patry

Astronomie et résolution

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Il y a deux choses différentes :

 

- En observation visuelle et en l'absence de turbulence' date=' le pouvoir de résolution d'un télescope, exprimé en secondes d'arc, vaut 120/D, où D est compté en millimètres. Exemple : pour un télescope de 200 mm, c'est 0,6".

 

- En photo, on peut calculer l'échantillonage, c'est-à-dire la taille du pixel dans le ciel. C'est : e = Arctg( p / F) où p est la taille du pixel et F la focale du télescope. Exemple : pour un C8 (F=2000 mm) et un capteur ayant des pixels de 6 µm (soit 0,006 mm), on obtient e = 0,62".

 

Mais l'échantillonage ne correspond pas forcément à la résolution de la photo ! En imagerie planétaire, ce sera le cas, car les poses sont quasi instantanées. Ainsi, dans mon exemple du C8, on a un échantillonage qui permettra théoriquement d'atteindre le pouvoir de séparation du télescope. Cependant, en pratique on préfère un échantillonage plus petit. Ainsi, avec une barlow x2, on aurait e = 0,31".

 

Par contre, en photo longue pose (ciel profond), il est impossible d'obtenir le pouvoir séparateur, à cause des erreurs de suivi (qui existent toujours, même en autoguidage, vu que le principe de l'autoguidage, c'est : dès que l'étoile-guide fait mine de partir dans un sens, on la recentre - le "faire mine de partir" représente bien sûr une petite erreur de guidage) et aussi à cause de la turbulence qui s'accumule pendant la pose. Les livres indiquent qu'on doit viser, dans des sites courants de plaine, la valeur de 4". Plus précisemment, c'est la FWHM (largeur à mi-hauteur) qui doit valoir environ 4". Quand je faisais de l'imagerie, j'avais plutôt 5", mais il est vrai que je n'ai jamais complètement maîtrisé la mise au point. Les meilleurs astrophotographes arrivent à avoir des FWHM plus petites, parfois nettement plus petites, mais c'est en général parce qu'ils utilisent des montures de très haut de gamme et, parfois, un autoguideur AO-7 (qui agit par fractions de secondes). Bref, ce qu'il faut retenir, c'est qu'en pratique, et quel que soit le diamètre du télescope, en photo longue pose on sera limité à une valeur de l'ordre de quelques secondes d'arc (souvent environ 4).

 

Dans ces conditions, l'échantillonage de 0,62" du C8 de l'exemple ci-dessus est bien trop petit ! C'est pour ça qu'on a inventé le réducteur de focale F/3,3. Avec une focale de 600 mm, par exemple (et toujours les 6 µm par pixels), on a un échantillonage de 2,03", soit la moitié des 4" prévues : c'est parfait.[/quote']

 

Ok,

 

je fais toujours le blaireau : combien mesure en mm ou micron "le pixel ou arc telescope" sur mon plan de projection en fonction de f et d?

 

Pour préciser j'ai un capteur de dimensions w*h dont chaque pixel est carré de coté c (donc w*h*c*c* de surface mais on s'en fout), qu'est ce que je capte sur un pixel par rapport à r, ou inversement, si mon capteur est à une distance d (d peut être négatif) du plan focal ?

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Tu peux parler français ? :)

 

C'est quoi que tu appelles le plan de projection ?

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Là où l'image est nette, ce que j'imagine être le plan focal et là peut être que j'ai pas bon. Mais en tous cas ce qui m'intéresse c'est l'endroit où l'image est la mieux résolue , c'est à dire où la map est la meilleure (c'est ce qui me fait dire que ce n'est pas le plan focal, ou bien que "plan focal" ne veut rien dire ou que j'utilise mal ce terme, mais la map modifie peut être le plan focal ??? bon je suis candide ;-)

 

A+,

fred

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Il y a deux choses différentes :

 

- En observation visuelle et en l'absence de turbulence' date=' le pouvoir de résolution d'un télescope, exprimé en secondes d'arc, vaut 120/D, où D est compté en millimètres. Exemple : pour un télescope de 200 mm, c'est 0,6".

 

- En photo, on peut calculer l'échantillonage, c'est-à-dire la taille du pixel dans le ciel. C'est : e = Arctg( p / F) où p est la taille du pixel et F la focale du télescope. Exemple : pour un C8 (F=2000 mm) et un capteur ayant des pixels de 6 µm (soit 0,006 mm), on obtient e = 0,62".

 

Mais l'échantillonage ne correspond pas forcément à la résolution de la photo ! En imagerie planétaire, ce sera le cas, car les poses sont quasi instantanées. Ainsi, dans mon exemple du C8, on a un échantillonage qui permettra théoriquement d'atteindre le pouvoir de séparation du télescope. Cependant, en pratique on préfère un échantillonage plus petit. Ainsi, avec une barlow x2, on aurait e = 0,31".

 

Par contre, en photo longue pose (ciel profond), il est impossible d'obtenir le pouvoir séparateur, à cause des erreurs de suivi (qui existent toujours, même en autoguidage, vu que le principe de l'autoguidage, c'est : dès que l'étoile-guide fait mine de partir dans un sens, on la recentre - le "faire mine de partir" représente bien sûr une petite erreur de guidage) et aussi à cause de la turbulence qui s'accumule pendant la pose. Les livres indiquent qu'on doit viser, dans des sites courants de plaine, la valeur de 4". Plus précisemment, c'est la FWHM (largeur à mi-hauteur) qui doit valoir environ 4". Quand je faisais de l'imagerie, j'avais plutôt 5", mais il est vrai que je n'ai jamais complètement maîtrisé la mise au point. Les meilleurs astrophotographes arrivent à avoir des FWHM plus petites, parfois nettement plus petites, mais c'est en général parce qu'ils utilisent des montures de très haut de gamme et, parfois, un autoguideur AO-7 (qui agit par fractions de secondes). Bref, ce qu'il faut retenir, c'est qu'en pratique, et quel que soit le diamètre du télescope, en photo longue pose on sera limité à une valeur de l'ordre de quelques secondes d'arc (souvent environ 4).

 

Dans ces conditions, l'échantillonage de 0,62" du C8 de l'exemple ci-dessus est bien trop petit ! C'est pour ça qu'on a inventé le réducteur de focale F/3,3. Avec une focale de 600 mm, par exemple (et toujours les 6 µm par pixels), on a un échantillonage de 2,03", soit la moitié des 4" prévues : c'est parfait.[/quote']

 

Ta réponse est très instructive, mais trop profonde pour ma première question :).

 

Ceci dit tu m'interpelles avec la barlow qui réduit r à 0,31. Je crois comprendre qu'on peut améliorer la résolution avec une barlow et la je rève ... et j'en arrive tout droit à ma dernière question : comment une barlow peut améliorer la résolution ????? Bon j'ai fais un raccourci grâve entre échantillonage et résolution (mais si e est différent de r, ma question est alors combien vaut e en fonction de r et tout ça pour un résultat optimal en planétaire pour être très précis).

 

Tu réponds à ma question (ça fait 3 ou 4 fois que je relis ta réponse) mais c'est toujours pas très évident pour moi, sigh, je médite.

 

Pour être plus concret, si j'essaye de capturer Jupiter (environ 60'' pour simplifier) avec un C8 (0,6 de resol sur le capteur webcam pour simplifier aussi) je ne pourrai pas espérer plus de cent pixels proprement résolus en brut.

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ce qui m'intéresse c'est l'endroit où l'image est la mieux résolue , c'est à dire où la map est la meilleure (c'est ce qui me fait dire que ce n'est pas le plan focal, ou bien que "plan focal" ne veut rien dire ou que j'utilise mal ce terme, mais la map modifie peut être le plan focal ??? bon je suis candide ;-)

Ah ? Ben en fait je ne comprends pas où tu veux en venir. Tout ce que j'ai dit plus haut supposait évidemment que la mise au point a été faite !

 

et j'en arrive tout droit à ma dernière question : comment une barlow peut améliorer la résolution ?????

Si l'échantillonage est trop grossier, on ne pourra pas profiter du pouvoir de résolution du télescope. Imagine par exemple un Newton 200/1000 utilisé pour faire de l'imagerie planétaire et un capteur ayant des pixels de 6 µm. Sur le ciel, ça correspond à 1,24". Ça signifie que l'image ne pourra pas montrer des détails plus petits que 1,24". Or ce télescope, normalement, a un meilleur pouvoir de résolution. Mais la focale est trop courte pour en profiter. Dans ce cas, on peut utiliser une Barlow x4, qui ramène l'échantillonage à une valeur plus petite (0,31"), compatible avec le pouvoir de résolution théorique du télescope.

 

 

si e est différent de r, ma question est alors combien vaut e en fonction de r et tout ça pour un résultat optimal en planétaire pour être très précis.

r (la résolution théorique) est une donnée du télescope. On peut utiliser la formule du pouvoir séparateur : c'est 120"/D (si D est exprimé en mm). e, l'échantillonage, c'est-à-dire la taille angulaire que représente sur le ciel 1 pixel, dépend de la taille physique des pixels du capteur et de la longueur focale. e ne dépend donc pas de r. Par contre, connaissant r, on peut choisir un e compatible avec r. Par exemple, si r=0,6" - télescope de 200 mm - et qu'on fait du planétaire, il faut trouver une focale suffisante pour que e soit plus petit que r. On conseille parfois d'avoir e = 1/2 r.

 

Pour être plus concret, si j'essaye de capturer Jupiter (environ 60'' pour simplifier) avec un C8 (0,6 de resol sur le capteur webcam pour simplifier aussi) je ne pourrai pas espérer plus de cent pixels proprement résolus en brut.

Ces 100 pixels, ce n'est pas la résolution mais la taille de l'image, j'ai l'impression...

 

Si tu fais de l'imagerie planétaire avec un C8, et comme je l'ai dit dans mon précédent message, la théorie indique que tu as intérêt à utiliser une Barlow x2. Ainsi, les pixels seront environ deux fois plus petits que le pouvoir de séparation théorique. Resterait à regarder sur les images de amateurs ce qu'ils utilisent comme Barlow.

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Ah ? Ben en fait je ne comprends pas où tu veux en venir. Tout ce que j'ai dit plus haut supposait évidemment que la mise au point a été faite !

 

 

Si l'échantillonage est trop grossier' date=' on ne pourra pas profiter du pouvoir de résolution du télescope. Imagine par exemple un Newton 200/1000 utilisé pour faire de l'imagerie planétaire et un capteur ayant des pixels de 6 µm. Sur le ciel, ça correspond à 1,24". Ça signifie que l'image ne pourra pas montrer des détails plus petits que 1,24". Or ce télescope, normalement, a un meilleur pouvoir de résolution. Mais la focale est trop courte pour en profiter. Dans ce cas, on peut utiliser une Barlow x4, qui ramène l'échantillonage à une valeur plus petite (0,31"), compatible avec le pouvoir de résolution théorique du télescope.

 

 

 

r (la résolution théorique) est une donnée du télescope. On peut utiliser la formule du pouvoir séparateur : c'est 120"/D (si D est exprimé en mm). e, l'échantillonage, c'est-à-dire la taille angulaire que représente sur le ciel 1 pixel, dépend de la taille physique des pixels du capteur et de la longueur focale. e ne dépend donc pas de r. Par contre, connaissant r, on peut choisir un e compatible avec r. Par exemple, si r=0,6" - télescope de 200 mm - et qu'on fait du planétaire, il faut trouver une focale suffisante pour que e soit plus petit que r. On conseille parfois d'avoir e = 1/2 r.

 

 

Ces 100 pixels, ce n'est pas la résolution mais la taille de l'image, j'ai l'impression...

 

Si tu fais de l'imagerie planétaire avec un C8, et comme je l'ai dit dans mon précédent message, la théorie indique que tu as intérêt à utiliser une Barlow x2. Ainsi, les pixels seront environ deux fois plus petits que le pouvoir de séparation théorique. Resterait à regarder sur les images de amateurs ce qu'ils utilisent comme Barlow.[/quote']

 

Donc ça sert à rien d'aller plus loin que x2 par rapport à r en planétaire, et là tu réponds parfaitement à ma question (grosso modo on applique Shannon sur r il me semble). Pour illustrer, avec un C8 on ne peut pas obtenir mieux que 200 pixels pour Jupiter.

 

Merci.

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C'est pas si complexe que cela !

 

On a une résolution angulaire qui est exprimé par différents critères, l'un d'entre eux consiste à dire qu'on sait résoudre deux détails ponctuels séparés d'un angle de 120/D (D en mm) le résultat en seconde d'arc.

 

Maintenant c'est de la Fonction de Transfert de Modulation (FTM). On applique un signal d'une certaine fréquence (une succession de blanc et de noirs) et on vérifie comment est transmis le résultat en bout de chaine. Au dela de la fréquence équivalente à une séparation de 120/D, l'outil ne peut plus "séparer" les signaux et on commence à avoir une bouillie. Bouillie d'autant plus forte que la fréquence augmente (la séparation diminue).

 

Du coup, on introduit (subtilement ?) une seconde notion tout aussi importante qui concerne le contraste. Comment juger si ce que tu observe est "bon" ou "mauvais". Autrement dit, comment, pour toutes les fréquences possible, se comporte le système ?

 

Mais revenons à notre photo de jupiter. Et tu a raison et tort à la fois. Raison car on ne peut "séparer" moins de 0"6 (avec un 200mm quelque soit sa formule optique, lentille simple non achromatique ou bien ritchey chrétien envoyé dans l'espace ... bon sauf que dans l'espace on a pas de turbulence atmosphérique évidement).

Ce qui n'empèche pas (et ce n'est bizarrement pas antinomique) d'observer des contrastes plus faibles encore.

 

En photo (numérique) on échantillonne une image au plan focal avec des photosites plus ou moins espacés. L'angle du ciel vu par photosite ne dépends QUE de la focale et de la taille du photosite. En première approximation on va coller l'angle minimal du scope dans un photosite. Mais c'est un peu réducteur car il est impossible d'obtenir (une image "parfaite") qui colle à la résolution du scope dans quelques photosites. Shannon oblige, on va avoir tendance à suréchantilloner (d'un rapport 2, voire 3 parfois) afin de ne rater aucun détail ni aucun contrastes.

 

Au dela de ça, on peut aussi évoquer le fait que les détecteurs ne sont pas égaux en résolution et qu'un capteur couleur est en général d'un tiers moins résolvant qu'un capteur n&b (du fait de la matrice de bayer utilisée).

Cela se confirme assez bien et en N&B, on travaille "correctement" à F/D=20 (ou plus) alors qu'en couleur on parle souvent plus de F/D=30 (ou plus bien sur).

 

Edit :

Sur l'image suivante

mars0711180553.jpg

mars mesure 28,8 pixels de rayon, et est vue sous un angle de 15" d'arc (pour arrondir). Hors on distingue des formation de très petite taille (Nodus alcyonis dans Elysium planéta, l'apostrophe au nord est de syrtis major) qui ne fait que 2~3 pixels de large, soit à raison d'un échantillonage de 0,26" par pixel, environ 0"52 à 0"78 ! Comme quoi Shannon avait raison le bougre !

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C'est pas si complexe que cela !

 

On a une résolution angulaire qui est exprimé par différents critères, l'un d'entre eux consiste à dire qu'on sait résoudre deux détails ponctuels séparés d'un angle de 120/D (D en mm) le résultat en seconde d'arc.

 

Maintenant c'est de la Fonction de Transfert de Modulation (FTM). On applique un signal d'une certaine fréquence (une succession de blanc et de noirs) et on vérifie comment est transmis le résultat en bout de chaine. Au dela de la fréquence équivalente à une séparation de 120/D, l'outil ne peut plus "séparer" les signaux et on commence à avoir une bouillie. Bouillie d'autant plus forte que la fréquence augmente (la séparation diminue).

 

Du coup, on introduit (subtilement ?) une seconde notion tout aussi importante qui concerne le contraste. Comment juger si ce que tu observe est "bon" ou "mauvais". Autrement dit, comment, pour toutes les fréquences possible, se comporte le système ?

 

Mais revenons à notre photo de jupiter. Et tu a raison et tort à la fois. Raison car on ne peut "séparer" moins de 0"6 (avec un 200mm quelque soit sa formule optique, lentille simple non achromatique ou bien ritchey chrétien envoyé dans l'espace ... bon sauf que dans l'espace on a pas de turbulence atmosphérique évidement).

Ce qui n'empèche pas (et ce n'est bizarrement pas antinomique) d'observer des contrastes plus faibles encore.

 

En photo (numérique) on échantillonne une image au plan focal avec des photosites plus ou moins espacés. L'angle du ciel vu par photosite ne dépends QUE de la focale et de la taille du photosite. En première approximation on va coller l'ange minimal du scope dans un photosite. Mais c'est un peu réducteur car il est impossible d'obtenir (une image "parfaite") qui colle à la résolution du scope dans quelques photosites. Shannon oblige, on va avoir tendance à suréchantilloner (d'un rapport 2, voire 3 parfois) afin de ne rater aucun détail ni aucun contrastes.

 

Au dela de ça, on peut aussi évoquer le fait que les détecteurs ne sont pas égaux en résolution et qu'un capteur couleur est en général d'un tiers moins résolvant qu'un capteur n&b (du fait de la matrice de bayer utilisée).

Cela se confirme assez bien et en N&B, on travaille "correctement" à F/D=20 (ou plus) alors qu'en couleur on parle souvent plus de F/D=30 (ou plus bien sur).

 

Edit :

Sur l'image suivante

mars0711180553.jpg

mars mesure 28,8 pixels de rayon, et est vue sous un angle de 15" d'arc (pour arrondir). Hors on distingue des formation de très petite taille (Nodus alcyonis dans Elysium planéta, l'apostrophe au nord est de syrtis major) qui ne fait que 2~3 pixels de large, soit à raison d'un échantillonage de 0,26" par pixel, environ 0"52 à 0"78 ! Comme quoi Shannon avait raison le bougre !

 

 

Merci pour tes précisions,

 

Cependant sur l'image que tu me présentes Mars mesure le double de pixels (environs 60 de diamètre). Donc quand tu me dis 28,8 pixels de rayon je pense que tu veux dire théoriquement résolvable.

Pour simplifier ne pourrait-on pas dire qu'en suréchantillonnant on va chopper une fois sur deux le pixel de droite et le pixel de gauche ?

 

A+,

 

fred

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C'est pas si complexe que cela !

 

Autre phénomène qui m'intrigue et qui rejoins sûrement ta remarque au début de la discussion

Remarquez bien qu´il n´y a pas de moyen pour donner une image d´un objet plus petit que cette figure d´airy (par exemple la surface de l´étoile visée qui est certe petite mais non nulle).
: pourquoi les étoiles paraissent si grosses sur une image prise à la webcam à travers un sc ou un mak même muni d'un réducteur de focale?

L'image que je joins est prise avec un mak127, que tu connais bien il me semble ;), et les étoiles concernées mesurent presque 10 pixels, hors elles sont à des millions de millards de km de distance et leur diamêtre ne dépasse pas le millard de km, donc on est loin de la seconde d'arc ... Je sais qu'il y a plusieurs étoiles en jeu autour de chacune des tâches de la photo que je joins et est-ce là la raison pour laquelle j'obtiens une tâche de 10 pixels , très loin de l'étoile ponctuelle non nulle (sensation que je n'ai pas en visuel) ?

 

Remarque : l'image brute que je joins est loin d'être une référence, mais j'ai constaté ce même phénomène sur des photos de bonne qualité prise au sc.

 

 

A+,

 

fred

trapeze125etx.png.adbf49ba9bef10841266d20897e26355.png

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C'est à 99% de certitude un étalement de la figure d'airy lié à la turbulence (qui elle peut faire plusieurs secondes d'arc).

Et puis dans les fraction de % qui reste, tu a un étalement lié à la diffusion (atmosphérique, instrumentale, ...).

Et puis dans les nano-pourcent qui reste, c'est une lentille gravitationnelle qui passait par là et qui te permet de voir la surface de l'étoile ! :) :)

 

Pour revenir plus sérieux, il faut s'interesser à l'échantillonage comme on l'a dit. Mais pas pour l'objet visé et ses détails, mais pour tout le système observé ... y compris donc avec la turbulence. Si ta turbulence est de 2" d'arc (une valeur correcte en métropole soit dit en passant, 4" est une valeur plus commune), et que tu échantillonne à 0,5" par pixel, tu a déjà 4 pixels par étoiles (8 pour le cas courant).

Comme en général il faut inclure le suivi, la mise au point, tu a très vite fait d'empater des étoiles sur quelques (trop) nombreux pixels !

 

"Cependant sur l'image que tu me présentes Mars mesure le double de pixels (environs 60 de diamètre). Donc quand tu me dis 28,8 pixels de rayon je pense que tu veux dire théoriquement résolvable."

Oui en quoi je me suis trompé ? 29 pixels de RAYON, ca fait bien un DIAMETRE de 60 pixels (à la louche). Et 60 pixels pour 15 secondes d'arc d'angle apparent (pour un diamètre, je n'ai pas précisé) cela fait bien (15/60) = 0,25 "/pixel non ?

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C'est à 99% de certitude un étalement de la figure d'airy lié à la turbulence (qui elle peut faire plusieurs secondes d'arc).

Et puis dans les fraction de % qui reste, tu a un étalement lié à la diffusion (atmosphérique, instrumentale, ...).

Et puis dans les nano-pourcent qui reste, c'est une lentille gravitationnelle qui passait par là et qui te permet de voir la surface de l'étoile ! :) :)

 

Pour revenir plus sérieux, il faut s'interesser à l'échantillonage comme on l'a dit. Mais pas pour l'objet visé et ses détails, mais pour tout le système observé ... y compris donc avec la turbulence. Si ta turbulence est de 2" d'arc (une valeur correcte en métropole soit dit en passant, 4" est une valeur plus commune), et que tu échantillonne à 0,5" par pixel, tu a déjà 4 pixels par étoiles (8 pour le cas courant).

Comme en général il faut inclure le suivi, la mise au point, tu a très vite fait d'empater des étoiles sur quelques (trop) nombreux pixels !

 

"Cependant sur l'image que tu me présentes Mars mesure le double de pixels (environs 60 de diamètre). Donc quand tu me dis 28,8 pixels de rayon je pense que tu veux dire théoriquement résolvable."

Oui en quoi je me suis trompé ? 29 pixels de RAYON, ca fait bien un DIAMETRE de 60 pixels (à la louche). Et 60 pixels pour 15 secondes d'arc d'angle apparent (pour un diamètre, je n'ai pas précisé) cela fait bien (15/60) = 0,25 "/pixel non ?

 

 

 

Autant pour moi, j'avais lu 28 pixels mais n'avais pas lu rayon (ou disons j'ai cru que tu parlais du diamêtre et je suis passé sur le mot rayon sans m'en rendre compte :confused:)

 

A+,

 

fred

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C'est à 99% de certitude un étalement de la figure d'airy lié à la turbulence (qui elle peut faire plusieurs secondes d'arc).

Et puis dans les fraction de % qui reste, tu a un étalement lié à la diffusion (atmosphérique, instrumentale, ...).

Et puis dans les nano-pourcent qui reste, c'est une lentille gravitationnelle qui passait par là et qui te permet de voir la surface de l'étoile ! :) :)

 

Pour revenir plus sérieux, il faut s'interesser à l'échantillonage comme on l'a dit. Mais pas pour l'objet visé et ses détails, mais pour tout le système observé ... y compris donc avec la turbulence. Si ta turbulence est de 2" d'arc (une valeur correcte en métropole soit dit en passant, 4" est une valeur plus commune), et que tu échantillonne à 0,5" par pixel, tu a déjà 4 pixels par étoiles (8 pour le cas courant).

Comme en général il faut inclure le suivi, la mise au point, tu a très vite fait d'empater des étoiles sur quelques (trop) nombreux pixels !

 

J'ai bien capté le message, mais en regardant à nouveau la piètre image de référence que j'ai fournie précédemment, je constate qu'on arrive à distinguer des étoiles moins brillantes des 4 majeures (à moins que ce soit un effet de suivi, mais je ne pense pas et comme tu le dis le contraste doit faire son effet) , en tous cas les 4 étoiles majeures n'ont pas le même diamêtre bien que ponctuelles théoriquement. Je serais tenté de dire que la magnitude de l'étoile intervient dans la résolution et donc ne permet pas de considérer les étoiles comme ponctuelles.

Dans tes exemples du début de discussion tu précises les magnitudes des étoiles, mais je n'ai vu à aucun moment comment elles interféraient avec la notion de résolution, à part un douteux 50% empirique ... : il faut dire que je n'ai pas encore tout lu en profondeur confused:, et si tu as déjà répondu à ma question tire moi les oreilles et indinque moi où se trouve la réponse si ça ne t'embète pas, sinon à suivre ...

 

fred

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En fait, l'explication est (serait ?) que l'image des étoiles, après turbulence, se distribuent "en position" sur le capteur suivant une gaussienne (facile à admettre) centrée sur leur position "sans turbulence". La gaussienne est d'autant plus "large" que la turbulence est forte bien sur.

Les plus faibles étoiles vont donc s'étaler de la même manière mais comme le seuil de détection du capteur ne change pas, c'est la "taille" qui semble changer !

On parle de FWHM : img9.gif

 

Ce qui amène à répéter que on ne fait pas de haute résolution en pose longue. On est très rapidement limité par la turbulence moyenne du site qui est (et de beaucoup) supérieure à la résolution de l'instrument ! Les bons sites astronomiques sont de l'ordre de la seconde d'arc ou moins. En effet, les instruments "pros" disposent de site dont le seeing fait entre 0"5 et 1" (soit un instrument de 120~240mm selon raleygh). Le meilleur site du monde serait 30m au dessus du Dome Concordia en Antarctique avec 0"3.

En métropole, dès que le vent souffle un peu, tu te retrouve avec une turbulence moyenne de 2 à 4", imagine, entre 4 et 8 fois la largeur de la tache d'airy pour un 200mm !

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En fait, l'explication est (serait ?) que l'image des étoiles, après turbulence, se distribuent "en position" sur le capteur suivant une gaussienne (facile à admettre) centrée sur leur position "sans turbulence". La gaussienne est d'autant plus "large" que la turbulence est forte bien sur.

Les plus faibles étoiles vont donc s'étaler de la même manière mais comme le seuil de détection du capteur ne change pas, c'est la "taille" qui semble changer !

On parle de FWHM : img9.gif

 

Ce qui amène à répéter que on ne fait pas de haute résolution en pose longue. On est très rapidement limité par la turbulence moyenne du site qui est (et de beaucoup) supérieure à la résolution de l'instrument ! Les bons sites astronomiques sont de l'ordre de la seconde d'arc ou moins. En effet, les instruments "pros" disposent de site dont le seeing fait entre 0"5 et 1" (soit un instrument de 120~240mm selon raleygh). Le meilleur site du monde serait 30m au dessus du Dome Concordia en Antarctique avec 0"3.

En métropole, dès que le vent souffle un peu, tu te retrouve avec une turbulence moyenne de 2 à 4", imagine, entre 4 et 8 fois la largeur de la tache d'airy pour un 200mm !

 

Merci, la réponse est claire :cool:.

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C'est aussi ce qui fait souvent dire qu'on voit "mieux" avec un petit instrument qu'avec un gros. C'est bien sur faux ! Par contre, on agrandi bien plus les défauts avec un gros instrument. Et quand ca turbule, un instrument de 60~80mm t'en montrera "en moyenne" pas plus qu'un 200 ou un 300mm. Cela reste vrai si tu intègre via une pose longue une image. Si en plus tu travaille à même grandissement, et que tu est largement sous la résolution du gros scope, alors les images seront même forcément meilleures avec le gros instrument (plus lumineux, les objets sont souvent mieux discernés ... jusqu'a ce qu'ils soient trop lumineux bien sur).

Par contre, dès que tu fait des poses courtes (1/25e ou moins) en planétaire, là tu a une probabilité de tomber dans un trou de turbulence (plus exactement la probabilité augmente avec la turbulence qui diminue) et là seul le diamètre compte et on regrette alors de disposer d'un petit instrument.

Avec un capteur "trop" sensible, tu va réduire la durée de l'exposition et figer encore plus la turbulence.

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C'est aussi ce qui fait souvent dire qu'on voit "mieux" avec un petit instrument qu'avec un gros. C'est bien sur faux ! Par contre, on agrandi bien plus les défauts avec un gros instrument. Et quand ca turbule, un instrument de 60~80mm t'en montrera "en moyenne" pas plus qu'un 200 ou un 300mm. Cela reste vrai si tu intègre via une pose longue une image. Si en plus tu travaille à même grandissement, et que tu est largement sous la résolution du gros scope, alors les images seront même forcément meilleures avec le gros instrument (plus lumineux, les objets sont souvent mieux discernés ... jusqu'a ce qu'ils soient trop lumineux bien sur).

Par contre, dès que tu fait des poses courtes (1/25e ou moins) en planétaire, là tu a une probabilité de tomber dans un trou de turbulence (plus exactement la probabilité augmente avec la turbulence qui diminue) et là seul le diamètre compte et on regrette alors de disposer d'un petit instrument.

Avec un capteur "trop" sensible, tu va réduire la durée de l'exposition et figer encore plus la turbulence.

 

T'es vraiment sympa Patry par ta dispo et tes réponses, et j'en profite encore si tu le permets ;)

 

Ma nouvelle question élargit (pour ne pas dire dérive du ...) le débat :

quid d'un instrument dont l'objectif et/ou le miroir présente des défauts (type bulle de colle de lentilles ou piquage de mirroir) ou obstructions du type poussières ? Je suppose que les defauts/poussières sont relativement petits ( N taches circulaires réparties homogènement dont le diamêtre est en moyenne P% du diamètre de l'objectif de l'instrument : si l'équation est trop compliquée => 1 seule tâche de 1% du diamêtre du tube) , cependant la grosse tâche n'est pas sans intérêt ;)

 

Grosso modo, quel est l'impact des tâches sur les lentilles et miroirs sur la photo LP?

 

Pour ma part, j'aurais tendance à dire pas beaucoup d'impact pour les "petites" tâches qui ne diffractent pas trop, cependant il existe peut être les anti tâches d'Airy ...

 

A+,

 

fred

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bon

je vais lire et relire tout ça calmement.j ai survolé. très très passionnant bien que long.j arrive presque a la fin du sujet ?

sur ce qui suis ,peut etre que quelqu'un a deja dit la même chose..je m en excuse par avance.:cool:

ma petite expérience , en dehors de la théorie.mais vous savez déja tous ça!

pour moi on ne peut dire qu'il y a ou pas , avant de s 'en servir sur SON Scope , de bons ou de mauvais oculaires..

Ils peuvent être "Adaptés" ou pas.

selon que l on regarde la Lune..certaines planètes..certaines étoiles..nébuleuses..galaxies.. et la hauteur de l escabeau sur lequel on est.:) et le degré de la tisane de houblon bu juste avant!:b:

on doit essayer le plus possible de qualité et aussi de diamètres d 'oculaire sur le même objet.

on peut avoir plus de contrastes/lumières/résolution en grossissant plus.selon ce que l on regarde ce peut être le contraire.

certains oculaire peuvent ne pas plaire aussi..pour le conforrt..relief d 'oeil entre autres.

le rayon de la tache d'Airy suffit pour séparer 2 points ,d ou la formule cité plus haut.

pour reprendre la phrase de patry ci dessus..si un instrument est lumineux c est qu'il a un diamètre ..accueillant !

la définition angulaire vient du diamètre et du rapport FD.

(le pixel d'une ccd fait , dans nombreux cas , largement + que le diametre de la tache de diffraction)

 

donc plus grand est le verre et mieux c est résolu ,en visuel en tout premier.

 

je n ai que deux oculaires 2" .des 3 lentilles je pense..a 35€ pièce..je dois avoir 40-45° de champ. pour trouver M33 la dedans j ai mis 5' ..(j avais pointeur laser..pourtant)

on m 'a prété..pour ça et autres objets,un nagler31 -82°..moins dur a trouver..meilleur.un ethos de 13-100° aussi..j avoue que je prefere ces deux la.

mais je me servirai des ordinaires pour la lune..jupi..et le reste selon..la qualité du site( a bas la pollution Lumineuse) la qualité de l'observateur..

 

j ai aussi un T252/ POC 31.75 avec des clavé et un erffle 15.5-55° de Mosser que j ai mis sur le 600.(tous appréciés aussi )

une remarque..pour le G mini..la pupille de l'oeil , en observation , ne fait plus 6mm. donc le G mini varie ..du simple au double.(environ bien sur)ça depend de ce que l'oeil reçoit comme photons.

 

http://astro.versoud.free.fr/uranie/index.php3?choix=2

Philipe Morel de la SAF fait la même constatation.

 

pour les differents G j ai mis mes choix ici.

http://astro.versoud.free.fr/uranie/index.php3?choix=0

 

apres avoir vu dans le 600 a FD4.5 certaines valeurs sont a adaptées. un G d'à peine 88 a G 210 montre une bonne partie du ciel.

 

mais je n ai que 10 nuits d observations ..que c'était beau..

 

et je commence a comprendre pourquoi GG passe du temps ici...

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Ne pas confondre quand même le confort d'observation avec un oculaire grand champ de qualité (de 70, 80 ou 100°) et la capacité qu'a cet oculaire de te montrer les plus fins détails possibles.

Ce sujet est plus là pour illustrer ce qu'est la haute résolution. Il est évident que d'associer un instrument de pointe avec un oculaire "bas de gamme" ne permetra peut être pas d'exploiter au mieux les capacités du telescope.

 

A l'inverse, mais c'est un autre débat, l'utilisation d'un oculaire "haut de gamme", disposant d'un grand champ, souvent associé à un très grand nombre de lentilles, n'est pas forcément meilleur qu'un oculaire plus simple (Plossl / Orthoscopique voire Kellner parfois) pour résoudre des objets !

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Je trouve interressant cette évolution montrée d'une courbe FTM avec la turbulence.

Mais qu'en conclure?

Faut-il rester encore avec des instruments obstrués pour gratter de la résolution dans le bas de la courbe où faut-il rechercher des optiques non obstruées avec qualité optique maximale!

Je retiens quand m^me (cf le Danjon et Couder, construction du cta) que il y a une perte de contraste de l'ordre de 20% à chaque échelle de turbulence:

image 5/5 rendement 100% (la courbe FTM)

image 4/5 rendt 80% (contraste initial 1:1 devient 80%)

image 3/5 rendt 64% (contraste initial 1:1 devient 64%)

image 2/5 rendt 51% au maximum, etc... au dela il n'y a pas de signification.

Alors en y combinant le strehl réel d'un tube (qualité réelle en P/V et effet de l'obstruction qui renforce le 1er anneau de diffraction) il restera bien peu au bout du compte.

Par exemple un sct de 34% d'obstruction fera avec une optique dite diffraction limited un strehl de 68%, cad avec des images 3/5 (tellement fréquent) la dégradation sur le contraste de 1:1 sera de 57% (contraste final de 43% seulement.

Cet exemple bien entendu ne s'applique pas trop à une séparation d'étoile double mais par exemple d'un trait noir initial sur un fond clair uniforme (une division de l'anneau de saturne).

Que reste-t'il aussi pour cette division d'encke avec 0.05" de largeur dans un 250mm déja obstrué à 34%, diffraction limited pour lequel en combinant cette ouverture un rendu de contraste de 10% peut être espéré (mais pour un tube parfait optiquement avec une obstruction similaire mais inférieure de 25%): la conclusion est qu'elle échappe à la vision déja pour le tube "commercial" et quasimment dans un tube parfait, peut-être dans un tube lunette bien ok et images fixes.

Juste une illustration de potentialité en terme de résolution en limites instrumentales et d'acuité visuelle à titre perso (5% de contraste, ce sont les niveaux de contraste observables sur vénus généralement).

Qu'en pensez-vous?

Stanislas

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... que Marc Delcroix à plusieurs fois imagé la division d'Encke avec son Meade 250mm !

Donc qu'une des propositions est erronnée, certainement celle de la qualité optique du tube (chose que j'ai noté moi même aussi, avec des valeurs finalement assez éloignées -en mieux- de ce qui supposé).

 

Accessoirement, le PtV importe très peu dans la qualité optique d'un instrument, et peut être représentatif d'un défaut localisé. Le RMS est lui autrement plus important, et les productions industrielles (pas forcément chinoises on est d'accord) sont capables aujourd'hui de produire des états de surface tout à fait excellents (vérifiés avec un interféromètre s'entend).

 

Le tout est une question de contrôle qualité, pas vraiment de processus industriel (accessoirement même des grand noms se font parfois toquer quand on leur demande une précision dès lors qu'on sait la contrôler, expérience vécue par un ami récemment).

 

Maintenant le contraste est important en visuel, mais finalement assez peu en photo, sinon on utiliserait pas de RC ou d'astrographe en général dont les secondaires sont plus proche de 50% d'obstruction (le contraste est alors en chute libre). Pourtant ils font de belles images (rarement planétaire j'en conviens).

D'ailleurs les images à l'oculaire dans un epsilon (celui de cotopaxi) sont finalement assez moyennes, contrairement aux images "photographiques". Compléter un Epsilon par un mewlon (pour rester dans la même marque n'est-ce pas cotopaxi ?) est une bonne solution.

 

Par expérience, le contraste se rattrape assez facilement après le compositage quand on dispose d'une dynamique conséquente. En d'autre terme une obstruction de 15 à 20% qui passe à 30% doit se rattraper en compositant plus d'images. Par contre la résolution est conservée (le sommet de courbe FTM est le même). Cela rejoint les mesures faites par TL qui montre que la résolution est celle d'un instrument de même diamètre mais le contraste (important en visuel) est celui d'un instrument de diamètre D-d !

 

Donc pour la résolution il faut du diamètre, et pour du contraste, il faut une faible obstruction ... l'idéal étant d'avoir les deux (quitte à laisser de coté la couverture du champ). Voir les discussion nombreuses qu'on a eu à ce sujet sur WA.

 

 

Marc

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... que Marc Delcroix à plusieurs fois imagé la division d'Encke avec son Meade 250mm !

Donc qu'une des propositions est erronnée, certainement celle de la qualité optique du tube (chose que j'ai noté moi même aussi, avec des valeurs finalement assez éloignées -en mieux- de ce qui supposé).

 

Accessoirement, le PtV importe très peu dans la qualité optique d'un instrument, et peut être représentatif d'un défaut localisé. Le RMS est lui autrement plus important, et les productions industrielles (pas forcément chinoises on est d'accord) sont capables aujourd'hui de produire des états de surface tout à fait excellents (vérifiés avec un interféromètre s'entend).

 

Le tout est une question de contrôle qualité, pas vraiment de processus industriel (accessoirement même des grand noms se font parfois toquer quand on leur demande une précision dès lors qu'on sait la contrôler, expérience vécue par un ami récemment).

 

Maintenant le contraste est important en visuel, mais finalement assez peu en photo, sinon on utiliserait pas de RC ou d'astrographe en général dont les secondaires sont plus proche de 50% d'obstruction (le contraste est alors en chute libre). Pourtant ils font de belles images (rarement planétaire j'en conviens).

D'ailleurs les images à l'oculaire dans un epsilon (celui de cotopaxi) sont finalement assez moyennes, contrairement aux images "photographiques". Compléter un Epsilon par un mewlon (pour rester dans la même marque n'est-ce pas cotopaxi ?) est une bonne solution.

 

Par expérience, le contraste se rattrape assez facilement après le compositage quand on dispose d'une dynamique conséquente. En d'autre terme une obstruction de 15 à 20% qui passe à 30% doit se rattraper en compositant plus d'images. Par contre la résolution est conservée (le sommet de courbe FTM est le même). Cela rejoint les mesures faites par TL qui montre que la résolution est celle d'un instrument de même diamètre mais le contraste (important en visuel) est celui d'un instrument de diamètre D-d !

 

Donc pour la résolution il faut du diamètre, et pour du contraste, il faut une faible obstruction ... l'idéal étant d'avoir les deux (quitte à laisser de coté la couverture du champ). Voir les discussion nombreuses qu'on a eu à ce sujet sur WA.

 

 

Marc

Que le p/v ne soit pas un élément de qualité cela me parait bien court:

cela voudrait tout simplement dire qu'il faut juste un barillet 3 points au lieu d'un 9pts ou plus sur un 250-300mm pour y faire les mêmes qualité d'image.

RMS et P/V sont indissociables, il faut obtenir les 2 critères.

Il n'y a pas que les erreurs sur le verre à prendre en compte, c'est global, les verres optiques combinés avec leurs défauts (primaire secondaire lame), le montage mécanique (3points et plus) et l'agitation des images (turbu interne locale d'altitude). Ils ne sont pas dépendant ces paramètres mais interdépendant avec un effet d'amplification à mesure que la turbulence s'installe (déja avec 3points de barillet dans le cas du 250-300, c'est sensible avec un P/V dégradé).

Stanislas

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Tu a raison mais un mauvais barillet à une importance égale sur le PtV ET sur le RMS ! En effet celui ci influe sur le profil moyen d'un primaire, et il NE VA PAS provoquer un défaut localisé ! Du coup, on résume grandement en parlant d'impact PtV pour un barillet, mais c'est bien le RMS qui est ruiné, et au travers lui, ce qui induit de mauvaises images.

En tout cas, il est important de noter, et tu a raison de le préciser, qu'il est dommageable de "massacrer" un bon primaire par un mauvais barillet, et c'est toute la chaine opto-mécanique qu'il faut soigner.

 

 

Pour le principe sinon, un excellent PtV et un excellent RMS sera préférable ... mais

cela était évident !

 

 

Marc

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Tu a raison mais un mauvais barillet à une importance égale sur le PtV ET sur le RMS ! En effet celui ci influe sur le profil moyen d'un primaire, et il NE VA PAS provoquer un défaut localisé ! Du coup, on résume grandement en parlant d'impact PtV pour un barillet, mais c'est bien le RMS qui est ruiné, et au travers lui, ce qui induit de mauvaises images.

En tout cas, il est important de noter, et tu a raison de le préciser, qu'il est dommageable de "massacrer" un bon primaire par un mauvais barillet, et c'est toute la chaine opto-mécanique qu'il faut soigner.

 

 

Pour le principe sinon, un excellent PtV et un excellent RMS sera préférable ... mais

cela était évident !

 

 

Marc

A mon sens quand les termes P:V et rms sont mentionnés, assez schématiquement le P/V s'adresse au mammelonnage (il y a trop souvent de creux et de bosses englobés sous le rapport P/V, dans le post précédent en évoquant un pb de barillet 3points avec une optique parfaite) et puis le rms qui reste la rugosité ou le micromammelonnage.

Le mammelonnage reste handicapant déja pour un strehl (évidemment s'il n'y a qu'une dépression ou un mammelon et bien cela ne fera pas un grand effet, m^me un éclat sur le verre, petit) et la sensibilité du scope dans la turbulence.

Le micromammelonnage a aussi son influence sur la sensibilité à la turbulence.

A l'oculaire à fort grossissement quand il y a le critère de françon respecté le p/v 8 mini avec son rms de 30mini et bien celle-ci disparait.

Effectivement quand ce critère est assumé on pourrait se contenter soit du rms soit du P/V, on voit difficilement une optique avec un excellent rms donner du mammelonnage.

Mais en de dessous du critère, il y a lieu d'aller y voir de près et les deux valeurs restent encore importante.

Une optique rms 16 dite diffraction limited présente souvent du mammelonnage qui ne permet pas d'obtenir une image de diffraction standard avec un strehl de 80%.

Aussi en raccourci, une absence de mammelonnage rend moins sensible le scope à la turbulence (des images moins empatées avec turbu style 3/5 de moyenne frequence)

à l'inverse avec le rms suffisant cette microturbulence (provenant d'un couplage entre la turbu interne et cette rugosité pour donner une agitation d'images à haute fréquence) à fort grossissement cesse avec des images presques parfaites.

Après tests exhaustifs.

Stanislas

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On a beau appeler cela comme on veut, cela reste un défaut. Le PtV peut être un défaut localisé et n'intervenir que très peu sur la qualité de l'image finale.

 

Par exemple mon C11 montrait un défaut situé en périphérie (miroir ? lame ? impossible de savoir vu qu'on mesurait l'optique complète), mais si ce défaut biaisait le PtV, l'influence sur le RMS était complètement insignifiante.

 

Maintenant mamelonage, micro-mamelonage, rugosité, ce sont des termes +/- inventés pour définir des classes de défauts (par dimension, pente ou autre). A la fin on a une forme qui diffère de celle attendue, point barre ! Et c'est ce qui est mesuré par le RmS avec une résolution +/- importante selon l'interféromètre utilisé.

 

Résumer le défaut en disant que l'absence de mamelonage rend le télescope moins sensible à la turbulence c'est une litote. Autant dire qu'un télescope pourri donne de mauvaises images ! Ce qui est certain c'est qu'un bon télescope, bien collimaté, donne de bonnes images ... dans des trous de turbulence ! Tu aura beau utiliser le meilleur télescope du monde, si la turbulence est là, tu n'aura pas de bonnes images ! Cela est sur et certain !

 

Nota : le strehl n'est pas une fin en soi par rapport au RMS sachant que le premier est le résultat d'une équation ne faisant intervenir que le second : 1f6ab42317cb3d4b51ac2eb2f6d3b7bb.png

Du coup il vaut mieux parler de RMS à mon avis, ca évite de disserter sur des fausses pistes et sur les retouches que certains font à postériori !

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On a beau appeler cela comme on veut, cela reste un défaut. Le PtV peut être un défaut localisé et n'intervenir que très peu sur la qualité de l'image finale.

 

Par exemple mon C11 montrait un défaut situé en périphérie (miroir ? lame ? impossible de savoir vu qu'on mesurait l'optique complète), mais si ce défaut biaisait le PtV, l'influence sur le RMS était complètement insignifiante.

 

Maintenant mamelonage, micro-mamelonage, rugosité, ce sont des termes +/- inventés pour définir des classes de défauts (par dimension, pente ou autre). A la fin on a une forme qui diffère de celle attendue, point barre ! Et c'est ce qui est mesuré par le RmS avec une résolution +/- importante selon l'interféromètre utilisé.

 

Résumer le défaut en disant que l'absence de mamelonage rend le télescope moins sensible à la turbulence c'est une litote. Autant dire qu'un télescope pourri donne de mauvaises images ! Ce qui est certain c'est qu'un bon télescope, bien collimaté, donne de bonnes images ... dans des trous de turbulence ! Tu aura beau utiliser le meilleur télescope du monde, si la turbulence est là, tu n'aura pas de bonnes images ! Cela est sur et certain !

 

Nota : le strehl n'est pas une fin en soi par rapport au RMS sachant que le premier est le résultat d'une équation ne faisant intervenir que le second : 1f6ab42317cb3d4b51ac2eb2f6d3b7bb.png

Du coup il vaut mieux parler de RMS à mon avis, ca évite de disserter sur des fausses pistes et sur les retouches que certains font à postériori !

 

Bien lu vos réponses mais je n'achèterais pas une optique ou un scope avec un strehl majestueux et un P/V moyen (avec un interfero macro avec mamelonnage bien présent). Les formules ne font pas tout, d'où l'exemple du barillet trois points qui peut se présenter sur un mirroir bien supporté, ou, 2 points/zones bien vus avec des interfero qui font de l'astigmatime perceptible cependant avec des strehls bien respectable de 98% et mieux. Le marché en est rempli aujourd'hui. Cela ne peut pas faire des optiques parfaites car 98% c'est du parfait en théorie.

Le calcul du strehl ne prend pas en compte les "défauts" macro.

Stanislas

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C'est faux (un interféro qui travaille en 400x400 fait des mesures tous 0,7mm sur un 280mm, soit des zones de 0,5mm2, c'est pas suffisant comme micro ? Pourtant Texereau parlait de micromamelonnage dès 1mm de long ... bizarre) les mais comme tu n'en est pas convaincu je ne vais pas chercher à t'en convaincre !

 

Les pros en tout cas en sont convaincus, et sur ce point je vais dans leur sens !

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C'est faux (un interféro qui travaille en 400x400 fait des mesures tous 0,7mm sur un 280mm, soit des zones de 0,5mm2, c'est pas suffisant comme micro ? Pourtant Texereau parlait de micromamelonnage dès 1mm de long ... bizarre) les mais comme tu n'en est pas convaincu je ne vais pas chercher à t'en convaincre !

 

Les pros en tout cas en sont convaincus, et sur ce point je vais dans leur sens !

Faut pas se garder la face sur ce sujet les data donnés sont sur un profil qui englobe le macro et le résultat n'est que le micro cad le rms et la simple application de la formule.

Il n'y a pas de strehl 99% avec un P/V de 6! comme certains me l'avaient présentés. Le rms suit le contour du P/V et l'on a un glorieux strehl qui ne se vérifie pas sur le ciel et sur tests aussi au sol.

A vous de voir.

Ce n'est que du commerce, après le diffraction limited il y a le rms tout simple!?

Autrement quelle différence y a t'il entre ce P/V 6 et le strehl de 99% et le P/V10 et le strehl de 99%? Sur le ciel c'est sensible, sur le papier le m^me cru! Interfero dans les 2 cas.

Je souhaite une explication réelle, pas recopiée.

Stanislas

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Aucun rapport entre les deux en effet, le PtV est inutile comme tu le note si bien. Par contre, avec un Strehl de 99%, je te parie mon chapeau (je risque pas grand chose j'en ait pas) que le RMS est identique !

 

C'est (pourtant) facile à comprendre. Tu mesure le profil, ça et là tu a des accidents qui peuvent localement (sur une fraction de pouillème de la surface) te faire grimper démesurément le PtV. Par contre son influence sur l'image finale se rapporte à la fraction de pouillème justement. Du coup, même si ton "accident" est à L/4, le RMS bougera pas ou peu. Sur l'image de diffraction (ou le strehl), l'influence de ce défaut sera peu ou prou de l'ordre de la fraction de pouillème ... cela semble logique non ?

 

Accessoirement, plus tu mesure (échantillonne) finement la surface de ton miroir, plus il est difficile d'obtenir un bon RMS. Regarde une mer lunaire au télescope ... c'est parfaitement lisse, le RMS grimpe aux arbres. Regarde un détail de cette mer avec une sonde, elle est fortement cratérisée mais avec des dimensions inférieures à ce que tu a échantillonné au début, du coup ton RMS se casse la figure !

Et bien à l'interféromètre c'est pareil, passer de 400x400 pixels à 200x200 pixels et le RMS s'améliore de 30 ou 40% (de mémoire il faudrait que je retrouve mes chiffres).

 

Donc OUI un miroir à L/4 voire L/2 peut PARFAITEMENT avoir un RMS de X (donc un rapport de strehl de Y) et un autre miroir à L/10 avoir le même RMS de X. Les deux ne sont pas directement liés. Il faut cesser de croire qu'il DOIT y avoir un rapport de 5 ou de 6 ou de 4 entre les deux valeurs. Tout au plus, ce ratio RMS/PtV te donne une idée de la qualité du process industriel mis en oeuvre, le RMS te donne la qualité intrinsèque de l'optique et le PtV le niveau d'exigence (itératif ?) qui finalise le miroir (mais là encore, le PtV est peu important autrement que pour faire des choses inavouables à des mouches).

 

Il n'y a QUE le RMS qui compte au final. Pour dire les choses autrement, je peux parfaitement avoir un instrument à L/8 PtV et L/12 RMS (en gros il n'y a que des accidents de surface de l'ordre de L/12 PARTOUT sur le front d'onde le plus gros étant de L/8) et un autre instrument à L/3 PtV mais L/35 RMS ... le second sera incomparablement meilleur que le premier, malgré son chiffre (considéré comme peu flatteur) de PtV ! En tout cas moi je prend sans hésiter le second pour de l'imagerie à haute résolution.

 

 

A mon avis il faudrait ouvrir un sujet à part pour continuer cette discussion, car on s'éloigne du sujet initial je crois.

 

 

 

Marc

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Aucun rapport entre les deux en effet, le PtV est inutile comme tu le note si bien. Par contre, avec un Strehl de 99%, je te parie mon chapeau (je risque pas grand chose j'en ait pas) que le RMS est identique !C'est (pourtant) facile à comprendre. Tu mesure le profil, ça et là tu a des accidents qui peuvent localement (sur une fraction de pouillème de la surface) te faire grimper démesurément le PtV. Par contre son influence sur l'image finale se rapporte à la fraction de pouillème justement. Du coup, même si ton "accident" est à L/4, le RMS bougera pas ou peu. Sur l'image de diffraction (ou le strehl), l'influence de ce défaut sera peu ou prou de l'ordre de la fraction de pouillème ... cela semble logique non ?Accessoirement, plus tu mesure (échantillonne) finement la surface de ton miroir, plus il est difficile d'obtenir un bon RMS. Regarde une mer lunaire au télescope ... c'est parfaitement lisse, le RMS grimpe aux arbres. Regarde un détail de cette mer avec une sonde, elle est fortement cratérisée mais avec des dimensions inférieures à ce que tu a échantillonné au début, du coup ton RMS se casse la figure !Et bien à l'interféromètre c'est pareil, passer de 400x400 pixels à 200x200 pixels et le RMS s'améliore de 30 ou 40% (de mémoire il faudrait que je retrouve mes chiffres).Donc OUI un miroir à L/4 voire L/2 peut PARFAITEMENT avoir un RMS de X (donc un rapport de strehl de Y) et un autre miroir à L/10 avoir le même RMS de X. Les deux ne sont pas directement liés. Il faut cesser de croire qu'il DOIT y avoir un rapport de 5 ou de 6 ou de 4 entre les deux valeurs. Tout au plus, ce ratio RMS/PtV te donne une idée de la qualité du process industriel mis en oeuvre, le RMS te donne la qualité intrinsèque de l'optique et le PtV le niveau d'exigence (itératif ?) qui finalise le miroir (mais là encore, le PtV est peu important autrement que pour faire des choses inavouables à des mouches).Il n'y a QUE le RMS qui compte au final. Pour dire les choses autrement, je peux parfaitement avoir un instrument à L/8 PtV et L/12 RMS (en gros il n'y a que des accidents de surface de l'ordre de L/12 PARTOUT sur le front d'onde le plus gros étant de L/8) et un autre instrument à L/3 PtV mais L/35 RMS ... le second sera incomparablement meilleur que le premier, malgré son chiffre (considéré comme peu flatteur) de PtV ! En tout cas moi je prend sans hésiter le second pour de l'imagerie à haute résolution.A mon avis il faudrait ouvrir un sujet à part pour continuer cette discussion, car on s'éloigne du sujet initial je crois.Marc
le test roddier je l'ai bien pratiqué sans attendre bien des recommendations bien mis en oeuvre avant qu'ils en ai donnés qelques une, à sourire;cependant il reste que une optique avec P/V6 et 99% de strehl et une autre avec P/V10 et aussi 99% de strehl n'ont la même réponse sur le ciel.Je n'ai pas dit que les mêmes strehl font la m^me réponse sur le ciel avec des optiques disctinctes, relisez.Rassurez-vous, dans ce domaine je teste presque tout et notamment la config citée, Il faut leur dire.Je m'interresse au contraste de détails sur les planètes depuis longtemps et cela coute un peu mais cela fait autre chose que des forums de recopies.La situation citée dans votre système recopié n'a aucune réponse tangible sauf le dogme, la mienne est qu'il n'y a pas le même résultat sur le ciel. point barre.J'ai les optique avec interfero, les accidents je vous les laisse, à titre perso j'observe et j'y trouve une diff. bien sensible en contraste et résultats.

Si vous croyez au rms seul, libre à vous, cependant c'est limitant bien trop, car votre notion du strehl ne s'applique qu'à un verre optique sans faire intervenir un seeing, un CO, un montage de barillet, un montage de tube, une collimation, etc,... le mammelonnage aussi comme dit avant, tout cela n'étant qu'un global.

Ce que vous dite n'est que bien limitant, pensez-aussi P/V, pour vous pour un achat. Il n'y a pas d'accident de forme il n'y a que des aberrations dans uns un système optique, le mammelonnage en fait partie intégrante, dites-leur.

Stanislas

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Je fais un petit déterrage de post, car ce petit schéma (visible en page 1) m'avait échappé.

 

scan0002op7.png

 

Il est vrai que dans le cas exposé, les défauts de l'oculaire compensent effectivement ceux du telescope, mais le cas présenté ici se rapporte à un télescope de type "Jones Bird", autrement dit pas vraiment avec un téléscope que l'on rencontre sur le marché de l'instrument d'amateur.

 

Pour les telescopes disponibles sur le marché (et les oculaires disponibles), tous les calculs montrent que les défauts ont tendance à s'additionner. (C'est corroboré par la pratique).

 

Les meilleurs oculaires au niveau définition hors axe que j'ai pu tester (bien pratiques quand on veut observer en ciel profond un objet étendu, ou en planétaire si on a pas de suivi), ce sont les Nagler. Les Pentax XW sont aussi excellents (mais leur champ est légèrement moindre) (Je n'ai pas encore eu le plaisir de tester d'Ethos, mais le résultat devrait être à la hauteur des Nagler avec un champ encore plus grand.) Cerise sur le gateau, ces oculaires sont fait pour fonctionner avec des instruments très ouverts (F/D=4).

 

On peut donc dire qu'un instrument très ouvert n'est pas très économique si on veut l'exploiter au mieux, car il requiert des oculaires très sophistiqués et couteux. Au contraire, un instrument peu ouvert (F/D=10 et plus), donne des résultats tout à fait convaincants avec des oculaires grand champs simples et bon marchés (König, Erflé, etc.)

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