Il a été bien expliqué dans
le cours que l'observateur terrestre ne pouvait mesurer que des
angles sur la sphère céleste pour repérer les
astres. Cependant, les télescopes fournissent des images
sur lesquelles on va mesurer des distances en millimètres
ou en unités arbitraires du récepteur, les "pixels".
Comment se fera le passage de ces unités de distance à
des unités d'angles? C'est tout le problème de la
"réduction" des positions que nous allons étudier.
Dans un champ observé par un télescope
et matérialisé par une image photographique
ou électronique, on peut repérer des étoiles
et des objets inconnus ou connus dont on veut mesurer la position.
Les étoiles vont servir de références
pour se repérer: grâce aux catalogues d'étoiles,
le ciel est "borné" par des étoiles dont la
position est bien connue. Ces étoiles vont permettre
de calculer l'échelle de notre image observée
en secondes de degré par unité de distance sur
l'image, c'est-à-dire en millimètres pour un
cliché photographique ou en "pixels" pour une image
électronique faite par un récepteur CCD. Ce
type de récepteur, présent dans tous les camescopes
du commerce, est composé d'une mosaïque d'éléments
sensibles appelés pixels qui recomposent une image.
Il s'agit donc d'une matrice de valeurs numériques
(chaque valeur est d'autant plus grande que la lumière
reçue est importante) dont la taille peut être
512 x 512, 1024 x 1024, 2048 x 2048 pixels, ou plus. A noter
que les pixels d'une cible CCD peuvent avoir une taille de
5 à 30 micromètres. La taille des cibles réceptrices
est donc dans la plupart des cas de un à deux centimètres.
Ci-contre une image réalisée à
l'observatoire de Haute-Provence: la cible a une taille de
1024 x 1024 pixels qui correspond à 25 x 25 millimètres
environ. Chaque pixel a donc une taille de 25 micromètres
représentant 0,7 seconde de degré environ. |
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