Appareils Notions de base Accessoires Imageries Definitions
Focalisation La tolérance de la mise au foyer est directement liée au F/d. Plus celui-ci est faible et plus l’ajustement est délicat et impossible manuellement. Il existe plusieurs appareils de type Crayford ou par entraînement qui permettent une mise au point efficace selon des algorithmes heuristiques. La plage de focalisation théorique est.
Si la longueur d’onde est, l = 0,0006
L’utilisation d’une caméra numérique à F/d égale à 50 est simplifiée car la mise au foyer peut être réalisée manuellement dans une plage d’erreur de 10.5mm. Tandis que pour un montage Fastar , le F/d étant plus ou moins égale à 2, la mise au foyer est impossible manuellement en plus du recule du miroir primaire. C’est pourquoi les télescopes professionnels catadioptriques possèdent des miroirs fixes et la mise au foyer est réalisée par un système de type Crayford.
Le point de focalisation est situé entre une position intra focale et extra focale. La courbe générée est une gaussienne. Lorsque la qualité du ciel est turbulente, la courbe est aplatie. Tandis qu’un ciel calme nous donne une courbe centrée. Le centre de cette courbe est le point de focalisation. A noter que la courbe réelle est plutôt bruitée puisque la qualité de l’atmosphère n’est jamais parfaite.
L’utilisation de logiciel d’autofocus permet un positionnement idéal à partir d’une focalisation rudimentaire que vous avez réalisé préalablement. Certains systèmes de focalisation ( Optec ) permettent de déplacer le point focal de 0,25 mm pour chaque variation de 1°C selon un capteur thermique et de votre type de télescope. Mise en station La qualité de la mise en
station dépend du type d’observation que vous désirez accomplir. Certaines
montures sont plus raffinées que d’autres ce qui facilite l’ajustement.
1. Cette étape consiste à une mise en station rudimentaire après le balancement de la monture, c’est à dire : · Vous orientez la marque N de votre monture vers le nord à l’aide de l’étoile polaire ou d’une boussole. Si vous connaissez la déclinaison magnétique de votre région, vous pouvez réajuster en conséquence, par exemple au Canada. · Vous nivelez votre trépied. Cela permet un mouvement convergent de l’axe de déclinaison DE et de l’ascension droite AD. · Vous ajustez l’inclinaison selon votre latitude. · Vous ajustez la déclinaison à 90°. Le télescope est parallèle à l’axe du pôle céleste et l’axe de déclinaison pointe vers le bas. 2. Cette étape consiste à un raffinement à l’aide du viseur polaire réticulé, c’est à dire : · Vous ajustez l’azimut et l’inclinaison de votre monture pour placer l’étoile Polaire dans le champ du viseur polaire. ·
Vous ajustez le viseur polaire, l’azimut
et l’inclinaison jusqu’au moment où les étoiles correspondent au
dessin. Certain viseur polaire réticulé utilise la méthode des étoiles
repères. ·
Vous ne modifiez plus l’azimut et
l’inclinaison. 3.
Cette étape consiste à ajuster vos
cadrans pour une monture manuel, c’est à dire : ·
Vous pointez votre télescope à l’aide
de l’ascension droite et de la déclinaison vers une étoile connue. Par
exemple, l’étoile Véga se situe à AD 18h36m56s et à DE +38°47’01’’. ·
Vous ajustez vos cadrans AD et DE jusqu’à
ce que vous lisiez les coordonnés de l’étoile choisie. À ce stade, votre monture est ajustée pour le visuel, l’imagerie planétaire ou l’imagerie du ciel profond de courte durée. La deuxième étape est toujours propre aux fabricants de la monture que vous possédez. La troisième étape dépend si vous possédez une monture manuelle, Go to ou DSC. 4.
Cette étape consiste à effectuer des
corrections basées sur la dérive de quelques étoiles situées dans des
directions particulières, c’est à dire : · Vous devez choisir deux étoiles. L’une à l’est et l’autre au sud près du méridien. · Vous corrigez la dérive des deux étoiles une à la fois. Pour l’étoile au sud, toute dérive nord / sud sera révélée et pour l’autre, toute dérive est / ouest sera révélée.
i.
Vous choisissez l’étoile au sud à moins
de 5°
de l’horizon et 0.5 heures du méridien. Si
l’étoile se déplace vers le nord, tournez l’azimut très délicatement
vers l’est et inversement si l’étoile dérive vers le sud. ii. Vous choissez l’étoile à l’est à moins de 20° de l’horizon. Si l’étoile se déplace vers le nord, diminuer l’angle en latitude et inversement pour une dérive vers le sud. Vous pouvez choisir une étoile à l’ouest mais le raisonnement est inversé. À noter que l’utilisation d’un oculaire réticulé facilite la détection des dérives à un fort grossissement jusqu’environ 200x. La durée de pose est directement liée à la précision de l’ajustement des dérives. Le Contrôle Périodique d’Erreur ( PEC) est un système électronique analogue ou digital qui permet de corriger les erreurs de positionnement en temps réel par compensation. Ces erreurs peuvent être causées par un mauvais balancement de la monture ou d’autres raisons. Échantillonnage, résolution et sensibilité Les trois points importants de l’imagerie numériques sont la sensibilité, l’échantillonnage et la résolution. L’échantillonnage est obtenu par le rapport de la longueur focale et la dimension du pixel. Le but est de reproduire l’élément le plus fidèlement possible par conséquent, il est mieux de sur échantillonner que de sous échantillonner. L’échantillonnage dépend de la turbulence atmosphérique qui le limite selon votre région. Une zone sèche permet un meilleur échantillonnage qu’une zone tempérée. En générale, l’échantillonnage est la moitié de la qualité de la turbulence et dans les meilleures conditions environ 0.5 arcs seconde/pixel. Le théorème de Nyquist indique que la période d’échantillonnage pour digitaliser une courbe ne doit pas en altérer les caractéristiques. Par exemple, la période d’échantillonnage de la digitalisation de la musique ne doit pas être perçue par l’oreille humaine. La période d’échantillonnage est l’inverse de sa fréquence. La fréquence maximum F
(cycle/arc seconde) d’échantillonnage de l’optique pour une longueur
d’onde l dépend
du diamètre de votre télescope D (mm) et du degré de sur échantillonnage
N ( entre 1 et 4), c’est à dire :
Et
la plus petite image linéaire Rl (micron) peut être exprimé en
fonction de la focale F/d f, c’est à dire :
Pour
ne pas sous
échantillonner
la résolution, vous devez assurer au moins 2 pixels pour la dimension de Rl.
La relation entre
l’échantillonnage E (arc seconde/pixel), la dimension du pixel m
(micron) et de la longueur focale du télescope L (mm) est :
La sensibilité dépend de la dimension du pixel. Une caméra A de 27mm avec un télescope d’une longueur focale de 2000mm est près du sous échantillonnage. Cependant pour les objets de ciel profond, cette caméra dépasse celle d’une caméra B de 9mm en sensibilité. La raison est que l’utilisation de la caméra B est près du sur échantillonnage. Le résultat est une perte de sensibilité mais un gain sur la résolution. Cependant la caméra B offre la possibilité d’associer les photosites en paquets de 2x2 ou de 3x3. Ce qui augmente la sensibilité car chacun de ces paquets est considéré comme un pixel mais réduit le champ de vision. Pour la même dimension du pixel la caméra B a une sensibilité 9 fois supérieures à la caméra A. La modulation M est la mesure de contraste entre les parties brillantes B et sombres S, c’est à dire :
Plus la valeur de M est élevée près de 1 et plus l’optique retransmet l’image fidèlement. La courbe FTM est la fonction de transfert de modulation où la variable V est la fraction de la fréquence spatiale maximale. Cette variable est normalisée à F = D/λ = 1.0. Ce taux peut être mesuré pour une source lumineuse donnée à l'aide de bancs optiques. Il est estimé par un examen visuel de l'image obtenue à partir d'une mire de segments parallèles. Plus la densité de traits augmente, plus le contraste diminue, jusqu'à la limite de résolution du système où il n'est plus discernable. Ce qui explique qu’à fort grossissement optique, le contraste diminue.
|
