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I) Brève initiation à l'Imagerie CCD

I-1) CCD ?

"Charge Coupled Device" = C C D ou D T C = Dispositif à transfert de Charge. Le CCD convertit la lumière en signaux électriques . Le CCD placé au foyer d'un télescope va générer une image électrique. Cette image est récupérée dans un ordinateur qui la stocke dans sa mémoire que l'on peut dénommer "image volatile". On peut l'afficher à l'écran et elle devient une "image apparente "; si nous la stockons sur un support (disquette, disque dur, ZIP, etc.) elle devient "l'image permanente".

I-2) Les Images

Image Volatile? Volatile, car elle s'efface des qu'on éteint l'ordinateur. Elle se trouve dans la mémoire vive de l'ordinateur. Il faut imaginer que l'image Volatile est une Grille ou matrice. Les cases sont définies par l'intersection des lignes et des colonnes et sont appelés PIXELS. Dans chaque pixel ou case se trouve un nombre qui est d'autant plus élevé qu'il aura reçu une forte intensité lumineuse. Ce nombre s'évalue en "pas codeurs" ou ADU ( analog Digit Unit).

Exemple: Soit une matrice , qui fait 6 pixels sur 3. Une étoile occupe un pixel et génère 190 ADU, le fond de ciel génère 10 ADU.. On peut le représenter de la façon suivante:

10

10

10

10

10

10

10

10

200

10

10

10

10

10

10

10

10

10

Notons qu'il y a une limite à ne jamais dépasser, sinon l'image est saturée. Cela dépend du convertisseur numérique qui peut numériser sur 8, 12 ou 16 bits. (en ADU : 225, 4095, 65535)

Image Apparente? 

L'image apparente (écran) est une représentation colorée des nombres contenus dans les pixels de l'image volatile. Le logiciel est équipé d'une table de couleurs LUT (Look Up Table). La visualisation se fait en niveaux de gris. Pour une 12 bits, la couleur noire est associée à 0 ADU et la blanche à 4095. Si l'on applique cette méthode de la LUT naturelle, le contraste sera très léger dans l'exemple ci-dessus. Il faut, donc, augmenter le contraste. Pour cela on va appliquer la méthode des seuils Haut et Bas. On assigne du noir de 0 à 10, du blanc entre 200 et 4095 et un dégradé de gris entre 10 et 200. Dans cette méthode le seuil bas est 10 ADU et le seuil haut 200 ADU. L'image sera, maintenant plus contrastée.

Image Permanente? 

L'image, enregistrée sur disque dur, est stockée sous forme de nombres que contenaient les pixels. Plusieurs formats de fichiers existent que doit décrypter un bon logiciel. Le format international est le FITS (Flexible Image Transport System)

I-3) Le Pré Traitement des Images

Le Noir: Faisons une expérience : enregistrons une image de 5 secondes dans le noir; on verra que les pixels de l'image ne sont pas à zéro mais a 30 pas codeurs, par exemple. Doublons le temps de pose à 10 sec et les pixels auront 60 ADU. Conclusion, comme il n'y a pas de la lumière, le CCD génère tout seul des charges qui sont, de plus, proportionnel au temps.

Le noir est un signal qui se superpose toujours à l'image au cours de la pose. C'est le principal facteur qui limite le temps de pose en CCD.

Ce grand défaut des CCD est éliminé en grande partie par le refroidissement du CCD par effet Peltier , par eau refroidie ou autre moyen professionnel . C'est pour cela que les charges d'obscurité sont, aussi, appelés charges thermiques. Le noir nuit à la qualité de l'image et il convient de bien faire la soustraction du noir de l'image. Si une caméra 12 bits enregistre en 15 minutes de pose 2000 ADU de charges thermiques, il ne restera plus que 2095 ADU pour l'image.

Le BIAS ou l'OFFSET

L'image prise à 0 milliseconde (théoriquement) comporte des charges que l'on appelle pré charge et qu'il faut soustraire des images.  Ce signal d'offset est induit par les caractéristiques de l'amplificateur de sortie et de l'électronique de traitement du signal vidéo.

Le FLAT ou PLU

Les pixels du CCD ne sont pas sensibles de la même manière à la lumière. De plus, le CCD placé au foyer d'un télescope n'a pas un éclairement uniforme en raison du vignetage optique augmenté avec les réducteurs, et les poussières volantes !! Comment éliminer ces imperfections : La bonne solution consiste à diviser l'image débarrassée du noir et de l'offset par une image Flat-Field (champ plat) ou PLU (plage de Lumière Uniforme)

II ) Quelques informations sur la caméra CCD:

II-1) Caractéristiques Géométriques:

La matrice de silicium est composée de n photo-sites qui correspondent à n pixels sur l'image. Ces "photo-sites" ont une dimension, 9 microns pour le Kaff400, une forme que l'on préfère carré pour l'astronomie et un nombre suivant les différents modèles ;le Kaf-400 possède 768 "photo-sites" sur 512, ce qui représente 768x0.009mm = 6.912mm et 512 x 0.009mm = 4.605mm. Les CCD sans "ANTIBLOOMING" ont toute la surface sensible, mais celles avec "ANTIBLOOMING" ont une partie non sensible qui correspond aux drains qui permettent d'évacuer le trop plein de lumière. Les CCD à transfert d'interligne ont, également, des zones non sensibles.

II-2) Caractéristiques optiques:

L'échantillonnage: L'angle de champ couvert par un "photo-site" ou un pixel (sur l'image) dépend de la configuration optique choisie. Une des formules qui permet de calculer le champ d'une matrice CCD est : CH = 206265" x coté du CCD / Focale . si l'on divise le résultat obtenu par le nombre de pixel , on obtient l'échantillonnage. Une autre formule : S = 206 P/F;P=la valeur du pixel, soit 9 microns pour un kaff400, f= la focale et S= l'échantillonnage en secondes d'arc.

II-3) Caractéristiques électroniques :

On constate une différence entre l'énergie enregistrée par le "photo- site" et celle mesurée dans l'ordinateur à l'adresse mémoire correspondante. Il y a, donc, des variations du signal qui constitue ce que l'on appelle le "bruit". C'est une fluctuation de niveau autour de la valeur réelle.

Le bruit de lecture, qui provient surtout de la perte d'électrons pendant le transfert et des bruits analogiques des composants électroniques, est divisé par deux tous les -7 degrés. Le bruit de lecture est une constante de la caméra qui doit être donné par le constructeur

Le bruit thermique : Le courant d'obscurité ou électrons thermiques est divisé par deux tous les -6 degrés. Le bruit thermiques est égal a la racine carré du nombre d'électrons thermiques. La valeur du courant d'obscurité d'une caméra est donné par le constructeur en électrons par pixel et par seconde. Il faut noter qu'une caméra est sensible aux parasites, c'est à l'utilisateur d'éviter ces problèmes.

II-4) Caractéristiques Photométriques :

La sensibilité : cette sensibilité s'exprime en électrons fournis par photon incident, c'est le Rendement Quantique Équivalent. Ce rendement est compris entre 40 et 80% , ce qui est important par rapport au rendement photographique qui oscille entre 2 et 4%. Le "RQE" dans le cas des rayons à hautes énergies ( UV et X) peut être supérieur à 1. Dans les forts éclairements de la matrice CCD, on peut noter un phénomène de rémanence sur les images suivantes , comme une image fantôme de l'image précédente.

La Sensibilité Spectrale du CCD va de 0.4 à 1 micron . On note, également, une variation d'un pixel à l'autre.

La sensibilité du CCD est linéaire, ce qui veut dire qu'une étoile faible donnera un certain signal avec des variations sur un fond de ciel non homogène avec du bruit. Il faut que le signal de l'étoile soit supérieur au fond de ciel. On admet que cette étoile sera détectée si le rapport Signal sur bruit est au moins égal à 3.

On a vu, plus haut, les bruits de lecture et de courant thermique qui proviennent de la caméra. Il faut ajouter le bruit de photon de l'étoile et celui du fond de ciel. Le bruit Total est égal à la racine carrée de la somme des bruits de lecture, du bruit thermique et du bruit du fond de ciel.

La meilleure détection sera obtenue en minimisant ces différents bruits.

(Références bibliographiques : Astronomie CCD de Christian BUIL et le guide pratique de l'astronomie CCD (P.MARTINEZ et A.KLOTZ ).)

Pré traitement

Astrométrie

Photométrie

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[bottom.htm]Dernière modification le 25/06/2004