brizhell

Salut Philippe, En effet, suis interessé, je viens de boucler avec Jean luc une première tentative sur un traitement un peu original, mais un tantinet "touchy".Comme ca cause de tavelures et PSF, ca reste dans mes cordes On y est allé un peu fort mais ca reste prometteur. Premier résultats ici en bas de page : http://www.astrosurf.com/ubb/Forum2/HTML/036240-4.html suis interessé pour 2 choses : tes PSF sont réelles, donc si tu a du trefoil, on pense raisonnablement que ce type de traitement peut en compenser une partie.Secondo, ca pourrait être pas mal pour tes couches bleue...Si tu sais jouer avec un site FTP, je te passe un login et un mot de passe sur une adresse et tu y dépose tes fichiers.A+BernardPS : Salut Neb, te leurre pas, suis malheureusement pas un softeux.... Suis physicien....

Salut ms.En effet, la language est puissant mais pour du traitement à postériori....Je ne connais pas Cython, mais si il s'agit des bibliothèques pythons compilées en C, ca doit valoir le coup. En tout cas l'idée sur le CP semble vraiment intéressante.Pour revenir au planétaire, je vais essayer de poster ci-dessous les premiers résultats sur une vidéo adaptée au problème (c'est la première fois que je poste une image...). Il s'agit d'une jupiter acquise en 2008 par Jean Luc, avec un Newton 150/750 et une barlow x5. La démarche est Registration => Deconvolution => Demorphing => Additions. Donc voici les brutes : Explications : Colonne de gauche, le shift and add classique à 200 images (ligne du haut) et 500 images (ligne du bas). Colonne de droite, la séquence de traitement citée précédemment, à 200 images (en haut) et 500 images en bas.Sur cette base, n'étant pas expert en manipulation des ondellettes, j'ai demandé a Jean Luc de passer un coup d'ondelettes identiques sur les 2 séries (brutes et déconvoluées/demorphées).Résultat sur 500 images : Il me semble que ca laisse appaître pas mal de chose pour un télescope de 150mm...Jean Luc à rajouté une couche en tentant un FocusMagic en plus : Ca semble prometteur. De plus, sur les détails présents dans l'image traité, il y a une comparaison possible avec une image de Wesley prise à la même date. Je pense ouvrir une autre post pour décrire les choix qui amènent à ce type de traitement.Bernard[Ce message a été modifié par brizhell (Édité le 20-10-2011).][Ce message a été modifié par brizhell (Édité le 20-10-2011).]

Wow !!!APOD ?

Salut Neb, les settings sont ceux d'origine (convolution type 'myopic'), avec les noms de mes fichiers, pas de modif supplémentaires. Les settings de Formats et autres joyeusetés, ne pas y toucher. Après quelques essais, on voit que l'on diverge facilement sur certains critères (convergence PCG par exemple). La subtilité reste dans le travail d'une PSF cohérente aux conditions d'observation.Le seul apport est celui d'un fichier bash qui permet de traiter les images par lots. Mais le bash linux n'est pas le dos... Donc ca risque de ne pas t'être utile.Bernard[Ce message a été modifié par brizhell (Édité le 18-10-2011).]

Salut Jean Luc, suis preneur des PSF réelles de Philippe, ainsi que d'une video faite avec le même instrument,surtout pour voir si le tréfoil peut être compensé. Les videos que tu m'a fait passer fonctionnent bien avec une PSF "quasi parfaite". Le traitement des séquences video avec AIDA fonctionne trés bien, mais c'est lent. Environ 24 images traitées par heure ....A+Bernard

Gasp !!!!!!!Comme disait l'héroine d'un film que j'adore (Jodie Foster dans "Contact") : "il n'y a pas de mots........................"Ca c'est du tres tres grand Pic !!!!Bravo à vous troisBernard

De plus en plus beau les gars !!Salut Neb, Sans trop polluer ce superbe post avec de la technique, >JL, tu n'aurais pas fait un ptitavi de PSF, une fois, quand même ? Aida m'a dit qu'elle préférait les naturelles aux godsAttention, la PSF du T1M est dominée par le bruit de tavelures, donc un avi de psf sous corrigera l'image en déconvolution.Par contre sur le tube de Philippe, ca peut le faire. J'ai de bon résultats sur AIDA + Demorphing sur un petit telescope, publication bientôt.>Et elle prend son temps, sur mon bicore à 1.67 GHz c'est 35 min de traitement par prise Tu a un pb sur les process en cours sur ton PC, mon DELL dual core 1,6GHz met moins de 2 minutes par déconvolution myope...En tout cas chapeau pour les 3 mousquetaires au sommet, ca déchire ...Bernard

Je parlais de la cam utilisée pour m76 ?

Vraiment hallucinant.....La dernière Jupiter autant que la M76...... La cam, c'est la sCMOS ?En tout cas bon ciel et bonne continuation la haut... Bernard

Salut a tous, Neb : >Pourrait-on tirer quelque chose de la fonction "Autocorr" de la suite BiaRam?Je ne connais pas BiaRam, mais a priori, et sauf erreur de ma part, non. L'autocorrélation d'une image planétaire par exemple n'a pas grand chose a voir avec l'autocorrélation d'une onde plane dans la pupille (qui permet d'obtenir la psf). Je m'explique. Cette propriété d'autocorrélation que tu cite plus haut dans ton post (p2) est valable uniquement quand tu fait l'image d'une source ponctuelle, a savoir une étoile.=> La mesure du rayon de la PSF gaussienne découle du spectre ou de la fonction d'autocorrélation de l'image de départ.Le spectre, c'est la FFT de l'image (eh oui, faire des FFT c'est faire de la spectro des fréquences spatiales de l'image :-). La PSF est la FFT de l'onde dans la pupille, et aussi l'autocorrélation de l'amplitude de cette onde dans cette pupille, mais pour une onde issue d'une seul et même point non résolu !!! Pour une image planétaire par exemple, chaque point de la surface va générer une onde qui va interagir avec celle du point voisin, etc, le tout intégré sur toute la surface de l'objet. Donc à mon avis, sauf a trouver une solution pour séparer la contribution de l'onde issue de chaque point de la surface de l'objet, ca ne marche pas.ms : >J'ai commencé à m'intéresser à ce problème suite au post d'Emmanuel sur l'optique adaptative. A l'époque, j'étais parti de l'idée d'une PSF obtenue par apprentissage. De mémoire, Emmanuel avait émis l'idée d'utiliser un réseau de neurones pour traiter rapidement les images. Je reprend son idée mais uniquement pour extraire la PSF.J'avais suivi ce post de près, mais certains point me dérangaient dans le traitement. En effet, pourquoi chercher un apprentissage sur une fonction qui est par définition aléatoire (donc à comportement fortemement chaotique?) Ne vaut-il mieux pas essayer de mesurer simultanément et simplement la vraie PSF ? La PSF se décompose en 2 contributions : une statique, et une evoluant dans le temps. La contribution statique, on peut l'obtenir en moyennant le résultat d'une image d'étoile dans le temps (voir ma page http://brizhell.org/Voir_La_Turbulence.htm, sans aller jusqu'au calcul, on peut voir la PSF sur les images rencentrées et compositées). On utilise pour cela le fait que la moyenne d'un bruit est toujours nulle. La contribution dynamique, c'est à dire celle qui évolue dans le temps, ben c'est la que ca coince.... A priori, si le télescope est petit, la seule chose qui se passe c'est que la tache d'airy se déplace, et la turbu se résume principalement à du tip/tilt. Donc un recentrage entre les images suffit. Avec un tube plus gros, on fait appraître des tavelures. La, le traitement et l'acquisition sont plus costaud (mais pas impossibles). Je suis en train de fouiller les solutions de calcul d'intercorrélation entre une image et l'image suivante, le long d'une séquence pour voir si l'on peut jouer sur le facteur évolutif de la turbulence mesurée.>Concrètement (nébuleuses type M57, NGC40), j'enregistre avec 2 cameras : a) la PSF tous les secondes (lunette de 80mm à f/15), b) l'image toutes les 10 secondes (SC de 280mm à f/10). J'utilise AIDA pour traiter l'image quand celle-ci entre dans la bonne plage de seeing (inférieur à 3" par exemple). A la fin, je composite toutes les images et j'applique un algorithme de mise en relief (ondelettes ou autre à définir).Super démarche en effet ! Apparament, le profil de la turbulence sur 2 instruments en parallèles, devrait être assez cohérent (je viens de remonter mon installation, et je compte faire un test en imagerie rapide avec mon vieux LX200 8 pouces, et un etx90 placé juste au dessus). Après, en utilisant le même trig de les 2 cameras, je verrai si je peut voir si les 2 psf sont semblables (et non identique vu les différences optiques). Aida doit en effet s'utiliser sur les images individuelles. Mais j'ai un peu peur que la partie non statique de la turbu, celle qui provoque la dilution de l'image, soit difficile à contourner.Dans tout les cas, je suis curieux et impatient que tu nous fasse part de ces résultats.Après, il y a la limite de l'isoplanétisme qui va être limitant. On avait travaillé, mais pas encore publié avec JLD sur une démarche approchante, purement numérique en CP au 1M, mais faut que je rédige ca sérieusement on en recausera quand ce sera prêt.>Cela permet par exemple d'utiliser une camera CCD classique pour faire du planétaire et de se passer d'une couteuse EMCCD. Heu, si j'avais pas eu la chance de me la faire prêter via mon labo, je ne pense pas que j'aurais pu m'offrir un tel jouet.... Mais j'ai encore des manips amusantes a tester avec...Bernard [Ce message a été modifié par brizhell (Édité le 03-10-2011).]

Salut a tous, je confirme ce que dit ms, il faut séparer les problèmes : l'algo AIDA est spécifiquement fait pour sortir les détails les plus ténus, non pour travailler à leur mise en évidence (ce que fait spécifiquement les travail avec la ondellettes). Je suis actuellement dessus, et la paramétrisation de la PSF en traitement myope est loin d'être triviale. Tout dépend de la manière dont on s'y prend au départ, l'hypothèse de base est que la forme approximée de la PSF de départ doit être la plus vraissemblable pour "trier" l'information déjà présente jusqu'a la limite de résolution réelle (et non dépendante du critère de la tache d'Airy). En clair, cela veut dire que tout repose sur la vraissemblance de la PSF utilisée, qu'elle soit générée de manière hypothétique, ou mesurée réellement sur un lot d'images. Si on ne part pas de cette hypothèse, l'algo peut converger vers une "fausse solution" Sur des images compositées, le problème est que la PSF résultante sera spatialement "diluée", donc de plus en plus éloignée de la PSF théorique. Son approximation sera la plus vraissemblable sera une PSF dont la taille correspondra à celui donné par un télescope de diamètre égal a la taille de la tache de Fried (soit un max de 6 à 10cm pour laplupart des sites en france). Donc travailler avec des lots d'images composités oblige a priori a utiliser des PSF beaucoup plus large que les PSF théoriques données par le diamètre de l'instrument.Une fois maitrisée le paramétrage de la PSF (ou sa mesure directe, ce qui peut être accessible sur chaques images d'une video), il devrait être possible de mettre en evidence des détails proches, voir sous le critère de Raleigh (c'est a dire le rayon de la tache d'Airy : 1,22 lambda sur D)>Il faut bien différentier la mise en évidence des détails (AIDA) de leur mise en relief (algorithme à définir). C'est exactement la bonne problématique : Aida permet de mettre en évidence des détails dépendant principalement de facteurs de contrastes plus faibles, a des fréquences plus élevées que celle présente dans les images compositées. Alors que les algo de mise en relief (Ondellettes entre autres) ne font que renforcer la lecture des fréquences spatiales dépendantes d ela taille de la tache d'Airy.AmicalementBernard

Salut JL, il s'agit des fréquences de balayage respectivement horizontales, et verticales définies par le mode video : http://www.cinetson.org/phpBB3/tritubes-f7/frequence-balayage-resolution-taux-rafraichissement-t2638.html Bernard

C'est vrai, j'ai commencé a y goûter ;-) : http://brizhell.org/Manip_Merlin.htm http://brizhell.org/doubles_et_tavelures.htm http://brizhell.org/satellites_de_jupiter.htm http://brizhell.org/pulsar_crabe.htm Une EMCCD pour moins de 2000 euros ca commence a devenir interessant.

ms, c'est bien pour cela (utilisation des emccd), que je me suis lancé dans l'aventure.L'ensemble des paramètres à implanter dans le fichier de configuration de Aida (AIDA_Settings.py) et permet de paramétrer la configuration du calcul.C'est trés détaillé (même si un peu complexe), dans la publi suivante : http://code.google.com/p/aida-deconvolution/downloads/detail?name=Hom07_JOSAA.pdf Les exemples de la figure 5 sont trés parlant !! (notamment les colonnes C et D)Bernard

Salut NebuliumAlors je pose les choses tout de suite, je ne suis pas un grand spécialiste de linux ;-) Quoiqu'il en soit, il me semble que tu peut faire tourner Python directement sous window. Il y a un installateur disponible ici : http://www.python.org/getit/windows/ Sur le site Python.org, tu pourra trouver tout ce qui est necessaire pour pouvoir programmer sous ce language. Ce qui est interessant, c'est qu'il est gratuit, et qu'il s'agit en fait d'un interpreteur/compilateur de commandes, au même titre que les language script d'iris ou de prism. Tu peut tester tes commandes en ligne, ou les sauvegarder dans un fichier texte que tu utilise ensuite comme un scriptPour ce qui est de Priithon, il s'agit d'une couche logicielle en supplément du language python, qui est ne fait un "module" dédié au traitement d'image... Ce module permet d'accéder à a peu près toutes les commandes imaginables qui existent en algo de traitement d'images. Après installations de priithon, tu peut utiliser des commandes de gestion d'images en plus de celles de calcul en Python.Le code de l'algo Aida n'est autre qu'un script utilisant des commandes Python pour le calcul pur et des commandes Priithon pour les déconvolutions.Pour être trés honnête, je ne sais pas si le module Priithon est entièrement compatible avec le Python installé par Window. Mais tu peut essayer avec l'installateur Python pour Windows.Si ca ne marche pas, il y a plusieurs solutions (j'exclu Cygwin que je ne connais pas) :- Utilise VMware player, en fabriquant une machine virtuelle linux (distribution ubuntu 10 par exemple). Tu aura un vrai linux et donc pas de problème de compatibilité des versions de python et de priithon. - Tu peut utiliser ce que l'on appèle un "Live CD" sous linux, c'est a dire que tu demarre ton système d'exploitation sur un CD et non pas sur ton disque dur Windows. La, il doit y avoir des moyens de jouer avec Priithon. - Installe un linux en parallèle de ton window, Ubuntu permet de le faire sans impact pour ton système d'exploitation. Mais en cas de pepins, il faut avoir un spécialiste sous la main ;-)J'ai vu passer il y a peu sur la liste Aude quelqu'un qui s'interesse aussi a la programmation en python pour l'astro. Si je retrouve le mail, je t'en fait part.De mon coté, je vais essayer de libérer du temps pour retravailler le sujet.Bernard-

Juste une précision, sans rentrer dans des math trop complexes : /Et pour cette réparation, ils utilisent les déconvolutions comme outils, comme d'autres utilisent les FFT./Justement, les deconvolutions utilisent aussi des FFT....la réponse d'Eric Maire est claire sur le sujet, dans l'autre post : http://www.astrosurf.com/ubb/Forum2/HTML/036240.html si * est l'opération de convolution et x la multiplication, la convolution de l'image1 par l'image2 s'ecrit : Image1 * Image2 Or les ordinateurs utilisent la propriété suivante : FFT(Image1*Image2)=FFT(Image1)xFFT(Image2)Donc on fait la FFT de l'image1, puis celle de l'image2, on multiplie les 2 résultats, et on fait ensuite la FFT inverse...L'autocorrélation de l'image1 c'est : image1*image1 Jean Luc a raison, la PSF (image d'un point pour l'ensemble télescope + atmosphère) est étalée par la turbulence, bien au dessus de la limite théorique du telescope (tache d'Airy). L'information est "diluée" dans cette tache de manière aléatoire. On ne peut plus après addition des meilleures images de la video, reconstituer l'information qui a été étalée par la turbulence. Les Pro utilisent d'ailleurs les algo de déconvolutions sur des videos faites avec une optique adaptative, ce qui permet d'avoir la même PSF tout le temps... Pour un défaut optique, la dilution n'est pas qu'aléatoire et la PSF aura une forme tordue, mais que l'on peut trouver, donc ca peut améliorer les choses. Mais on sera aussi limitée par la partie aléatoire de cette dilution qui elle n'est jamais nulle.Bernard

Salut Christian, C'est parfaitement cohérent, l'angle d'isoplanétisme étant inversement proportionnel à la hauteur de la couche turbulente, plus la couche est basse (H petit), plus l'angle d'isoplanétisme est grand.Si tu arrive a faire une corrélation entre les données météoblue et tes images, ce serait une brillante confirmation ;-)AmicalementBernard

L'angle d'isoplanétisme reste effectivement la seconde limite aux algorithmes de déconvolutions. Il est comme la PSF, dépendant du temps, et les valeurs faibles que l'on peut lire dans la littérature (je fait référence a des évaluations de sites d'implantation de l'ELT que j'ai eu entre les mains) sont generalement des valeurs moyennées dans le temps.Pour reprendre les pages d'un vrai Cador de l'astro :-) (Christian Buil) : http://www.astrosurf.com/ccdbazar/D-Observations/HResolution/HauteResol02.html On peut y lire : "L’angle d’isoplanétisme définit l’étendue angulaire dans le ciel à l’intérieur de laquelle l’état de la turbulence est identique à un instant donné. Cet angle est généralement de très petite taille et il est surtout important en Speckle Interférométrie (la speckle interférométrie consiste à geler suffisamment la turbulence pour qu’il soit possible d’observer à l’intérieur de la tache image étalé par la turbulence, d’une taille d’environ lambda /r0, de nombreux granules ayants chacun une dimension d’environ lambda /D, correspondant à autant d’images individuelles de l’objet visé, puis à analyser cette information par des techniques de corrélation). L’angle d’isoplanétisme vaut environ [4] :w=0,3*r0/H (10)avec H l’altitude moyenne de la couche turbulente. On prend habituellement H entre 5000 et 7000 mètres. On voit que l’angle d’isoplanétisme est au mieux égal à quelques secondes d’arc. Il existe une autre définition de l’angle d’isoplanétisme qui ne prend en compte que l’égalité des déplacement des objets dans un champ donné à un instant donné (déplacement corrélé de l’ensemble du champ) :w=0,3*D/H (11)Avec cette définition, plus utile pour notre propos, le champ d’isoplanétisme peut dépasser 10 secondes d’arc. "On voit donc que pour les petits télescopes, l'angle d'isoplanétisme peut se rapprocher d'un relation ne dépendant que du diamètre du télescope. De plus, c'est la que l'homogénéïté de la PSF sur des angles important devrait servir a rendre pleinement efficace une séquence de type Demorphing/Deconvolution.Pour ce qui est du pic, que je commence a bien connaitre a force d'y trainer, il m'est arrivé au T60, de voir plusieurs minutes, les disques d'Airy sur des séquences videos de tavelures d'étoiles doubles séparées de plusieurs secondes, attestant bien d'un angle d'isoplanétisme trés important. L'indicateur de qualité d'un site est bien souvent la valeur max du rapport D/r0 que l'on obtient au cours d'une séquence video. La haut, je suis persuadé que pendant quelques minutes, on atteint des rapports D/r0 inférieurs à 2. Au T1M, juste au dessus, je ne doute pas qu'ils dépassent des angles d'isoplanétisme de la dizaines de secondes pendant des périodes relativement longue...Merci Christian V. de remuer le couteau dans la plaie ;-), j'ai Aida installé sur mon PC depuis 6 mois (sous linux Ubuntu 10, avec Python 2.6 et Priithon 2.5), et qui fonctionne, des séquences videos a tester, mais toujours pas eu le temps de faire quelque chose de sérieux avec.Vais y arriver.Bernard[Ce message a été modifié par brizhell (Édité le 27-08-2011).][Ce message a été modifié par brizhell (Édité le 27-08-2011).]

Bonjour, Oula, me faire traiter de Cador par Jean-Luc, lourde responsabilité !! Je n'ai juste comme compétence que de m'être interessé de près au problème de la déformation du front d'onde, dans le cadre de la technique d'interférométrie des tavelures que je met en oeuvre au niveau amateur depuis 3 ans environ (Brizhell veut dire tavelures en breton, on ne se refait pas....).Pour en revenir au sujet, la deconvolution est un domaine extremement prometteur, mais térriblement piégeux, car tout dépend de la PSF, et de son obtention (ou pas) sur des séquences videos rapide. J'ai travaillé sur l'idée de voir artificiellement le front d'onde incident donnant une psf théorique en disque d'Airy sur le T60 du pic, ainsi que sur un simple 200mm. http://brizhell.org/Voir_La_Turbulence.htm Le détail mathématique de la constitution d'une image acquise et de la restitution de l'image déconvoluée est sous jacent à ce travail. Mais il faut être trés trés prudent. Je suis désolé, mais un changement matériel chez mon provider a fait sauter tout les caractères accentués, d'ou une page web difficile a lire...La PSF, dixit Fried (celui du paramètre du même nom), peut se décomposer en 2 : La PSF longue pose et la PSF courte pose. La longue pose est celle obtenue en intégrant longtemps, et tend vers une gaussienne dont la dimension est très au dela de la taille de la tache d'Airy. C'est la PSF courte pose qui rend interessant les algos de déconvolution. Mais cette PSF courte pose est composée de plusieurs contributions : une composante statique dans le temps due aux imperfections optiques, et une composante dynamique, due à la turbulence atmosphérique. Chaque image d'une séquence video (si la pose est suffisament courte est donc le résultat de la convolution de l'image parfaite par la PSF courte pose, composée elle même de la réponse optique du système imageur et de la turbulence. Sur la page précitée, on pourra trouver d'ailleurs un tableau (un peu avant les calculs mathématiques) regroupant 4 images de : la PSF théorique, la PSF moyenne des défauts optiques (moyennée en supprimant le tip tilt), la PSF instantanée, et la PSF longue pose.La PSF longue pose est difficilement utilisable pour la déconvolution, car l'étalement de la gaussienne ainsi obtenue est dépendante des conditions atmosphériques, et plus précisément du rapport de diamètre du telescope sur la tache de fried (indicateur de la turbu). De la même manière,la psf courte pose, qui je le rappelle, est unique pour chaque image de la séquence video, dépend du rapport D/rO. Autrement dit, plus le télescope est gros, plus l'image d'airy sera entachée de tavelures. Par contre, avec un petit télescope, ou la turbulence principale sera contenue dans le tip tilt (le bougé de l'étoile dût a la turbulence), il sera plus aisé d'utiliser une deconvolution car on peut approximer la PSF par une tache d'Airy en mouvement. On peut voir la différence T60 par rapport a un LX200 sur les videos au bas de ma page sur la turbulence. Donc je rejoint Jean luc lorsqu'il dit que les petits diamètres sont plus efficaces dans le domaine.Je ne connaissait pas ce soft merci donc a Nebulium pour ce lien, que je vais m'empresser d'étudier. Le soft a l'air convainquant, mais comme je le disait plus haut, ce sont les contraintes sur la PSF qui vont déterminer le résultat de la déconvolution, donc prudence. Les algo de deconvolutions sont d'ailleurs bien connus (Luc Richardson, Van Cittert, Max d'entropie, Gerchberg, etc...) mais sans PSF adéquate il sont difficilement utilisable. Une preuve si il en est est que l'on voit plus d'images traitées par d'ondelettes que par maximum d'entropie ;-)L'une des voies qui semblent prometteuse est celle de la Myopic Deconvolution, ou Blind deconvolution, utilisée par l'Onera notamment. Mais j'ai tellement de projets en cours que je suis à la bourre sur les traitements que je doit essayer avec leurs algo, qui sont en libre sur le net.Voila, j'espère n'avoir été ni trop long ni trop obscur, mais je trouve ce fil extremement interessant.AmicalementBernard

Bonjour, je prend le sujet au vol, mais le site de référence pour démarrer sur les étoiles doubles me semble être celui de Florent Losse : http://www.astrosurf.com/hfosaf/ L'alignement du capteur avec l'equateur n'est pas une obligation absolue, il faut par contre, soit en utilisant la méthode du filet d'étoile, soit en utilisant des couples dit "étalons", mesurer la direction de l'axe polaire.sur la page suivante, on trouve de trés bon documents sur les méthodes de détermination des paramètres d'étoiles doubles : http://saf.etoilesdoubles.free.fr/index.php?page=accueil Pour me faire un peu de pub ;-), j'ai mis en oeuvre a plusieurs reprise, au T60 du pic du midi, la méthode de l'interfero des tavelures, ou le problème de l'étalonnage s'est avéré critique, on avait donc étudié ca de près (par contre mon hébergeur ayant changé il y a peu, les caractères accentués sont scramblés... Vais essayer de trouver une solution pour que cela redevienne lisible).: http://brizhell.org/interferometrie_des_tavelures.htm et http://brizhell.org/Etoiles_doubles_tavelures.htm Tout ces liens sont en francais.Bonne lecture,Bernard

Excellent, j'adore !!!

Alors la, chapeau trés trés bas !!!!Et bonne chance pour Varuna, il m'avais fallu le T60 au pic pour arriver a le sortir de sa mag 20 et des brouettes... http://brizhell.org/tno.htm Mais vu Sedna, j'ai aucun doute ca va le faire ;-)Un résultat magnifique en tout cas. Encore BravoBernard

Salut Jocelyn, venant d'un vrai prof d'université ca me touche ;-) En fait je deviens juste bavard quand le sujet m'interesse ... Mais pas question de quitter le CNRS pour l'enseignement, d'autres font ca bien mieux que moi ;-)A+Bernard

Bonjour, > Brizhell : Frappa ne mesure pas le diamètre des étoiles, si j'ai bien lu son pdf (que j'ai vu en vrai à sa conf de Chinon en 2009).On a donc dut se croiser la bas, vu que j'y faisait aussi une conf sur l'interférométrie des tavelures amateur sur étoiles doubles serrées : http://www.astrochinon.fr/index.php?option=com_content&view=article&id=273:les-journees-techniques-de-chinon-17-et-18-octobre-2009&catid=83:les-animations&Itemid=84 D'ailleurs Brizhell veut dire tavelures en breton ;-)Eric est d'ailleurs un bon copain, et pour etayer mes propos sur l'utilisation des occultations pour les diamètres stellaires, je reprend un extrait de son mail sur la liste Aude le 07/07/2010 pour annoncer le fait que le diamètre de l'étoile serait accessible par cette occultation astéroïdale : "Dans la nuit du jeudi 8 au vendredi 9 juillet 2010, entre 21h58 et 22h00 TU pour la France, 472 Roma (~50km) occulte une étoile de magnitude 2.7 (delta Ophiucus) pendant 8s max. Ci-dessous quelques conseils pratiques pour mesurer correctement cette occultation, car l'éclat de l'étoile cible ne doit pas masquer quelques difficultés. - La taille importante de l'étoile (10-12 mas) va produire une disparition et une réapparition progressives de l'ordre de 1.5-2s de chaque côté de l'occultation. Noter que c'est une des rares fois où vous pourrez "voir" le diamètre apparent d'une étoile dans le ciel nocturne! "Pour en revenir aux occultations, le titre du post est : détecter le diamètre apparent des étoiles... des binaires très reserrées... Pour les binaires serrées je me souviens de l'occultation de l'étoile binaire HIP 66446 par 423 Diotima en 2001 ou j'avais fait une mesure (parmi toutes celles qui on servi pour avoir le profil). L'étoile à cette époque n'était connue comme binaire (elle a été confirmée après en spectro). Après réduction a l'IMCCE, le profil de l'astéroïde etait : https://bugle.imcce.fr/fr/ephemerides/phenomenes/occult/redoc/so_Diotima-01/img7.html Mesure faite, cette étoile double etait séparée de 15 milli arcsecondes !!! Plutot efficace comme résolution la méthode astéroïdale....Le principe pour une occultation lunaire ou astéroïdale est le même, on coupe le faisceau issu de la source avant la formation de l'image par le télescope.... c'est la photométrie de la tache d'Airy résultante qui donne les infos sur la source .....Un autre bon copain (un certain Alain M. du chili ;-)) m'a fait passer un lien sur une publi ou les occultations lunaires sont utilisées pour la détermination des diamètres stellaires : http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1985IAUS..111..447F/0000451.000.html Attention c'est technique, mais ca montre que les pros ont utilisé cette méthode pendant quelques années pour faire de la détermination de diamètre stellaire. Faut par contre être familier avc l'optique ondulatoire pour saisir le détail de la méthode. De plus, c'est en utilisant des photomultiplicateurs, qui mesurent le flux de l'ensemble de la tache d'Airy que l'on fait la mesure, ce n'est pas en imagerie directe.> le disque d'Airy de l'étoile n'intervient pas, sa dimension est > négligeable devant le phénomène observé. D'ailleurs sur les vidéos les > disques d'Airy des étoiles ne sont pas visibles, la focale ou le F/D n'est pas suffisant.Ben ils sont pourtant bien visibles sur la video qu'a posté Thierry ??!!Bernard

Re SalutJe répond un peu en avance, mais Thierry me reprendra si je raconte des bêtises ;-)Le principe de la fabrication d'une image dans un télescope est que l'on passe d'une image réelle sur le ciel, avec des objets de diverses tailles angulaires vers une image au foyer qui est limitée par un facteur propre au télescope : le critère de diffraction. Si l'objet est angulairement plus grand que ce critère de diffraction, on obtient une image au foyer, qui est, on va dire, "floutée" par ce critère de diffraction, mais lisible. Le critère de diffraction dépendant du diamètre de l'instrument, plus le diamètre est grand, plus les détails accessibles sont petits. Si par contre l'objet est d'une dimension trés inférieure à la limite imposée par le critère de diffraction (typiquement quelques ms à quelques dizaines de ms pour le disque d'une étoile), le télescope ne sera capable que de fournir une tache d'Airy en lieu et place du disque apparent de l'étoile (c'est l'approximation d'une source quasi ponctuelle). Donc avec un telescope de mettons 200mm de diamètre, la tache d'airy aura une dimension de 1,22lambda/D soit environ 0.7". C'est a comparer par exemple avec le diamètre de Bételgeuse (environ 55mas =0.055") soit une douzaine de fois plus petit pour l'une des étoiles les plus grosses de notre ciel. Donc même si la tache d'Airy à des dimensions constantes pour un télescope donné, cela ne change rien au fait que l'étoile reste toujours un disque sur le fond du ciel. Au cours d'une occultation, le fait que le disque soit masqué de manière progressive va faire diminuer la taille de la source, jusqu'a la faire disparaître. Mais le telescope, lui va continuer à fabriquer la même tâche d'Airy. Sauf qu'il va le faire avec de moins en moins de photons. Donc la tache d'airy sera de moins en moins lumineuse. Si l'on connais parfaitement la vitesse de déplacement de l'astéroïde, on va donc savoir a quelle vitesse le disque va disparaitre, et l'on aura donc une information sur le diamètre de l'étoile. Pour l'occultation de Roma, c'etait même un sujet abordable, mais la dissymétrie entre le bord gauche et le bord droit de l'astéroïde ne permet pas de conclure simplement.> qd meme tout ceci se mesure sur un capteur, qui reçoit une image, et cette image est une tache d'Airy, non ? > comment passe-t-on de l'image video à la courbe de luminosité ? Quelle est la grandeur qui est en ordonnées sur le graphe du Belge Jan Manek :Oui c'est effectivmement l'image d'une tache d'Airy, mais le but de la mesure est de déterminer la quantité de lumière sur l'ensemble de la tache. C'est ce que font les alogrithmes de photométrie d'ouverture de prism ou d'Iris. On intègre la lumière sur l'ensemble de la tache "étoile". il existe un soft dédié a ce genre de mesure : http://www005.upp.so-net.ne.jp/k_miyash/occ02/limovie_en.html C'est trés bien fait, et ca permet d'analyser le flux lumineux d'une étoile sur une vidéo. D'ailleurs, il est possble de faire la même manip sans camera, avec une simple photodiode, au foyer du télescope. Mais la il faut bien viser pour ne pas se gourrer d'étoile et l'on obtient la courbe directement sans être obligé de réduire les mesures. L'échelle en ordonnée est en unité arbitraire, il s'agit d'un flux intégré sur l'ensemble des pixels atteint par la tache de diffraction. >il me semble que ds cette video on mesure la dimension de l'asteroide, non ?c'est bien l'objet des manip des amateurs d'occultation ?Alors c'est vrai que l'interêt principal de ce genre d'observation réside dans la mesure des diamètres d'astéroïdes. Mais dans certains cas, il est possible d'en tirer le diamètre de l'étoile. La limitation pour obtenir de manière fiable ce diamètre dépend de la précision de la base de temps et du débit en images par secondes de la camera utilisée. A ce sujet, Eric Frappa avait fait une superbe présentation sur la mise en oeuvre par les amateurs de cette manip : http://www.astrosurf.com/thizy/rochelle2009/doc/2009oct28G%20Occultations%20asteroidales%20%28Eric%20Frappa%29.pdf >de meme si je lis bien les résultats de la manip effectuée ds >l'occultation pat Titan ici : http://ao.jpl.nasa.gov/Palm3K/Publications/Scientific/bouchez_adaptive_optics_2003.pdf >on ne parle pas du tout de mesure sur les étoiles occultées, seulement de résultats pour l'atmposphère de Titan.C'est normal, dans le cas de Titan, il n'est pas possible d'obtenir une courbe d'extinction franche, car l'atmosphère de Titan diffuse la lumière de l'étoile. L'extinction de l'étoile (ou sa réapparition) donne d'ailleurs des informations sur la structure de l'atmosphère. Pour obtenir une information sur l'étoile elle même, il faut que l'objet occultant ait un "bord franc" non diffusant.> brizhell : "le bord de l'ombre de l'astéroïde (l'inclinaison du couteau > de foucault équivalent) n'est pas rigoureusement perpendiculaire au >déplacement de l'astéroïde." >je dirais plutôt que le bord gauche de l'astéroide n'a pas la meme forme >que le bord droit.En effet, le bord gauche n'avait pas la même inclinaison que le bord droit. Ca explique la dissymétrie.Bernard