Christian Poumier

Le 10/04/2021 à 17:09, Colmic a dit :

DARKS, FLATS, BIAS (OFFSETS) et DITHERING

 

Avec les capteurs CMOS, certaines habitudes ont changé par rapport aux capteurs CCD.

 

Darks, offsets (bias)

Le premier point concerne les Bias (ou offsets).

Sur les capteurs CCD, il était de coutume de faire une optimisation du dark voire une carte des pixels chauds.

Par conséquent il fallait supprimer le bias au dark et à la brute.

 

Avec les capteurs CMOS, notamment ceux qui ont de l'ampglow (électroluminescence sur le côté du capteur), il est déconseillé de réaliser une optimisation du dark.

Par conséquent la formule (brute-bias) - (dark-bias) se simplifie et se résume à brute - dark.

 

En revanche il est toujours indispensable de retirer le bias du flat.

Avec certains écrans à flat, il n'est pas rare de devoir poser plusieurs secondes pour éviter la trame horizontale visible sur le flat.

Avec un temps de pose de plusieurs secondes, il est alors possible que des pixels chauds commencent à apparaître.

Il convient alors de réaliser non plus des bias mais des darks de flats.

 

Pour résumer, avec un capteur CMOS il est préférable de faire : 

• ses DARKS au même temps de pose, au même gain (ou ISO) et à la même température que ses BRUTES, mais dans le noir absolu
• ses BIAS (ou darks de flats) au même temps de pose, au même gain (ou ISO) et à la même température que ses FLATS, mais dans le noir absolu

 

Trame et Dithering

Les capteurs CMOS actuels ont un autre défaut, à savoir la présence du bruit dit « télégraphique ».

Le bruit télégraphique se manifeste comme des points brillants surgissant dans l’image au hasard, avec une durée de vie d’une fraction de seconde à quelques secondes. On voit très bien ce type de bruit dans les images de bias que l’on fait les unes derrière les autres.
Pour éliminer ce bruit, on applique un empilement avec rejet des pixels déviants qui est relativement efficace.

La trame (que les américains appellent "Walking Noise") peut être due :

• aux traces de ce bruit télégraphique mal retiré,
• aux résidus de pixels chauds (brillants) ou froids (sombres) dus à un mauvais retrait du dark (ou des darks pas à la même température que les brutes),
• ou encore à un temps de pose unitaire trop court qui n'atteint pas les 3 sigma (voir plus haut).

De plus, quand on autoguide, on va guider de sorte à rester systématiquement sur la même étoile, au pixel près.
Avec des capteurs couleurs notamment, qui possèdent une matrice de Bayer (voir mon autre article sur les filtres en signature pour comprendre comment ils fonctionnent), pour obtenir la bonne couleur des étoiles il va falloir que ces étoiles se retrouvent successivement sur les pixels R, V et B du capteur.

 

En décalant la monture de quelques pixels aléatoirement (et j'insiste sur le mot aléatoirement) entre les poses successives (après chaque pose ou x poses), on va ainsi décaler non seulement les pixels chauds, froids et déviants au fil des images, mais on va également obtenir une couleur des étoiles qui reflètera la réalité.
Cette méthode s'appelle le dithering, elle s'utilise conjointement à l'autoguidage, et la plupart des outils de guidage (PHD2 notamment ou SharpCap, ou encore le Lacerta M-Gen) possèdent cette fonction.

Lors du pré-traitement, l'empilement avec rejet des pixels déviants va ainsi supprimer tous les résidus de bruit et supprimer la trame.

 

Calcul de l'échantillonnage idéal avec un CMOS

 

En astrophotographie, plusieurs critères de qualité entrent en compte :

• une bonne résolution d'image (planètes, petits objets du ciel profond comme les galaxies ou nébuleuses planétaires)
• un bon rapport signal/bruit (RSB) pour sortir les plus faibles signaux (les faibles extensions d'une nébuleuse ou les bras ténus d'une galaxie)
• une bonne sensibilité du capteur si le temps nous est compté (en nomade par exemple pour des temps de pose plus courts, ou si on utilise une monture faiblarde)
• le champ photographié (grandes étendues de nébuleuses, La lune ou le Soleil en entier, grandes galaxies comme M31)

 

La résolution dépend principalement de la focale de l'instrument et de la taille des pixels du capteur. C'est ce qu'on appelle l'échantillonnage.

Le champ quant à lui dépend de la focale et de la taille totale du capteur.

 

Les formules qui suivent ne sont pas à suivre absolument à la lettre, il est évident que si on cherche du grand champ, on ne pourra atteindre une bonne résolution.

Il faut définir son cahier des charge en fonction des objets que l'on affectionne.

• Celui qui privilégie les faibles galaxies cherchera la résolution et adaptera focale et taille des pixels de sa caméra pour obtenir l'échantillonnage résolvant.
• Celui qui privilégie les grandes nébuleuses aura intérêt à prendre un grand capteur associé à une faible focale.

Enfin sachez qu'un capteur à petits pixels sera forcément moins sensible qu'un capteur à pixels plus grands, il lui faudra donc poser plus longtemps.

 

Quelques formules :

Le champ photographié est donné par la formule :

• C (en degrés) = 57.3 x T / F (avec T = taille du capteur en mm et F la focale en mm)

La résolution ou pouvoir séparateur d'un instrument est définie par la formule simplifiée :

• R (en secondes d'arc) = 120 / D (diamètre de l'instrument en mm)

La formule de base pour calculer l'échantillonnage est  :

• E  (en secondes d'arc) = 206 x P / F  (avec P les pixels en µ et F la focale en mm)

L'échantillonnage étant basé sur un signal numérique, il faut prendre en compte les théorèmes de Nyquist et Shannon :

La représentation discrète d'un signal exige des échantillons régulièrement espacés à une fréquence d'échantillonnage supérieure au double de la fréquence maximale présente dans ce signal.

Ils indiquent "Supérieur au double", donc en pratique on échantillonnera idéalement 3 fois la résolution souhaitée (échantillonner 3 fois revient à dire qu'on prendra 1/3 de la résolution souhaitée).

 

Pour en savoir plus, je vous invite à lire cet excellent article du site AVEX : https://www.avex-asso.org/dossiers/wordpress/fr_FR/dossiers-pratiques/informatique-pratique/echantillonnage
 

 

 

En planétaire

Ces formules sont tout à fait valables puisqu'on va travailler en vidéo à des temps de pose très courts permettant de figer la turbulence.

Aussi pour un télescope C8 de 2000mm de focale et 200mm de diamètre et une caméra ASI224 (pixels de 3.75µ) :

• La résolution théorique d'un C8 est de 120 / 200 = 0.6" d'arc (secondes d'arc).
• L'échantillonnage idéal en planétaire est donc de 0.6 / 3 = 0.2"
• Avec l'ASI224 ce C8 sera échantillonné au foyer à 206 x 3.75 / 2000 = 0.38"
• Il conviendra alors d'ajouter une Barlow 2x ce qui amènera le C8 à 4000mm de focale et 0.19" d'échantillonnage

 

En ciel profond (CP)

Cette fois les choses sont différentes. Comme on cherche en général à sortir de faibles signaux, on va prendre des temps de pose parfois très longs.

En CP en lucky-imaging on va utiliser des temps de pose unitaires très courts et des instruments très ouverts pour récolter un maximum de lumière, par conséquent les règles qui sont en vigueur en planétaire sont valables dans ce cas précis.

 

En revanche, dans le cas de temps de pose unitaires très longs (de quelques dizaines de secondes à plusieurs minutes), la turbulence atmosphérique va alors dégrader et empâter les images au fil de la pose.

C'est alors le seeing qui va conditionner la résolution maximale possible.

En France, le seeing moyen est d'environ 3" d'arc (souvent entre 2.5" et 3.5").

Les meilleurs soirs sous les meilleurs sites français, on peut rarement espérer descendre sous 1.5" d'arc (au Chili on descend régulièrement sous la seconde d'arc, ça laisse rêveur !).

 

En pratique il faudra donc estimer le seeing de son lieu d'observation, et adapter son échantillonnage à ce seeing.

• Pour un seeing moyen de 3" on considère un échantillonnage de 1" (1/3 du seeing) comme correct.
• Pour un seeing parfait de 1.5" on considère un échantillonnage de 0.5" (1/3 du seeing) comme correct.

En fonction de son tube optique on choisira sa caméra/APN en tenant compte de ces valeurs, ou on choisira son tube en fonction de sa caméra/APN.

• Par exemple pour ma FSQ106 à F/5 (530mm de focale) j'ai fait le choix de l'ASI183MM précisément car elle me donne un échantillonnage = 206 x 2.4 / 530 = 0.93" d'arc
• Soit un échantillonnage parfait pour un seeing moyen, dans le but d'imager des galaxies ou des nébuleuses planétaires avec une bonne résolution.
• Je possède une seconde caméra pour le grand champ avec la FSQ106, une ASI6200MC (full frame 24x36), cette fois-ci pour les grandes nébuleuses.
• Avec le réducteur 0.72x (386mm de focale), je suis échantillonné à 206 x 3.76 / 386 = 2" d'arc seulement mais je couvre alors un champ énorme de 57.3 x 36 / 386 = 5.4° sur 57.3 x 24 / 386 = 3.6° !

 

Binning ou pas binning ?

Contrairement aux caméras CCD où le binning augmente la sensibilité, celui-ci n'apporte rien de spécial sur les CMOS, hormis des fichiers moins lourds.

• A part si vous êtes franchement sur-échantillonné (au-delà de 5x), il est alors préférable de réaliser vos images en bin1, et de réduire l'image finale en toute fin de traitement, ce qui réduira le bruit.
• On a ainsi toute latitude de choisir le rapport de réduction de l'image en fonction de ses besoins.

 

 

Les camera CMOS amène un gain sur le rapport signal sur bruit moindre que les CCD   le gain est de racine de 2  pour les CMOS au lieu de 2 pour les CCD