Par Alexander Merz · Mis à jour le · Informations vérifiées le 14 septembre 2026
Qu’est-ce que l’échantillonnage ?
L’échantillonnage décrit combien de pixels du capteur servent à représenter une image à photographier. Si nous avons trop peu de pixels pour échantillonner l’objet, l’image apparaît “en blocs” ou “pixelisée”, car le plus petit niveau d’information est un pixel carré. On appelle cela le sous-échantillonnage (undersampling). L’inverse serait le sur-échantillonnage (oversampling) : nous y reviendrons plus loin.
On pourrait penser qu’il vaut mieux avoir des pixels aussi petits que possible pour éviter le sous-échantillonnage, car plus une image est composée de pixels, plus la forme devient lisse.
Comme mentionné ci-dessus, ce n’est toutefois pas si simple. La raison : le nombre de détails que nous pouvons résoudre dans notre télescope, et donc reproduire sur un capteur, dépend de la physique de la lumière, du télescope et du seeing (turbulences atmosphériques).
La physique de la lumière désigne les effets de diffraction, qui ne jouent cependant aucun rôle sur la plupart des télescopes, car le goulot d’étranglement souvent décisif est le seeing.
Qu’est-ce que le seeing ?
Le seeing est le phénomène selon lequel les étoiles, observées depuis la Terre, scintillent et vacillent. Le seeing varie d’un lieu à l’autre et d’un jour à l’autre, car il repose principalement sur le brassage turbulent des masses d’air dans l’atmosphère. Ce brassage de masses d’air de températures différentes réfracte la lumière comme une lentille, plus ou moins fortement selon la longueur d’onde.
Il en résulte qu’à l’observation attentive, même des objets ponctuels comme les étoiles ou de très fins détails de la surface des planètes ne sont pas reproduits de manière ponctuelle, mais flous et étalés.
Le seeing est exprimé en secondes d’arc et constitue une unité de mesure qui décrit une fraction de degré. Une seconde d’arc correspond à peu près à l’angle sous lequel apparaît un objet de cinq millimètres de large à une distance d’un kilomètre.
En Allemagne, le seeing moyen est d’environ 3 secondes d’arc et limite ainsi le pouvoir de résolution en conséquence.
Une étoile qui occupe réellement une seconde d’arc nous apparaît, à cause du seeing, avec une taille de 3 secondes d’arc. Cet effet se manifeste particulièrement lors des temps de pose de plusieurs minutes, tels qu’ils sont courants en astrophotographie du ciel profond.
Qui souhaite une estimation plus précise du seeing actuel à son emplacement peut utiliser la fonction FWHM des logiciels de pilotage de caméra ou se renseigner via des applications dédiées au seeing.
Représenter une forme ronde avec des pixels carrés ?
Le nombre minimal de pixels pour représenter une étoile de manière à peu près ronde est de 3×3 pixels. En termes simples, cela signifie que la lumière d’une source lumineuse ponctuelle (étoile) devrait être échantillonnée par un champ de pixels d’un diamètre de 3 pixels afin de restituer approximativement l’information sous une forme arrondie.
Si nous voulons maintenant échantillonner une étoile dans les conditions de seeing supposées en Allemagne de 3 secondes d’arc, nous avons besoin d’une taille de pixel qui capte ou échantillonne une seconde d’arc dans le ciel nocturne. (3 secondes d’arc de seeing divisées par les 3 pixels nécessaires pour reproduire approximativement une forme ronde.)
Échantillonnage : les formules aident à comprendre
La quantité de secondes d’arc du ciel captée par un pixel est appelée échelle d’image. L’échelle d’image, en secondes d’arc par pixel, est déterminée par la taille des pixels p en micromètres, la focale f du télescope en millimètres, ainsi qu’une valeur arrondie d’une fonction trigonométrique.
*Échelle d’image [secondes d’arc/pixel] = 206 p [µm] / f [mm]**
Pour des temps de pose plus longs et selon le seeing, une échelle d’image de 0,67 à 2 secondes d’arc par pixel est considérée comme le sweet spot (point idéal).
Au-dessus, nous entrons dans le domaine du sous-échantillonnage, en dessous dans celui du sur-échantillonnage.
Pour rappel :
Le sous-échantillonnage signifie que trop peu de pixels échantillonnent l’objet, si bien qu’il est représenté “en blocs” ou “pixelisé”.
L’inverse serait le sur-échantillonnage (oversampling) : dans ce cas, l’information est restituée sur trop de pixels en nuances de gris, de sorte que l’image paraît “nuageuse et boursouflée” ou “étalée/déformée”.
C’est particulièrement problématique dans des conditions de seeing sous-optimales. En effet, un sur-échantillonnage signifie que les déformations dues à un mauvais seeing sont échantillonnées et représentées. Nous ne gagnons aucune information. Qui zoome dans une image ainsi sur-échantillonnée ne fait qu’agrandir le flou causé par le seeing.
Pouvoir de résolution et critère de Rayleigh
Le pouvoir de résolution d’un télescope désigne sa capacité à séparer encore deux objets très rapprochés. Plus l’ouverture d’un télescope est grande, plus son pouvoir de résolution est élevé (voir le guide télescope).
Le critère de Rayleigh énonce que deux sources lumineuses ponctuelles peuvent tout juste encore être séparées lorsque le premier minimum de la figure de diffraction (= image d’une source lumineuse ponctuelle par une optique) de la première source coïncide avec le maximum de diffraction de la seconde source.
La distance (= résolution) entre les deux maxima de luminosité vaut
A [rad] = 1,22 * λ / D
Si l’on prend λ=550 nm comme valeur moyenne pour la lumière visible et que l’on convertit en secondes d’arc, cela donne :
Pouvoir de résolution A [“] = 138,6 / Ouverture [mm]
Nous aurons besoin de cette formule pour déterminer l’échantillonnage adapté à notre configuration composée du télescope, de la caméra et de l’objet visé (planète ou objet du ciel profond).
Nous pouvons désormais calculer la résolution de notre télescope. Combinée à la formule de l’échelle d’image, elle nous permet de déterminer l’effet de la focale et de la taille des pixels de notre configuration.
Auparavant, il faut toutefois encore diviser par 3 le pouvoir de résolution calculé pour notre télescope, car 3 pixels sont nécessaires pour reproduire approximativement une forme ronde. (Remarque : selon Nyquist, 2 pixels suffiraient également, mais je trouve l’échantillonnage nécessaire avec 3 pixels plus parlant.)
Exemples pratiques (échantillonnage)
Photographie planétaire avec un Schmidt-Cassegrain 279/2800
Nous possédons un télescope Schmidt-Cassegrain de 279 mm d’ouverture et 2800 mm de focale (par exemple : Celestron EdgeHD SC 1100). Notre emplacement est l’Allemagne, avec un seeing moyen de 3″ [secondes d’arc].
Nous souhaitons pratiquer la photographie planétaire (lucky imaging) :
Pouvoir de résolution A [“] = 138,6 / 279 = 0,5 seconde d’arc
Nous avons fondamentalement besoin de 3 pixels pour reproduire approximativement une forme ronde :
Seconde d’arc par pixel [“/pixel] = 0,5 / 3 = 0,16 ” / pixel
Nous pouvons maintenant insérer 0,16 ” / pixel dans la formule de calcul de l’échelle d’image et résoudre soit selon la taille des pixels, soit selon la focale :
*0,16 ” = 206 p [µm] / f [mm]**
Normalement, on possède au début une caméra astronomique dont la taille de pixel est définie.
Une caméra astronomique dédiée appréciée est par exemple la ZWO Kamera ASI 178 MC Color, avec une très petite taille de pixel de 2,4 µm. (Les appareils reflex comme le Canon Kamera EOS 4000 Da ont par exemple 4,3 µm.)
*0,16 ” = 206 2,4 / f [mm], réarrangé selon la focale f = 3090 mm**
Cette focale correspond à peu près à la focale native du télescope et pourrait fonctionner dans cette configuration pour la photographie planétaire.
Photographie du ciel profond avec un Schmidt-Cassegrain 279/2800
On peut déjà pressentir que la configuration (Schmidt-Cassegrain 279 mm/2800 mm et caméra 2,4 µm) de l’exemple précédent est probablement inadaptée à l’astrophotographie du ciel profond en pose longue.
Pour des temps de pose plus longs, le seeing devient le facteur limitant. Avec un seeing de 3 secondes d’arc, nous voulons qu’un pixel échantillonne une seconde d’arc.
*1 ” = 206 2,4 / f [mm], réarrangé selon la focale f = 494 mm**
Il faudrait maintenant réduire massivement la focale native du télescope. Or, un réducteur 0,17x n’existe pas. On peut alors recourir au regroupement logiciel de plusieurs pixels en un grand pixel (binning). Pour la caméra en question, un binning de 2×2, 3×3 ou 4×4 est possible.
Avec un binning 4×4, un pixel ainsi calculé ferait 9,6 µm. Inséré dans la formule :
*1 ” = 206 9,6 / f [mm], réarrangé selon la focale f = 1978 mm.**
Il serait alors possible d’obtenir la focale souhaitée avec un réducteur 0,7x.
On constate ici que la très petite taille de pixel du capteur demande pas mal de compensation.
Mieux : on se procure un second télescope (OTA = Optical Tube Assembly) dont le rapport d’ouverture est mieux adapté à l’astrophotographie du ciel profond avec cette caméra, ou une caméra supplémentaire dotée de pixels nettement plus grands.
Photographie planétaire avec un Newton 200/1000
Nous possédons un télescope Newton de 200 mm d’ouverture et 1000 mm de focale. Notre emplacement est l’Allemagne, avec un seeing moyen de 3″ [secondes d’arc].
Nous souhaitons pratiquer la photographie planétaire (lucky imaging) :
Pouvoir de résolution A [“] = 138,6 / 200 = 0,69 seconde d’arc
Seconde d’arc par pixel [“/pixel] = 0,69 / 3 = 0,23 ” / pixel
*0,23 ” = 206 2,4 / f [mm], réarrangé selon la focale f = 2140 mm**
Pour la photographie planétaire, nous avons donc besoin d’une focale nettement plus longue que la focale native de 1000 mm du télescope. Nous y parvenons grâce à une lentille de Barlow 2x de haute qualité.
Photographie du ciel profond avec un Newton 200/1000
Pour la photographie du ciel profond, notre Newton est mieux adapté.
Pour des temps de pose plus longs, le seeing devient le facteur limitant. Avec un seeing de 3 secondes d’arc, nous voulons qu’un pixel échantillonne une seconde d’arc.
*1 ” = 206 2,4 / f [mm], réarrangé selon la focale f = 494 mm**
Une réduction de la focale d’un facteur 0,5x serait possible avec un réducteur. Cependant, cela montre une fois de plus que des pixels aussi petits entraînent des problèmes ou un besoin d’adaptation en astrophotographie.
C’est pourquoi les caméras CCD refroidies, que l’on peut qualifier de référence absolue en astrophotographie du ciel profond, possèdent souvent des pixels de taille modérée, comme l’Atik Kamera 383L+ Mono (taille de pixel de 5,4 µm).
Avec cette caméra, aucun accessoire optique ne serait nécessaire.
Taille des pixels et bruit
À signal égal, les pixels plus petits présentent un rapport signal/bruit défavorable par rapport aux pixels plus grands. Les images sur-échantillonnées avec des capteurs à petits pixels montrent en particulier un bruit prononcé.
Alors, quelle taille de pixel ?
La tendance va vers des pixels toujours plus petits dans les capteurs. Ces capteurs ne sont toutefois pas développés spécifiquement pour l’astrophotographie. Il est difficile de formuler une règle universelle, car il existe toujours certaines situations ou configurations pour lesquelles une taille de pixel donnée offre davantage d’avantages ; néanmoins, pour la plupart des domaines de l’astrophotographie, des tailles de pixels d’environ 4 à 5 µm constituent le choix le plus judicieux.
À mon avis, des pixels trop petits limitent les possibilités. Mais, comme pour le télescope lui-même, il n’existe pas de caméra bonne à tout qui fournirait des résultats parfaits sans compromis. Qui souhaite passer dans la ligue des professionnels en astrophotographie se procurera deux caméras.
Tous les autres seront bien servis avec une taille de pixel d’environ 4 à 5 µm.
Qu’est-ce qui est pire : le sur-échantillonnage ou le sous-échantillonnage ?
Pour l’échantillonnage, on suggère le plus souvent une plage de 0,67 à 2″ / pixel. Cette plage vaut avant tout pour l’astrophotographie des objets du ciel profond.
Pour la photographie planétaire, on cherchera, selon le télescope, à exploiter le pouvoir de résolution du télescope lors de nuits claires au bon seeing, de manière à obtenir de meilleures prises de vue plutôt dans le domaine du sur-échantillonnage que du sous-échantillonnage.
Pour l’astrophotographie du ciel profond, un léger sous-échantillonnage conduit souvent à de meilleures prises de vue grâce à un meilleur rapport signal/bruit et à une représentation plus détaillée que le sur-échantillonnage.
Calculateur pour l’astrophotographie et la photographie planétaire
Tu trouveras ici notre calculateur d’astrophotographie [calculateur]
Sources
- http://www.sbig.de/universitaet/glossar-htm/sampling.htm, consulté le 23.10.2020