Astrosurf Magazine 11

N°11 Nov. - Déc. 2004

Photo Emmanuel Mallart

Comprendre

Champ constructeur et champ apparent mesuré

Observations et images

Galaxies singulières : le catalogue ARP Etoiles doubles : faites-vous la paire Balade lunaire : Rimae et Recta U Cyg : un rubis dans le Cygne Pleine Lune aux couleurs d'Halloween CROAs : Jones 1 et Hélix Occultations rasantes

Techniques et instruments

Effets des lames d'araignées sur les images Premiers pas avec une webcam : le mode Raw

Rubriques

Ciel d'encre Astro-notes Images du ciel Actualité cométaire Le ciel du bimestre Les éphémérides

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Editorial Astrosurf-Magazine 18, Chemin des Ajoncs 31470 Saint-Lys Tél. : 05.34.47.10.20 E-mail : [email protected] Web : magazine.astrosurf.com Bulletin d’abonnement : page 22 Directeur de Publication : Jean-Philippe CAZARD E-mail : [email protected] Rédacteur en Chef : Jean-Philippe CAZARD Email : [email protected] Christian SANCHEZ Email : [email protected] Astrosurf-Magazine est édité par AXILONE, Sarl au capital de 7622 Euros 18, Chemin des Ajoncs 31470 Saint-Lys RCS Toulouse 419 630 488 Dépôt légal à la date de parution CPPAP : 1005 K 83637 En couverture : M33 - Photo Emmanuel Mallart Lunette Takahashi FSQ106 et caméra CCD ST10XME. Annonceurs : 5 System page 2, Optique et Vision page 5, Axilone p20 et p21, Inaco page 63, Galiléo page 64. Ont collaboré à la réalisation de ce numéro : Eric Maire, Fabrice Morat, Jean Schwaenen, Eric Tinlot, Pierre-Marie Meshaka, Georges Bouderand, Pierre Jacquet, Erik Seinandre, Pierre-Olivier Pujat, Maïcé Prévost, Pierre et Marie Bignone, David Vernet, Pierre-Olivier Pujat, Emmanuel Mallart, Alain Gérard, Philippe Jargel, Philippe Morel, Christian Arsidi, Stéphane Poirier, Marc Sylvestres, Bruno Salque, Bruno Daversin, Thierry Viant, Jean-Olivier Cammilleri, Biran Lula, Christian Viladrich, Stéphane Poirier, Florent Poiget, Patrick Lécureuil, Alain Balagna. Encart Le présent numéro comporte un encart et un courrier. Photogravure : TEC Photogravure 14, Allées F. Verdier - 31000 Toulouse Impression : Imprimerie Lecha 51, rue du Pech - 31100 Toulouse

D’autres, et pas des moindres, ne se sont pas privés de modifier le calendrier pour mettre en concordance le ciel avec les agissements d’ici bas. Alors suivons leur exemple et datons ce présent numéro 11 du bimestre "novembre-décembre 2004". Cette retouche calendaire, sans influence sur la durée de votre abonnement référencé par rapport au numéro, nous permet ainsi de coller à la période de parution et de mettre en harmonie nos éphémérides mensuelles avec le bimestre mentionné sur la couverture.

Sommaire Page 4 Page 6

La rédaction

Ciel d'encre

Christian Sanchez

Coma et tolérances de collimation 3/3 Jean-Claude Durand

Page 14

Effets des lames de l'araignées

Page 18

Champ constructeur contre champ apparent mesuré

Page 21

Galaxies singulières : le catalogue ARP

Page 25

Premiers pas avec une webcam : le mode RAW (4)

Page 30

Images du ciel

Page 37

Faites-vous la paire

Page 44

U Cyg : un "rubis" dans le Cygne

Page 46

Actualité cométaire

Page 48

Balade lunaire : rimae et recta

Page 50

CROAs : Jones 1 et Hélix

Page 52

Pleine Lune aux couleurs d'Halloween

Page 53

Occultations rasantes

Page 54 Page 55

Eric Maire

Fabrice Morat

Jean-Philippe Cazard Jean-Philippe Cazard

Collectif

Alain Gérard

Pierre Jacquet

Eric Tinlot

Pierre-Olivier Pujat Fabrice Morat

Philippe Morel

Jean Schwaenen

Astro-notes

Georges Bouderand

Ephémérides

Jean Schwaenen, Eric Tinlot, Erick Seinandre, IMCCE

Ciel d'encre

Chistian Sanchez

Les pieds sur Terre, la tête dans les étoiles

connaissance de l'atmosphère y sont exposés. Une présentation des nombreuses disciplines scientifiques mises à contribution dans la compréhension de ce mélange d'oxygène et d'azote voisine ainsi avec la présentation des outils de mesure et de leur fonctionnement. Cet exposé technico-scientifique suit un parcours temporel : de l'héritage grec on chemine jusqu'à l'ère spatiale, en passant des premières études de l'atmosphère aux nouvelles investigations, avec des tableaux résumant les théories et découvertes faites au fil des siècles. Un cheminement qui nous amène loin du "s'il pleut, c'est parce que la pluie est nécessaire à l'homme" (Aristote). Un cheminement qui offre aux astronomes amateurs l'occasion de mieux connaître celle qui, par sa turbulence, signale son existence au cours des soirées d'observations!

Après Le Guide du Ciel, après le Ciel à l'oeil nu, Guillaume Cannat nous propose une nouvelle production annuelle appelée à connaître un nouveau succès : l'Agenda du Ciel. C'est tout simple, il suffisait d'y penser. L'agenda du ciel est destiné à garder les pieds sur Terre de ceux qui ont la tête dans les étoiles. Il est destiné à noter vos rendez-vous de la vraie vie, la vie que vous menez quand vous n'êtes pas astronome (amateur). La preuve de cette destination en est fournie avec les horaires des journées qui vont de 8 à 19 heures, des horaires diurnes loin de vos activités nocturnes favorites. L'agenda est découpé en semaines. Chaque semaine occupe deux pages qui se font face. Un petit bloc note est disposé en bas à droite et deux belles images du ciel et de ses merveilles illustrent chaque semaine. Si l'indication des phases de la Lune est incontournable dans tout agenda qui se respecte, les brèves indications des phénomènes les plus intéressants à suivre à l'oeil nu, aux jumelles ou dans un petit télescope peaufinent le côté astronomique de cet opuscule. Douze cartes célestes présentent le ciel observable au fil des mois à une heure raisonnable. Douze constellations qualifiées d'essentielles, quelques conseils d'achat d'instrument et un carnet d'adresses complètent l'agenda. Sans oublier ces jolis petits textes qui accompagnent les ouvrages de Guillaume Cannat. Je ne résiste pas d'ailleurs au plaisir de reproduire ici les voeux pour 2006 qui terminent l'agenda : "que vos crépuscules soient riches de couleurs et de rencontres planétaires, et que les étoiles brillent sur votre route".

Made in home, sweet home... "L'air est la plus mauvaise partie de l'instrument..." cette phrase d'André Couder mise en exergue du 15e et dernier chapitre de La Construction du Télescope d'Amateur consacré à la turbulence atmosphérique me permet une transition facile . Pourquoi citer un ouvrage dont la première publication remonte à plus d'une cinquantaine d'années? Pour signaler sa troisième édition ma bonne dame. La Construction du Télescope d'Amateur de Jean Texereau, la CTA des initiés, est d'abord parue en feuilleton dans la revue l'Astronomie à partir de 1948. Puis, la Société Astronomique de France regroupait les différents épisodes en un seul volume publié en 1951. Ce premier volume ne connaissait qu'une seule réédition, en 1961, malgré son succès auprès des amateurs constructeurs. Avec cette production des Editions Vuibert, c'est donc la troisième édition de ce livre mythique. Voilà rapidement retracé la genèse de l'édition de la CTA. Reste à expliquer la raison du "culte" voué à ce livre. Elle tient en une phrase extraite de ma préface à cette troisième édition : "son exposé clair et précis des fondamentaux de la taille des miroirs et des méthodes de contrôle perdure au-delà des modes". Pour ceux que n'effraie pas l'idée de faire chauffer la poix ou de transformer un coin de garage en atelier de taille de miroir, la construction d'un télescope est à leur portée après lecture de la CTA. Jean Texereau y détaille scrupuleusement la réalisation de toutes les pièces qui concourent à la fabrication d'un télescope. La taille du miroir - pièce maîtresse du télescope - son

Atmosphère, atmosphère... D'un côté la Terre. De l'autre le ciel. Entre les deux, une mince, en regard des dimensions des corps en présence, couche d'air : l'atmosphère. Une couche qu'il a fallu apprendre à mieux connaître pour en prévoir ses influences sur les activités humaines. Et c'est cette "découverte des sciences de l'atmosphère et de l'espace" qui est retracée dans l'ouvrage de Bernard Authier intitulé Entre ciel et terre. En deux cents pages, l'auteur nous offre une synthèse de toutes nos connaissances actuelles sur cette masse d'air aux propriétés physico-chimiques changeantes au gré de l'altitude. L'auteur ne se contente pas d'exposer les résultats, les méthodes et les moyens mis en oeuvre dans notre

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contrôle, son aluminure même y sont clairement exposés. Puis vient la construction de la partie mécanique -tube, monture et entraînement- qui là aussi est décortiquée avec un luxe de détails. Bien sûr, l'ouvrage propose la réalisation d'un télescope de 200mm , le "gros diamètre" des années 50, à tube à section carrée disposé sur une solide monture azimutale sur trépied bois. CTA, avec ses schémas au look des premiers numéros de Système D, a recours aux techniques en usage du temps de sa première écriture. N'empêche. Il suffit d'adapter à notre époque de moteurs pas-à-pas et autres montures Dobson pour réaliser soigneusement un outil performant. Avec, cerise sur le gâteau, la satisfaction d'avoir construit son propre instrument... en évitant d'attraper le virus du gratteur de verre, virus qui au subtil rouge préservant la vision nocturne des observateurs vous fait préfèrer le gros rouge à polir!

Du haut de ces pyramides... Depuis qu'un certain Thalès s'amusa à mesurer la hauteur de la pyramide de Kheops sans grimper dessus, nous pouvons mesurer l'infini de l'Univers avec des éléments finis. C'est ce que nous propose Gilles Dodray dans Arpenter l'Univers. La découverte du ciel étoilé se heurte en milieu scolaire à la difficulté de réunir de nuit des élèves autour de lunettes. Les professeurs motivés se tournent alors vers le côté le plus rébarbatif de la science des astres : les chiffres que l'on peut triturer à loisir en classe. Reste à trouver des thèmes de calculs intéressants et ne nécessitant pas un matériel sophistiqué. Arpenter l'Univers en propose un certain nombre : de la simple rotondité de la Terre aux lointaines galaxies en passant par la mesure de la distance de la Lune en dépouillant des photos d'éclipse, vous aurez l'embarras du choix. Bien sûr le but n'est pas de retrouver les données exactes des scientifiques professionnels mais d'appréhender des ordres de grandeur des distances astronomiques et d'apprécier à leur juste valeur les trésors d'ingéniosité déployés pour mesurer l'univers ...sans grimper sur la moindre pyramide.

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Arpenter l'Univers Gilles Dodray 2004, 272 pages, 170x240 mm Editions Vuibert 27 euros La construction du télescope d'amateur Jean Texereau 2004, 336 pages, 170x240 mm Editions Vuibert 23 euros Entre ciel et Terre Bernard Authier 2002, 196 pages, 170x240mm Editions Vuibert 23 euros Agenda du ciel 2005 Guillaume Cannat 2004, 144 pages, 185x220 mm Editions Nathan 15euros

Coma et tolérances de collimation 3/3 Cas des Cassegrain, Schmidt-Cassegrain et des télescopes apparentés Jean-Claude Durand NDLR : Cet article met fin à une série d'articles très techniques faisant usage de nombreuses formules mathématiques. Comme l'a déjà indiqué l'auteur dans le premièr article de cette série, le lecteur peu familier avec les mathématiques pourra "sauter" les passages les plus difficiles et se concentrer sur les conclusions de fin d'article. Les articles très techniques de cette série ont pour vocation d'être des articles de référence que l'astronome amateur pourra consulter le jour où il souhaitera approfondir les notions qui y sont abordées. Nous allons établir les tolérances de collimation des Cassegrain et des télescopes apparentés accessibles aux amateurs : Schmidt-Cassegrain, Maksutov-Cassegrain, Dall-Kirkham, Ritchey-Chrétien. Les calculs entrepris s’appliquent en toute rigueur au Cassegrain authentique à miroir secondaire hyperbolique et au SchmidtCassegrain. Néanmoins les ordres de grandeur demeurent valables pour les autres télescopes à deux miroirs. Pour étudier plus spécifiquement ces derniers le lecteur épris de précision est invité à employer la formulation présentée plus loin (formule 32) qui émane d’une source professionnelle [5.2]. Avant d’entrer dans le vif du sujet, nous décrivons les principaux types de télescopes à deux miroirs du milieu amateur et, à tout seigneur tout honneur, nous commençons par le «vrai» Cassegrain.

longueur focale objet et la distance SF ‘, notée f ‘, longueur focale image de l’hyperboloïde. Le rapport f ‘/f est le «grandissement» γ procuré par ce dernier. Cette appellation est justifiée par le fait que la longueur focale équivalente de la combinaison Cassegrain est égale au produit du facteur γ et de la distance focale du miroir primaire. Entre γ et e, «excentricité» (strictement supérieure à 1) de l’hyperboloïde, existe la relation :

(Formule 17) Établissons l’équation de la surface principale (Σ) de la combinaison Cassegrain : c’est, on le rappelle, le lieu des intersections des rayons incidents pN et émergents MF ‘ (figure 5). Le paramètre h désignant la hauteur d’incidence, distance entre le rayon pN et l’axe optique, on peut vérifier la relation suivante, caractéristique du paraboloïde primaire de longueur focale Fp :

Le télescope de Cassegrain Le télescope de Cassegrain se compose d’un miroir primaire parabolique de foyer F (figure 5) et d’un petit miroir hyperbolique convexe de foyers F et F ‘. Une onde plane reçue d’une étoile axiale, située donc sur l’axe de révolution du télescope, se transforme, après réflexion sur le miroir primaire, en une onde sphérique centrée sur le foyer F (propriété du miroir parabolique). Interceptée par le petit miroir hyperbolique, cette onde en se réfléchissant reste sphérique et converge sur le foyer F ‘ où se forme l’image de l’étoile. La combinaison de Cassegrain, comme celle de Newton, est ainsi rigoureusement stigmatique pour une étoile axiale. En termes géométriques, cette propriété se traduit par l’invariance du chemin optique (pF ‘) mesuré le long d’un rayon quelconque entre un plan de front (P) orthogonal à l’axe de révolution et le foyer Cassegrain F ‘ (figure 5). On a en effet l’égalité :

(Formule 18) θ représente l’angle polaire du point d’incidence N sur le paraboloïde, vu depuis le foyer objet F. On montre d’autre part que l’angle d’incidence q ‘ du rayon MF ‘ satisfait à l’identité : (Formule 19) Le rapprochement des formules 18 et 19 permet alors d’écrire : (Formule 20) équation représentant la «surface principale» (Σ) du télescope, lieu d’intersection des rayons incidents et émergents (figure 5). En comparant les formules 18 et 20, on voit que la surface principale d’une combinaison Cassegrain est un paraboloïde de foyer F ‘ et de longueur focale équivalente Feq égale à g.Fp:

Le chemin optique (pF ‘) est invariant car somme de deux longueurs constantes, à savoir (pN+NF), propriété de la parabole, et (MF ‘-MF), propriété de l’hyperbole. La distance SF, notée f, entre le sommet S et le foyer F est appelée

(Formule 21)

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Figure 5 : schéma de principe du Cassegrain (P) : plan de front arbitraire (S) : surface principale (F ‘ y) : trace du plan focal F : foyer du miroir primaire F ‘ : foyer résultant Figure tracée pour un γ de 3 et un rapport Fp/D primaire de ½ En ce qui concerne l’aberration de coma et d’après les généralités déjà présentées à ce sujet (partie II), le télescope de Cassegrain équivaut ainsi à un télescope de Newton de longueur focale Feq. Un Cassegrain classique a un rapport focale sur diamètre équivalent élevé de l’ordre de 30 (atteint typiquement avec un miroir primaire ouvert à f/6 et un grandissement γ de 5) ; la coma d’un tel système est donc naturellement faible comparée à celle d’un Newton typique ouvert à f/6. Signalons toutefois que ce résultat ne vaut que pour un Cassegrain parfaitement réglé et collimaté. L’effet d’un dérèglement du petit miroir hyperbolique ne découle pas des considérations précédentes et fait l’objet d’un développement ultérieur. Pour achever la présentation du télescope de Cassegrain, il reste à préciser la valeur approximative du diamètre de son petit miroir, autrement dit la valeur de l’obstruction centrale θ. On suppose pour cela un champ de pleine lumière nul, ce qui procure une estimation par défaut de l’obstruction (cette dernière devant être légèrement supérieure pour couvrir un champ utile comparable, par exemple, au diamètre apparent de la Lune) ; on trouve dans ces conditions que l’obstruction centrale relative q vérifie sensiblement :

viron dix fois plus forte que celle du Cassegrain ; cela n’est d’ailleurs pas gênant pour l’observation visuelle ou les applications à faible champ mais nécessite un centrage des optiques particulièrement soigné. Le télescope de Ritchey-Chrétien est au contraire dépourvu de coma : la combinaison est dite «aplanétique», la surface principale est une sphère centrée au foyer F ‘ de l’instrument et de rayon égal à la longueur focale résultante (cf. partie II). Le Ritchey-Chrétien convient donc pour l’astrophotographie à grand champ, sans toutefois rivaliser avec la chambre de Schmidt dans ce domaine. Les aberrations résiduelles sont l’astigmatisme et la courbure de champ, beaucoup plus forts que ceux du télescope de Newton équivalent. Pour minimiser ces défauts, qui empâtent l’image loin de l’axe, les Ritchey-Chrétien doivent avoir des grandissements γ faibles (idéalement de l’ordre de 2 ou même moins) et corrélativement des obstructions élevées (jusqu’à 50 %). Les deux miroirs du Ritchey-Chrétien ont, par rapport à la sphère, des déformations plus importantes que les miroirs équivalents du Cassegrain et présentent donc en principe des difficultés de taille accrues. Des représentants éminents de la classe des Ritchey-Chrétien sont les quatre télescopes géants du VLT au Chili et le télescope spatial Hubble. Pour ce dernier, il est d’ailleurs plus exact de dire qu’il aurait dû être de ce type s’il avait été correctement taillé avant la mise sur orbite… Mais c’est une autre histoire !

(Formule 22) f et Fp symbolisant respectivement (rappel) la longueur focale (objet) de l’hyperboloïde et celle du paraboloïde primaire.

Cassegrain «exotiques» Dall-Kirkham et Ritchey-Chrétien

Schmidt-Cassegrain et Maksutov-Cassegrain

Il existe une infinité de couples de miroirs donnant lieu à une combinaison stigmatique dans l’axe (dépourvue d’aberration de sphéricité) et de longueur focale résultante donnée. Pour lever l’indétermination il suffit d’imposer la forme de l’un des miroirs ; si par exemple on choisit un miroir primaire parabolique alors nécessairement le secondaire est hyperbolique et on obtient le télescope de Cassegrain. Dans la combinaison Dall-Kirkham le miroir secondaire convexe est sphérique et le miroir principal moins éloigné de la sphère que le paraboloïde du Cassegrain. A priori les difficultés d’exécution sont moindres car les surfaces sont plus proches de la sphère, à laquelle un polissage bien mené conduit naturellement. L’inconvénient premier du Dall-Kirkham est la coma, en-

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La combinaison Schmidt-Cassegrain s’apparente assez étroitement au Cassegrain classique : le petit miroir, qui reste hyperbolique, est supporté par une lame mince asphérique conçue pour corriger l’aberration de sphéricité du miroir primaire sphérique. On peut donc considérer que l’association du miroir primaire et de la lame correctrice équivaut au miroir parabolique du Cassegrain classique. L’avantage le plus apparent de cette formule, qui est un indéniable succès industriel et commercial, est la compacité. Typiquement, le miroir primaire est ouvert à f/2, l’hyperboloïde secondaire procure un grandissement γ de 5, ce qui donne un rapport d’ouverture équivalent de 10, contre 30 environ pour le Cassegrain ordinaire. La

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facilité relative de tailler un grand miroir sphérique plutôt que parabolique explique sans doute la bonne qualité d’ensemble des télescopes Schmidt-Cassegrain du commerce.

le champ (électromagnétique) régnant en un point F'' quelconque du plan focal de l’instrument (figure 5) : il «suffit» d’écrire qu’il est la somme d’ondes élémentaires issues des points M de la surface du miroir secondaire. En première approximation, ces ondes ont toutes la même amplitude et ne diffèrent, en présence d’un défaut d’orientation, que par leur phase ϕ, laquelle s’écrit :

La combinaison Maksutov-Cassegrain procède d’une tout autre philosophie : la lame correctrice est remplacée par un ménisque épais dont les deux faces sont sphériques, tandis que généralement une portion centrale métallisée de la face interne du ménisque tient lieu de miroir secondaire. Ainsi, contrairement au cas du Schmidt-Cassegrain, l’ensemble ménisque-miroir primaire n’équivaut pas à un paraboloïde : l’onde arrivant sur le miroir secondaire n’est pas sphérique, elle comporte un résidu d’aberration de sphéricité de signe contraire à celui qu’introduit le miroir secondaire sphérique par construction. L’obstruction centrale des Maksutov-Cassegrain est ordinairement plus faible que celle des Schmidt-Cassegrain et leur longueur focale équivalente est plus forte. Ces caractéristiques en font des instruments plutôt adaptés à l’observation des planètes. Le plus souvent, ils sont collimatés une fois pour toutes en usine et n’offrent pas de possibilité de réglage. Signalons en passant que le ménisque des MaksutovCassegrain est divergent contrairement à ce que montrent certains ouvrages ; il est plus épais à son bord qu’en son centre.

Le coefficient k est le «nombre d’onde» et λ la longueur d’onde ; la grandeur ∆ représente, à une constante additive près, le chemin optique parcouru entre un plan de référence orthogonal à l’axe du miroir primaire et le point F'' considéré dans le plan focal. Comme le miroir primaire (ou l’association du miroir primaire et de la lame correctrice) est stigmatique, le chemin optique entre le plan de référence et le foyer F est invariant, si bien que ∆ peut s’écrire :

Par commodité, on choisit la constante de la formule précédente de façon que le chemin optique ∆ soit identiquement nul dans l’axe (F'' confondu avec le foyer F') lorsque le miroir secondaire hyperbolique est parfaitement réglé ; on pose donc :

Effet d’un défaut d’orientation du miroir secondaire égalité faisant intervenir le grandissement γ et la longueur focale f de l’hyperboloïde (voir plus haut). Dans le cas d’un miroir secondaire déréglé la grandeur ∆ varie lorsque le rayon incident se déplace sur l’ouverture de la pupille. Au terme d’un calcul qu’on ne détaillera pas on trouve, en négligeant les puissances cube et supérieures du défaut α, l’expression suivante du chemin optique aberrant :

On se propose ici d’étudier l’effet d’un défaut d’orientation du miroir secondaire hyperbolique des télescopes de Cassegrain et Schmidt-Cassegrain. Cela fait, on pourra établir les tolérances de réglage afférentes. Le problème ainsi posé concerne d’ailleurs surtout les combinaisons Schmidt-Cassegrain du commerce : dans leur cas en effet seul le miroir secondaire possède des vis de collimation. Quant aux Cassegrain authentiques, leur collimation s’effectue pour la plupart en agissant aussi sur les vis calantes du grand miroir parabolique, si bien qu’elle ressemble beaucoup à celle des télescopes de Newton. Le défaut envisagé consiste en une rotation d’angle α du miroir secondaire autour du point R de son axe situé à la distance ε du sommet S (figure 5). Dans la pratique, les points R et S son quasiment confondus et le paramètre ε est nul. Le cas de figure où le pivot R coïncide avec le foyer F du paraboloïde primaire est cependant utile du point de vue théorique, car alors la combinaison reste rigoureusement stigmatique (exempte d’aberrations) pour le foyer image F ‘ du miroir secondaire, quelle que soit la valeur de l’inclinaison α, d’où un moyen précieux de contrôler le calcul entrepris.

Coma résultant du défaut d’orientation

(Formule 23)

Correctement orienté ou non le miroir secondaire est par hypothèse soumis à une onde sphérique convergeant au foyer F du paraboloïde ou de la combinaison primaire (association du miroir primaire et de la lame correctrice pour les Schmidt-Cassegrain). L’application du principe de Huygens-Fresnel déjà introduit permet de déterminer

On reconnaît les caractéristiques de la coma (partie II), en notant que la variable τ est proportionnelle à la hauteur d’incidence h du rayon courant sur le miroir primaire. Le maximum d’intensité dans le plan focal correspond sensiblement, on le sait (partie I), au minimum de la moyenne

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sur l’ouverture du chemin optique aberrant ∆ au carré ; ce minimum est atteint pour une valeur optimale Lopt du paramètre L qui détermine une position bien définie du point d’observation F'' dans le plan focal. Le calcul montre qu’à l’optimum la perte d’intensité s’annule lorsque le pivot R coïncide avec le foyer F du miroir primaire ; plus précisément on observe la relation de proportionnalité suivante :

oculaire placé au foyer image théorique F' : il suffit d’appliquer la formule 23 du paragraphe précédent au cas particulier où le paramètre u est nul. Au total, le chemin optique aberrant ∆ observé en présence des deux rotations α et β est égal à la somme des chemins optiques aberrants associés isolément à ces deux perturbations ; au terme d’un calcul simple, on trouve l’expression suivante du chemin ∆ :

Ainsi, comme prévu (car la combinaison reste stigmatique), il n’y a pas d’atténuation si les points R et F sont confondus (ε = f) ; dans ce cas de figure la valeur Lopt vérifie en outre : (Formule 24) si bien que le point F'' du plan focal où se situe le pic d’intensité n’est autre que le foyer image F' de l’hyperboloïde après pivotement. Ces deux propriétés constituent une vérification de la formule 23 de la même façon qu’une «preuve par 9» permet de contrôler l’exactitude de la division de deux nombres.

En recentrant l’image de l’étoile dans le champ de l’oculaire, l’observateur dépointe le télescope d’une quantité β qui minimise la perte d’intensité résultant du défaut d’orientation α du miroir secondaire ; cette perte, on le rappelle, est proportionnelle à la moyenne sur l’ouverture du chemin ∆ au carré. A l’optimum, tous calculs faits, le dépointage β vérifie :

Coma résiduelle dans l’axe après dépointage de compensation Dans la réalité l’observateur ne déplace pas son oculaire dans le plan focal pour suivre le déplacement du pic d’intensité de la tache d’Airy, comme les calculs précédents le suggèrent ; en fait il laisse l’oculaire à sa place nominale (au foyer image théorique de la combinaison) et il dépointe le télescope tout entier d’un angle β, de façon que l’image de l’étoile reste centrée dans le champ malgré le réglage défectueux du miroir secondaire. Pour évaluer l’aberration de coma, il s’agit donc de déterminer les variations résiduelles du chemin optique, mesuré entre le foyer image théorique F' et un plan de front orthogonal à la direction de l’étoile, alors que le miroir secondaire et le télescope dans son ensemble ont subi les petites rotations d’angles α et β. Or l’effet du dépointage β du télescope est connu : il résulte de la coma de la combinaison Cassegrain supposée parfaitement réglée (voir plus haut). De même, on connaît l’effet du pivotement α du miroir secondaire pour un

(Formule 25) Le paramètre T caractérise le rapport focale sur diamètre M du miroir primaire. Le paramètre Q est le rapport focale/diamètre équivalent de la combinaison Cassegrain :

(Formule 26)

Références [1] A. Maréchal : «Imagerie géométrique. Aberrations», 1952, Editions de la Revue d’Optique théorique et instrumentale. [2] A.Maréchal, M. Françon : «Diffraction. Structure des images», 1970, Masson et Cie Editeurs. [3] A. Danjon, A. Couder : «Lunettes et télescopes», 1935 (édition originale), 1979, Librairie Scientifique et Technique Albert Blanchard. [4] H. R. Suiter : «Star Testing Astronomical Telescopes. A Manual for Optical Evaluation and Adjustment», 1994, Willmann-Bell, Inc. [5] D. J. Schroeder : «Selected Papers on Astronomical Optics», 1993, Volume MS73, SPIE Milestone Series. [5.1] W.B. Wetherell, M. P. Rimmer : «General analysis of aplanatic Cassegrain, Gregorian, and Schwarzschild telescopes», 1972. [5.2] S.C.B. Gascoigne : «Recent advances in astronomical optics», 1973.

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C est la fonction suivante du grandissement γ : Un calcul simple conduit alors à l’expression suivante du défaut de coma sur l’onde au bord de l’ouverture (h = H = ∆/2) : (Formule 27) Pour des Cassegrain classiques (Q voisin de 30) et même pour des Schmidt-Cassegrain (Q voisin de 10) la quantité S est minime, si bien qu’on peut écrire sans beaucoup se tromper :

(Formule 28) Dans le cas pratique où la distance ε du centre de rotation R (figure 5) au sommet S de l’hyperboloïde est quasi nulle la solution précédente devient :

(Formule 29) On rappelle que le symbole q représente l’obstruction relative par le miroir secondaire : q vaut 0,3 par exemple si l’obstruction est de 30 %.

(Formule 31) Or la grandeur (f-ε) correspond à l’écart ∆y déjà défini ; les formules 30 et 31 sont donc identiques à un coefficient multiplicateur près. Pour un grandissement γ élevé de l’hyperboloïde, en vertu de la formule 17, l’excentricité e est voisine de l’unité et les coefficients multiplicateurs sont quasiment égaux (1/32) : pour un grandissement γ de 5 par exemple on obtient 1/33,33 au lieu de 1/32. Il y a donc bien concordance entre les deux formulations ; s’il n’y a pas une identité stricte c’est que la formule 30 concerne un télescope aplanétique et non pas un Cassegrain classique (formule 31). La seconde formulation trouvée dans la littérature [5.2] fournit la longueur l de l’aigrette de coma dans le plan focal pour tout type de télescope à deux miroirs :

Confrontation à la littérature professionnelle Les calculs précédents ont été menés avant que l’auteur n’ait connaissance de travaux publiés par des professionnels dans les années 1970 (réf. [5.1] et [5.2]). On se propose ici de montrer la compatibilité des formules présentées avec ces derniers. La référence [5.1] fournit dans le cas du télescope aplanétique (de Ritchey-Chrétien notamment) une expression approchée très simple de l’amplitude A, au bord de l’ouverture, du défaut de coma sur l’onde lié à un dérèglement du miroir secondaire :

(Formule 30) Ce défaut est inversement proportionnel au cube du rapport d’ouverture du miroir primaire ; la longueur ∆y désigne l’écart entre les axes des miroirs secondaire et primaire au droit d’un «point neutre» propre à chaque type d’instrument : si le dérèglement du secondaire consiste en une rotation autour du point neutre (∆y=0), alors le défaut de coma n’apparaît pas. Dans le cas des RitcheyChrétien le point neutre se situe entre le foyer F du miroir primaire et le sommet S du miroir secondaire. Pour les Cassegrain classique le point neutre, on l’a vu, est confondu avec le foyer F. On montre que le défaut de coma introduit plus haut (formule 23) est très sensiblement minimal pour la valeur du paramètre u qui annule la composante linéaire du chemin aberrant ∆ soit :

(Formule 32) Pour obtenir la valeur angulaire, en radians, de la longueur l, il suffit de diviser l’expression de la formule 32 par F, longueur focale équivalente du télescope (multiplier ensuite le résultat par 206265 pour le convertir en secondes de degré). Dans la formule 32, ∆y représente un petit déplacement transversal du miroir secondaire et α, comme plus haut, une petite rotation de ce dernier. R2 est le rayon de courbure du miroir secondaire (négatif pour un miroir convexe) et b2 son coefficient de déformation par rapport à la sphère (voir [3] par exemple). Dans le cas de la combinaison Dall-Kirkham le secondaire est sphérique, le coefficient b2 est alors nul ; pour un Cassegrain authentique à miroir secondaire hyperbolique le coefficient b2 vérifie :

(Formule 33) Enfin dans le cas du Ritchey-Chrétien on a :

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d représentant la distance des deux miroirs et F (rappel) la distance focale résultante du télescope ; la comparaison avec l’expression 33 montre immédiatement que le miroir secondaire du Ritchey-Chrétien est plus déformé par rapport à la sphère que l’hyperboloïde du vrai Cassegrain équivalent. Les déplacements envisagés ici sont des rotations α autour du pivot R (figure 5), il faut donc poser ∆y = ε.α ; par ailleurs le rayon de courbure R2 vaut –f(1+e). En utilisant la formule 33, la formule 32 particularisée au cas du Cassegrain classique devient alors :

faut d’orientation α du miroir secondaire :

(Formule 35) Dans cette formule D représente le diamètre du miroir primaire et qD par conséquent celui du miroir secondaire. En combinant les formules 25 et 35, on obtient ensuite le dépointage de compensation β associé au défaut α :

(Formule 34) (Formule 36) Les calculs effectués plus haut, qui correspondent à la formule 31, conduisent rigoureusement au même résultat (utiliser la formule 3 de la partie II : un défaut de coma sur l’onde égal à K. H3 au bord de la pupille se traduit par une aigrette de coma de longueur l = 3. K. F. H2). Cela achève de démontrer la validité du formalisme obtenu.

Tolérances de réglage du secondaire des Cassegrain

Les angles α et β sont exprimés, dans les formules 35 et 36, en radians (un radian équivaut sensiblement à 57 degrés). Au dépointage β du télescope correspond un léger déplacement ξ dans le plan focal ; ce déplacement, opposé à celui qu’induit le dérèglement α du miroir secondaire, caractérise la «tolérance de centrage» de l’instrument ; il est égal au produit de β par la longueur focale équivalente QD de la combinaison Cassegrain, d’où l’égalité :

On obtient la tolérance sur le dérèglement α, en écrivant que la perte d’intensité relative de la tache d’Airy est au plus égale à un seuil arbitraire 1/K conformément à la formule 1 bis de la partie I. Le nombre K caractérise la perte relative tolérée : pour une perte de 20 % par exemple K est égal à 5. En tirant parti des formules 24 et 25 on aboutit à l’expression suivante de la tolérance sur le dé-

(Formule 37)

Figure 6 : tolérance sur la rotation des vis de collimation d’un Schmidt-Cassegrain typique (F/D = 10) en fonction du rapport d’ouverture M du miroir primaire. Critère : perte d’intensité de 20 % soit un défaut sur l’onde de λ/2,5

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Discussion des formules obtenues Une combinaison Cassegrain est caractérisée principalement par le diamètre D et le rapport focale sur diamètre M du miroir primaire ainsi que par le grandissement γ et l’obstruction q du miroir secondaire hyperbolique ; le rapport focale sur diamètre équivalent Q est alors égal au produit (γ.M). Fixons d’abord la géométrie du télescope, c’est-à-dire les paramètres q, M, γ et donc Q, et faisons varier son échelle, représentée par le diamètre D. L’excentricité e de l’hyperboloïde, fonction seulement de γ (formule 17), est également constante par hypothèse et, pourvu que le rapport ε/f ne varie pas, la quantité C(ε/f, γ) est aussi une constante. A géométrie fixée donc, on arrive à cette constatation que les tolérances angulaires α et β varient en proportion inverse du diamètre D du miroir primaire tandis que la tolérance de centrage linéaire ξ est invariante et ne dépend pas, en conséquence, de l’échelle de l’instrument. Fixons à présent le diamètre primaire D, l’obstruction q, le rapport ε/f, le grandissement γ, autrement dit gardons le même miroir secondaire, et faisons varier le rapport focale sur diamètre équivalent Q en agissant sur le rapport d’ouverture M du miroir primaire. Nous voyons que les tolérances angulaires α et β croissent (deviennent plus lâches) comme le carré de Q tandis que la tolérance de centrage linéaire ξ croît comme le cube de Q. Pour les Cassegrain aussi la compacité se paye donc cher en termes de tolérances de collimation : l’emploi d’une combinaison Schmidt-Cassegrain (Q voisin de 10) nécessite de respecter des tolérances linéaires 27 fois plus strictes que celles d’un Cassegrain classique de même diamètre (Q voisin de 30). On notera que les propriétés énoncées, touchant à l’influence de l’échelle et de la compacité de l’instrument, sont analogues à celles du télescope de Newton déjà traité (partie II, formule 12).

Tolérance sur la rotation des vis de collimation du miroir secondaire D'un point de vue pratique ou «manuel», il est intéressant de traduire les tolérances précédentes en termes de rotation acceptable des vis définissant l’orientation du petit miroir. Cette question n’a de sens mécanique, on le comprendra, que pour une distance ε quasi nulle (pivot R et sommet S de l’hyperboloïde quasiment confondus) ; c’est en tout cas l’hypothèse que l’on fait ici. Soit ν la distance des vis à l’axe optique rapportée au rayon du petit miroir ; soit d’autre part π le pas des mêmes vis. On convertit aisément la tolérance sur l’inclinaison α du petit miroir (formule 35 avec ε = 0) en termes de rotation acceptable Ω de ses vis de collimation exprimée en degrés :

(Formule 38)

Cette formule enseigne que la tolérance Ω ne dépend pas du diamètre D du miroir primaire. Donnons-en un ordre de grandeur pour une combinaison typique de type Schmidt-Cassegrain ayant pour paramètres : λ=0,56 micromètre, Q=10, M=2, =5, ν=2/3, p=0,77 mm (valeurs mesurées sur un 9 pouces 1/4 de marque bien connue). En admettant une perte relative d’intensité de 20 % (K= 5), on obtient une tolérance Ω de 6 degrés, soit seulement un soixantième de tour ! On est d’ailleurs en droit de se montrer plus exigeant encore car une perte de 20 % correspond à un défaut sur l’onde respectable de λ/2,5 ; si l’on veut ramener ce défaut à λ/10, la tolérance Ω devient quatre fois plus faible soit 1,5 degré (K=80, cf. tableau 1 de la partie II). On conçoit au vu de ces chiffres que la collimation des Schmidt-Cassegrain soit particulièrement critique et qu’il faille régulièrement la retoucher. A titre de comparaison, pour un Cassegrain classique (Q=30, tous paramètres égaux par ailleurs) la tolérance est neuf fois supérieure : 54 degrés pour une perte de 20 %.

Courbes de tolérance pour un rapport F/D équivalent de 10 La figure 6 reproduit la tolérance Ω sur la rotation des vis de collimation pour le rapport focale sur diamètre équivalent typique des combinaisons Schmidt-Cassegrain (Q = 10). La courbe est tracée en fonction du rapport d’ouverture M du miroir primaire ; le grandissement γ de l’hyperboloïde est donc variable (γ = 10/M). Les autres paramètres sont : - la longueur d’onde λ : 0,56 micromètre, - la distance des vis à l’axe optique ν : 0,67 fois le rayon du petit miroir, - le pas des vis : 0,77 mm, - la tolérance sur la baisse d’intensité de la tache d’Airy : 20 % soit K=5. Comme prévu (formule 38), la tolérance augmente avec le rapport d’ouverture M ; avec M=2,6 elle est environ 1,6 fois plus grande qu’avec M=2. Il y donc intérêt, toutes choses égales par ailleurs, à disposer d’un miroir primaire plus fermé plutôt que plus ouvert. On constate une nouvelle fois que la recherche de la compacité a un coût en termes de collimation. Cette considération a peut-être inspiré en partie la conception du télescope de 9 pouces 1/4 d’un fabricant bien connu. Néanmoins, même avec un rapport d’ouverture de 3 la tolérance reste très sévère : 12 degrés seulement. La figure 7 reproduit la tolérance de centrage linéaire ξ, indépendante on le rappelle du diamètre D de l’instrument, pour diverses valeurs du paramètre ε/f compris entre 0 et 1. Les autres paramètres sont identiques à ceux de la figure 6. On constate les propriétés suivantes, qu’on peut d’ailleurs démontrer à l’aide des formules 27 et 37 : la tolérance ξ est une fonction croissante du rapport d’ouverture M du miroir primaire ainsi que du paramètre ε/f ; pour ε/f égal à l’unité (centre de rotation ou pivot R de

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Figure 7 : tolérance de centrage linéaire d’un Schmidt-Cassegrain (F/D = 10) en fonction du rapport d’ouverture M du miroir primaire pour cinq valeurs de la distance réduite ε/f : 0 (pivot R confondu avec le sommet S de l’hyperboloïde, courbe du bas), 0.75, 0.95, 0.99 et 1 (pivot R confondu avec le foyer F du miroir primaire, ligne droite du haut) Critère : perte d’intensité de 20 % soit un défaut sur l’onde de λ/2,5 l’hyperboloïde confondu avec le foyer F du miroir primaire) la tolérance ξ est maximale et indépendante de M. Si le rapport d’ouverture M a la valeur courante de 2, la tolérance est seulement de 0,8 millimètre dans le cas concret où ε/f est nul, elle est 7 fois plus large et vaut 5,4 mm dans le cas plus hypothétique où le paramètre ε/f est égal à l’unité.

Suggestion d’amélioration du système de fixation de l’hyperboloïde Comme on le voit les tolérances de centrage des combinaisons Schmidt-Cassegrain typiques du commerce sont extrêmement sévères. Mais en plaçant le pivot R du miroir hyperbolique sur le foyer primaire F, on bénéficie de tolérances linéaires augmentées du facteur approximatif η suivant :

soit du facteur 7 pour le grandissement γ typique de 5, ce qui paraît très avantageux. Comment dans la pratique exploiter cette propriété ? Evidemment le système de fixation habituel du miroir secondaire à base de vis poussantes ne convient pas, puisqu’il conduit à un rapport ε/f faible. Une solution pourrait consister à rôder la face arrière du miroir secondaire de manière à la rendre concave et sphéri-

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que avec un rayon de courbure précisément égal à la longueur focale objet f, cette face étant appliquée sur un support convexe de même rayon, solidaire de la lame correctrice. La viabilité de ce système reste à établir du point de vue industriel mais il offre a priori une perspective séduisante : il serait susceptible d’un réglage définitif en usine, libérant ainsi l’observateur de la contrainte de contrôler fréquemment la collimation de son télescope. Le Schmidt-Cassegrain deviendrait alors aussi indéréglable que le Maksutov.

Conclusions Il apparaît que l’instrument sans doute le plus populaire chez les amateurs, à savoir le SchmidtCassegrain, est aussi celui qui exige la collimation la plus soignée et de loin. Au delà des tolérances de collimation, qui nous ont servi de fil d’Ariane au long des trois parties du présent article, puisse le lecteur prendre goût, si ce n’est déjà fait, à cette belle science toujours vivante [5] qu’est l’optique astronomique. Ses développements sont parfois difficiles à suivre de prime abord, mais les efforts consentis sont payants : connaître et comprendre les propriétés d’un instrument n’est-ce pas aussi - à moindre frais - le posséder un peu ?

Les effets des lames d’une araignée sur Eric MAIRE Nous avons tous en tête les images des grands observatoires nous présentant de magnifiques nébuleuses semblant suspendues à un champ d’étoiles dont les plus brillantes sont affublées de quatre ou six aigrettes de lumière. Les représentations imagées telles les cartes anciennes du ciel, certaines bandes dessinées et même les dessins d’enfants représentent les étoiles avec des aigrettes pour justement bien en qualifier l’aspect stellaire... C’est dire si parfois nous en oublions l’origine précise pourtant présente dans l’inconscient de tous ceux qui s’intéressent à l’astronomie. Nous percevons même de fugaces aigrettes rien qu’en regardant des étoiles très brillantes à l’œil nu… Mais qu’en est-il exactement pour les télescopes que nous utilisons ? Les aigrettes sont dues à la présence des lames de l’araignée qui servent à porter le miroir secondaire dans un télescope. Ces lames engendrent de la diffraction et créent ainsi des aigrettes orientées dans une direction perpendiculaire à celles-ci. Dans les cas les plus courants, ces lames sont symétriques, nous avons alors six aigrettes pour une araignée à trois branches et quatre pour un modèle à quatre branches. Or actuellement, de plus en plus d’amateurs se lancent dans la construction de télescopes sans précisément connaître tous les effets dus à la présence de ces lames sur le contraste de l’image finale. En dehors de l’obstruction du miroir secondaire, nous comprenons bien intuitivement que ces lames doivent « se faire oublier » le plus possible en étant les plus discrètes et les plus fines. Sans entrer dans les détails de l’optique théorique, nous allons chercher à comprendre comment les lames d’araignées affectent le contraste d’une image fournie par un télescope à réflexion. Souvent la qualité d’une optique dédiée à l’astronomie est évaluée à l’aide du rapport de Strehl. Mais de quoi s’agit-il ? C’est le rapport de l’intensité du centre du disque d’Airy donné par un système optique, à celle d’un système optique parfait. Le rapport de Strehl est égal à 1 lorsque l’optique est parfaite et sans obstruction, et atteint 0,8 pour une optique à λ/4 sur l’onde. Plus le rapport de Strehl est petit, plus le disque d’Airy perd de l’intensité au profit des anneaux entourant le pic central, et plus la magnitude limite atteinte par l’instrument est faible. Le rapport de Strehl est donc un indicateur direct de la qualité des images et des optiques [9]. Dans un article de référence de James E. Harvey et Christ Ftaclas paru en 1995 dans Applied Optics [1], les auteurs font appel à une légère révision de la formulation du rapport de Strehl incluant les influences des lames

d’araignée pour mieux en appréhender les effets. Le nouveau rapport de Strehl s’exprime comme suit :

où N désigne le nombre de branches (lames) de l’araignée, δ l’épaisseur de la lame en fraction du diamètre D du miroir primaire et ε l’obstruction centrale due au miroir secondaire. Mon but n’est pas de vous plonger dans la théorie (pour cela se reporter à l’article précité) mais d’expliciter les principales influences des lames d’araignée sur l’image, ce sera donc la seule formule de cet article ! Par exemple pour une obstruction ε de 0,27 et une araignée à quatre branches d’épaisseur 1,8mm équipant un télescope de type Newton de 300mm de diamètre soit δ = 0,006, S est environ égal à 0,9975 si les miroirs sont considérés comme parfaits. En réalité, plus l’épaisseur des lames est importante, plus l’énergie diffractée (dispersée) par les lames se retrouvera en dehors du disque d’Airy. Toutefois cela n’affecte pas pour autant la largeur à mi-hauteur du pic central (FWHM soit Full Width at Half-Maximum en anglais) qui est pourtant un critère couramment utilisé comme définition de la résolution des images astronomiques. C’est certainement pour cette raison que les analyses des effets

Figure 1 : profils élémentaires dans le plan de l’image x des deux composantes de la figure de diffraction provoquée d’une part par l’optique d’un télescope de diamètre D proprement dite (rayon du pic central dont l’intensité lumineuse In est la plus élevée: λf/D) et d’autre part par une araignée à une seule branche d’épaisseur b (rayon du lobe central : λf/b). 14

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une image fournie par un télescope. des lames d’araignée sur le contraste sont fort peu nombreuses jusqu’à ces dix dernières années. Pour pallier cette insuffisance du critère de FWHM pour appréhender les influences des lames d’araignée, les auteurs ont donc opté pour la caractérisation de l’énergie délimitée par la largeur à mi-hauteur du disque d’Airy et formulé une équation empirique décrivant le phénomène [1]. Mais qu’observe-t-on visuellement sur une étoile de brillante ou sur des images acquises à l’aide d’une caméra CCD ? Si l’étoile est correctement focalisée, nous voyons son image munie d’aigrettes bien visibles. Celles-ci se détachent d’autant mieux par rapport au fond de l’image que l’optique est de bonne qualité. La distribution en intensité lumineuse le long des axes de ces aigrettes consiste en la superposition de deux contributions selon le principe de Babinet [2]: - d’une part la diffraction de l’étoile elle-même dans le télescope de diamètre D - et d’autre part la diffraction due à une lame de l’araignée qui est une fonction en sinc² (sinus cardinal au carré) dont l’intervalle entre les minima est proportionnel à son épaisseur comme illustré à la figure 1. Cette image est souvent appelée en anglais : Point Spread Function = PSF qui n’est rien d’autre que la réponse impulsionnelle optique de la chaîne d’acquisition de l’image à un point de lumière constitué par une étoile. Nous pouvons bien observer cette image dans la réalité, notamment cela confère à ces aigrettes un aspect en pointillés bien caractéristique dont l’intensité lumineuse

Figure 2 : étoile de magnitude 6 située dans la constellation d’Orion. Photographie CCD de Martial Figenwald acquise à l’aide d’un télescope Newton Takahashi Epsilon 160mm. Les aigrettes sont provoquées par une araignée à quatre branches. diminue au fur et à mesure que l’on s’éloigne de l’étoile. A noter que l’énergie diffractée se disperse en dehors du pic central et que l’intervalle entre les pointillés est d’autant plus petit que l’épaisseur des lames augmente. En pratique sur mon Dobson, j’ai pu observer qu’un réglage fin de la verticalité des lames une fois l’araignée tendue est

Figure 3 : niveaux de gris mesurés le long d’une aigrette provoquée par une araignée à quatre branches. L’étoile se trouve à gauche du graphique vers les niveaux de gris les plus élevés. Le profil relevé montre la distribution des intensités lumineuses en sinus cardinal comme le suggère la figure 1 même si la superposition des composantes dues respectivement à l’optique et aux lames de l’araignée n’est pas évidente à observer à cause du bruit de fond de l’image (cf. figure 2). Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004

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Figure 5 : classement des configurations géométriques des araignées par ordre croissant en fonction de l’énergie diffractée en dehors du pic central du disque d’Airy. Ces araignées sont donc classées en fonction de leur performance en terme de contraste à épaisseur de lame et obstruction constantes. 1- Trois branches. 2- A tube cylindrique unique ! 3- Quatre branches. 4- Lames courbes. 5- Quatre branches non symétriques (configuration parfois recherchée pour sa bonne rigidité…). 6- Lame de forme arbitraire (fantaisiste !). 7- Huit branches. Nota : en réalité, l’énergie diffractée en dehors du pic central croit en fonction de la longueur totale des branches d’une araignée. D’après James E. Harvey et Christ Ftaclas. indispensable de manière à d’une part rendre ces aigrettes les moins intenses et d’autre part à augmenter l’intervalle entre les pointillés améliorant ainsi la qualité de la perception visuelle des étoiles brillantes. En photographie numérique ou CCD, nous pouvons observer le même phénomène qu’en visuel. Toutefois, pour bien le mettre en évidence, il est nécessaire de produire des images 16 bits et que l’étoile elle-même apparaisse comme saturée de façon à en bien visualiser les aigrettes. Nous retrouvons bien alors le profil attendu. La figure 2 présente une image réalisée sur une étoile de magnitude 6 située dans la constellation d’Orion à l’aide d’un télescope Newton de 160mm muni d’une araignée à quatre branches. La figure 3 montre la distribution des intensités lumineuses en sinc² le long de l’axe d’une des aigrettes de l’étoile la plus brillante de la figure 2. A titre d’illustration, la figure 4 montre l’étoile 44i très près de M42 photographiée avec un appareil numérique Canon 10D à l’aide d’un télescope à trois branches développant ainsi six aigrettes. Des simulations peuvent être réalisées à l’aide de logiciels spécialisés et montrent ainsi les effets obtenus en augmentant le nombre de branches d’araignée [7]. Cela nous amène à nous poser ces deux interrogations: quel est le nombre optimal de branches pour une araignée ? Et quelle forme éventuelle leur donner ? Encore

Figure 4 : étoile 44τ sous M42 photographiée à l’aide d’un Canon 10D au foyer d’un télescope Takahashi Mewlon 180 avec réducteur de focal x 0,71. Pose unique de 30 secondes à 800 ISO. Cette image montre parfaitement les six aigrettes résultant d’une araignée à trois branches.

une fois James E. Harvey et Christ Ftaclas ont répondu à ces questions. A épaisseur de lames et obstruction constantes, l’énergie diffractée en dehors du pic central est la plus faible pour une araignée à trois branches ou dans une moindre mesure par un secondaire tenu par un seul tube [6]. Il est également intéressant d’avoir des lames symétriques notamment dans le cas d’une araignée à quatre branches sinon des aigrettes supplémentaires apparaissent limitant encore le contraste final. L’araignée à quatre branches est donc également une bonne configuration d’autant qu’elle permet une rigidité mécanique plus grande même si par ailleurs une torsion résiduelle du porte-secondaire peut être générée à cause de la difficulté à aligner les axes des lames sur l’axe optique. A noter qu’en visuel, l’usage d’une araignée à quatre branches parfaitement alignée sur l’axe optique de l’instrument permet d’effectuer une mise au point assez précise sur une étoile lumineuse en faisant coïncider (confondre entre elles) les aigrettes qui sont au nombre de 8 lorsque l’image est légèrement défocalisée ; tandis que pour une araignée à trois branches l’appréciation visuelle des six aigrettes passant rigoureusement par le centre de la figure d’Airy est moins aisée à estimer. Quant à l’araignée à lames courbes circulaires, elle présente l’intérêt notable de ne produire aucune aigrette, ce qui est souvent recherché en photographie du ciel profond. Il existe même des publicités qui présentent cette technique - certes assez flatteuse - comme la solution ultime pour avoir du contraste en imagerie planétaire… Malheureusement, l’énergie diffractée en dehors du pic central est plus importante et tendra donc de fait à limiter le contraste des détails les plus petits. De plus, leur épaisseur se doit d’être assez importante pour leur conférer la rigidité suffisante alors que les araignées à trois ou quatre branches peuvent être tendues ! Il est également intéressant d’avoir des lames symétriques notamment dans le cas d’une araignée à quatre branches sinon des aigrettes supplémentaires ou des dissymétries dans la figure d’Airy apparaissent limitant ainsi le contraste final. James E. Harvey et Christ Ftaclas ont donc établi un classement des configurations géométriques des araignées par ordre d'énergie diffractée en dehors du pic central du disque d’Airy (voir figure 5). A noter, les surprenantes performances de l’araignée dont la branche unique se résume à un unique cylindre. Sa confection, délicate mais pas insurmontable, doit se réaliser avec un cylindre dont le diamètre doit être choisi avec précision en fonction du diamètre du tube et ses fixations ne doivent pas générer d’obstruction supplémentaire. C’est une

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solution originale qui permet à la fois de conserver un qu’elles supportent; en leur substituant des systèmes de haut niveau de contraste tout en éliminant les aigrettes fils d’acier. Toutefois l’architecture d’un tel système devra pour ceux qui y sont allergiques… [6]. Dans le même ordre être telle que l’on puisse le considérer comme une araignée d’idée, une araignée à deux lames en triangle est à trois ou quatre branches si on la regarde selon l’axe intéressante, mais cela suppose des contraintes plus optique du tube. Ces systèmes munis de câbles tendus importantes sur leur épaisseur [10]. sont très intéressants mais nécessitent un dispositif Il existe également des dispositifs anti-aigrettes dont le permettant de régler précisément la tension de ces câbles. plus remarquable est… l’adoption d’une lame de On peut accroître le coefficient de convection par une fermeture avec en son centre le miroir ventilation forcée mais cette secondaire comme sur les télescopes solution suppose une installation Schmidt Cassegrain. Mais pour un électrique bien étudiée en fonction du amateur qui désire fabriquer son propre type de tube utilisé. Enfin, il est télescope, cela suppose plusieurs nécessaire d’adopter des lames polies contraintes : les lames de fermeture de qui possèdent un pouvoir émissif qualité sont assez onéreuses. Leur réduit dans l’infrarouge de façon à fabrication réclame beaucoup encore limiter ce phénomène [3]. d’expérience et ces dernières accueillent Ce qui nous conduit à adopter une volontiers la buée lors des observations. araignée à trois ou quatre branches Il faut souligner que des dispositifs antiselon les contraintes de rigidité et aigrettes originaux à adjoindre aux dont les lames sont parfaitement lames conventionnelles existent [8]. polies et ajourées (voir figure 6). Ces Toutefois même si la quantité de lumière ajourements peuvent avoir des en moins reçue par l’observateur est motifs plus ou moins complexes à négligeable, l’énergie diffractée par ces l’intérieur même de ces lames et ne dispositifs anti-aigrettes est sensible et sont donc pas forcément à la portée obstrue des zones du miroir primaire qui de tous les amateurs à cause du contribue à la haute résolution spatiale. nécessaire travail de précision ; Une fois de plus, la perception des petits surtout si le télescope est petit objets ténus à la surface des disques Figure 6 : Lames ajourées d’une araignée (inférieur à D = 200mm). L’expérience planétaires comme Jupiter ou Saturne à quatre branches de réalisation de certains amateurs constructeurs surtout en visuel peut s’avérer plus personnelle. d’araignées suggère qu’il est délicate. préférable d’avoir un ajourement En dehors de ces considérations plus proche des points d’ancrage coté purement optiques et en supposant les instruments tube (ou anneaux de la cage secondaire pour un Dobson) comme toujours parfaitement collimatés, des variations plutôt que du porte-secondaire car une trop grande de taille et d’intensité lumineuse des aigrettes peuvent tension sur les branches peut engendrer des torsions être observés à cause des effets thermiques sur les lames. préjudiciables au placement du porte-secondaire avec Elles peuvent perdre de la chaleur par rayonnement. La l’axe optique de l’instrument lors du serrage de l’araignée. couche d’air environnante se refroidit à leur contact, l’air Cet article mériterait d'être complété par : au voisinage des lames est évidemment plus chaud que - d'une part, un approfondissement de l’étude des celles-ci. Les variations d’intensité et de taille des aigrettes différentes diffractions réelles engendrées par chaque étant dues principalement à la réfraction dans une couche configuration de lame, d’air froid, plusieurs solutions peuvent être proposées. Il - d’autre part, des études mécaniques sur les formes est possible de réduire la longueur du trajet optique dans les plus rigides et les moins contraignantes du point cet air froid en diminuant la hauteur des lames; en les de vue de la torsion subie par les lames d’araignée. ajourant d’ouvertures là où le permettent les efforts Avis aux amateurs rédacteurs !

Bibliographie et ressources Internet 1. James E. Harvey and Christ Ftaclas. «Diffraction effects of telescope secondary mirror spiders on various image-quality criteria.» James E. Harvey and Christ Ftaclas. Applied Optics. Vol.34, N°28, 1995. Ndla: article disponible en ligne sur ce site web: http:// imaging.creol.ucf.edu/publications/Spider_Diffraction.pdf 2. M. Born and E. Wolf, Principles of Optics (Pergamon, Oxford 1980) Chap.2, p.21: Principe de Babinet. 3. Effets thermiques sur les lames d’araignée: http://www.astrosurf.com/altaz/effetthermique.htm 4. André Couder, « Dealing with spider diffraction » in Amateur Telescope Making, Advanced (Book Two) A. G. Ingalls, ed. (Scientific American, New York 1946). Pp. 260-262. 5. PSF Variations with Field Position /Variation de la fonction d’étalement de la figure d’Airy avec la position dans le champ. http:// www.stsci.edu/instruments/wfpc2/Wfpc2_hand4/ch5_psf7.html 6. Un très bel exemple d’une araignée à une seule branche cylindrique!: http://www.mikespooner.50megs.com/ms5.htm 7. De belles images de la simulation de la diffraction due à différente configurations de lames d’araignée : http://www.astrotelescope.com/ optique/obstruc.html 8. Un dispositif pour éliminer les aigrettes de diffraction. http://serge.bertorello.free.fr/antiaigr/antiaigr.html 9. Les critères pour qualifier la qualité d’une optique : http://www.astrosurf.com/tests/criteres/criteres.htm 10. Une araignée démontable à deux branches en carbone : http://www.astrosurf.com/altaz/465.htm Remerciements particuliers pour leur aide et documents apportées à : Martial Figenwald, David Vernet, Maïcé et Thierry Prévost.

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Champ constructeur contre Champ Fabrice Morat Le champ constructeur est souvent pour l'observateur un critère important dans le choix de ses oculaires, tenté qu'il est d'embrasser une plus grande partie de la voûte céleste. Ces dernières décennies, les fabricants nous ont fait rêver en proposant des oculaires parfois colossaux jusqu'à 84° de champ apparent ! Curieux par nature et un brin soupçonneux, j'ai depuis longtemps calculé tous mes grossissements commerciaux, sur le terrain, pour chaque nouvel oculaire. Il était alors tentant par la même occasion d'évaluer la valeur du champ apparent afin de la comparer à celle du champ constructeur proposé par le fabricant. Pour ce faire, je vous expose ci-dessous ma méthode personnelle qui débouchera sur un dénouement inattendu.

Valeur de F, focale instrumentale

Calcul du champ Apparent Lors du 1er volet de cette série d'articles consacrés au champ des oculaires (Astrosurf N°9 - page 7), nous avions admis les 2 formules d'obtention du grossissement commercial :

G=F/f

Valeur de f, focale de l'oculaire

(1)

G = Chapp / Chréel

Peut-on se fier aveuglément à la valeur gravée sur le corps de chaque oculaire ? La précision de la méthode dépend en grande partie de cette variable constructeur que l'on admettra pour ne pas compliquer la tache. A titre indicatif, je vous livre les résultats de tests parus dans Sky & Telescope sur la validité de f : plusieurs séries d'oculaires Plössl (coulant 31,7), de 7 marques différentes, ont été testés à l'aide d'un micromètre réticulé. En règle générale, il a été établi que l'imprécision de f tourne autour de 0,1 mm avec comme mauvais élève : University Optics où le PL20 est en fait un 18mm ! Autre exemple d'oculaire plus répandu en Europe : le SPL Meade (série 4000) 6,4 mm a été vérifié à 6,2mm.

(2)

Avec : G = Grossissement Chapp = Champ apparent Chréel = Champ réel F = Focale de l'instrument f = Focale de l'oculaire En fixant G, on obtient facilement la relation suivante :

F / f = Chapp / Chréel d'où :

Chapp = Chréel x F / f

Si vous ne connaissez pas la focale de votre instrument au millimètre près, reportez-vous à l'encadré ci-contre qui expose une méthode précise de détermination de sa valeur.

Cas des télescopes à miroir primaire mobile

(3)

Pour obtenir une valeur précise du champ apparent propre à chaque oculaire, nous devons connaître au mieux les valeurs du champ réel, de la focale instrumentale et de la focale de l'oculaire.

Valeur du champ réel Elle peut être calculée soit par la "méthode théorique par le diaphragme", soitpar la "méthode pratique opar le défilement d'étoiles" (voir Astrosurf N°9 - page 7).

Pour les propriétaires de télescopes à miroir "mouvant" (SCT, Maksutov, Cassegrain, DallKirkham), une seconde erreur serait de croire que, connaissant les valeurs de Chréel, F et f, l'affaire est entendue et que l'on peut appliquer collectivement la formule pour tous nos oculaires. Pour la parade, comme F a été calculée sur un certain tirage de l'OR12,5, il faudra, après avoir retiré soigneusement l'oculaire guide, ne plus toucher au bouton focus de votre tube optique afin de pouvoir utiliser la valeur de F. Vous placerez votre oculaire à calibrer dans le renvoi coudé (avec ou sans bague de réduction suivant le coulant) et compenserez la différence de mise au point en

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apparent mesuré

Champ apparent de quelques oculaires grand champ soulevant par exemple l'oculaire du renvoi coudé. Au pire, vous pourrez toujours conserver une petite tache défocalisée de l'étoile sans nuire à la qualité de mesure du défilement d'étoile. Mais en aucun cas, vous ne devrez tourner la molette de mise au point. C'est seulement à ce moment que vous pourrez mesurer le Chréel de votre ocu-

Constatations

Détermination de F, la focale instrumentale L'équation (3) ci-dessus n'a rien de révolutionnaire, en tout cas pas de quoi fouetter mon collègue J. Claude Durand ! Attention pourtant à l'universalité se son emploi. Les nombreux possesseurs de SCTs, Maksutov ou tous ceux qui ont des doutes sur la valeur de F devront passer d'abord par l'étape qui suit. J'utilise le précieux oculaire réticulé "Micro-Guide" OR12,5 de chez Celestron qui permet d'obtenir une valeur assez précise de F dépendant du tirage de cet oculaire guide et des accessoires montés en amont (porte-oculaire, renvoi coudé...). Cette méthode est bien expliquée sur la notice. Avant les mesures, veillez à parfaire la mise au point avec cet oculaire et de lui adjoindre les accessoires indispensables comme en version d'observation. Par exemple, sur mon C14, l'OR 12,5 est monté avec sa bague de réduction, le renvoi coudé géant et le porte oculaire de précision NGFS. Il en résulte une focale instrumentale effective de 4182mm. Sur mon ancien tube C1 1, dans les mêmes conditions d'installation, F était égal à 3105mm.

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laire sur ce tirage imposé par l'OR12,5. Ce n'est pas tout à fait son véritable Chréel puisque l'oculaire a été déplacé dans son logement mais le but fixé était d'avoir une parfaite corrélation entre F et Chréel. Enfin, vous pourrez appliquer la formule (3) en toute quiétude afin d'obtenir le champ apparent mesuré de votre oculaire.

L'étude des valeurs de Chapp suivant le type d'oculaire et la formule optique est très instructive. Le tableau ci-joint vous propose une comparaison directe entre le champ constructeur et le champ apparent mesuré sur différents tubes optiques et pour une variété d'oculaires. Dans les remarques suivantes, je m'appuierai également sur le travail similaire de mon collègue Yann Pothier qui a procédé à un jeu de mesures sur différents tubes optiques (SCT 203 ouvert à 10 avec ou sans réducteur de focale et Dobson de 445 ouvert à 4,5), tous équipés d'un porte-oculaire au coulant américain de diamètre 31,7.

Perte de champ apparent sur les oculaires à longue focale Etrange surprise pour l'observateur du ciel profond : plus qu'un non-respect du champ constructeur, on assiste à une véritable perte de champ apparent en ce qui concerne les oculaires de longue focale. Sur le Newton très

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ouvert mais aussi sur le Dobson et le SCT203 de Yann, on note que les oculaires de longue focale devant logiquement offrir les champs résultants les plus grands sont les plus touchés (environ 20 % de perte de champ). Mais d'où provient cette perte de champ ? Le secondaire du Dobson, largement surdimensionné, ne semble pas en cause. On peut aussi mettre de côté le renvoi coudé puisque le Dobson en est naturellement dépourvu. Cependant, un point commun relie tous ces instruments, ils possèdent tous un coulant 31,7mm. Et il semble que ce soit bien lui qui diaphragme le champ en sortie. Pour preuve, notez la perte minime enregistrée (environ 4 %) sur les tubes C11 et C14 que j'avais tous munis d'un porte-oculaire de diamètre 50mm. NDLR : Il est à noter que la documentation des oculaires Televue est intéressante de ce point de vue car il y est précisée la taille du diaphragme.

Attention aux portes-oculaires au coulant de 31,7mm

De l'effet des réducteurs de focale

Afin d'étancher leur soif de "champ", j'invite tous les observateurs à vérifier s'ils tirent le maximum des possibilités de leurs ... chers oculaires. Et méfiez-vous des accessoires qui viennent charger le véhicule oculaire comme les réducteurs de focale et autres bagues. Ainsi, rien ne vous empêchera de voir encore la lune en entier (ou la galaxie M101) à plus de 150x !

Les pertes de champ deviennent vite catastrophiques (plus de 30 % de perte) dans le SCT203 équipé d'un réducteur de focale toujours pour les oculaires de longue focale.

Effet d'un renvoi coudé géant Afin de tester si mon renvoi coudé géant (TELEVUE everbrite) provoquait une quelconque dégradation de la grandeur du champ, j'ai effectué une série de mesures sur 3 oculaires : une fois au foyer puis avec le fameux renvoicoudé. Les champs se sont avérés quasiment les mêmes. La combinaison optique employée (porte-oculaire NGFS + renvoi-coudé géant) semble convenir pour tirer le maximum ou presque du champ constructeur.

Les nombreux lecteurs qui observent avec un SCT203, avec ou sans réducteur de focale, équipé d'un porte-oculaire 31,7 doivent rester vigilants car la perte de champ touche alors tous les oculaires. Par exemple, le champ constructeur d'un nagler 16 mm type II passe de 82° à 73° et jusqu'à 52° (avec réducteur). Quel gâchis !

Les oculaires qui s'en sortent ... Sur le large panel d'oculaires, notons finalement que le fabricant s'en sort honnêtement. Avec une mention spéciale pour le Radian, les Pentax et le 8,8 UWA ! Les autres valeurs de Chapp restent homogènes avec une faiblesse pour certains Nagler d'ancienne génération !

Vos chers oculaires sont-ils à la hauteur ?

Au programme de la troisième et dernière partie de cette série d'articles (parution dans le numéro 12) :

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- Comment choisir sa gamme d'oculaires ? - La qualité des oculaires au fil des décennies.

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Galaxies singulières : le catalogue ARP Jean-Philippe Cazard Halton ARP, astronome mondialement connu a publié en 1966 un catalogue qui porte son nom et qui rassemble 338 galaxies "singulières". En grande partie composé de groupes de galaxies en interaction, le catalogue ARP fourmille de cibles intéressantes pour les astronomes amateurs, en particulier ceux qui, à l'aide de caméras CCD, pourront faire des images d'objets qui sortent des sentiers battus. En effet, si le catalogue ARP compte dans ses rangs quelques "célébrités" comme M51, M77, M82, M65 ou NGC4631, il contient également quelques objets moins connus, mais très intéressants. Je vous invite à explorer ce catalogue (à l'aide du tableau en page 23) et à nous envoyer vos travaux concernant ces objets, que nous ne manquerons pas de publier dans un prochain numéro.

Références Le catalogue ARP nedwww.ipac.caltech.edu/level5/Arp/frames.html Le site web d'Halton Arp : www.haltonarp.com Arp's Catalog of Peculiars Galaxies : users.aol.com/arpgalaxy/index.html A propos des travaux d'Halton Arp : www.astrosurf.com/lombry/arp.htm

ARP 285 = NGC 2854 + 56

Halton Arp est également connu pour ses travaux très contreversés, concernant concernant les redshifts anormaux au sein de groupes de galaxies. Une des contreverses les plus célèbres concerne l'éventuel pont de matière qui relierait la galaxie NGC4319 et le quasar Markarian 205. La présence d'un pont de matière "physique" entre ces deux objets pose problème, car ces deux objets ont des redshift très différents et se trouvent donc à grande distance l'un de l'autre (si l'on admet que le redshift est une bonne indication de la distance d'un objet).

Ci-contre : NGC 4319 et Markarian 205. Ci-dessus : un zoom avec traitement d'image "violent" faisant apparaître (?) le pont de matière. Photo HST

ARP 271 = NGC 5426 + 27

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Liste complète des objets du catalogue ARP

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Quelques cibles de choix pour l'astronome amateur. Voici quelques images d'objets du catalogue ARP, réalisées par les astronomes amateurs de la Société Astronomique de Montpellier avec le T400 de l'observatoire des Pises.

ARP273 = UGC 01810 + 13

ARP278 = NGC 7253A + B

ARP 248 = Wild's Triplet

ARP 290 = IC 195 + 196

ARP 295 = MCG-01-60-021

ARP 86 = NGC 7753 + 52

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Premiers pas avec une Webcam (4) Jean-Philippe Cazard Dans le précédent article de cette série (Astrosurf-Magazine N°10, p29), nous avons vu les aspects théoriques du fameux "mode raw". Passons maintenant à la pratique et voyons, pas à pas, comment mettre en oeuvre le mode Raw sur une une webcam (VestaPro ou ToUcam).

Principe et avertissement La mise en oeuvre du mode Raw consiste à modifier certaines informations présentes dans la mémoire (EEPROM) de la webcam. Pour cela, nous allons utiliser un utilitaire, WebCam Register Macro Tool (WcRmac), développé par Martin Burri et des macros développées par Etienne Bonduelle. Les macros sont des fichiers qui contiennent les données que le logiciel WcRmac devra télécharger dans l'EEPROM de la webcam.

Même les non-anglophones comprendrond le message affiché au centre de l'écran qui indique qu'il n'y a pas de caméra connectée. C'est tout à fait normal, même si votre caméra est réellement connectée au PC. A ce stade, allez dans le menu : [Webcam] > [DS Interface] La fenêtre suivante s'affiche :

Installation et lancement de WcRmac L'installation du logiciel WcRmac ne pose guère de problèmes, il suffit de lancer la procédure d'installation et de suivre les indications. Avant de lancer WcRmac, il faut que la webcam soit connectée et qu'un logiciel d'acquisition (Astrosnap, VidCap ou autre) soit lancé. Il n'est pas obligatoire de mettre un objectif devant la webcam, ce qui est important, c'est que la caméra soit en mode acquisition et affiche une image (même floue ...) à l'écran. Au lancement de WcRmac, la fenêtre suivante s'ouvre :

Elle donne la liste des webcam qui sont connectées au PC. Sélectionnez la webcam de votre choix et cliquez sur le bouton [Connect]. La fenêtre principale du logiciel affiche alors :

Dans la zone centrale, on peut voir la liste des macros qui sont disponibles.

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Sauvegarde du contenu initial de l'EEPROM

Avertissement La mise en place du mode Raw est à la portée de tout astronome amateur, mais il faut procéder avec soin et suivre pas à pas les instructions que nous vous proposons, pour éviter d'endommager votre webcam. Nous vous invitons en particulier à lire l'ensemble des instructions avant de vous lancer, et à faire une sauvegarde préalable du contenu de l'EEPROM, comme indiqué dans la section consacrée à cette opération.

Avant de lancer le téléchargement de données dans l'EEPROM, il est indispensable de sauvegarder le contenu de l'EEPROM, afin de pouvoir faire "marche arrière" en cas de problème. Pour cela, sélectionnez l'onglet [Binarie]. La fenêtre suivante s'ouvre :

Le passage en mode Raw Cliquez maintenant sur l'onglet [Macros] pour revenir à la liste des macros disponibles et cliquez sur la case à cocher : "OK - I Take full responsability using this program", par laquelle vous indiquez que vous assumez toute responsabilité concernant l'utilisation de ce logiciel (voir encadré "Avertissement"). La fenêtre suivante apparaît alors :

Cliquez maintenant sur le bouton [Get current and Save as ...]. Une fenêtre s'ouvre, vous invitant à indiquer dans quel répertoire vous souhaitez sauvegarder le contenu initial de l'EEPROM :

Si votre webcam est dotée d'un capteur noir et blanc (quelle que soit sa taille), alors sélectionnez la macro : 0201 : Set R/W RAW Mode and Special Factory Settings Sélectionnez un répertoire et entrez un nom de fichier, par exemple "EepromInitiale", puis cliquez sur le bouton [Enregistrer]. Nous voici maintenant à l'abri, avec une sauvegarde de l'EEPROM initiale sur le disque de l'ordinateur.

Sinon, sélectionnez la macro : 0202 : Set COLOR RAW Mode and Special Factory Settings Cliquez ensuite sur le bouton [Run checked]. La fenêtre de confirmation suivante apparaît :

Comment se procurer WcRMac et les macros Le logiciel WcRmac peut être télécharger à l'adresse : www.burri-web.org/bm98/stuff/wcrmac-1.0.79.zip WcRMac est accompagné des macros qui ont été utilisées pour l'illustration du présent article, mais vous pouvez télécharger les dernières versions sur le site d'Etienne Bonduelle : www.astrosurf.com/astrobond

Cliquez maintenant sur le bouton [OUI] pour lancer la mise à jour de l'EEPROM. Il ne reste plus qu'à patienter quelques instants ... Lorsque la mise à jour de l'EEPROM est terminée, la fenêtre suivante apparaît, avec le message "macro(s) success", qui indique que tout s'est bien passé :

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Ensuite sélectionnez l'onglet [Commande Caméra] et cliquez sur le bouton [Restaurer], qui permet de restaurer les paramètre usine de la webcam qui ont été modifiés par la macro :

Notre webcam est maintenant en mode Raw. Notons au passage que l'EEPROM est une mémoire non volatile, c'est à dire qu'elle conserve son contenu même sans être sous tension. Par conséquent, notre webcam restera en mode Raw même si elle est déconnectée du PC.

Premiers essais en mode Raw Pour vérifier que notre webcam fonctionne correctement en mode Raw, procédons à une acquisition d'image. Pour cela, placez un objectif devant la webcam (si vous ne l'avez pas jeté, l'objectif d'origine conviendra tout à fait) et lancez votre logiciel d'acquisition habituel (les logiciels vidcap, astrosnap ou IRIS conviennent tout à fait). Dès le lancement de votre logiciel d'acquisition, si vous utilisez une webcam couleur, vous constaterez que l'image dans la fenêtre d'acquisition est en noir et blanc. Ne vous inquiétez pas ... et ne jetez pas votre webcam à la poubelle, c'est tout à fait normal ! Passez en mode "réglage du mode d'acquisition" (pour le logiciel Vidcap, c'est le menu Options/Video Source, pour les autres logiciels, référez-vous au manuel utilisateur). Dans l'onglet [Commandes d'image], sélectionnez impérativement une cadence d'acquisition de 5 images par secondes. Si vous ne sélectionnez pas cette cadence, les images seront compressées lors du transfert vers le PC et les avantages du mode Raw seraient réduits à néant :

Vous pouvez maintenant régler la vitesse d'obturation et le gain, puis lancer une acquisition.

Cas des webcams avec capteur noir et blanc Si votre webcam est équipée d'un capteur noir et blanc, alors le résultat (fichier AVI par exemple) est directement exploitable comme si votre caméra n'avait pas été transformée.

Cas des webcams avec capteur couleur Par contre, si votre caméra est équipée d'un capteur couleur, il faut effectuer une opération de conversion du fichier AVI obtenu, avant de pouvoir le traiter. Plusieurs logiciels sont capables d'assurer cette conversion, mais le plus simple à utiliser est sans doute AviRaw, de Carsten A. Arnholm, qui peut être téléchargé sur le site suivant : www.arnholm.org/astro/software/aviraw

Utile le mode Raw ? Si vous hésitez encore à transformer votre webcam, voici ci-dessous, le détail fortement agrandi d'une image qui a été acquise dans des conditions identiques, avec une VestaPro N/B en mode "normal" puis avec la même webcam en mode "Raw".

A gauche, sur l'image en mode "normal", les étoiles sont entourées d'un anneau sombre caractéristique du traitement effectué par l'électronique d'une webcam non modifiée. A droite, sur l'image en mode "raw", les étoiles ont un aspect naturelet sont légèrement plus fines.

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images du ciel

NGC281 (Nébuleuse "Pacman") Celestron 8 et système Fastar avec une caméra CCD Starlight SXVH9 et un filtre Ha Astronomics à 13nm. Compositage de 30 poses de 2 min. Photo Thierry Viant

NGC7635 (Bubble Nebulae) et l’amas M52 Celestron 8 et système Fastar avec une caméra CCD Starlight SXVH9 et un filtre Ha Astronomics à 13nm. Compositage de 25 poses de 2 min. Photo Thierry Viant

IC5146 (Cocoon Nebulae) Lunette Astro-Physics 130 51 mn de pose en Halpha avec une caméra CCD Sbig ST7E Photo Jean-Olivier Cammilleri

M71 - Amas Globulaire Celestron 8 avec réducteur de focale 0.5 et filtre anti IR Compositage de 172 poses de15s avec une Vesta Pro N/B en mode RAW. Photo Stéphane Poirier.

M5 - Amas Globulaire Celestron 8 avec réducteur de focale 0.5 et filtre anti IR Compositage de 136 poses de12s avec une Vesta Pro N/B en mode RAW. Photo Stéphane Poirier.

M57 - Nébuleuse planétaire de la Lyre Celestron 8 avec filtre anti IR Compositage de 468 poses de 6s et 169 poses de 10s, avec une Vesta Pro N/B en mode RAW. Photo Stéphane Poirier.

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M17 - Photo Patrick Lécureuil Lunette Takahashi FS 152. Compositage de 15 poses de 90s chacune, avec un appareil photo numérique Canon 300D à 400iso.

M101 et NGC 5474 - Photo Alain Balagna Lunette Vixen 114/600, guidage avec une lunette guide 70/420 en parallèle. Compositage de 12 poses de 5minutes à 800iso avec un appareil photo numérique Canon EOS 10D Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004

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Taches solaires - Photo Bruno Daversin Télescope Maksutov-Cassegrain de 200mm de diamètre et webcam N/B en mode Raw

Lune (Stoffler) - Photo Christian Arsidi Télescope Cassegrain de 300mm de diamètre Webcam TouUCam Pro N/B en mode Raw Compositage de 330 images sélectionnées manuellement

Soleil - 22 juillet 2004 Lunette fluorite Takahashi FC125/1000 avec filtre astrosolar. Compositage de 3 poses de 1/800ème à 100 ISO en mode Raw avec un appareil photo numérique Canon 300D Photo Patrick Lécureuil.

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Lune au matin du 7/10/2004 - Photo Christian Arsidi Télescope Intes Micro de 150mm à F/D 10 avec téléconvertisseur 1,4 Canon et Canon EOS 10D à 100 ISO

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NGC 6888 (Crescent Nebula) - Photo Florent POIGET Lunette SD William Optics FLT-110 à F/D 6,5 sur monture Losmandy HGM Titan. Caméra CCD ST10XME avec tourelle à filtre Sbig CFW-SA et filtre HAlpha Astronomik de 13nm de bande passante. Poses éralisées sur 5 nuits : 41x15min en HAlpha (binning 1x1), 25x10min dans le rouge (binning 1x1), 2x10 min dans le vert (binning 1x1), 4x10 min dans le bleu (binning 1x1). Assemblage final RGB avec R=R+Halpha.

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Partie centrale de la nébuleuse North America - Photo Christian Viladrich Lunette Takahashi FSQ 106. 96 minutes de pose avec une caméra CCD ST10 XME dotée d'un filtre Halpha Custom Scientific de 4.5 nm de bande passante

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LBN400 (SH-119), nébuleuse située à quelques degrés à l’Ouest de NGC7000 - Photo Emmanuel Mallart Lunette Takahashi FSQ 106. 164 minutes de pose avec une caméra CCD ST10 XME dotée d'un filtre Halpha Custom Scientific de 4.5 nm de bande passante

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NGC206 - Amas ouvert dans M31 Télescope Richey-Chrétien de 450mm de diamètre et caméra CCD Sbig STL-6303E. 60min de pose en binning 1x1 pour la luminence avec une pleine lune à 34° du champ. 48 minutes de poses en binning 2x2 dans le rouge, le vert et le bleu. Photo Brian Lula, dans le centre du Massachussetts, dans un environnement sub-urbain.

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Faites vous la paire Alain Gérard Après Ophiuchus, abordé dans notre précédente chronique, cap vers l'est pour nous intéresser aux couples et étoiles multiples d'Andromède, constellation largement accessible en début des nuits d'automne.

La fille sur son rocher Selon la légende, les parents d'Andromède - Céphée et Cassiopée - livrèrent leur fille, enchaînée sur un rocher, à Cetus, monstre marin envoyé par l'irascible Poséidon. Et tel Zorro, Persée délivra l'infortunée jeune fille... Tout ce beau monde se retrouve aujourd'hui réuni dans un même coin de ciel pour perpétuer la légende. Dans le ciel des nuits d'automne, la constellation d'Andromède doit sa renommée à la galaxie spirale qui se profile à quelques 2,2 millions d'années-lumière en arrièreplan de la constellation. Couvrant une étendue de 722 degrés carrés, Andromède regroupe 24 étoiles de magnitude inférieure à cinq. Circumpolaire pour les observateurs situés à plus de 70° de latitude nord, cette constellation culmine vers 22 heures à la mi-novembre. Situé sous Cassiopée, l'astérisme est caractérisé par l'alignement de trois étoiles de deuxième magnitude (d'ouest en est Alpha, Bêta et Gamma), Alpha Andromedae composant par ailleurs le sommet nord-est du grand carré de Pégase. Un second alignement, partant de Bêta, balise le chemin d'accès à Messier 31. Notre programme d'observations portera sur une cinquantaine d'étoiles à dédoubler dans cette constellation. Chaque descriptif de couple stellaire est précédé d'un numéro d'identification qui permet de le retrouver rapidement dans le tableau. Un jeu de cartes de champ complète notre propos, carte d'ensemble de la constellation pour les étoiles de magnitude inférieure à sept et cartes détaillées pour les autres. 1 - 2 Andromedae Nous allons commencer cette liste en allant chercher une double tout près de la constellation du Lézard. Aux jumelles vous repérerez facilement le couple Omicron — 2 Carte 1 - Repérage des doubles STTA 242 et STF 2985

(C) Logiciel Coelix

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And. Ces deux étoiles forment déjà une très belle double optique séparée de moins de 30', dont la plus brillante (Omicron au sud) est bleue. 2 Andromedae qui est plutôt blanche, est en fait d’une binaire distante de 350 al (années-lumière) appartenant au catalogue Burnham. Cette dernière est malheureusement très serrée et reste intouchable pour les amateurs.

(C) Logiciel Coelix

Carte 2 - Repérage des doubles S 825 et HO 197 2 - STF 2973 Trois pleines lunes plus au nord vous trouverez cette petite double inégale dont le membre le plus brillant est bleu et son compagnon grisâtre. Le couple découvert par Struve est assez rapproché et nécessite un grossissement d’une centaine de fois pour apprécier la belle différence de contraste. 3 - STTA 242 Issue de la liste appendice du catalogue Otto Struve, cette double peu lumineuse se compose de deux étoiles blancbleuté avec une légère asymétrie de luminosité. Facile même à faible grossissement, elle se situe à 33' au nordnord-ouest de 4 And. 4 - STF 2985 Voici une jolie paire d’étoiles jaunes qu’un instrument de petit diamètre révélera sans problème. J’ai pu également la séparer dans des jumelles 15x50. En revanche les 7x50 sont insuffisantes. 5 - S 825 Cette double optique découverte par J. South est séparable facilement dans des jumelles 7x50. A et B affichent une belle coloration rouge-orangé. C’est peu fréquent, profitons-en ! 6 - HO 197 À 1,5° au nord de S 825, HO 197 dessine un petit triangle presque équilatéral de moins d’une minute d'arc de côté, décrit pour la première fois par l’astronome américain George Washington Hough (1836–1909). À l’oculaire les 3

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étoiles montrent la même coloraAitken a eu bien du mérite de détion jaune. L’étoile la plus brillante couvrir cette double serrée et peu est elle-même une binaire qui se lumineuse dans un recoin de la réfugie avec pudeur derrière ses constellation. Avec ses deux étoi0,3" pour nous sourire en toute les blanches cette double n’amusimplicité. sera que les amateurs de challenge. 7 - STF 3004 14 - STT 514 Ca c’est une double que j’aime bien! Peu de différence de couleur dans Pointez-la moi avec un oculaire ce couple dont les deux membres assez court, 100-150X c’est bien. sont blanc-bleuté. En revanche ils Regardez-moi ça, c’est pas beau? A offrent une belle asymétrie de lula L128 j’ai vu une belle étoile blanminosité avec 3,5 magnitudes che éclatante avec une pointe de d’écart. La séparation du couple est bleu, dominant majes-tueusement étroite et s’admire à fort grossisseun petit point fluet jaune grisâtre. ment. Quel contraste entre les deux ! 15 - BU 997 8 - STT 501 Une double anodine se cache ici, STF 3004 vous a plu ? Eh bien y a au milieu de nulle part. A est jaune. qu’à demander, on remet ça ! STT B moins lumineuse est plutôt jaune 501 est son clone, à la différence orange. Rien d’extraordinaire... hé que je n’ai pas retrouvé cette pointe mais pas si vite, qu’est-ce que je vois de bleu dans la principale. là en dessous ?!... 9 - STF 3042 16 - BU 9001 Ici deux soeurs jumelles vous at... 27' plus au sud je devine une bien tendent. Prévoyez un grosbelle étoile double ! Presque quasissement assez important (supétre magnitudes séparent A, bleue, (C) Logiciel Coelix rieur à 100 X) pour découvrir leurs de B, blanc-jaune. Le contraste enrobes jaune pâle puisque seuletre les deux étoiles est assez saisisCarte 3 - Repérage des doubles ment 5,6" les séparent. sant, et ce d’autant que l’écart anSTF 3042 et BU 728 10 - BU 728 gulaire est faible. Elle est magnifiCelle-ci n’est pas facile à trouver, mais si vous l’avez dans que celle-ci ! Autant BU 997 ne m’emballait le champ poussez le grossissement à plus de 200X et ad- pas, mais là BU 9001 en fait une sorte de double-double mirez cette symétrie... qui se ressemblent s’assemblent très esthétique. dit-on. Avec ses 1,2" cette binaire est un bon test du pou- 17 - STF 3064 voir séparateur d’un instrument de 100mm qui doit nor- STF 3064 a un petit air de famille avec BU 9001, à peu près malement montrer deux points jaunes accolés. Si ce n’est le même écart et la même différence de luminosité. Seules pas le cas, peaufinez votre collimation et retentez-la un les couleurs changent puisque A et B sont toutes deux soir de moindre turbulence. jaune-orangé. Pour la pointer, localisez cinq étoiles (de 11 - STT 513 magnitude 6 à 7) formant un U à environ 2,5° au nordRien d’exceptionnel chez cette double. A est blanche, B est ouest de Theta And. STF 3064 est l’étoile qui forme la base jaune pâle. En dépit de ses 3,8" elle reste tout de même du U. difficile à séparer compte tenu de l’asymétrie de luminosité. 18 - STTA 256 12 - STF 3050 Belle double optique parfaitement symétrique visible avec Il s’agit d’une binaire de 350 ans de période distante de 95 une simple paire de jumelles 7x50. Pointez Alpha And et al. Elle est située à moins d’1,5° de STT 513. J’ai pu séparer montez de deux degrés et des poussières vers le nord, ses deux composantes jaunes avec une L128 à partir de vous verrez alors deux petites billes blanches écartées de 100X. presque 2'. Le champ stellaire est relativement pauvre, 13 - A 800 vous ne pourrez pas la confondre. 19 - BU 483 Ne lâchez pas vos jumelles, et retrouvez ce U qui nous a servi à localiser STF 3064. Et bien BU 483 correspond à l’étoile tout en haut de la branche gauche du U. A ce grossissement on sépare aisément A et C, toutes deux jaunes mais avec une tonalité un peu plus orangée pour C. Les plus audacieux troqueront leur jumelles pour un instrument grossissant une centaine de fois et tenteront de deviner la faible composante B blottie tout contre A. 20-21-HJ 1947/26 Andromedae (C) Logiciel Coelix

Carte 4 - Repérage des doubles A 800 et BU 997

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(C) Logiciel Coelix Encore une double-double et celle-ci n’est pas vilaine ! 26And et HJ 1947 sont faciles à identifier aux jumelles. Vous verrez deux étoiles de magnitude 6 séparées de 28'. Mais au travers d’un instrument donnant un grossissement de 50 à 100 fois vous verrez chacune de ces étoiles héberger un petit compagnon. Evitez les grossissements trop faibles (nous ne les résoudrez pas) ou trop forts (vous n’aurez pas les deux paires dans le champ). C’est là qu’on apprécie les oculaires grand champ! 26 And (la plus à l’est) arbore une belle différence de luminosité et de couleur. A est bleue et la petite B est jaune. HJ 1947 est son symétrique, et les quatre étoiles sont alignées. C’est comme si on avait replié le ciel en deux à la manière d’une feuille de papier peinte de frais. 22 - STF 24 On va faire un petit détour tout au sud de la constellation pour observer STF 24 qui est une sympathique double accessible à tout télescope ou lunette. A est blanc-bleuté tandis que B, légèrement moins brillante est blanche. 23 - AC 1 Maintenant on va remonter vers le nord (attention au mal de l’air !) pour visiter la première étoile du catalogue Alvan Clark, astronome et opticien américain. Cette double est en fait une triple insoupçonnée à faible grossisse-

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ment. Aux jumelles on voit juste une double espacée d’un peu plus de 4', la plus brillante est rouge et l’autre jaune. AC 1 correspond à la jaune. Et si vous passez à 150X, Ooohh ! Celle dernière se dédouble en deux petits points jaunes de luminosité inégale. Même quand on le sait, c’est toujours le petit cadeau surprise... 24 - STT 11 Dirigez-vous maintenant deux degrés et des poussières (d’étoiles ?) vers le sud-est. Vous tomberez sur une petite paire symétrique, évidente aux jumelles et de couleur jaune pâle. 25 - HJ 5451 Toujours dans le même coin, faites 1,5° vers le Nord pour attraper HJ 5451. Vous la devinerez déjà dans votre chercheur si le ciel est noir. A l’oculaire c’est une double asymétrique de coloration orange pour la brillante et jaune pour la petite B. 26 - STF 33 Allez, on monte encore un peu plus ! 30 petites minutes d’arc vers le nord et vous voilà nez à nez avec STF 33. Attention pas évidente, peu lumineuse et serrée... Toutes deux jaune pâle. 27 - STF 40 On bifurque maintenant de quelques trois degrés en direction de M31 et on rencontrera une petit couple soli-

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Carte 6 - Repérage des doubles STFA 1, STT 11, STF 33 et STF 55 Carte 5 - Repérage des doubles AC 1, STTA 256 et STF 24 taire qui ne doit sa présence dans cette liste que par la perspective. 50X suffisent pour venir à bout de ces deux étoiles oranges dont la plus brillante se pare d’un reflet rougeâtre. Peut-être est-elle plus timide ? 28 - Pi Andromedae Ceux qui ont des problèmes de pointage, n’ont aucune excuse avec Pi And, surtout qu’il s’agit d’une des plus belles doubles de la constellation. Son écart de 35" la rend accessible à tout le monde. Je l’ai séparée facilement aux J7X50 et à l’oculaire de la L128 c’est un ravissement où la couleur bleu saturé de A contraste avec le jaune-orangé de B. 29 - STF 52 Ceux qui se sont amusés avec A 800 pourront faire durer le plaisir sur STF 52, double serrée et peu lumineuse de couleur jaune. 30 - STF 55 C’est trop lumineux encore pour vous ? Allez voir celle-ci! En plus y a même pas de couleur, les deux sont blanches. 31 - BU 865 Tableau des étoiles doubles et multiples d'Andromède Le numéro de l'étoile dans notre liste est suivi de la désignation de l'étoile dans la nomenclature Flamsteed (nombre) ou Bayer (lettre grecque) et de son identification dans un des catalogues d'étoiles multiples. Les coordonnées équatoriales sont rapportées à l'équinoxe 2000,0. Pour les diverses composantes de l'étoile sont indiqués les magnitudes, l'écart et l'angle de position (avec indication de l'année de validité de ces données). La mention "Orb" indique que nous avons affaire à une double orbitale. Enfin, la dernière colonne "Carte" renvoie à la carte détaillée sur laquelle figure l'étoile. Afin de garder une certaine unicité dans l'article nous avons ecrit en français les lettres grecques. Le petit tableau ci-contre permettra de faire la correspondance entre ces désignations littérales et le symbole traditionnellement employé.

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Quoi, STF 55 pas assez difficile !?! Mais vous êtes maso !? Alors médaille d’or de la double lamentable : BU 865. Peu lumineuse, serrée, pas de couleur, dans un champ sans aucune étoile repère, et en plus y a M31 juste à côté qui vous nargue. Ca vous dégoûterait des doubles pour dix ans. 32 - STF 1 Cette double optique est intéressante pour des jumelles, petites ou grandes. À 1,5° à l’est de Delta Andromedae le couple affiche une belle symétrie tant dans la magnitude que la couleur orange. 33 - 36 Andromedae Il s’agit d’une binaire orange de 165 ans de période, distante de 127 al. Sa symétrie et son écart de 0,9" en font un test de prédilection pour un instrument de 130mm. Je l’ai séparée à la L128 au 5mm (200X), où on peut voir à ce grossissement les deux disques d’Airy accolés et tangents. 34 - STF 79

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Carte 9 - Repérage de la double STF 102

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Carte 7 - Repérage des doubles BU 865 et STF 52

Une double classique. Il est possible de la séparer aux jumelles avec un grossissement minimal de 15 à 20 fois. Aux Canon 15X50 on devine deux points accolés blancbleuté, en diaphragmant l’ouverture à 30mm. Pas évident. Des 20X n’en feront qu’une bouchée. 35 - STT 21 Binaire blanche à orbite très elliptique de 450 ans de période et distante de 338 al. Elle est actuellement proche de son maximum qu’elle atteindra lentement en 2200. Ca nous laisse du temps pour en profiter. 36 - STTA 11 Avec sa minute d’arc d’écart, tout le monde profitera de cette double. A est blanc-jaune et B blanche. 37 - Phi Andromedae Voilà de quoi ravir les gros diamètres ! Deux composantes brillantes et équilibrées à 0,5". Une double comme ça, ça vaut de l’or pour qui possède un instrument de plus de 250mm et souhaite repousser au maximum ses performances. La nuit doit être calme (disons même très calme) et le télescope réglé aux petits oignons. Je l’ai essayé avec plusieurs instruments dont un SC de 250 mais Phi ne m’a montré qu’un point bleuté désespérément seul. 38 - STF 102 STF 102 se situe à un peu plus de 2° au nord-est de Phi And. Il s’agit d’une mignonne petite étoile multiple. A la L128 on voit trois étoiles alignées sur une trentaine de

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secondes d’arc. La plus brillante, A (en fait il s’agit de [AB]) est au centre et de couleur bleutée. De part et d’autre C et D sont plutôt blanches. 39 - STF 108 Je passe rapidement sur cette double banale. Asymétrique, A est blanche, B est blanc-jaune, elle est mieux mise en valeur à 100X. 40 - STF 141 Ces deux petites billes jaune pâle sont difficiles à pointer et à séparer. Armez-vous de patience elles sont farouches mais pas intouchables. 41 - STF 154 A et B sont blanc pur, pas très lumineuses mais se laissent séparer aisément à partir de 100X. 42 - HJ 2089 À 1°10' plus à l’Est se terre une autre double peu brillante. Si elle ne pose aucun problème dans un instrument, elle est déjà plus délicate à repérer aux J15X50. A et B sont blanc-bleuté. 43-44 - 56 Andromedae / STF 179 Avec cette paire d'étoiles doubles, on va aborder une formation très intéressante qui se nomme «Golf Putter» (en français le putter de golf, eh oui !). Il s’agit d’un astérisme, appelé parfois Harrington’s Star 14 (14eme élément du Small Telescope Asterism Roster de Philip S. Harrington). Cet astérisme se compose de sept à huit étoiles brillantes qui s’alignent pour dessiner une crosse de hockey, ou un club de golf en l’occurrence. Le «corps» du putter est un segment rectiligne de 1,5° de long. Son extrêmité Est se coude pour rejoindre 56 And qui forme la "tête". 56 And se situe en bordure de l’amas ouvert NGC 752 qui devient tout naturellement la balle de golf. D’ailleurs on sent qu’elle ne va pas tarder à se faire dégommer ! 56 And est une belle double large et équilibrée. A est orange et B rouge. Quant à STF 179, c’est une des étoiles qui constitue le corps du club. Visuellement c’est la même que STF 33 en un poil plus lumineuse.Toute cette région est magnifique à observer aux jumelles, seules capables de resCarte 8 - Repérage de la double STTA 11

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Carte 11 - Repérage des doubles HJ 2089 et STF 154

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tituer par leur grand champ la forme très évocatrice de l’amas. Best of ! 45 - Gamma Andromedae Et voici maintenant une des plus belles étoiles doubles du ciel, brillante et colorée, plus qu’une double d’ailleurs c’est tout un système multiple ! En d’autres termes il s’agit du clou de la constellation ; ne vous plantez pas... Gamma Andromedae porte le nom de Almach (ou Alamak) ce qui signifie en arabe le "lynx du désert".Le système, distant de 350 al, est assez complexe et se compose de trois binaires. La première binaire correspond au couple A-[BC] de révolution si lente que son orbite n’est pas encore connue avec précision. Le couple B-C constitue la deuxième binaire, de 61 ans de période. Quant à la troisième il s’agit de B qui est une binaire spectroscopique (Bb) que je ne fais que citer. A est une géante brillante de couleur orange. B et C sont bleues. A la L128 le spectacle est magnifique, la différence de couleur frappante. Le couple A-[BC] est séparé à 50X ; on voit la principale nettement orangée et la petite de couleur bleu verdâtre (la tonalité verte s’explique par contraste avec sa voisine orange). Le couple B-C (0,42" en 2003) est inséparable avec ce diamètre, et l’écart se rétrécit encore pour atteindre son minimum de 0,014" en 2016. Actuellement il faudrait près de 300mm pour la résoudre. A la fin des années 90 cette binaire alors à 0,5" constituait le test ultime des lunettes apo de 150 et plus où le but du jeu était de mettre en évidence un allongement du disque d’Airy. Aujourd’hui l’écart n’est plus vraiment favorable pour une 150, il faudra se rabattre sur Phi And.

Carte 12 Repérage de la double STF 245

Carte 10 - Repérage des doubles STF 141 et STF 179

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46 - 59 Andromedae Difficile de passer après Gamma And, mais 57 And est une bien belle double dont les deux membres bleutés se laissent séparer à faible grossissement. Un très bon test pour des jumelles grossissant 10 fois. 47 - STF 228 Il faudra un grossissement de 200X pour résoudre cette binaire de 145 ans de période. A la L128, les deux disques d’Airy de couleur jaune pâle sont espacés d’un fin cheveu noir. 48 - STF 245 Après toutes ces émotions, on terminera par une double assez classique. Pas facile à pointer, cependant vous ne pourrez pas la louper à 50X. Balayez la région, vous finirez par tomber sur ce couple symétrique de couleur jaune pâle. C’est ici que s’achève notre périple au travers des doubles d’Andromède. Je vous souhaite de belles nuits pour en profiter jusqu’à la fin de l’automne !

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Carte établie avec le logiciel COELIX www-ngc7000.com

Cartes établies avec le logiciel PRISM - Magnitudes AFOEV et Guide 7.0

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U Cyg : un "rubis" dans le Cygne Pierre Jacquet

On ne peut pas parcourir la constellation du Cygne, fortement peuplée d'étoiles variables de différentes familles, sans arrêter son instrument sur celle que, personnellement, je considère comme un rubis posé sur le fond du ciel : U Cygni. Très aisée lorsque celle-ci se situe à son maximum d'éclat, pas facile à étudier en observation visuelle, elle est néanmoins surprenante. Cette étoile variable fut découverte par l'astronome allemand Knott en 1781. Parmi ses particularités, ce qui en fait sa beauté : sa violente couleur rouge... qui rend difficile l'estimation visuelle de son éclat (voir encadré). Cela fait partie du parcours formateur du variabiliste. Il faut absolument évaluer rapidement et du premier coup d'oeil sa magnitude car l'oeil la verra de plus en plus brillante. Autre difficulté, elle est très proche d'une étoile brillante de magnitude 7,8 (qui pourrait de surcroît se révéler variable). De ces faits cumulés, il résulte une courbe de lumière assez "abominable" et la marge d'erreurs dépasse souvent UNE magnitude entre les divers observateurs. Autre charme de cette variable à longue période : sa période de variation varie aussi! Le G.C.V.S rapporte plusieurs de ces périodes successives : - 463,24 jours entre les jours juliens (JJ) 2435750 et 13900; - 470,76 jours entre JJ 2413900 et 19940; - 455,95 jours entre JJ 2419940 et 27380; - 472,85 jours entre JJ 2427380 et 35750. Elle est de 463,24 jours depuis le JJ 2435750. Les tableaux ci-contre donnent les variations d'éclat d'U Cyg entre les JJ 2095 et 3000. Autres rubis parmi les étoiles variables

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Effet de Purkinje ou de Galissot Même si l’observateur semble ne pas percevoir toujours des différences de couleur entre les étoiles à comparer, la rétine de l’oeil sera toujours plus sensible à certaines radiations. Ainsi les étoiles rouges - et c’est le cas des variables à longue période, nombreuses dans le programme de l'AFOEV - paraissent devenir de plus en plus lumineuses à mesure qu’on les fixe plus longtemps. Pour éviter cette cause d’erreur, il convient d’examiner les étoiles par brefs coups d’oeil. On peut également intercaler un filtre vert clair qui efface sensiblement la différence de coloration. Une excellente solution consiste à «étaler» légèrement les images des étoiles en vision extra ou intrafocale, ce qui a de plus l’avantage de faciliter les estimations tout en diminuant la couleur rouge. Extrait de "Notes pour le débutant - Conseils aux variabilistes débutants" www.cdsweb.u-strasb.fr/afoev

Actualité cométaire

Eric Tinlot

Notre ultime rubrique cométaire pour 2004 vous propose d’observer cinq comètes et notamment C/2004 Q2 (Machholz) qui nous promet un beau spectacle pour le début d’année 2005. Nous aurons l'occasion d'en reparler dans nos prochaines chroniques. En attendant, bonnes observations a tous.

C/2004 Q2 ( Machholz ) Dixième comète découverte par l'astronome amateur Donald Edward Machholz, C/2004 Q2 a été découverte le 27 août 2004 dans la constellation de l'Eridan, à la magnitude 11,8. Cette comète sera sans aucun doute la comète à ne pas manquer en début d’année 2005. Jusqu’à mi-décembre, elle émerge de l’hémisphère sud, et la comète reste basse sur l’horizon au passage au méridien (hauteur inférieure à 15°).

Autour du 26 décembre, la comète culminera a 40° de hauteur au passage au méridien en début de soirée (21h30TU). C/2004Q2 traversera les constellations de la Colombe, de l’Eridan et du Taureau. Sa magnitude est prévue autour de 7 en novembre pour atteindre 4 fin décembre.

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C/2001 Q4 ( NEAT ) Cette comète commence à être une habituée de cette rubrique, elle faiblit doucement durant le dernier bimestre de 2004, à magnitude 10-11, elle est circumpolaire, donc visible toute la nuit dans les constellations du Dragon (novembre) et de Céphée (décembre).

C/2003 T4 ( LINEAR ) Comète quasi circumpolaire sous nos latitudes durant ces deux mois, elle est visible toute la nuit dans les constellations du Dragon en novembre puis de Hercule en décembre. Sa magnitude diminue au fur et à mesure qu’elle se rapproche de la Terre et de l’astre du jour.

C/2004 Q1 ( Tucker ) Visible toute la nuit durant ces deux mois, C/2004 Q1 (Tucker) évolue dans la constellation d’Andromède vers la magnitude 13.

C/2004 R2 ( ASAS ) Cette comète est observable en début de nuit sur l’horizon ouest en novembre, dans les constellations de l’Ophiuchus et de l’Aigle à magnitude 10-11. En décembre elle poursuit sa route dans le Dauphin et le Petit Cheval, mais sa magnitude faiblit rapidement. Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004

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Balade Lunaire : Rimae et Rectae Pierre-Olivier Pujat L’intensité du volcanisme lunaire dans les premiers temps de son existence a laissé des traces indélébiles sur notre satellite. Parmi celles-ci, les plus remarquables sont les rimae et les rectae, sillons sinueux ou fractures, qui demeurent les cibles privilégiées des astronomes amateurs "haut-résolutionnistes". Qui n’a jamais essayé d’observer cette fracture fine et discrète dans la « Vallée des Alpes » ou d’essayer d’en tirer le portrait ? Ces formations fascinent par leur finesse, leur étrangeté, témoins des bouleversements géologiques qu’a subi la Lune. Mais lorsqu’on observe de plus près ces formations, il est indéniable qu’elles n’ont pas toutes la même origine. Soit parallèles et concentriques comme celles dues au cratère Hippalus, ou bien sinueuses comme rima Hadley, ou encore surfaces ridées des mers lunaires, dont les dorsales du cratère fantôme Lamont sont les plus représentatives. Les nombreuses fractures que nous observons lorsque le soleil est bas sur l’horizon lunaire sont dues à des mouvements tectoniques de la croûte lunaire. Ces mouvements ont été importants quand la croûte lunaire n’était pas totalement refroidie. Ils ont été principalement causés par les effets de marées dus à la Terre. Ces mouvements ont d’ailleurs été encore enregistrés grâce aux sismographes déposés par les différentes misions lunaires dans les années 70. Cependant, il existe de nombreuses failles en escaliers ou concentriques qui ont été crées par l’effondrement de la croûte lunaire sur elle-même, considérablement alourdie par la lave qui s’est épanchée en surface. Les plus remar-

Les célèbres rimae Cauchy dans la mer de la Tranquillité

Tube de lave effondrée dans la région nord de Oceanus Procellarum

Les failles du cratère Gloclenius

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Cette photo résume la complexité et la diversité géologique lunaire. On aperçoit de nombreux sillons et les « dorsae », collines peu élevées.

Le complexe des rimae Prinz près du cratère Arictarchus dont la plus remarquable est Vallis Schroter (non visible sur cette image)

quables formations de ce type sont Rupes recta ou les fractures près du cratère Cauchy. En outre, les mouvements tectoniques tangentiels ont façonné les remarquables « dorsae », collines très peu élevées visibles uniquement en soleil rasant. La Dorsa Smirov près de Posidonius en est un bel exemple. En ce qui concerne les sillons tortueux comme rima Hadley, leur origine a été sujette à controverses. En effet, on observe à certains endroits, et plus particulièrement dans la zone du cratère Aristarchus, de nombreuses rimae dont la source semble très localisée. Certains géologues ont émis l’idée qu’il aurait pu s’agir des traces laissées par l’écoulement d’eau fossile rendue fluide soit par l’impact (météoritique) d’une météorite soit par l’échauffement volcanique sous-jacent. On Rimae dans la zone d'Aristarcus trouve d’excellentes preuves de ce phénomène notamment sur Mars sur les clichés de Mars Express. Cette thèse a cependant été mise a mal par les explora-

tions de la mission Apollo 15 près de rima Hadley, prouvant l’origine volcanique de ces formations. Il s’agit en réalité de canaux d’écoulements basaltiques (la lave lunaire étant très fluide) qui se sont frayé un chemin à travers le relief lunaire. Certaines de ces rimae sont le résultat de l’effondrement des canaux formés et empruntés par la lave au moment des éruptions ; Les sillons et failles lunaires sont les rares témoins d’un passé géologique intense. Ils sont d’autant plus remarquables que leur caractéristiques sont très proches des formations volcanologiques terrestres. Cela les rend d’autant plus intéressants à observer qu’ils nous apportent une preuve indiscutable du passé mouvementé de notre satellite. Peut-on imaginer observer au télescope, ces flots de lave rouge incandescente qui sillonnaient alors la surface lunaire ? Quel spectacle mais, on arrive hélas 3.5 milliards d’années trop tard …

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Une rimae dans le cratère rempli de lave de Posidonius

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CROAs : la nébuleuse Jones 1 Fabrice Morat

Impressions visuelles Au T280 avec un grossissement de 87x, Jones 1 apparaît très faiblement en deux parties distinctes. Un ciel plus stable aurait certainement révélé d'autres faibles étoiles au centre de la nébuleuse. Avec un filtre OIII, les anses nord et sud se détachent plus nettement du fond du ciel. Même au T280, Jones 1 est une belle et large nébuleuse planétaire. La partie nord semble plus marquée. De plus, les deux anses sont plus contrastées dans leur partie nord. Le filtre Hβ n'apporte aucune amélioration, ce qui n'est pas étonnant car le gain entre l'OIII et le Hb est voisin de 18 (voir à ce sujet l'excellent article de Yann Pothier dans le numéro 17 de Ciel Extrême, p21), c'est dire à quel point le filtre OIII se révèle ici particulièrement efficace.

Carte de champ de Jones 1. Réalisée avec le logiciel Winstar 1.0

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CROAs : la nébuleuse Hélix Fabrice Morat

Impressions visuelles et remarques Une des plus grandes et la plus brillante nébuleuse planétaire du ciel puiqu'elle est assez proche de nous (environ 420 années-lumière). NGC7293 est déjà visible sans filtre. L'OIII est plus performant que l'UHC. Au jumelles 11x80, on placera donc l'OIII sur son oeil directeur et l'UHC sur l'autre. On note alors un centre légèrement assombri : cette caractéristique est parfois difficile à discerner dans les plus gros instruments (>T200), mais les jumelles 11x80 offrent ici assez de contraste ! L'anneau est légèrement oblong dans le sens nord-ouest/sud-est. Quelques

variations de luminosité dans l'anneau sont soupçonnées, mais à la limite des possibilités des jumelles. Le bord nord-est est plus marqué. Le champ environnant fourmille d'étoiles dont certaines sont assez faibles. Il est d'ailleurs curieux de constater qu'à une hauteur assez basse sur l'horizon, on dépasse ici allègrement la magnitude visuelle 11,5 (un bon repère est l'étoile directement à l'est de l'anneau, qui est de magnitude 11,5). D'habitude, j'arrive difficilement à atteindre la magnitude visuelle 10,8 et ce, au zénith. Une preuve supplémentaire : presque toutes les étoiles imprimées sur le Millénium figurent sur

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le dessin (l'atlas poussant jusqu'à la magnitude 11) et d'autres encore plus faibles apparaissent en plus. NB. En observation du ciel profond, l'utilisation d'un large panel de grossissements semble être la règle. Même des amplifications fortes révèlent parfois de bonnes surprises. Mais ici, l'observation d'objets faibles mais très étendus nécessite des grossissements assez faibles pour bénéficier pleinement de la concentration de lumière offerte par l'optique (cas d'Hélix). La vision décalée d'Hélix avec les jumelles 11x80 me rapelle celle de M57 avec la lunelle de 60mm de mes débuts !

28 octobre : une pleine Lune aux couleurs d'Halloween Philippe Morel La mécanique céleste nous gratifie en cet automne d'une éclipse totale de Lune, la quatrième en dix-huit mois. Puis il nous faudra patienter jusqu'au 3 mars 2007 pour renouer avec la magie des éclipses de Lune.

Au matin du jeudi 28 octobre... Durant la seconde partie de la nuit du 27 au 28 octobre 2004, les insomniaques, veilleurs ou observateurs de seconde partie de nuit seront récompensés par une éclipse totale de Lune si les conditions météorologiques le permettent. Avec une distance Terre-Lune égale à environ 388300 km à 3h4mn UT, instant du milieu de totalité, et une grandeur égale à 1,308 il ne faut pas s’attendre à la totalité très lumineuse du 9 novembre 2003 mais le spectacle sera beaucoup plus évident que le 4 mai dernier. L’éclipse du 28 octobre d'une grandeur égale à 1,308 sera donc très voisine de l’éclipse du 4 mai dont la grandeur était de 1,304 mais le 28 octobre, au moment de la totalité, la Lune sera un peu plus éloignée de la Terre et surtout beaucoup plus haute sur l’horizon dans une nuit non crépusculaire. L'ensemble de l'éclipse est visible depuis la France métropolitaine et, d'une manière générale, le sud-ouest sera privilégié. A partir de 0h07mn UT la Lune entre dans

4 mai 2004 : une sombre totalité dans le crépuscule dessinée avec une lunette de 20x80mm. Cliché Philippe Morel. la pénombre de la Terre mais à ce moment-là rien ne sera observable. Les choses sérieuses commencent avec l'entrée de la Lune dans le cône d'ombre terrestre, soit à 1h15mn UT. Notre satellite naturel est complètement immergé dans le cône d'ombre terrestre de 2h24mn UT à 3h44mn UT, soit 80 minutes de totalité. L'ombre de la Terre quitte la surface sélène à 4h53mn UT. A 6h02 mn UT (sortie de la pénombre) cela fait déjà plus d'une demiheure qu'il n'y a plus d'assombrissement perceptible et l'aurore couvre le pays. Durant le passage de la Lune dans l'ombre de la Terre, la Lune occulte une étoile de la constellation du Bélier, HD 13248, de magnitude 7,7 et située à 515 années-lumière de la Terre. A Paris la disparition de l'étoile a lieu de 2h43 à 3h34 UT. Tous ces éléments concourent à faire de cette éclipse totale un phénomène facile à observer mais dont la clarté n’égalera pas celle de la totalité du 9 novembre 2003. Cette éclipse porte le numéro 4965 du Canon d’Oppolzer.

Rendez-vous en 2007 Déroulement de l'éclipse totale de Lune du 28 octobre 2004. Les heures sont données en Temps Universel (UT), il convient d'ajouter deux heures pour être en concordance avec l'heure de nos montres (l'heure d'été en France ne prend fin qu'au matin du dimanche 31 octobre)

Après la peu commune série de trois éclipses totales de Lune en moins d’un an dont le phénomène nous intéressant aujourd’hui marque la fin, il faudra attendre le 3 mars 2007 pour assister à nouveau en France à une éclipse totale de Lune.

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Occultations rasantes

1h15mn UT la Lune aborde l’ombre de notre planète à 45° de hauteur à Strasbourg, 46° à Lille, 50° à Marseille et Poitiers et 52° à Toulouse.

Jean Schwaenen

Ephémérides pour novembre-décembre 2004 2h24mn UT : c’est le début de la totalité à une hauteur qui sera la même à Lille et Ajaccio, à savoir 38°. L’extrême pointe de la Bretagne sera la mieux placée avec 43° de hauteur, soit, un peu plus qu’à Bordeaux.

Au cours du dernier bimestre de 2004 huit occultations rasantes seront intéressantes à suivre en France. La carte ci-dessous indique les zones de visibilité (un trait continu concerne une occultation au limbe nord, un trait en pointillé concerne le limbe sud) et le tableau regroupe les données techniques établies pour une longitude de 2°est. Un nom d'étoile suivi d'un astérisque signale une étoile double et deux astérisques une étoile triple.

3h04mn UT : ce milieu d‘éclipse privilégie toujours l’ouest et le sud-ouest de l’hexagone avec une hauteur de l’ordre de 38°, soit 7° de hauteur en plus qu’à Strasbourg.

3h44mn UT : la totalité prend fin et l’azimut de la Lune s’oriente de plus en plus vers l’ouest et seule la longitude va décider de la visibilité. Ainsi, la hauteur de l’astre des nuit sera la même à Nice et Metz (25°), Lille et Marseille (environ 27°). La pointe de Bretagne reste donc la mieux placée avec 32° de hauteur.

Les amateurs du sud du département de la Meuse pourront suivre le 23 novembre deux rasantes à 15 heures d'intervalle : une occultation au petit matin suivie d'une autre en fin d'après-midi. De plus amples renseignements et les données complémentaires pour mener à bien le suivi des occultations rasantes peuvent être obtenus auprès de Jean Schwaenen, Allée D, 5 - B 6001 Marcinelle (Belgique), courriel [email protected]

4h53mn UT : la Lune quitte l’ombre de la Terre à 17° de hauteur à Paris et 21° à Brest. Pour la moitié est et pour le centre de la France la nuit n’est plus astronomique. De ce fait, le fond du ciel est de plus en plus clair à mesure que l’on va vers l’est.

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Astro-notes

Georges Bouderand

Les Rencontres du Ciel et de l’Espace

Cosmodiff

Du vendredi 12 au dimanche 14 novembre 2004 Cité des Sciences et de l’Industrie Ne manquez pas ces rendez-vous avec les meilleurs spécialistes du ciel et de l'espace. Vous explorerez avec eux les défis, les enjeux scientifiques et technologiques qui s'offrent à notre société... Savoir et imaginer Débats et conférences Découvrir, s'amuser, rêver Forums et séminaires Animations, ateliers Astronomie passion : le salon de l'astronomie de loisir Grande braderie du matériel d'occasion

Céline Barraud et Sébastien Vauclair, astrophysiciens de formation, sont heureux de vous annoncer l’ouverture d’une boutique spécialisée en astronomie à Toulouse : «La Clef des Etoiles». Au sein de la société COSMODiff, ils vous proposerons également des activités culturelles en relation avec les laboratoires de recherche et les structures locales (cours, stages, conférences, expositions, etc...). Ouverture le 12 Octobre 2004 3 rue Romiguières 31000 Toulouse Site web : www.cosmodiff.com téléphone : 05 61 22 58 55

Rencontre à la "Belle Etoile" Comme tous les ans, les clubs du Nord Est de la France se réunissent le temps d’un week end afin de présenter leur club, leurs projets ou leurs travaux. Cette année, le rendez-vous est fixé les 27 et 28 novembre 2004. Ces journées se dérouleront sur Epinal et plus précisément au planétarium de la MJC lieu où se déroulent également, les activités du club spinalien. Les clubs souhaitant participer à ces rencontres peuvent dès à présent nous le faire savoir par courriel : [email protected] Lieu de la manifestation Planetarium d' Epinal - centre Belle Etoile rue dom pothier 88000 EPINAL Contacts&Informations : DidierMATHIEU E-mail : [email protected]

AT60 et AUDE au sommet...

Stage : Etoiles et cadrans solaires Les 6, 7 et 8 novembre 2004 à l' Observatoire du Col de la Lèbe – 01260 Sutrieu. Balade sur le chemin des étoiles, afin de connaître le système solaire. Ateliers sur la connaissance et fabrication de cadrans solaires, avec recherche à Hauteville-Brénot de cadrans Contact : T.Tourtet Tel 04.79.87.67.31 Fax : 04.79.87.67.31 E-mail : astroval @free.fr Site web : www.astroval. free.fr

Du 9 au 14 juillet 2004 les Audiens ont organisé leur star-party annuelle à Barèges. L'occasion de se retrouver autour d'ateliers, de conférences (ouvertes au public vacancier) et de gros dobsons. Le tout dans une ambiance des plus conviviales pour contrecarrer la persistance du mauvais temps. La montée au Pic-du-Midi et l'installation de tout ce petit monde au sommet furent le temps fort du séjour pour une nuit d'observations d'anthologie clôturée par un lever de soleil et son rayon vert . A renouveler en juillet 2005 Au cours de ce séjour montagnard, l'AT 60 a tenu son assemblée générale en présence d'une trentaine de membres de cette association en charge du télescope de 60cm installé à l'Observatoire du Pic-du-Midi. Après la présentation des rapports financier, moral et des activités l'AG a abordé les problèmes touchant à l'hébergement des missionnaires. Les réponses apportées ont permis une meilleure approche de la problématique de la coopération des différents acteurs au sommet. Les projets pour l'année à venir portent sur l'amélioration du T 60 et des formations spécifiques au maniement de ce télescope. L'AT 60 se présente aux Rencontres du Ciel et de l'Espace.

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Le ciel en novembre 2004 Sous la voûte des cieux En cette mi-novembre 2004, il est 22 heures T.U. ( 23 heures à nos montres, depuis le 31 octobre nous sommes de nouveau en heure d'hiver, en TU +1), la Lune est absente, et nos regards se portent en premier vers l'horizon sud. Un ciel pauvre en étoiles brillantes

s'offre alors à nous : la Baleine et les Poissons s'étirent sur toute leur longueur. En poursuivant vers le zénith nous découvrons Andromède , dans le prolongement du carré de Pégase. Cette constellation d'Andromède , outre son illustrissime galaxie, nous donne l'occasion de détailler, à l'oculaire de nos instruments, une

Les phases lunaires, extraites du logiciel C2A, sont données à 22heures T.U. de la date. Carte du ciel étoilé tirée du logicielCoelix 2.032

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cinquantaine de couples stellaires choisis par notre collègue Alain Gérard (voir plus en avant dans ce même numéro). Plus haut encore, nous arrivons pile au-dessus de nos têtes sur Cassiopée. Un demi-tour sur nous-même et nous voilà face à l'horizon boréal avec une Grande Ourse qui traîne sa carcasse à

Aspect du ciel étoilé le 15 novembre 2004 vers 22 heures T.U., (le 1er vers 23 heures ou le 31 vers 21 heures) pour un observateur situé par 48° de latitude nord.

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faible hauteur au-dessus de cet horizon tandis que rivée à son étoile Polaire, la Petite Ourse pendouille tristement. A l'ouest, les reines de l'été (Déneb, dans le Cygne, et Véga, dans la Lyre) tirent leur référence accompagnées du Verseau qui plonge sous l'horizon. A l'est, un ciel richement peuplé d'étoiles brillantes se lève avec le Taureau, Orion et les Gémeaux : un festival d'étoiles de première grandeur qui nous accompagneront durant les longues et froides nuits d'hiver. Seule présence planétaire en ce milieu de nuit de mi-novembre 2004 : Saturne.

Léonides Les événements rares permettent l'espace d'un soir au grand public de se plonger le nez dans les étoiles. Les étoiles filantes sont matière à rameuter les foules sous les étoiles, malheureusement l'essaim périodique

Dessins extraits du Guide du Ciel 2004-2005 Guillaume Cannat/AMDS/Nathan

Ronde de nuit

des Leonides a perdu quelque peu de sa superbe passée. Les tempêtes de ces dernières années ne sont plus de mise, sauf divine surprise. Le maximum de l'essaim des Léonides se produit cette année avec une absence totale de Lune en ce matin du merdredi 17 novembre, observons tout de même et quizas!

La scène de bal de nuit est quasidéserte et la fièvre du vendredi soir (soir de prédilection des assos pour ouvrir leurs coupoles au public) ne trouve que Saturne pour assurer le spectacle, en veillant certes quelque peu. Sise dans les Gémeaux, la planète aux anneaux se lève trois heures après le coucher de l'astre du jour à la minovembre. Dans la banlieue du Seigneur des Anneaux on ne manquera pas de jeter un oeil à Titan, prochain objectif de la sonde Huyghens. Un mot pour justifier l'absence de Mercure : trop proche du Soleil couchant, elle reste perdue dans les lueurs du crépuscule en dépit de son passage à l'élongation maximale est

Les éphémérides des planètes et du Soleil sont établies pour les 5, 15 et 25 novembre. Pour la Lune nous donnons pour chaque jour du mois la fraction éclairée en pourcentage du disque éclairée (0% pour la nouvelle Lune), la hauteur au passage au méridien et les heures de lever, passage au méridien et coucher. Ces heures sont indiquées pour Paris et en Temps Universel (T.U.). Il conviendra d'ajouter une heure aux heures du tableau pour obtenir l'heure légale en France. Ces éphémérides sont établies avec les logiciels C2A et Coelix.

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le 21 novembre. Dans les ultimes jours du mois elle amorce une timide apparition, nous aurons l'occasion d'en reparler en décembre. La constellation de la Vierge est le lieu de rendez-vous pour les trois planètes visibles à l'oeil nu en ces petits matins de novembre : Vénus, Jupiter et Mars. L'étoile du Berger domine de sa splendeur l'horizon est-sud-est. Elle maintient au cours du mois sa magnitude de -4 en compensant la diminution de son diamètre apparent (qui passe de 13,4" à 11,9" au cours du mois) par une augmentation de sa fraction éclairée (80 à 87%). En cette fin de première décade de novembre, la mécanique céleste vous offre pour votre petit déjeuner astronomique un croissant (de Lune) accompagné de trois planètes (Vénus, Jupiter et Mars par ordre d'importance visuelle) et d'une étoile de première grandeur (Alpha Virginis) En tout premier lieu c'est Jupiter (d'une magnitude apparente de -1,7) , qui passe en conjonction serrée avec Vénus le 5 novembre. Un rendez-vous à ne manquer sous aucun prétexte et à photographier. La planète géante, vue sous un diamètre apparent de 32" entame ainsi sa campagne de visibilité 2004-2005. Ce qui justifie le retour dans nos éphémérides du classique graphique donnant la position des satellites galiléens autour de Jupiter et du tableau des phénomènes de ces dits-satellites. A la surface nuageuse de Jupiter on pourra également pister

la fascinante Tache Rouge, un tableau indiquant sa position à des heures remarquables (voir plus loin) Puis, angulairement parlant les deux planètes s'éloignent l'une de l'autre, Jupiter gagnant en hauteur au fil des jours qui se lèvent. Un mince croissant de Lune tient compagnie aux deux planètes au matin des 9 et 10 novembre, la Lune passant d'un jour à l'autre du nord au sud du duo planétaire. A immortaliser sur la gélatine également. Enfin, le 11 un très mince croissant de Lune voisine la troisième planète présente au-dessus de l'horizon du levant, Mars. Sans oublier, Vierge oblige, l'étoile principale de cet astérisme : Spica. Au matin du 17 novembre, jour de la conjonction géocentrique de Vénus et de Spica, ces deux objets occupent les deux sommets d'un triangle rectangle en Spica, la planète rouge occupant le troisième sommet. Mars avec un

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Dessins extraits du Guide du Ciel 2004-2005 Guillaume Cannat/AMDS/Nathan

Tableau (ci-dessus) des phénomènes des satellites de Jupiter bien observables en France durant le mois de novembre. Ci-contre, visibilité de la Tache Rouge en novembre. Les horaires en T.U. indiquent l'apparition au bord est de la planète, le passage au méridien central et la disparition au limbe ouest de la Tache Rouge. Les horaires grisés correspondent soit à des moments où la planète n'est pas encore levée au-dessus de l'horizon, soit à des moments où le Soleil est déjà levé. Les éphémérides ont été établies pour une longitude de 82° de la Tache Rouge. minuscule disque de moins de 4" de diamètre apparent n'offre aucune surface planétaire à détailler aisément dans nos télescopes.

Les "bijoux" d'Astro Kool

Ci-dessous, prévisions d'occultations d'étoiles par des astéroïdes établies par Jean Schwaenen pour le mois de novembre. La deuxièem colonne indique les heures de début et de fin d'observation. La colonne durée indique la durée en seconde de la baisse d'éclat de l'étoile occultée.

Ouvrons à nouveau (voir les Ephémérides de septembre 2004) la boîte à bijoux renfermant les plus belles paires d'étoiles colorées et détaillons Mesarthim dans le Bélier. Désignée sous la lettre Gamma dans la nomenclature de Bayer, sa binarité fut découverte en 1664 par Hook, ce qui en fait une des premières doubles connues . A l'oculaire, elle se révèle composée de deux étoiles jaunes, de magnitudes équilibrées (4,7 et 4,8) et séparées de 8".

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Le ciel en décembre 2004 Sous la voûte des cieux Un mois est passé. Nous sommes de nouveau face à l'horizon sud et il est toujours 22 heures T.U. Un mois est passé. Notre vaisseau spatial Terre s'est déplacé d'une cinquantaine de millions de kilomètres le long de son orbite, ce qui modifie légèrement

l'aspect de notre ciel étoilé. Les constellations situées du côté du couchant le mois dernier glissent lentement sous l'horizon et du côté du levant d'autres apparaissent. Le ciel d'hiver se met en place. En cette fin d'automne, les Poissons et la Baleine occupent la majeure partie du ciel au-dessus de l'horion sud-est,

Les phases lunaires, extraites du logiciel C2A, sont données à 22heures T.U. de la date. Carte du ciel étoilé tirée du logicielCoelix 2.032

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Pégase est bas sur l'horizon du couchant. Au-dessus de nos têtes Persée trône en majesté. L'occasion de pointer aux jumelles son double amas. Cassiopée est toute proche. La Voie Lactée déroule son ruban étoilé d'est en nord-ouest. Les deux Ourses , côté nord, patientent jusqu'au printemps pour retrouver leur grandeur passée.

Aspect du ciel étoilé le 15 décembre 2004 vers 22 heures T.U., (le 1er vers 23 heures ou le 31 vers 21 heures) pour un observateur situé par 48° de latitude nord.

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En revanche, le ciel côté est se peuple de belles constellations riches en étoiles brillantes. Le Taureau est proche du méridien sud, Orion commence à déployer sa splendeur. Capella, dans le Cocher, brille haut dans le ciel. Les Gémeaux dominent le ciel d'orient tandis que les Chiens (le Grand et le Petit) sautent par-dessus l'horizon. La Lune, absente en cette mi-décembre, viendra par la suite ternir quelque peu cette obscure beauté qui tombe des étoiles (Pleine Lune le 26 décembre).

Dessins extraits du Guide du Ciel 2004-2005 Guillaume Cannat/AMDS/Nathan

Géminides La Lune est nouvelle le 12 du mois ce qui nous offre d'excellentes conditions pour suivre un essaim d'étoiles filantes actif en fin d'automne : les Géminides. Comme son nom l'indique clairement les étoiles filantes jaillissent des Gémeaux et passent notamment devant Orion. Voilà qui désigne clairement le Géant céleste comme cible à photographier pour capturer sur la pellicule ces fugaces rayures du firmament. Le maximum de l'essaim a lieu dans la nuit du 13 au 14, avec un taux horaire moyen dépassant les 100 météores. d'hiver, période de l'année où le Soleil est le plus bas au-dessus de l'horizon pour les observateurs de l'hémisphère La Terre dans son périple autour de nord. Cette "descente" atteint son notre étoile centrale passe en un point point extrême le 21 décembre, jour du remarquable de son orbite : le solstice solstice d'hiver.

Cinq à la suite

Les éphémérides des planètes et du Soleil sont établies pour les 5, 15 et 25 décembre. Pour la Lune nous donnons pour chaque jour du mois la fraction éclairée en pourcentage du disque éclairée (0% pour la nouvelle Lune), la hauteur au passage au méridien et les heures de lever, passage au méridien et coucher. Ces heures sont indiquées pour Paris et en Temps Universel (T.U.). Il conviendra d'ajouter une heure aux heures du tableau pour obtenir l'heure légale en France. Ces éphémérides sont établies avec les logiciels C2A et Coelix.

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Dessins extraits du Guide du Ciel 2004-2005 Guillaume Cannat/AMDS/Nathan

Des cinq planètes visibles à l'oeil nu, seule Saturne est observable une grande partie de la nuit. Mercure tente une timide apparition en début de mois dans les flammes du couchant. Après sa conjonction inférieure du 10, elle change d'horizon. Elle entame alors une bonne

apparition dans les lueurs de l'aube, atteignant le 30 sa plus grande élongation ouest. Sa proximité d'avec Vénus permet de la localiser dans l'heure qui précède le lever du Soleil. Vénus, dont le diamètre apparent diminue quelque peu au cours du mois, réduit d'une heure son temps de présence au-dessus de l'horizon sudest. On suivra ses rapprochements plus ou moins serrés avec Mars, en début de mois (la Lune en fin croissant se joignant au duo planétaire), et avec

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Mercure, en fin de mois. Le 19 décembre au matin l'étoile du Berger brille à mi-chemin des deux planètes. La planète rouge brille de son petit éclat discret durant l'aube, Mars maintenant l'écart entre son lever et celui du Soleil à deux heures et trente minutes. La petitesse de son disque (4,1" de diamètre apparent) et sa faible période de visibilité interdisent bien sûr tout suivi détaillé de sa surface. Jupiter est bien installée dans la Vierge et brille de tout son éclat durant la seconde partie de la nuit, son lever intervenant toujours après minuit au cours de ce douzième mois de 2004. Le 7 au matin, un mince croissant lunaire vient se poster à moins de 3° de Jupiter. A l'oculaire, on peut suivre l'évolution de ses hautes couches nuageuses et apprécier également sa rotation en pistant la Tache Rouge. Afin de faciliter le travail de préparation des observations nous indiquons dans un tableau les heures des passages les plus favorables de cette Tache Rouge. Avec une période de visibilité de Jupiter qui frôle les sept heures en fin de mois, nous pouvons certains matins suivre le transit de cette fameuse tache d'un bord à l'autre de la planète géante. Et quand la Tache Rouge n'est pas visible, il reste pour assurer le spectacle les satellites galiléens qui dans leur ballet incessant autour de la planète géante offrent une série de phénomènes à suivre à l'oculaire. Quant au classique graphique, il permet d'identifier sans

Ci-dessus : tableau des phénomènes des satellites de Jupiter observables en France durant le mois de décembre 2004.

erreur possible les quatre petits points brillants présents dans la banlieue de Jupiter. Jupiter se lève quand Saturne franchit le méridien, cela illustre clairement la grande période de visibilité de la planète aux anneaux. Sise dans les Gémeaux, Saturne brille une très grande partie de la nuit.

2004 a été marquée par un phénomène rare avec le passage de Vénus devant le Soleil. 2004 nous offre également un phénomène plus fréquent celui-là : la possibilité d'observer les cinq planètes visibles à l'oeil nu en même temps. Cela avait déjà été le cas ce printemps dans le ciel du soir. Ce sera à nouveau le cas mais dans le ciel de l'aube à la mi-décembre et dans l'ordre d'éloignement au Soleil : en partant de l'horizon sud-est vers l'ouest, on pourra découvrir successivement Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne.

Un gros caillou qui passe devant une étoile et cela donne une occultation : durant un temps plus ou moins long l'éclat de l'étoile occultée baisse. De cette variation d'éclat parfaitement datée peuvent en résulter des données sur les caractéristiques physiques de l'agent occulteur. D'où l'intérêt de suivre ces occultations dont le tableau ci-dessous regroupe les prévisions établies par Jean Schwaenen pour le mois de décembre.

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PUB INACO Reprise du film de la 3ème de couverture du précédent numéro

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