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Traitement solaire avec ImPPG : déconvoluer sans fabriquer de faux détails
Votre empilement solaire est sur le disque dur, il est propre, et il est mou. ImPPG va le durcir par une déconvolution de Lucy-Richardson à noyau gaussien, dont deux curseurs décident de tout : la largeur du noyau et le nombre d'itérations. Poussés d'un cran de trop, ils ne révèlent rien — ils dessinent un liseré clair et un sillon sombre le long de chaque bord franc, et ce liseré ressemble furieusement à de la structure solaire. Cette page calcule le sigma de départ au lieu de le chercher, situe la zone utile des itérations, et donne six tests qui séparent un filament pénombral d'un artefact de calcul. Elle traite le fichier, jamais l'instrument : l'acquisition et la sécurité solaire ont leurs pages, l'empilement préalable aussi.
- 100000
- le facteur par lequel une feuille certifiée de densité optique 5.0 réduit le flux solaire, montée devant l'objectif : c'est la condition d'existence des fichiers que cette page ouvre
- 2.355
- le diviseur qui transforme une largeur à mi-hauteur mesurée en pixels en sigma de noyau gaussien — le réglage se pose, il ne se cherche pas
- 0.45 ″/px
- l'échantillonnage d'une lunette de 120 mm à f/7,5 avec Barlow ×3 et photosites de 5,86 µm : deux fois plus fin que la tache de diffraction, la condition pour qu'il y ait quelque chose à reconstruire
- 30 itérations
- le plancher de la fourchette officielle, qui monte à 70 ; sur un empilement solaire correct, presque tout se décide dans le premier tiers
- 32 ′
- le diamètre apparent du Soleil, de 31′27″ début juillet à 32′32″ début janvier : à 2 700 mm de focale il ne tient sur aucun capteur d'un seul tenant
Préalable
Ce que le premier fichier ouvert suppose déjà
Tout ce qui suit s'applique à des fichiers déjà enregistrés : la sécurité se joue au moment de la prise de vue, sur des pages dédiées que cette section situe une fois pour toutes.
La filtration est en amont, ou il n'y a pas d'image
Cette page manipule des fichiers et rien d'autre. Elle suppose donc une chose, et cette chose ne se discute pas : la vidéo qui a donné l'empilement a été enregistrée à travers un filtre certifié pleine ouverture placé devant l'objectif — une feuille de densité optique 5.0, qui divise le flux par 100 000, vendue en plaque de 500 × 1000 mm à découper ou déjà montée — ou avec un instrument à raie Hα conçu pour cet usage. Le filtre se pose à l'entrée du tube, avant que la lumière soit concentrée. Un filtre vissé sur un oculaire ou sur un porte-oculaire reçoit tout le flux déjà rassemblé par l'objectif : ce montage n'existe nulle part sur ce site, sous aucune condition. Le chercheur est bouché ou déposé avant que le tube sorte de son sac. L'instrument ne se tourne vers le Soleil qu'avec son filtre en place et vérifié.
Le contrôle qui précède chaque séance
Avant chaque sortie, la feuille se regarde par transparence devant une lampe : une perforation, même de la taille d'une tête d'épingle, une déchirure, un pli qui a craquelé le revêtement — et la feuille est hors service, sans arbitrage. La fixation se contrôle dans le même geste : une monture qui tourne à la main sur le tube est une monture qui se déposera pendant la séance. Ce site consacre des pages entières à ce sujet et cette page n'en refait aucune : la règle générale est posée dans observer le Soleil en sécurité, le choix du matériel dans les filtres solaires, la prise de vue dans photographier le Soleil, et ce qu'on va chercher à la surface dans observer les taches solaires. Lisez-les avant de sortir. Revenez ici quand les fichiers sont rentrés.
L'entrée
Le fichier qui arrive sur la table de travail
Un empilement, pas une trame
ImPPG n'empile pas et ne trie pas : il reçoit une image unique, déjà construite. Le tri par qualité, les ancrages de recalage et le choix du pourcentage retenu se règlent en amont, et ce site les traite ailleurs — la chaîne complète dans empilement planétaire, les réglages fins de l'empileur dans AutoStakkert, et le principe du tri massif dans le lucky imaging. Retenez une seule chose côté empilement : l'estimateur local, celui qui note la finesse carré par carré, est le bon choix sur une surface solaire, parce que le contraste d'une plage tranquille n'a rien à voir avec celui d'un bord d'ombre. L'image de droite est exactement ce qui doit arriver : granulation lisible, deux taches, aucun rehaussement encore appliqué.
Le format compte plus qu'on ne croit
Sortez l'empilement en TIFF 16 bits, ou en flottant 32 bits si votre empileur le propose. ImPPG calcule en virgule flottante sur 32 bits et lit indifféremment TIFF, PNG, BMP, JPEG, TGA et FITS ; il réécrit en TIFF 8, 16 ou 32 bits flottant, ou en FITS. Un JPEG à l'entrée apporte ses blocs de compression, et la déconvolution les traite comme du signal : elle les durcit. C'est le premier faux détail de la chaîne, et il se règle à l'export de l'empileur, pas ici. Le logiciel est distribué sous licence libre GPL v3, gratuitement, et sa version 2.1.0 date de novembre 2025 — il est vivant, et il pilote aussi ses traitements par script.
Le principe
Non aveugle : c'est vous qui fournissez la tache de flou
La boucle de Richardson-Lucy accepte un seul modèle de flou, une gaussienne dont la largeur se calcule au lieu de se chercher, et la coupure de l'instrument fixe l'endroit où le calcul cesse de mesurer pour extrapoler.
Un aller-retour itératif entre l'image et son modèle
L'algorithme porte les noms de William Richardson, qui l'a publié en 1972, et de Leon Lucy, qui l'a retrouvé indépendamment en 1974 pour l'astronomie. Son mécanisme tient en une boucle : on part d'une estimation de la scène réelle, on la floute par la tache de flou supposée, on compare le résultat à l'image mesurée, et on corrige l'estimation par le rapport des deux. On recommence. Chaque tour rend l'estimation un peu plus piquée, et un peu plus bruyante — parce que le rapport comparé contient aussi le bruit de l'empilement. Tout le réglage tient dans l'arbitrage entre ces deux effets, qui progressent ensemble.
« Non aveugle » signifie que le modèle de flou est un réglage
Une déconvolution aveugle estime la tache de flou en même temps que la scène. ImPPG ne fait pas cela : il vous demande la tache, et il l'accepte sous une forme unique, une gaussienne dont vous fixez la largeur par le paramètre sigma. Un sigma grand décrit une tache large, donc un rehaussement doux et étalé ; un sigma petit décrit une tache serrée, donc un rehaussement fin qui ne touche que les plus petites structures. La documentation le résume d'une phrase : augmenter cette valeur rend le renforcement plus grossier. Ce que la documentation ne dit pas, c'est qu'on peut calculer la bonne valeur au lieu de la chercher au curseur.
Au-delà de la coupure du télescope, il n'y a rien à retrouver
Une ouverture de diamètre D transmet les fréquences spatiales jusqu'à une limite, et coupe net au-delà. Sur le ciel, la tache de diffraction correspondante a une largeur à mi-hauteur qui vaut 117/D secondes d'arc en lumière blanche autour de 550 nm, D étant exprimé en millimètres — soit 0,97″ pour 120 mm et 0,59″ pour 200 mm. Dans la raie Hα, plus rouge, le coefficient monte à 139/D, ce qui donne 1,39″ pour un instrument dédié de 100 mm. La déconvolution redresse ce que l'instrument a atténué en deçà de cette coupure. Au-delà, elle extrapole : elle invente une réponse plausible là où aucune mesure n'existe. C'est cette extrapolation, et elle seule, qui produit les artefacts de la suite.
Le premier curseur
Dériver le sigma de sa propre chaîne optique
La focale, la taille du photosite et la mesure d'un bord franc suffisent à poser une valeur de départ, que le balayage au curseur affine ensuite d'un dixième.
L'échantillonnage décide de tout ce qui suit
Le sigma s'exprime en pixels, et un pixel ne veut rien dire tant qu'on ignore ce qu'il couvre sur le ciel. La conversion est immédiate : échantillonnage (″/px) = 206,265 × taille de photosite (µm) ÷ focale (mm). Prenez la chaîne qui a produit l'image de la section précédente, une lunette de 120 mm à f/7,5, donc 900 mm de focale, allongée par une Barlow ×3 à 2 700 mm — soit f/22,5 — devant un capteur à photosites de 5,86 µm. Le calcul donne 0,45 ″/px. La tache de diffraction de cette ouverture mesurait 0,97″, elle occupe donc environ 2,2 px : elle est correctement échantillonnée, et la déconvolution a de la matière. À 900 mm sans Barlow, la même caméra travaille à 1,34 ″/px : la tache tient dans les trois quarts d'un pixel, il n'y a plus rien à reconstruire, et pousser le curseur ne fabriquera que du bruit durci.
Du théorique au réel : mesurez, ne supposez pas
La tache de diffraction est un plancher que la turbulence, la mise au point et l'empilement ne laissent jamais atteindre. La largeur à mi-hauteur réellement présente dans un empilement solaire de bonne facture se situe couramment entre 1,5 et 2,5 fois ce plancher. D'où la méthode : le tableau ci-dessous donne le sigma théorique de chaque chaîne, la colonne de droite le sigma de départ à saisir en supposant une tache réelle 1,8 fois plus large, et votre mesure sur le bord d'ombre tranche entre les deux. Notez au passage l'effet du photosite : un capteur à 2,9 µm, comme celui d'une caméra planétaire d'entrée de gamme, atteint le même échantillonnage avec une Barlow deux fois moins forte — et donc une image deux fois plus lumineuse, ce qui compte quand on cherche des poses de quelques millisecondes.
| Chaîne optique | Focale résultante | Échantillonnage | Tache d'Airy | Sigma de départ |
|---|---|---|---|---|
| Lunette 120 mm f/7,5, sans Barlow | 900 mm | 1,34 ″/px | 0,73 px | 0,6 |
| Lunette 120 mm avec Barlow ×2 | 1800 mm (f/15) | 0,67 ″/px | 1,45 px | 1,1 |
| Lunette 120 mm avec Barlow ×3 | 2700 mm (f/22,5) | 0,45 ″/px | 2,17 px | 1,7 |
| Maksutov 127 mm f/12, sans Barlow | 1500 mm | 0,81 ″/px | 1,14 px | 0,9 |
| Schmidt-Cassegrain 200 mm avec Barlow ×2 | 4000 mm (f/20) | 0,30 ″/px | 1,94 px | 1,5 |
| Instrument Hα de 100 mm f/10, dans la raie | 1000 mm | 1,21 ″/px | 1,15 px | 0,9 |
| Aucune ligne ne correspond au filtre. | ||||
-
Travaillez sur un recadrage, pas sur l'image entière
Les réglages de déconvolution, de masque flou et de courbe de tons ne s'appliquent qu'à la sélection courante, matérialisée par un cadre. Une sélection modeste se recalcule instantanément, et le curseur de sigma répond au dixième près. Une commande dédiée applique ensuite le traitement à l'image complète. Choisissez un carré qui contient à la fois un bord franc et de la surface tranquille : c'est le seul cadrage qui montre les deux effets du curseur en même temps.
-
Entrez le sigma calculé, itérations à 30
Pas de curseur à l'aveugle : la valeur dérivée du tableau, ou de votre mesure divisée par 2,355. Trente itérations suffisent à juger la largeur du noyau ; on affinera le compte après, quand la largeur sera figée.
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Balayez d'un demi-point de part et d'autre
Descendez de 1,7 à 1,2, remontez à 2,2. Le rehaussement change d'échelle sous vos yeux : petit sigma, la granulation se détache et les grandes structures restent molles ; grand sigma, les plages et les bords d'ombre gagnent du relief et la granulation s'empâte. Vous cherchez l'échelle qui correspond à ce que vous voulez montrer, pas un maximum de contraste.
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Vérifiez à 100 % de zoom, jamais à l'écran plein
Un affichage réduit lisse tout et rend n'importe quel réglage acceptable. C'est à l'échelle du pixel que le liseré apparaît, et c'est là qu'on décide. Le rafraîchissement est d'ailleurs légèrement plus rapide au zoom 100 % qu'à une valeur intermédiaire.
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Figez le sigma avant de toucher aux itérations
Les deux curseurs se compensent en partie : un sigma trop petit compensé par cinquante itérations de plus donne une image dure et fausse. Réglez la largeur d'abord, le compte ensuite, et ne revenez pas en arrière sans recommencer les deux.
Le second curseur
Combien de tours de boucle, et où s'arrêter
Le compte d'itérations se lit sur l'image elle-même : la boucle laisse une signature géométrique le long des marches de contraste dès qu'elle dépasse ce que la mesure autorise.
La fourchette officielle, et l'endroit où elle se joue vraiment
La documentation d'ImPPG recommande 30 à 70 itérations, et précise qu'une valeur de zéro désactive purement et simplement l'étage de déconvolution. C'est une fourchette honnête, mais elle décrit une plage de possibles, pas une consigne. En pratique, sur un empilement solaire construit à partir de plusieurs milliers de trames, le gain visible s'écrase très vite : entre 30 et 45 tours, l'image continue de se resserrer ; au-delà de 60, ce qui progresse encore, ce sont le grain et les bordures. La progression n'est pas linéaire non plus — doubler le compte ne double aucun contraste, il multiplie surtout le temps de calcul.
L'excès a une signature, et elle est géométrique
Quand la boucle continue au-delà de ce que la mesure autorise, elle satisfait de mieux en mieux les données en construisant une solution oscillante. Sur une marche de contraste — le limbe, une frontière ombre-pénombre, la base d'une protubérance —, cela se voit comme un liseré clair du côté clair et un sillon sombre du côté sombre, tous deux parallèles au bord. C'est un phénomène de Gibbs, la même chose que les échos qui bordent un signal carré reconstruit avec un nombre fini d'harmoniques. Le mot d'usage en imagerie est ringing. Il est parfaitement déterministe, il ne vient pas du hasard, et c'est précisément ce qui le rend trompeur : il revient identique à chaque traitement, il a l'air stable, il a l'air d'être là.
Le point dur
Six tests pour distinguer un artefact d'une structure
Ce à quoi ressemble une vraie pénombre
Regardez la structure autour des ombres sur cette image. Les filaments pénombraux partent de l'ombre et s'en écartent, ils sont radiaux, inégaux en longueur et en largeur, ils s'interrompent, ils bifurquent, et ils se perdent dans la granulation environnante. Un anneau de déconvolution fait l'inverse en tous points : il suit le contour, il ne le traverse jamais, il garde la même épaisseur sur toute sa longueur, et il s'arrête net là où le gradient s'arrête. Cette différence de géométrie est le test le plus rapide, et il se fait à l'œil, sans rien mesurer. Notez aussi le dégradé sur le bord gauche du cadre : c'est l'assombrissement centre-bord, une variation lente et parfaitement réelle que le rehaussement doit laisser tranquille.
| Ce que vous faites | Une structure solaire réelle | Un anneau de déconvolution |
|---|---|---|
| Vous passez le sigma de 1,3 à 2,0 | Reste exactement à sa place ; seul son contraste bouge | S'écarte du bord et s'élargit dans le même rapport que le sigma |
| Vous ramenez les itérations de 50 à 15 | S'atténue en gardant sa forme et ses proportions | S'efface d'un coup, sans rien laisser derrière lui |
| Vous regardez sa géométrie par rapport au bord voisin | Radiale, irrégulière, elle se termine dans la granulation | Parallèle au bord, continue, d'épaisseur constante |
| Vous lisez sa valeur de brillance au curseur | Reste dans la plage des valeurs présentes sur l'empilement d'origine | Descend sous la surface tranquille voisine et remonte au-dessus du point le plus clair du brut |
| Vous empilez séparément les deux moitiés de la vidéo, mêmes réglages | Se superpose sur les deux sorties | Change de place, d'épaisseur ou d'amplitude |
| Vous cherchez où elle apparaît sur l'image entière | Partout, y compris en pleine surface tranquille | Uniquement le long des marches de contraste : limbe, bord d'ombre, base de protubérance |
| Aucune ligne ne correspond au filtre. | ||
Le test de brillance est celui qui tranche
Les cinq autres se discutent ; celui-là se démontre. Une valeur qui n'existait dans aucun pixel de l'empilement d'origine n'a pas été observée. Si le sillon sombre qui borde une ombre descend plus bas que le plus sombre de l'empilement brut, ou si le liseré monte plus haut que son point le plus clair, la déconvolution a créé de l'intensité. Le survol au curseur dans la fenêtre de traitement suffit à le lire, et deux relevés — un sur le brut, un sur la sortie — closent la discussion en une minute. C'est aussi le test qui explique pourquoi l'histogramme de la prise de vue compte : une image écrêtée porte une marche verticale artificielle, que l'algorithme borde consciencieusement d'un halo. La consigne de prise de vue est traitée dans les réglages caméra et le format d'enregistrement ; elle commence bien avant ImPPG.
La case qui atténue le halo, et ce qu'elle ne fait pas
ImPPG propose une case Prevent ringing, décrite par sa propre documentation comme une fonction expérimentale qui réduit le halo autour des zones surexposées d'un blanc plein — le cas typique étant le disque saturé sur une image de protubérances. Elle rend service, à condition de savoir qu'elle ne traite que ce cas-là. Un anneau né d'un bord d'ombre non saturé, en lumière blanche, lui échappe entièrement : la seule réponse y reste le couple sigma-itérations. Son historique le confirme d'ailleurs, avec des correctifs de plantage sur le traitement par lot puis sur les images couleur en mode graphique — une fonction jeune, utile, et qui ne dispense de rien.
Avantages
- Elle vise exactement le cas le plus fréquent en solaire : le liseré qui borde un disque saturé sur une image travaillée pour les protubérances
- Elle se coche et se décoche sur la sélection courante, donc la comparaison se fait à l'œil sur le même recadrage, en quelques secondes
- Elle laisse intactes les zones qui ne saturent pas : la granulation et les pénombres ne changent pas d'aspect
- Elle évite d'abaisser le sigma sur l'image entière pour corriger un défaut qui n'occupe que le pourtour du disque
Inconvénients
- La documentation la déclare expérimentale, et son efficacité varie d'une image à l'autre sans critère annoncé
- Elle ignore les anneaux nés de bords non saturés, qui sont la majorité des cas en lumière blanche
- Son historique porte deux correctifs de plantage, en traitement par lot et sur les images couleur : elle est récente
- Elle traite un symptôme : un empilement dont l'histogramme a été écrêté à l'enregistrement garde sa marche verticale quoi qu'on coche
La suite de la chaîne
Masque flou, normalisation, et la courbe qui sauve le Hα
Le masque flou vient après, avec un sigma voisin
L'étage de masque flou est indépendant du précédent et s'applique ensuite. Son propre paramètre de largeur suit la même logique : plus il est grand, plus l'effet est grossier. Le paramètre d'intensité se lit sans ambiguïté — en dessous de 1,0 l'image se floute, à 1,0 rien ne se passe, au-dessus elle se durcit. Une valeur de largeur proche de celle retenue pour la déconvolution donne les résultats les plus naturels, parce que les deux étages travaillent alors sur la même échelle de structure. On peut empiler plusieurs masques, appliqués l'un après l'autre : un premier renforçant à intensité supérieure à 1, puis un second à faible largeur et à intensité inférieure à 1, qui joue le rôle d'un lissage doux du grain laissé par la déconvolution.
Le problème propre au Hα : deux sujets dans une seule image
Regardez le disque ci-dessus tel qu'il sort du capteur. La surface est écrasée, uniforme, saturée ; les protubérances qui dépassent du limbe se devinent à peine. Ce n'est pas un défaut de traitement, c'est la nature du sujet : à l'exposition qui détaille la chromosphère, les protubérances sont noires, et à l'exposition qui les montre, le disque est un aplat blanc. Une seule courbe de tons ne peut pas satisfaire les deux, et c'est là que le masque flou adaptatif devient l'outil décisif. Il fait varier l'intensité selon la brillance du pixel d'entrée : au-dessous d'un seuil diminué d'une largeur de transition, il applique une intensité minimale ; au-dessus du seuil augmenté de cette même largeur, une intensité maximale ; entre les deux, il glisse progressivement. Placez le seuil sur la frontière disque-protubérances, l'intensité maximale à la valeur qui convient à la chromosphère, et l'intensité minimale à 1,0 — ou en dessous pour lisser franchement : le disque se durcit, les protubérances et le fond restent indemnes.
Normaliser d'abord, courber en dernier
L'ordre des opérations n'est pas indifférent, et le logiciel l'impose. La normalisation de brillance intervient avant tout le reste : elle recale les niveaux de l'image d'entrée dans une plage exprimée en pourcentage du blanc plein, le pixel le plus sombre prenant la borne basse et le plus clair la borne haute. Son usage réel est la série : quand on traite dix disques pris dans la même matinée à travers une transparence qui a varié, la normalisation les remet tous au même niveau avant que le moindre réglage de déconvolution ne s'applique. La courbe de tons, elle, s'applique en dernier, après tous les autres étages — l'histogramme affiché en fond de son éditeur montre d'ailleurs la sortie des traitements précédents, avant la courbe. C'est elle qui ouvre les protubérances sans toucher au disque, et elle qui gère l'assombrissement centre-bord, cette pente lente qui donne au disque son air de sphère. Un rehaussement bien mené ne l'aplatit jamais.
La série
Aligner un lot pour en faire une animation
Le choix de la méthode de recalage dépend de ce que la séquence doit garder immobile, et il commande l'ordre dans lequel rehaussement et esthétique viennent se placer.
Deux méthodes, et un piège qui les sépare
Une matinée de suivi donne trente ou cinquante images d'un même groupe, décalées les unes des autres par les défauts de suivi de la monture. ImPPG les recale au sous-pixel, et propose pour cela deux méthodes qui ne sont pas interchangeables. La corrélation de phase est la méthode générale : elle immobilise les structures les plus contrastées — taches, filaments, protubérances, cratères. La stabilisation du limbe détecte le bord du disque et l'aligne, et elle est d'autant meilleure qu'une plus grande portion de limbe est visible. Le piège est documenté noir sur blanc : sur un fondu enchaîné de plusieurs heures montrant une tache qui approche du limbe, la corrélation de phase gardera la tache immobile et fera bouger le limbe — l'inverse exact de ce que l'œil attend. Sur ce cas, c'est la stabilisation du limbe qu'il faut.
Trois conditions, et un ordre à respecter
La stabilisation du limbe pose ses exigences, et elles se lisent comme une consigne de traitement : le disque doit être plus clair que le fond, il ne doit pas être éclipsé par la Lune, et surtout il ne doit porter ni vignetage ni assombrissement centre-bord exagéré par le post-traitement. Cette dernière condition inverse l'ordre qu'on adopte spontanément. La recommandation officielle est d'aligner des images déjà rehaussées, puis d'appliquer après coup les opérations qui malmènent la reconnaissance du bord — inversion totale ou partielle des niveaux, courbe assombrissante. Autrement dit : déconvolution et masque flou par lot, alignement ensuite, esthétique en dernier. Cochez l'alignement au sous-pixel : l'animation gagne en fluidité et dérive moins, au prix d'un très léger adoucissement des détails d'un pixel de large et d'une écriture un peu plus lente. Les fichiers sortent suffixés, en TIFF, ou en FITS si l'entrée l'était.
En amont
Ce qui décide de la matière qu'il y aura à déconvoluer
Deux achats décident de la marge dont disposera le post-traitement : celui qui laisse passer une image exploitable, et celui qui fixe la finesse à laquelle elle est enregistrée.
Le filtre, parce qu'il se choisit sur un diamètre extérieur
Aucun réglage ne rattrape une image acquise sans filtration pleine ouverture, et il n'y en aura d'ailleurs aucune. Le filtre se choisit sur le diamètre extérieur du tube, pas sur le diamètre optique, et la fixation compte autant que le film. Pour un petit tube, l'Omegon 114 mm monte le film certifié en densité 5.0 d'usine, à 31,90 €. L'Omegon 150 mm couvre les Newton de 150 mm hors tout pour 56,90 €, en tenant par friction — le point à surveiller à chaque pose. L'Omegon 138-153 mm, à 66,00 €, résout cette question avec une monture en aluminium anodisé serrée par trois vis, et sa plage couvre notamment le Maksutov de 127 mm. Côté Schmidt-Cassegrain, Celestron affiche la conformité à la norme ISO 12312-2 que peu documentent : l'EclipSmart 94243 pour les tubes de 150 mm à 73,73 €, l'EclipSmart 94244 pour ceux de 200 mm à 104,78 €. Prix indicatifs relevés le 30 juillet 2026.
Le capteur, parce qu'il fixe l'échantillonnage et donc le sigma
Tout le tableau de la troisième section se réduit à deux nombres : la focale et la taille du photosite. La référence du solaire monochrome reste une caméra à photosites de 5,86 µm et à obturateur global, autour de 570 € — c'est elle qui a produit l'image en lumière blanche de cette page. Dans notre sélection, la Svbony SV305C (179,99 €) est l'entrée en matière crédible : son capteur couleur à photosites de 2,9 × 2,9 µm atteint 0,66 ″/px dès 900 mm de focale, soit sans Barlow ce qu'une caméra à gros photosites demande une Barlow ×2 pour obtenir. Sa matrice de filtres colorés coûte de la résolution par rapport à un capteur monochrome, et son interface reste en USB 2.0, ce qui plafonne la cadence à 24 images par seconde en pleine définition. La Svbony SV205 (102,99 €) répond à un autre besoin, celui de voir la surface à l'écran sans chaîne de traitement derrière : elle sert le repérage et le cadrage, pas la déconvolution. Le coulant est le même dans les deux cas, 31,75 mm.
Continuer
Avant le fichier, et après
L'empilement qui fabrique le fichier d'entrée Du fichier vidéo à l'image unique : le tri par qualité, le recalage par ancrages, le pourcentage retenu, et le relais vers le rehaussement par ondelettes. La chaîne que cette page prend à sa sortie. Le filtre certifié, et comment on le choisit Densité optique, certification, montage devant l'objectif, contrôle avant chaque séance et diamètre extérieur du tube : tout ce qui décide si l'observation solaire est possible, et à quelles conditions. 
Ce qu'on va chercher à la surface Ombre, pénombre, facules, cycle et rotation : les structures que la déconvolution doit révéler, et celles qu'elle ne doit surtout pas inventer. De quoi savoir ce qu'on regarde avant de le durcir. 
La mosaïque, quand le sujet déborde du capteur Tuiles, recouvrement, ordre d'attaque imposé par un relief qui bouge, assemblage : la méthode d'un disque complet à longue focale, mise au point sur la Lune et transposable au Soleil. La déconvolution révèle ce qui a été enregistré, et rien d'autre
Le sigma se calcule, les itérations se dosent, et six tests séparent une pénombre d'un anneau de calcul. Tout cela suppose une image acquise à travers un filtre certifié pleine ouverture : notre sélection de filtres solaires, classée par diamètre extérieur de tube.