N'ayez pas peur des caméras CCD

Le temps d'intégration (IV)

Le temps d'intégration intervient surtout dans la photographie du ciel profond car en photographie planétaire, mis à part Pluton, les astéroïdes et les comètes, tous les astres supportent une prise de vue instantanée.

Le temps d'intégration typique pour enregistrer une nébuleuse ou une galaxie avec une caméra CCD est compris entre 1 et 5 minutes si on utilise la caméra en binning mode 1x1 ou mieux, 2x2 (fusionnant deux pixels ce qui réduit la résolution de 50% mais augmente la sensibilité du capteur CCD). De cette façon en utilisant un télescope de 100 mm à f/6.3 on peut atteindre la magnitude 18 en seulement 5 minutes d'intégration et la magnitude 20 en utilisant un télescope de 350 mm à f/6.3 !

Dans des conditions extrêmes, le temps d'intégration peut durer 30 minutes au foyer d'un télescope de 400 mm pour enregistrer les objets les plus pâles (ou des spectres faibles) et 18 fois plus longtemps si vous désirez réaliser des composites tricolores.

Pourquoi 18 fois ? Parce qu'en utilisant un filtre coloré la lumière incidente passant à travers le filtre est moins intense et la caméra CCD requiert 6 fois plus de temps pour obtenir le même résultat que sans filtre. Ensuite vous devez prendre 3 images, en lumière bleu, verte et rouge (certains ajoute une quatrième image pour le contraste qui est une image N/B).

Ajoutez à cela les défauts d'offset, des décalages qui peuvent se produire avec les objets dont les détails évoluent rapidement (Jupiter, etc.). C'est pourquoi la CCD couleur est un autre défi réservé à l'amateur averti. Elle reste néanmoins la meilleure solution pour enregistrer les couleurs du ciel mais elle demande du temps et représente un certain prix.

Vous trouverez ci-dessous deux tables de temps d'intégration dédiées aux caméras CCD N/B, à gauche pour l'ancienne mais classique caméra CCD KAF-0400 de Kodak, à droite pour l'ASI183MM de ZWO en mode large bande passante (créé par Shiraz).

Caractéristiques d'un chip KAF-0400 sur un télescope C8 f/6.3 Table de temps d'intégration ASI183MM Rapport S/B Exposition N/B Exposition sous filtres R,G,B (binning 2x2) Niveau de bruit après compositage de 30 images exposées 1 minutes Rouge (585-680) Vert (496-585) Bleu (<380-502) 9 1 min 2.2 min 2.2 min 10 min 1.00 28 5 min 12 min 12 min 80 min 1.12 50 20 min 41 min 41 min 5.5 hrs -

Une autre solution consiste à utiliser une caméra CCD couleur "one shot" comme par exemple l'Astrovid Starlight Xpress MX5c vendue 1300$ ou l'une de ses nombresues concurrentes. La caméra CDD MX5c dispose d'une matrice de filtres (grille de Bayer) placés au dessus des pixels, composée de "couleurs secondaires" appliquées dans une grille Jaune, Magenta et Cyan (comme la technique photo CMYK ordinaire). Les filtres sont disposés de telle sorte que la composante de Luminance (contraste) de l'image puisse être extraite avec une grande définition. En théorie la perte de lumière est seulement de 33%. L'image couleur résultante est satisfaisante mais au prix d'une réduction de la résolution et d'une prolongation du temps d'intégration.

La caméra MX5c est refroidie, mais pas régulée. Cela signifie que vous devez réaliser une image noire (dark frame) à température ambiante chaque fois que vous l'utilisez pour la retirer ensuite des images du sujet et réduire ainsi le bruit électronique. Bien sûr on peut également obtenir cette image noire par traitement d'image.

Jusqu'au début des années 2000, Astrovid avait peu de concurrents parmi lesquels HiSis, Meade et SBIG. Ces systèmes ne disposaient pas de fonctions automatiques. Depuis cette époque, la technologie a fortement progressé. Non seulement les capteurs sont devenus plus efficaces et plus grands mais les systèmes CCD se sont dotés de fonctions automatiques : mise au point automatique, auto-exposition optimisée, auto-stretch pour faire ressortir les objets faibles, soustraction automatique des images noires, alignement automatique et sommation des images, système de refroidissement, etc.

Une poignée de constructeurs proposent même des caméras couleurs à faible facteur de forme comme par exemple l'Atik 460EX, QHY12 ou de très petits modèles comme la SBIG ST-i Planet Cam and Autoguider, toutes très bien adaptées aux petites installations et à l'imagerie planétaire.

Si des images numériques du ciel profond en couleurs furent déjà réalisées dans les années 1990, à l'époque il s'agissait d'empilements RGB ou LRGB. Ce n'est qu'au début des années 2000 qu'Astrovid sortit la caméra CCD couleur MX5c suivie peu après par la "Deep Sky Imager" (DSI) de Meade (510 x 492 pixels, 9.6x7.5 μ) présentée ci-dessus à gauche. A sa droite, M82 photographiée avec ce modèle par Terry Platt en seulement 3 minutes d'exposition. A droite du centre, M20 enregistrée avec une DSI par John Hoot au foyer d'un télescope Meade LX200 GPS de 200 mm (empilement de 20 images de 30 secondes). A droite, Mars enregistrée le 22 mai 2016 par John Earl avec un C11 équipé d'une caméra CCD Image Source DBK21 618 couleur (empilement de 400 images à 60 fps).

La résolution globale des premières caméras CCD couleurs était inférieure à celle d'une caméra CCD monochrome en raison des contraintes imposées par le système de couleurs (grille de Bayer). Malgré cette limitation physique les résultats n'étaient pas mauvais du tout mais avec le temps et de nouveaux chips, ces petites caméras CCD couleur ont beaucoup évolué et donnent de très bons résultats, spécialement en imagerie planétaire comme le confirme l'excellente image de Mars présentée ci-dessus.

Toutefois, pour le ciel profond, si vous désirez vraiment réaliser des documents de qualité vous devrez opter pour une caméra CCD monochrome et acquérir une roue à filtres colorés et des filtres de qualité (par ex. ceux d'Optec). Grâce à cette combinaison vous pourrez ajuster les temps d'intégration de chaque lumière (L, R, G, B, Hα, etc.) en fonction de la sensibilité de votre chip, effectuer des mesures astrométriques ou photométriques et même étudier des objets en lumière monochromatique.

Les problèmes habituels

Les performances des caméras CCD vont de paire avec leurs défauts et il est vain d'espérer obtenir de bonnes images si vous ne maîtrisez pas tous les facteurs qui entrent dans cette équation. Décrivons donc clairement quels sont les problèmes que l'on risque de rencontrer en utilisant une caméra CCD et les moyens de les éviter ou de réduire leurs effets.

Facteur de forme

Il s'agit d'un terme technique emprunté à la physique qualifiant le profil d'un appareil (lié à la quantité de flux atteignant une surface). En utilisant un APN au foyer primaire d'un télescope Schmidt-Cassegrain, avec sa longueur de 12 à 14 cm, on constate immédiatement que sa position juste devant la lame de fermeture crée une importante obstruction, surtout dans les télescopes de moins de 300 mm d'ouverture.

Comme on le voit dans le schéma ci-dessous à gauche, un APN Canon EOS 60D fixé au foyer primaire d'un C8 affecte sérieusement le disque d'Airy d'un étoile et on perd jusqu'à 25% des détails de l'image comparé à un système sans APN.

A lire : What are Fastar and HyperStar? How do they work?, Celestron

A gauche, effet sur le disque d'Airy et la résolution de l'image (MTF) d'un APN Canon EOS 60D placé au foyer primaire d'un Celestron C8 (un document de Mike Jones). Résultat : ce n'est pas recommandé. Au centre, une caméra CCD Atik à faible facteur de forme attachée sur le système Hyperstar fixé sur un Celestron C8. A droite, un APN Canon fixé sur un système Hyperstar sur un Celestron C11 EdgeHD.

Pour résoudre ce problème, l'amateur doit acheter un APN reflex à faible facteur de forme (par ex. un Olympus) ou une petite caméra CCD cylindrique (Atik 460EX, Nightscape 8300, etc.) qui se fixe sur le système Hyperstar de Starizona comme on le voit ci-dessus (ou sur l'ancien système optique Fastar de Celestron mais abandonné en 2005).

Dans l'éventualité (rare) où cette solution serait trop précaire ou instable sur de petites installations légères, l'alternative est d'utiliser une petite webcam HD. Sinon, il n'y a pas d'autre choix que d'utiliser le foyer Cassegrain avec un réducteur de focal (mais le poids sera similaire) ou mieux, d'utiliser un plus grand télescope afin de réduire l'obtruction relative engendrée par le capteur placé au foyer primaire.

La mise au point

Les problèmes de mise au point sont accentués en utilisant une caméra électronique avec un télescope. Etant donné que le champ du détecteur CCD est très étroit, en particulier en imagerie planétaire où l'on travaille en projection oculaire (ou avec une Barlow), une attention particulière doit être apportée à la stabilité des images et aux changements de température. Typiquement, le décalage au niveau du plan focal est égal au carré du facteur d'amplification du miroir secondaire, qui est de 5x pour un télescope Schmidt-Cassegrain à f/10. Aussi si au cours de la mise au point le miroir primaire ne bouge ne fut-ce que de 0.001 mm, ce "mirror shift" crée au plan focal un décalage de 0.025 mm et sera facilement enregistré par la caméra CCD.

Aussi, avant de prendre les premières photographies CCD des objets célestes, un petit calcul est donc utile pour vérifier la tolérance de votre caméra CCD en fonction de votre système optique.

A consulter : Formulaire pratique

Image RGB de M81 et M82 obtenue par Robert Gendler avec un télescope Ritchey-Chrétien de 317mm f/9 installé sur une monture Astro-Physics AP1200 et équipé d'une caméra CCD SBIG. Image corrigée numériquement.

La position du point focal varie également grosso modo comme le carré du rapport focal. Ainsi, un télescope ouvert à f/6.3 requiert une mise au point 2.3 fois plus précise qu'au rapport f/10. Au foyer primaire d'un instrument ouvert à f/6, la profondeur de champ (de la mise au point) est de seulement 0.0127 mm. C'est pourquoi un système de mise au point électrique est hautement recommandé (tel que le système NGS-F de JMI ou le Robofocus pour les télescopes Schmidt-Cassegrain) ainsi qu'un mécanisme permettant de solidariser toute l'installation optique lorsque des accessoires relativement lourds sont installés derrière l'oculaire (système de guidage hors-axe ou système de flip-mirror robuste). Le fait d'insister lourdement sur la qualité et la robustesse des montures et des adaptateurs photographiques fixés aux télescopes n'est donc pas une idée à considérer avec légèreté... Nous y reviendrons.

Le logiciel fourni avec la plupart des caméras CCD comprend un menu pour la mise au point qui prend en charge la tâche harassante de trouver le point focal au niveau du capteur photosensible. La caméra prend une série de photographies d'une zone présélectionnée en modifiant légèrement la mise au point. Ces images sont habituellement exposées 1 s pour les objets brillants et 10 s pour les plus pâles. Ensuite, le système vous demande de choisir l'image la plus nette. Certains modèles vous offrent aussi la possibilité de prendre immédiatement une image noire (voir plus loin) avant l'image brute. Lorsque la mise au point est effectuée, il reste à centrer l'objet, soit en basse résolution pour augmenter la sensiblité soit en plein cadre (full mode).

Ci-dessus à gauche, procédure de mise au point automatique (auto-focus) sur une étoile utilisée pour configurer la caméra CCD couleur Atik 8300C reliée à une lunette apochromatique TMB de 203 mm f/9. Au centre et à droite, respectivement les écrans des menus de la mise au point et de l'acquisition d'image du logiciel Canon BackyardEOS connecté à un APN Canon EOS 500D (alias Kiss X3). Ci-dessous, quelques écrans du logiciel FireCapture d'acquisition d'images. Notez qu'il permet aussi de suivre automatiquement les satellites artificiels dont la station ISS et des objets customisés (2e écran). Le 4e écran est l'auto-alignement. Voici un tutoriel en anglais de FireCapture.

Train optique et tirage

Comme à l'époque de la photographie argentique, au niveau du plan focal, certains trains optiques peuvent être assez longs et lourds jusqu'à créer un problème de tirage ou mettre la stabilité des petites installations en danger. En effet, un train optique complet peut par exemple comprendre : un système de mise au point électrique + un réducteur focal + un rotateur de champ + un diviseur optique + une optique adaptative + une roue à filtres + une caméra CCD. Sa longueur totale est de 20-40 cm selon que les accessoires sont étroits ou larges.

Heureusement, il existe des solutions pour raccourcir ce train optique comme par exemple de placer certaines accessoires ailleurs (le système de mise au point automatique dans le bouton de mise au point des SCT ou dans le Crayford et le réducteur focal dans le "visual back" des SCT) et en remplaçant le système de guidage hors axe et la caméra CCD par une CCD "dual chip" combinant l'auto-guideur et l'imageur et intégrant une roue à filtres. Il reste finalement un adaptateur, le rotateur de champ, l'optique adaptative et une (plus grande) caméra CCD. Selon les accessoires, on peut ainsi réduire le tirage entre 5 et 20 cm soit jusqu'à 50% de sa longueur.

A lire : How to Set the Correct Back Focus for Your Telescope (Guide), OptCorp, 2021

A gauche, un train optique type (les caméras CCD sont un imageur QSI 683wsg-8 comprenant un port externe dans lequel est inséré une CCD de guidage Lodestar. A droite, l'utilisation d'accessoires au niveau oculaire impose l'insertion d'un espaceur pour atteindre le point focal au niveau du photocapteur. Documents constructeur et OPTCorp adaptés par l'auteur.

Le bruit thermique

Dans une caméra CCD idéale chaque pixel devrait afficher un niveau de gris valant 0 en l'absence de lumière et une valeur augmentant linéairement à mesure que l'intensité lumineuse croît, jusqu'à ce qu'il soit saturé. De plus, la réponse de chaque pixel devrait être identique. Les caméras CCD actuelles sont loin d'atteindre cet objectif idéal.

La principale raison est le fait que les électrons émis par un pixel dépendent du nombre de photons incidents qui le frappent additionné du nombre d'électrons générés par le "bruit thermique". En utilisant des composants électroniques, faute d'atteindre un rendement idéal (100% de l'énergie reçue devrait être convertie sans perte), ils dissipent tous un peu chaleur qui génère un bruit thermique qui diminue de moitié chaque fois que la température baisse de 6 ou 7°C.

A gauche, l'augmentation du bruit thermique d'un capteur CCD en fonction de la température. Au centre une caméra CCD Meade DSI équipée d'un grand angle de 8 mm couverte de glace mais fonctionnant encore par -70°C à la base de Concordia en Antarctique. Document G.Dargaud. A droite, caméra CCD 1300S de Spectral Instruments (100 kpixels de 9 µm) refroidie jusque -100°C.

Cette baisse du courant d'obscurité total avec le froid a bien sûr des limites; la plupart des CCD ne fonctionnent plus très bien en-dessous de -120°C. Comme le montre le graphique ci-dessus, en pratique le bruit thermique est quasiment supprimé aux alentours de -100°C où l'image présente un très léger bruit aléatoire. Ce refroidissement peut-être obtenu en isolant thermiquement le photocapteur de son environnement.

Comme les photoamplificateurs, le photocapteur CCD est donc très sensible au rayonnement infrarouge et aux changements de température. Les sources infrarouges extérieures peuvent potentiellement être vues par le détecteur alors qu'elles sont invisibles à nos yeux. C'est pour cette raison qu'il faut retirer de l'environnement immédiat du détecteur tous les accessoires brillants émettant un rayonnement infrarouge ou qui ne sont pas anodisés en noir (ou peints en noir mat). Parmi ces objets citons le coulant du porte-oculaire, les horloges digitales, les cercles de graduation, les résistances électriques et autres télécommandes...

Dans le cas d'une caméra CCD non refroidie, pour ne pas accentuer le bruit thermique il convient de mettre la caméra en température et d'attendre environ une demi-heure après l'avoir branchée avant d'effectuer les premières prises de vue. Cette dégradation est provoquée par des erreurs statistiques dans la lecture des électrons par les pixels (photosites). L'erreur d'échantillonnage décroît inversement avec la racine carrée du niveau de brillance des pixels (le facteur DN).

Ce greffe sur ce problème le fait que les pixels constituant un détecteur CCD n'ont pas tous la même sensibilité à la lumière. La variation entre photosites d'un pixel peut osciller entre 1 et 2%.

Quelle que soit la caméra utilisée, le capteur CCD ou CMOS n'étant généralement pas refroidi, le bruit thermique (électronique) est plus apparent dans les zones sous-exposées ou faiblement éclairées et plus encore en été où la température ambiante accentue le bruit thermique comme on le voit ci-dessous.

Effet du refroidissement sur le bruit électronique d'un capteur CCD et CMOS. A gauche, images "noires" d'une caméra CCD SBIG STL-11000 respectivement refroidie à -20, -15 et -10°C. A droite, les images "noires" d'un  Canon EOS 600D refroidi à -9°C et à température ambiante de 25°C. Toutes les points sont en réalité des parasites créés par le système électronique ! Chaque fois que la température diminue de 5° ce bruit thermique diminue de moitié. Ces images en sont la parfaite illustration.

Pour réduire le bruit thermique des images, la première solution est d'utiliser une caméra CCD ou CMOS refroidie, les meilleures étant également thermorégulée avec une stabilité de l'ordre de 0.5°C. Le capteur photosensible peut-être refroidi avec de l'azote liquide comme le système PixCellent qui permet de descendre jusque -120°C mais ce procédé est très cher. L'alternative est le refroidissement thermoélectrique qui par effet Peltier permet aux caméras CCD et quelques rares APN haut de gamme (par exemple les Canon EOS 600D, 6D et 5D équipés d'un capteur CMOS) de descendre jusque -35 à -40°C selon les modèles par rapport à la température ambiante et exceptionnellement jusque -100°C dans le cas des caméras CCD de Spectral Instruments. Enfin, plus économique, on peut également utiliser un cryorefroidisseur utilisant une pompe mécanique.

La résolution et le binning mode

La photographie du ciel profond au moyen d'une caméra CCD requiert de préférence des pixels de grandes dimensions parce que les grands pixels collectent simplement plus de photons que les petits. C'est ce qu'on appelle le binning mode (de binning, "mettre en boîte") qui permet d'additionner les signaux enregistrés par plusieurs rangées et de colonnes adjacentes de pixels (binning 1x1, 2x2, 4x4, etc).

Désavantage, en mode binning 2x2 la résolution chute de moitié, en revanche la sensibilité augmente. A l'inverse, en imagerie lunaire et planétaire l'amateur recherche la plus haute résolution et s'intéresse beaucoup moins à la sensibilité. Dans ce cas le binning mode le plus petit est recherché.

Enfin, si les chips ont tendance à devenir plus grand aujourd'hui, la "profondeur" des pixels a également une grande importance sur la qualité des demi-tons de l'image finale. Une profondeur de pixel de 16 bits (65536 niveaux de gris) est préférable à 12 bits (4096 niveaux de gris). Mais tous ces aspects ont une influence sur la dimension de l'image finale, sur le temps de téléchargement et de traitement ainsi que sur l'espace disque nécessaire à sa sauvegarde.

Quant à la couleur, ce n'est plus avec 12 ou 16 bits que l'on travaille, mais au moins 24 bits. Dans ce cas la taille des fichiers devient presque ingérable pour un amateur et les utilisateurs de scanners connaissent bien ce problème. C'est pour cette raison mais aussi pour une question de qualité d'image que l'usage veut que l'on travaille plutôt à partir d'images LRGB pour obtenir des images couleurs plutôt qu'à partir de caméras couleur.

La précision de l'entraînement

Pour l'astrophotographie du ciel profond, le dernier élément mécanique pouvant être une source de problèmes potentiels est la monture motorisée. Comme nous l'avons évoqué, le fait d'utiliser une caméra CCD, un outil très précis en soi, accentue les problèmes de stabilité de l'installation et on est vite contraint d'utiliser une monture robuste pour résoudre ces problèmes. Gardez bien à l'esprit que votre monture est plus importante que votre optique; vous obtiendrez plus facilement de bonnes images avec une optique médiocre sur une excellente monture que l'inverse.

D'un point de vue photographique, une montre altazimutale aura le problème de la courbure du champ lorsque vous suivrez des objets à travers le ciel car le guidage ne s'effectue plus sur un ou deux axes, mais sur trois axes. Le "Field de-rotater" popularisé avec les télescopes Schmidt-Cassegrain n'est pas une solution car il insert un nouvel degré de liberté qu'il faudra contrôler. La monture altazimutale pourra être utilisée en imagerie planétaire tant que le temps d'exposition reste court (plus rapide que 1/10^e de seconde environ).

Pour photographier les objets du ciel profond, la monture équatoriale est indispensable (ou l'altazimutale en mode équatorial). Il y a une seule exception : les télescopes d'au moins 250 mm d'ouverture peuvent travailler en mode altazimutal mais doivent utiliser un dérotateur pour éviter les traînées stellaires en bordure de champ. Le poids et l'encombrement de cet accessoire font qu'il n'est pas recommandé pour les télescopes de diamètre inférieur.

La monture doit être correctement mise en station et être pilotée par un système d'entraînement dont les erreurs de poursuite sont contrôlées avec une précision de l'ordre du pixel. Toute irrégularité plus importante sur l'un des axes sera enregistrée sur l'image. C'est pourquoi de nombreux amateurs se font épauler par des caméras CCD d'auto-guidage. Mais si la précision d'une bonne monture allemande traditionnelle est de ~1", une monture Direct drive descend sous la limite de diffraction, raison pour laquelle ce type de monture a été adopté par de nombreux amateurs. La galerie d'images est très éloquante à ce sujet.

A gauche, une monture Astro-Physics 1200GTO adaptée aux télescopes d'au moins 200 mm d'ouverture. Au centre, une lunette de 130mm EDFS f/6 fixée sur une monture Astro-Physics 600E GTO et équipée d'un capteur CCD ST-4 pour assurer le guidage. A droite, une monture Direct drive DDM60 de ASA. Documents constructeurs et Mike Cook.

Lorsque toutes les questions techniques (et financières) seront résolues (les conseils d'un vendeur qualifié ou d'amateurs avertis ne seront pas superflues), vous serez enfin prêt à photographier vos objets célestes favoris. La bonne nouvelle est qu'après avoir vu quelques images CCD réalisées par des amateurs expérimentés et leurs équivalents professionnels, bien malin sera celui ou celle qui pourra dire qui est le premier et qui est le second !

Bien sûr, en y regardant de plus près, le plus grand gagne toujours, mais n'oubliez pas que le traitement d'image peut encore brouiller les pistes... Comparez par exemple ces photos de M42 photographié par le HST et par Jason Ware utilisant un RCX400 de 305 mm f/8 ou par l'Officine Stellare avec un Riccardi-Honders RH de 200 mm f/3... En une génération, la technologie mise à disposition des amateurs (talentueux) a fait un bond de géant !

A présent que nous avons enregistré nos images brutes des objets célestes, quelques images complémentaires doivent être enregistrées avant de les traiter sur ordinateur. Cette étape est appelée la calibration ou prétraitement d'image. C'est l'objet du prochain chapitre.

Prochain chapitre

La calibration ou prétraitement d'image

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