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CCD. FONCTIONNEMENT DU CCD Forme générale : une matrice de photosites (appelés aussi pixel, i.e. : picture element)

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1 CCD

2 FONCTIONNEMENT DU CCD

3 Forme générale : une matrice de photosites (appelés aussi pixel, i.e. : picture element)

4 CCD =charge coupled device =dispositif à couplage de charge Mode de lecture de linformation : transfère de charges

5 Autres modes de lecture TRANSFERT PAR DEMI TRAME TRANSFERT INTERLIGNE

6 Les capteurs couleur : Ce sont des capteurs trichromes : à partir des couleurs élémentaires rouge, vert et bleu, on reconstruit une information couleur

7 Refroidissement : lagitation thermique est génératrice de bruit, sur la plus part des cameras, il est limité par refroidissement de –15 à –100°c environ. Refroidissement à lazote (pro.) Refroidissement par module pelletier

8 Le signal est amplifié puis converti des valeurs analogiques à des valeurs numériques Linformation finale est codée en valeurs entières dADU (Analogic Digital Unit) 1 ADU = N. e- N est une valeur entière Le nombre maxi dADU dépend de la finesse du codage qui sera au mini de 8 bits (256 niveaux) Les caméras astro sont souvent codées sur 15 bits (32767 niveaux)

9 LIMAGE

10 Limages : Cest la traduction des ADU en niveaux de gris du noir au blanc

11 La visualisation : On va visualiser limage entre 2 valeurs dADU, un seuil bas et un seuil haut. valeur ADU visu noir valeur ADU> seuil haut => visu blanc

12 LE PRETRAITEMENT

13 Les défauts dune image CCD -le signal thermique lié à lagitation thermique des atomes du CCD -Le signal doffset : le CCD est pré chargé pour ne pas avoir de valeurs négatives -Variation spatiales de sensibilité lié à : *des défaut optique du télescope * des poussières sur loptique ou la vitre du capteur *la sensibilité propre de chaque pixel qui varie -le bruit : Le bruit thermique et le bruit de photons sont liés à la nature discrète des signaux correspondants (électrons et photons) et varient comme la racine carrée de ces signaux.

14 Traduction des ces défauts : Le dark : T=Tpose Loffset : T=0s Le flat field : T 1/2 saturation

15 LE PRETRAITEMENT: il consiste à corriger les défauts corrigibles de limage (tout sauf le bruit) Pour corrigé limage brute du biais doffset et du courrant dobscurité, il faut soustraire le Dark à limages brute (loffset est contenu dans le Dark) On a donc : Image brute – Offset – (Dark – Offset) = Image brute – Dark

16 Pour corriger les variations spatiales de sensibilité, on utilise limage de Flat Field Coupe dimage sur une ligne en X

17 IMAGE BRUTE – DARK X CONSTANTE FLAT – OFFSET (Constante = moyenne des pixels du Flat)

18 TRAITEMENT DIMAGE ANALYSE

19 REDUCTION DU BRUIT Le bruit provient du signal (parasite et objet observé), il est dû à la nature discrète de la lumière. Dans une image brute, les lois statistiques nous apprennent que le niveau moyen de bruit est proportionnel à la racine carrée du signal. => le niveau de bruit augmente moins vite que le signale lorsque le temps de pose sallonge => le compositage des images améliorera la rapport signal/bruit dun facteur n : (S/B) n images = n (S/B) 1 images

20 TRANSFORMER UNE IMAGE EXEMPLE 1 : les ondelettes EXEMPLE 2 : Visualisation logarithmique

21 LECHANTILLONAGE : L'échantillonnage représente la portion angulaire du ciel vue par un pixel du capteur CCD. L'échantillonnage E (en secondes d'arc par pixel) est lié à la taille du pixel P (en microns) et à la focale F (en mm) de l'instrument par la formule : E = 206 P/F En haute résolution, la théorie et la pratique montrent qu'une bonne valeur de base, dans des conditions favorables, est d'environ le double de la fréquence spatiale maximale. C'est l'échantillonnage de Nyquist. Si D est le diamètre de l'instrument et l la longueur d'onde de la lumière, il vaut (en radian par pixel) : E N = landa/2D En ciel profond on est limité par la turbulence, qui est en général de lordre de 2 arcsecond, on adoptera dans ce cas un échantillonnage de 1 arcsecond/pix environ.

22 ANALYSE : Photométrie : Astrométrie :

23 INSTRUMENTATION

24 LE MARCHER AMATEUR

25 QUELQUES CCD DU COMMERCE : SBIG (www.sbig.com) : Quelques prix : ST2000 : 3500$ ST1001 : 6800$ ST10 : 7000$ ST7 : 2300$

26 PROJET AUDINE : La caméra développée par des amateurs français : A monter en kit ou a faire assembler avec un Kaf 400E : 600 à 1300 ….. elle a tout dune grande ….. LES CAMERAS SCR (www.synocom.net) La SCR 1300 XT Capteur cmos 1024X1280 pixels couleur de 6µX6µ : 750 !! Technologie cmos, lavenir, … :

27 STARLIGHT (www.astronome.fr) :www.astronome.fr Quelques prix : MX7C : 752x582 pix couleur 2130 HX516 : 660x494 pix 1820 Mode de lecture demi trame

28 ET ASTROCAM… Les webcam Philips sont les mieux adaptés elles permettent dobtenir de bons résultats en imagerie planétaire. Il est possible de faire 5im/sec grâce à lusb et au mode de lecture demi trame TOUCAM PRO (90) 640x µx5.6µ VESTA PRO (45) mode de lecture demi trame (plus difficile a trouver) 640x µx5.6µ ADAPTATION : DANNY LOUDECHE


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