Apprendre
AutoStakkert : dériver ses réglages au lieu de les recopier
Vous ouvrez le logiciel, vous cherchez « quelle taille d'ancrage pour Jupiter », et vous tombez sur un fil de forum qui annonce 48. Ce nombre appartient à celui qui l'a écrit : il dépend de sa focale, de la taille de ses photosites et du diamètre que la planète occupait sur son capteur ce soir-là. Cette page vous apprend à le calculer pour VOTRE chaîne optique, en trois lignes d'arithmétique. Elle règle aussi l'estimateur de qualité selon la nature de la cible, place le seuil de brillance qui tient les ancrages sur le sujet, et expose le double-empilement comme le débat qu'il est. La chaîne complète, de la vidéo brute aux ondelettes, appartient au tutoriel Empilement planétaire AutoStakkert et Registax, cité plus bas.
- 4064 mm
- la focale résultante d'un tube de 203 mm à f/10 derrière une Barlow 2×, la chaîne qui sert d'exemple ici
- 0.147 ″/px
- l'échantillonnage qu'elle donne avec des photosites de 2,9 µm : le nombre dont tout le reste découle
- 299 px
- le diamètre qu'y prend un disque jovien de 44″ — la grandeur qui décide de la taille des ancrages
- 48 px
- l'ancrage dérivé de ce diamètre avant correction, obtenu par un calcul et lu sur aucun forum
- 400
- le nombre d'ancrages au-delà duquel une grille lunaire devient une machine à artefacts
Le périmètre
Ce que cette page règle, et où trouve-t-on le reste
Chaque curseur de l'empileur se dérive de la géométrie du montage, et c'est cette dérivation qui occupe la page, l'enchaînement des outils et le rehaussement revenant à leurs tutoriels.
Un seul logiciel, ses curseurs, et la logique derrière chacun
AutoStakkert aligne et empile une séquence d'images ; c'est tout ce qu'il fait, et il le fait mieux que quiconque depuis que la version 2 a remplacé les empileurs des années 2000. Le corollaire est direct : chacun de ses réglages porte une décision mesurable, et chacun se dérive de la géométrie de votre montage plutôt que d'un consensus de forum. Cette page prend les curseurs un par un — l'estimateur de qualité, la taille et le seuil des points d'ancrage, la zone d'empilement, le double-empilement, le format de sortie — et montre d'où sort la valeur juste. Le logiciel est gratuit et le restera : l'auteur, Emil Kraaikamp, a livré la version 3 en 2017, la version 4 en novembre 2023, un correctif de l'estimation automatique de qualité en janvier 2024 et un dernier passage sur le drizzle en février 2025. Ce qui coûte, dans cette discipline, c'est la chaîne optique en amont — le tube, la Barlow, le capteur — et c'est elle qui fixe tous les nombres qui suivent.
La chaîne complète et les ondelettes vivent ailleurs
Deux sujets voisins restent hors de ces pages. Le premier est l'enchaînement de bout en bout — quel logiciel intervient quand, de la vidéo brute au fichier final, et comment on passe le relais entre l'empileur et le rehausseur. Le second est le rehaussement lui-même : les six couches d'ondelettes, leur dosage, les artefacts qu'un survirage fabrique. Les deux appartiennent au tutoriel Empilement planétaire AutoStakkert et Registax, qui tient la vue d'ensemble. Le principe du tri par qualité, lui, est posé dans Le lucky imaging : ici, on considère acquis qu'une turbulence hachée rend une fraction des images exploitable, et on règle l'outil qui la trouve.
L'estimateur de qualité
Local sur une surface texturée, Global sur un champ d'étoiles
Local : une note par ancrage, donc une turbulence suivie zone par zone
En mode Local, le logiciel calcule une note de netteté dans le voisinage de chaque point d'ancrage, image par image. Il en tire une conséquence forte : pour un même instant, la bande équatoriale peut entrer dans les 20 % retenus pendant que la région polaire en sort. C'est la traduction logicielle exacte de ce que fait l'atmosphère au-dessus d'une ouverture de 203 mm — des cellules de quelques dizaines de centimètres qui traversent le faisceau et laissent une partie du champ nette pendant que l'autre ondule. Ce mode réclame donc de la matière : une surface texturée, du relief, des bords de cratères, des festons de bande nuageuse. Le champ ci-contre en est l'archétype — la rainure rectiligne de la Vallis Alpes, longue de plus de 130 km, offre un gradient franc dans chaque carré d'ancrage. Sur une cible de ce genre, Local produit régulièrement un résultat supérieur d'un cran visible.
Global : quand la cible est faite de points séparés par du vide
Retournez l'image et le raisonnement s'inverse. Un champ d'étoiles, une planète lointaine réduite à quelques dizaines de pixels, un couple serré que l'on cherche à dédoubler : la scène est faite de sources ponctuelles posées sur un fond uniforme. Un carré d'ancrage placé entre deux étoiles ne contient que du bruit de lecture, et l'estimateur local y note du grain. Le mode Global répond exactement à ce cas : il attribue une note unique à l'image entière et classe les vues les unes derrière les autres, ce qui reste la bonne mesure quand la netteté de la scène se résume à la finesse de quelques taches de diffraction. C'est le réglage des séquences prises sur M13, sur un couple d'étoiles de mag 3 ou sur un disque uranien de 3,7″ — autant de situations où l'unique repère mesurable tient dans le profil d'un point.
| Ce que contient le champ | Estimateur | Stabilisation d'image | La raison |
|---|---|---|---|
| Disque jovien de 44″ occupant 300 px, festons et bandes | Local | Planet, seuil dynamique | Le contraste varie d'une latitude à l'autre : la note doit varier aussi |
| Gros plan lunaire au terminateur, relief rasant | Local | Surface | Chaque bord de cratère fournit son propre gradient à mesurer |
| Disque martien de 25″ en pleine tempête de poussière | Local, ancrages élargis | Planet | Le contraste s'effondre : il faut plus de surface sous chaque carré |
| Uranus à 3,7″, soit une trentaine de pixels | Global | Planet | La cible tient dans un seul ancrage : la note locale perd son sens |
| Couple serré ou cœur d'amas globulaire | Global | Surface | Des points sur du vide : la finesse se juge sur l'image entière |
| Aucune ligne ne correspond au filtre. | |||
Le calcul central
La taille d'ancrage se dérive du diamètre en pixels
Le diamètre apparent relevé le soir même et l'échantillonnage encadrent la valeur de départ, que le compromis entre finesse restituée et stabilité de la note vient ensuite trancher.
Trois lignes d'arithmétique, et le chiffre sort
Tout part de l'échantillonnage, que la formule des 206 donne en une ligne. Déroulons-la sur une chaîne réelle : un Schmidt-Cassegrain de 203 mm à f/10, soit 2032 mm, doublé par une Barlow qui porte l'ensemble à 4064 mm et à f/20 ; derrière, un capteur aux photosites de 2,9 µm. L'échantillonnage vaut 206 × 2,9 ÷ 4064 = 0,147″ par pixel. Jupiter mesure 44″ ce soir-là, relevé sur l'éphéméride du jour et sur elle seule : le disque couvre 44 ÷ 0,147 ≈ 299 pixels. À partir de là, la fourchette de départ tient dans une division : le disque divisé par 10 donne le carré le plus fin qui garde du signal, divisé par 5 le plus large qui garde de la résolution — soit 30 à 60 px. On entre dans la liste du logiciel par la valeur intermédiaire, 48, et on ajuste ensuite selon le grain du brut.
Petit ou grand : ce que chaque taille achète et ce qu'elle coûte
Un carré étroit suit la turbulence de près : il corrige la déformation locale sur quelques dizaines de pixels et restitue les plus fins détails que l'optique délivre. Sa faiblesse est arithmétique — moins de pixels sous le carré, donc une note de netteté calculée sur moins de signal, donc une note qui se met à mesurer le grain dès que le brut est bruité. Un carré large fait l'inverse : il moyenne sur une grande surface, sa note est stable, son alignement robuste, et il restitue une image plus douce parce qu'il applique une même correction à une zone où la turbulence a varié. Le schéma ci-dessous montre la troisième conséquence, celle qu'on oublie : posé près du limbe, un carré de 152 px déborde sur le fond noir, et le logiciel se met à aligner un bord flou contre du vide. La règle pratique tient en une phrase : la taille monte avec le bruit et descend avec la qualité du seeing.
| Chaîne optique | Focale résultante | Échantillonnage | Disque jovien | Ancrage de départ |
|---|---|---|---|---|
| Maksutov 127 mm f/12,1 nu | 1540 mm | 0,388″/px | 113 px | 16 px |
| Maksutov 127 mm avec Barlow 3× | 4620 mm | 0,129″/px | 341 px | 48 px |
| Schmidt-Cassegrain 150 mm f/10 nu | 1500 mm | 0,399″/px | 110 px | 16 px |
| Schmidt-Cassegrain 203 mm avec Barlow 2× | 4064 mm | 0,147″/px | 299 px | 48 px |
| Schmidt-Cassegrain 203 mm avec Barlow 3× | 6096 mm | 0,098″/px | 449 px | 64 px |
| Aucune ligne ne correspond au filtre. | ||||
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Relevez le diamètre apparent de la cible, pour la date exacte
Jupiter oscille entre 30″ et 50″ selon sa distance, Saturne descend à 15″ hors opposition, Mars parcourt toute la gamme de 4″ à 25″ en deux ans. Un ancrage calculé sur la valeur de l'opposition précédente se trompe d'un facteur 2 six mois plus tard.
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Calculez l'échantillonnage de la chaîne du soir
Focale du tube, coefficient de la Barlow réellement obtenu à votre tirage, taille de photosite lue dans la fiche du capteur. La Barlow annoncée 2× monte souvent à 2,2× quand on l'éloigne du capteur : c'est cette valeur-là qui entre dans le calcul.
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Divisez, puis entrez dans la liste par la valeur voisine
Le logiciel propose une échelle discrète de 16 à 200 px. Le résultat de la division tombe rarement dessus : on prend la graduation la plus proche, et on note l'écart pour le second essai.
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Empilez deux fois, à un cran d'écart, et comparez à l'écran
Une passe à 48 px, une à 64 px, les deux TIFF ouverts côte à côte à 200 % sur la même zone de festons. Vingt minutes de machine tranchent ce qu'aucun tableau ne tranche, parce que le bruit de VOTRE brut n'est écrit nulle part.
L'expérience qui a fixé la doctrine, et sa vraie conclusion
Cette manière de faire remonte à un test devenu classique : l'imageur planétaire Christophe Pellier a empilé la même séquence jovienne avec quatre tailles d'ancrage — 25, 50, 100 et 200 px — et comparé les résultats région par région. Le passage de 25 à 50 gagne franchement en finesse. Entre 50 et 100, le verdict se scinde : le carré étroit l'emporte dans la zone équatoriale et sur les bandes, riches en contraste, tandis que le large reprend l'avantage aux hautes latitudes, où le disque devient uniforme et où un petit carré manque de repères pour s'accrocher. À 200 px, l'image redevient molle. La leçon que l'on retient d'ordinaire — « il faut 50 » — est la moins intéressante des trois. La vraie leçon est que l'optimum suit le contraste local : une même image mérite des ancrages fins sur ses bandes et plus larges sur ses pôles, ce que la grille multi-échelle du logiciel automatise en posant deux tailles en une seule passe.
Le matériel qui fixe ces nombres, et ce qu'il coûte
Les cinq lignes du tableau ci-dessus disent une chose simple : l'échantillonnage se fabrique en amont, et il s'achète. Le capteur d'abord — la Svbony SV305C, à 179,99 €, porte un capteur couleur Sony IMX662 aux photosites de 2,9 µm, la valeur qui alimente tous les calculs de cette page ; sa cadette, la SV205 à 102,99 €, se glisse au coulant 1,25" pour afficher la Lune en direct et sert d'abord de banc d'essai. La focale ensuite : une Barlow 2× Celestron X-Cel LX (111,95 €) double une focale sans mollir aux bords, et la Barlow 3× Svbony SV216 (60,99 €) monte à quatre éléments pour porter un tube court à l'échantillonnage planétaire. Le tube enfin, qui plafonne tout le reste : un Maksutov Skymax 127 délivre 1540 mm à f/12,1 pour 600,77 €, quand un NexStar 6SE de 150 mm et 1500 mm de focale demande 1 207,99 € avec sa monture. Le choix du couple Barlow-capteur est traité pour lui-même dans Barlow et rapport f/D optimal.
Le seuil de brillance tient les ancrages sur le sujet
Le curseur de brillance minimale décide du niveau en dessous duquel le logiciel refuse de poser un ancrage. Son effet se voit en direct dans la fenêtre d'aperçu : montez-le, et la grille se resserre vers l'intérieur du disque ; baissez-le, et les carrés s'avancent jusqu'au limbe puis débordent sur le ciel. C'est précisément le débordement qu'il faut acheter ou refuser en connaissance de cause. Un carré dont la moitié de la surface tombe sur du fond noir aligne une transition brutale plutôt qu'un détail, et cette transition, elle, bouge au gré de la turbulence : le résultat est une bordure dédoublée ou un anneau clair qu'on prend ensuite pour un défaut d'optique. Sur une séquence lunaire, le même curseur sert d'antidote à la prolifération : une grille automatique posée large produit vite plus de 400 ancrages, et l'usage veut qu'on remonte le seuil et la taille jusqu'à revenir sous ce plafond. Chaque ancrage superflu ajoute un vote au vecteur de déformation, sans ajouter de signal.
La zone d'empilement, ou comment gagner du temps machine
Le cadre d'empilement délimite la portion de trame que le logiciel traite. Le centrer sur la cible et le refermer jusqu'à laisser une marge de sécurité tout autour a deux effets. Le premier tient au temps : une trame de 800 × 600 réduite à un cadre de 400 × 400 divise la charge de calcul par près de trois, ce qui compte quand une nuit rapporte quarante séquences. Le second tient à la qualité du suivi — une cible qui dérive de plusieurs dizaines de pixels pendant l'acquisition sort du cadre trop serré, et les images concernées quittent l'empilement en silence. La marge se dimensionne donc sur l'amplitude de dérive observée à la capture, pas sur le diamètre du disque. Réglez-la à environ un tiers du diamètre de la cible de chaque côté, vérifiez sur l'aperçu de la dernière image de la séquence, et l'affaire est close.
Le débat
Le double-empilement : une option, jamais une case à cocher d'office
Le second passage aligne la séquence entière sur le résultat du premier, ce qui lui donne une référence plus propre et lui transmet aussi les défauts qu'elle porte déjà.
Ce que la case fait réellement
L'option de référence double demande au logiciel de faire le travail deux fois. Il produit d'abord un empilement ordinaire, puis il recommence la séquence entière en prenant ce premier résultat comme référence d'alignement à la place d'une image unique. L'intention est saine : une référence empilée porte moins de bruit qu'une trame isolée, donc la corrélation qui positionne chaque ancrage travaille sur un signal plus propre, donc les vecteurs de déformation sont mieux estimés. Sur une séquence lunaire riche en relief, combinée à la grille multi-échelle, plusieurs imageurs rapportent un gain net de netteté. Le coût est aussi net : le temps de traitement double, ce qui se paie cher sur une nuit à quarante fichiers.
Pourquoi le gain n'est pas garanti
L'objection tient à la nature de ce qu'on met en référence. Un premier empilement contient le signal de la cible et, avec lui, tout ce que le premier passage a introduit : un artefact de bordure né d'un ancrage mal posé, un anneau au limbe, une déformation résiduelle. Le second passage aligne alors la séquence entière sur cette référence enrichie de ses propres défauts, et il les fixe au lieu de les diluer. L'impression de netteté qui en résulte est parfois réelle et parfois cosmétique — la même structure a simplement été renforcée deux fois. Sur les fils spécialisés, des imageurs chevronnés déclarent ne mesurer aucune amélioration et abandonner l'option pour son coût en temps, quand d'autres l'utilisent systématiquement sur leurs séquences de surface. Le protocole honnête consiste à trancher soi-même, sur une séquence connue, avec les deux sorties ouvertes côte à côte.
Avantages
- Référence moins bruitée : la corrélation qui positionne chaque ancrage travaille sur un signal plus propre qu'une trame isolée
- Gain rapporté sur les séquences de surface lunaire, particulièrement lorsque la grille multi-échelle est active
- Utile quand aucune image individuelle ne se détache assez pour servir de référence, cas fréquent par turbulence forte
- Le comparatif se mène en une soirée : la même séquence, les deux sorties, un examen à 200 %
Inconvénients
- Temps de traitement doublé, ce qui devient prohibitif sur une nuit qui rapporte quarante séquences
- Les artefacts du premier empilement passent dans la référence et se retrouvent renforcés au second
- Le gain visible ressemble parfois à un simple renforcement du même contenu, pris à tort pour de la résolution
- Des imageurs expérimentés rapportent une absence de gain mesurable sur leurs séquences planétaires
La sortie
Le fichier qui part au rehaussement
La dynamique que la moyenne de centaines de trames vient de fabriquer tient dans le format d'écriture, et le fichier arrive au rehausseur avec le voile que tout empilement laisse.
TIFF 16 bits non compressé, et la raison en trois phrases
L'empilement de plusieurs centaines d'images produit un résultat dont la dynamique dépasse largement les 256 niveaux d'une sortie 8 bits : c'est même l'objet de l'opération, puisque la moyenne d'un grand nombre de trames fabrique des valeurs intermédiaires que chaque trame prise seule ignore. Écrire ce résultat en 8 bits jette cette finesse au moment précis où elle vient d'être gagnée. Le TIFF 16 bits sans compression conserve l'intégralité de l'échelle et se relit sans surprise dans tous les rehausseurs. La compression sans perte reste une option défendable pour l'archivage, mais elle ralentit l'ouverture d'une pile de fichiers, et l'espace disque coûte aujourd'hui moins cher que la patience. Trois options accompagnent utilement l'export : la normalisation d'empilement, qui égalise la luminosité d'une séquence à l'autre lorsqu'on prépare plusieurs stacks à cumuler ; l'alignement des couches colorées, qui rattrape la dispersion atmosphérique résiduelle ; et le drizzle à 1,5× ou 3×, réservé aux séquences sous-échantillonnées.
Ce qui se passe après, en une phrase et un lien
Le TIFF qui sort d'ici porte encore le voile qu'un empilement laisse toujours : le contraste des petites structures a été moyenné en même temps que le bruit. Sa remise en forme par ondelettes, avec le dosage couche par couche et les artefacts à surveiller, relève du tutoriel de la chaîne complète. Si l'image finale reste molle après ce passage, la cause est en amont plutôt que dans les réglages d'empilement — collimation, mise au point, turbulence ou échantillonnage : le diagnostic d'une image floue déroule les vérifications dans l'ordre.
Continuer
Autour de l'empileur
La chaîne complète, de la vidéo au fichier fini Qui fait quoi entre l'empileur et le rehausseur, dans quel ordre, et où passe le relais. La vue d'ensemble que cette page suppose acquise. 
Pourquoi trier des milliers d'images vaut mieux qu'en poser une longue Le principe qui rend l'empilement planétaire possible : une turbulence qui hache le front d'onde laisse une fraction des trames exploitable, et il suffit d'aller la chercher. Fabriquer le bon échantillonnage avant de traiter Le rapport f/D qui met la tache de diffraction à la bonne taille sur les photosites, et la Barlow qui l'obtient sans tuer le contraste. Quand l'image finale reste molle Collimation, mise au point, turbulence, échantillonnage : les causes d'une image sans piqué se testent dans un ordre précis, et l'empilement arrive en dernier. Le réglage juste commence dans le porte-oculaire
L'échantillonnage se fabrique avec un tube, une Barlow et un capteur : ce sont eux qui fixent le diamètre en pixels dont tous les curseurs de cette page découlent. Notre rayon planétaire, du Maksutov de balcon à la caméra à haute cadence.