Pourquoi les étoiles apparaissent-elles sous forme de cercles et non de points?

En excluant le Soleil, les étoiles sont si loin que leur diamètre angulaire est effectivement nul. Cependant, lorsque vous prenez des photos d'eux, les étoiles les plus brillantes apparaissent sous forme de cercles et non de points. Pourquoi?

En théorie, toute étoile, quelle que soit sa luminosité, devrait toucher au plus un petit point du support utilisé pour prendre la photo. Pourquoi les points proches du médium répondent-ils également? Est-ce que la lumière excessive "saigne" dans les points voisins, et, si oui, le "saignement" est le même pour les appareils photo numériques et non numériques?

Cela a-t-il quelque chose à voir avec l'objectif? Est-ce que l'objectif élargit un seul point de lumière en un petit cercle, en fonction de la luminosité?

Je suis tombé dessus en essayant de répondre à https://astronomy.stackexchange.com/questions/22474/how-to-find-the-viewing-size-of-a-star qui demande effectivement quelle est la fonction (le cas échéant). qui relie la luminosité de l'étoile à la taille du disque d'une étoile sur un film photographique (ou un support numérique)?

Remarque: je réalise que les magnitudes visuelles et photographiques d'une étoile peuvent être différentes et je suppose que la réponse sera basée sur la magnitude photographique.

EDIT: Merci pour toutes les réponses, je suis toujours en train de les revoir. Voici quelques liens utiles supplémentaires que j'ai trouvés:

• Photométrie (astronomie) sur Wikipedia

• http://www.chiandh.eu/astphot/object.shtml , en particulier la discussion sur les "unités d'image brutes" et "pleine largeur à la moitié du maximum" (FWHM)

• http://www.astro-imaging.com/Tutorial/MatchingCCD.html et sa discussion sur FWHM

Chaque fois que la lumière passe une limite, elle se diffracte ou se courbe en raison de la propriété ondulatoire de la lumière qui interagit avec cette limite. Une ouverture dans un système optique, généralement circulaire ou en forme de cercle, est une de ces limites.

La façon dont la lumière interagit avec l'ouverture est décrite par la fonction de diffusion ponctuelle (PSF), ou dans quelle mesure et dans quelle mesure une source de lumière ponctuelle se diffuse après avoir traversé le système optique. La PSF est déterminée par la géométrie du système (y compris la forme et la taille de l'ouverture; la (les) forme (s) des lentilles; etc.) et la longueur d'onde de la lumière traversant le système optique. Le PSF est essentiellement la réponse impulsionnelle du système optique à une fonction impulsionnelle , un point de lumière d'une quantité unitaire d'énergie infiniment petite ou étroitement liée dans un espace 2D.

^{La convolution de la lumière du sujet avec la fonction d'étalement du point produit une image produite qui semble plus dispersée que l'objet d'origine. Par Wikipédia, Default007, utilisateur de Wikipédia . Domaine public.}

Pour une ouverture parfaitement ronde dans un système d’imagerie théorique optiquement parfait, la fonction PSF est décrite par un disque d’Airly , qui est un motif en forme de cible boudée d’anneaux concentriques de régions alternées d’interférences constructives (où les ondes lumineuses interagissent de manière constructive). "addition") et interférences destructives (où les ondes lumineuses interagissent pour s’annuler).

Il est important de noter que le motif du disque Airy n'est pas dû à des qualités d'objectif imparfaites, ni à des erreurs de tolérance de fabrication, etc. Il est strictement fonction de la forme et de la taille de l'ouverture et de la longueur d'onde de la lumière qui la traverse. Ainsi, le disque Airy est une sorte de limite supérieure de la qualité d'une image unique pouvant être produite par le système optique ¹ .

^{Une source ponctuelle de lumière traversant une ouverture ronde se répandra pour produire un motif de disque Airy. Par Sakurambo , de Wikimedia Commons . Domaine public.}

Lorsque l'ouverture est suffisamment grande pour que la majeure partie de la lumière traversant l'objectif n'interagisse pas avec le bord de l'ouverture, nous disons que l'image n'est plus limitée par la diffraction . Les images non parfaites produites à cet endroit ne sont pas dues à la diffraction de la lumière par le bord de l'ouverture. Dans les systèmes d’imagerie réels (non idéaux), ces imperfections incluent (mais se limitent à): le bruit (thermique, modèle, lecture, prise de vue, etc.); erreurs de quantification (qui peuvent être considérées comme une autre forme de bruit); aberrations optiques de la lentille; erreurs d'étalonnage et d'alignement.

Remarques:

1. Il existe des techniques pour améliorer les images produites, telles que la qualité optique apparente du système d'imagerie est meilleure que celle du disque Airy - limite. Les techniques d'empilement d'images, telles que l' imagerie chanceuse , augmentent la qualité apparente en empilant plusieurs images (souvent des centaines) différentes du même sujet. Alors que le disque Airy ressemble à un ensemble flou de cercles concentriques, il représente vraiment une probabilitéde l'endroit où une source ponctuelle de lumière pénétrant dans le système de caméra se posera sur l'imageur. L’augmentation de la qualité résultant de l’empilement d’images est due à l’augmentation de la connaissance statistique des emplacements des photons. En d’autres termes, l’empilement d’images réduit l’incertitude probabiliste produite par la diffraction de la lumière à travers l’ouverture décrite dans le PSF, en jetant un excès d’informations redondantes sur le problème.

2. En ce qui concerne la relation entre la taille apparente et la luminosité de l’étoile ou de la source ponctuelle: une source de lumière plus vive augmente l’intensité ("hauteur") de la PSF, mais n’augmente pas son diamètre. Mais l'augmentation de l'intensité lumineuse entrant dans un système d'imagerie signifie que davantage de photons illuminent les pixels limites de la région éclairée par la PSF. C'est une forme de "lumière épanouie", ou apparemment "déversée" de lumière dans les pixels voisins. Cela augmente la taille apparente de l'étoile.

La taille du "point" est affectée par la "fonction de dispersion du point" (PSF) du système de lentilles que vous utilisez, qui dépend de la longueur d'onde.

La diffraction de la lumière, qui détermine la limite de résolution du système, rend flou tout objet de type point à une certaine taille et forme minimale appelée fonction de propagation de point. Le PSF est donc l'image tridimensionnelle d'un objet en forme de point dans le plan image. Le PSF est généralement plus haut que large (comme un ballon de football américain se tenant sur sa pointe), car les systèmes optiques ont une résolution inférieure en profondeur que dans le sens latéral.

La PSF varie en fonction de la longueur d'onde de la lumière que vous regardez: des longueurs d'onde plus courtes (telles que la lumière bleue, 450 nm) entraînent une PSF plus petite, tandis que des longueurs d'onde plus longues (telles que la lumière rouge, 650 nm) donnent une PSF plus grande et par conséquent pire résolution. En outre, l'ouverture numérique (NA) de l'objectif que vous utilisez affecte la taille et la forme du PSF: un objectif à grand nombre de NA donne un joli petit PSF et donc une meilleure résolution.

Étonnamment, le PSF est indépendant de l'intensité du point. Cela est vrai à la fois pour l'astrophotographie et la microscopie.

Je peux penser à plusieurs raisons:

1. Le plus commun est la lentille. Obtenir une lentille pour faire la mise au point à l'infini peut être délicat avec certaines lentilles qui vous permettent de vous concentrer "au-delà" de l'infini. Mais même si vous pouvez obtenir le résultat exact, l’objectif lui-même peut tout de même l’étendre.
2. Une autre raison est qu'il est possible que la lumière frappe réellement plus d'un site de capteur, soit parce que le site du capteur (ou les grains du film) ne sont pas parfaitement alignés avec chaque étoile, ou parce que la projection de l'étoile sur le capteur ou le film est effectivement plus grand qu'un site de capteur unique ou un grain de film.
3. L'atmosphère diffuse également la lumière des étoiles, ce qui crée un cercle plus grand pour chacune d'entre elles.

J'ai pris une petite zone de votre photo et je l'ai agrandie (rééchantillonnée par un facteur de 10).

J'ai marqué deux régions intéressantes. La région A indique une étoile, brouillée par l’optique approximativement dans une zone de 3x3 pixels avec un pic de diamètre 2-3 pixels, je dirais. C'est l'effet de flou décrit dans la réponse de scottbb .

Cependant, l'étoile brillante à la position B est beaucoup plus large et montre également une saturation au centre. Mon hypothèse est que cet élargissement supplémentaire est dû à un fond perdu de pixels ou simplement à une saturation.

le "saignement" est-il le même pour les appareils photo numériques et non numériques?

Probablement pas. Les appareils photo non numériques ont une plage de contraste beaucoup plus élevée, donc la saturation peut être un problème moins important et le saignement de pixels qui est un effet électronique peut ne pas se produire du tout.

Cependant, avec un schéma d'enregistrement HDR dans un appareil photo numérique, il faut pouvoir corriger l'élargissement supplémentaire et faire en sorte que le point B ressemble à un point A beaucoup plus lumineux.

Pour changer la taille de l'effet de flou, vous pouvez jouer avec l'ouverture de votre appareil photo et des étoiles (ou des points imprimés sur du papier, si les étoiles ne sont pas disponibles ou un petit trou dans du carton noir avec une source de lumière derrière).

Bien étudié par George Airy, astronome royal, publié en 1830. Désormais appelé disque Airy ou motif Airy, une image d'étoile à source ponctuelle alternant anneaux clairs et sombres entourant un disque central. Le diamètre du premier anneau sombre est de 2,44 longueurs d'onde pour un objectif bien corrigé à ouverture circulaire. Ceci est un fait essentiel en ce qui concerne le pouvoir de résolution d'un objectif. Il est difficile, mais pas impossible, d'imager ces anneaux concentriques. La plupart des images fusionnent ces anneaux.

John Strutt, 3ème Baron Rayleigh (Astronome Royal) a également publié ce qu'on appelle maintenant le critère de Rayleigh, qui couvre le pouvoir de résolution maximal théorique d'un objectif. «La puissance de résolution en millimètres est 1392 µF. Soit f / 1 = 1392 lignes par millimètre maximum. Pour f / 2 = 696 lignes par millimètre. Pour f / 8 = 174 lignes par millimètre. Veuillez noter que le pouvoir de résolution pour les ouvertures plus grandes que f / 8 est supérieur au film censé être utile en images, peut exploiter. De plus, le pouvoir de résolution est mesuré en imaginant des lignes parallèles avec des espaces blancs entre elles. Lorsque les lignes décidées finissent par se confondre, leur espacement correspond à la limite de résolution de ce système d'imagerie. Peu de lentilles, voire aucune, n'ont dépassé le critère de Rayleigh.