Apprendre
Siril : gradient et étalonnage des couleurs
Votre empilement est propre, les étoiles sont rondes, et pourtant l'image penche : un coin plus clair que l'autre, une teinte qui rampe en travers du champ, un fond qui vire au brun dès que vous montez le signal. Ces deux défauts se soignent au même moment de la chaîne, sur l'image encore linéaire, et pour la même raison — l'un comme l'autre reposent sur une mesure que l'étirement rendrait fausse. Ce tutoriel remonte à l'origine du dégradé, explique quand une nappe polynomiale suffit et quand la fonction à base radiale devient nécessaire, montre où poser les échantillons et où leur présence détruit la cible, puis passe à la couleur : ce que le solveur astrométrique reconnaît, ce que la photométrie corrige réellement, et pourquoi elle donne deux fois le même résultat là où un réglage au jugé change à chaque soirée. Il se termine par la seule vérification qui vaille — un fond neutre se mesure, il ne se regarde pas.
- 4
- les origines d'un dégradé : la lueur des lampes diffusée par l'air, la Lune restée sous l'horizon, le vignetage que les flats ont laissé, la lumière parasite entrée par le tube
- 15
- les coefficients d'une nappe polynomiale de degré 4 sur deux variables — quinze nombres pour décrire tout le fond d'une image
- 20
- les échantillons par ligne que la grille automatique sème avant que vous n'en retiriez à la main
- 433 étoiles
- mesurées en photométrie d'ouverture sur un champ de deux degrés et demi : voilà l'étalon de couleur, à la place de votre œil
- 65535
- le facteur qui ramène une médiane flottante en ADU dans les statistiques — le nombre par lequel se prouve un fond neutre
L'origine
Ce qui fabrique un dégradé sur une pose de ciel profond
Les mécanismes en cause se distinguent par leur signature dans le champ, et la brillance mesurée du fond fixe ensuite la marge dont dispose le traitement.
Quatre sources, un seul symptôme à l'écran
Un fond dégradé ressemble toujours à la même chose — une nappe douce qui traverse le champ — et vient pourtant de quatre mécanismes distincts. La lueur des agglomérations monte du côté de la ville : les molécules d'air et les aérosols renvoient vers votre objectif la lumière que les luminaires envoient au-dessus de l'horizontale, d'autant plus efficacement que la longueur d'onde est courte. La Lune produit la même chose en plus symétrique, y compris quand elle reste sous l'horizon : un croissant à quinze degrés sous la ligne d'horizon éclaire encore la haute atmosphère du côté où il va se lever. Le vignetage résiduel est d'une autre nature : c'est ce que vos flats ont laissé passer, parce qu'ils ont été pris avec un porte-oculaire tourné autrement, une poussière déplacée, ou un panneau dont la luminance variait d'un bord à l'autre. La lumière parasite, enfin, entre par la fenêtre du voisin, par le voyant d'un boîtier de commande ou par le pare-buée trop court, et laisse une écharpe claire sur un seul bord. Les trois premières se lisent sur l'ensemble du champ ; la dernière trahit sa provenance par sa netteté — un bord franc appartient à une source proche, jamais au ciel.
La photométrie du fond dit ce qu'on a le droit de retirer
Le fond de ciel se chiffre, et ce chiffre borne l'ambition du traitement. Un site vierge de toute lampe rend une brillance de l'ordre de magnitude 22,0 par seconde d'arc carrée au zénith ; les nuits ordinaires d'un bon site tombent entre magnitude 21,4 et magnitude 21,9, la différence venant surtout de l'activité de l'airglow, cette émission chimique de la haute atmosphère qui varie d'une nuit à l'autre. Une périphérie urbaine s'établit vers magnitude 18 : le fond y est plusieurs dizaines de fois plus lumineux, et surtout il n'est pas uniforme, puisque chaque source au sol pèse selon sa distance et l'épaisseur d'air traversée. La conséquence pratique tient en une ligne : le retrait de gradient égalise ce fond, il ne le supprime pas. Le bruit de photons qu'il a apporté reste inscrit dans les pixels, et c'est l'accumulation de poses qui le fait reculer — le sujet du guide consacré au rapport signal sur bruit. Une image prise sous magnitude 18 et parfaitement dégradée reste une image bruitée ; on lui a rendu son assise, pas son signal.
Le ciel s'ajoute, l'optique multiplie
Voilà la distinction qui commande le choix du mode de correction. La lueur du ciel arrive sur le capteur en plus du flux de la cible : deux sources de photons indépendantes tombent dans le même puits, et le compte s'additionne. On retire donc la nappe modélisée par soustraction. Le vignetage, lui, décrit une transmission : le coin du champ reçoit une fraction du flux que reçoit le centre, disons quatre-vingts pour cent, et tout ce qui traverse cette zone se trouve amputé dans la même proportion, la nébuleuse comme le fond. Ce défaut se corrige par division, et c'est exactement le travail des flats. Regardez les deux profils du schéma : à gauche, la bosse de la cible garde sa hauteur au-dessus d'un socle qui monte ; à droite, la bosse elle-même s'affaisse vers les bords. Confondre les deux se paie cher — soustraire un vignetage creuse un halo sombre autour du centre, diviser par une nappe de pollution écrase le contraste de la cible dans les régions les plus polluées.
Pourquoi la mesure exige une image encore linéaire
L'étirement applique à chaque pixel une fonction croissante mais courbe, qui relève massivement les valeurs basses et comprime les hautes. Un socle uniforme de mille unités ajouté partout ressort de cette transformation avec des amplitudes différentes selon l'endroit, parce que le pixel du fond et le pixel de la nébuleuse ne partaient pas du même niveau : la nappe additive devient une nappe déformée, que plus aucun polynôme ne décrit correctement. La même objection vaut pour la couleur, avec un argument supplémentaire : l'étalonnage photométrique compare des flux d'étoiles à un catalogue, et un flux qui a subi une courbe de transfert n'est plus un flux. D'où l'ordre, imposé par la physique plutôt que par l'ergonomie du logiciel — retirer la nappe, étalonner les couleurs, puis seulement rendre l'image regardable. Le déroulé complet de la chaîne, de la conversion des brutes à l'export, fait l'objet du tutoriel de traitement sous Siril.
Le modèle
Nappe polynomiale ou fonction à base radiale
Les deux modèles se départagent par leur souplesse, et cette souplesse se paie sur les extensions faibles de la cible.
Le polynôme : une surface décrite par quinze nombres
L'extraction polynomiale ajuste au fond mesuré une surface algébrique en deux variables. Le compte des coefficients se pose sans mystère : une surface de degré d en x et y en possède (d+1)(d+2)/2. Le degré 1 en réclame trois — un plan incliné, exactement ce qu'il faut pour une lueur lointaine et régulière. Le degré 2 en demande six, le degré 3 dix, et le degré 4 en aligne quinze, de quoi épouser une nappe qui se creuse d'un côté et se relève de l'autre. Cette rigidité est une qualité : quinze nombres ne peuvent physiquement pas reproduire la forme d'une nébuleuse. Le modèle glisse sous le signal céleste sans le voir, ce qui protège les extensions faibles. Elle devient un défaut quand le fond réel n'a rien d'algébrique — une écharpe de cirrus éclairée par la ville, deux lueurs de villages dans deux coins opposés — et le polynôme laisse alors un résidu en vagues qu'aucune montée de degré ne rattrape.
La fonction à base radiale : une nappe qui suit ses points
L'interpolation par fonctions à base radiale change de logique : au lieu d'imposer une forme globale, elle construit la surface comme une somme de bosses centrées sur chaque échantillon, dont l'influence décroît avec la distance. Le nombre de degrés de liberté suit donc le nombre de points, et la souplesse devient réglable par un paramètre unique, le lissage, laissé à 0,5 par défaut. Trop bas, la nappe passe rigoureusement par chaque point et ondule entre eux, ce qui imprime dans l'image une texture en écailles autour des échantillons. Trop haut, elle se raidit et laisse le gradient complexe intact. Le vrai danger de cette souplesse se lit sur les grands champs de nébulosité : là où le polynôme aurait ignoré une extension diffuse, la nappe radiale l'absorbe volontiers si un échantillon s'y est posé. Sur une image bien remplie, elle rend d'abord un fond magnifique — et une cible amaigrie.
| Modèle | Degrés de liberté | Le cas où il s'impose | Ce qu'il abîme quand il est mal choisi |
|---|---|---|---|
| Polynomial, degré 1 | 3 coefficients | Une lueur unique et lointaine, un plan incliné franc du bord bas au bord haut ; le réglage à retenir quand on traite chaque brute avant l'empilement | Laisse tout ce qui se courbe : un fond qui remonte dans deux coins ressort intact |
| Polynomial, degré 4 | 15 coefficients | Le cas ordinaire d'un ciel périurbain : une nappe qui monte, se creuse et se relève sur la largeur du champ | Sur un cadrage très rempli, commence à mordre les extensions les plus larges de la cible |
| Base radiale, lissage 0,5 | Autant que d'échantillons | Les fonds tourmentés, les cirrus éclairés, les images uniques dont le dégradé ne suit aucune loi simple | Aspire la nébulosité faible sur laquelle un point s'est posé, et écaille le fond si le lissage descend |
| Aucune ligne ne correspond au filtre. | |||
# le cas ordinaire : nappe radiale, grille et sélectivité par défaut
subsky -rbf -samples=20 -tolerance=1.0 -smooth=0.5 -dither
# un dégradé simple et franc, ou une brute avant empilement : un plan
subsky 1
# ciel périurbain courbe : degré 4, grille resserrée, points plus sévères
subsky 4 -samples=30 -tolerance=0.8Les échantillons
Où le modèle a le droit de lire le fond, et où il ment
La grille automatique écarte les étoiles franches et garde tout ce qui est diffus : quatre emplacements demandent donc un retrait à la main, chacun pour une raison distincte.
La grille automatique pose des points, vous en retirez
La génération automatique sème ses échantillons régulièrement — vingt par ligne par défaut — puis écarte ceux dont la valeur dépasse le seuil de tolérance. Ce filtre attrape les étoiles franches ; il laisse passer tout ce qui est diffus, c'est-à-dire précisément ce qui vous intéresse. Quatre emplacements demandent donc une intervention manuelle, et ils sont marqués d'une croix sur le schéma. Sur la nébulosité : le point y déclare que le signal est du fond, et la soustraction creuse un trou à l'endroit exact de la cible. Dans un coin vignetté : le défaut y est multiplicatif, le retrancher noircit le coin au lieu de le relever. Dans le halo d'une étoile brillante : la diffusion dans l'optique y ajoute une auréole qui n'appartient ni au ciel ni à la cible, et le modèle la propage sur tout le champ. Sur un bord non recadré : après l'alignement, les bandes de recouvrement partiel valent presque zéro et tirent la nappe vers le bas sur toute une lisière.
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Recadrez avant de semer quoi que ce soit
Les lisières issues de l'alignement portent des valeurs incomplètes qu'aucun modèle ne doit lire. Coupez-les d'abord ; une image aux bords propres change le résultat plus sûrement que dix points déplacés à la main.
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Passez l'affichage en auto-ajustement, données intactes
Le mode d'aperçu étire ce que vous voyez à l'écran sans modifier un seul pixel. C'est le seul moyen de voir simultanément le dégradé et l'étendue réelle de la nébulosité, celle qui va bien au-delà de ce qu'un affichage linéaire laisse deviner.
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Générez la grille, puis marchez le long de la cible
Retirez chaque point posé sur la nébuleuse et sur sa périphérie diffuse. Sur un champ comme celui de NGC 7000, où la nébulosité occupe tout le cadre, gardez une douzaine de points dans les rares fenêtres sombres plutôt que quatre-vingts répartis au hasard.
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Prévisualisez la nappe seule avant de l'appliquer
Une nappe correcte ressemble à un dégradé lisse, sans structure. Si vous y reconnaissez la forme de votre cible, un point est resté dessus : c'est la vérification qui coûte cinq secondes et sauve la séance.
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Appliquez en soustraction, puis comparez à cent pour cent
Basculez entre l'avant et l'après sur une zone d'extensions faibles. Une extraction trop gourmande se reconnaît à une cible dont les volutes périphériques ont perdu leur liaison avec le noyau, alors même que le fond paraît parfait.
La couleur
Étalonner sur les étoiles plutôt que sur son impression
L'étalonnage part des étoiles du champ reconnues dans un catalogue, aboutit à deux coefficients appliqués à toute l'image, et sa variante spectrophotométrique remplace l'hypothèse stellaire par les caractéristiques déclarées de votre chaîne optique.
Ce que le solveur reconnaît dans votre champ
L'étalonnage photométrique commence par une identification. Siril résout l'astrométrie de l'image — il détermine où pointe le champ, à quelle échelle et selon quelle orientation — puis interroge un catalogue photométrique : NOMAD, APASS ou l'extrait de Gaia DR3 publié en 2022, dont les relevés couvrent près de deux milliards de sources. La magnitude limite se déduit automatiquement de la taille du champ, et se force au besoin ; sur une lunette de 80 mm à f/6, soit 480 mm de focale, un capteur de format APS-C couvre environ 2,8° sur 1,9° et une limite à magnitude 17 ramène plusieurs centaines d'étoiles exploitables. Le journal l'annonce en clair : « Applying aperture photometry to 433 stars ». Chacune de ces étoiles est mesurée en photométrie d'ouverture dans les trois canaux, et c'est ce nombre qui fait la solidité du résultat — une poignée d'étoiles sur un champ étroit rend une correction instable d'une exécution à l'autre.
Ce que la correction change, et ce qu'elle laisse
La suite est d'une sobriété désarmante. Le logiciel ajuste, sur l'ensemble des étoiles mesurées, les rapports de flux rouge sur vert et bleu sur vert, les compare aux rapports attendus pour la référence de blanc choisie, et en déduit deux coefficients multiplicatifs — un par canal chromatique. C'est tout : un rééquilibrage global, appliqué uniformément à l'image. Une conséquence importante en découle. La photométrie ne corrige aucun dégradé, puisqu'un coefficient constant ne peut pas décrire une variation spatiale ; elle suppose au contraire que le fond a déjà été aplani, faute de quoi les étoiles d'un bord et celles de l'autre donneraient des rapports différents. Le décalage du point noir, lui, relève d'une opération distincte, la neutralisation du fond, qui aligne les médianes des canaux rouge et bleu sur celle du canal vert. Deux gestes, deux effets : l'un fixe la teinte du zéro, l'autre l'échelle des couleurs au-dessus de ce zéro.
La version spectrophotométrique et ce qu'elle exige de vous
La méthode spectrophotométrique, arrivée avec la version 1.2 puis affermie par la 1.4.0 publiée en décembre 2025, remplace l'hypothèse par un calcul. Elle part des spectres à basse résolution de Gaia — environ deux cent vingt millions de sources, indexées par un pavage sphérique HEALpix qui retient les cent vingt-sept étoiles les plus brillantes par tuile — et les intègre avec la courbe de rendement quantique de votre capteur et la transmission de vos filtres pour prédire le flux attendu dans chaque canal. Elle demande donc de déclarer un matériel, et rend en échange un résultat qui ne dépend plus d'une moyenne stellaire supposée. Sur un capteur couleur ordinaire derrière un simple filtre coupant l'infrarouge, l'écart avec la méthode classique reste modeste ; il devient décisif dès que la chaîne optique s'écarte du cas standard.
# 1. résoudre le champ : sans astrométrie, aucun étalonnage photométrique
platesolve
# 2. étalonnage photométrique classique, magnitude limite forcée
pcc -limitmag=17
# 3. version spectrophotométrique, référence de blanc explicite
spcc -whiteref="Average Spiral Galaxy"
# 4. chaîne à bande étroite : on décrit les raies au lieu de les supposer
spcc -narrowband -rwl=656.3 -rbw=5 -gwl=500.7 -gbw=5 -bwl=500.7 -bbw=5Le cas qui résiste
Quand le filtre casse l'hypothèse de couleur stellaire
Une image sans continuum n'a pas d'étoile étalon
L'étalonnage classique repose sur une prémisse : les étoiles du champ émettent un continuum, et la couleur moyenne d'un large échantillon est connue. Un filtre à bandes multiples annule cette prémisse. Il ne laisse passer que quelques fenêtres de quelques nanomètres autour des raies d'émission — l'hydrogène à 656,3 nm, l'oxygène ionisé à 500,7 nm — si bien que les étoiles mesurées ne rendent plus qu'un fragment de leur spectre, différent selon leur type. Les rapports de flux mesurés ne se comparent à rien, et la correction dérive : c'est l'origine de la dominante magenta ou cyan qui résiste sur les images du champ ci-dessous, où NGC 7000 et IC 5070 remplissent le cadre. Le mode bande étroite de la version spectrophotométrique répond exactement à ce cas : vous saisissez la longueur d'onde centrale et la largeur de chaque bande, et le calcul du flux attendu se refait sur ces fenêtres au lieu du continuum entier. Le rendu en palette, lui, se compose ensuite — c'est le domaine du tutoriel PixelMath, et le guide des couches Ha, OIII et SII en pose le vocabulaire.
Ce que vous devez pouvoir saisir, matériel en main
Les nombres réclamés par le mode bande étroite sont écrits sur la fiche du filtre, et c'est là que le choix du matériel rejoint le traitement. Un filtre multibande pour capteur couleur comme l'Optolong L-Enhance (≈ 145 €, coulant 1,25″) laisse passer Hα, Hβ et l'oxygène dans la même pose : la chaîne reste simple, et l'étalonnage se déclare avec la raie rouge sur le canal R, celle de l'oxygène sur les canaux V et B. Un jeu à bande étroite pour capteur monochrome comme les Svbony SV227 filtres SHO (≈ 240 €, trois bandes de 5 nm au coulant 1,25″) impose une pose par couche et une roue à filtres, mais fournit des largeurs de bande exactes — les 5 à reporter dans les champs de largeur. Le troisième nombre que le calcul spectrophotométrique demande est la réponse du capteur : la déclarer suppose de connaître son modèle de photosite, un Sony IMX662 pour la Svbony SV305C (≈ 180 €) par exemple, et de choisir la courbe correspondante dans la base du logiciel. Le refroidissement, le bruit de lecture et le format des capteurs dédiés au ciel profond sont détaillés dans le guide des caméras CMOS refroidies.
La vérification
Un fond neutre se mesure, il ne se juge pas
Deux relevés de médianes chiffrent le résultat — la neutralité des canaux d'un côté, ce que l'extraction a laissé en travers du champ de l'autre — et leurs valeurs se consignent d'une séance à l'autre.
Trois médianes qui doivent tomber ensemble
Votre écran ment sur trois plans à la fois : son étalonnage, la lumière de la pièce et l'adaptation de votre œil, qui compense en quelques secondes la dominante qu'il regarde. La mesure, elle, ne compense rien. Ouvrez les statistiques sur une sélection de fond vide, loin de la cible et des bords, et lisez la médiane de chacun des trois canaux — la médiane, et non la moyenne, parce qu'une étoile faible tombée dans la sélection déplacerait celle-ci sans toucher à celle-là. Si vos préférences affichent des valeurs flottantes plutôt que des ADU, multipliez par 65535 pour retrouver l'échelle d'un entier de seize bits. Un fond correctement neutralisé rend trois médianes qui se tiennent dans un mouchoir : quelques unités d'écart sur des niveaux de plusieurs centaines. Un écart de plusieurs dizaines signale une neutralisation qui n'a pas été faite, ou faite sur une zone qui contenait du signal.
Le résidu de gradient se mesure sur cinq fenêtres
La même méthode chiffre ce que l'extraction a laissé. Placez cinq sélections de taille identique — les quatre coins et le centre — et relevez la médiane de chacune. Sur une image dégradée correctement, l'étendue entre la plus faible et la plus forte reste de l'ordre du pour cent du niveau de fond ; ce qui subsiste tient au bruit et à la nébulosité faible, pas à une nappe. Un coin qui s'écarte seul désigne un vignetage résiduel, donc les flats. Deux coins voisins qui montent ensemble désignent la lueur d'une agglomération, donc une extraction à reprendre avec un modèle plus souple. Notez ces cinq nombres dans le fichier de séance : d'une nuit à l'autre, sur la même cible, ils disent objectivement si le site, l'orientation ou le pare-buée ont changé quelque chose — et c'est une information que l'image finie ne donne jamais.
| Ce que vous relevez | Le résultat sain | Ce qu'une valeur hors clou désigne |
|---|---|---|
| Médianes R, V et B sur une même fenêtre de fond | Trois valeurs séparées de quelques unités | Un écart franc : la neutralisation du fond manque, ou sa fenêtre de référence contenait de la nébulosité |
| Médianes des quatre coins et du centre | Une étendue de l'ordre du pour cent du niveau de fond | Un seul coin bas : vignetage résiduel, donc flats. Deux coins hauts côte à côte : nappe mal modélisée |
| Nombre d'étoiles annoncé par la photométrie | Plusieurs centaines sur un champ de deux degrés | Quelques dizaines : champ trop étroit, magnitude limite trop basse ou résolution astrométrique bancale |
| Comparaison avant-après à cent pour cent sur la cible | Le fond change, les extensions faibles gardent leur liaison au noyau | Des volutes qui se détachent : un échantillon est resté sur la nébulosité, l'extraction est à refaire |
| Aucune ligne ne correspond au filtre. | ||
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Ce qui précède et ce qui suit dans la chaîne
La chaîne complète, des brutes au fichier fini L'ordre des opérations sous Siril, de la conversion des poses à l'export, avec ce que chaque étape corrige exactement. La page à lire avant celle-ci si le traitement est neuf pour vous. Le champ de NGC 7000 et IC 5070 La grande nébuleuse d'émission qui remplit le cadre au point de ne laisser presque aucune fenêtre de fond libre : le cas d'école pour la pose des échantillons. 
Imager sous un ciel qui a déjà un fond Les stratégies qui réduisent le dégradé avant qu'il n'existe : orientation du cadrage, choix du créneau horaire, filtrage. Ce que le traitement n'a plus besoin de rattraper. Le fond de ciel, mesuré sur le terrain Comment se chiffre la brillance d'un site, ce que valent les cartes et les relevés, et l'écart réel entre une périphérie urbaine et un plateau d'altitude. La couleur juste commence devant l'objectif
Le filtre décide de ce que le capteur enregistre, et donc de ce que l'étalonnage peut encore corriger. Notre sélection d'astrophotographie, du multibande pour capteur couleur aux jeux à bande étroite pour capteur monochrome.