Chaque point de l'image est appliqué a tous les pixels d'une colonne ceci a pour
conséquence que:
La valeur moyenne du courant d'obscurité reste inchangée mais son bruit est divisé par la
racine carrée du nombre de lignes soit environ 15 pour un capteur de 244 lignes.
De même les variations de sensibilité sont réduites de ce coefficient.
Il faut faire des 'dark frames et flat fields' , ils sont unidimensionels
contrairement à ceux d'une image normale qui sont bidimensionels
On les obtient en réalisant des enregistrements de quelques centaines de lignes
sans lumière ou en lumière uniforme et en faisant une moyenne sur une colonne.
Le 'Flat Field 'est nécessaire car il compense le vignettage de l'optique mais il
peut être fait une fois pour toutes si la configuration mécanique reste figée comme elle
doit l'être: (orientation et position de la caméra).
T= 86400*e/f /cos(dl)/(1.002738*2*PI)
T est la durée en secondes de l'exposition d'une ligne
Le champ en déclinaison est lié à la largeur: L du CCD et à la focale:
Champ :minutes = (180*60/PI)*(L/f)
Pour un télescope C11 de focale 2800mm et un réducteur f/6.3 soit 1764mm
associé a la caméra Cookbook avec un TC245 on a les chiffres suivants:
comparés au KAF400
Hauteur de fenêtre
244
pixels
256 pixels
4.76mm hauteur
fenêtre
4.6mm hauteur fenêtre
19.7 mu dimension
pixel
18 mu dimension pixel
à déclinaison nulle: T= 153.13 ms exposition équivalente : 37.1s
à déclinaison de 40° T=200ms exposition équivalente : 48.4s
La caméra donc le CCD doivent être orientés avec les lignes horizontales parallèles
au plan équatorial sinon il y a bavure dans le sens transverse.
On peut calculer l'erreur d'angle qui donnerait un défaut de un pixel:
Les pointages de déclinaison proches de 90 degrés sont inaccessibles
car le temps d'exposition d'une ligne deviendrait trop élevé.
De plus il y aurait une différence de défilement entre la partie
supérieure et inférieure du champ.
On peut cependant accéder à des angles de déclinaison élevés en
utilisant
le scan d'aprés un principe différent (voir l'article:
On conserve le mouvement équatorial mais on produit un balayage en
déclinaison uniforme, la durée d'exposition interligne est corrigée
constamment suivant le cosinus de celle-ci.
On a ainsi des bandes d'ascension droite constante, le temps d'exposition
peut être choisi d'aprés la vitesse de balayage.
Ce logiciel n'est pas déstiné à une gestion à distance de l'observatoire,
il nécessite une configuration matérielle trés réduite: téléscope plus caméra
il suppose une interaction directe entre l'observateur et le télescope,
en particulier, l'image acquise en mode scan est visible immédiatement
pour effectuer les réglages qui, en plus du pointage et de la mise au
point consistent à régler la durée d'exposition de ligne et l'orientation
de la caméra en opposition à la dérive.
Le mode d'emploi du logiciel et les sources sont inscrits ICI.
Le téléscope suivant uilisé est un C11 avec
réducteur de focale f/6.3.
L'image obtenue ci-dessous a été faite dans des conditions de pollution
lumineuse importante (niveau entre 1500 et 1600 ADU
Pour une Pleine echelle de 4095.
C'est une prise de vue en drift scan de M57:
On constate l'allongement dans le sens longitudinal dû au fait que les
pixels du TC245 ne sont pas carrés.
Les images suivantes sont faites avec la camera Audine,
c'est une image autour de la galaxie M43
celles-ci montrent un enregistrement issu du catalogue Guide7
et l'enregistrement de la camera. On y voit que toutes les étoiles de
magnitude 15 y sont présentes.
Voici une comparaison entre un enregistrement en mode scan et en mode fixe de M51:
Images de M51 avec et sans une supernova