Magnitude surfacique du ciel...

[Jeff Hawke]

Voilà, entre deux Nouvelles Lunes, je me documente et me pose des questions métaoptiques.

 

Je lis ceci dans une description du Sky Quality meter, au sujet de la magnitude surfacique du ciel :

La magnitude surfacique affichée par le S.Q.M est toujours comprise entre 16 (ciel totalement clair en plein centre ville d'une grande agglomération) et ne dépasse pas 23 (ciel pur sans aucune pollution lumineuse). Un lieu d'observation, où la valeur affichée est proche de 20 est signe déjà d'un bon ciel de campagne

 

Donc, si je prends un ciel à 20 (ce sont des Mag/arcsec²), cela équivaut en Mag/arcmin² à 11,1 Mag/arcmin² (On passe des mag/arcsec² aux mag/arcmin² en retranchant 8.89, ai-je lu dans la littérature...C'est une histoire avec les échelles logarithmiques, je présume).

 

Or on a des floppées de galaxies dont la magnitude surfacique - donnée en Mag/arcmin² - est supérieure à cette valeur de 11,1 (par exemple : M31 13,5, M101 14,6,..etc...).

 

Comment ça marche ? Comment peut-on voir une galaxies plus faible en brillance de surface que le fond de ciel ? Où donc me planté-je ?

[Invité]

Salutatous,

 

Je signale accessoirement que ce site à été indiqué au GRESAC par la SAB il y a quelques temps (merci à eux !). Vous pouvez donc le visualiser également sur les cartes Google Earth et Google Map. Si vous avez téléchargé récemment les cartes de PL de notre ami Fredogoto, le répertoire est intégré ! En outre, vous pouvez le télécharger sur votre GPS avec tous les autres sites du répertoire.

 

Le site est répertorié sous le nom de "Mémorial de Saucats".

[GéGé]

Je suppose que la mesure du fond de ciel intègre l'énergie sur une plus grande surface?

[duschnok]

3+1 = 4 , qu'on distingue encore de 3.

Le problème n'est pas tant que la magnitude surfacique soit inférieure à celle du ciel, mais est peut-être plutot lié à la dynamique de ton oeil, qui va repérer des variations de pifométriquement 10% de la luminosité ambiante (je n'ai pas de chiffre, j'invente).

 

Pour une galaxie donnée, elle fera un gain en magntude surfacique de 30% en campagne versus 3% en ville... Tu vas repérer les 30%, pas les 3%

Hypothèse qui fait vaguement sens?

[Jeff Hawke]

Je suppose que la mesure du fond de ciel intègre l'énergie sur une plus grande surface?

 

Oui, pour la mesure totale, mais après, c'est ramené par unité de surface (l'arcmin²). Donc a priori, une brillance supérieure sur le ciel, par rapport à la galaxie, par unité de surface égale...

 

 

Duschnok, OK sur la dynamique, mais mon problème là, c'est que l'objet est plus sombre que le ciel...même de campagne.

[MF_Erwan]

Réponse trouvée aux pages 78-79 du hors série S&V de 1981:

 

(...)Cependant lorsqu'il s'agit d'observer des objets très faibles, plus faibles que la 22ème grandeur (l'oeil distingue au mieux des objets de 6ème grandeur), le problème se corse. En effet, nous avons vu plus haut que, lorsque les images astronomiques avaient un diamètre d'une seconde d'arc, le fond du ciel était aussi brillant que la 22ème grandeur. En l'absence de Lune, la luminosité du fond du ciel est à peu près uniforme. Elle est essentiellement composée de la lumière de myriades d'étoiles et d'objets non résolus et trop faibles pour être vus individuellement, plus une composante de lumière diffusée par les poussières du système solaire. Le flux lumineux du fond du ciel est proportionnel au carré du diamètre de la portion de ciel observée. C'est donc sur ce fond "brillant" qu'il s'agit de détecter les objets très faibles. Les photons provenant de ce fond de ciel sont alors, du point de vue de l'étude de l'objet en question, l'équivalent d'une source de lumière parasite qu'il faut diminuer. Le seul moyen est de diminuer le diamètre angulaire de l'image de l'objet, puisque simultanément à cette dernière on observe aussi le fond du ciel sur la même étendue. En réduisant la dimension angulaire des images, on atteindrait donc deux objectifs: d'une part on augment la résolution angulaire d'autant, ce qui permet l'observation de détails plus fins; d'autre part on diminue la contribution du fond du ciel, ce qui rend possible l'observation d'objets plus faibles.

 

Erwan

[Jeff Hawke]

Elegac, cette explication ne me dit pas comment je peux voir Andromède à l'oeil nu, dans un ciel plus brillant qu'elle...

['Bruno]

Voici comment je comprends les choses. Ce sont des hypothèses basées sur ce que j'ai lu ici ou là.

 

1) Passage des magnitudes par seconde d'arc aux magnitudes par minute d'arc.

 

Le ciel fait 20 magnitude par seconde d'arc. Ça fait combien par minute d'arc ? Il est bien sûr 3600 fois plus brillant dans un carré de 1' que dans un carré de 1". On gagne donc 2,5xlog(3600) magnitudes, soit 8,9.

 

2) Visibilité des galaxies.

 

Pour voir une galaxie, c'est d'abord une question de magnitude globale. Il faut recevoir suffisamment de lumière d'elle. Je le sais, j'ai observé plein de galaxies et la visibilité se fait toujours par rapport à la magnitude globale d'abord, la magnitude surfacique n'intervenant que pour rendre plus ou moins difficile leur détection.

 

Comme on le voit en feuilletant le Night Sky Observer's Guide, toutes les galaxies ont une magnitude surfacique de l'ordre de 13 ou 14 (la majorité vers 13). Si c'était la magnitude surfacique qui comptait en premier, tous les instruments permettraient de voir presque autant de galaxies, quel que soit le diamètre. Eh bien non. Dans les faits, mon 200 mm atteignant la magnitude 13 (visuelle), un peu plus pour les galaxies à haute brillance de surface et un peu moins pour celles à faible brillance de surface. Le 300 mm permet d'aller jusque 14, un peu plus pour... et un peu moins pour... Et le 500 mm fait encore gagner de l'ordre de 1 magnitude.

 

Pour voir une galaxie, il faut donc d'abord recevoir suffisamment de lumière globalement. C'est pour ça que l'oeil nu ne voit pas M27 : sa magnitude surfacique est nettement plus élevée que M31 (11,3 par minute d'arc carrée), mais sa magnitude globale est insuffisante.

 

3) Détectivité.

 

On peut très bien détecter un flux lumineux plus faible que le fond du ciel. En imagerie CCD, il est admis qu'on détecte un flux trois fois plus grand que le bruit du fond du ciel (je l'ai lu dans un article de C. Buil, dans la revue CCD & Telescope, qui parlait de tout ça). Par exemple, si le fond du ciel est de magnitude 20 par seconde d'arc carrée, et que l'objet étudié est de magnitude 22 par seconde d'arc carrée, cet objet est 2 magnitudes plus faible, il émet donc un flux 10^(0,4x2)=6,3 fois plus faible. Si, sur l'image, chaque pixel du ciel (mesurant 1"x1" dans cet exemple) donne un flux de 400, chaque pixel de l'objet donne un flux de 400/6,3 = 63,3. Or le bruit du ciel est égal à sa racine carré et vaut 20. On constate que l'objet émerge du bruit du fond du ciel : 63,3/20 > 3. Il sera donc visible.

 

L'oeil n'est pas un capteur CCD, mais je ne serais pas surpris qu'il y ait quelque chose d'analogue (simplement, il faut considérer que les pixels sont dynamiques : ils bougent, suivent l'objet, et sont plus petits au centre de l'image qu'en périphérie).

 

4) Magnitude de surface.

 

La magnitude de surface des galaxies, telle qu'on la trouve dans les catalogues, est une valeur moyenne. Les dimensions de la galaxie sont déterminées conventionnellement en mesurant la zone ayant une brillance de surface plus grande que la magnitude 24 par seconde d'arc carrée (dans la bande bleue B ). Cette limite est souvent notée B24 dans les en-têtes des catalogues (si vous avez l'habitude de lire les catalogues du C.D.S., vous avez dû le remarquer). La dimension de la galaxie que l'on trouve dans les catalogues, c'est la dimension qui correspond à B24. C'est nettement plus grand que ce que montre l'oeil à l'oculaire. Normalement, vous avez déjà dû vous en rendre compte. Ainsi, la majorité des petites galaxies NGC ont un diamètre de l'ordre de 1' à l'oculaire, et souvent de l'ordre de 3' ou 4' dans les catalogues. Par ailleurs, les anciens catalogues, établis par l'observation visuelle (comme le NGC) donnent des dimensions plus petites que les catalogues modernes.

 

Remarques hors-sujet :

- Le choix de B24 est d'ordre pratique : quand on a posé cette définition, on utilisait des magnitudes B à cause de la sensibilité des plaques photo, et les sites des meilleurs observatoires du Monde ne permettent sans doute pas d'aller bien au-delà de 24.

- Pour les galaxies elliptiques, la brillance de surface décroît régulièrement, de sorte qu'il est certain qu'elles sont en réalité plus grandes que leur dimension des catalogues. Une part importante de leur masse nous est cachée à jamais à cause de la brillance du fond du ciel. (Pour les spirales, c'est juste le halo qui s'étend au-delà, or celui-ci est largement moins massif que le disque, donc le problème n'est pas le même.)

- Je pense que c'est à cause de cette définition que les professionnels continuent à mesurer les magnitudes B d'abord, et parfois, quand ils ont le temps, les magnitudes V. C'est pourquoi dans les catalogues de galaxies, on trouve toujours les magnitudes B, et seulement pour les galaxies les plus brillantes les magnitudes V. Attention de ne pas confondre, car il y a de l'ordre de 1 magnitude d'écart entre elles. Une galaxie de magnitude 13,5 est invisible dans mon 200 mm si c'est une magnitude V, elle sera visible si c'est une magnitude B (car V=12,5).

 

Je reviens à mon explication : la magnitude de surface donnée par les catalogues est égale au flux global divisé par la taille en secondes d'arc (ou minutes d'arc) carrées de l'ellipse B24. C'est donc une moyenne. Or une grande partie de la galaxie nous est invisible à l'oculaire (car nous n'atteignons pas la limite B24). Si nous refaisons ce calcul pour la seule zone centrale de la galaxie, celle que nous voyons à l'oculaire, nous obtiendrons forcément une brillance de surface plus élevée. En outre, les galaxies ne sont pas des objets uniforme, il y a toujours des régions plus brillantes que d'autres, ne serait-ce que le bulbe, ou même le noyau. Ainsi, dans M101, sous un mauvais ciel on ne voit que le bulbe, parce que sa magnitude de surface est encore plus élevée.

 

5) Vision directe et vision décalée.

 

La vision décalée permet de voir des astres plus faibles. Pourquoi ? À première vue, ce n'est pas normal. La vision décalée utilise une zone de l'oeil où les "pixels" sont plus grands (elle a un mauvais pouvoir de résolution, comme l'ont constaté tous ceux qui ont essayé de lire du coin de l'oeil) donc chaque pixel reçoit plus de lumière de l'objet... mais aussi du ciel. Ce qui revient au même.

 

Je détaille ce paradoxe. On utilise la notion de contraste. Si un objet envoie dans notre oeil (ou dans chaque "pixel" de l'oeil) un flux de 10 et que le ciel envoie un flux de 100, le contraste est égal à 10/100). En vision décalée, on reçoit plus de lumière, mettons 100 fois plus : mais le contraste devient 1000/10000, c'est du pareil au même. Si l'objet n'est pas visible en vision directe, il ne devrait pas l'être en vision décalée. Or la vision décalée permet de voir des objets plus faibles, qu'ils soient nébuleux ou ponctuels d'ailleurs (les plus faibles étoiles comme les plus faibles nébuleuses gagnent à être vues en vision décalées). C'est donc que la notion de contraste n'est pas seule à intervenir.

 

Le paradoxe est résolu si on fait l'analogie avec l'imagerie (et je continue à penser que cette analogie est valable par rapport à ces notions, ne serait-ce que pour expliquer pourquoi la vision décalée est efficace alors que le contraste ne l'explique pas). Quand les pixels sont plus grands (ce qui revient à diminuer le F/D), on sait que la détectivité est meilleure. Reprenons l'exemple ci-dessus : chaque pixel recevait un flux de 400. Si on mulitplie par 10 le côté des pixels (donc par 100 leur surface), chaque pixel reçoit un flux de 40.000. Quand à l'objet qui était plus faible que le fond du ciel, il donne cette foix un flux de 6330. Le bruit étant de 200, le rapport signal/bruit est passé à 31 au lieu de 3,1. On va donc pouvoir observer des objets plus faibles. Par exemple imaginons un autre objet plus faible de 4 magnitudes que le fond du ciel (il est à m:24 quand le ciel est à m:20 par seconde d'arc carrée). Son flux est donc 40 fois plus faible. Dans le premier exemple, on recevait un flux de 10 par pixel, c'était plus petit que le bruit du fond du ciel et l'objet était noyé dedans. Cette fois, on reçoit un flux de 1000 par pixel. Le rapport S/B est donc de 5 : l'objet émerge sans problème.

 

L'oeil en vision décalée a un très faible pouvoir de résolution, et je ne serais pas surpris qu'il soit 10 fois moins bon (au moins). On va donc pouvoir détecter des objets sensiblement plus faible que le fond du ciela, lors que si seul le contraste comptait, ce ne serait pas le cas.

 

Est-il valable de considérer que l'oeil est sensible au bruit du fond du ciel ? Le bruit n'est-il pas une notion valable uniquement pour les capteurs CCD ? Eh bien oui, c'est valable. Car contrairement au bruit thermique et au bruit de lecture, le bruit du fond du ciel est un objet astronomique, un astre, ce n'est pas un bruit lié au capteur. Le ciel est un objet étendu émettant de façon aléatoire (mais pas n'importe comment : selon une certaine loi de probabilité), et il le fait aussi bien pour notre oeil que pour notre caméra CCD.

 

6) M31 à l'oeil nu.

 

On voit M31 à l'oeil nu malgré sa trop faible brillance de surface parce que :

- sa région centrale a une brillance de surface nettement plus élevée et peut être visible en vision directe ;

- sa région périphérique n'est pas visible en vision directe, mais peut apparaître en vision décalée parce que les "pixels" sont plus gros..

 

Mais on ne voit pas M27 à l'oeil nu parce que la quantité de lumière globale reçue est insuffisante (magnitude inférieure à la magnitude limite).

[ArthurDent]

Elegac, cette explication ne me dit pas comment je peux voir Andromède à l'oeil nu, dans un ciel plus brillant qu'elle..

Outre les considérations détaillées de Bruno, qui me paraissent juste en les survolant rapidement, je pense que tout simplement, les flux s' additionnent :

 

Le ciel n' est pas "plus brillant" qu' Andromède : Autour d' andromède, la mag surfacique du ciel est à une certaine valeur, et là où se trouve Andromède, la mag surfacique est un poil moins élevée (parce que le flux émis par Andromède s' ajoute au flux émis par le fond de ciel).

 

Autrement dit, si on prends un ciel de ville, les lampadaires ne cessent pas d' éclairer une partie du ciel sous prétexte qu' Andromède s'y trouve !

[Newton]

Je ne sais pas si on peut trouver une similitude mais en transmission de données par radio, , tu peux coder tes infos à un niveau plus bas que celui du bruit mais en les étalant sur un spectre très large. (le CDMA).

['Bruno]

Arthur : ce que tu dis correspond à la notion de contraste. Si le ciel envoir un flux de 100 et M31 envoie un flux de 10, alors dans la région de M31 il y a un flux de 110. Le contraste est égal à (110-100)/100 soit 10/100. Est-ce qu'un contraste de 10/100 est détectable ? Il me semble que c'est un peu plus compliqué que ça car ce contraste peut être détectable en vision directe et pas en vision décalée...

[Jeff Hawke]

Wow, réponse détaillée, merci Bruno. Voyons ça :

 

Le ciel fait 20 magnitude par seconde d'arc. Ça fait combien par minute d'arc ? Il est bien sûr 3600 fois plus brillant dans un carré de 1' que dans un carré de 1". On gagne donc 2' date='5xlog(3600) magnitudes, soit 8,9.[/quote']

 

OK, j'avais eu le flemme d'essayer de me souvenir comment ça marchait, cette f...échelle de magnitude.

 

Pour voir une galaxie, c'est d'abord une question de magnitude globale. Il faut recevoir suffisamment de lumière d'elle.

 

OK. Avec toutefois des variations de difficultés, selon l'extension de l'objet (par exemple, M101, la galaxie de Barnard,...)

 

3) Détectivité.

si le fond du ciel est de magnitude 20 par seconde d'arc carrée, et que l'objet étudié est de magnitude 22 par seconde d'arc carrée, cet objet est 2 magnitudes plus faible, il émet donc un flux 10^(0,4x2)=6,3 fois plus faible. Si, sur l'image, chaque pixel du ciel (mesurant 1"x1" dans cet exemple) donne un flux de 400, chaque pixel de l'objet donne un flux de 400/6,3 = 63,3. Or le bruit du ciel est égal à sa racine carré et vaut 20. On constate que l'objet émerge du bruit du fond du ciel : 63,3/20 > 3. Il sera donc visible.

 

J'ai rien compris . Il faut que je réfléchisse.

 

4) Magnitude de surface.

 

Je reviens à mon explication : la magnitude de surface donnée par les catalogues est égale au flux global divisé par la taille en secondes d'arc (ou minutes d'arc) carrées de l'ellipse B24. C'est donc une moyenne. Or une grande partie de la galaxie nous est invisible à l'oculaire (car nous n'atteignons pas la limite B24). Si nous refaisons ce calcul pour la seule zone centrale de la galaxie, celle que nous voyons à l'oculaire, nous obtiendrons forcément une brillance de surface plus élevée. En outre, les galaxies ne sont pas des objets uniforme, il y a toujours des régions plus brillantes que d'autres, ne serait-ce que le bulbe, ou même le noyau. Ainsi, dans M101, sous un mauvais ciel on ne voit que le bulbe, parce que sa magnitude de surface est encore plus élevée.

 

Je crois saisir. Mais attention, ta remarque sur M101 pourrait laisser croire que la magnitude surfacique de l'objet dépend de la qualité du ciel. Alors que sa visibilité est bien un problème de contraste, du fait que le ciel devient trop lumineux par rapport à l'objet. Du moins, c'est ce que je comprends.

 

5) Vision directe et vision décalée.

 

J'étudierai ce paragraphe plus tard...

 

6) M31 à l'oeil nu.

 

On voit M31 à l'oeil nu malgré sa trop faible brillance de surface parce que :

- sa région centrale a une brillance de surface nettement plus élevée et peut être visible en vision directe ;

- sa région périphérique n'est pas visible en vision directe, mais peut apparaître en vision décalée parce que les "pixels" sont plus gros..

 

Effectivement, ça parait une explication sensée (en supposant acquis le paragraphe précédent).

[Jeff Hawke]

je pense que tout simplement, les flux s' additionnent :

 

Oui, j'ai lu ça dans un bouquin, je retrouverai le passage ce soir. Mais je ne comprends pas vraiment.

 

Le ciel n' est pas "plus brillant" qu' Andromède : Autour d' andromède, la mag surfacique du ciel est à une certaine valeur, et là où se trouve Andromède, la mag surfacique est un poil moins élevée (parce que le flux émis par Andromède s' ajoute au flux émis par le fond de ciel).

 

Voilà, c'est ça que je ne comprends pas. Là où est Androméde, le ciel ne brille pas (du moins, on ne le voit pas), il n'existe que par Andromède, qui elle est dotée d'une magnitude indépendante des conditions. Donc je ne vois pas bien comment ça s'ajoute.

 

En même temps, je me doute bien que tu as raison, ne serait-ce que parce que l'on ne peut mesurer la magnitude du ciel "indépendamment" des objets qui le parsèment (et qui contribuent à sa luminosité). C'est simplement que, globalement je comprends comment ça marche, mais localement ça me parait fumeux.

 

si on prends un ciel de ville, les lampadaires ne cessent pas d' éclairer une partie du ciel sous prétexte qu' Andromède s'y trouve !

 

Non, d'accord. Mais à l'endroit où se trouve M31, c'est M31 qu'il éclaire, pas le fond de ciel...Non ?

[Blacksky]

Salut à tous

 

Bigrement intéressant ce post, j'y reviens après le taf ...

[Jeff Hawke]

3) Détectivité.

 

On peut très bien détecter un flux lumineux plus faible que le fond du ciel. En imagerie CCD' date=' il est admis qu'on détecte un flux trois fois plus grand que le bruit du fond du ciel (je l'ai lu dans un article de C. Buil, dans la revue CCD & Telescope, qui parlait de tout ça). Par exemple, si le fond du ciel est de magnitude 20 par seconde d'arc carrée, et que l'objet étudié est de magnitude 22 par seconde d'arc carrée, cet objet est 2 magnitudes plus faible, il émet donc un flux 10^(0,4x2)=6,3 fois plus faible. Si, sur l'image, chaque pixel du ciel (mesurant 1"x1" dans cet exemple) donne un flux de 400, chaque pixel de l'objet donne un flux de 400/6,3 = 63,3. Or le bruit du ciel est égal à sa racine carré et vaut 20. On constate que l'objet émerge du bruit du fond du ciel : 63,3/20 > 3. Il sera donc visible.

 

Bon, relecture au calme, dans le métro (Si, si ! Je vous assure...). J'ai compris. La notion clé, c'est le bruit, qui n'est que la racine carrée du flux, et c'est par rapport à ce bruit que le flux de l'objet ténu émerge. Donc OK, oui, mais reste à comprendre cette notion de bruit, et pourquoi et comment...Parce que, in fine, le phénomène c'est qu'un machin qui a un flux de 63.3 surnage dans un flux d'ensemble de 400 . (Mais si j'ai bien suivi Arthur, ce 63 vient en plus des 400, il n'est pas "en-dessous"). C'est surement vrai, et avec de bonnes raisons, mais ça m'intéresse de piger le mécanisme.

[Jeff Hawke]

je pense que tout simplement, les flux s' additionnent

 

Bon, j'ai retrouvé, c'est dans "Galaxies and how to observe them" de Wolfgang Steinicke, ed Springer.

 

Chapitre 5, theory of visual perception, p 90. Je traduis. "Physiquement, le contraste est un ratio d'intensité signal/bruit. A noter que l'intensité est une quantité qui s'additionne, alors que la "brillance" (brightness) - la magnitude ? - est logarithmique (donc ne s'additionne pas simplement).

 

Soit In, l'intensité du ciel noir (le bruit), et Is l'intensité de l'objet (le signal). Malheureusement, Is ne peut être mesurée directement, nous avons toujours I, somme de Is et In...L'intensité de l'objet s'obtient alors en soustrayant l'intensité du ciel à l'intensité mesurée. Ce fait doit être pris en considération quand on lit une valeur comme V'=14.5 mag/arcmin² pour des galaxies, ce qui est 1.6 mag/arcmin² plus faible que le ciel noir ! Comment est-ce possible ? Comme décrit, la magnitude de surface observée est la "somme" de 13.1 (le ciel) et 14.5 (la galaxie). Après conversion en intensités, cela donne 12.8 mag/arcmin², ce qui est (et doit être) plus brillant que le ciel."

 

Bon, la prose de l'ami Wolfgang est un peu épaisse, mais en ajoutant à ce qu'ont dit Bruno et Arthur, ça commence petit à petit à s'éclaircir.

['Bruno]

Là où est Androméde, le ciel ne brille pas (du moins, on ne le voit pas), il n'existe que par Andromède, qui elle est dotée d'une magnitude indépendante des conditions. Donc je ne vois pas bien comment ça s'ajoute.

Le fond du ciel n'est pas (que) la somme des photons émis par les étoiles et les galaxies, c'est (surtout) la diffusion des lumières venant de la Terre. Les photons issus des lampadaires rebondissent dans toutes les directions sur les molécules de l'air (ça s'appelle la diffusion, par opposition à la réflexion ou la réfraction où il n'y a qu'une direction). Ces photons peuvent donc aussi redescendre vers nous. Ainsi, lorsque nous observons dans la direction de M31, nous recevons des photons issus de M31 et, en plus, des photons issus des lumières parasites qui ont rebondi sur les molécules de l'atmosphère : c'est ça le fond lumineux du ciel.

[Jeff Hawke]

Ainsi' date=' lorsque nous observons dans la direction de M31, nous recevons des photons issus de M31 et, en plus, des photons issus des lumières parasites qui ont rebondi sur les molécules de l'atmosphère : c'est ça le fond lumineux du ciel.[/quote']

 

Ce qui est marrant finalement, c'est d'imaginer mesurer la magnitude d'un objet faible dans un ciel bien pollué lumineusement : On va détecter un max d'intensité lumineuse, en soustraire un bon paquet (selon ce que dit Wolfgang Steinicke que je cite plus haut) pour obtenir la petite intensité lumineuse propre à l'objet.

 

Alors que dans un ciel noir, on ne mesurerait pratiquement que la lumière de l'objet, avec très peu à soustraire du fait du ciel (Bon, en fait, j'imagine qu'on ne mesure les magnitudes des objets que sous des ciels bien noirs...Ou alors par Hubble, finger in the nose:cool:)

[ArthurDent]

Ce qui est marrant finalement, c'est d'imaginer mesurer la magnitude d'un objet faible dans un ciel bien pollué lumineusement

 

http://astrosurf.com/buil/exoplanet/phot.htm

[Jeff Hawke]

5) Vision directe et vision décalée.

 

La vision décalée permet de voir des astres plus faibles. Pourquoi ? (...)Quand les pixels sont plus grands (ce qui revient à diminuer le F/D)' date=' on sait que la détectivité est meilleure. (...) Par exemple imaginons un autre objet plus faible de 4 magnitudes que le fond du ciel (il est à m:24 quand le ciel est à m:20 par seconde d'arc carrée). Son flux est donc 40 fois plus faible. Dans le premier exemple, on recevait un flux de 10 par pixel, c'était plus petit que le bruit du fond du ciel et l'objet était noyé dedans. Cette fois, on reçoit un flux de 1000 par pixel. Le rapport S/B est donc de 5 : l'objet émerge sans problème.

[/quote']

 

Bon, j'ai relu, ça me parait assez clair. On trouve un peu partout dans la littérature cette différence de 4 magnitudes pour le sensibilité décalée par rapport à la directe.

 

Et pour la taille des "pixels", ce devrait être parce que chaque cone est relié individuellement au nerf optique (via un ganglion) alors que l'on peut avoir jusqu'à 100 batonnets sur un ganglion cablé au nerf optique.

 

Au passage, j'ai appris que le temps d'intégration de l'image via les batonnets est de l'ordre de 6 secondes (comparées à la demi-seconde pour les cones), voilà une des raisons pour lesquelles il faut vraiment prendre son temps sur un objet faible.

 

OK, maintenant, le lien d'Arthur...

[Jeff Hawke]

J'ai trouvé quelques précisions sur cette différence de résolution entre cones (cones) et batonnets (rods), impressionnant, le rapport est bien de 1 à 10...Mais on voit que la résolution des cones varie selon leur position centrale ou décentrée, sur la rétine.(Site : http://www.telescope-optics.net/eye.htm)

FIGURE 128: Left, average resolution of cones and rods over the retina, in lines per arc minute. To the right, resolution in lines per arc minutes as a function of illumination level, for the photopic (bright-light), scotopic (low-light) and mesopic (transitional) eye modes. Maximum rods resolution is somewhat over 5 arc minutes, a fraction of the maximum resolution of the cones. Resolution of rods in inferior due to their input to the eye nerve coming bundled a number of rode photoreceptors. Cones, on the other side, send individual inputs to the eye nerve; with the Airy disc for a typical 2mm photopic eye pupil diameter being ~1.6 arc minutes, diffraction resolution (defined as the FWHM of the PSF, or 0.4 of the Airy disc diameter) is in the 0.6'-0.7' range.

[Invité]

Salut les voisins

c'est toujours bon pour ce soir?

j'ai envie de vous rendre une petite visite si vous voulez bien

c'est assez étendu non le site du mémorial

il y a un repère ou une position gps?

météoblue est mitigé mais mon dob va finir par rouiller dans sa caisse!

[Invité]

au fait c"est vendredi ou samedi?

[Invité]

Bac -5 mais perspicace le gégé33ème!

 

Nous sommes passé à l'heure d'été à la SAB, donc observation le vendredi 29!

J'y serai vers 20h30......

voir ici : http://sab33.forumactif.fr/observations-f14/observation-vendredi-29-mai-2009-t639.htm?sid=fe6f59d3c064b880dc8f10c2f94d3264#9976

 

C'est ce soir..... Pour les intéressés, on pourra aussi parler des RAAGSO

[Invité]

Que de monde et de beau monde hier soir

des gens de qualité, la crème de la crème, d'ailleurs j'y étais!

des valises de Naglers aussi pour voir le chœur du fond

avec la complicité évidente du ciel

Des vedettes du Lion en passant par la grande Ourse, sans oublier la Baleine et son calmar, tout le récital jusqu'aux canards sauvages et les amas du Scorpion pour finir sur les nébuleuses du Sagittaire

Pffiuuu!

et cette voie lactée du petit matin:

 

 

j'veux pas qu'ça s'arrête!!!