AstroGAS

09 October 2009

Transfo Dobson 300mm
Avez-vous déjà été fasciné par la superbe vue que procure un gros téléscope?
Si c'est le cas, vous vous trouviez sans doute à un endroit ideal.
C'était à la campagne? Loin des villes et industries? Il a sûrement fallu pas mal d'effort pour amener un instrument lourd et encombrant (à moins qu'il s'agit d'un téléscope fixe bien sur).
Etant moi-même intéressé a m'acquérir un gros téléscope, j'ai cherché une solution de transportabilité. On trouve sur le net beaucoup d'amateurs qui ont fabriqué leur téléscope. Certains l'ont construit de telle manière que le transport ne pose plus de problème. Avec leur expérience et modèles proposés, j'avais une idée claire de ce qu'il me fallait. Mon choix était fait: le Truss Dobson! Il est compact, solide, facile a utiliser et son miroir primaire reste bien protégé dans sa cage.
Voici comment je m'y suis pris,
J'essaye d'être bref,
J'ai démonté d'un Dobson que j'ai acheté, miroirs+barillet, porte oculaire, chercheur que j'ai rangé en toute sécurité pendant les travaux.
Par facilité, j'ai coupé 30cm du tube pour le miroir secondaire, chercheur et porte oculaire. Pas besoin donc de refaire des trous pour ceux-ci.
Deux panneaux de multiplex, 8 mètres de tubes alu, de la colle à bois, visserie, scie sauteuse, visseuse, ponceuse, vernis de bateau, vernis noir mat et un peu de quincaillerie suffisent pour réaliser le tout.
J'ai laissé le miroir primaire dans son barillet relativement lourd. Cela contribue au contrepoids. Le fond sur lequel repose le barillet est amovible pour l'entretien du miroir.
J'ai d'abord monté le tout plus ou moins selon les dimensions du téléscope original. Ensuite, en journée, j'ai pointé des objets afin de trouver le point focal. C'est ainsi que j'ai pu couper les tubes à la bonne taille.
Le plateau à roulement est fixé entre panier et plateau.
Voilà un de mes rêves réalisés!
N'hésitez pas à me contacter si vous voulez partager notre passion!
oscar.wijthoff@gmail.com










19:59:29 - Oscar - Catégorie : AstroBricolage - Imprimer-Print
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08 May 2009

L’observation des météores par onde radio
Voici la présentation de la conférence de Pierre Ernotte du 5 décembre 2008 - A l'écoute des météores.
Lien [fichier PDF de 5.6 Mo] : http://www.groupeastronomiespa.be/spa_20081205.pdf

15:05:23 - Dominique - Catégorie : AstroBricolage - Imprimer-Print
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04 December 2008

Colonne fixe, le bon pied?
Dans un jardin propice à l’observation, la solution d’un support fixe, comme une colonne en béton est très séduisante. Les premiers éléments de ce projet m’ont été inspirés par Mme Anne de Klerk, Présidente du C.A.B. qui possède un modèle similaire et que je remercie pour les premières informations fournies.

Lire l'article rédigé par Philippe Van den Doorn.
23:59:09 - Dominique - Catégorie : AstroBricolage - Imprimer-Print
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13 June 2008

Coronado PST + EOS
Une des difficultés du PST, je dirais un défaut, est son faible back focus.
Il est dès lors difficile d'y coller des webcam et autres APN.

Solution classique: utilisation d'une barlow courte ~3x, à coller au plus près de la CCD.

Dans mon cas, je disposais d'une barlow x2.5 non courte. Il a suffit de rectifier ce petit manquement au cahier des charges PST. Que les mécanos du club me pardonnent quant à la finition.

Once Upon A Barlow...



New Life For A Barlow



Here Is The Sun Again...



Barlow At Work...




Bon, maintenant, il n'y a plus qu'à...


Alexandre.
18:48:58 - Alexandre - Catégorie : AstroBricolage - Imprimer-Print
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17 February 2008

Sky Quality Meter - Mode d'emploi = Sky Easy Meter
Sous l'impulsion finale de Manu, voici un mini mode d'emploi du SQM.

1. Introduction
2. Description synthétique
3. Utilisation – Qualité du ciel
4. Information complémentaires


1. Introduction
Le GAS a récemment fait l’acquisition d’un instrument d’évaluation de la qualité du ciel: le Sky Quality meter. Ci-dessous, vous en trouvez une brève description.


2. Description synthétique

SQM faceplate



- Le capteur se situe à côté de l’indicateur, sous la fenêtre circulaire.
- Sensibilité dans le domaine de la lumière visible. Le rayonnement infra-rouge est rejeté par un filtre.
- L‘angle de mesure du SQM est de ~80 DegC.
- La mesure est compensée en température
- Unité de mesure: Mag/ArcSec², mesure logarithmique. Le schéma sur le boîtier de l’appareil apporte une aide à l’interprétation des résultats
- Précision : ~+/-0.1 Mag/ArcSec²
- Pile 9V


3. Utilisation – Qualité du ciel

- Pointer le capteur vers la zone cible, idéalement le zénith. Maintenir la position pendant la durée de la mesure
- Eviter l’exposition à une source directe de lumière
- Donner une pression courte sur le bouton
- Pendant la phase de mesure, le SQM émet un léger bip sonore; à la fin de la séquence de mesure, le résultat s’affiche pendant 10sec (Plus de bip sonore).
- La mesure est immédiate sous une ambiance polluée, et peut durer jusqu’à 1 minute sous un ciel très sombre.
- Amélioration de la précision de la mesure: faire plusieurs mesures, et rejeter la première.
- Indications Õ Õ Õ Õ ou UUUU: mesure non valide


- Utilisation – Mesure de température
- Presser le bouton une seconde fois
- Affichage en DegC


Conversion d’unité
- [valeur en cd/m2] = 10.8×104 × 10(-0.4*[valeur en mag/arcsec2])
- Le site du fabricant propose un calcul en ligne: http://unihedron.com/projects/darksky/magconv.php?PHPSESSID=51114c558525843e0c79daf35d79e731

Conversion en magnitude visible:
Source: http://unihedron.com/projects/darksky/images/MPSASvsNELM.jpg

SQM -> Visible Mag




4. Informations complémentaires

- Fabricant
Unihedron / USA
http://unihedron.com/
http://unihedron.com/projects/darksky/

- Capteur: TAOS TSL237S
http://www.taosinc.com/product_detail.asp?cateid=2&proid=52
http://www.taosinc.com/images/product/document/TSL237-E33.pdf

- Filtre infra-rouge
http://www.hoyaopticalfilters.co.uk/
http://www.uqgoptics.com/pdf/Hoya%20CM-500.pdf
21:43:59 - Alexandre - Catégorie : AstroBricolage - Imprimer-Print
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Sky Quality Meter – Mesure de la noirceur du ciel
Campagne d’essais

1. Introduction
2. La recherche du Graal
3. Une campagne de mesure de noirceur du ciel
4. Affichage des résultats sur une carte


1. Introduction

Il fait bon vivre en périphérie d’une généreuse bourgade de Province. La proximité de la ville donne libre accès à toute une série de services: bibliothèque, etc. Et habiter dans un quartier quelque peu en retrait, avec un petit « backyard », donne un air de campagne.

Mais il y a un petit quelque chose qui ne donne pas à cette description la plénitude attendue. Je suis entouré de 3 encombrants lampadaires et l’horizon nord est bouché par l’éclairage urbain de la belle cité. La belle galaxie du tourbillon (M51) restera envoûtée dans le fog local à tout jamais.

A titre d’exemple, voici une capture de mon backyard, qui soit dit en passant, ne fait qu’une fraction de « yard »: APN compact, 180s, 100ISO, F2.8.

My backyard




2. La recherche du Graal

J’ai souvent rêvé d’un lieu d’observation idéal. Loin des dégâts co-latéraux de notre bien-être civilisé, mais accessible. Les critères de sélection sont les suivants :
- Faible pollution lumineuse
- Accessibilité en voiture
- Horizon sud dégagé
- Proximité de mon domicile

Le site de l’AVEX a été récemment mis à jour et propose un dossier ‘Pollution lumineuse’. Plusieurs cartes de pollution y sont publiées:
- Carte générale/France : http://avex.org.free.fr/dossiers/?page_id=38
- Pays- bas : http://avex.org.free.fr/cartes-pl/hollande/index.html
- Allemagne : http://avex.org.free.fr/dossiers/?page_id=41


3. Une campagne de mesure de noirceur du ciel

C’est avec ces cartes de l’Avex qu’une série de sites potentiels a été prédéterminée. La plupart de ces sites sont bien évidemment proches de la réserve naturelle des Hautes Fagnes. En voici la synthèse. La colonne de droite donne les résultats des mesures lors d’une nuit dégagée et sans lune.

# Localisation 1 Localisation 2 "Alt.
[m]" "SQM
Mag/ArcSec²"
1 Spa Géronstère 435 20.28
2 Spa Aérodrome 446 20.32
3 Route Hockai-Xhoffraix Duso Moupa 568 20.55
4 Hautes Fagnes N68, borne K10 673 20.55
5 Hautes Fagnes Signal de Botrange 687 20.45
6 Sourbrodt Cwène do Bwès 559 20.69
7 Sourbrodt Ruhrhof 550 20.68
8 Sourbrodt Noir Tier 572 20.68
9 Hautes Fagnes Fermes en Fagnes 544 20.52
10 Route Eupen-Montjoie Ternell 503 20.60
11 Route Eupen-Rötgen Venn Kreuz 364 20.40
12 Membach Rünschen 292 20.10
13 Eupen Steinroth 282 19.80
14 Membach Rünschen 292 20.19
15 Membach Rünschen 292 20.27


Les remarques concernant ces différentes mesures sont les suivantes:
- #1 Spa Géronstère: Site officiel d’observation du GAS. Site de référence
- #5 Signal de Botrange : ce site souffre de la proximité immédiate du phare, qui dégrade la qualité générale du ciel, et obstrue la partie du ciel couverte par le signal.
- #6 Cwène do Bwès (Près du parc à conteneurs): Site régulièrement utilisé dans le passé par les membres du GAS. Très calme, il est éloigné de toute route.
- #11 Venn Kreuz : la proximité de l’autoroute et de la ville d’Eupen explique la valeur de qualité plus faible qu’espérée pour un site en zone verte.
- #12 Membach : site fortement influencé par la proximité de l’autoroute et de 3 villages avoisinants.
- #14 et 15 Membach : mesures faites avant et après l’extinction des lumières de l’autoroute. La variation faible de la mesure montre l’influence de l’éclairage des villages avoisinants.

Le diagramme suivant vous permet de convertir les résultats du SQM en magnitude visible:

SQM -> Visible Mag




4. Affichage des résultats sur une carte

SQM Results



21:18:03 - Alexandre - Catégorie : AstroBricolage - Imprimer-Print
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28 September 2007

Détermination du Rendement Quantique (QE) d'un capteur CMOS
Bonjour à tous,

Suite à de nombreuses questions qui me sont régulièrement posées concernant le rendement quantique des capteurs CMOS qui équipent les APN de chez Canon, je me suis enfin décidé à écrire une petite note concernant la détermination de cette importante caractéristique.

Tout d’abord, pourquoi cette donnée est-elle si importante aux yeux des astrophotographes ? Pour répondre à cette question, il faut se rappeler la notion de rapport signal/bruit (S/B) d’une image numérique. A titre d’exemple, la photo suivante illustre le problème : il s’agit d’une portion agrandie de la nébuleuse Veil en exagérant les seuils afin de mieux révéler le bruit du fond de ciel. Les poses sont de 20 minutes avec un APN Canon 300D défiltré (sans filtre infrarouge), ce qui garantit que le bruit électronique est marginal face au bruit photonique du fond de ciel. Une coupe du signal (en ADU) est superposé au cliché pour bien mettre en évidence le bruit du fond de ciel.



Le bruit lié à la variation aléatoire du signal empêche de discerner les détails dans les faibles voilures de la nébuleuse, et plus particulièrement sur les pourtours de celle-ci, à la transition avec le fond de ciel. Pour mieux faire apparaître ces détails, il faut augmenter au maximum le rapport S/B. Dans le cas qui nous occupe, le bruit de lecture du capteur est marginal par rapport au bruit photonique. Ce dernier résulte du fait que l’émission de photons n’est pas un phénomène parfaitement constant dans le temps, mais répond à une distribution statistique qui est bien décrite par la loi dite de « Poisson ». Un propriété importante de cette statistique est la suivante : si le nombre moyen de photons captés par chaque pixels du capteur est Np, des variations aléatoires de pixel à pixel apparaîtront avec un écart-type donné par la racine carrée de Np, sqrt(Np), même pour des pixels idéalement identiques. Autrement dit, le rapport S/B du signal photonique est donné par Np/sqrt(Np), soit encore sqrt(Np).

L’augmentation du rapport S/B passe donc par l’accroissement de signal. Et c’est ici qu’intervient le rendement quantique du capteur. Un capteur numérique consiste essentiellement en un convertisseur photoélectrique dans lequel le photon est converti en électron. Cette conversion n’est malheureusement pas pas parfaite et seulement un certain pourcentage de ces photons incidents seront convertis, ce qui définit le rendement quantique. Le rapport S/B de l’image étant liée au nombre d’électrons générés , il est donc impératif d’optimiser ce rendement quantique. Une conséquence importante de ces considérations est l’impact que le capteur a sur le dimensionnement d’un télescope : pour une même détectivité, un rendement quantique double permet de réduire la surface collectrice par deux, avec toutes les implications que cela présente sur le poids total de l’installation ainsi que son prix de revient (exponentiel avec la surface collectrice pour les grandes installations ! !)

A l’heure actuelle, les capteurs CCD conventionnels atteignent facilement des rendements honorables, même au niveau amateur (au delà des 80%), à condition d’être refroidi convenablement pour réduire l’effet du bruit thermique. Avec l’avènement récent des capteurs CMOS à très bas bruit de lecture et signal thermique (principalement chez Canon), beaucoup d’amateurs se sont tournés vers ce type de produits qui présentent des surfaces importantes à des prix défiant toute concurrence. Cependant, il leur est généralement reproché un rendement quantique beaucoup plus faible par rapport aux CCD conventionnelles, ceci étant dû entre autre à la technologie mise en oeuvre. C’est justement l’objet de cette note d’apporter un éclaircissement sur ce point en déterminant le rendement quantique du capteur CMOS d’un APN Canon 300D défiltré.

Quand il est fourni par le constructeur, le rendement quantique est obtenu à l’aide de sources de lumières calibrées dont le coût est prohibitif pour l’amateur que nous sommes. Il n’est cependant pas nécessaire d’acheter une source standard de lumière pour effectuer ce travail étant donné que le ciel nous fournit une panoplie de sources particulièrement bien documentées par le monde des professionnels, à savoir les étoiles. Parmi elles, l’étoile Véga (Alpha de la Lyre) a reçu une attention particulière, notamment pour la quantification précise du spectre de sa lumière (hors atmosphère):



L’idée est alors de réaliser une photographie de l’étoile Véga avec l’APN au foyer d’une lunette, dans ce cas-ci une TAKAHASHI FSQ106N ouverte à f5. La mesure du rendement quantique consiste donc à calculer le nombre de photons en provenance de Véga qui atteignent le capteur (sur base de la figure ci-dessus) et à le comparer au nombre d’électrons générés au sein des pixels. Cette mesure électronique s’effectuera à l’aide des outils de photométrie intégrés dans le logiciel IRIS développé par Christian BUIL.

Pour établir le nombre de photons entrant dans la lunette, la largeur de la fenêtre spectrale doit être déterminée avec suffisamment de précision. A cette fin, un filtre anti-pollution Baader-UHC a été monté à l’avant de l’APN. Un problème supplémentaire rencontré pour caractériser les capteurs couleurs est la présence des filtres disposés au-dessus de chaque pixel du capteur conformément à la matrice dite de « Bayer » et qui permettent de reconstituer l’image couleur par des techniques d’interpolation (voir BUIL). Un exemple de cette matrice est donné à la figure suivante :



Un moyen de s’affranchir de ce problème est de ne prendre que les pixels d’une des couleurs, par exemple les rouges et de les rassembler sur une même image. Ceci peut être facilement réalisé à l’aide d’une fonction particulière d’IRIS, à savoir la commande SPLIT_CFA V1 V2 V3 V4 . Attention dans la mesure du nombre d’électrons, il faudra tenir compte du fait que la mesure photométrique ne s’effectuera plus que sur 1 pixel sur quatre (le rouge) et le bilan électronique devra ainsi être multiplié par 4 pour restituer le nombre total d’électrons générés par les photons émis par Véga.

L’image V3.pic ainsi créée concerne les pixels rouges dont il faut maintenant établir la transmission spectrale. Sur base de document de chez Canon (voir Wang) , il apparaît que la courbe de transmission du filtre rouge de la matrice de Bayer (en médaillon sur la figure suivante) est de type filtre passe-haut à partir de 600nm qui englobe largement la réponse du filtre Baader-UHC .



C’est donc la fenêtre autour du pic Ha dans le rouge de ce filtre UHC qui définit la fenêtre spectrale, à savoir une largeur de 500A pour une longueur d’onde d’environ 6565A. Le calcul du nombre de photons entrant s’établit sur base de la réponse spectrale de Véga autour du pic Ha :

Débit photonique (en puissance) = 2.10-8 W/m2/µm = 2.10-16 J/s/cm2/A

Pour convertir ce résultat en nombre de photons, il est nécessaire de calculer l’énergie E d’un photon de longueur d’onde lamda=6565A

E = h.c / lamda

où h=6.62.10-34 est la constante de Planck et c=3.10+8 m/s est la vitesse de la lumière. L’énergie des photons étant d’environ 3 .10-19 J, le débit s’écrit :

Débit photonique = 666 photons/s/cm2/A

Pour une fenêtre de 500A et un temps de pose de 1s, le nombre de photons capturés par la surface collectrice de la lunette (=88 cm2) est finalement de 30.10+6 photons. Il faut cependant réduire ce résultat pour tenir compte de l’absorption atmosphérique et de la transmission optique de la lunette qui comporte 4 lentilles, soit encore 8 interfaces verre/air. Si la perte par interface est de l’ordre de 1 pourcent (revêtement multicouches de qualité), la perte pour l’optique est d’environ 8 pourcents, soit 92% de transmission. En ce qui concerne les pertes dans l’atmosphère, le graphe suivant permet d’évaluer la transmission à environ 75% à 6500A (Véga était proche du zénith et l’altitude du lieu d’observation proche de 0m). In fine, le nombre de photons collectés est donc de 21.10+6 photons.



En photométrie d’ouverture (menu Analyse dans IRIS), l’intensité photométrique intégrée sur l’ensemble de l’image de Véga défocalisée s’élève à 480000 ADU. A partir du gain mesuré sur le Canon 300D (sa mesure sera l’objet d’une prochaine note), soit 2.4 électrons/ADU, la quantité totale d’électrons générés par Véga est donc de 4 X (480000 X 2.4) = 4.6.10+6 électrons.



Le rendement quantique (QE – Quantum Efficiency) du capteur CMOS de l’APN Canon 300D défiltré est finalement :

QE = 4.600.000 / 21.000.000 = 22%

Pour ceux que cela intéresse, j’ai synthétisé ce calcul sur une feuille Excel qui reprend tous les éléments nécessaires à l’évaluation du rendement quantique (voir figure ci-dessous). N’importe quelle étoile peut être utilisée pour cette mesure, pour autant que sa magnitude visuelle m, sa température effective Te et son indice bolométrique BC (ou encore son indice B-V ) soient connus. Je peux l’envoyer sur demande postée à mon adresse email : schmitz_a@swing.be



Ce résultat est en accord avec d’autres résultats de la littérature (voir Clark), et se situe bien en-dessous des performances atteintes par les CCD classiques. Différentes explications plausibles sont à avancer, dont notamment le facteur de remplissage beaucoup moins élevé lié à la technologie APS (Active Pixel Sensor, dans laquelle des composants actifs limitent la zone de conversion photoéléctrique des pixels).

D’un point de vue pratique pour l’amateur, il faudra donc s’attendre à exposer quatre fois plus longtemps avec ce genre d’appareil pour atteindre un rapport S/B équivalent à une CCD SBIG ST10, mais aussi à un prix 10 fois moindre ! Mais comme l’astrophotographie est une école de patience, le passionné mettra le temps nécessaire pour obtenir, somme toute, de très bonnes images comme il en pleut déjà au travers des revues et des sites web.

Alain SCHMITZ



14:07:40 - schmitz a - Catégorie : AstroBricolage - Imprimer-Print
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