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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