[TUTO] Mesurer la réflectivité d'un matériau en infrarouge

[ppg]

Vu, la redondance et l’incompréhension globale au sujet de la conformité de l'IR proche sur le forum, une personne bien intentionné, nous a donc effectué un petit TUTO :

Voici une méthode simple pour mesurer la luminosité d'un objet dans le spectre visible ainsi que sa réflectivité dans le spectre infrarouge proche à l'aide l'un appareil photographique numérique.


Matériel nécessaire:

- Un appareil photographique numérique;
- Un filtre infrarouge 720nm;
- Une palette Macbeth Colour Checker;
- Le logiciel Adobe Photoshop.


Marche à suivre en 14 étapes:

1. Prendre une photographie normale de l'objet à mesurer accompagné de la palette Macbeth Colour Checker.



La prise de vue doit se faire sous une lumière naturelle en utilisant une température de couleur proche de la lumière du jour (6500°K) en tant que valeur de référence pour la balance des blancs de l'appareil photographique.


2. Prendre une photographie infrarouge de l'objet à mesurer accompagné de la palette Macbeth Colour Checker à la lumière du jour.



La prise de vue doit se faire sous une lumière naturelle en utilisant une température de couleur proche du tungsten (2850°K) en tant que valeur de référence pour la balance des blancs de l'appareil photographique.


Dans Photoshop:

3. S'assurer que l'espace de couleur est bien le sRGB.




4. S'assurer que le mode de couleur est bien le RVB, 8 bits.




5. Ouvrir les deux images.


6. Si l'espace couleur utilisé par l'appareil photographique n'est pas le sRGB, convertir les deux images dans cet espace couleur.




Pour l'image dans le spectre visible:

7. S'assurer que l'image est correctement exposée grace à l'histogramme:



L'histogramme doit contenir l'ensemble des informations couleurs sans rognures dans les hautes ou basse lumières.


8. Effectuer une balance des couleurs en modifiant les courbes individuelles des rouges, verts et bleus.



Les valeurs RVB des dégradés de gris de la palette Macbeth Colour Checker doivent correspondre à:

R V B
White 243 243 242
Neutral 8 200 200 200
Neutral 6.5 160 160 160
Neutral 5 122 122 121
Neutral 3.5 85 85 85
Black 52 52 52

L'image corrigée ressemblera à:




9. Changer l'image en mode couleur Lab.




10. Mesurer la luminosité de l'objet grace à la valeur L de l'information couleur.




Pour l'image dans le spectre infrarouge:

11. S'assurer que l'image est correctement exposée grace à l'histogramme:



L'histogramme doit contenir l'ensemble des informations couleurs sans rognures dans les hautes ou basse lumières.


12. Effectuer une balance des couleurs en modifiant les courbes individuelles des rouges, verts et bleus.



Les valeurs RVB des dégradés de gris de la palette Macbeth Colour Checker doivent correspondre à:

R V B
White 229 229 229
Neutral 8 160 160 160
Neutral 6.5 104 104 104
Neutral 5 62 62 62
Neutral 3.5 34 34 34
Black 14 14 14

L'image infrarouge corrigée ressemblera à:




13. Changer l'image en mode couleur Lab.




14. Mesurer la réflectivité de l'objet grace à la valeur L de l'information couleur.




Voici une visualisation de mesures effectuées sur 8 sols humides, 8 sols secs, 6 feuilles brunes, 13 feuilles vertes en utilisant la méthode décrite ci-dessus.



On peut constater que différents matériaux ayant la même luminosité dans le spectre visible ont différentes réflectivités dans le spectre infrarouge. Un échantillon de sol humide, de feuille brune et de feuille verte, ayant tous une luminosité de 40% dans le spectre visible, auront des réflectivités respectives de 30%, 55% et 90% dans le spectre infrarouge.


Note technique sur la précision des mesures:

Les résultats peuvent varier d'un appareil photographique à un autre dû au manque de linéarité des capteurs numériques CCD ou CMOS dans le spectre infrarouge proche. Pour obtenir des données plus fiables il est recommandé d'utiliser un spectrophotomètre.


A propos des données colorimétriques:

Les coordonnées RVB pour la palette Macbeth Colour Checker sont celles fournies par X-Rite. Les conversions entre les coordonnées RVB et Lab sont celles calculées par Photoshop. La fonction mathematique utilisée pour estimer la réflectivité de la palette Macbeth Colour Checker est dérivée du postulat de Priest:



Mise à jour:

Pour tous ceux qui s’intéressent à la réflectivité de la palette Macbeth Colour Checker dans l'infrarouge proche et qui ne sont pas tout à fait d'accord avec l'utilisation du postulat de Priest, voici les mesures effectuées au spectrophotomètre par Birdsall et Kodak en 1997:

White 92%
Neutral 8 52%
Neutral 6.5 30%
Neutral 5 16%
Neutral 3.5 8%
Black 3%

Les données ci-dessus représentent les réflectivités moyennes pour les longueur d'ondes comprises entre 725nm et 1000nm.



Par shoegoosniff, janvier 2011.

[Bougateu]

Ça c'est du tuto. J'attendrai d'avoir de vrai teste à faire avant de le lire correctement (vu la complexité de la mise en pratique). Mais au moins maintenant on peut avoir des mesures précises et efficaces.

[dark_hadès]

Je me permet de citer un tutorial d'un logiciel que j'utilise assez souvent pour l'astronomie amateur. Il s'agit d'IRIS, de Christian Buil, un petit soft très pratique et compatible avec beaucoup d'utilisation (spectro comprise).

Le signal enregistré par une caméra CCD ou un appareil photo numérique est le résultat de la sommation de 3 composantes :

1. Un signal en provenance de l'objet observé (les étoiles, les galaxies, le fond de ciel sous-jacent, etc). C'est le signal utile.
2. Un signal dit d'offset (que l'on peu traduire par signal de décalage en français, ou encore bias en anglais). Ce signal provient du détecteur lui-même (de son étage de lecture) et les circuits électroniques associés. Sa valeur est approximativement identique pour tous les pixels de l'image, Le signal d'offset est le même quelque soit l'image. Il est par exemple indépendant du temps de pose ou de la température du CCD (en première approximation). On obtient une image du signal d'offset en effectuant une acquisition dans l'obscurité totale avec un temps de pose très bref.
3. Un signal dit d'obscurité ou thermique (on dit encore en anglais signal de dark). Ce signal parasite prend sa source au niveau de chaque pixel du capteur sous l'effet de la chaleur ambiante. Le dark est d'autant plus important que la température du capteur est élevée. Sa valeur est aussi proportionnelle au temps de pose (il double lorsque le temps d'intégration est multiplié par deux). Généralement les caméras CCD sont refroidies à une température négative pour minimiser le signal thermique. Le problème existe aussi bien sur à des degrés divers avec les appareils photos numériques. On obtient une "carte" du signal thermique en effectuant une pose longue dans l'obscurité totale. Durant une pose de ce type le signal thermique s'accumule au niveau des pixels. Il n'est pas nécessairement égal d'un pixel à un autre, d'où l'aspect "granuleux" de l'image du dark. En raison de la présence d'impureté, le signal thermique de certains pixels peut être en effet bien plus élevée que la moyenne. Cela ce manifeste pas la présence de "points chauds" dans l'image d'obscurité. Attention, l'image ainsi réalisée contient le signal thermique, mais aussi le signal d'offset (ce dernier étant présent, on le rappelle, dans toute image à la sortie de la caméra). Pour isoler le signal thermique proprement dit, il faut donc soustraire à l'image acquise dans l'obscurité, une image du signal d'offset.

L'objet du prétraitement est d'extraire de l'image du ciel en elliminant aussi bien que possible le signal d'offset et le signal d'obscurité (en introduisant un bruit de traitement minimal).

Une dernière opération a effectuer lors du prétraitement consiste à corriger la non-uniformité de réponse des pixels du CCD, ainsi que l'effet d'ombrage lié à la présence de poussières dans le trajet optique ou de tout autre obstacle (vignetage). L'opération revient a observer une scène réputée uniforme pour obtenir les coefficients de calibration des pixels (un fond de ciel au crépuscule est une bonne approximation d'une telle scène, ou encore un écran blanc éclairé le plus uniformément possible, situé proche de la pupille d'entrée du télescope). Sans défaut spatial de sensibilité, l'image obtenue serait elle aussi uniforme, c'est a dire que tous les pixels auraient la même intensité. En pratique c'est loin d'être le cas et l'image ainsi acquise est une cartographie de la sensibilité relative locale sur la surface du CCD. Cette carte est appelée un flat-field en anglais (ou Plage de Lumière Uniforme, PLU, en français, ou encore image de gain). Attention, l'image acquise telle quelle en pointant le télescope vers une source de lumière uniforme n'est pas encore exactement une image flat-field : il faut se rappelé qu'avant de pouvoir l'utiliser il est nécessaire de lui soustraire l'image d'offset (et l'image de dark si la pose est longue). A partir de ce moment, toute image du ciel est divisé par l'image flat-field, ce qui a pour effet de corriger les non-uniformités de réponse locale de l'instrument (la division est effectuée seulement après que l'on ai soustrait de l'image brute le signal d'offset et de dark).

L'équation qui résume le prétraitemet est :

source


En espérant avoir pu apporter ma pierre à ce bel édifice qui se construit ici