Bonjour,
Si cela peut t'aider, voici ce que j'ai compris de la problématique de l'échantillonnage :
En ciel profond, la taille du plus petit détail observable est limitée par la turbulence atmosphérique. En moyenne il est de l'ordre de 2" à 3" d'arc. Pour résoudre ce plus petit détail il est admis qu'il doit s'étendre spatialement sur 2 pixels adjacents (au minimum) sur le capteur (théorème de Shannon-Nyquist). L'échantillonnage est alors égal à la moitié de l'angle sous lequel on voit le plus petit détail donc entre 1'' et 1.5'' d'arc par pixel. Avec un peu de trigonométrie, on peut déterminer la taille que doit avoir un pixel pour respecter cet échantillonnage. On trouve alors : p = tan(alpha/2) x f où "p" est la dimension du pixel (en mètres), "alpha" est l'angle sous lequel on voit le plus petit détail (en radians) et "f" la focale de l'instrument (en mètres).
Comme nous sommes dans une configuration où les angles sont très petits on peut faire l'approximation suivante : tan(alpha/2) = alpha/2 et on se retrouve avec la formule suivante : p = (alpha/2) x f
Ainsi, pour un plus petit détail de 2'' d'arc (soit 9.7 x10^-6 rad) et une focale de 800 mm, on trouve une taille de pixel avoisinant 3.9 microns.
Si le plus petit détail est de l'ordre de 3'' d'arc, on est plutôt autour de 5.8 microns.
Ces valeurs là sont à considérer pour des caméras monochromes. Pour des caméras couleurs (du fait de la matrice de Bayer), la résolution diminue et il faut donc prendre des pixels de taille un peu plus petite (20 à 30% plus petit). On se retrouve donc avec des tailles de pixels allant de 2.9 à 4.4 microns donc en moyenne 3.7 microns. Tu peux retrouver ce raisonnement abordé de manière beaucoup plus pédagogique dans la vidéo de Lanarès astrophotographie dont voici le lien :
J'espère que cela t'aide un petit peu.
Bonne continuation.