Bonjour Cyril,
je viens de poster une image sur ma dropbox , que j'ai partagé avec ces deux adresses:
support@prism-astro.com
soft.prism@laposte.net
si je dois en utiliser une autre, peux tu me faire savoir laquelle ?
sinon pour en revenir a mes problématique, si les problèmes que je rencontre sont dus a la taille des pixels, peut être faudrait il le signaler dans la liste du matos supporté par PRISM. par exemple "matériel supporté, mais problème du a a taille de pixel" ...ou un truc du genre car quand j'ai choisi PRISM c'est après avoir vérifier et demander par mail, la compatibilité logiciel.
après je ne suis pas spécialiste du matériel, certainement bien moins que toi. et je veut bien admettre par principe que tu as certainement raison .
mes contacts a l'AAVSO me disent plutôt le contraire pour la photométrie.
avec ce que j'en ai compris, les arguments suivants:
- les camera CMOS ont pour la plupart des capteurs 12 bits, alors qu'un EOS en as déjà 14, une ccd 16.
- les capteurs CMOS ont des capacité de stockage en électron d'environs 10K électron,tout comme les CCD entrée de gamme avec des pixels plus petit que 10 microns, alors qu'un EOS avoisine les 30K
==> cela fait qu'un Capteur d'EOS a beaucoup plus de dynamique ce qu'on recherche en photométrie.
sans compter le champs utilisable beaucoup plus grand avec mon EOS qu'avec la plupart des capteurs du marché.
ci dessous des extraits de ma discussion avec un tuteur de l'AAVSO, peut être ai-je compris de travers certains truc ?
12 bits c'est 4096 niveaux, mais il faut généralement enlever un offset de 512. Ensuite on a le bruit, le fond de ciel, qui seront facilement vers 10 ADU, donc il ne va rester qu'une dynamique de 300 environ. L'ensemble des étoiles, la cible, les comparaisons et une check couvrent toujours un écart de 1 à 2 magnitudes soit un ratio de 2.5 ~ 6, il faut aussi prévoir une marge pour éviter un accident de saturation (variation d'extinction...) On se retrouve donc avec seulement 30 niveaux exploitables pour l'étoile la plus faible, pas fameux...
Codage 16 bits de certaines caméras: illusoire pour des CCD à pixels pas très gros. Elles arrivent à guère plus de 10000 électrons, coder 65536 niveaux n'apporte rien. Pour exploiter 16 bits il faut des pixels d'au moins 10 microns, plutôt 13, c'est ce qu'on trouve sur des caméras pros genre Andor ($$$$$).
Le ratio pour deux mag c'est juste la définition des mag.
mag = -2.5 x log ( flux cible / flux Véga )
donc: ratio flux = 10^-0.4x(mag1-mag0)
10^-0.4x-2 = 6.309
Partant de 4096 on a souvent un offset pour passer les valeurs négative du bruit à distribution gaussienne (sauf chez Nikon), sans cela on a du mal a recalculer le niveau du noir ou fond de ciel. En 12 bits c'est généralement 256 ou 512 en 14 bits 1024 ou 2048. Donc range utile: 4096-512 = 3584
Ensuite il y a le bruit et autre signaux parasites, soit disons 10 ADU (ce n'est qu'un exemple, on peut avoir un peu moins... ou beaucoup plus !). Au mieux on peut donc différencier que des écarts de 10 à 3584, donc une dynamique de 358 (valeur très classique pour des étoiles assez brillantes). Si on veut travailler avec des étoiles sur une range de 2 mag: 358/6.3 soit 57. Il faut prévoir ensuite une marge pour absorber les sautes de scintillation, la variation possible d'extinction de l'atmosphère, la variation de défocus avec la température... (Attention tout ça est assez piégeur et si on sature c'est mort). En général les gens considèrent qu'il faut viser 50% de la saturation, perso je vise 75% pour avoir un meilleur rapport signal/bruit, mais il faut faire très attention, j'ai un outil pour vérifier en cours d'observation et il m'arrive de devoir corriger le tir. Donc on arrive bien vers 30~40 ADU (par pixel) pour l'étoile la plus faible.
Capacité de stockage des pixels CMOS ou "well depth" pour les CCD: Les ADU comme leur nom l'indique c'est arbitraire, rien de physique. En bonne physique ce qui compte c'est le compte d'électrons. La charge de l'électron est quantifiée, c'est à dire toujours la même, on ne peut pas avoir de charge fractionnaire. Chaque photon qui tombe sur la photodiode d'un pixel libère un électron, cette électron est stocké dans un condensateur C pour les CMOS ou dans un "puits de potentiel" pour les CCD. Après accumulation durant le temps de pose de n électrons il en résulte un voltage ( V = (n.e-)/C ). Ce voltage est amplifié linéairement, passé à l'ADC qui le traduit en ADU. Comme déjà vu on a en général un électron par ADU vers 200~250 ISO avec les APN APS-C courants. En fait l'efficacité de capture d'électron n'est pas de 100%, cette "efficacité quantique" est de l'ordre de 75% sur les bons capteurs actuels, le record est en CMOS avec 95%. Donc on voit que notre compte d'électrons et proportionnel au nombre de photons reçus, donc au flux lumineux de l'étoile, ensuite traduit en mag comme ci-dessus. En fait il faut toujours compter en électrons, c'est là qu'on s'aperçoit que lorsqu'on pousse le gain (ISO) on perd autant en dynamique et en S/B maxi possible.
On a donc deux mécanismes de saturation possibles. Au dessous de 200 ISO c'est la saturation de la photodiode qui est déterminante (ou le blooming des CCD), au dessus de 200 ISO c'est l'ADC qui sature. Si on a un capteur saturant à 10000 électrons il ne sert à rien de coder sur 65584, supposons par exemple que le gain soit ajusté à 6 ADU par électron (maxi 60000 ADU du fait de la saturation du capteur à 10000 électrons). Du fait de la quantification de la charge de l'électron la sortie en ADU ne se fera que par sauts de 6, donc la dynamique en ADU sera toujours de 10000, ce codage 16 bits n'apporte rien de plus que 14.
En photométrie la grandeur du champ sur le ciel est aussi un élément important, il faut accéder aux étoiles de comparaison dans la même image et leur distance moyenne est fonction de la luminosité considérée. Donc non seulement le diamètre de l'instrument doit être choisi en fonction de cette luminosité mais aussi son champ. Ton 200/800 est un très bon compromis en APS-C pour des magnitudes de 9~10 à 15~16 . Dans le cas d'étoiles brillantes 4~6 tu n'arrivera pas à maitriser la saturation et les comparaisons seront en général hors champ. Dans ce dernier cas il faut passer à un objectif photo, un 200 F/4 c'est très bien, etc.
Pour ton problème de caméra il faut qu'on analyse ça de plus près. Par exemple je ne vois pas bien pourquoi tu as besoin d'une caméra refroidie en CMOS. La techno CMOS a été développée dans les année 70 pour réduire drastiquement la dissipation thermique de l'électronique générale. De plus dans le cas de son utilisation dans un capteur d'image il y a des gains supplémentaires par rapport à la technologie CCD. Dans le cas des CCD le vidage des données demande un nombre énorme de commutations de potentiel pour faire passer les charge d'un pixel au suivant avant d'arriver au registre. Ce n'est pas le cas du CMOS qui adresse directement chaque pixel, comme une mémoire. L'architecture CMOS actuelle (Canon-Sony) comporte autant de chaînes de lecture que de colonnes de la matrice, ces chaînes ont donc une bande passante bien plus faible (divisée par le nombre de colonnes ! ) par rapport au CCD, et donc une autre grosse différence de dissipation par rapport à l'ampli très rapide que nécessitent les CCD. Pour faire simple un capteur CMOS ça ne chauffe pas, en vidéo une matrice CCD ça chauffe très fortement. Par ailleurs les courants de fuite (courants d'obscurité) des photodiodes PIN des CMOS APN sont bien plus faibles (~0.05 e-/s) que dans les CCD (~1 e-/s). Ce sont ces courants d'obscurité qu'on réduit en refroidissant (le reste c'est pipeau avec les -30° C seulement des caméras amateur). Il faut y regarder de plus près, je pense que dans nos conditions le refroidissement n'est pas utile, sauf peut-être en cas de canicule ?
merci de ton avis la dessus... (et sur ta confirmation que mes problématiques de traitement viennent de la)
je suis prêt a faire evoluer mon matériel, pour pouvoir l'exploiter plainement avec ton logiciel, mais j'aimerais comprendre pourquoi et etre sur de mes choix.
mes peut etre devrait on en parler autre aprt qu'ici ???
merci de ton retour, ainsi que ceux des autres lecteurs ou photometriste.
