre complètement surexposé avec impossibilité d'y déceler le moindre détail. Gilbert s'amusait à me narguer en me montrant immédiatement ses images qu'il venait de faire en temps réel. Alors que je m'évertuais à lui prouver que la bonne vielle photo conventionnelle ne pouvait pas se faire battre par les pixels de sa caméra, je devais déclarer forfait quand j'ai vu la moisson d'objets célestes qu'il avait accumulée au cours de la même soirée d'observation. Gilbert avait pris une dizaine d'images de différents objets célestes qu'il s'amusait à nous montrer directement à l'écran de son ordinateur en appliquant différents traitements d'images afin d'en faire ressortir les détails subtils. C'en était trop pour moi.

Je me suis donc procuré, moi aussi, cette fameuse caméra SBIG ST-4. Mon but premier était de l'utiliser pour guider automatiquement mon télescope afin de faire de la photo conventionnelle car je n'avais aucun ordinateur et en plus, je ne connaissais rien à l'informatique. La caméra SBIG ST-4 ne nécessite l'emploi d'aucun ordinateur pour l'autoguidage de télescopes. Malgré l'automatisation de mon télescope pour obtenir des images photographiques du ciel, j'étais tenté d'essayer le volet imagerie CCD. Je me suis donc acheté un ordinateur et appris son fonctionnement. Mes premiers essais avec la caméra ST-4 m'ont révélé un univers de possibilités incroyables (image à droite). J'ai passé de très beaux moments à apprendre l'informatique et l'imagerie CCD. Je me suis de plus en plus documenté sur le sujet et ma passion n'a cessé de grandir à tel point que j'ai décidé de m'acheter par la suite une caméra CCD de qualité professionnelle (SBIG ST-6).

Photo d'une caméra de première génération LYNNX

A l'époque, d'autres compagnies voyaient le jour et annonçaient leurs nouveaux produits. La compagnie Spectra Source Instruments inaugurait ses modèles Lynxx. Cependant, ces modèles exigeaient l'emploi d'une carte d'interface que l'on incorporait dans un gros ordinateur PC. De plus, la dimension de la matrice CCD était la même que celle du modèle SBIG ST-4. La différence venait du convertisseur analogique-numérique qui était de 12 bits (4096 niveaux possibles ou teintes de gris) plutôt que de 8 bits (256 niveaux possibles ou teintes de gris) pour le modèle SBIG ST-4. La caméra LYNXX venait aussi avec un obturateur électro-mécanique et la construction électronique semblait supérieure. Cependant son prix avoisinait les 1500$US.

L'astrophotographe de Floride, Donald Parker, s'est fait une réputation internationale par la qualité de ses images planétaires obtenues avec ce type de caméra et avec son télescope de 40cm F5. Encore aujourd'hui, ses images planétaires rivalisent en qualité avec les images prises dans les grands observatoires professionnels.

A la même période, la compagnie SBIG inaugurait son nouveau modèle de caméra CCD de qualité professionnelle (SBIG ST-6) offrant une matrice beaucoup plus grande, une sensibilité supérieure, un circuit électronique permettant de maintenir la température du CCD régulé à -50°C sous la température ambiante, un obturateur électro-mécanique, un convertisseur analogique-numérique de 16 bits (65535 niveaux possibles ou teintes de gris), la possibilité de prendre des images sans la nécessité de guider le télescope (mode "Track and Accumulate"). En plus, la caméra pouvait s'utiliser sur le terrain avec un ordinateur portatif bas de gamme. Son coût à l'époque était de 3000$US. J'avais beaucoup lu sur cette caméra et admiré les superbes images qu'avait réalisé le canadien Jack Newton avec son télescope de 40cm F5. Avec la venue de nouvelles compagnies et l'apparition de nouveaux modèles de caméras CCD très performantes et abordables sur le marché, l'amateur d'aujourd'hui est maintenant plongé dans la confusion devant un tel éventail de choix.

Devant tant de modèles de caméras CCD et de compagnies diverses, quels types de caméras choisir? Il est même possible de s'en construire une à faible coût ! Alors quels seraient les critères à considérer pour faire un bon choix dans l'obtention d'une bonne caméra CCD qui nous donnera entière satisfaction. Avant de se lancer dans l'achat ou la construction de caméras CCD, mettons les choses en évidence.

Pour utiliser adéquatement une caméra CCD, il convient de signaler au lecteur que l'on doit faire l'analyse de ses intérêts et prévoir ce que nous voulons réaliser comme projets. Premièrement, de quels instruments disposez-vous? Êtes-vous suffisamment habile avec vos instruments? Êtes-vous suffisamment connaissant de l'astronomie pour orienter facilement votre télescope sur des objets célestes faibles? Êtes-vous assez passionné de l'astronomie pratique au point de justifier l'achat de caméra CCD? Êtes-vous capable d'apprendre par vous-même? Êtes-vous assez patient et persévérant pour bien maîtriser ce nouvel apprentissage? Êtes-vous à l'aise avec l'informatique? Êtes-vous capable de lire des documents en anglais? Êtes-vous à l'aise pour établir des contacts avec d'autres personnes plus expérimentées en la matière? etc, etc, etc. Combien d'argent et de temps êtes-vous prêt à investir? Voilà le genre de question que vous devez vous poser avant de vous lancer dans ce genre d'entreprise.

Bref, avant de se lancer dans le monde de l'imagerie CCD, il faut être très à l'aise avec ses instruments astronomiques, bien connaître son ciel et les différents types d'objets célestes, être capable d'orienter son télescope parfaitement sur le pôle nord céleste, être capable d'aller pointer avec ses instruments des objets très petits et faibles comme des galaxies, amas, comètes, etc, bien maîtriser l'informatique et surtout faire de l'astronomie pour la peine. Vous aurez sans doute besoin aussi de logiciels de planétarium sophistiqués utilisant le Guide Star Catalog (GSC) comme les logiciels TheSky, Megastar, Guide pour avoir des cartes du ciel montrant les étoiles et objets célestes jusqu'à la magnitude +15 et finalement des logiciels puissants de traitement d'images comme les logiciels PRISM, MAXIM DL, CCD SOFT, etc.

Il est injustifié de dépenser des fortunes en instruments de toutes sortes pour ne s'en servir que 3 ou 4 fois par année. Il faut considérer sa situation géographique, monétaire, familiale, professionnelle, etc. Si vous demeurez au centre ville de Montréal, vous devrez considérer sérieusement si vous pouvez utiliser suffisamment vos instruments. Il faut penser à la pollution lumineuse, circulation, le grand nombre d'édifices donc peu de champ de vision, bref, vous devrez probablement être obligé de vous déplacer. Si vous demeurez en banlieue, c'est beaucoup plus accessible, et si vous demeurez à la campagne, vous êtes un privilégié.

Si vous êtes de ceux pour qui l'astronomie est véritablement une passion et que vous voulez dépasser la limite de l'observation visuelle de vos instruments, là, vous êtes probablement plus justifié de vous lancer dans la fantastique aventure de la technologie CCD. C'est tout un univers de projets et défis fantastiques que vous pourrez découvrir.

De plus, cette technologie offre des possibilités immenses pour les résidents des villes qui sont malheureusement noyés dans la pollution lumineuse. L'astronome amateur, même équipé d'un télescope sophistiqué, est extrêmement limité en ville. L'ajout d'une caméra CCD peut lui ouvrir les portes de l'invisible. Une bonne caméra CCD peut lui faire découvrir la forme des galaxies, les détails des planètes, de la lune, du Soleil, suivre les comètes et astéroïdes, faire de l'astrométrie, etc. La sensibilité des caméras CCD est tellement grande que vous pourriez photographier la planète Pluton à Montréal en quelques secondes. Réfléchissez sur ce que vous désirez accomplir comme projets avec les caméras CCD.

En principe, tout bon télescope peut être utilisé avec les caméras CCD. Les critères importants sont la qualité optique des objectifs, une monture solide, un système d'entraînement motorisé suffisamment précis muni d'une raquette permettant de varier la vitesse des moteurs sur les deux axes du télescope. Si vous devez transporter l'instrument, il faut qu'il soit en plus très portatif.

Télescope Dynamax 8 monté avec une caméra CCD SBIG ST6

Selon vos projets, vous pouvez facilement choisir une caméra CCD en fonction des instruments que vous possédez. Que vous ayez seulement un petit télescope de 10cm, des téléphotos, une table sidérale, vous pouvez en tout temps choisir le type de caméra convenant à vos besoins si vous ne désirez pas investir dans des instruments trop coûteux. Certains amateurs font de l'imagerie CCD simplement avec des téléphotos ordinaires. Ils se servent d'une table sidérale motorisée pour guider. Ils obtiennent de splendides images d'objets célestes étendus comme Messier 31 (galaxie d'Andromède), certaines comètes, certains astéroïdes, etc.

Les télescopes les plus populaires sont du type Schmidt-Cassegrain genre Meade ou Celestron. Ces instruments sont très portatifs, munis en général d'un système optique de qualité, monture équatoriale à fourche motorisée sur les deux axes, trépied extensible et solide. Grâce aux multiples accessoires disponibles, il est de plus facile d'augmenter ou de diminuer la longueur focale de l'instrument par l'ajout d'une lentille de Barlow ou d'une lentille réductrice de focale (télécompresseur).

Le modèle Meade LX-200 dispose d'un système électronique permettant de varier la vitesse des moteurs sur les deux axes, d'y adjoindre une connexion pour permettre l'autoguidage automatique avec CCD, d'y brancher un ordinateur pour contrôler le télescope à partir de programmes informatiques puissants comme Megastar, TheSky, Prism, Guide, etc. Il possède un circuit électronique PPEC (Permanent Periodic Error Correction) permettant d'enregistrer les corrections pour diminuer les erreurs périodiques des engrenages et pour permettre un meilleur suivi de l'instrument. Les télescopes Celestron ont un circuit équivalent qui se nomme PEC (Periodic Error Correction). A noter, que le PEC des Celestron perd l'information aussitôt que l'alimentation est coupée. Il faut recommencer toute la procédure du PEC aussitôt que l'on réactive l'alimentation. Les PPEC des télescopes Meade gardent l'information enregistrée en permanence. C'est un point extrêmement important à considérer. Finalement, le modèle Meade LX-200 possède également un circuit électronique ayant en mémoire les positions de milliers d'objets célestes qu'il suffit d'aller chercher dans la base de données à partir de la raquette de contrôle et de presser le bouton GOTO pour que le télescope pointe automatiquement sur l'objet recherché. De plus, en entrant les coordonnées manuellement comme dans le cas d'une comète ou d'un astéroïde, le télescope se place automatiquement sur cette position.

Travailler avec ces instruments facilite de beaucoup la tâche du pointage de l'instrument sur notre cible. De plus, la valeur de revente est excellente, ce qui fait qu'il est possible de récupérer une bonne partie de ses investissements. C'est ce type d'instruments (Meade SCT 25cm F10 LX-200) que j'utilise moi-même depuis 1991 et j'en suis extrêmement satisfait. Même au cours des grands froids d'hiver, mes caméras CCD et mon télescope m'ont toujours donné satisfaction.

Il est cependant primordial de munir les télescopes Schmidt-Cassegrain d'un tube pare-buée chauffant pour empêcher l'humidité de se déposer sur la lame correctrice placée à l'avant du télescope. Le modèle le plus répandu est le SCT 20cm F10 (diamètre 200 mm et longueur focale au foyer primaire de 2000mm). Nous allons faire nos comparaisons à partir de ce standard plus loin dans le texte.

Il existe aussi un autre type d'instrument qui est également très bien adapté pour les caméras CCD quoique moins répandu. Il s'agit des lunettes astronomiques. Ces instruments sont par contre plus sensibles aux aberrations chromatiques que ne le sont les instruments à miroir. Les lunettes sont reconnues pour offrir des images à haut contraste et sont excellentes pour l'observation planétaire. Il est cependant difficile d'affirmer que les lunettes de petits diamètres sont supérieures aux télescopes Schmidt-Cassegrain de plus gros diamètres. La popularité des lunettes est moindre à cause du prix exorbitant des diamètres supérieures à 10cm. Pour une bonne qualité de lunette astronomique, il est fortement conseillé de choisir un objectif APOCHROMATIQUE.

Choisir parmi un choix de caméras CCD est sûrement tout un défi aujourd'hui. Il faut établir un choix en fonction de ce que l'on envisage de faire avec son appareil. Si nous désirons uniquement se spécialiser en imagerie lunaire ou planétaire, notre choix de caméra sera très différent de celui qui envisage de se spécialiser en imagerie des objets du ciel profond (deep sky).

Personnellement, je trouve qu'il n'est pas logique d'acheter une caméra CCD bas de gamme si l'on désire faire de l'imagerie des objets du ciel profond. Quoique qu'il est possible de faire tout de même de belles images avec une caméra CCD bas de gamme, vous risquez de demeurer sur votre appétit et si vous regrettez votre achat, vous risquez d'être pris avec votre instrument.

Par exemple, sans vouloir dénigrer certaines caméras CCD au détriment des autres, si vous achetez une caméra CCD bas de gamme autour de $500 et que cette caméra ne possède pas de système de refroidissement pour diminuer le courant d'obscurité, si elle présente une petite surface de matrice CCD, si elle a un convertisseur analogique-numérique de 8 bits (256 niveaux possibles ou teintes de gris), si elle ne possède pas d'obturateur électronique ou mécanique, et que vous désirez faire de l'imagerie du ciel profond, vous risquez d'être très déçu. Ce type de caméra vous permettra de prendre des images lunaires ou planétaires acceptables mais c'est à peu près tout.

Par contre, si cette même caméra possède la possibilité de faire de l'autoguidage automatique de télescope (comme par exemple le modèle SBIG ST-4), vous pourrez tout de même mieux utiliser et rentabiliser votre appareil. Si vraiment, vous voulez vous lancer dans l'achat d'une bonne caméra CCD, n'hésitez pas à investir dans la qualité du produit. Vous y gagnerez au change.

Les caméras CCD d'aujourd'hui ont maintenant fait leur réputation. Dans les listes de discussion sur Internet, les utilisateurs osent dire tout haut ce qu'ils pensent sur tels types de caméras et sur les fabricants. Attention à la publicité! Certaines compagnies offrent une gamme de caméras CCD à bons prix mais ceux qui les ont achetées l'ont beaucoup regretté car ils sont pris avec des problèmes électroniques ou de logiciel ne correspondant pas du tout à ce que clamait la publicité.

Par contre, d'autres compagnies présentent des produits et du service qui font leur réputation. Sur les listes de discussion, les modèles de caméras CCD très populaires sont ceux de la compagnie SBIG. Sans vouloir faire de publicité partisane, je crois qu'il est important de signaler aux futurs utilisateurs que la compagnie SBIG s'est fait une réputation internationale pour la qualité de ses produits et de son service impeccable. J'ai moi-même eu affaire avec eux et je n'ai que des éloges à leur faire. Cette compagnie est vraiment à l'écoute de ses clients et innove constamment. La plupart des utilisateurs des produits SBIG sur les listes de discussion présentent des commentaires très positifs sur leurs produits. La compagnie SBIG a introduit des produits très intéressants comme plusieurs types de caméras CCD adaptées à tous les budgets, de multiples accessoires, des filtres pour l'imagerie couleur et dernièrement, elle vient d'introduire un système d'optique adaptative et un spectroscope très efficace que l'on peut ajouter aux caméras CCD modèles ST-7 et plus. Personnellement, je recommande très fortement cette compagnie pour la qualité de ses produits et le service. C'est en plus, l'une des compagnies les plus facilement accessible en Amérique du Nord.

Photo d'une caméra CCD autoguidage MEADE

La compagnie Meade est sans doute un leader pour la qualité de ses instruments astronomiques mais je mets en garde les utilisateurs sur la publicité reliée à ses caméras CCD. La publicité de Meade décrit ses caméras CCD comme étant presque entièrement automatiques. Attention! Lors de l'introduction de ces caméras CCD sur le marché, il y a eu de nombreuses plaintes à l'effet que les performances ainsi que leur logiciel ne semblaient pas correspondre du tout aux attentes des consommateurs selon la publicité clamée. Plusieurs possesseurs de caméras CCD Meade ont voulu se débarrasser de leur appareil même s'ils y perdaient au change et ils n'ont pas trouvé d'acheteurs. Il est cependant important de signaler que Meade a revu complètement ses caméras CCD et les a réintroduit sur le marché avec la nouvelle série XT (ex: Meade Pictor 416XT). Les prix de leurs caméras CCD semblent inférieurs à la moyenne des autres compagnies mais il faut faire très attention. Il vaut mieux demeurer très prudent et vérifier sur Internet les impressions des utilisateurs pour ces produits.

D'autres modèles de caméras CCD comme le HiSIS-22 sont très populaires en France mais le sont un peu moins en Amérique du Nord. Même si cette caméra est excellente, il faut s'informer sur la qualité du service après vente car si le distributeur qui vend ce produit fait faillite, qu'arrive-t-il si vous devez faire réparer cet appareil? Il faut s'informer auprès du distributeur d'un produit européen commercialisé ici en Amérique du Nord.

La compagnie Starlight Xpress d'Angleterre est de plus en plus présente en Amérique du Nord et présente des produits de très haute qualité à un coût relativement abordable. Ces caméras sont très populaires en Angleterre et en Europe et les critiques sont très positives. Plusieurs magasins américains et un canadien offrent les produits Starlight Xpress. J'ai envoyé quelques messages à Terrance Platt et ce dernier n'a pas tardé à me répondre. Entre autre, il m'indiquait qu'il n'y avait aucune crainte à avoir en cas de bris de leurs produits, les détaillants peuvent facilement offrir une garantie à cet effet.

D'autres modèles de caméras viennent de faire leur apparition sur le marché. Personnellement, je me méfie de la publicité alléchante de promotion de ces nouveaux appareils. Je recommande d'attendre au moins un an et de suivre les critiques sur ces nouveaux modèles dans les revues d'astronomie ou sur les listes de discussion sur Internet.

Comme on le voit, la gamme de caméra CCD maintenant disponible sur le marché peut facilement embrouiller et piéger le nouvel utilisateur potentiel. Une fois que nous avons clairement établi les projets que nous désirons effectuer avec notre future caméra CCD, quels seraient les critères à considérer pour l'obtention d'un bon appareil qui correspondra à nos attentes.

NOTE: Afin de faciliter l'analyse des caméras CCD, nous établirons 2 types de projets d'imagerie:

Le premier critère a considérer dans notre choix de caméra CCD dépendant des projets que nous anticipons portera sur la taille et le nombre de pixels dans une matrice CCD. La croyance populaire laisse sous-entendre que nous devons privilégier les petits pixels au détriment des plus gros au profit d'une meilleure résolution. Il est important de démystifier cette croyance. On tentera de choisir autant que possible des matrices dont les pixels sont carrés ou presque afin de diminuer la distorsion de l'image à l'écran d'un ordinateur. Les images d'une caméra CCD dont les pixels ne sont pas carrés peuvent présenter une certaine distorsion à l'écran. Il est cependant facile de remédier à ce problème en réajustant la géométrie des pixels de l'image par logiciel (fonction RESAMPLE) comme s'il s'agissait de pixels carrés. A noter que les caméras CCD équipées de pixels légèrement rectangulaires ne sont pas à dénigrer. Il ne faut surtout pas que la différence entre la largeur et la longueur du pixel ne soit trop prononcée. Il ne faut pas craindre d'utiliser des caméras en se basant sur le seul fait que les pixels ne sont pas carrés. Il faut considérer d'autres critères dans nos choix.

Le choix d'une caméra CCD adaptée à l'imagerie planétaire ne nécessite pas autant de critères de qualité qu'une caméra adaptée à l'imagerie des objets du ciel profond. En général, pour l'imagerie lunaire et planétaire, on privilégie une caméra CCD ayant les plus petits pixels possibles, une matrice plus petite, un obturateur électronique, un convertisseur analogue-digital d'au moins 12 bits (4096 niveaux possibles ou teintes de gris), des temps d'exposition pouvant être très courts (0,01 sec). Un système de refroidissement pour limiter le courant d'obscurité n'est pas absolument nécessaire pour ce genre d'imagerie. A noter que dû au fait que les planètes sont en général très brillantes, on utilise en principe un très court temps d'exposition (0,1 sec à 0,7 sec) pour figer la turbulence. A ces courts temps de pose, le bruit parasite est peu nuisible et une caméra CCD n'ayant pas de système de refroidissement pourrait très bien faire l'affaire. Le coût en serait considérablement réduit.

Photo d'un oculaire avec réticule carrée pour centrer les objets

Pour augmenter la longueur focale afin d'atteindre la résolution idéale, nous utilisons une lentille de Barlow 2X ou 3X avec un tube d'extension. Pour les matrices CCD très petites, il est parfois difficile de centrer la planète. Il suffit alors de se confectionner un oculaire (ex: 40mm) muni d'un réticule carré ou rectangulaire correspondant au champ effectif de la matrice CCD. Le foyer se fait en général sur des étoiles environnantes près de la planète. Une fois la caméra CCD parfaitement au foyer, il suffit de glisser un petit anneau de métal sur le barillet de l'oculaire jusqu'à ce que l'on atteigne le foyer parfait à l'oculaire sans jamais déranger le foyer du télescope. Ensuite, on bloque l'anneau sur le barillet de l'oculaire. En procédant de la sorte, il suffit à l'avenir de faire le foyer avec l'oculaire seulement et de centrer l'objet dans le réticule. Le foyer est à point et notre objet est parfaitement centré dans la matrice CCD. Croyez-en mon expérience, cette pratique vous sauvera bien des manipulations et des frustrations si vous travaillez avec une petite matrice CCD.

Pour l'imagerie des objets du ciel profond, nos critères doivent reposer sur une caméra offrant le plus grand nombre de pixels possible mais dont la grosseur des pixels doit être adaptée (selon la longueur focale du télescope) pour offrir un échantillonnage de 2 à 3 secondes d'arc par pixel pour une rapport focal de télescope d'environ F5. De plus, nous devons privilégier un système de refroidissement régulé, un convertisseur analogique-numérique d'au moins 12 bits (4096 niveaux possibles ou teintes de gris), un obturateur électro-mécanique et un capteur CCD ayant le moins de bruit de lecture et de courant d'obscurité possible.

Il est essentiel d'avoir un bon système de guidage de l'instrument. La possibilité de prendre des images soit par le mode Track and Accumulate, avec un CCD de guidage automatique (autoguideur), ou en guidant manuellement est essentiel. Ces critères ne se retrouvent que dans les caméras CCD haut de gamme qui sont plus dispendieuses. A signaler ici qu'avec une caméra haut de gamme, vous serez parfaitement équipés pour tous les genres de travaux possibles.

Commençons à parler de résolution. Il existe trois principaux facteurs affectant la résolution de l'image prise avec une caméra CCD. Il s'agit du diamètre de l'objectif du télescope (maximum de lumière possible et de pouvoir séparateur), le rapport focal (agit sur la quantité de lumière reçue) et la longueur focale (pour atteindre la résolution maximum des pixels de la caméra CCD).

On sait que pour les télescopes, la résolution sera d'autant meilleure que le diamètre de l'objectif sera grand. Ainsi, un télescope de 10cm aura une résolution inférieure à un télescope de 40cm de diamètre. C'est d'ailleurs pour cette raison que nous cherchons à accroître constamment le diamètre des objectifs des télescopes pour augmenter encore plus la résolution et l'accumulation de lumière. Malheureusement, notre atmosphère (seeing) limite grandement les performances optiques des télescopes et c'est pour cela que l'on cherche à construire les observatoires sur le sommet des plus hautes montagnes et à y installer des systèmes d'optique adaptative.

En pratique, le ciel du Québec offre très rarement des résolutions supérieures à 2 ou 3 secondes d'arc. J'ai souvent noté que certaines de mes images CCD prises à des occasions différentes d'un même objet étaient meilleures que d'autres. Donc, plusieurs facteurs peuvent affecter la qualité des images. La qualité du télescope utilisé, l'alignement des composantes optiques, la précision du guidage, la précision de la mise au foyer de notre caméra, le "seeing", la qualité de notre caméra CCD, etc. Voilà des facteurs qui peuvent beaucoup influencer. Cependant, un des facteurs sur lesquels nous n'avons que très peu d'emprise est sans contredit le "seeing" (limpidité du ciel).

La résolution des caméras CCD est basée sur la taille physique des pixels de la matrice CCD. Dans le meilleur des mondes, on atteindrait la résolution maximum de notre caméra lorsque 2 pixels de notre matrice couvrirait la tache centrale de diffraction d'une étoile (critère de Nyquist). Pratiquement, il est très difficile voire impossible d'atteindre cette limite à cause des contraintes d'observations (atmosphère, guidage du télescope, vent, optique de l'instrument, etc).

En réalité, la grosseur des pixels de notre matrice CCD importe peu. Ce qui est important par contre, c'est d'adapter autant que possible la longueur focale de notre instrument selon la dimension physique des pixels de notre caméra CCD pour atteindre un échantillonnage idéal pour le type d'objet convoité. Cette échantillonnage idéale serait autour de 2 à 3 secondes d'arc par pixel pour les objets du ciel profond et de 0,3 à 0,5 secondes d'arc par pixel pour les planètes.

Il est possible d'adapter la longueur focale d'un instrument en y ajoutant une lentille de Barlow pour augmenter la longueur focale pour faire de l'imagerie lunaire ou planétaire ou une lentille réductrice de focale pour réduire la longueur focale du télescope afin d'obtenir l' échantillonnage recommandée de la caméra CCD pour les objets du ciel profond.

Pour l'imagerie lunaire et planétaire, l'emploi d'un télescope ayant un gros diamètre et une longue focale est à recommander. Pour l'imagerie des objets du ciel profond, l'emploi d'un télescope ayant un gros diamètre et un rapport focal court (F5) est idéal. Dans les deux cas, on choisira une caméra CCD parfaitement adaptée à l'optique de nos instruments.

Par exemple, prenons un télescope Schmidt-Cassegrain de 20cm ayant un rapport focal de F10 (longueur focale de 2000mm) au foyer primaire. Si nous y ajoutons une lentille de Barlow de 2X, le rapport focal doublera à F20 d'où une longueur focale effective de 4000mm. Le champ de vision sera 2 fois plus petit et la quantité de lumière sera 4 fois moins grande. Par contre, la résolution sera 2 fois plus grande. C'est pour cette raison que pour séparer une étoile double ou observer les détails lunaires et planétaires, nous grossissons l'image pour augmenter le pouvoir séparateur de l'instrument ou la résolution.

Par contre, si l'on dispose une lentille réductrice de focale (télé-compresseur) au foyer primaire, on réduit le rapport focal à F5 (longueur focale 1000mm). Le champ sera 2 fois plus grand et la quantité de lumière sera 4 fois plus grande. La résolution sera cependant 2 fois moins grande. Nous remarquons donc que la résolution augmente à mesure que la longueur focale augmente au prix d'une diminution du champ de vision et de la quantité de lumière. Pour une caméra CCD, la dimension physique du pixel limite cette résolution quelque soit le télescope utilisé. Il faut s'assurer d'adapter autant que possible la longueur focale de l'instrument pour permettre d'atteindre l'échantillonnage idél du CCD. On appelle «échantillonnage» le champ de ciel couvert par un pixel de notre matrice CCD en seconde d'arc. On calcule l'échantillonage par l'expression suivante:

où S est l'échantillonnage ou champ de ciel couvert par 1 pixel en seconde d'arc, P est la dimension physique d'un pixel en microns et FL est la longueur focale de l'instrument utilisé en millimètre (mm).

Pour des performances maximum, on considère que pour l'imagerie des objets du ciel profond un échantillonnage de 2 à 3 secondes d'arc par pixel serait idéal. Pour l'imagerie planétaire, on cherchera à atteindre un échantillonnage de 0,3 à 0,5 secondes d'arc par pixel.

Par exemple, prenons une caméra CCD possédant des pixels de 9µ carrés (SBIG ST-7, HiSIS-22, PICTOR 416) comparativement à une autre caméra possédant des pixels de 25µ (dimension moyenne des pixels 23µ X 27µ de la caméra SBIG ST-6). Si nous avons un télescope dont la longueur focale au foyer primaire est de 2000mm, la caméra ayant des pixels de 9µ aura un échantillonnage de 0,93 secondes d'arc par pixel comparativement à 2,6 secondes d'arc par pixel pour la caméra possédant des pixels de 25µ. Ainsi, à cette longueur focale, la caméra CCD ayant des pixels de 25µ serait mieux adapté que celle de 9µ pour l'imagerie du ciel profond. Lorsque l'échantillonnage est plus petit que 2 secondes d'arc, on parle de sur-échantillonnage. Lorsqu'il est plus grand que 2 secondes d'arc , on parle alors de sous-échantillonnage.

En adaptant la longueur focale de notre instrument pour atteindre l'échantillonnage idéal de notre caméra CCD, nous atteignons ainsi le maximum de résolution. Plusieurs amateurs utilisent des lentilles réductrices de focale pour augmenter le champ de vision de leur caméra ainsi que la quantité de lumière. Cela peut être utile pour certains types de travaux comme englober une galaxie entière ou une comète. En diminuant la longueur focale effective du télescope, on sous-échantillonne les pixels de notre caméra CCD. Au lieu des 2 secondes d'arc par pixel recommandés, nous obtenons 4 secondes d'arc par pixel (si nous passons de F10 à F5 pour une caméra SBIG ST-6 par exemple). La conséquence du sous-échantillonnage est une diminution de la résolution du CCD et le risque d'obtenir des étoiles présentant un aspect carré à l'écran. De plus, au niveau des mesures astrométriques et photométriques d'étoiles variables, de novae, supernovae, comètes ou d'astéroïdes, le fait de sous-échantillonner les pixels peut générer des mesures erronées. Il ne faut pas que la lumière des étoiles soit trop dispersée sur les pixels environnants ou trop concentrée sur un petit nombre de pixels d'où l'importance de respecter autant que possible le critère de Nyquist.

Image de la galaxie Ngc6946 prise avec une caméra CCD ST6

Par expérience, j'utilise moi-même une lentille réductrice de focale avec mon télescope Meade SCT 25cm F10 pour augmenter le champ de ma caméra CCD et la quantité de lumière. Mon rapport focal passe de F10 à F5 (2500mm à 1275mm). Selon la théorie, ma caméra SBIG ST-6 avec ses gros pixels de 25µ (moyenne) serait parfaitement adaptée à mon télescope si j'utilisais ma caméra au foyer primaire (F10) sans lentille réductrice de focale. J'obtiens l'échantillonnage correspondant au maximum de résolution de ma caméra (2 secondes d'arc par pixel).

Photo de la galaxie NGC6946 prise à grand champ

En réduisant ma longueur focale à F5 (FL: 1275mm, à gauche), j'obtiens un échantillonnage de 4 secondes d'arc par pixel. En examinant l'aspect de mes images prises à cette focale, je ne remarque pas que mes étoiles présentent un aspect carré à l'écran. Par contre, il est vrai que la résolution est moins grande si je compare une image identique prise à F10 (à droite). Je peux affirmer cependant qu'il est beaucoup plus aisé de travailler à F5 qu'à F10. Le champ y est plus grand, la quantité de lumière y est 4 fois plus grande, il est facile d'y trouver et centrer les objets célestes et le rapport signal/bruit (S/B) y est supérieur. A mon avis, il est bon de considérer que si vous désirez obtenir plus de résolution sur un objet céleste, vous avez intérêt à vous en tenir au critère de 2 secondes d'arc par pixel et d'utiliser un télescope offrant un rapport focal bas (F5). Si votre rapport focal est autour de F10 comme dans mon cas avec mon télescope 25cm F10 et ma caméra ST6, il vous faudra exposer plus longtemps et mettre un peu plus d'attention dans le guidage de votre instrument. Ceci est à considérer très sérieusement dans le choix de notre caméra pour l'imagerie des objets du ciel profond.

Quant au sur-échantillonnage des pixels pour l'imagerie des objets du ciel profond, il faut l'éviter à tout prix car en augmentant la longueur focale, nous diminuons le champ de vision, nous augmentons la difficulté de trouver nos objets faibles, nous diminuons le rapport signal/bruit, nous devrons augmenter considérablement le temps d'exposition, nous augmentons les risques de mauvais guidage et en plus nous ne gagnons absolument rien en résolution. Tout ce que nous obtiendrons, c'est une augmentation de la taille des étoiles sur l'image!

Le seul avantage de sur-échantillonner nos pixels est pour l'imagerie CCD des étoiles doubles, l'imagerie planétaire, lunaire et solaire donc pour les objets brillants où il est possible de figer la turbulence de l'atmosphère en utilisant de très court temps de pose et aussi grâce à la très grande brillance de ces objets.

Si nous désirons savoir quelle longueur focale il faudrait atteindre pour obtenir les résolutions recommandées, il suffit de transformer l'équation précédente par celle-ci:

Dans notre exemple, pour obtenir une résolution de 0,5 secondes d'arc (S=0,5) par pixel (imagerie planétaire) avec une caméra CCD dont les pixels mesurent 9µ (P=9), nous aurons besoin d'une longueur focale de 3690mm (F20 environ pour un télescope de 20cm). Pour une caméra ayant des pixels de 25µ, cela nous prendrait une longueur focale de 10300mm (f52 environ pour un télescope de 20cm). On remarque que pour l'imagerie planétaire, la taille physique des pixels joue un rôle important dans l'obtention de la bonne longueur focale pour atteindre l'échantillonnage idéale de 0,3 à 0,5 secondes d'arc par pixel.

L'américain Roger W. Sinnott a créé un nomogramme permettant de calculer la longueur focale à atteindre pour une dimension de pixel et une échantillonnage donnée. Par exemple, pour une dimension de pixel de 10µ et un échantillonnage de 2 secondes d'arc, la longueur focale à atteindre est de 41 pouces (1041mm) environ. Ce nomogramme est basé sur la formule précédente de l'échantillonnage.

Le critère de la dimension physique des pixels d'une matrice CCD n'est donc pas un critère important à prime abord car c'est la résolution du CCD qu'il faut tenter d'atteindre pour l'imagerie des objets du ciel profond (soit 2 à 3 secondes d'arc par pixel). Nous aurons les mêmes performances quelle que soit la caméra CCD utilisée si nous respectons ce critère de résolution.

Le nombre de pixels de la matrice CCD sera beaucoup plus important à considérer que la seule dimension physique des pixels. Pour établir la dimension physique de la matrice CCD, il suffit simplement de multiplier la dimension d'un pixel par le nombre de pixels par lignes.

Par exemple, la caméra SBIG ST-4 possède un CCD TC-211 de 192 pixels de 13,75µ par 165 pixels de 16µ, ce qui fait une matrice de dimension physique de 2,64mm x 2,64mm. Le nombre total de pixels est de 31680. La surface effective sera de 6,97mm2. La caméra ST-6 avec son CCD TC-241 possède 375 pixels de 23µ par 242 pixels de 27µ. Le nombre total de pixels est de 90750. La dimension physique de sa matrice est de 8,6mm x 6,5mm et sa surface effective est de 56,36mm2. La caméra ST-7, HiSIS-22 ou Pictor 416XT possède un CCD KAF-400 dont la matrice mesure 512 pixels de 9µ par 768 pixels de 9µ pour un nombre total de 393216 pixels, de dimension physique de 6,9mm x 4,6mm et de surface effective de 31,79mm2.

Pour un même échantillonnage de 2 secondes d'arc par pixel, la caméra ST-4 couvrirait un champ de 6,4' x 5,5', la caméra ST-6 couvrirait un champ de 12,5' x 8' et la caméra ST-7 couvrirait un champ de 25,6' x 17'. On remarque que pour un échantillonnage idéal de 2 seconde d'arc par pixel, la caméra qui couvrirait le plus grand champ serait la caméra possédant le plus grand nombre de pixels.

Par contre, si nous plaçons chacune de ces caméras au foyer de notre télescope de 20cm F10 (FL: 2000mm), ce sera la caméra ayant la plus grande surface effective de la matrice CCD qui couvrira le plus grand champ de ciel car l'échantillonnage par pixel dépendra de la dimension physique du pixel à cette longueur focale.

Avec une longueur focale de 2000mm, l'échantillonnage du TC-211 (SBIG ST-4) est d'environ 1,54 seconde d'arc par pixel produisant un champ de 4,5' x 4,5', celui du TC-241 (SBIG ST-6) sera de 2,57 seconde d'arc par pixel offrant un champ de 16,09' x 10,4' et finalement celui du KAF-400 (SBIG ST-7) offre un échantillonnage de 0,9 seconde d'arc par pixel pour un champ de 11,5' x 7,68'.

On remarquera donc qu'un des critères importants à rechercher lors de l'acquisition d'une caméra CCD pour faire de l'imagerie CCD d'objets du ciel profond est le nombre de pixels et la dimension des pixels servira plutôt comme critère à considérer pour tenter d'obtenir le maximum de résolution.

A première vue, une matrice CCD ayant des pixels de 9µ conviendrait très bien pour un télescope dont la longueur focale serait d'environ 927mm. Un télescope Schmidt-Cassegrain Meade 20cm ou 25cm F10 muni d'une lentille réductrice de focale à F5 (FL: 1000mm) conviendrait très bien à ce type de caméra. Une caméra comme le modèle ST-7 , HiSIS-22 ou Pictor 416XT serait donc très appropriée.

Par contre, la caméra ST-6 avec ses gros pixels de 23µ x 27µ (pixel moyen de 25µ) serait plus appropriée pour les télescopes ayant une longueur focale d'environ 2500mm. Un télescope Meade 25cm F10 (FL: 2500mm) serait approprié ou mieux un télescope 40cm F5.5 ou 50cm F5. N'oubliez pas que plus le rapport focal d'un télescope est petit (F5) plus il pourra concentrer de lumière d'où un meilleur rapport signal/bruit sur les images CCD.

Par exemple, un télescope ouvert à F5 concentrera 4 fois plus de lumière qu'un autre télescope de même diamètre mais ayant un rapport focal de F10. On pourrait donc exposer 4 fois moins longtemps. Le fait d'exposer moins longtemps une image CCD trouve son importance dans le temps qu'il faudra mettre pour guider un télescope. Ce critère sera moins strict si nous disposons d'un système de guidage automatique comme l'ajout d'un CCD autoguideur (SBIG ST-4 ou Meade Pictor 201XT). De plus, des poses plus courtes diminuent le nombre d'électrons parasites provenant du courant d'obscurité dans chaque pixel.

Outre la dimension et le nombre de pixels que l'on doit considérer, il y a aussi la capacité du pixel à contenir des électrons. Plus un pixel est gros, plus il peut contenir d'électrons et moins il se sature vite. Par exemple, la capacité des pixels de la matrice CCD TC-241 (SBIG ST-6) est de 400000 électrons alors que la matrice KAF-400 (SBIG ST-7) n'en contient que 85000 (version sans anti-blooming). Les conséquences d'un pixel saturé rapidement par une étoile brillante ou une trop longue exposition est un débordement d'électrons sur les pixels voisins créant une barre verticale blanche inesthétique appelée "blooming". Certains concepteurs de puce CCD incorporent dans la matrice des drains pour évacuer ces électrons excédentaires diminuant l'effet de "blooming". On appelle ces matrices "anti-blooming". Cependant, une matrice "anti-blooming" présente l'inconvénient d'être beaucoup moins sensible (d'un ordre pouvant aller de 20 à 30%). On peut diminuer l'effet de "blooming" sur les étoiles brillantes en prenant de courtes poses et en faisant une moyenne des images par logiciel.

Par exemple, la matrice KAF-400 avec ses pixels de 9µ possède 2 versions. La version standard "avec anti-blooming" et la version "sans anti-blooming". L'aspect des images "avec anti-blooming" présente des images beaucoup plus esthétiques que celles de la version "sans anti-blooming". Cependant, le prix à payer pour ce luxe est une diminution de la sensibilité du CCD de l'ordre de 30%. L'effet de "blooming" est peu visible pour les objets célestes étendus. Si l'effet de "blooming" n'est pas un critère qui vous bloque et que vous voulez obtenir le maximum de sensibilité, optez pour la version "sans anti-blooming" si vous achetez une caméra CCD avec la matrice KAF-400. Ce critère est primordial si vous désirez faire de la photométrie à haute précision avec votre caméra plus tard. Il existe maintenant sur le marché des logiciels capable d'éliminer le blooming. L'américain Ron Wodaski a introduit un logiciel appelé DEBLOOMER qui fonctionne avec les logiciels MAXIM DL et CCD SOFT.

Le CCD TC-241 (SBIG ST-6) possède la possibilité de contrôler le "blooming" électroniquement par logiciel. Cette fonction est très utile pour ceux qui veulent utiliser leur caméra pour la photométrie ou s'ils veulent uniquement des images esthétiques.

IMPORTANT: Assurez-vous de demander la version "sans anti-blooming" lors de l'achat d'une caméra CCD car souvent c'est la version AVEC anti-blooming qui est vendue comme standard sur le marché .

Certains fabricants indiquent que leur matrice CCD possède un dispositif anti-blooming de 100X (SBIG) ou 800X (Starlight Xpress). Ces indications signifient que la quantité totale de lumière qui tombe sur le pixel durant l'exposition peut être 100 fois ou 800 fois la valeur qui sature le pixel avant de commencer à déborder sur les pixels adjacents.

L'autre inconvénient d'une matrice à petits pixels comparativement à une matrice à pixels plus gros est une plus faible détectivité des objets faibles comme les galaxies. Pour une étoile faible par contre, la détectivité est meilleure avec des pixels plus petits, ce qui serait un avantage pour les chasseurs d'astéroïdes.

Pour augmenter la sensibilité des pixels pour les objets faibles et étendus comme une galaxie, on utilise le "binning" qui consiste à accumuler la lumière (ou signal) des pixels adjacents joints deux par deux (identiques à des pixels qui auraient une dimension de 18µ) ou trois par trois (identiques à des pixels qui auraient une dimension de 27µ). On obtient ainsi une meilleure détectivité des objets faibles et étendue mais au prix d'une diminution de la résolution. Cette fonction de "binning" est disponible sur la plupart des bonnes caméras CCD haut de gamme possédant de petits pixels.

L'inconvénient d'effectuer du "binning", outre la diminution de résolution, est également la diminution du champ effectif de la matrice CCD (si l'on maintient l'échantillonnage idéal de 2 secondes d'arc par pixel). Par exemple, le CCD KAF-400 avec ses pixels originaux de 9µ carrés offre une surface effective de 768 x 512 pixels sans "binning". Si nous joignons les pixels deux par deux, la grandeur physique des pixels deviendra équivalent à des pixels de 18µ carrés. Le nombre de pixels effectifs diminuera de moitié et deviendra 384 x 256 pixels. Si nous joignons les pixels trois par trois, la taille des pixels sera équivalent à 27µ (semblable au TC-241) mais avec une surface effective équivalente à 256 x 170 pixels.

Si nous adaptons la longueur focale du télescope pour que l'échantillonnage des pixels couvre 2 secondes d'arc par pixel donc sans perte de résolution, nous observons une diminution du champ effectif. Ainsi, pour une grandeur de pixel de 9µ carrés (sans binning), le champ effectif couvert sera de 25,6' x 17'. Pour des pixels joint deux à deux (18µ carrés), le champ effectif couvrira 12,8' x 8,5'. Finalement, pour des pixels joint trois à trois (27µ carrés), le champ effectif couvrira 8,5' x 5,6'.

Placé au foyer primaire d'un télescope de 20cm F10 (FL: 2000mm) donc toujours à la même longueur focale, nous aurons un champ effectif identique d'environ 11,52' x 7,68' mais l'échantillonnage en seconde d'arc par pixel changera d'où une variation dans la résolution. Il deviendrait 0,9 seconde d'arc par pixel pour la grandeur des pixels originaux (9µ), 1,85 seconde d'arc par pixel pour les pixels joints deux par deux (18µ carrés) et finalement 2,78 seconde d'arc par pixel pour les pixels joint trois par trois (27µ carrés). Il est recommandé de ne pas dépasser le "binning" deux par deux lors de la prise des images. On pourrait utiliser le "binning" trois par trois uniquement pour augmenter la sensibilité du CCD pour trouver et centrer un objet faible par exemple. A signaler que la fonction de "binning" se contrôle par logiciel lors de l'acquisition des images CCD.

La sensibilité des CCD dépend aussi de leur efficacité quantique (Quantum efficiency) et diffère selon la longueur d'onde de la lumière. L'efficacité quantique est la mesure du pourcentage d'électrons captés par le pixel selon la longueur d'onde. Par exemple, la matrice TC-241 (SBIG ST-6) possède une efficacité quantique de 43% à 450 nanomètres (bleu-violet), de 58% à 550 nanomètres (vert) et de 55% à 650 nanomètres (rouge et proche infra-rouge). Sa sensibilité est donc excellente dans le rouge donc meilleure détectivité pour les nébuleuses, et un peu moins bonne dans le bleu (galaxies). Si on fait la moyenne, cela nous donne environ une sensibilité d'environ 52 % dans le spectre visible. Autrement dit, sur 100 électrons qui frappent un pixel, 52 électrons seront captés (comparativement à seulement 5 pour le film conventionnel).

Si l'on compare une autre matrice CCD comme le KAF-400, nous obtenons une efficacité quantique de seulement 17% à 450nm (bleu), 43% à 550nm (vert) et 41% à 650nm (rouge et infra-rouge). L'efficacité moyenne est de 34%, ce qui signifie que la matrice KAF-400 est environ 34% moins sensible que la matrice TC-241. Cela a une influence importante sur la détectivité des objets faibles et étendus. Un autre inconvénient du CCD KAF-400 (SBIG ST-7) est sa très faible sensibilité dans le bleu (galaxies). Comparativement au CCD TC-241 (SBIG ST-6), il faudrait exposer 4 fois plus longtemps avec un filtre bleu pour celui qui serait intéressé par l'imagerie tricolore.

Il existe aussi sur le marché des CCD appelés amincis ("back illuminated") dont l'efficacité quantique est de l'ordre de 90%. Ces CCD sont particulièrement intéressants pour la photométrie et l'imagerie tricolore. L'efficacité quantique dans le bleu est relativement élevée comparativement aux CCD conventionnels. Malheureusement, le coût de ces CCD est relativement élevé et peu accessible à l'ensemble des amateurs pour le moment.

Pour obtenir une image adéquate, nous utilisons la notion de rapport signal/bruit ou S/B. Une image ayant un rapport S/B faible présente un aspect granuleux. Ce critère est intéressant pour évaluer la qualité des images. Il s'agit en fait d'une mesure de l'intensité du signal de notre objet par rapport au bruit de fond (background noise). Lorsque nous exposons un objet quelconque, nous enregistrons l'information de l'objet et également le bruit de fond du ciel (une fois le courant d'obscurité de l'appareil enlevé). Heureusement, quand on expose plus longtemps, la quantité de lumière accumulée de nos objets augmente plus vite que le bruit de fond.

Ainsi, si j'expose une image 2 fois plus longtemps, la lumière accumulée sera 2 fois plus grande mais mon bruit de fond aura augmenté seulement d'un facteur valant la racine carrée de 2 (1,41). Le rapport S/B d'une image dépend de plusieurs facteurs dont la brillance de notre objet, la durée de l'exposition, l'intensité lumineuse du fond du ciel, la quantité d'électrons parasites générés par l'électronique de notre caméra.

Une étude comparative de l'efficacité quantique entre différentes matrices CCD a déjà été réalisée par Alan Holmes du centre de recherche de Santa Barbara. On considère qu'une image CCD ayant un rapport S/B de 25 est excellente. On a testé 3 caméras CCD, l'une munie d'une matrice TC-241 (SBIG ST-6), l'autre munie d'une matrice KAF-400 (SBIG ST-7) et finalement une autre munie d'une matrice TC-255 (SBIG ST-5) sur un même objet. Pour atteindre un rapport S/B de 25, la caméra munie du TC-241 a pris 30 secondes comparativement à 240 secondes pour le TC-255 et 300 secondes pour le KAF-400 à pleine résolution. Si on joignait les pixels du KAF-400 deux à deux (binning), le temps tombait à 70 secondes.

Un second test consistait à mesurer le rapport S/B obtenu lors d'exposition de l'objet durant 1 minute et 5 minutes. En 1 minute d'exposition, la caméra équipée du TC-241 atteignait un rapport S/B de 36, celle du TC-255 atteignait 11 et finalement celle équipée du KAF-400 atteignait 9. En 5 minutes d'exposition, la caméra TC-241 atteignait un rapport S/B de 83, le TC-255 atteignait 32 et le KAF-400 lui atteignait 28.

Finalement, en utilisant des filtres couleurs, des tests d'exposition pour obtenir un rapport S/B de 25 ont donné les résultats suivants:

CCD	ROUGE	VERT	BLEU
FILTRES
TC-241	540 sec	540 sec	540 sec
TC-255	2200 sec	2200 sec	6700 sec
KAF-400	2800 sec	2800 sec	20000 sec
KAF-400 Binning 2x2	700 sec	700 sec	5100 sec

Plus le rapport S/B est grand, meilleure est la qualité de l'image. Cette qualité dépend de la brillance de l'objet, de l'efficacité quantique des pixels de la matrice CCD et du temps d'exposition. Il est clair que si nous exposons un objet faible durant 30 secondes, nous courons la chance d'obtenir un rapport S/B faible. Par contre, si nous exposons un amas globulaire durant 30 secondes, ce même rapport S/B risque d'être élevé à cause de la brillance de l'objet. Il faudra toujours chercher à obtenir le maximum d'informations dans nos images selon la brillance de l'objet convoité.

Récemment, la compagnie SBIG vient d'introduire une nouvelle série de caméras CCD ST-7 et ST-8 équipées d'une nouvelle matrice KAF-401E ou KAF-1601E pour "ENHANCED sans anti-blooming". Cette matrice est beaucoup plus sensible dans le spectre visible et surtout dans le bleu que les versions précédentes. Selon l'information fournie par SBIG, la nouvelle version "enhanced" présenterait une augmentation fulgurante de sensibilité dans l'ensemble du spectre visible s'étendant du proche ultra-violet (300nm) au proche infra-rouge (975nm). Sa sensibilité dans le bleu (450nm) serait de 36%, 54% dans le vert (550nm) et 64% dans le rouge (650nm) pour une sensibilité moyenne de 51% dans l'ensemble du spectre.

Ces valeurs approchent de très près les valeurs du TC-241 (SBIG ST-6). Les tests effectués sur des objets célestes montrent une amélioration de la sensibilité de beaucoup supérieure à la version standard du KAF-400 ou KAF-1600 avec anti-blooming. On estime que la version "enhanced" est quatre fois plus sensible dans le spectre visible que la version standard "avec anti-blooming" et dix fois plus dans le spectre bleu (galaxies). Actuellement, seule la version "sans anti-blooming" est disponible.

Avant de terminer cette section, la compagnie Starlight Xpress vient de sortir un modèle (MX5-C) de caméra CCD permettant la prise d'images couleur sans la nécessité d'utiliser les filtres conventionnels tricolores (bleu, vert, rouge et infra-rouge). Quoique en apparence très attrayante, il est important de signaler que ce genre de caméra n'a comme utilité que de produire des images esthétiques avec peu d'implication scientifique. Le fait que la matrice permette de ressortir une image couleur, c'est que trois types de pixels adjacents munis de filtres sont utilisés. L'un muni d'un filtre rouge, l'autre adjacent est muni d'un filtre vert et finalement le troisième est muni d'un filtre bleu. Une telle matrice est aussi beaucoup moins sensible qu'une matrice identique monochrome. La réduction en sensibilité peut être de l'ordre de 50%.

Les amateurs qui veulent vraiment faire de l'imagerie couleur seront beaucoup mieux servis avec des caméras standard ayant des matrices très sensibles comme la SBIG ST-7E utilisant une roulette de filtres infra-rouge, rouge, bleu et vert (filter wheel). En l'absence de filtres de couleurs, la caméra pourrait être utilisée à d'autres travaux sans que la sensibilité de la matrice en soit réduite. L'avantage d'une matrice colorée est évidemment la rapidité d'obtenir une image directement en couleurs de notre objet sans passer par les multiples étapes de l'imagerie tricolore. Il faut cependant mentionner que les résultats seront aussi très inférieurs à une image d'un même objet mais prise par les techniques d'imagerie tricolore. Tout est une question de goût et de choix.

La plupart des caméras CCD sur le marché sont équipées de matrices comportant certains défauts de fabrication. Certains pixels demeurent complètement morts (dead pixels). D'autres se saturent rapidement (hot pixels). Mais le phénomène le plus courant est que chaque pixel n'a pas exactement la même sensibilité. La différence est minime (1%) entre les pixels adjacents mais sur l'ensemble de la matrice, il peut y avoir des écarts de 5% à 10%.

Pour remédier à ce problème, on prend une image d'une surface éclairée uniformément (plage de lumière uniforme «PLU» ou "flat field"). Il est important que nos expositions ne dépassent pas 50% à 60% de la saturation maximum des pixels (valeur moyenne de 37000 sur une possibilité de 65536 pour une caméra 16 bits). Ces images peuvent être prises sur le fond du ciel uniforme du crépuscule ou de l'aurore. Si le capteur CCD était parfait, tous les pixels devraient contenir la même valeur (disons 37000). En réalité, on observe une variation d'un pixel à un autre à cause de la différence de sensibilité des pixels. La PLU ainsi obtenue permet de connaître la sensibilité relative de chaque pixel et de faire une correction pour équilibrer cette sensibilité sur nos images.

Image montrant la réduction des bruits parasites dans une image CCD

Si l'image est faite au crépuscule ou à l'aurore, il est important de prendre plusieurs images en déplaçant le télescope à chaque fois et ensuite de faire une médiane (équivalent à faire une moyenne mais avec élimination des écarts extrêmes des valeurs des pixels comme par exemple certaines étoiles qui auraient été enregistrées sur nos images). En aucun temps, nous ne devons bouger la caméra ou faire le foyer. En appliquant un correction par PLU à nos images (soustrait du courant d'obscurité), nous équilibrons la sensibilité de l'ensemble des pixels du CCD. Il est à signaler qu'il n'est pas nécessairement obligatoire de faire une correction des images par PLU. Cette correction améliore sensiblement votre image mais dans une plus faible proportion que le fait d'enlever l'image du courant d'obscurité (dark). Cependant, il est fortement recommandé d'effectuer cette correction pour obtenir le maximum de correction de vos images brutes.

L'opération qui consiste à soustraire le courant d'obscurité (image noire) de notre image puis à diviser l'image résultante par l'image du PLU (ci-haut) s'appelle calibration des images CCD. Tout se fait facilement par logiciel. Il est extrêmement important de bien calibrer ses images CCD avant de procéder au traitement d'images ou à la prise de mesures astrométriques et photométriques. En plus d'égaliser la sensibilité des pixels, l'application d'une image de lumière uniforme (PLU) élimine le vignetting et les ombres laissées par les poussières sur la matrice CCD. A défaut de faire les PLU lors du crépuscule, certains amateurs utilisent des boîtes avec écran éclairé uniformément. Quoique plus pratique, cette méthode n'est pas aussi efficace pour obtenir un PLU parfait. C'est tout de même mieux que de ne pas appliquer de PLU du tout. Il existe d'autres techniques pour faire des PLU mais ce n'est pas dans le cadre du présent document. Il est cependant important de mentionner qu'il est possible d'éliminer la présence des pixels morts ou saturés en appliquant des corrections cosmétiques à nos images. Plusieurs bons logiciels de traitement d'image possèdent ce genre de fonctions.

L'accumulation des électrons au niveau des pixels n'est pas seulement causée par la transformation des photons en électrons lors de l'exposition de notre objet. L'électronique de l'appareil génère aussi des électrons parasites qui s'accumulent dans le pixel. On appelle courant d'obscurité les électrons parasites générés par l'électronique de la caméra (chaleur). Heureusement, ce courant d'obscurité est directement proportionnel au temps d'exposition et il est facile de l'enlever en prenant une pose sans entrée de lumière durant le même temps d'exposition et de température que l'image originale (image noire ou dark frame).

Lors de la prise de notre objet, nous enregistrons les «bons» électrons générés par la lumière de notre objet et les «mauvais» électrons générés par l'électronique de notre caméra. En prenant une seconde image sans entrée de lumière, à la même température et durant le même temps d'exposition que pour notre objet, nous enregistrons uniquement le courant d'obscurité causé par l'électronique de la caméra. Par logiciel, il suffit simplement de soustraire l'image de notre objet (light) de celle du courant d'obscurité (dark) pour obtenir une image claire. Ce courant d'obscurité est fortement influencé par la température du CCD. Plus la température augmente, plus le courant d'obscurité augmente, et plus les pixels se remplissent vite de «mauvais» électrons, diminuant par le fait même la place pour les «bons» électrons. Le courant d'obscurité ne dépend pas du temps d'exposition mais bien de la température du CCD quelle que soit la température externe.

Pour diminuer l'apport d'électrons parasites, les bonnes caméras CCD sont munies de systèmes de refroidissement afin d'abaisser la température du CCD pour diminuer le courant d'obscurité. À chaque diminution de température d'environ 5° à 8°C, le courant d'obscurité diminue de moitié environ. La plupart des systèmes de refroidissement des caméras CCD pour amateur sont munis de modules Peltier montés soit sur un seul étage ou en double étages. Il s'agit de plaques électriques spéciales qui tranfèrent la chaleur d'un côté de la plaque en refroidissant l'autre côté.

Certaines caméras sont en plus munies d'un circuit de régulation de la température. Ceci constitue un grand avantage car en principe et pour un même temps d'exposition et de température, il suffirait de prendre seulement une seule image du courant d'obscurité dans notre soirée. Pour les caméras n'ayant pas de circuit de régulation de température, il est nécessaire de prendre plusieurs images noires (dark frame) durant la session d'imagerie et d'en faire une médiane. On utilisera cette image médiane lors de la calibration des images CCD. Une série d'images traitées par médiane permet d'éliminer les pixels déviants comme les pixels chauds causés par les rayons cosmiques qui frappent la matrice CCD.

Image d'un obturateur de caméra CCD SBIG ST6

Le fait de refroidir une matrice CCD peut entraîner avec le temps la formation de cristaux de glace sur les pixels. Certaines caméras (SBIG) disposent de petits sachets de silica-gel que l'on remplace au besoin alors que d'autres disposent d'un gaz sec comme l'azote placés dans l'enceinte où se situe la matrice CCD. Dans ce dernier cas, on doit retourner la caméra à la compagnie pour faire remplacer le gaz sec. Il est bon de s'informer sur cet aspect avant de faire l'acquisition d'une caméra CCD. Les modèles SBIG ST-7 et plus possèdent une cartouche de silica gel que l'on peut regénérer. Cela évite de défaire la caméra ou de l'envoyer à la compagnie.

La génération d'électrons dans les pixels crée un autre phénomène. L'apparition d'une variation aléatoire qu'on nomme bruit thermique et qui est causée par la production selon les lois du hasard des électrons provenant du courant d'obscurité dans les pixels. Ce bruit est aléatoire d'une image à l'autre, ce qui fait qu'on peut diminuer l'influence du bruit thermique en faisant des moyennes d'images noires. Le bruit thermique diminue d'un facteur équivalent à la racine carrée du nombre d'images utilisées pour faire la moyenne. Ainsi, en faisant la moyenne (tout se fait par logiciel) de 4 images noires, on diminue l'influence du bruit thermique d'un facteur de 2.

Dans le choix de la caméra CCD, les spécifications techniques mentionnent le nombre d'électrons générés par le courant d'obscurité (dark current) par pixel par seconde. Par exemple, les premières caméras SBIG ST-6 généraient un courant d'obscurité par pixel d'environ 30 électrons par seconde à
-20°C. Par contre, la caméra SBIG ST-7 utilisant une technologie différente (multi-pinned-phase ou MPP) possède un courant d'obscurité par pixel de seulement 0,2 électron par seconde à 0°C. Il faut faire attention cependant de ne pas tenir compte uniquement de ce critère dans votre choix de caméra bien qu'il s'agisse d'un critère très important.

Pour calculer la valeur du bruit thermique d'une caméra dans un temps donné, il suffit de multiplier la valeur du courant d'obscurité (en électrons par seconde à la température indiquée par le fabricant) par le temps d'exposition en seconde et de prendre la racine carrée du résultat. Par exemple, la caméra SBIG ST-6 génère un courant d'obscurité (dark current) de 30 électrons par pixel par seconde à -20°C. Si j'expose 5 minutes (300 secondes), la quantité d'électrons générés par le bruit thermique sera d'environ 95 électrons par pixel (√(30e x 300sec)). En comparaison, le bruit de lecture pour cette caméra est de 30 électrons. Comme la capacité des pixels peuvent contenir 400000 électrons et comme il est possible de refroidir la caméra jusqu'à -50°C sous la température ambiante, le bruit thermique et le bruit de lecture de cette caméra sont relativement bas.

Si on fait la même comparaison avec la caméra SBIG ST-7 équipée de la matrice CCD KAF-400, on obtient grâce à la technologie MPP un courant d'obscurité de 1 électron par seconde à 0°C. Pour une pose de 300 secondes, la valeur du bruit thermique sera à peine de 17 électrons. Le bruit de lecture pour cette caméra est de 15 électrons. La capacité des pixels est de 85000 électrons. Encore ici, on remarque que le bruit thermique et le bruit de lecture sont relativement bas donc parfaitement adaptés à la capacité des pixels de cette caméra.

Pour réduire le bruit thermique au minimum, il est recommandé d'utiliser une caméra équipée d'un excellent système de refroidissement muni d'un circuit de régulation. Certaines caméras haut de gamme sont équipées d'un ventilateur. Pour celles qui n'en ont pas, il est cependant facile de se munir d'un gros ventilateur portatif permettant de souffler l'air ambiant autour des ailettes d'évacuation thermique (convection) du boîtier de la caméra. Certaines caméras sont aussi munies d'un système de refroidissement par circulation de liquide antigel refroidi dans une cuve munie d'eau glacée. Quoique très efficace, ce système risque d'être très encombrant pour ceux qui doivent se déplacer avec leur instrument.

En terminant, le bruit de fond d'un ciel pollué lumineusement sera un facteur beaucoup plus limitatif que le bruit thermique et le bruit de lecture d'une caméra CCD.

Lorsque la caméra CCD a fini de prendre l'image, elle transfère l'information vers un régistre à décalage puis vers les amplificateurs. Encore ici, ce processus génère des électrons parasites quoique dans une proportion minime. Pour diminuer le plus possible l'accumulation de charges produites par le bruit de lecture, nous avons intérêt à exposer au maximum nos images CCD et additionner le minimum d'images. Les bonnes caméras CCD haut de gamme possèdent un procédé appelé "double-correlated sampling" afin de réduire au minimum le bruit de lecture. On a intérêt à ce que la caméra CCD présente le moins de bruit de lecture possible. Ce critère dépend surtout de la conception électronique de l'appareil. Il faut se dire que chacune de nos images présente un bruit parasite (bruit du fond du ciel, bruit thermique, bruit de lecture et d'autres bruits de moindre importance) qu'il faut éliminer ou réduire au minimum. Ce qui nous intéresse, c'est l'information générée par les photons de nos objets photographiés. Comme le pixel est une sorte de réservoir, plus les bruits parasites augmentent, plus il devient difficile de détecter l'information de notre image sur un fond granuleux. Ce critère verra son importance dans la détectivité des objets très faibles comme une étoile ou une galaxie dont le signal est très près de la valeur du bruit de fond. Une caméra présentant un minimum de bruit parasite permettra de détecter ces astres.

Certaines caméras sont équipées pour faire ce que l'on appelle en anglais du "TRACK AND ACCUMULATE" ou "SLEW and SUM" (ci-haut à droite). C'est-à-dire que l'utilisateur configure le logiciel pour la prise automatique d'un certain nombre d'images selon un temps d'exposition défini sans la nécessité de guider le télescope. Cela suppose que le système d'entraînement du télescope est très précis et que la monture équatoriale pointe précisément sur le pôle nord céleste.

Par exemple, la caméra SBIG ST-6 permet ce mode. Avec mon télescope Meade LX-200 équipé d'un PPEC, il m'est possible de prendre des images exposées durant 60 sec sans que j'aie à guider. Si je configure le logiciel (SBIG CCDOPS) pour prendre 5 images exposées 60 secondes chacune, le mode "Track and Accumulate" prendra automatiquement mes images et les additionnera automatiquement pour m'afficher une image résultante identique à celle que j'aurais obtenue avec une seule image exposée 300 secondes. Tout ce qu'il me suffit de faire, c'est de pointer une étoile de référence sur la première image affichée et de laisser faire le reste par le logiciel.

Le fait d'accumuler plusieurs images exposées sous un court temps de pose accumule beaucoup plus de bruit de lecture. Il vaut mieux exposer l'image plus longtemps pour avoir un meilleur rapport S/B et d'en additionner moins. Encore ici, il faut signaler que le fait d'additionner 10 images ne générera pas nécessairement 10 fois plus de bruit de lecture. Il vaudra la racine carrée de N images donc dans notre exemple, le bruit sera 3 fois plus important si nous additionnons 10 images (voir image suivante). Personnellement, je préfère prendre une série d'images exposées 5 minutes pour les galaxies en utilisant le mode AUTOGRAB du logiciel SBIG CCDOPS. Mes images sont automatiquement sauvegardées une par une. Cela présente l'avantage d'éliminer les mauvaises images et de garder seulement les meilleures. On fera ensuite la moyenne des images par logiciel.

Il est important de faire une médiane d'images noires (dark frame) pour obtenir une image noire ayant le moins de bruit thermique possible et de faire une médiane d'images de lumière uniforme (flat field) pour éliminer les pixels trop déviants. On s'assure ainsi d'avoir des images parfaitement calibrées ayant le moins de bruit parasite possible. Image du groupe de galaxies Stephan's Quintet

Image du groupe de galaxies Stephan's Quintet

Pour pouvoir visualiser et traiter nos images CCD, un circuit analogue-numérique ou "analogic-digital A/D" convertit la quantité d'électrons accumulés dans chacun des pixels en valeurs numériques étalées sur un ensemble de pas codeurs ou niveaux de teintes de gris possibles. (Voir le document «Introduction aux dispositifs à transfert de charge (CCD)» dans la bibliothèque).

Les caméras bas de gamme possèdent un convertisseur A/D de 8 bits (256 niveaux possibles ou teintes de gris). C'est peut-être un minimum acceptable pour l'imagerie planétaire mais largement insuffisant pour l'imagerie des objets du ciel profond. Une bonne caméra CCD devrait posséder un circuit A/D d'au moins 12 bits (4096 niveaux possibles ou teintes de gris). Les meilleures caméras possèdent des circuits A/D de 14 bits (16384 niveaux possibles) et 16 bits (65536 niveaux possibles ou teintes de gris). Cet aspect est très important et mérite une attention spéciale dans le choix d'une bonne caméra.

Image de la galaxie NGC 891 prise avec une caméra SBIG ST6

Supposons que nous photographions une galaxie (objet faible) durant 30 secondes. Il est clair que la faible luminosité de l'objet risque d'approcher le bruit de fond. Un bon logiciel de traitement d'image nous permet d'établir les statistiques de l'image et nous permet de déterminer le niveau bas et le niveau haut ainsi que la gamme dynamique (dynamic range) des valeurs intermédiaires appelées dynamique caractérisant notre image. Ce qui nous intéresse, c'est la gamme dynamique des valeurs intermédiaires qui nous permet d'étaler notre signal sur un certain nombre de teintes de gris. Ainsi, plus notre convertisseur A/D peut étaler nos valeurs intermédiaires sur un grand nombre de niveaux, meilleure sera l'apparence de notre image à l'écran d'un ordinateur. On a donc intérêt à choisir une caméra CCD offrant le meilleur convertisseur A/D possible.

Image de l'obturateur mécanique de la caméra SBIG ST6

L'avantage pour une caméra CCD de posséder un obturateur électro-mécanique est de pouvoir procéder à la prise des images noires sans la nécessité de devoir boucher l'entrée de lumière dans le télescope. Cela est grandement apprécié lors des séances d'imagerie CCD. L'autre avantage est lors de la prise des images lunaires et planétaires nécessitant de très courts temps de pose.

Certaines caméras sont équipées d'obturateurs électroniques appelés FRAME TRANSFERT utilisant une partie de la matrice CCD comme mémoire tampon pour bloquer l'entrée de lumière et recevoir l'information des pixels de l'image. D'autre part, sur une matrice CCD à pleine trame, les images planétaires étant très brillantes comparativement aux images du ciel profond, il y a apparition d'une traînée fantôme (smearing) lors du transfert de l'information des pixels vers le régistre à décalage à cause du temps que dure le transfert. Pendant que les premières lignes de pixels du CCD sont transférées, les dernières lignes continuent à recevoir de la lumière de l'objet. Pour éviter cet inconvénient, on utilise uniquement une partie de la matrice pour prendre l'image planétaire et l'autre partie reste cachée sous un masque. Cela permet de transférer très rapidement l'image dans la partie masquée sans que les traînées fantômes aient le temps de se former. L'image est ensuite lue plus lentement à partir de la partie masquée. Le capteur TC-211 de la caméra SBIG ST-4 n'est pas muni de ce masque, mais on peut utiliser un mode demi-trame (half frame) qui permet de transférer rapidement l'image d'une moitié à l'autre de la matrice avant de faire la lecture pour diminuer l'effet de "smearing". Cela simule un obturateur électronique.

Personnellement, j'ai utilisé ma caméra SBIG ST-4 en imagerie planétaire en utilisant la pleine trame sans l'obturateur électronique à demi-trame. Il y avait l'effet de "smearing" sur mes images, mais il est très facile de l'éliminer en ajustant le contraste pour noircir le fond de l'image. Ce n'est donc pas un problème majeur. J'avais beaucoup plus de difficultés à photographier en mode demi-trame (half-frame) pour utiliser l'obturateur électronique. Seule, la moitié du champ de ma caméra était effectif. Imaginez! Le champ total de la caméra est de 2,6mm x 2,6mm. En utilisant la moitié de la matrice, cela équivaut à un champ de 2,6mm x 1,3mm. Cela prend une monture très stable et beaucoup d'attention. Pour ceux qui possèdent des caméras CCD à petite surface (SBIG ST-4), je vous recommande d'utiliser le mode pleine trame (full frame) en imagerie planétaire.

À noter que beaucoup de caméras CCD sont munies d'obturateurs électroniques. Quoique maintenant très efficaces pour l'imagerie planétaire, vous devrez constamment bloquer manuellement l'entrée de lumière dans votre télescope lorsque vous prendrez vos images noires (dark frames). Par contre si vous disposez d'un système de refroidissement régulé, vous ne devrez répéter cette opération que très peu de fois. La disposition d'un obturateur électro-mécanique quoique très pratique augmente nécessairement la dimension de la caméra (voire aussi son encombrement) ainsi que son prix.

Le temps de lecture d'une matrice CCD sera d'autant plus long qu'il y aura de pixels. A ce niveau, il vaut mieux privilégier les caméras utilisant la transmission des données à partir du port parallèle plutôt que du port série. Certaines caméras comme le modèle Meade Pictor 416XT possèdent un port SCSI (Small Computer System Interface), ce qui accélère encore plus le temps de lecture. Un port série quoique beaucoup plus lent permet d'augmenter la longueur du fil connecteur jusqu'à 30 mètres environ. Ceci est à considérer si on veut contrôler la caméra à distance. Un port parallèle et SCSI peut nécessiter l'emploi d'un circuit d'amplification si nous allongeons le fil connecteur. Récemment, certains fabricants de caméras CCD ont introduit le port USB comme mode de transmission des données. Le port USB est très avantageux car il est extrêmement rapide. De plus, le port USB permet de brancher nos appareils sans la nécessité de redémarrer l'ordinateur et on peut utiliser plusieurs appareils en même temps.

Pour pouvoir effectuer de belles images CCD, il est important que le système d'entraînement du télescope soit bien performant. Les caméras CCD, à cause de leur très grande sensibilité, sont très exigeantes au niveau du guidage. Nous avons le choix de guider manuellement comme pour la photo conventionnelle, de guider en se servant du mode "Track and Accumulate" de certaines caméras, d'utiliser une caméra CCD destinée à faire de l'autoguidage comme le modèle SBIG ST-4 ou encore d'utiliser un modèle de caméra incorporant une matrice CCD destinée à autoguider la caméra pendant la prise de la pose CCD avec une matrice plus grande comme les modèles SBIG ST-7 et ST-8.

Chaque méthode a ses avantages et ses inconvénients. Le guidage manuel est peut-être le moins dispendieux et le plus accessible. Il suffit de choisir une étoile guide soit en utilisant un télescope guide monté en parallèle sur le télescope principal ou en utilisant un guideur hors-axe (off axis guider). On utilise un fort grossissement et on emploie un oculaire à réticule illuminé dont on peut déplacer le centre du réticule (Meade Plössl 9mm). Il suffit de maintenir l'étoile guide au centre du réticule en se servant des contrôles du télescope durant toute la durée de l'exposition.

L'inconvénient d'utiliser un guideur hors axe est l'obligation de tourner le système sur son axe pour trouver une étoile guide. Les modèles de guideurs hors axes de la compagnie LUMICON soit le EASY GUIDER et le GIANT EASY GUIDER sont mieux adaptés car ils sont plus gros et il est possible de déplacer l'oculaire transversalement. Cela nous donne plus de possibilités pour trouver une étoile guide. Le fait de devoir tourner le système hors axe entraîne forcément un déplacement de la caméra à chaque fois. Il faudra alors faire une image PLU (flat field) à chaque fois, si nous voulons des images calibrées parfaitement.

Image de la galaxie NGC6822 prise avec une caméra CCD ST6

Si notre télescope possède un système d'entraînement très précis équipé d'un PEC ou PPEC et que nous ne voulons pas guider manuellement, certaines caméras CCD utilisent le mode "Track and Accumulate" ou "Slew and Sum". Ce mode est clairement expliqué plus haut dans la section traitant du bruit de lecture des caméras CCD. Ce mode donne de très belles images en autant que votre système d'entraînement soit relativement précis, que vous utilisiez un rapport focal court (f5) ou que votre caméra utilise de gros pixels (meilleure sensibilité). Vous ne pourrez que rarement exposer vos images plus de 60 secondes et le fait d'additionner plusieurs images fera en sorte d'accumuler beaucoup plus de bruit de lecture. On a toujours intérêt à exposer suffisamment nos images pour obtenir un bon rapport S/B. Cela dépend de la brillance des objets et de la durée de l'exposition.

Pour les caméras équipées de petites matrices à petits pixels et d'une longue focale, cette fonction peut présenter quelques difficultés. Le mode "Track and Accumulate" est tout de même une excellente alternative au guidage du télescope. Il est étonnant de voir de splendides images effectuées par cette fonction. C'est un avantage indéniable si votre caméra et votre logiciel supporte cette fonction. De plus, il est possible de télécommander à distance les caméras CCD grâce à cette fonction. La caméra SBIG ST-6 fut la première à utiliser ce mode et cela fonctionne très bien. Jean-Pierre Ducharme de Laval contrôle complètement son télescope Meade LX-200 et sa caméra CCD à partir du sous-sol de son semi-détaché. Tous ses instruments demeurent fixés à l'extérieur et protégés contre les intempéries. Il ne fait aucun doute que la caméra SBIG ST-6 est la mieux adaptée pour le mode "Track and Accumulate" à cause de sa très grande sensibilité. Je dirais que c'est le mode le plus pratique qui soit et qu'il est relativement simple d'utilisation.

Le mode "Track and Accumulate" prend beaucoup plus de temps à effectuer une exposition puisqu'il faut qu'il expose une image noire puis une première image de notre cible. Ensuite, il faut qu'il affiche la première image pour que l'utilisateur choisisse une étoile cible. Ensuite, la caméra prend la série d'images et les additionnent automatiquement en superposant l'étoile cible commune aux autres images. En dernier, l'image résultante apparaît et il suffit de la sauvegarder. En pratique, cela prend approximativement le double du temps d'exposition normal. Par exemple, considérez que ça prend 10 minutes pour obtenir une image équivalente à une seule image exposée 5 minutes. C'est donc le côté pratique qui caractérise cette fonction.

Si votre caméra n'est pas équipée de ce mode, vous pouvez tout de même prendre une série d'images courtes de votre cible en laissant le télescope guider par lui-même puis sauvegarder vos images manuellement ou automatiquement. Par la suite, il suffira de calibrer vos images et de les additionner (moyenne ou médiane) par logiciel. Plusieurs excellents logiciel comme Prism, MIPS, MIRA, Maxim DL, CCD SOFT et bien d'autres font ce travail admirablement.

Si vous désirez augmenter la durée des expositions pour rechercher plus de qualité, l'idéal est de vous procurer une caméra CCD spécialisée dans l'autoguidage comme le modèle SBIG ST-4 ou Meade Pictor 201XT. Vous pouvez installer un petit télescope guide Schmidt-Cassegrain en parallèle sur votre télescope principal muni de mouvements haut-bas, gauche-droite pour rechercher une étoile guide. C'est ce que je me suis installé personnellement. Cela augmente par contre le poids du télescope, les coûts et peut causer des problèmes de flexion. D'un autre côté, nous sommes très avantagés car il suffit de centrer l'objet dans notre caméra CCD et nous nous occupons de centrer l'étoile guide dans un autre télescope indépendant. Dans le cas de photographie de comète, il suffit de guider sur le noyau de la comète. Ce mode est parfait si vous faites de courtes poses (300 secondes par exemple). Par contre, si votre caméra manque de sensibilité et que vous devez exposer plus de 5 min, il est possible que votre télescope guide subisse des flexions causées par le déplacement du télescope principal. Il faut que le télescope guide soit bien fixé solidement.

Il est important de signaler ici que si votre caméra d'autoguidage n'est pas équipée de système de refroidissement, vous aurez beaucoup de difficultés si vous cherchez à guider sur une étoile faible. Un système de refroidissement permet d'abaisser le niveau du bruit thermique et permet une meilleure détection d'étoiles guides plus faibles. Personnellement, je ne recommande pas les caméras d'autoguidage sans système de refroidissement. N'oubliez pas que si vous utilisez un petit télescope guide ou un guideur hors axe, il sera beaucoup plus difficile de trouver des étoiles guides à cause du peu de lumière de ces instruments.

Finalement, certaines caméras haut de gamme sont équipées d'un petit CCD permettant l'autoguidage direct du télescope alors que l'image se prend à l'aide d'un CCD plus gros. La compagnie SBIG avec ses modèles ST-7 et ST-8 a créé ce concept. L'inconvénient de ce système, c'est que pour trouver une étoile guide, il faut parfois tourner la caméra sur son axe. Cela peut occasionner l'obligation de prendre des images PLU pour chaque objet nécessitant de déplacer la caméra. Dans le cas d'une comète, il est impossible de guider sur le noyau avec ce système. On doit utiliser un autre système comme ceux décrits précédemment. Si nous utilisons des longueurs focales longues ou un rapport focal élevé (F10), cela augmente de beaucoup la difficulté de trouver facilement une étoile guide. Il peut aussi être très difficile de trouver des étoiles guides si vous utilisez des filtres de couleurs.

Par contre, ce type de système fonctionne très bien lorsqu'on utilise des rapports focaux très courts (F3.3, F5) et une longueur focale courte (d'environ 1000mm). Comme les deux matrices CCD sont placées sur le même plan et sont refroidies par le même système de refroidissement, il semble que la puce TC-211 de guidage de la caméra SBIG ST-7 et ST-8 soit plus sensible que la même puce TC-211 du modèle ST-4. Avec ce système, nous n'avons pas besoin de guideur hors-axe, ni de télescope guide en parallèle et de plus, ce type de caméra est supporté par de nombreux logiciels (y compris la partie auto-guidage) comme par exemple celle du PAP98.

Ce système a en plus l'avantage d'utiliser la pleine lumière du télescope principal et le système de refroidissement supérieur de la caméra principale. Il suffit de faire le foyer parfaitement sur la matrice principale et le foyer sera également parfait sur le CCD de guidage. Cette caméra est très appréciée des utilisateurs. Son seul handicap, c'est le manque de sensibilité de la matrice KAF-400. Par contre, grâce à son système d'autoguidage précis, il est possible de guider plus d'une heure. Si on calcule le coût et les désavantages d'un télescope guide monté en parallèle ou d'un bon guideur hors axe ou encore l'acquisition d'une caméra CCD destiné à l'autoguidage, je crois que cette caméra est vraiment un excellent choix.

Il est même possible de contrôler à distance cette caméra puisqu'elle utilise son transfert d'informations via le port parallèle et maintenant le port USB. A partir d'un ordinateur, on pourrait contrôler le télescope (Meade LX-200 par exemple) équipé d'une prise RS-232 à partir du port série avec un logiciel comme Mégastar, TheSky, Guide, ou PRISM. Grâce à cette possibilité d'autoguidage ultra-précis du ST-7 ou ST-8, il devient facile de prendre des images de 10 ou 15 minutes pour compenser la perte de sensibilité de la matrice KAF-400 (ST-7) ou KAF-1600 (ST-8).

Il est évident que plus la matrice CCD sera grande, plus l'encombrement et le poids deviendront un facteur important. Par exemple, les petites matrices CCD peuvent être contenues dans des boîtiers plus petits et peu pesants. Ils conviennent très bien pour l'imagerie planétaire où nous devons utiliser des lentilles de Barlow avec des tubes d'extension. Si le poids est important, il risque d'y avoir déséquilibre du télescope entraînant par le fait même un problème au niveau du système d'entraînement et beaucoup de difficultés à centrer nos objets.

Pour les CCD à plus grosse matrice exigeant des systèmes de refroidissement et des circuits électroniques plus puissants, il est indéniable que le diamètre et le poids augmentent considérablement. La caméra SBIG ST-6 mesure environ 15cm de large et pèse 1,13kg. Comme la matrice CCD est centrée au milieu du boîtier, il est impossible de passer la caméra sous la fourche d'un télescope 25cm Schmidt-Cassegrain. En déclinaison, il m'est impossible de photographier les objets situés plus haut que la déclinaison +68°. Pour un 20cm Schmidt-Cassegrain, c'est encore pire. Pour palier à cet inconvénient, on peut installer la caméra sur un prisme 90° (ci-contre). D'un autre côté, il n'y a pas de problèmes à ce niveau si vous utilisez une monture équatoriale allemande.

Par contre, dans les modèles SBIG ST-7 et SBIG ST-8, le CCD est décentré et situé près du bord. Quoique de dimension quasi identique au modèle ST-6, il suffit de diriger la majeure partie du boîtier de la caméra vers le haut du porte-oculaire et la caméra peut facilement passer sous la fourche et devient accessible aux objets jusqu'au pôle nord céleste.

Quant à l'électronique des caméras, la plupart des modèles utilisent des boîtes de contrôle externes comme les modèles SBIG ST-4, ST-6. Par contre, pour les modèles ST-7 et ST-8, l'électronique est entièrement incluse dans le boîtier de l'appareil. Cela réduit considérablement l'encombrement mais au prix d'une légère augmentation de poids. La compagnie STARLIGHT XPRESS fabrique des caméras CCD de seconde génération très compactes ressemblant à un gros oculaire de 50mm x 100mm. Toute l'électronique est incluse dans l'appareil. Il faut toutefois bien s'informer sur les caractéristiques des caméras CCD avant de faire son choix.

Certaines caméras ont des boîtes contenant l'électronique nécessaire. Cela fait également partie de l'encombrement. Il vaut mieux fixer ces boîtes de contrôle sous le télescope avec les nombreux fils électriques afin de faciliter le transport et l'installation des composantes. Personnellement, toutes mes caméras CCD, boîte d'alimentation électrique, fils électriques sont solidement attachés sur une plate-forme de bois fixée sur mon trépied de télescope. Lors du transport, il me suffit de basculer mon télescope sur l'épaule et d'installer le tout à l'extérieur. Les trois pattes du trépied viennent se déposer dans des plaques métalliques fixées au sol. Ces plaques ont été fixées à l'aide de clous de 15cm dans le sol lors de la mise en station du télescope sur le pôle nord céleste. Les plaques métalliques demeurent fixées au sol en permanence. D'autres modèles incorporent toute l'électronique avec la caméra comme les modèles SBIG ST-7, SBIG-ST-8 et les modèles STARLIGHT XPRESS. C'est un autre point à considérer.

La plupart des caméras CCD viennent avec des logiciels permettant l'acquisition, la calibration et certains algorithmes de traitements d'images CCD. Certains de ces logiciels sont disponibles gratuitement sur Internet (SBIG, STARLIGHT XPRESS) ainsi que leurs mises à jour. Il est donc possible de télécharger ces logiciels et de s'exercer à faire ses premières armes en imagerie CCD. Sur ces sites, il est même possible de télécharger des images brutes pour s'exercer.

Un bon logiciel d'acquisition d'images doit être facile d'utilisation. Par exemple, le logiciel CCDOPS de la compagnie SBIG est disponible en version DOS, WINDOWS et MAC. On peut facilement l'utiliser avec un ordinateur portatif bas de gamme comme un 386 avec DOS. Ce seul logiciel gère toutes les caméras SBIG (sauf la ST4) et Pixcell. Il est très simple d'utilisation et très puissant en même temps.

Lors de la mise au point de la caméra CCD, le logiciel permet différents modes facilitant la tâche. En imagerie planétaire, un mode "Planet" permet de faire un cadre autour de la planète et seule la partie intérieure sera affichée. Cela accélère considérablement le temps d'acquisition des images planétaires et la sauvegarde.

Un mode de prise d'images automatiques (Autograb) permet à l'utilisateur de sélectionner une série d'images selon un temps d'exposition défini et le logiciel s'occupe d'effectuer automatiquement la prise des images et la sauvegarde. Par la suite, on calibre nos images et on élimine les moins bonnes. Ce mode est différent du mode "Track and Accumulate" car, dans ce dernier cas, le logiciel additionne automatiquement chacune des images qu'elles soient bonnes ou mauvaises. Certaines fonctions de base de traitement d'images comme LOG, STRETCH, SHARPEN, CO-ADD, etc, sont possibles. Cependant, on a grandement intérêt à utiliser des logiciels beaucoup mieux adaptés à ce genre de tâches comme le logiciel français PRISM.

Pour terminer cette section, il est très important de bien protéger les ordinateurs et accessoires contre les intempéries lorsqu'ils sont à l'extérieur. Personnellement, je me suis construit des coffres de bois transportables pour protéger mon ordinateur portatif et mon Pentium 200 lorsque je les utilises à l'extérieur sur le terrain (Ci-haut). Ces coffrets sont munis d'une prise électrique avec interrupteur variable pour varier l'intensité de la lumière uniforme lorsque je prend mes PLU (flat field).

Nous avons vu dans les paragraphes précédents quels sont les critères importants à considérer pour l'achat d'une bonne caméra CCD correspondant à nos besoins. Il faut faire une analyse détaillée des caractéristiques de plusieurs modèles et établir un choix. Ensuite, il est important de trouver une bonne compagnie ou un bon distributeur qui nous assurera un bon prix et du bon service après vente. Le réseau Internet est l'endroit idéal pour effectuer vos recherches.

Pour vous aider à faire des choix et comparer les caractéristiques principales des caméras les plus populaires sur le marché nord-américain présentement, j'ai confectionné un tableau Excel (reproduit en partie ci-après) à partir d'une multitude d'informations que je suis allé chercher sur Internet selon les critères à considérer que nous venons de voir. Vous pourrez y ajouter d'autres paramètres si vous le désirez.

NDLR: Ce tableau est disponible en ligne en format Excel... Dans ce tableau, le séparateur décimal est le point. Dans notre tableau Excel, il s'adaptera à vos paramètres régionaux ainsi que le séparateur de milliers.
Puce CCD	TC-211	TC-211	TC-237	TC-255	TC-255	TC-255	KAF-400	KAF-401E	KAF-400	KAF-400	KAF-1600	KAF-1600	Sony ICX 083AL	Sony ICX 084AL	Philips FT 12
Modèle de caméra	Sbig ST-4	Sbig ST-4X	Pixcel 237	Sbig ST-5C	Pictor 208XT	Pictor 216XT	Sbig ST-7	Sbig ST-7E	Pictor 416XT	HiSIS-22	Sbig ST-8	Sbig ST-8E	Starlight Xpress MX916	Starlight Xpress HX516	Starlight Xpress SXL8
Dimension des pixels	13.7µ x 16µ	13.7µ x 16µ	7.4µ x 7.4µ	10µ x 10µ	10µ x 10µ	10µ x 10µ	9µ x 9µ	9µ x 9µ	9µ x 9µ	9µ x 9µ	9µ x 9µ	9µ x 9µ	23.2µ x 22.4µ	7.4µ x 7.4µ	15µ x 15µ
Nombre de pixels	192 x 165	192 x 165	640 x 480	323 x 242	336 x 242	336 x 242	768 x 512	768 x 512	768 x 512	768 x 512	1534 x 1020	1534 x 1020	376 x 290	660 x 494	512 x 512
Nombre total de pixels	31680	31680	307200	78166	81312	81312	393216	393216	393216	393216	1564680	1564680	109040	326040	262144
Matrice effective (mm)	2.64 x 2.64	2.64 x 2.64	4.73 x 3.55	3.23 x 2.42	3.23 x 2.42	3.23 x 2.42	6.9 x 4.6	6.9 x 4.6	6.9 x 4.6	6.9 x 4.6	13.8 x 9.18	13.8 x 9.18	8.72 x 6.7	4.88 x 3.66	7.68 x 7.68
Surface effective (mm²)	6.97	6.97	16.79	7.82	8.13	8.13	31.74	31.74	31.74	31.74	126.70	126.70	58.42	17.86	58.98
Capacité des pixels (électrons)	150000	150000	20000	50000	70000	70000	40000	85000	85000	40000	40000	85000	300000	40000	150000
Anti-blooming	oui (100X)	oui (100X)	oui (100X)	oui (100X)	oui	oui	oui	oui	non	oui	oui	oui	oui (800X)	oui (800X)	oui
*F.L (mm)* à échantillonnage (2"/pxl) Deep sky**	1545	1545	762	1030	1030	1030	927	927	927	927	927	927	2348	762	1567
*F.L (mm)* à échantillonnage (0,5"/pxl) Planétaire**	6180	6180	3049	4120	4120	4120	3708	3708	3708	3708	3708	3708	9394	3049	6270
Champs (min d'arc) à échantillonnage (2"/pxl)	6.4 x 5.5	6.4 x 5.5	21.33 x 16	10.76 x 8.1	11.2 x 8.1	11.2 x 8.1	25.6 x 17	25.6 x 17	25.6 x 17	25.6 x 17	51.13 x 34	51.13 x 34	12.53 x 9.66	22 x 16.46	17 x 17
*Champs (min d'arc)* à F.L: 2000mm**	4.5 x 4.5	4.3 x 4.3	8.13 x 6.09	5.54 x 4.2	5.76 x 4.2	5.76 x 4.2	11.5 x 7.68	11.5 x 7.68	11.5 x 7.68	11.5 x 7.68	23.7 x 15.76	23.7 x 15.76	14.7 x 11.35	8.3 x 6.27	13.18 x 13.18
*Champs (min d'arc)* à F.L: 1000mm**	9 x 9	8.6 x 8.6	16.26 x 12.19	11.08 x 8.4	11.53 x 8.4	11.53 x 8.4	23 x 15.36	23 x 15.36	23 x 15.36	23 x 15.36	47.4 x 31.52	47.4 x 31.52	29.43 x 22.7	16.77 x 12.55	26.37 x 26.37
Bruit de lecture (électrons RMS)	150	22	15	25	36	36	15	15	15	15	15	15	15	15	20
Courant d'obscurité	250e^-/pxl/sec à 0°C	10e^-/pxl/sec à -30°C	5e^-/pxl/sec à 0°C	5e^-/pxl/sec à 0°C	1.6e^-/pxl/sec à -5°C	1.6e^-/pxl/sec à -5°C	1e^-/pxl/sec à 0°C	1e^-/pxl/sec à 0°C	0.2e^-/pxl/sec à -20°C	0.5e^-/pxl/sec à 0°C	1e^-/pxl/sec à 0°C	1e^-/pxl/sec à 0°C	10e^-/pxl/sec à -30°C	1e^-/pxl/sec à -30°C	1e^-/pxl/sec à -30°C
Système de refroidissement (un ou deux étages)	un (-30°C)	un (-30°C)	un (-25°C)	un (-25°C)	un (-25°C)	un (-25°C)	un (-25°C)	un (-25°C)	deux (-40°C)	un (-30°C)	un (-25°C)	un (-25°C)	un (-30°C)	un (-30°C)	un (-40°C)
Système de refroidissement (régulé)	non	non	oui	oui	oui	oui	oui	oui	oui	non	oui	oui	oui	oui	oui
Mode de refroidissement	Convection	Convection	Ventilateur	Convection	Convection	Convection	Ventilateur	Ventilateur	Convection	Convection	Ventilateur	Ventilateur	Convection	Convection	Ventilateur (optionnel)
Obturateur	non	non	électro-mécanique	électronique	électronique	électronique	électro-mécanique	électro-mécanique	électro-mécanique	électronique	électro-mécanique	électro-mécanique	électronique	électronique	électronique
Efficacité quantique moyenne	45%	45%	62%	39%	39%	39%	34%	51%	34%	34%	28%	51%	54%	42%	25%
Rouge (650nm)	62%	62%	75%	60%	60%	60%	41%	64%	41%	41%	32%	64%	39%	30%	20%
Vert (550 nm)	45%	45%	55%	40%	40%	40%	43%	54%	43%	43%	39%	54%	65%	50%	30%
Bleu (450 nm)	28%	28%	57%	17%	17%	17%	17%	36%	17%	17%	12%	36%	58%	45%	25%
Convertisseur A/D	8 bits	14 bits	12 bits	14 bits	8 bits	12 et 16 bits	16 bits	16 bits	16 bits	16 bits	16 bits	16 bits	16 bits	16 bits	16 bits
Système d'auto-guidage	non	T&A	T&A	T&A	T&A	T&A	Puce TC-211	Puce TC-211	T&A	T&A	Puce TC-211	Puce TC-211	T&A	T&A	T&A
Port de communication	Série	Série	Parallèle	Série	Série	Série	Parallèle	Parallèle	Série ou SCSI	Parallèle	Parallèle	Parallèle	Parallèle	Parallèle	Parallèle
Dimension largeur x longueur (mm)	100 x 50	100 x 50	75 x 75	83 x 75	100 x 50	100 x 50	127 x 75	127 x 75	127 x 56	127 x 100	127 x 75	127 x 75	63 x 95	50 x 100	100 x 90
Poids	0.22 kg	0.5 kg	0.56 kg	0.5 kg	0.36 kg	0.36 kg	1 kg	1 kg	1 kg	0.9 kg	0.9 kg	0.9 kg	0.2 kg	0.2 kg	0.45 kg
Prix approximatif ($US)	695$	1670$	1399$	895$	495$	695$	2650$	2950$	1695$	1649$	6450$	7350$	2030$	1725$	2230$
Remarques	Autoguideur				Autoguideur						Autoguideur	Autoguideur

Si vous recherchez une caméra pour l'imagerie planétaire uniquement, regardez pour les petites matrices offrant de très petits pixels, un convertisseur A/D de 12 bits minimum et un obturateur électronique. Un système de refroidissement n'est pas absolument nécessaire. À ce titre, la caméra Pictor 216XT serait un minimum. Des caméras encore mieux adaptées seraient les modèles Pixcell 237, SBIG ST-5 et Pixcell 255 faites par SBIG mais vendues par Celestron ou encore la Starlight Xpress HX516.

Si vous recherchez une caméra pour adapter à vos téléphotos et petits télescopes, optez pour la caméra Pixcell 237 ou Starlight Xpress HX516. Ces caméras sont idéales pour des télescopes ou téléphotos à rapport focaux très ouverts (F2 à F5) et pour des longueurs focales autour de 760mm. La caméra Pixcell 237 est utilisée en combinaison avec un nouveau genre de télescope FASTSTAR (pixcell 237 et fastar) fabriqué par Celestron offrant une très courte longueur focale et un rapport focal autour de F2.

Si vous voulez faire de l'imagerie des objets du ciel profond, la caméra idéale sera celle offrant la plus grande surface possible, une grosseur de pixel adaptée à la longueur focale de votre télescope, un système de refroidissement régulé, un obturateur électro-mécanique, un convertisseur A/D de 14 ou 16 bits, mode "Track and Accumulate" ou mieux, un CCD de guidage. Pour les télescopes avec des rapports focaux autour de F3.3, F5 et des longueurs focales d'environ 1000mm, optez pour les caméras SBIG ST-7, Pictor 416XT, HiSIS-22, Starlight Xpress MX5. Pour des longueurs focales de 2 000mm et plus, optez pour les caméras SBIG ST-6B, Starlight Xpress SXL8.

À noter qu'avec les télescopes populaires Schmidt-Cassegrain 20cm ou 25cm F10, vous pouvez pratiquement utiliser tous les genres de caméras mentionnées car il est possible d'adapter la longueur focale avec des lentilles appropriées. Il suffit de faire votre choix en fonction de vos projets et budgets.

FABRICANT	URL
Santa Barbara Instruments Group (SBIG)	http://www.sbig.com/
Starlight Xpress	http://www.starlight-xpress.co.uk/ http://www.starlightccd.com/
Meade	http://www.meade.com/catalog/index.html
Photometrics	http://www.photomet.com/index.html
Apogee	http://www.apogee-ccd.com/ap-specs.html

Voici une liste de sites Internet de fabricants de caméras CCD parmi les plus populaires. Il y en a certainement bien d'autres. Il suffit de consulter ces endroits, d'examiner et d'évaluer les caractéristiques de chacunes. N'hésitez pas à demander d'autres informations, à écrire à des possesseurs de ces appareils pour leur demander leur avis, à examiner les images prises avec ces caméras, à consulter les listes de discussion, bref à vous informer.

Vous trouverez aux adresses ci-contre des informations très intéressantes concernant les caractéristiques des caméras CCD et comment faire un bon choix. Vous trouverez des informations techniques, des images, des réponses aux questions fréquemment posées (FAQ), des conseils, bref une multitude d'informations susceptibles de vous aider dans vos choix de caméras.

Pourquoi ne pas construire vous-mêmes votre propre caméra CCD! Plusieurs amateurs dans le monde ont suivi la recette écrite par Richard Berry dans son livre sur la construction d'une caméra CCD COOKBOOK 245. Il semblerait qu'il y ait eu depuis le lancement du livre de R. Berry, plus de 3000 caméras qui se sont construites.

Au Québec, vous pouvez admirer les splendides images de Claude Boivin qui s'est lui-même construit sa caméra en suivant les plans et instructions contenues dans le livre de Richard Berry. Claude avait très peu de connaissances en électronique et informatique avant de se lancer dans ce projet. Il a lu sur le sujet, consulté les sites sur Internet parlant de la COOKBOOK 245 et évalué ses chances dans le projet. Aujourd'hui, il a réussi avec fierté ce projet et il en profite abondamment. Sa caméra lui a coûté moins de 1000$ can. Image du boitier démonté d'une caméra COOKBOOK

Image du boitier démonté d'une caméra COOKBOOK

Beaucoup d'autres amateurs québécois se sont également construit ce modèle de caméra. Plusieurs membres de la Société Royale d'Astronomie du Canada Centre de Québec et d'autres du club de Laval se sont lancés dans cette entreprise. C'est une excellente alternative et un projet très emballant, si vous voulez obtenir une excellente caméra à faible coût.

Image du circuit électronique d'une caméra Cookbook

Les caractéristiques de cette caméra sont identiques à ce que l'on retrouve dans le commerce. La matrice CCD est un TI-245 contenant 378 pixels de 17µ par 242 pixels de 19,75µ pour un total de 91476 pixels. La capacité en électrons des pixels est de 150000. Sa dimension physique est de 6,43 x 4,78mm et sa surface collectrice est de 30,68 mm2. Le bruit de lecture est de 20 électrons RMS avec DCS. La caméra possède un convertisseur analogue-numérique de 12 bits (4096 teintes de gris), un port parallèle pour la transmission des données et possède un système de refroidissement à l'eau allant jusqu'à -30°C. Son courant d'obscurité est de 10e-/pxl/sec à -30°C.

Depuis quelques mois, une équipe française dirigée par Christian Buil a mis sur le marché un fourniment (kit) pour monter une caméra CCD à très bon prix basée sur la puce KAF-400. Tous les plans, logiciels, pièces électroniques et mécaniques sont inclus dans le kit. C'est un excellent projet pour des membres de club d'astronomie qui veulent se construire une caméra CCD à bon prix. On parle d'un coût d'environ 8000FF si on achète tout le kit. Vous aurez toute l'information et beaucoup d'images en consultant le site suivant: PROJET AUDINE

Vous pouvez aussi faire d'autres recherches sur cette caméra et consulter les nombreux sites traitant de cette caméra très populaire. De plus, cette caméra est entièrement supportée par le logiciel PRISM.

J'aimerais conclure en disant que ce n'est pas tout de prendre des images CCD. Il faut ensuite savoir bien les calibrer et en extraire toute l'information par des techniques de traitements d'images. Je remarque malheureusement qu'il y a beaucoup d'images CCD sur Internet mais bien peu sont bien traitées. L'apparence esthétique laisse souvent à désirer sur la qualité des images et de la caméra. J'ai personnellement appris avec le temps l'importance d'apprendre à bien calibrer et traiter mes images. Malheureusement, il y a très peu d'endroits qui nous montrent ces recettes. Mon intention sera justement de diffuser éventuellement sur notre site Web quelques-unes de ces recettes qui m'ont apporté d'excellents résultats. J'ai même l'intention d'inclure des images pour que de futurs intéressés puissent eux-mêmes pratiquer les techniques énoncées. Surveillez donc dans le futur sur mon site Web et sur celui du «Groupe Astro & CCD», ces dossiers traitant de la calibration et du traitement des images CCD.

Images d'objets du ciel prises avec une caméra CCD de première génération SBIG ST4

En terminant, voici quelques images prises avec la caméra CCD SBIG ST-4 des planètes Mars, Jupiter et Saturne. Ces images ont été traitées par des techniques particulières que je mentionnerai dans les dossiers sur le traitement des images planétaires. La caméra SBIG ST-4 étant probablement l'une des moins performantes au niveau de l'imagerie CCD, on voit ici un bel exemple de ce que l'on peut accomplir si nous savons bien prendre et traiter nos images CCD.

Pour terminer, il faut surveiller sur Internet et dans le commerce l'avènement des nouvelles caméras CCD. Comme la technologie évolue très rapidement, il ne faudra pas se surprendre de voir apparaître de nouvelles générations de caméras CCD et de logiciels qui deviendront espérons-le plus abordables et performantes.

Pour en apprendre encore plus sur les caméras CCD, les techniques de traitement d'images CCD, les meilleurs télescopes à utiliser, et bien d'autres sujets, je vous recommande fortement de vous procurer l'excellent livre "THE NEW CCD ASTRONOMY" écrit par l'américain RON WODASKI. M. Wodaski met à la disposition de ses lecteurs qui veulent apprendre les secrets de l'imagerie CCD, des logiciels comme le DEBLOOMER, des images pour pratiquer les techniques de traitement d'image énoncées dans son livre, des conseils pratiques, des suggestions, des liens intéressants et aussi il met à la disposition des intéressés une liste de discussion où les gens s'échangent des informations sur l'imagerie CCD.

Si vous avez des questions en rapport avec ce qui est énoncé dans le présent dossier, n'hésitez pas à m'écrire à denis.bergeron26@sympatico.ca. En espérant que ce document vous aidera dans le choix de votre future caméra CCD.

Guide complet pour choisir sa caméra CCD

Avant-propos

SIGNETS:

Introduction

Critères de sélection d'une bonne caméra CCD

Conclusion