Qu'est-ce qu'une bonne image ?
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1. La résolution
2. Le contraste
3. Qualité des images et photographie
4. Observation en visuel
5. Conclusion

 


 

Fig.1 : Une illustration du gain théorique en résolution selon le diamètre de l’instrument (100, 200, 400, 600 et 800 mm). Les images ont été obtenues à partir d’une image de Jupiter prise par le télescope spatial Hubble, en réduisant le nombre de pixels. Cette manipulation n’est certes pas rigoureuse (le contraste augmente en réalité avec le diamètre de l’instrument), mais elle donne une idée de ce que l’on peut espérer atteindre avec une bonne optique, dans les meilleures conditions. Signalons qu’un télescope de 300 permet, dans d’excellentes conditions, d’observer des détails sur les plus gros satellites de Jupiter ( ) et qu'un 200 montre déjà des nuances d'albédo sur ganymède dans des conditions parfaites ().Images des satellites joviens calculées avec aberrator, sans turbulence avec 25% d'obstruction.
 
 

La richesse des images données par un instrument astronomique dépend de deux facteurs essentiels : la résolution et le contraste. Une optique, aussi parfaite soit elle, est toujours limitée par le phénomène de diffraction. Ce phénomène physique (qui a pour origine la nature ondulatoire de la lumière) a pour effet "d'étaler" l'image d'un point. Regardons le disque noir sur fond blanc de la figure ci-dessous et son image donnée par différentes optiques. Plus le diamètre de l'optique diminue, moins l'image semble fidèle à l'objet d'origine : son diamètre est modifié et le contraste diminue avec le diamètre de l'instrument.
 
 
A
B
60 mm
(2'')
C
120 mm
(1'')
D
400 mm
(0,3'')

Fig. 2 : B, C et D sont les images du même objet A avec trois optiques de diamètres différents. A est un disque noir sur fond blanc de diamètre angulaire 1'' (il peut s'agir de l'ombre d'un satellite sur sa planète). Entre parenthèses, on donne la limite de résolution pour chaque instrument. Le contraste augmente avec le diamètre de l'instrument. Le disque est encore perceptible avec un objectif de 60 mm bien que son diamètre soit inférieur à la limite de résolution. Il faut garder à l'esprit que si un détail est proche de la limite de résolution, son contraste et ses dimensions sont fortement modifiés.
 
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1. La résolution

A cause du phénomène de diffraction, l'image d'une étoile donnée par un instrument n'est pas ponctuelle. Cette image est appelée "faux disque", "disque d'Airy", ou encore "tache de diffraction".

La limite de résolution d'un objectif dépend du rayon angulaire de cette tache de diffraction,  (voir le critère de Rayleigh).
 

  • Le pouvoir séparateur est la capacité d'un instrument à distinguer deux étoiles angulairement très proches et de même magnitude apparente.
  • On calcule aisément le pouvoir séparateur (=limite de résolution en secondes d'arc) en divisant le nombre 12 par le diamètre de l'instrument mesuré en centimètres. (Cet angle est un peu inférieur à celui qui sert à mesurer le rayon de la tache de diffraction).
Ainsi, un objectif de 12 cm de diamètre permet de distinguer les deux composantes d'une étoile double si elles sont séparées d'un angle supérieur ou égal à 1'' (une seconde d'arc).

Cet angle diminue lorsque le diamètre augmente, ce qui signifie que l'on pourra distinguer des étoiles doubles encore plus serrées.  Ceci suppose que l'optique ne présente pas de défauts susceptibles de détruire la tache de diffraction.

La limite de résolution (ou pouvoir séparateur) est un nombre très pratique qui permet de décrire les performances d'une optique en termes de résolution et ce de manière objective. Des étoiles doubles de test peuvent être utilisées pour apprécier cette limite et la comparer à la limite théorique (visitez ce lien pour en savoir plus). Mais ce nombre ne saurait rendre compte à lui seul de la qualité des images : il faut également considérer leur contraste.
 
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2. Le contraste

Le contraste est de première importance lors des observations planétaires. C'est lui qui décide de la limite de distinction d'un détail fin. Des détails très contrastés qui présentent une dimension angulaire inférieure au pouvoir séparateur de l'instrument, peuvent être distingués, ce qui est par exemple le cas de la division de Cassini visible même dans les petits instruments (voir fig. 3). Quant aux plus faibles contrastes distingués, ils conditionnent bien sûr la quantité d'information contenues dans une image planétaire.
 
 

60 mm (2'')

120 mm (1'')

400 mm (0,3'')
Fig. 3 : Les anneaux de Saturne dans trois instruments différents. On remarque le gain en résolution et en contraste avec l'augmentation du diamètre. La division de Cassini est encore perceptible avec l'objectif de 60 mm bien que sa largeur (moins de 1'') soit inférieure à la limite de résolution théorique (2''). Cette dernière est en effet calculée en considérant deux étoiles de même magnitude, et non un objet étendu.

Une perte de contraste se produit inévitablement dans tout instrument astronomique à cause de l'étalement de l'énergie lumineuse dû au phénomène de diffraction (voir fig. 2). Les instruments de grand diamètre permettent donc toujours plus de contraste que les petits, à qualité et à turbulence égale. (A ce sujet lire la remarquable démonstration de A. Danjon et A. Couder, dans Lunettes et télescopes [1], §14 -Diffraction)

Certaines classes de défauts optiques ne nuisent pas à la résolution mais affectent gravement le contraste (en conservant le diamètre de la tache de diffraction mais en diffusant son énergie lumineuse à l'extérieur).
Ainsi, les défauts de forme du front d'onde ont une influence sur la contraste, ainsi que l'état de surface du miroir. Une précision supérieure à /16 n'a pas d'influence visible sur le contraste : un détail à contour net qui n'est pas distingué à /16 ne le sera pas mieux à une précision supérieure : c'est le critère de Françon.[7][9]

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3. Qualité des images et photographie


La qualité esthétique des images photographiques est parfois utilisée comme preuve objective de la qualité d'une optique. Il faut se méfier de ce genre d'argument, surtout si la photo a été prise au foyer.

Une image photographique réalisée au foyer n'est jamais une preuve de la qualité d'une optique [9].

En effet, la résolution angulaire sur le ciel (pouvoir séparateur) augmente avec le diamètre de l'instrument, alors que le pouvoir séparateur linéaire au foyer ne dépend que du rapport d'ouverture.[1]

Par exemple, un télescope Newton d'ouverture F/D = 3 donne une tache de diffraction théorique de 2 m de rayon au foyer, c'est à dire qu'un couple serré d'étoiles à la limite de résolution donnera deux images au foyer distantes de 2 m.

Une optique excellente dans un site exceptionnel donne au foyer des détails de cette finesse, qu'il est impossible de discerner sur le film qui a un grain beaucoup plus gros. (La résolution du film TP 2415 est de 300 traits au mm, mais il faut quatre grains pour échantillonner la tache de diffraction) . Sans parler de la turbulence qui, au cours des longues poses, empâte les images.

Par conséquent, quelque soit la qualité optique, sur une photographie au foyer, la tache de diffraction ne peut en aucun cas être perçue.

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Fig. 4 : Cette image de la nébuleuse d'Orion a été obtenue sur film TP2415 hypersensibilisé (temps d'exposition 15 minutes) avec un télescope de 500 mm ouvert à F/D=4. Aucun traitement particulier n'a été appliqué au cliché. L'aspect esthétique des extensions de la nébuleuse peut être considéré comme flatteur en termes de résolution. Or, il n'en est rien pour un instrument d'un tel diamètre : aucune conclusion sur la qualité de l'optique ne peut être tirée. Explication figure 5 ou l'étoile marquée d'une flèche a été agrandie.

Fig. 5 : L'étoile marqué d'une flèche sur la figure 4 est ici agrandie (à gauche) et comparée à la tache de diffraction théorique (à droite) donnée au foyer de l'instrument. Pour un instument ouvert à F/D=4, le rayon de la tache de diffraction est de 2,7 micromètres. L'image réelle de l'étoile au foyer est beaucoup plus grande car elle dépend de plusieurs paramètres : turbulence, grain du film, diffusion dans l'émulsion sensible et erreurs de suivi au cours de la pose . Il n'est pas possible d'évaluer la qualité de l'instrument car la tache de diffraction n'est pas accessible.
En d'autres termes, la qualité de l'optique n'a que très peu d'influence sur la qualité d'une photographie au foyer.  Un instrument mauvais peut donner de belles photos du ciel profond au foyer en longues poses. Il ne se dinstinguera pas d'un bon instrument. L'intéret des photos au foyer est avant tout la collecte de l'énergie lumineuse, indépendamment de la qualité de l'optique.
La qualité optique aura une influence sur l'image si l'on agrandit par un dispositif optique (oculaire ou Barlow) la taille de la tache de diffraction afin de pouvoir réellement l'échantillonner (par les grains du film ou les pixels de la CCD). On dit alors qu'on adapte la focale résultante de l'instrument au détecteur. On considère que la focale résultante doit être de l'ordre de 30 pour échantillonner correctement la tache de diffraction.

Quoi qu'il en soit, l'évaluation d'une optique s'effectue à l'aide de tests optiques et non à l'aide de photographies des astres.
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4. Observation en visuel

 
Quant aux observations en visuel, on entend parfois dire qu'elles n'exigent pas forcément une qualité optimum. C'est une idée fausse.
L'œil de l'observateur  peut être considéré comme parfait si sa pupille est inférieure à 1 mm. Cette condition est réalisée si la pupille de sortie de l'instrument est elle même inférieure à 1 mm. Comme la pupille de sortie de l'instrument est inversement proportionnelle au grossissement utilisé, il faut augmenter ce dernier pour diminuer la pupille de sortie. On montre facilement que le grossissement doit au moins être égal au diamètre de l'instrument exprimé en mm pour que l'œil soit à même de distinguer les plus petits défauts de l'instrument [10]. Ainsi, un miroir de 600 mm d'ouverture F/D = 3 utilisé avec un "Nagler" de 12 mm (grossissement 150) est loin du compte.

A condition de l'utiliser dans de bonnes conditions, l'oeil est bien souvent le détecteur le plus exigent du point de vue optique : il a une dynamique exceptionnelle, permettant de percevoir une grande gamme de contrastes. Il peut aussi observer des fins détails dans de relativement mauvaises conditions atmosphériques, exploitant les fameux "trous" de turbulence.
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5. Conclusion

 
Du point de vue de la résolution et  du contraste, les instruments de gros diamètre sont toujours plus performants que ceux de petit diamètre [13].

Une bonne optique permet de s'approcher le plus possible du pouvoir séparateur théorique dans les meilleurs conditions d'observation (visuel à fort grossissement ou CCD avec une focale adaptée, site exceptionnel, turbulence faible…) et donne à la fois un contraste qui autorise la distinction des plus fins détails résolus. C'est une optique limitée seulement par le phénomène de diffraction.
 

Une optique doit donc être homogène. La lutte contre les défauts doit se mener sur deux fronts : résolution (forme générale du miroir) et contraste (forme, défauts zonaux et état de surface). En d'autres termes, le fait de s'intéresser au critère le plus exigeant (le critère de Françon) oblige à s'intéresser à tous les défauts qui participent au contraste, pour être cohérent.
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