Bien que nos caméras, nos objectifs, et nos ltres soient de modèle identique, une calibration relative est nécessaire. Celle-ci devrait nous permettre de corriger en grande partie les erreurs systématiques dues à la non uniformité des pixels des capteurs, aux diérences de valeur des ltres, ainsi qu'au vignetage des objectifs. La calibration s'eectue en deux temps. Tout d'abord la réalisation d'images de champ plat (ou ateld en anglais), images d'une surface uniforme réalisées avec les caméras équipées seulement de leurs objectifs, dont la nalité est de corriger le vignetage et la non-uniformité des pixels du capteur. Puis, dans un deuxième temps, des images du soleil sont réalisées avec tous les ltres pour corriger les diérentes valeurs des densités des ltres absorbants. Bien évidemment, chaque ltre est associé à une seule caméra à laquelle il restera assigné pour toute les expériences.
4.3.1 Images de atelds
Nous avons tout d'abord tenté d'utiliser la voûte céleste comme surface lumineuse homogéne, à l'aube ou au crépuscule, à l'opposé de l'astre solaire. Il s'est avéré que la voûte céleste n'est pas susamment homogéne à l'aube, (comme montré sur la Figure 4.7) et n'est pas assez lumineuse au crépuscule.
Figure 4.7 Flateld obtenu en faisant la médiane sur 30 images prises avec une caméra xant la voûte céleste à l'opposé du lever du soleil. On observe l'inuence nette du vignetage de l'objectif, mais également le fait que la gauche de l'image est plus sombre. Le morceau de voûte sélectionné n'était pas uniforme.
Finalement, nous avons eu la possibilité d'utiliser la sphère intégrante de l'Insti-tut de Planétologie et d'Astrophysique (IPAG) de Grenoble. La documentation de cette sphère est présentée en Annexe D. Le montage est présenté en Figure 4.8.
Figure 4.8 Schéma de principe d'une sphère intégrante.
Une source lumineuse de lumière blanche est placée à une entrée de la sphère, la caméra équipée de son objectif est placée à l'autre entrée. L'objectif est que la caméra n'enregistre que la lumière diusée par le revêtement de la sphère. Ainsi, un cache sépare les deux entrées pour prévenir l'arrivée de lumière directe sur l'objectif de la caméra.
Des séries de 30 images sont réalisées pour diérents temps d'exposition. Une médiane est ensuite réalisée pour chaque pixel sur les 30 images pour obtenir le ateld associé à la caméra. Une banque de atelds est ainsi réalisée pour plusieurs temps d'exposition (nous ne savons pas exactement quel temps d'exposition sera utilisé lors des acquisitions). Un exemple est présenté sur la Figure 4.9
Figure 4.9 Flateld obtenu pour la Caméra 1 et un temps d'exposition de 3 ms.
4.3.2 Correction des diérentes valeurs de densité des ltres
Il est important de calibrer les caméras de manière relative pour éviter que les mesures réalisées ne soient biaisées par des erreurs systématiques liées aux diérences de détectivités des capteurs ou aux diérences de valeurs de densité des ltres as-sociés aux diérentes cmaéras. La réalisation des atelds permet de corriger les défauts liés au vignetage de l'objectif. Il nous reste à corriger les erreurs introduites par les diérences de valeur des densités des ltres.
L'objectif de ce deuxième montage de calibration est de réaliser, avec les cinq caméras, équipées de leurs ltres et objectifs, des images du même objet lumineux dans les mêmes conditions. Or, cet objet lumineux doit avoir susamment d'inten-sité pour être visible par des caméras équipées de ltres de dend'inten-sité 10. Le seul objet
lumineux correspondant à cette spécication et que nous pouvons utiliser est le so-leil. L'expérience a été réalisée sur la terrasse du huitième étage du grand four solaire d'Odeillo. Les cinq caméras équipées de leurs objectifs et ltres, sont positionnées sur un robot de suivi solaire côte à côte. De même que pour la sphère intégrante, 30 images du soleil sont réalisées avec chaque caméra pour diérents temps d'exposi-tion, an de réaliser une médiane pour réduire l'inuence du bruit. Ces mesures ont été réalisées le 17 février 2017 entre 11h et 12h. Le DNI sur la terrasse du huitième étage du four solaire d'Odeillo était de 1005 W/m2. Un exemple des images obtenues ainsi est présenté en Figure 4.10.
Figure 4.10 Images du soleil obtenues avec les cinq caméras pour un temps d'exposition égal à 2 ms (médiane sur 30 images)
Cette expérience doit nous permettre de déterminer un coecient Cfi, associé à chaque caméra, dont la nalité sera de corriger les diérences entre les valeurs de densité des ltres. Ce coecient sera utilisé comme un facteur multiplicatif sur les images d'acquisition. Les diérentes étapes pour obtenir se coecient sont les suivantes :
Tout d'abord l'acquisition des images, 6 séries de 30 images sont réalisées pour
• Une médiane est réalisée pour chaque pixel de chaque série de 30 images.
• Le soleil est isolé sur chaque image, et une intégrale est réalisée sur la partie du soleil de valeur supérieure à 10% de sa valeur maximale.
• Nous obtenons pour chaque caméra et chaque temps d'exposition 6 valeurs d'intégrale. La valeur médiane de ces 6 valeurs est conservée (deuxième colonne du Tableau 4.1), les autres valeurs permettront de dénir la répétabilité comme l'erreur relative maximale entre la valeur médiane et les 5 autres valeurs.
• La caméra 5 est désignée comme référence (nous posons Cf5 = 1) La valeur d'intégrale de la cinquième caméra sera donc divisée par les autres valeurs d'intégrale pour obtenir les coecients Cfi.
Les résultats pour un temps d'exposition de 2 ms sont présentés dans le tableau 4.1.
no Caméra Intégrale Répétabilité Cfi
1 22902 ±0,2 % 1.33
2 14544 ±2,1 % 2.09
3 18484 ±0,1 % 1.64
4 19487 ±1,4 % 1.56
5 30400 ±0,8 % 1
Table 4.1 Mesures pour corriger les erreurs dues aux diérentes valeurs des ltres.
Le temps d'exposition des caméras lors de la prise d'image était de 2 ms.
L'erreur relative étant inférieure à 2.1%, nous pouvons considérer que l'erreur de répétabilité est able.
Une autre hypothèse que nous serons contraint de faire dans le cadre de notre expérience est que les capteurs de nos cinq caméras possèdent la même sensibilité spectrale, ce qui équivaut à présumer que le prol spectral du soleil enregistré par chacune des caméras est identique.