Par Richard Beauregard. Novembre 2011

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1 Par Richard Beauregard Novembre 2011

2 La lutte contre le bruit et autres parasites lumineux Le temps d exposition versus le compositage Les images de prétraitement L'image de précharge (Offset ou Bias) Le Noir (Dark) Le PLU (Flat Field) Les autres bruits captés lors de l acquisition des images du ciel profond La méthode de compositage Sigma-Clip Les formats d images à utiliser

3 Le temps d exposition par photo Une bonne nouvelle en imagerie numérique, le signal augmente de façon proportionnelle (ou linéaire) par rapport à l'augmentation du temps d'exposition. Ce n'est pas le cas pour le bruit. Il augmente de la racine carrée de l'augmentation du signal ou du temps d'exposition. La majoration du temps de pose par photo favorisera donc l'augmentation du signal au détriment du bruit. Il fournira un meilleur rapport S/B (ou un plus grand écart entre le signal et le bruit). En augmentant le temps d'exposition, on révélera donc plus de détails sur l'objet photographié. Par exemple, on verra plus de détails sur les bras d'une galaxie.

4 Le compositage Plus on assemble d'images, plus le bruit diminue. On peut comparer la technique de compositage à la pluie qui tombe sur le sol. Une seule photo représente une petite portion de l'averse, le sol est partiellement trempé, il reste des endroits secs. Même avec un long temps d'exposition, c'est comme si la pluie tombait toujours au même endroit sans couvrir complètement le sol. Avec la technique de compositage, on couvre une plus grande surface trempée. À chaque image acquise, les gouttelettes d'eau (les photons convertis en électrons) se déposent dans des endroits différents sur le sol permettant de capter un sol complètement trempé. Le résultat sera une image plus riche et moins bruitée. Il existe une formule précise pour expliquer cette diminution de bruit : % bruit restant = 1 / nombre d'images

5 Le compositage En se basant sur la formule, voici un tableau qui démontre l'effet du compositage sur le bruit restant par rapport à une seule image :

6 Nombre d'images utilisées % de bruit restant (par rapport à une seule image) 1 100,0 % 2 70,7 % 3 57,7 % 4 50,0 % 5 44,7 % 10 31,6 % 20 22,4 % 30 18,3 % 40 15,8 % 50 14,1 % ,0 % 200 7,1 % 500 4,5 % ,2 % ,0%

7 Pour maximiser les avantages des deux techniques d'acquisition, on peut retenir les règles suivantes pour la photographie des objets du ciel profond : Exposer le plus longtemps possible pour chaque photo individuelle. Le temps d'exposition maximum sera déterminé par la qualité de suivi de la monture, de la précision de l'autoguidage et de la pollution lumineuse. Un temps d'exposition plus long fournira plus de détails à l'objet (plus de profondeur) et sera moins bruité qu'une exposition plus courte, car le signal / bruit sera plus élevé (écart entre le signal et le bruit plus grand). Prendre au minimum 10 images individuelles (diminution du bruit de 68,4%), ayant le même temps d'exposition, de l'objet et les assemblées. Le compositage des images permettra de diminuer encore plus le bruit de fond et d'augmenter ainsi la richesse des détails révélés.

8 Voici un exemple illustrant les avantages du compositage : L'image de gauche représente une exposition de seulement deux minutes de la galaxie M101. L'image de droite est le compositage de plusieurs images de 2 minutes. On voit très bien le grain (bruit de fond) sur l'image de gauche. Avec la technique de compositage, le grain est beaucoup moins important sur l'image de droite. On peut aussi constater la richesse des détails révélés par rapport à une seule image (référence : The New CCD Astronomy p. 110).

9 En imagerie CCD, il est nécessaire d'acquérir des images servant à corriger les parasites, tel que le bruit thermique, provenant de la caméra lors de prise de photos longues pose. Aussi ces images peuvent corriger les problèmes de vignetage dû à l'optique utilisée. Ces images seront enlevées des images de l'objet du ciel profond pour éliminer ces défauts à l'image résultante. Il y a trois types d'images à acquérir : 1 - L'image de précharge (Offset ou Bias) 2 - Le Noir (Dark) 3 - La plage de lumière uniforme (PLU ou flat field)

10 L'image de précharge (Offset ou Bias) Il s'agit d'un signal électronique parasite constant qui s'ajoute à l'image de l'objet du ciel profond. On réalise le Bias en obstruant le foyer de la caméra et en prenant un temps d'exposition le plus court possible. Il est suggéré de prendre 30 images Bias ou plus et d en faire la moyenne. Voici un exemple d'image offset prise avec la caméra SBIG STL :

11 L'image de précharge (Offset ou Bias) On constate que le signal n'est pas uniforme, il est plus foncé vers le haut de l'image. On aperçoit aussi des effets de franges (traits clairs verticaux).

12 Le Noir (Dark) Le Noir (Dark) sert à capter le bruit de l'électronique (bruit thermique) de la caméra CCD. Il doit être réalisé avec le même temps de pose que l'objet à imager et à la même température. Il est à noter que le Noir contient le Bias. Le Noir se prend en obstruant le foyer de la caméra CCD et en effectuant un temps d'exposition identique à chaque image composite de l'objet à imager. Aussi, le Noir doit être pris à la même température que l'objet à imager. Il peut être pris avant la séance d'astronomie ou après. Prendre au minimum 5 Noirs (si possible 10 et plus) avec le même temps d'exposition pour en réaliser plus tard une seule image Noire qui représente la moyenne des Noirs. Voici un exemple d'image Noire prise avec la même caméra SBIG STL refroidie à une température constante de -10 o Celsius et avec un temps d'exposition de cinq minutes :

13 Le Noir (Dark) Les points blancs représentent des pixels chauds (Hot pixels ou Bad pixels) qui apparaissent toujours au même endroit sur l'image pour chaque photo composite. Ces pixels chauds représentent une partie du bruit thermique de l'image. Sur cette image Noire, il n'y a pas beaucoup de pixels chauds pour la raison que la caméra CCD est refroidie à - 10o Celsius.

14 Afin de comparer cette image Noire avec l'image de précharge présentée plus haut, j'ai augmenté le contraste de l'image Noir dans l'exemple suivant : On peut observer les franges verticales de l'image Bias. De plus, comme dans l'image de précharge, on constate que le signal n'est pas constant démontrant clairement que le Bias est inclus dans le Noir. On voit aussi une structure granuleuse dans l'image Noire plus contrastée. Ce ne sont pas des pixels chauds additionnels, mais plutôt le courant d'obscurité de l'image Noire qui ressort dans cette image à très fort contraste. Les pixels chauds et le courant d'obscurité disparaîtront de l'image du ciel profond lors de la soustraction du Noir.

15 La plage de lumière uniforme (PLU ou flat field) La plage de lumière uniforme (PLU ou flat field) permet de corriger les problèmes de vignetage de l'optique utilisé (la lumière a tendance à diminuer d'intensité au fur et à mesure que l'on s'éloigne du centre de l'image) et de faire disparaître les poussières qui se déposent à différents endroits sur l'optique, la Barlow, le capteur de la caméra, etc. Il est à noter qu'on peut essayer d'enlever toutes ces poussières, mais il en restera toujours. Aussi le PLU permet de corriger les variations de sensibilité des pixels de la caméra. On réalise le PLU en photographiant une zone uniformément éclairée tel qu'un ciel bleu près du Zénith ou toutes autres surfaces uniformément éclairées. Prendre 10 PLU (ou plus) avec le même temps d'exposition pour en réaliser plus tard une seule image PLU qui représente la moyenne des PLU. Voici un exemple de PLU réalisé avec la même caméra SBIG STL montée au foyer primaire du télescope Takahashi FSQ 106ED. le temps d'exposition de chaque image PLU est d'une seconde :

16 La plage de lumière uniforme (PLU ou flat field) J'ai augmenté le contraste de l'image pour bien faire ressortir tous les défauts. On peut constater très bien le vignetage (luminance plus sombre sur les bords de l'image). On voit aussi apparaître des poussières de différentes grosseurs. On voit aussi les franges verticales du Bias, car le Noir ou le Bias n'a pas été soustrait de cette image PLU. Par contre, on ne voit pas de pixels chauds. La raison est que chaque image PLU, de cet exemple, est d'une seconde et que la caméra est régulée (refroidissement constant) à -10o Celsius. Les pixels chauds apparaissent surtout lors de long temps d'exposition. Aussi le refroidissement de la caméra permet de diminuer le nombre de pixels chauds.

17 La plage de lumière uniforme (PLU ou flat field) Il n'est pas facile de réaliser un PLU, car il doit être produit avec le même équipement qui à servi à prendre la photo et cet équipement ne doit pas être réassemblé ou déplacé, car les poussières ne seront plus au même endroit par exemple. La mise au point doit être identique à celle de l'image prise. Donc, l'idéal est de prendre le PLU immédiatement après avoir pris l'image du ciel profond ou de la planète. À ce moment, il n'est pas facile de trouver une surface uniformément éclairée, car nous sommes en pleine nuit! Si l'on n'a pas réalisé un PLU lors de la session d'astronomie, on peut faire disparaître le vignetage qui apparaît sur l'image en utilisant un logiciel de traitement spécialisé pour la photo astronomique. Par exemple avec le logiciel Iris on peut utiliser la commande Retrait du gradient (estimateur polynomial...) qui donnera de très bons résultats. Par contre, cette commande ne fera pas disparaître les poussières.

18 La plage de lumière uniforme (PLU ou flat field) Choisir la surface de diffusion du PLU Au crépuscule, on peut diriger le télescope au zénith. S il y a des nuages, on couvre le télescope d un t-shirt ou un drap blanc Le Flash électronique : On couvre le télescope d un t-shirt blanc et on prend une série de photo avec l aide d un flash électronique La boîte à PLU. Voici un exemple :

19 La plage de lumière uniforme (PLU ou flat field) Le temps d'exposition du PLU Il est important de ne pas saturer l'image et aussi de ne pas la sousexposer. Une méthode rapide pour vérifier la saturation du PLU est de regarder l'histogramme pour s'assurer que l'information se trouve entre le milieu et le 3/4 de l'histogramme comme dans l'exemple suivant : Il faut donc prendre une photo test avec un temps d exposition pour s assurer de respecter les paramètres ci-haut. Ensuite, prendre au moins 10 images PLU.

20 La formule mathématique du prétraitement des images Considérant que le Bias est inclus dans le Noir et le PLU, voici la formule de prétraitement : Image calibrée = Image brute - Noir 1 / PLU - Noir 2 Noir 1 = même temps d'exposition et la même température que chacune des images brute Noir 2 = même temps d'exposition et la même température que chacune des images PLU Voici une utilité du BIAS. Si l image PLU ne présente pas de pixels chauds (dû au court temps d exposition du PLU) : Image calibrée = Image brute - Noir 1 / PLU - Bias Noir 1 = même temps d'exposition et la même température que chacune des images brute

21 La formule mathématique du prétraitement des images Voici une autre utilité du BIAS Plusieurs astrographes ne se donnent pas la peine de réaliser un Noir avec le même temps d exposition et à la même température que l image du ciel profond. La raison est simple, lorsqu on est rendu à prendre des photos individuelles de 30 minutes et plus, la réalisation du Noir devient une tâche exigeante due au temps à consacrer pour prendre le Noir comme dans l exemple suivant : 10 images Noires d une durée de 30 minutes chaque = 5 heures! Si la caméra n a pas une température régulée, la tâche devient vite très exigeante

22 La formule mathématique du prétraitement des images Voici une autre utilité du BIAS (suite) La solution consiste donc à prendre une seule série d images Noires avec le plus long temps d exposition. Le signal du Bias est toujours le même ou constant. Si on utilise un Noir qui n'a pas été pris avec le même temps d'exposition que l'image du ciel profond (et la même température), le logiciel de prétraitement auto équilibrera le Noir avec l'image du ciel profond, augmentant ou diminuant le signal du Noir. Il augmentera ou diminuera aussi le signal du Bias ce qui aura comme résultat de ne pas soustraire correctement le Bias de l'image du ciel profond. Voici donc la formule à utiliser dans ce cas : Image calibrée = Image brute - (Noir - Bias) - Bias / PLU - (Noir - Bias) - Bias Il faut noter que ce prétraitement ne sera pas aussi efficace que de prendre le Noir avec le même temps d exposition et à la même température que l image du ciel profond (il restera des pixels chauds dans l image).

23 Plus le temps d'exposition par image est long, plus on s'expose à capter du signal parasite tel que les traînées lumineuses d'avion, les étoiles filantes, les satellites, les rayons cosmiques, etc. La méthode de compositage Moyenne ne permet pas de faire disparaître ces parasites. Il y a possibilité de les faire disparaître en utilisant la méthode de compositage Sigma-Clip. La méthode Sigma-clip ou Sigma Combine La méthode Sigma-clip, aussi appeler Sigma Combine et Standard Déviation, utilise un algorithme sophistiqué de réduction de bruit. Cette méthode sert essentiellement à comparer les images entre elles. Si un petit nombre d'images contient de l'information que la majorité n'a pas, elle efface cette information dans le résultat composité. Pour cette raison, il est recommandé de prendre au moins 10 images individuelles pour que la comparaison entre les images fonctionne bien. L'évaluation s'effectue pixel par pixel. Elle effectue ensuite la moyenne des pixels retenus permettant ainsi de maximiser la formule de réduction de bruit. C'est donc une méthode très efficace pour faire disparaître les parasites lumineux lors de la prise de vue et les pixels chauds restants.

24 La méthode Sigma-clip ou Sigma Combine La méthode Sigma-clip offre un choix de filtres qui va de 3 à 1. En moyenne, sur un grand nombre d'images, le filtre 3 retient environ 98% des pixels, le filtre 2, 95%... Il est donc suggéré de commencer avec le filtre 3 et si les défauts ne disparaissent pas tous, de progresser au filtre 2, ensuite à 1.75, 1,50 et 1,25. Donc, plus on diminue la valeur du filtre, plus il y a de rejets d'informations considérées comme bruit. Il faut donc procéder par essais / erreurs jusqu'à la disparition des défauts et la production de la plus belle image.

25 La méthode Sigma-clip ou Sigma Combine Voici l image H-Alpha prétraitée (soustraction du Noir, Bias et division du PLU) de la nébuleuse NGC6888 avec l indication des bruits captés lors de l acquisition des images et des pixels chauds restants.

26

27 Voici une animation démontrant l efficacité de la méthode Sigma-Clip

28 La méthode Sigma-clip ou Sigma Combine Voici une liste partielle de logiciels qui gèrent l'intégration Sigma-clip: Maxim DL (Sigma Clip et Standard Deviation Mask) Nebulosity (Standard Deviation) DeepSkyStacker (Kappa-Sigma clipping) Iris

29 Pour réaliser les images de prétraitements, il est préférable de les effectuer en monochrome (noir et blanc). L image du ciel profond doit aussi être réalisée en monochrome. Voici donc le mode à prévilégier par type de caméra : Les appareils photos numériques (APN) et les CCD couleur On utilise le mode RAW pour les appareils photos numériques (APN) et les CCD couleur qui prennent les images en couleur en une seule exposition. Si on regarde une image directement dans ce mode, elle est monochrome. Mais l'image conserve les couleurs. Ce sont des images brutes qui proviennent directement du capteur CCD ou CMOS. Après le prétraitement des images, on convertit les images en couleur. Le mode RAW des APN se retrouve dans les modèles hauts et de milieu de gamme des fabricants de ces appareils. Pour les CCD couleur, les images sont automatiquement dans ce mode au format FIT. Donc si on utilise le mode RAW pour produire ses images astronomiques en couleur (en une seule opération), il faut s assurer d'avoir le logiciel qui permettra d'extraire les 3 plans de couleurs (rouge, vert et bleu) en utilisant la bonne matrice Bayer.

30 Les CCD monochromes Bien entendu, les images brutes des CCD monochromes sont en noir et blanc. On peut par contre produire une image couleur en prenant des images individuelles avec un filtre Rouge, Vert et Bleu. Pour plus de détails, voir la technique LRVB qui décrit tous les détails de cette technique pour produire des images couleur de très grande qualité.

31 Pour en savoir plus sur le prétraitement des images du ciel profond : Le temps d exposition versus le compositage Les images de prétraitement Les différentes méthodes de compositage Les différents formats d images

32 Référence Le Ciel Astro-CCD Bibliographie partielle Photoshop Astronomy, Second Edition, R. Scott Ireland, Willmann-Bell Inc., , 310 pages The New CCD Astronomy, Ron Wodaski, New Astronomy Press, 2002, 476 pages Merci de votre attention Richard Beauregard Novembre 2011

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