L’imagerie CCD

Introduction

 L’imagerie numérique a véritablement révolutionné le petit monde de l’astrophotographie amateur. Parmi les différentes sortes de détecteur numérique mises au point, il en est une qui allait s’imposer rapidement. Apparu en 1970 chez Bell Telephone aux Etats-Unis, le CCD (Charge Coupled Device ou dispositif à transfert de charge) allait être utilisé pour la première fois en astronomie en 1975. Les premiers essais conduits par des amateurs dans les années quatre-vingt allaient mener au développement d’une catégorie d’appareils spécialement conçus pour eux, la caméra CCD.

 Remarquez que le terme de caméra est ambigu, car il s’agit d’un anglicisme. Alors qu’en français le mot caméra désigne un appareil de prise de vues destinées à faire un film pour le cinéma ou la télévision, une caméra CCD ne fait pas de film, mais uniquement des photos digitales. Tout comme on faisait une pose unique de plusieurs dizaines de minutes sur un film argentique pour photographier une galaxie, on fait des poses uniques de plusieurs minutes en imagerie CCD. Une caméra CCD astronomique ne peut pas faire de films vidéo alors que de nombreux appareils numériques compacts, ou les petites webcams (y compris celles qui utilisent la technologie CCD) en sont capables.

 Les développements rapides de cette nouvelle technologie font qu’elle a maintenant presque totalement supplanté le film argentique traditionnel, car ses avantages sont en effet considérables. Là où, en astrophotographie, l’efficacité d’un film argentique n’est que de 1 à 4 %, elle atteint de 40 à plus de 80 % suivant les longueurs d’onde pour le capteur CCD. La sensibilité spectrale du CCD qui s’étend de 300nm à 1000nm est incomparable avec celle du film photo (de 350 à 700nm). De plus cette sensibilité reste constante durant tout le temps de pose pour le capteur CCD alors qu’elle baisse rapidement pour le film argentique qui souffre de l’effet de réciprocité. Si la résolution (la taille des photosites) des premiers détecteurs était de 20 à 30 microns, loin derrière les 3 microns des plus fines émulsions photographiques, elle atteint aujourd’hui moins de 7 microns pour les caméras CCD (6,8 microns pour le capteur KodaK KAF3200 et 5,6 microns pour le Sony ICX098AK) proche donc des plus fines émulsions.

 Toutefois, les caméras CCD n’ont pas que des avantages. Premièrement, leur prix d’achat reste élevé du fait de leur diffusion assez confidentielle; mais il est possible de réduire ce coût en construisant soi-même sa caméra. Côté technique, la plupart de ces caméras sont du type noir et blanc – mais les émulsions à haute résolution que nous évoquions ci-dessus l’étaient aussi, comme, par exemple, le Kodak Technical Pan – ce qui, comme nous le verrons plus tard, oblige à faire des séries de captures à travers des filtres colorés pour reconstituer une image en couleurs des sujets photographiés. Ce désavantage n’en est pas vraiment un, car il peut être contourné en utilisant des filtres centrés sur des longueurs d’ondes bien précises du spectre lumineux (les filtres interférentiels) et donc de bien mettre en évidence les différents éléments chimiques des objets photographiés.

Un autre problème vient du fait que ces systèmes ne sont pas autonomes. Ces caméras demandent un système de refroidissement plus ou moins élaboré et, étant des périphériques d’ordinateur, elles ne peuvent fonctionner seules, ce qui oblige à utiliser un ordinateur portable sur le terrain avec les problèmes d’alimentation électrique que cela induit. Enfin, le champ image des capteurs CCD est généralement plus petit que celui des films 24x36. Il existe bien des caméras CCD à grand champ, mais leur prix les réserve aux amateurs relativement fortunés.

Partie 1

 La création d’une image astronomique finale à partir d’un appareil photo muni d’un capteur digital, CCD pour les caméras spécialisées en imagerie astronomique ou encore de type CMOS (Complementary Metal Oxide Semi-conductor ou semi-conducteur a oxyde de métal complémentaire) pour les appareils photos digitaux n’est pas directement possible sans passer par une série d’opérations préliminaires visant à normaliser les captures, c'est-à-dire à les nettoyer des défauts qu’elles contiennent.

 Tous les capteurs digitaux sont constitués d’une grille de minuscules éléments  photosensibles de quelques microns de côté (les photosites). Ce sont ces photosites qui reçoivent la lumière du sujet photographié. Dit simplement, la lumière reçue est transformée en courant dont l’intensité est proportionnelle à la lumière reçue, c’est ce courant qui sera analysé puis transformé pour reconstituer une image lisible à l’écran de l’ordinateur. Malheureusement, ces photosites sont aussi sensibles à différents signaux parasites ou encore, c’est leur sensibilité propre qui peut varier de l’un à l’autre.

 Ces défauts sont dus au capteur lui-même et à l’électronique associée, mais aussi au système optique utilisé pour faire les photos. Enfin, une troisième catégorie de défauts est de nature humaine (éclairage nocturne, passage d’avions ou de satellites artificiels) ou naturelle (présence de la Lune, rayons cosmiques). Ces défauts, hormis ceux d’origine électronique, étaient présents dans les images argentiques, mais il n’était pratiquement pas possible de s’en débarrasser, tout au plus pouvait-on difficilement les réduire pour certains.

 Comme tous les capteurs digitaux, une caméra CCD souffre donc de défauts propres générés par la mise sous tension du capteur lui-même et par l’électronique associée, défauts qui rendent inexploitables directement les images astronomiques obtenues. Il est heureusement parfaitement possible de créer des images ne reprenant que ces seuls défauts et de les utiliser pour nettoyer les images brutes obtenues sur le ciel.

 Le premier défaut (Fig. 1a) est dû au signal de précharge (appelé bias ou offset en anglais) appliqué au capteur, il est grosso modo constant et indépendant de la température du capteur ; il se manifeste principalement par un effet de trame, de fines stries verticales dans les images, mais il peut être négligeable sur certains modèles de caméra CCD.

 Le second (Fig. 1b) est un signal d’origine thermique et il génère un bruit électronique d’autant plus important que la température du capteur est élevée. Il est proportionnel au temps de pose et varie fortement d’un photosite à l’autre de sorte qu’il se manifeste par toute une série de points blancs dans l’image. Il est toujours présent, même sur une image prise dans le noir le plus total (c’est pourquoi on l’appelle le dark). Notez que le refroidissement artificiel du capteur va permettre de réduire notablement ce défaut, sans pour autant l’éliminer.  

  Un troisième défaut (Fig. 2) présent dans les images est dû au système optique utilisé, télescope, lunette ou téléobjectif ainsi qu’aux poussières et taches présentes dans tout le trajet optique parcouru par la lumière des astres photographiés entre son entrée dans le télescope et son arrivée sur le capteur. Il se manifeste principalement par un assombrissement plus ou moins marqué en allant du centre vers le bord de l’image (le vignetage) et par des taches un peu plus sombres que la moyenne de l’image. On pourrait penser que dans le cas d’un télescope de type Newton, la lumière ne traverse pas de pièce optique puisqu’elle est simplement réfléchie par les miroirs. C’est oublier les filtres utilisés pour les captures ou encore la vitre de protection du capteur CCD. 

  Dans un premier temps, le traitement, en fait la normalisation, des images brutes va donc consister à les débarrasser de ces défauts toujours présents.

 En effectuant le compositage médian (technique consistant à trier les intensités par ordre croissant puis à prendre la valeur centrale) d’une série d’images prises avec un temps de pose très bref dans l’obscurité totale, on va obtenir une image de la précharge. Il suffira alors de soustraire cette image à chaque image brute pour supprimer ce défaut.

 Pour supprimer le dark, il va aussi falloir soustraire des images brutes une image obtenue en combinant une série de poses faites également dans le noir total, mais qui auront cette fois été prises à la même température et avec le même temps de pose que les images brutes. En faisant le compositage médian de la série, on obtient une image noire plus ou moins constellée de points blancs. Notez que ces poses contiennent aussi la précharge et qu’il faut donc aussi les nettoyer de ce signal parasite, sinon la précharge sera soustraite deux fois des images. Cependant, d’après certains auteurs, aux températures moyennes auxquelles travaillent les amateurs, la précharge peut être négligée et soustraite directement en même temps que le dark.

 Enfin, il restera à corriger le vignetage et les poussières. Si ce dernier défaut est négligé par certains, il est pourtant utile de le nettoyer car le contraste ou la luminosité des images seront ensuite plus faciles à équilibrer. Il est en outre indispensable d’en tenir compte si le but des images est de faire des mesures, par exemple de photométrie. Ainsi, une étoile située vers le bord de l’image apparaîtra un peu moins lumineuse que si elle se trouvait vers le centre, et donc la mesure de la luminosité de cette étoile sera faussée. Idem si une poussière se trouve sur le trajet de la lumière de l’étoile ; dans ce cas, une partie de cette lumière sera bloquée par la poussière et ici aussi, cela se traduira par une perte de lumière sur le capteur, et donc par une mesure faussée.

 Pour corriger l’effet du vignetage et des poussières, il faut faire le compositage  médian d’une série de poses prises dans des conditions telles que l’on ait un éclairage uniforme, la caméra étant placée dans les mêmes conditions que pour la capture des images brutes (orientation identique sur le télescope, même filtre ou encore pare buée en place si utilisé),  on obtient alors une image claire (appelée flat ou plu, plage de lecture uniforme) sur laquelle ne se voient que le vignetage et les poussières (fig. 2). Cette image ne devra cette fois plus être soustraite, mais divisée de l’image brute après correction du bias et du dark.

 Au final, après ces opérations de nettoyage, on obtient donc une bonne image toute belle, bien propre, mais ce serait pourtant un tort de s’arrêter là (Fig. 3).  

 Partie 2

 Le débutant en imagerie numérique s’émerveille souvent à juste titre devant une image obtenue en quelques minutes voire en seulement quelques dizaines de secondes de pose, car l’image ainsi obtenue nécessitait souvent, pour obtenir l’équivalent sur pellicule, des dizaines de minutes de poses l’œil rivé à l’oculaire guide. Il se rend ensuite assez vite compte qu’en additionnant une série d’images, le résultat final se trouve grandement amélioré.

 En effet, contrairement aux pellicules argentiques dont la sensibilité baissait rapidement avec le temps de pose, la sensibilité d’un capteur numérique reste constante quel que soit le temps de pose, mais il n’est par contre pratiquement pas possible de poser plus de quelques dizaines de minutes sans que les étoiles du champ ne saturent le capteur. Par ailleurs, à cause des différents risques encourus pendant la séance de prise d’images, on préférera additionner à posteriori une série d’images de quelques minutes (en général, de dix à trente minutes) pour obtenir un résultat équivalent à un temps de pose long (mais pas égal à la somme des temps de pose individuels).

 Outre que cela évitera ou au moins limitera la saturation des étoiles brillantes, ce qui peut se produire avec certains types de caméras, il y a d’autres avantages. Si un avion ou un satellite traverse le champ photographié pendant une pose de trente minutes, ou encore si un coup de vent malencontreux provoque un bougé des étoiles, il ne sera pas possible de corriger ce défaut ; par contre, si l’on effectue une série de captures, mettons six fois cinq minutes, il sera possible de ne rejeter que la seule image défectueuse et d’additionner le reste.

 Remarquez qu’il existe une parade permettant de garder l’image contenant la trace d’avion et de l’inclure avec les autres. Il s’agit de faire le compositage médian des images. Cette technique consiste à additionner, après les avoir superposées exactement, les images en faisant la médiane de tous les points des images et de rejeter ceux qui ne sont pas communs à toutes les images. Ainsi, la trace d’avion ne se trouvant que sur l’une d’elles sera rejetée et elle n’apparaîtra pas sur le résultat final, idem pour les traces de rayons cosmiques qui peuvent apparaître sur plusieurs images, mais jamais au même endroit.

 Additionner un grand nombre de poses permet d’accumuler plus de signal, et donc de détecter des étoiles plus faibles ou des extensions autrement invisibles dans les faibles nébuleuses ou dans les galaxies ; par exemple, telle extension d’une nébuleuse diffuse sera à la limite de la détection dans l’image résultant de trois heures d’acquisitions cumulées, alors que cette extension sera évidente sur une image résultant de 9 heures de captures (Fig. 4). 

 La figure 4 montre un agrandissement d’une petite zone de la même image. On remarque une forte diminution du bruit sur la figure 4b qui est beaucoup plus douce que l’image de la figure 4a ; les fins détails y sont aussi mieux perçus.

 Une autre raison d’additionner plusieurs poses est que, un peu comme la photo argentique présentait un grain qui dépendait de la sensibilité du film, une image CCD prétraitée présente un bruit résiduel. Additionner plusieurs images permet de réduire notablement ce bruit présent dans les images individuelles. Cette technique de l’addition était d’ailleurs déjà utilisée en imagerie argentique, mais elle était difficile à mettre en œuvre.

 Il faut aussi savoir que la plupart des caméras CCD prennent des images en noir et blanc. En fait, tous les capteurs numériques quels qu’ils soient sont au départ du type noir et blanc. C’est en y superposant une grille faite de petites lentilles colorées que l’on va pouvoir reconstituer une image couleur, mais au prix d’une certaine perte de sensibilité. Dans le cas d’une image astronomique, où la sensibilité aux faibles lumières est cruciale, on fera une série d’images à travers des filtres colorés pour reconstituer après coup une image couleur.

 Mieux, on fera une série d’images à travers un filtre clair pour les galaxies ou Ha pour les nébuleuses en émission, constituant un grand temps de pose total. Cette image contiendra tous les fins détails de l’objet photographié. On fera ensuite des séries plus courtes de poses avec les filtres couleur puis on assemblera les résultats obtenus à l’aide d’un logiciel de traitement d’image.

 Typiquement, il est fréquent de poser deux ou trois heures pour l’image fournissant les fins détails et une bonne demi-heure pour chaque couche couleur, avec un temps de pose pour l’ensemble de l’image de cinq heures ou plus, certaines images dépassant même allègrement la dizaine d’heures de captures. C’est à ce prix que s’obtiennent avec de modestes lunettes les belles images  que seuls pouvaient faire les professionnels il y a vingt ou trente ans.

Bibliographie

 Le Guide Pratique de l’Astronomie CCD par Patrick Martinez et Alain Klotz aux éditions ADAGIO (ISBN 2-9508242-O-X)

Ce livre est disponible auprès de :

-         Association ADAGIO, 10 rue Alphonse Daudet, 31200 Toulouse

-         La Maison de l’Astronomie, 33-35 rue de Rivoli, 75004 Paris

-         Médas, 57 avenue Paul Doumers, BP2658 03206 Vichy

-   Photographier le ciel en numérique par Patrick Lécureuil aux éditions VUIBERT     (ISBN 2-71177150-4)

 -   Astrophotographie par Thierry Legault aux éditions EYROLLES (ISBN 2-21211472-9)

 Sur la toile :

 http://www.astrosurf.com/aude/

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 Lire aussi les excellents articles de Nicolas Outters en bas de sa page consacrée aux techniques CCD :

http://astrosurf.com/nico-outters/astro/technique.htm

 Construire soi-même sa caméra CCD Audine :

http://astrosurf.com/audine/index_fr.htm