Pourquoi les sources lumineuses apparaissent-elles parfois comme des étoiles?

Voir par exemple cette photo:

D'après mon expérience, plus l'exposition est longue, plus cet effet peut être observé. Est-ce correct? Y a-t-il d'autres facteurs qui influencent la création de ces étoiles (y a-t-il un meilleur mot pour le dire, d'ailleurs?) Et que se passe-t-il exactement sur le plan technique?

Cela semble être un bel exemple de diffraction de Fraunhofer . Cela est dû à la nature ondulatoire de la lumière. L'effet dépend de la longueur d'onde (c'est-à-dire de la couleur). C'est surtout lorsque la lumière brillante d'une distance pratiquement infinie traverse des fentes étroites, ce qui la diffuse perpendiculairement aux fentes. Cela diffuse un faisceau de lumière ponctuel en une paire de traînées.

L'utilisation d'une petite ouverture crée des situations semblables à des fentes au niveau des coins formés par les lames adjacentes. Ainsi, lorsque vous obtenez une combinaison de sources de lumière monochromatiques relativement intenses et ponctuelles dans l'image et une ouverture étroite, vous devriez voir une traînée (de même couleur) émaner des points dans deux directions perpendiculaires aux lames. Lorsque votre diaphragme est formé par des lames droites, il y aura deux fois plus detraînées comme des lames. Cependant, les traînées pour les lames parallèles coïncideront. Ainsi, pour un diaphragme avec un nombre impair d'aubes (où il n'y a pas deux lames parallèles), il y aura deux fois plus de traînées radiales que de lames, mais pour un diaphragme avec un nombre pair d'aubes (où les lames opposées seront parallèles), les traînées se chevaucheront. paires, donnant le même nombre de traînées que de lames ( mais chaque traînée est deux fois plus brillante ).

Un exemple classique est présenté dans la première image de l'article de Wikipedia sur la diffraction , pour la diffraction de Fraunhofer à travers une ouverture carrée. Vous voyez quatre stries bien définies.

La théorie est expliquée plus en détail ici . Cette explication a été publiée en 1967 par CA Padgham . Ken Rockwell le mentionne dans sa discussion sur le bokeh .

Nous devrions nous attendre à ce qu'une certaine quantité de diffraction soit toujours présente. Il est généralement léger et moyennement calculé dans la plupart des images: il contribue seulement dans une faible mesure au flou qui est présent dans toute image lorsque l’on y regarde de près. Ce n'est que dans les images réunissant plusieurs facteurs - points de lumière monochromatique intense, petites ouvertures, lames de diaphragme droites - qu'il deviendra prédominant. Ces informations montrent comment rendre les étoiles plus visibles ou comment les supprimer, en modifiant ces facteurs d’exposition (dans la mesure du possible).

Enfin, la durée d’exposition est liée à l’apparition de cet effet, comme vous l’avez observé, mais uniquement parce que les expositions avec des points de lumière brillants sont presque toujours beaucoup plus longues que nécessaire pour enregistrer les lumières: vous essayez de voir le reste de la lumière. la scène, qui est beaucoup plus sombre. La luminosité des traînées de diffraction décroît si rapidement loin de leurs sources que si vous utilisiez une exposition suffisamment courte pour exposer correctement les lumières elles-mêmes, les traînées seraient pratiquement invisibles. Par exemple, il y a des sources de lumière plus faibles, mais toujours importantes, dans votre arrière-plan: elles ressemblent à des fenêtres distantes. Eux aussi doivent avoir leurs propres stries, mais ces stries sont trop sombres pour être vues. (Un filtrage logiciel approprié pourrait peut-être les extraire.)

C'est dû à la diffraction où les lames d'ouverture se rencontrent comme indiqué par John et Pearsonartphoto. C'est un moyen pratique de tester le nombre de lames d'ouverture que vous avez!

Pour répondre à votre deuxième question, la durée de l’exposition n’affecte pas directement l’effet. Il y a deux facteurs principaux, le premier est la taille de l'ouverture (elle doit être petite), et les longues expositions ont tendance à aller avec une petite ouverture. Le deuxième facteur est que vous devez tirer dans la source de lumière. Cela a tendance à ne se produire que la nuit avec de la lumière artificielle, alors encore une fois, les gens ont tendance à utiliser de longues expositions.

Voici un exemple (pas le mien!) De l'effet avec une très courte exposition pour démontrer le point:

(c) photogeek133

Ok, j’ai menti, c’était une longue exposition avec des flashs mobiles réglés sur strobe, mais chaque lumière était allumée pendant une très brève période. Les deux autres ingrédients - tir dans les stroboscopes et petite ouverture (f / 14) sont ce qui produit les motifs en étoile.

Ce que vous voyez est le résultat de la forme de l'ouverture de votre appareil photo. Si vous mettez, par exemple, une forme de coeur ou un autre "filtre" sur le devant de votre appareil photo, vous verrez une forme différente à la place de ces lumières.

Vous avez presque raison de penser que plus l'exposition est longue, plus cet effet peut être observé. En fait, plus votre ouverture est petite, plus cet effet apparaîtra.

Il existe des filtres, starlight, conçus à cette fin, mais sans filtre, l'effet est généralement perçu avec des ouvertures plus étroites sur les objectifs à lames d'ouverture plus droites. Plus les lames sont droites, plus l'effet est prononcé.

Donc, ce qui se passe, c’est que la lumière de ces sources lumineuses fixes et stationnaires est pliée par l’ouverture de votre objectif et que le motif en étoile est créé par les points nets définis par l’hexagone des six pales de votre ouverture. Vous remarquerez que les rayons étoilés vont tous dans la même direction pour les lumières, c'est à cause des lames d'ouverture.

Au fait, j'aime le tir.

Pourquoi les sources lumineuses apparaissent-elles parfois comme des étoiles? Eh bien, j’ai changé d’opinion et partage maintenant l’avis prédominant selon lequel les étoiles proviennent d’effets de diffraction. L'argument le plus fort en faveur de la diffraction par rapport à la réflexion provient des propriétés de symétrie du motif en étoile, à savoir, si N est impair, alors les lames de l'iris N génèrent 2 * N pointes.

Je pense que vous trouverez la réponse à vos questions sous http://www.stfmc.de/misc/diffcontrarefl/tlf.html

Ce n'est pas une réponse vraie, mais une extension sur le calcul des diagrammes de diffraction à partir de la réponse de @ whuber .

Tout d'abord, nous avons l'intégrale de diffraction. La fonction U _p décrit l'amplitude complexe dans le plan d'observation à une distance ( x _p , y _p ) de l'axe optique, et une distance L _z de la source (une sorte d'objet diffractif, par exemple à sténopé, l' ouverture de la caméra, etc. ) U _s est une fonction qui décrit l'amplitude complexe dans le plan source; pour un trou d'épingle extrêmement petit, vous pouvez utiliser une fonction dirac delta . La troisième variable dans U _s est 0 car, pour des raisons de commodité, on dit que l'objet diffractif est l'origine du système de coordonnées. Les variables x _set y _s dans ses arguments en tenant compte du fait que l'objet peut avoir une certaine taille dans le plan x – y .

Cela peut ne pas sembler être une intégrale aussi terrible, mais k et r _{sp ne} sont que des notations pour quelque chose de plus grand:

Intégrer une fonction avec un radical avec des termes carrés dans le numérateur de e et dans le dénominateur est une très mauvaise intégrale.

On simplifie l'intégrale en supprimant les racines carrées en utilisant la représentation en série binomiale et en tronquant les termes d'ordre supérieur. L' intégrale de Fraunhofer est valable quand on a besoin de 2 termes; l' intégrale de Fresnel est pour quand on a besoin de 3 termes. La preuve en est quelque peu nuancée, mais elle dépasse le cadre de la présente.

Lorsque nous commençons à manipuler ces éléments pour obtenir les intégrales de diffraction de Fresnel et Fraunhofer, nous obtenons trois quantités.

Si Nfd * ( θ _d ) ² << 1, l'intégrale de Fresnel est valide. Si cela est vrai et Nfs << 1, l'intégrale de Fraunhofer est vérifiée .

Les deux intégrales sont:

Fresnel:

Fraunhofer:

où

,

et ν _x et ν _y sont la taille de la source dans une dimension donnée divisée par la longueur d'onde de la lumière multipliée par la distance à la source. Normalement, il serait écrit ν _s = d / ( λx _s ).

Répondre à la question de @ whuber sur la raison pour laquelle vous pouvez avoir besoin de l'un ou de l'autre, malgré ce que dit Wikipédia, nécessite un peu de réflexion.

Le commentaire "au niveau du plan focal d'un objectif d'imagerie ..." provient probablement d'un manuel et l'implication est que la source de la diffraction (c.-à-d. Le trou d'épingle, la fente, peu importe - ces équations sont agnostiques quant à la géométrie de la source) est très loin. Malheureusement, non seulement l’objectif de Fraunhofer le permet, mais la diffraction provient également de l’objectif de la caméra.

Le modèle correct pour la diffraction à partir de l'ouverture d'un appareil photo est une ouverture à n côtés ( n est le nombre de lamelles d'ouverture de l'objectif) éclairée par une source ponctuelle à l'emplacement de la chose dans l'image qui produit le motif étoilé.

Lorsque les objets sont vraiment très éloignés (quelques mètres suffisent), les sources ponctuelles se comportent comme s'il s'agissait d'ondes planes et les dérivations effectuées sur Wikipedia sont correctes.

Par exemple, l'ouverture d'un objectif double Gauss de 50 mm est de l'ordre de 40 à 60 mm du plan de l'image. Deux lentilles situées derrière l’arrêt physique l’imaginent sur une distance plus grande que celle indiquée (c’est l’emplacement de la pupille de sortie), mais la pupille de sortie n’est pas celle où la fonction U _s ( x _s , y _s , 0) est centré!

Pour une lumière à ouverture de rayon 500 nm et 1 mm, nous pouvons vérifier si l’intégrale de Fraunhofer est valide. Il est égal à (0,001) ² / (500 * 10 ^-9 * 50 * 10 * ³ ), ou 40, qui est >> 1 et l'intégrale de Fraunhofer est invalide. Pour la lumière visible, tant que la limite d' ouverture est de l'ordre du millimètre du détecteur, Nfs ne sera jamais proche de 1, encore moins beaucoup plus petit.

Ces équations peuvent différer quelque peu de celles de Wikipedia; Je citerais l'OPT 261, Interference & Diffraction, de l'institut d'optique de l'Université de Rochester, enseigné par le professeur Vamivakas. Les équations dans Optics de Hecht devraient être assez similaires. Les équations sont pour l' amplitude complexe , pour obtenir l' irradiance (intensité ou luminosité), vous devez prendre la magnitude au carré du résultat.

Voici un exemple et personnellement, j'aime l'effet. Il peut ajouter un peu d'art à la photo comme dans celle que je vais créer un lien.

La cause est due aux lames d'ouverture sur mon astucieux 50mm.

L'exposition est secondaire par rapport aux étoiles car je dois fermer le diaphragme pour ne pas surexposer les photos avec toutes les lumières vives dans lesquelles je m'engage. Si j'expose juste pour les lumières, je ne verrai rien d'autre que du noir sur la photo où je souhaite exposer le bâtiment.

Donc, pour compenser le réglage de la petite ouverture (f / 20 dans cette photo), je dois augmenter mon temps d’exposition (20 secondes) afin d’obtenir une exposition correcte. Ainsi, la diffraction se produit ou est grandement amplifiée à mesure que j'augmente ou que je ferme le nombre pour éviter la surexposition.

Notez l'info exif:

• Canon EOS-1Ds Mark III
• Canon EF50mm f / 1.8 II
• ƒ / 20.0
• 25 secondes
• ISO-100

https://www.flickr.com/photos/eyeinfocus/25494167814/in/album-72157661802536456/