En fait, des capteurs avec une longueur de bord de quelques millimètres suffisent largement pour capturer entièrement une planète avec des longueurs focales d'enregistrement encore utiles. Le nombre de pixels n'a pas d'importance, une simple résolution VGA avec 640x480 pixels est suffisante! Ce qui importe vraiment, c'est la capacité de la caméra à enregistrer 10, 20, 30 ou même plus d'images par seconde en tant que fichier vidéo. Les dispositifs d'enregistrement idéaux pour la photographie des planètes sont donc les webcams et les modules de caméra vidéo numériques (pas les caméscopes).
Les planètes de notre système solaire sont relativement petites mais lumineuses dans le ciel. Par conséquent, la technique d'enregistrement est fondamentalement différente de celle des longues poses pour des sujets célestes peu lumineux. Cette image d'ouverture est une photomontage.
Partie 14 : Capturer des planètes avec une webcam
Outre la Terre, sept autres planètes orbitent autour du Soleil. En commençant par le plus proche du Soleil, l'ordre est le suivant : Mercure, Vénus, Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Mercure et Vénus sont donc des planètes internes dont le rayon orbital est inférieur à celui de la Terre. Toutes les autres sont encore plus éloignées du Soleil que la Terre.
À l'exception d'Uranus et Neptune, les planètes sont déjà visibles à l'œil nu dans le ciel, mais elles ressemblent à des étoiles. Seuls les observateurs attentifs remarquent qu'une planète émet une lumière stable, alors que les étoiles scintillent plus ou moins. Dans un télescope, les planètes apparaissent comme de petits disques avec un grossissement approprié, tandis que les étoiles restent de minuscules points de lumière même avec un télescope géant à plein grossissement.
En raison de leur luminosité, il n'y a donc aucun problème pour repérer les planètes Mercure à Saturne dans le ciel. Cependant, il est important de savoir dans quelle constellation elles se trouvent actuellement. En effet, le terme "planète" est dérivé du mot grec ancien "planetes", qui signifie "les errants". C'est aussi de là que vient le terme "astres errants" pour les planètes, car en raison de leur mouvement autour du Soleil, elles ne sont pas toujours dans la même constellation, mais se déplacent à travers tous les signes du zodiaque au fil du temps.
Par conséquent, il n'est pas possible de donner des périodes de visibilité annuelles récurrentes, car la vitesse de leur mouvement dépend de la période orbitale des planètes autour du Soleil. Et cette période est selon la troisième loi de Kepler dépendante de la distance au Soleil : plus une planète est proche du Soleil, plus sa période orbitale est courte. Alors que Mercure n'a besoin que d'environ 88 jours pour compléter une "année de Mercure", le lointain Saturne a besoin d'environ 29,5 ans pour le faire!
Pour connaître les positions et les visibilités actuelles des planètes, il existe différentes possibilités. L'une d'entre elles est un almanach astronomique, comme "Sky Year" publié par Kosmos Verlag. Il est publié chaque année et décrit la visibilité des planètes pour chaque mois. Une autre option est un portail en ligne, comme www.calsky.de.
Vous pouvez également utiliser un logiciel de planétarium, tel que "Guide" (www.projectpluto.com) ou le logiciel gratuit "Cartes du Ciel" (http://www.stargazing.net/astropc/).
Un spectacle très rare s'est produit le soir du 30 avril 2002, lorsque les cinq planètes visibles à l'œil nu étaient toutes visibles simultanément dans le ciel occidental.
Les chances de visibilité des planètes internes et externes sont fondamentalement différentes. Les "internes" (Mercure et Vénus) orbitent à l'intérieur de l'orbite terrestre, c'est-à-dire que nous regardons depuis l'extérieur de l'orbite. Cela signifie que ces planètes se trouvent toujours relativement près du Soleil et ne s'éloignent que d'un angle maximal de la lumière solaire. Pour Mercure, cette distance maximale est de 28 degrés, pour Vénus, c'est tout de même 48 degrés. La position où cette distance angulaire maximale est atteinte est appelée "élongation". En élongation est, les planètes internes sont visibles dans le ciel du soir après le coucher du Soleil, en élongation ouest, elles sont visibles dans le ciel du matin avant le lever du Soleil. En raison des conditions d'éclairage, les planètes internes affichent une phase similaire à celle de la Lune lorsqu'elles sont observées dans un télescope. Les positions extrêmes se produisent lorsque les planètes internes sont derrière le Soleil ("conjonction supérieure") ou entre le Soleil et la Terre ("conjonction inférieure"). En cas de conjonction inférieure, il est en effet possible que Mercure ou Vénus soit visible comme un disque sombre devant le Soleil, ce qui est cependant très rare en raison de leur orbite inclinée par rapport à l'orbite terrestre.
La situation est très différente avec les planètes externes. Leur rayon orbital est plus grand que celui de la Terre, de sorte qu'ils apparaissent à certains moments opposés au Soleil de la Terre. Ils sont donc particulièrement visibles à ces moments, car ils se lèvent au coucher du Soleil et se couchent au lever du Soleil, restant ainsi visibles toute la nuit dans le ciel.
En même temps, ils sont particulièrement proches de la Terre, c'est-à-dire que leur taille apparente dans le télescope et leur luminosité atteignent une valeur maximale. Cet alignement optimal est appelé "opposition". L'opposition est le contraire de la "conjonction", lorsque les planètes sont pratiquement derrière le Soleil et donc invisibles.
L'astrophotographie planétaire vaut également la peine d'être pratiquée avec des télescopes relativement petits. Ici, un réfracteur de plus de 30 ans avec une ouverture de seulement 75 millimètres et sans suivi motorisé a été équipé d'une caméra vidéo DMK Firewire :
Images des planètes Saturne (à gauche) et Vénus, obtenues avec l'équipement montré ci-dessus.
Avant d'aborder la technique de prise de vue, commençons par présenter individuellement chaque planète.
Mercure est la planète la plus proche du Soleil et ne possède pas de lunes. Sa taille apparente dans le ciel est seulement d'environ 5 à 12“. Bien que Mercure n'ait pas d'atmosphère, nous pouvons voir sa surface, mais les détails de la surface sont à peine visibles, seulement des régions plus grandes et sombres. L'objectif des prises de vue photographiques sera donc de capturer sa phase changeante.
Deux images de la planète Mercure du 18 juin 2005 (à gauche) et 15 avril 2003. On peut voir la phase de la planète ainsi que des structures de surface faiblement indiquées. Dans les deux cas, une webcam Philips ToUCam 740K a été utilisée comme caméra, à gauche un réfracteur de 8 pouces et à droite un télescope cassegrain de 10 pouces Maksutov comme optique d'imagerie.
Le 7 mai 2003, un transit de Mercure a eu lieu : la planète la plus proche du Soleil est passée devant le Soleil en tant que petit point (flèche).
Le fait aggravant est que Mercure se tient toujours relativement près du Soleil et s'éloigne de celui-ci au maximum de 28 degrés. Cela signifie qu'il n'est visible que environ une heure après le coucher du soleil ou une heure avant le lever du soleil en une position près de l'horizon. En alternative, on peut essayer de l'apercevoir en plein jour, mais une extrême prudence est de mise pour ne pas avoir le soleil dans le champ de vision.
Pendant la conjonction inférieure, il arrive parfois que la planète soit visible comme un point sombre devant le disque solaire. Alors, toutes les mesures décrites dans la Partie 6 de cette série de tutoriels ("Attention lors de la prise de photos du soleil") doivent être prises. Les prochaines transits de Mercure observable depuis l'Europe auront lieu le 9 mai 2016, le 11 novembre 2019 et le 13 novembre 2032.
Les chiffres de Mercure :
Diamètre : 4878 km
Distance moyenne par rapport au Soleil : 57,9 millions de km
Période orbitale autour du Soleil : 88 jours
Inclinaison orbitale par rapport à l'écliptique : 7 degrés
Distance de la Terre : 80 à 220 millions de km
Nombre de lunes : 0
Densité moyenne : 5,4 g/cm³
Vénus est également une planète intérieure, montrant donc des phases. Sa surface n'est jamais visible de la Terre car Vénus est enveloppée d'une dense couche de nuages. Cependant, cette couche de nuages réfléchit beaucoup de la lumière solaire incidente, ce qui fait que Vénus, après le Soleil et la Lune, est le troisième astre le plus brillant dans le ciel et projette même une ombre dans les régions sombres ! Grâce à sa luminosité, elle peut parfois être vue à l'œil nu même en plein jour. Son diamètre apparent oscille entre 10“ (« Vénus pleine ») et 63“ (conjonction inférieure). Aucune structure de la couverture nuageuse n'est à prévoir, sauf si vous observez en lumière ultraviolette, pour laquelle un télescope d'obscurcissement, un filtre spécial, et une caméra sensible aux UV sont nécessaires.
Les phases de la planète Vénus. Tout à gauche, « Vénus pleine » près de sa partie supérieure, à droite, un fin croissant de Vénus près de sa conjonction inférieure.
Après 1882, le 8 juin 2004, un transit de Vénus s'est finalement à nouveau produit. Pendant sa conjonction inférieure, elle est passée devant le Soleil comme un point sombre - une vue impressionnante ! Le transit a duré plus de six heures.
L'observation de Vénus est beaucoup plus facile que celle de Mercure, car vue de la Terre, elle s'éloigne jusqu'à 48 degrés du Soleil. Si elle adopte en même temps une position nordique par rapport au Soleil dans le zodiaque, cela donne une période de visibilité allant jusqu'à 4,5 heures après le coucher du soleil ou avant le lever du soleil. Dans le langage courant, c'est Vénus qui est appelée « étoile du soir » ou « étoile du matin ».
Vénus passe également de temps en temps devant le Soleil pendant sa conjonction inférieure, ce que l'on appelle un « passage de Vénus » ou un « transit de Vénus ». Les transits de Vénus sont moins fréquents que ceux de Mercure. Ils se produisent dans un cycle de 243 ans. Après un transit, le suivant a lieu après 8 ans, puis à nouveau après 121,5 ans, et encore après 8 et 105,5 ans. Le dernier événement de ce type après 121,5 ans a eu lieu le 8 juin 2004. Le prochain transit de Vénus aura lieu le 6 juin 2012, mais seule la fin pourra être suivie au lever du soleil en Europe centrale. Ensuite, il faudra attendre jusqu'au 11 décembre 2117 et le 8 décembre 2125.
Vénus en chiffres :
Diamètre : 12104 km
Distance moyenne par rapport au Soleil : 108,2 millions de km
Période orbitale autour du Soleil : 224,7 jours
Inclinaison orbitale par rapport à l'écliptique : environ 3,5 degrés
Distance de la Terre : 38,8 à 260,9 millions de km
Nombre de lunes : 0
Densité moyenne : 5,25 g/cm³
La Terre sera ici uniquement exposée pour des raisons de comparaison en chiffres :
La Terre en chiffres :
Diamètre : 12742 km
Distance moyenne par rapport au Soleil : 149,6 millions de km
Période orbitale autour du Soleil : 365,25 jours
Inclinaison orbitale par rapport à l'écliptique : 0 degré
Nombre de lunes : 1
Densité moyenne : 5,5 g/cm³
Mars orbite autour du Soleil sur une orbite relativement fortement elliptique à l'extérieur de la Terre. Bien qu'il possède une atmosphère, celle-ci est très faible, permettant la reconnaissance de détails à la surface. Pendant des périodes de visibilité favorables, les calottes polaires de dioxyde de carbone et de glace d'eau sont visibles dans des télescopes relativement petits, dont la croissance en hiver martien et la fonte en été martien peuvent être suivies. La surface de Mars apparaît rougeâtre, en raison de la présence d'oxyde de fer, ce qui a valu à Mars le surnom de « Planète Rouge ». À haute intensité, des régions sombres similaires aux continents sur Terre et portant des noms apparaissent également. Grâce à ces structures, la rotation du globe martien peut être suivie dans le télescope.
Trois perspectives différentes de la planète Mars. La prise de vue de gauche a eu lieu le 19 décembre 2007, celle du milieu le 14 octobre 2005 et celle de droite le 22 août 2003. Les trois ont été obtenues avec un télescope cassegrain de 10 pouces Maksutov, les deux de gauche avec une caméra vidéo DMK et un filtre couleur, celle de droite avec une webcam Philips ToUCam 740K.
La distance de Mars de la Terre est sujette à de fortes fluctuations, ce qui fait que son diamètre apparent varie de 4“ à 25“ minimum à maximum. Même pendant sa position d'opposition, atteinte tous les 780 jours, Mars n'est pas toujours optimal pour l'observation, car l'orbite elliptique entraîne de grandes différences. La distance minimale d'opposition n'est que de 55,7 millions de kilomètres, ce qui le fait apparaître sous un angle de 25“. Lors des "mauvaises" oppositions, il est presque deux fois plus loin de la Terre, dans le télescope, il n'est donc plus qu'à moitié aussi grand. Les prochaines positions opposées comparativement peu favorables seront le 29 janvier 2010 (99,3 millions de kilomètres de distance, diamètre de 14,1“) et le 3 mars 2012 (100,8 millions de km, 13,9“). Une opposition particulièrement favorable suivra le 27 juillet 2018 (57,6 millions de km, 24,3“).
L'observation des deux lunes de Mars, Phobos et Deimos, en raison de leur petit diamètre (27 et 15 km), est un défi pour les amateurs équipés de grands télescopes.
Mars en chiffres :
Diamètre : 6794 km
Distance moyenne par rapport au Soleil : 227,9 millions de km
Période orbitale autour du Soleil : 687 jours
Inclinaison orbitale par rapport à l'écliptique : 1,85 degré
Distance de la Terre : 55,7 à 400 millions de km
Nombre de lunes : 2
Densité moyenne : 3,9 g/cm³
Jupiter est la plus grande planète de notre système solaire - son diamètre est environ onze fois celui de la Terre. Alors que Mercure, Vénus, la Terre et Mars sont des planètes telluriques, Jupiter est le premier représentant des planètes gazeuses extérieures, qui n'ont pas de surface solide accessible. Au lieu de la surface, nous regardons son atmosphère dense, qui montre déjà dans des télescopes relativement petits une bande de structures nuageuses.
Certaines de ces bandes nuageuses sont assez constantes, d'autres naissent et disparaissent. Un détail frappant et constant est un énorme tourbillon, connu sous le nom de « Grande Tache Rouge ».
La planète géante Jupiter brille surtout en tant que motif photographique grâce à ses bandes de nuages fortement structurées et contrastées. Sur la prise de vue de gauche, on peut voir la « Grande Tache Rouge », en réalité plutôt de couleur orange. Les deux photos ont été prises avec un télescope cassegrain de 10 pouces Maksutov et une webcam Philips ToUCam 740K, celle de gauche le 4 avril 2003, celle de droite le 27 avril 2004.
Même avec de petits télescopes et des focales relativement courtes, les quatre lunes galiléennes de Jupiter peuvent être observées. Si plusieurs images sont prises à intervalles de quelques heures ou jours, leur rotation autour de la planète peut être observée.
Jupiter est le quatrième astre le plus brillant dans le ciel, après le soleil, la lune et Vénus. Seul Mars le surpasse rarement en luminosité. Son diamètre apparent varie entre 30" et 50". Son aplatissement est clairement visible, causé par sa rotation extrêmement rapide de moins de dix heures : le diamètre polaire est nettement plus petit que le diamètre à l'équateur. Les quatre plus grandes de ses lunes peuvent être facilement observées, appelées "lunes galiléennes" en l'honneur de leur découvreur, et qui s'appellent Ganymède, Callisto, Europe et Io. Leur mouvement autour de Jupiter peut être suivi au fil des heures et des jours. Dans des télescopes de taille moyenne, il est même possible de voir lorsqu'une des lunes projette son ombre sur les nuages de Jupiter ou disparaît dans l'ombre de Jupiter.
Comme pour toutes les planètes externes, la position d'opposition est le meilleur moment pour observer Jupiter. Elle se produit tous les 399 jours, lorsque la distance Terre-Jupiter est minimale, le diamètre apparent est maximal et la luminosité est maximale. Cependant, il n'est pas nécessaire d'observer directement la nuit d'opposition, les conditions de visibilité restent très bonnes plusieurs semaines avant et après l'opposition.
Jupiter en chiffres :
Diamètre : 139 548 km
Distance moyenne par rapport au soleil : 779 millions de km
Période de révolution autour du soleil : 11,9 ans
Inclinaison de l'orbite par rapport à l'orbite terrestre : 1,3 degrés
Distance de la Terre : 558 à 967 millions de km
Nombre de lunes : 63
Densité moyenne : 1,3 g/cm³
Saturne est surtout connu pour son magnifique système d'anneaux, visibles même dans de petits télescopes. Cependant, les détails ne sont visibles qu'avec des instruments plus grands, car même dans le meilleur des cas, environ 1,2 milliard de kilomètres nous séparent de lui – la lumière elle-même met 1 heure et 24 minutes pour parcourir cette distance ! Tout comme Jupiter, Saturne est une planète gazeuse sans surface solide. Son globe est également aplati en raison de sa rotation rapide : il tourne sur lui-même en un peu plus de dix heures, mais contrairement à Jupiter, la rotation de Saturne ne peut pas être observée directement, car les structures nuageuses de Saturne n'ont généralement pas de détails marquants, mais se composent simplement de bandes délicates à faible contraste avec des teintes légèrement différentes.
La planète aux anneaux Saturne le 2 janvier 2004 (à gauche), le 20 décembre 2007 (au milieu) et le 21 mars 2009. Il est clairement visible que l'angle de vue sur le système d'anneaux est devenu plus plat au fil des ans. Les deux flèches indiquent deux lacunes dans le système d'anneaux, la division relativement facilement observable "Cassini" (flèche droite) et la division ultra fine "Enke" (flèche gauche), qui ne devient visible que dans de plus grands télescopes par bonne stabilité atmosphérique. Les deux photos de gauche ont été prises avec un télescope de type Maksutov-Cassegrain de 10 pouces, tandis que celle de droite a été réalisée avec un réflecteur Cassegrain de 90 centimètres. Une webcam Philips ToUCam 740K a été utilisée pour l'image de gauche et une caméra vidéo DMK avec un filtre couleur pour les images du milieu et de droite. Pour l'image de droite, 2000 images individuelles ont été additionnées pour obtenir le résultat final !
Le globe de Saturne apparaît sous un angle de 14" à 20", ses anneaux entre 37" et 46", selon la distance. Il atteint l'opposition tous les 378 jours. Le système d'anneaux, qui fait de Saturne la plus belle des planètes pour de nombreux observateurs planétaires, est composé d'innombrables morceaux individuels, aussi petits qu'un grain de poussière ou aussi grands qu'une maison unifamiliale. Par rapport au diamètre du système d'anneaux (272 000 km), son épaisseur de moins d'un kilomètre est remarquablement faible.
Le système d'anneaux est divisé en de nombreux anneaux concentriques distincts, souvent séparés les uns des autres par des lacunes. Des télescopes de taille moyenne montrent déjà la "division de Cassini", et les plus grands télescopes montrent en plus la "division d'Enke". Le plan des anneaux est incliné de près de 27 degrés par rapport au plan orbital, de sorte que vu de la Terre pendant une révolution complète de Saturne autour du soleil, qui dure 29,5 ans, l'anneau peut être vu exactement deux fois du bord et deux fois à un angle maximum. Les positions "de bord" sont atteintes en 2009, 2025 et 2038, avec entre-temps des observations particulièrement avantageuses de la face nord ou sud de l'anneau. Lorsque les positions "de bord" sont atteintes, les anneaux ne sont pas du tout visibles pendant quelques jours.
Sur les nombreuses lunes de Saturne désormais connues, environ huit sont adaptées à l'observation avec des instruments amateurs.
Saturne en chiffres :
Diamètre : 116 900 km
Distance moyenne par rapport au soleil : 1 432 millions de km
Période de révolution autour du soleil : 29,5 ans
Inclinaison de l'orbite par rapport à l'orbite terrestre : 2,5 degrés
Distance de la Terre : 1 191 à 1 665 millions de km
Nombre de lunes : 60
Densité moyenne : 0,7 g/cm³
Uranus est si éloigné de la Terre qu'il est pratiquement impossible à voir à l'œil nu et n'a été découvert qu'en 1781 avec un télescope. Tout comme Jupiter et Saturne, il est principalement constitué de gaz.
Son diamètre apparent est seulement de 3" à 4", ce qui en fait une cible peu attrayante pour les observations amatrices en astronomie. Il se trouve en opposition au soleil tous les 370 jours.
À travers un télescope, même à un fort grossissement, on voit simplement un minuscule disque verdâtre sans structures. Les cinq plus grandes lunes d'Uranus peuvent déjà être photographiées avec des instruments amateurs de taille moyenne.
Uranus et quatre de ses lunes. À gauche de la planète se trouve la lune Umbriel, à droite Ariel, Titania et Oberon. L'image a été prise le 28 août 2003 avec un télescope de type Maksutov-Cassegrain de 10 pouces.
Uranus en chiffres :
Diamètre : 51 000 km
Distance moyenne par rapport au soleil : 2 884 millions de km
Période de révolution autour du soleil : 84,7 ans
Inclinaison de l'orbite par rapport à l'orbite terrestre : 0,75 degré
Distance de la Terre : 2 582 à 3 158 millions de km
Nombre de lunes : 27
Densité moyenne : 1,3 g/cm³
Neptune orbite en tant que dernière planète du système solaire autour du soleil à une distance moyenne de 4,5 milliards de kilomètres. Par conséquent, il n'apparaît que faiblement lumineux et n'a été découvert qu'en 1846 grâce à un télescope. Il lui faut 165,5 ans pour orbiter autour du soleil, de sorte qu'il atteint presque chaque année sa position d'opposition une fois, à savoir tous les 367,5 jours.
Cependant, même alors, le diamètre apparent de l'image de la planète n'est que de maigres 2,3" - trop petit pour distinguer des détails de son atmosphère gazeuse. En revanche, il est intéressant d'essayer de reproduire son plus grand satellite nommé Triton en photographie.
Neptune est l'objet le plus brillant sur cette image du 17 septembre 2003. Juste en dessous à droite de la planète se trouve son satellite le plus brillant, Triton. Une fois de plus, un télescope Maksutov-Cassegrain de 10 pouces a été utilisé comme optique d'enregistrement.
Neptune en chiffres:
Diamètre : 44730 km
Distance moyenne du soleil : 4500 millions de km
Période orbitale autour du soleil : 165,5 ans
Inclinaison de l'orbite par rapport à celle de la Terre : environ 1,75 degrés
Distance de la Terre : 4300 à 4683 millions de km
Nombre de lunes : 13
Densité moyenne : 1,7 g/cm³
Technique de prise de vue
Comme indiqué précédemment, la technique de prise de vue pour les photos de planètes est fondamentalement différente de celle discutée dans les tutoriels précédents de la série "Astrophotographie". Il est nécessaire d'avoir un système de caméra capable de capturer le plus grand nombre d'images possible en un temps très court, la taille du capteur d'image jouant un rôle absolument mineur. Les grands capteurs sont même un désavantage, car il s'agit seulement d'un minuscule disque planétaire entouré essentiellement d'un ciel noir, ce qui ne fait qu'augmenter inutilement les quantités de données à stocker et complique le traitement ultérieur des images.
En réalité, des capteurs avec une longueur de bord de quelques millimètres sont tout à fait suffisants pour capturer entièrement une planète avec des longueurs focales d'enregistrement encore pratiques. Le nombre de pixels n'a aucune importance, une résolution VGA simple avec 640x480 pixels suffit ! Ce qui compte, c'est plutôt la capacité de la caméra à enregistrer 10, 20, 30 ou même plus d'images par seconde sous forme de fichier vidéo. Les dispositifs d'enregistrement idéaux pour l'astrophotographie planétaire sont donc les webcams et les modules de caméra vidéo numériques (pas de caméscopes).
Les modèles de webcams Philips ToUCam 740K (à gauche) et leurs successeurs jusqu'à la SPC 900 NC (à droite) ne sont malheureusement disponibles que d'occasion. Ils disposent d'un vrai capteur CCD au lieu du capteur CMOS généralement utilisé, un avantage pour l'astrophotographie planétaire.
Une webcam est la solution la moins chère et, avec les accessoires nécessaires, est disponible pour un peu plus de 100 euros. Il est préférable d'utiliser des modèles dotés d'un véritable capteur CCD plutôt que d'un CMOS. Malheureusement, la société Philips, qui offrait jusqu'à présent un tel modèle, a arrêté la production et propose désormais exclusivement des appareils avec capteur CMOS. Si vous avez l'occasion de mettre la main sur une webcam "Philips ToUCam Pro II PCVC 840 K" ou "Philips ToUCam SPC 900 NC" d'occasion, ce serait un bon choix car les deux modèles sont équipés d'un capteur CCD.
Un module vidéo DMK du fabricant ImagingSource offre une meilleure qualité d'image qu'une webcam, mais coûte également beaucoup plus cher. Le modèle illustré ici ne produit que des images en noir et blanc et est également connecté à un télescope via un manchon de 1,25 pouce (en haut).
La caméra vidéo DMK 21AF04 prête à l'emploi transfère les images vers l'ordinateur via une interface Firewire. Pour obtenir des photos de planètes en couleur, un carrousel de filtres couleur avec filtres rouge, vert et bleu est également installé :
Si vous préférez une caméra toute neuve, il ne reste que la "Celestron NexImage CCD Kamera" (Lien), dont l'intérieur est similaire à celui d'une webcam, mais qui est déjà prête à être connectée à un télescope.
Pour les produits Philips mentionnés, l'objectif de la webcam doit être retiré et remplacé par un adaptateur pour télescope de 1,25 pouce de diamètre, permettant à la caméra d'être insérée dans le porte-oculaire à la place d'un oculaire. S'il s'agit d'un télescope à lentilles, l'utilisation d'un filtre IR-/UV peut également être judicieuse pour éviter les flous.
Pour rendre une webcam adaptée à l'astronomie, vous aurez besoin d'un filtre anti-UV/IR (tout à gauche, particulièrement important pour les réfracteurs) ainsi que d'un adaptateur pour webcam (au milieu).
Avec un cutter, l'objectif du Philips SPC 900 NC est soigneusement retiré, car il n'est pas nécessaire pour l'astrophotographie planétaire :
En remplacement de l'objectif démonté, l'adaptateur de webcam est vissé dans le filetage de l'objectif pour permettre à la caméra d'être fixée à l'oculaire du télescope.
L'adaptateur de webcam de 1,25 pouce de diamètre est inséré dans le porte-oculaire à la place d'un oculaire.
Comme les webcams sont optimisées pour la qualité maximale des images individuelles, mais pour la création d'un flux vidéo continu, utiliser un module vidéo numérique permettra une amélioration significative. Cela permet d'obtenir des images individuelles non compressées à partir des vidéos enregistrées, mais à un coût beaucoup plus élevé. Un fabricant recommandé de ces modules vidéo est la société ImagingSource (Lien).
Enregistrement de vidéos planétaires
Tout d'abord, il est recommandé de déterminer la distance focale d'enregistrement optimale, qui dépend de la résolution du télescope (c'est-à-dire de son ouverture) et de la taille des pixels de la caméra. Typiquement, les capteurs des webcams ont des pixels avec un côté d'environ cinq millièmes de millimètre. La meilleure distance focale d'enregistrement est atteinte lorsque le rapport d'ouverture est d'environ 1:20, avec une certaine marge d'erreur autorisée.
En d'autres termes, la distance focale devrait être d'environ 20 fois l'ouverture. Si elle est plus courte, la résolution théorique du télescope ne peut pas être exploitée. Si elle est plus longue, le disque planétaire deviendra simplement plus grand et moins lumineux, sans que plus de détails ne soient visibles. Dans le dernier cas, le plus tragique est que le temps d'exposition pour chaque image individuelle sera inutilement prolongé, rendant plus difficile l'utilisation de moments avec peu de turbulence atmosphérique pour des images nettes.
Exemple: Si un télescope de 150 millimètres d'ouverture est utilisé, la distance focale optimale serait de 150mm * 20 = 3000mm, soit 3 mètres. Si la focale principale est plus petite, elle peut être ajustée à la valeur souhaitée à l'aide d'une lentille de Barlow, placée entre le télescope et la caméra.
La formule exacte pour le dénominateur du meilleur rapport d'ouverture est obtenue en divisant le diamètre du pixel par la constante 0,00028. Exemple : Les pixels de votre caméra ont un côté de 4 millièmes de millimètre (= 0,004mm). 0,004 divisé par 0,00028 donne approximativement 14, ce qui signifie que le rapport d'ouverture à viser devrait être d'environ 1:14.
Le télescope est ensuite aligné sur la planète et observé à travers un oculaire. Avec le mouvement fin de la monture, la planète est précisément centrée dans l'image. Ensuite, l'oculaire est retiré et remplacé par la webcam. Dans le logiciel de contrôle de la caméra, une exposition longue et une augmentation de l'amplification de l'image (souvent appelée "Gain") devraient être réglées pour reconnaître l'image planétaire encore très floue sur l'écran de l'ordinateur. La vidéo enregistrée par la caméra peut être suivie en direct sur l'écran, ce qui facilite la mise au point. Plus l'image devient nette, plus elle devient lumineuse, il faudra donc réduire progressivement le temps d'exposition et l'amplification pour éviter la surexposition.
Avant d'enregistrer une vidéo planétaire, assurez-vous de désactiver la transmission audio de la caméra pour ne pas gaspiller une bande passante précieuse pour les données audio.
Représentations à l'écran du logiciel "Philips VRecord", fourni avec la Philips ToUCam 740K. À gauche, on voit la planète Mars après le remplacement de l'oculaire par la webcam; l'image est encore complètement floue. Au milieu, on peut voir l'état après la mise au point, l'image étant encore surexposée. À droite, l'exposition et la balance des blancs ont été ajustées.
Une fois que la planète est nettement visible à l'écran, passez aux ajustements fins. Il est important de trouver un bon équilibre entre le temps d'exposition des images individuelles d'un côté, et l'amplification électronique de l'image de l'autre côté. Assurez-vous de désactiver automatiquement l'exposition de la caméra pour pouvoir régler tous les paramètres vous-même. Des temps d'exposition courts facilitent la capture des moments avec peu de turbulence atmosphérique, tandis qu'une amplification élevée entraîne un bruit prononcé sur les images capturées. En fonction de la luminosité de la planète et des conditions atmosphériques en termes de turbulence, un compromis doit être trouvé. Il est important d'éviter toute surexposition, car cela entraînerait la saturation de certains pixels et la perte irréversible d'informations visuelles. Une sous-exposition prononcée n'est pas non plus recommandée, car elle dégraderait le rapport signal/bruit.
Dans le logiciel du pilote de la webcam, la capture audio doit être désactivée ("Muet"). Selon le modèle de caméra utilisé, l'apparence du dialogue correspondant peut varier.
Réglages de la caméra Philips ToUCam 740K. Il est important de désactiver la régulation automatique de la balance des blancs et de l'exposition. Ensuite, les réglages de couleur (en haut) et les réglages pour le temps d'exposition et l'amplification (en bas) peuvent être ajustés manuellement.
Réglages d'image de la caméra Philips ToUCam 740K. Ici aussi, la configuration entièrement automatique doit être désactivée. Ensuite, le taux de rafraîchissement de l'image, la luminosité et le contraste peuvent être réglés manuellement jusqu'à ce que l'image du planète visible apparaisse aussi naturelle que possible.
Ensuite, il est nécessaire d'effectuer un ajustement de la balance des blancs. Pour cela, il y a un ou deux régulateurs de couleur que vous pouvez ajuster jusqu'à ce que l'impression de couleur à l'écran corresponde approximativement à l'impression visuelle dans l'oculaire.
Enfin, la dernière décision concerne le taux de rafraîchissement de l'image. Pour les webcams, ne réglez pas une valeur supérieure à 30 images par seconde, car les données des images devront être fortement compressées pour être transmises à un ordinateur, ce qui affectera la qualité de l'image. Dix ou vingt images par seconde sont suffisantes.
Enregistrez ensuite une vidéo en choisissant de préférence le format AVI. Limitez la durée de votre vidéo à 4-5 minutes maximum pour éviter que le fichier ne soit trop volumineux, ce qui compliquerait le traitement ultérieur. Il est préférable de capturer plusieurs vidéos courtes consécutives avec différents paramètres. Pour les planètes dont les caractéristiques de surface changent en raison de leur rotation, la durée de la vidéo ne doit pas dépasser quatre minutes. C'est le cas de Mars et Jupiter.
Traitement des vidéos
Après la fin de l'enregistrement, vous disposez d'un fichier vidéo montrant la planète. En raison de la turbulence atmosphérique, tous les images individuelles qu'il contient ne sont pas uniformément nettes. Par conséquent, dans l'étape suivante, les images individuelles nettes doivent être sélectionnées et alignées avec précision afin qu'elles puissent être combinées pour former une image sommée avec calcul de la moyenne. Cette combinaison est nécessaire pour réduire le bruit de l'image, ce qui à son tour permet d'affiner l'enregistrement de la planète.
La sélection des images individuelles les plus nettes est un travail extrêmement laborieux, sachant qu'une vidéo planétaire de 4 minutes contient 2400 images individuelles à dix images par seconde! Heureusement, cette étape n'a pas besoin d'être effectuée manuellement, mais peut être réalisée avec des programmes spéciaux disponibles gratuitement sur Internet. Deux de ces programmes doivent être mentionnés:
GIOTTO (http://www.videoastronomy.org/giotto.htm) et
Registax (http://www.astronomie.be/registax/).
Dans ce qui suit, la procédure avec le logiciel "GIOTTO" sera présentée. Vous pouvez suivre les étapes en téléchargeant le logiciel et en l'installant comme décrit sur le site Web mentionné. En outre, téléchargez le fichier d'exercice "MarsDemo.zip" pour ce tutoriel, qui contient la vidéo "MarsDemo.avi" une fois décompressée. La vidéo ne comporte que 100 images individuelles de la planète Mars en raison de la taille du fichier, enregistrées le 22 août 2003 avec un télescope de 10 pouces et une webcam Philips.
Il est préférable de regarder la vidéo avec un lecteur multimédia pour commencer. Vous verrez alors que la qualité de l'image varie fortement en raison de la turbulence atmosphérique. Voici deux images individuelles de la vidéo montrant une image individuelle particulièrement floue et une assez nette:
Deux images individuelles de la vidéo d'entraînement "MarsDemo.avi". À gauche, une image floue en raison de la turbulence atmosphérique, à droite, une image nettement plus nette.
Après avoir lancé GIOTTO (version 2.12), l'écran suivant apparaît:
Écran de démarrage du logiciel gratuit "GIOTTO". Quatre fenêtres d'image (tampon A - D) sont disponibles.
Sélectionnez la commande Superposer les images/Automatiser la superposition… Un dialogue apparaît ensuite:
Logiciel GIOTTO : En sept étapes, une vidéo planétaire est transformée en une image individuelle finale.
Procédez étape par étape et suivez les points de 1 à 7. La première étape consiste à indiquer la source des images brutes. Cliquez sur le bouton Source des images brutes… Choisissez Toutes les images individuelles dans le fichier AVI et Appareil photo numérique/Webcam/Scanner/CCD (Non entrelacé) et confirmez avec Appliquer :
Logiciel GIOTTO : Sélection de la source des images brutes.
Le point 2 (Traitement préalable des images brutes avant la superposition ?) peut être ignoré (éventuellement décochez la case de la boîte de sélection) et passez à l'étape 3 (Quelle méthode de centrage ?). Vous définissez ici la méthode que GIOTTO doit appliquer pour superposer avec précision les images planétaires. Optez pour Recherche du centre de luminosité (objets individuels lumineux), après avoir cliqué sur le bouton Méthode de centrage… :
Logiciel GIOTTO : Sélection de la méthode de centrage. Le choix de "Recherche du centre de luminosité" donne généralement de meilleurs résultats que "Centrer les disques planétaires".
Pour l'étape 4, la "Précision sub-pixel", cliquez sur le bouton Super résolution... et choisissez dans la boîte de dialogue correspondante la résolution doublée (moitié de pixel) ainsi que découper le motif, la taille de l'image reste constante. Ce paramètre incite GIOTTO à agrandir toutes les images individuelles avant la superposition au double, augmentant ainsi la précision de la superposition.
Logiciel GIOTTO : Après avoir choisi la "résolution doublée", GIOTTO peut travailler avec une précision sub-pixel.
Passons maintenant à l'étape 5, avec le Contrôle de qualité des images brutes. Cliquez sur le bouton Paramètres de tri... pour indiquer le pourcentage d'images à utiliser, le reste étant rejeté. Comme la vidéo d'entraînement ne contient que 100 images individuelles, nous voulons en utiliser 70 %, à régler avec le curseur Taux d’utilisation. Il est également important de pondérer la netteté et la distorsion, définies par le curseur Netteté/Distorsion. Optez pour 70% de Netteté et 30% de Distorsion.
Logiciel GIOTTO : La pondération de la netteté et de la distorsion ainsi que le taux d'utilisation doivent être ajustés en fonction de la qualité de la vidéo planétaire. Les boutons dans la boîte "Recommandations pratiques" offrent des suggestions utiles.
En fonction de la qualité de la vidéo en question, il peut être nécessaire de modifier ces valeurs. Pour les vidéos enregistrées dans des conditions tumultueuses, ne contenant que peu d'images individuelles nettes, le taux d'utilisation doit être considérablement réduit. Si la turbulence atmosphérique a également entraîné de nombreuses déformations des images planétaires, accordez une priorité moindre à la netteté et plus à la distorsion. Les curseurs seront déplacés vers des positions définies et suggérées lorsque vous cliquez sur les boutons sous les "Recommandations pratiques" données dans la boîte de dialogue.
Poursuivez avec l'étape 6 : Comment le résultat doit-il être évalué ?. En cliquant sur le bouton Configuration du résultat… mène à un dialogue correspondant où l'option Moyenne est à sélectionner. Moyenne signifie un calcul de moyenne arithmétique des images individuelles sélectionnées et alignées:
Logiciel GIOTTO : Après la sélection des images individuelles les plus nettes et l'alignement, les images planétaires doivent être moyennées.
Le point 7 peut encore être omis, de sorte que le bouton Suivant… doit maintenant être activé. S'il n'est pas disponible, le fait de cliquer sur le bouton Reprendre la précédente configuration peut résoudre le problème.
Après le lancement de la procédure, le programme demandera d'abord la sélection du fichier vidéo (dans notre cas "MarsDemo.avi") et passera ensuite un certain temps à effectuer des calculs, le progrès étant affiché en pourcentage.
Logiciel GIOTTO : Sélection de la vidéo planétaire.
Logiciel GIOTTO : Le traitement vidéo prend un certain temps en fonction du nombre d'images individuelles à traiter. Pendant ce temps, GIOTTO affiche des messages d'état (flèches).
Une fois le travail accompli, le résultat apparaît dans la fenêtre "Tampon A avec image somme".
Logiciel GIOTTO : Affichage de l'image somme.
Initialement, cette image semble plus floue qu'une image individuelle nette issue de la vidéo, mais le bruit électronique y est nettement réduit. Cela nous permet à son tour d'appliquer des filtres de netteté. Nous allons essayer et choisissons dans GIOTTO la commande Édition/Affiner et filtrer… Dans la boîte de dialogue qui apparaît, veuillez sélectionner l'onglet Affiner uniquement, configurez les paramètres visibles dans l'image suivante et choisissez le Tampon B comme Cible. La fenêtre de prévisualisation ne se met à jour que après un certain temps d'attente, nécessaire au calcul de l'image de prévisualisation, lorsque vous modifiez un paramètre de netteté.
Logiciel GIOTTO : L'affinage de l'image somme nécessite une manipulation fine avec de nombreux paramètres afin d'éviter une suraccentuation susceptible de générer des artefacts indésirables. L'image de prévisualisation facilite grandement ce travail.
Avec le bouton Éditer, vous lancez le processus d'affinage, dont le résultat est ensuite affiché dans la fenêtre "Tampon B".
Logiciel GIOTTO : Affichage de l'image somme affinée dans le tampon B.
Avant d'enregistrer, assurez-vous que les paramètres des formats graphiques sont corrects. Pour ce faire, dans GIOTTO, sélectionnez la commande Fichier/Formats graphiques… et définissez dans la rubrique TIFF les options Non compressé et 16 bits :
Logiciel GIOTTO : Configuration des formats graphiques. Seuls les formats TIFF et FITS fonctionnent sans perte, ce qui est important si la photo planétaire doit être traitée ultérieurement avec un autre logiciel.
Avec la commande Fichier/Enregistrer l'image…, vous pouvez enregistrer séparément les contenus des quatre fenêtres de fichiers, de préférence dans un format sans perte (par exemple TIFF).
Logiciel GIOTTO : Enregistrement de l'image somme affinée au format TIFF.
Si nécessaire, vous pouvez ouvrir une telle image au format TIFF dans un autre logiciel de retouche d'images pour effectuer les dernières étapes de traitement.
Image de Mars finie du fichier d'exercice "MarsDemo.avi", après des ajustements mineurs d'alignement, de gradation et de couleur effectués dans Adobe Photoshop.
Tuyau de l'observation des planètes de 10 pouces Maksutow-Cassegrain, avec lequel beaucoup des photos planétaires de ce tutoriel ont été prises. Pour comparaison de taille, un Canon EOS 1D est également montré :
Remarque personnelle : Tous les exemples d'images utilisés ont été créés de la manière décrite dans le tutoriel.
Seule exception : L'image de titre est un montage photo à partir de photos planétaires auto-réalisées.
Poursuivez avec la partie 15: "Calibrage : Capture d'images claires et sombres"
