Leçon 6 : Le prétraitement des images du ciel profond (1)

Nous allons effectuer le prétraitement d'une séquence d'images brutes du champ de la galaxie NGC 4565 (c'est à dire des images telles qu'elles sortent de la caméra CCD lors de l'observation). Plus précisément, dans cette partie, nous allons nous intéressé à une seule image de cette séquence. Nous verrons plus loin comment traiter automatiquement un lot contenant l'ensemble des images de la séquence.

Téléchargez le fichier contenant les images LECON6.ZIP (taille : 823 Ko) et décompressez le dans un répertoire de votre disque dur (C:\JOB par exemple).

Un petit rappel concernant les opérations de prétraitement :

Toute image brute acquise avec une caméra CCD destinée à l'observation astronomique est l'addition de 3 signaux :

  1. Un signal en provenance de l'objet observé (les étoiles, les galaxies, le fond de ciel sous-jacent, etc). C'est le signal utile.
  2. Un signal dit d'offset (que l'on peu traduire par signal de décalage en français). Ce signal est provoqué par le CCD lui-même et les circuits électroniques associés. Sa valeur est  approximativement identique pour les pixels de l'image,  Le signal d'offset est le même quelque soit l'image. Il est par exemple indépendant du temps de pose ou de la température du CCD (en première approximation). On obtient une image du signal d'offset en effectuant une acquisition dans l'obscurité totale avec un temps de pose très bref.
  3. Un signal dit d'obscurité ou thermique (on dit encore en anglais signal de dark). Ce signal provient de la structure même du CCD, qui sous l'effet de la chaleur ambiante produit un signal parasite. Ce signal est d'autant plus important que la température du CCD est élevée. Sa valeur est aussi proportionnelle au temps de pose (il double lorsque le temps d'intégration du CCD est multiplié par deux). Généralement les caméras CCD sont refroidies à une température négative pour minimiser le signal thermique. Mais même en portant le CCD vers -20 ou -30°C le dark reste génant et il devra être retiré des images brutes. On obtient une image du signal thermique en effectuant une pose longue dans l'obscurité totale. Durant ce long temps d'intégration le signal thermique s'accumule et de plus, puisque le CCD est dans l'obscurité, on est sur que le signal produit ne vient pas de la lumière (d'où le nom de signal d'obscurité). Attention, l'image ainsi réalisée contient le signal thermique, mais aussi le signal d'offset (ce dernier étant présent, on le rappelle, dans toute image CCD à la sortie de la caméra). Pour isoler le signal thermique proprement dit il faut donc soustraire à l'image acquise dans l'obscurité l'image d'offset.

L'objet du prétraitement est d'extraire de l'image du ciel brute le signal d'offset et le signal d'obscurité afin de ne conserver que le signal utile.

Une dernière opération a effectuer lors du prétraitement consiste à corriger la non-uniformité de réponse des pixels du CCD, ainsi que l'effet de la présence de poussières ou de vignettage optique qui contribuent à réduire localement d'un certain facteur le flux optique parvenant sur le surface du CCD. L'opération revient a observer une scène parfaitement uniforme (un fond de ciel au crépuscule est une bonne approximation d'une telle scène). dans un monde idéal l'image obtenue serait parfaitement uniforme, c'est a dire que tous les pixels auraient la même intensité. En pratique c'est loin d'être le cas et l'image acquise est une cartographie de la sensibilité relative locale sur la surface du CCD. Cette carte est appelée un flat-field en anglais (ou Plage de Lumière Uniforme, PLU, en français, ou encore image de gain). Attention, l'image qui vient juste d'être acquise en pointant le télescope vers une source de lumière uniforme n'est pas exactement une image flat-field : il faut se rappelé qu'avant de pouvoir l'utiliser il est nécessaire de lui soustraire l'image d'offset et l'image de dark. A partir de ce moment, toute image du ciel est divisé par l'image flat-field, ce qui a pour effet de corriger les non-uniformités de réponse locale de l'instrument (la division est effectuée seulement après que l'on ai soustrait de l'image brute le signal d'offset et de dark). La leçon 10 décrira en détail une méthode pour obtenir une bonne image flat-field.

Pour cette leçon vous avez à votre disposition les images suivantes :

  1. Les images brutes de la galaxie NGC 4565, au nombre de 7 et nommées N4565_1, N4565_2,... N4565_7. Ces images sont au format PIC.
  2. Un image du signal d'offset, obtenu en effectuant une pose très courtes réalisées dans l'obscurité. Cette image s'appelle OFFSET.PIC.
  3. Une image du signal d'obscurité. Il s'agit d'une image réalisé dans l'obscurité totale et avec un temps de pose long : DARK.PIC. Veuillez noter que le signal d'offset a déjà été retiré et que donc DARK.PIC ne contient QUE le signal thermique du CCD.
  4. Une image flat-field acquise au crépuscule sur un ciel bien uniforme. Elle révèle la différence de sensibilité des pixels constituant l'image qui, rappelons le peut être intrinsèque aux pixels mais aussi extrinsinque en raison pas exemple de la présence de poussières ou encore de vignettage optique. Tout comme pour l'image DARK.PIC, le signal d'offset a été retiré de l'image FLAT.PIC, qui peut donc être utilisée telle qu'elle.

Les opérations à réaliser sont les suivantes :

  1. soustraire à l'image brute l'image du signal d'offset,
  2. soustraire au résultat une image du signal d'obscurité soigneusement ajusté de manière à éliminer optimalement les traces du signal parasite thermique,
  3. diviser par l'image flat-field de manière à uniformiser le gain de l'ensemble des pixels du CCD.

Commencez par définir le répertoire de travail et le type d'image en ouvrant la boite de dialogue Réglages... du menu Fichier (pensez à bien sélectionner le format PIC pour les images) :

Chargez en mémoire ensuite la première image de la séquence, c'est sur celle-ci que nous allons concentrer nos efforts (commande Charger... du menu Fichier) :

Procédons à la soustraction du signal d'obscurité en utilisant la commande Soustraction... du menu Traitement :

Le résultat est en apparence semblable à l'image de départ, mais la soustraction du signal d'offset permet à présent d'avoir une définition du zéro photométrique dans l'image, ce qui est déterminant pour la suite des opérations. Sauvegardez ce résultat intermédiaire sur le disque en lui donnant le nom I (le fichier s'appellera donc I.PIC).

Nous allons à présent soustraire la carte du signal d'obscurité. Mais attention, l'image DARK.PIC n'a pas été acquise avec le même temps de pose que lors de la prise de vue de la galaxie, n'y en outre avec la même température du détecteur (en principe le temps de pose pour l'image DRAK.PIC est supérieur à celui des images à traiter). Il faut donc ajuster le niveau de l'image DARK.PIC de manière à ce qu'il corresponde à un optimum qui réduit au mieux le signal thermique dans l'image à traiter. L'ajustement est effectué en multipliant l'image DARK.PIC par un certain coefficient (par exemple pour une température de fonctionnement identique, si l'image de dark est posé deux fois plus longtemps que l'image du ciel il faudra multiplier l'image dark par le coefficient 0.5 avant de le soustraire). Le coefficient d'ajustement est obtenu grace à une procédure, dite optimisation du noir, qui vise à minimiser le bruit dans l'image à traiter. Le calcul s'effectue dans une zone de l'image que l'on doit choisir manuellement de manière à ce qu'elle ne contienne pas d'étoiles significatives. Cette sélection est réalisée en glissant avec la souris tout en maintenant le bouton gauche enfoncé :

Faite apparaître le menu contextuel en cliquant sur le bouton droit de la souris et lancez la commande Optimisation du noir :

En réponse, la fenêtre de sortie de résultat apparaît si elle n'est pas déjà ouverture et fournie le coefficient recherché, à savoir ici une valeur proche de 0,295 :

Nota : le commande d'optimisation du noir recherche automatiquement dans le répertoire de travail une image ayant pour nom DARK. Cette image doit exister, sinon la procédure ne peut fonctionner.

Vous devez multiplier l'image DARK.PIC par ce coefficient. Chargez l'image DARK.PIC puis multipliez là par la constante 0,295 en utilisant la commande Multiplication... du menu Traitement :

Sauvegardez le résultat sous le nom N (ou tout autre nom de votre choix), puis rechargez l'image intermédiaire I.PIC et retirez l'image N.PIC (le noir optimisé). Rappelez vous en effet que l'opération de soustraction doit être réalisée dans le sens I - N, c'est à dire l'image à traiter moins le noir :

Le résultat est une image dans laquelle les points chauds provoqués par le signal thermique ont disparu :

Sauvegardez l'image intermédiaire sous le nom J.

Chargez l'image flat-field FLAT.PIC :

Déterminez le niveau moyen de cette image, ou mieux, son niveau médian. Pour cela sélectionnez une large zone de cette image avec la souris (et même si possible, toute l'image), puis lancez la commande Statistiques du menu contextuel. IRIS retourne la valeur du niveau médian de l'image flat-field (1800 pas de quantification environ dans le cas présent) :

Chargez l'image intermédiaire J.PIC et divisez par l'image flat-field (commande Division... du menu Traitement). La constante de normalisation 1800 par laquelle on multiplie le résultat permet de conserver la dynamique de l'image traitée :

Le prétraitement est terminé. Sauvegardez le résultat sous le nom RESULT :

En utilisant la console de commandes, la procédure de prétraitement ci-dessus s'écrit :

LOAD N4565_1
SOUST OFFSET 0
SAVE I
OPT
LOAD DARK
MULT .295
SAVE N
LOAD I
SOUST N 0
DIV FLAT 1800
SAVE RESULT