Le spectre sur les cameras et les filtres en photo
La compréhension du spectre et des filtres
La compréhension du spectre électromagnétique en astrophotographie est essentielle. Cette page vise à expliquer comment ce dernier fonctionne et le principe derrière l’utilisation des filtres en astrophoto, pas en visuel.
Commençons par la base, le spectre électromagnétique. L’expression principal de ce dernier est la longueur d’onde, exprimé en nanomètre (nm). Ensuite, on classe des plages de valeurs de cette longueur pour définir la lumière que nous captons. Par exemple, le spectre que l’ont appelle visible est compris entre ~400nm (violet) et ~700nm (rouge). L’œil humain y est sensible. Ensuite, avant 400nm on retrouve les UltraViolet et après 700nm les infrarouges. Il y a évidement bien plus de longueur d’onde. Sous les ultraviolets (vers 10nm) on retrouve les Rayon X. Au dessus des infrarouges (qui s’arrête a 10 000nm) on retrouve les micro-onde (les mêmes qui réchauffe les plats au fond de la cuisine).
Mais passons, en astrophotographie (du moins en nomade amateur) la partie du spectre qui nous intéresse comprend le visible avec des débordements dans les UV proche et le proche infrarouge. Dison de 380nm à 700nm.
Spectre Electromagnétique allant de l’ultraviolet jusqu'à l’infrarouge
1.1. Pourquoi de 380nm a 700nm ?
On vient de dire dans la section précédente que la partie du spectre qui nous intéresse se situe au alentour de 380nm et 700nm en astrophoto du ciel profond.
Lorsque l’on capte de la lumière en provenance d’un objet la longueur d’onde émise par cette dernière dépend de la nature de l’objet en lui-même. Certains émette leur propre lumière (comme le soleil, toute les étoile, les galaxies et certaines nébuleuses) et d’autres ne font que réfléchir la lumière émise par une source secondaire (la lune, certaines nébuleuses).
Il existe également certains objet qui n’émettent aucune lumière et qui ne la réfléchisse pas non plus. On parle alors d’objet '“sombres”. On ne les photographie uniquement car il masque la lumière émise derrière eux.
Par exemple :
La lune ne fait que réfléchir la lumière du soleil. Son spectre est composé de toute les longueur d’onde, on parle alors de lumière blanche.
M31, la galaxie d’andromède est composé de milliard d’étoile, son spectre est donc similaire a la lune
M42, la nébuleuse d'Orion n’émet de la lumière que dans certaines longueur d’onde (de par la composition des gaz contenus)
Exemple de spectre de différents objets, le lune, M31 et M42. Le schéma est représentatif évidement.
En regardant le schéma, on peut commencer à comprendre pourquoi la partie du spectre intéressante se limite de 380nm a 700nm. Quand on regarde le spectre de M42, seul des pics sont montrés, contrairement au autre objet qui émet sur une bande très large.
Sur M42 typiquement, une nébuleuse en émission (qui émet donc ça propre lumière) 4 bandes sont distingués. Un phénomène de ionisation (processus par lequel un atome gagne ou perd un électron) ou d’émission (un électron de l'atome perd un niveau d’énergie) fait ressortir les différents gaz présent dans la nébuleuse.
Hα : 656 nm (rouge profond).
Hβ : 486 nm (bleu-vert).
SII : 672nm (rouge profond).
OIII : 501nm (bleu vert).
Mais alors pourquoi 380 à 700nm ? En pratique, les raies des nébuleuses en émission (du Hβ à 486 nm jusqu'au SII à 672 nm) tombent toutes dans le visible. Et comme nos yeux comme nos capteurs sont faits pour voir cette plage, on se concentre naturellement sur le visible, de 380 à 700 nm. Tout ce qui nous intéresse en astrophoto du ciel profond s'y trouve. Les photos d'objets à spectre très large (comme M31 ou la Lune) utilisent tout le spectre visible (et même un peu au-delà), mais ce surplus reste marginal : l'essentiel du signal se trouve de toute façon dans le visible, et c'est là que nos capteurs sont les plus efficaces.
1.2. La bande spectrale des appareils photos
Selon les capteurs que l’on utilise, la sensibilité au spectre peut varié sur ce dernier. Sur un APN, qui sont normalement prévu pour des photo en couleur naturel, la bande de sensibilité se limite de 400 a 650nm. Cela est dû a leur conception. Sur un APN, le capteur photo en lui même (qui converti les photons en signal électrique) est hyper sensible, il capte non seulement le visible mais aussi dans les UV / Infrarouge. Pour de la photo naturelle c’est inutile, les infrarouge sont captés et la photo ressort avec un ton rougeâtres. Les constructeurs corrigent donc ce problème en ajoutant des filtres, coupant les UV / Infrarouge pour que le capteur soit le plus fidèle possible au spectre visible. Deux niveaux de défiltrages sont possible : le partiel (on enlève seulement le filtre UV/IR), est total (full spectrum - on enleve un deuxième filtre infrarouge).
On parle ici spécifiquement des APN, nous avons vu qu’il exister aussi des camera dédié a l’astrophotographie. Elle n’ont pas les limitation des APN. Elles sont d’office en Full-Spectrum.
1.3. La pollution lumineuse
Jusqu'à présent nous avons évoqué les principales bandes du spectre qui nous intéresse. Mais il est important de parler des bandes que nous ne voulons pas, c’est la pollution lumineuse. C’est une notion importante car elle peut fortement influer les résultats sur une photo.
La pollution lumineuse s’exprime de deux manières. L’effet indirecte de l’éclairage urbain, provoquant un halo au niveau de l’horizon lorsqu’une ville est à proximité. On mesure cette valeur sur l’echelle de Bortle. Le site Light Poluttion Map présente très bien le niveau de pollution et le halo que vous devez vous attendre a rencontrer.
Echelle de bortle. 1 —> Ciel parfait 9 —> Ciel médiocre
La pollution lumineuse d’un ville proche est très diffuse, le spectre est un mélange de toutes les sources, donc difficile à prévoir précisément
Ensuite, nous avons la pollution lumineuse a l’échelle locale. Vous pouvez être dans un ciel en Bortle 1 si un lampadaire et proche vous allez avoir de la lumière parasite. Dans ce cas, identifier le type de lampe peux être utile. Dans la plupart des cas il s’agit d’un lampadaire LED (les plus chiants) ou HPS (High Pressure Sodium).
Spectre d’un lampadaire HPS ou Led. Celui d’une ville (théorique). Avec, en pointillé les bandes spectrales des nébuleuses intéressantes
Les schémas ci dessus représentent les différents spectres qui peuvent être considérés comme de la pollution lumineuse. C’est une notion importante a comprendre car selon l’objet que l’ont souhaite photographier la pollution lumineuse peux complètement masquer ou réduire le signal que nous cherchons à capter du ciel profond. Il est quand même possible de la combattre avec l’utilisation de différents filtres adaptés, mais c’est délicat.
Conclusion
Le spectre électromagnétique est la base de tout en astrophotographie. On a vu que la zone qui nous intéresse se limite au visible, de 380 à 700 nm — là où se trouvent à la fois les raies des nébuleuses, la sensibilité de nos capteurs et la fenêtre que laisse passer l'atmosphère.
On a vu aussi que chaque objet a sa propre signature : un spectre continu pour la Lune et les galaxies, des raies bien précises (Hα, OIII, SII…) pour les nébuleuses en émission. Que nos appareils, eux, ne captent pas toujours tout : un APN d'origine coupe une partie du rouge, d'où l'intérêt du défiltrage pour récupérer le précieux Hα. Et enfin, que le ciel n'est jamais totalement noir — la pollution lumineuse possède elle aussi son spectre, plus ou moins gênant selon sa nature.
Toutes ces notions convergent vers un même outil : le filtre. Garder le signal de l'objet, bloquer la pollution, isoler une raie précise… c'est exactement ce que permettent les filtres. Mais une chose est sûre : sans comprendre le spectre, impossible de choisir un filtre intelligemment.
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