Astrosurf Magazine 04 | Télescope | Galaxie\nEnregistrerEnregistrer Astrosurf Magazine 04 pour plus tard\n390 vues64 pages\nInitiation limagerie numrique - 3me partie Priodicit des occultations Drive des toiles dans un instrument quatorial Le monde des astrodes : petit survol historique\nLe rglage dun tlescope, de A Z (4me partie) Test comparatif AP130, FS128 et Keppler 150 Amliorer lclairage du viseur polaire dune G11\nImagerie solaire lobservatoire de Meudon Premiers pas avec une webcam Mon premier dessin de Mars Un pont sur la Lune CROA : lamas ouvert NGC 6834 Raliser une mosaque en ciel profond\nLe coin des potes La galerie photo Le ciel du bimestre Les phmrides Balade lunaire : Platon La vie des clubs et des associations Lire et relire\nAstrosurf-Magazine 18, Chemin des Ajoncs 31470 Saint-Lys Tl. : 05.34.47.10.20 E-mail : magazine@astrosurf.com Web : magazine.astrosurf.com Bulletin dabonnement : page 11 Directeur de Publication : Jean-Philippe CAZARD E-mail : cazard@astrosurf.com Rdacteur en Chef : Jean-Philippe CAZARD E-mail : cazard@astrosurf.com Astrosurf-Magazine est dit par AXILONE, Sarl au capital de 7610 Euros 18, Chemin des Ajoncs 31470 Saint-Lys RCS Toulouse 419 630 488 Dpt lgal la date de parution Numro de commission paritaire en cours dattribution En couverture : M65 avec une camra CCD ST7E Tlescope de 600mm F/D 3,3 Photo Michel Peyro www.astrosurf.com/peyro Annonceurs : Optique Perret page 2, Inaco page 24, Astrotlescope p37, Mdas page 56, Optique et Vision page 56, Galilo page 64 Ont collabor la ralisation de ce numro : Eric Maire, Fabrice Morat, Daniel Palazy, Jean Schwaenen, Eric Tinlot, Marc Rieugni, Jean-Paul Longchamp, Pierre-Marie Meshaka, Georges Bouderand, Robert Cazard, Jrme Rudelle, Janine Rudelle, Marie Bignone, Michel Peyro, Patrick Lcureuil, Rgis Le Cocguen, Vincent Cotrez, Pierre Jacquet, Erik Seinandre, Christian Sanchez, Jean-Claude Durand, Michel Peyro, Sylvain Hermant, Pascal Chauvet, Thierry Clavel, Sbastien Brouillard, Sylvain Rivaud, Yann Duchemin, Grard Faure, Rgis Le Cocguen, Cyril Cavadore, Pierre-Olivier Pujat, Serge Bertorello. Photogravure : TEC Photogravure 14, Alles F. Verdier 31000 Toulouse Impression : Imprimerie Lecha 51, rue du Pech 31100 Toulouse\nLes lecteurs dAstrosurf Magazine pourraient stonner de labsence des rubriques ddies au courrier des lecteurs et aux petites annonces de vente de matriel astronomique. La spcificit dAstrosurf Magazine, revue ne dun site internet, explique cette absence : nos lecteurs peuvent sexprimer sur le site longueur de forums, et linstantanit de linternet rend obsolte la transcription sur papier des petites annonces. A vous liresur www.astrosurf.com ! La rdaction\nPage 4 Page 5 Page 11 Page 18 Page 19 Page 22 Page 25 Page 29 Page 30 Page 38 Page 40 Page 42 Page 44 Page 46 Page 48 Page 50 Page 52 Page 54 Page 56\nJean Schwaenen, Eric Tinlot, Marc Rieugni, IMCCE 3\nFabrice Morat Deep Sky Field Guide to Uranometria 2000.0, vol. 3 - Cragin & Bonanno Editions Willmann-Bell - 2me dition octobre 2001 - 545 pages - 60$\nLe Deep Sky Field Guide (DSFG) nouveau est disponible depuis plusieurs mois. Influenc par la publicit dtaille et logieuse de Willmann-Bell, jai os le commander ds sa parution. Dans un premier temps, jaborderai le contenu du livre, puis jessaierai dapporter des lments de rponse la question que certains dentre vous se posent : Je possde dj lancien volume DSFG (couverture grise), la nouvelle dition vautelle la peine dtre achete ?. Le DSFG est un important catalogue dobjets non stellaires comprenant 220 tables directement associes aux numros de carte des deux tomes URA (dernire dition). Cest le troisime et dernier volume de la collection. Mais rien ne vous empche de lemployer seul. Pour ma part, je lutilise coupl lAtlas Millenium. Chaque table dcrit les caractristiques par famille dobjet (si existante) toujours dans le mme ordre : 1. Galaxies, 2. Amas de galaxies, 3. Amas ouverts, 4. Amas globulaires, 5. Nuages dtoiles, 6. Nbuleuses diffuses, 7. Nbuleuses obscures, 8. Nbuleuses plantaires. Les donnes sont fiables car vrifies par comparaison directe avec les trs srieux DSS, Atlas of Selected Regions of the Milky Way et Atlas of Galactic Nebulae. Mme si, en cette matire, jai relev quelques erreurs et je ne puis que rpter les propos de Yann Pothier : En ciel profond, les donnes catalogues ne sont pas sacro-saintes et peuvent (doivent) tre remises en cause, affines, confirmes ou corriges. Les auteurs insistent sur le fait que la substance de leur livre constitue une vritable base de donnes et que par consquent, elle est constamment remise jour par euxmmes ou par le biais des utilisateurs comme le serait un fichier informatique. En plus des caractristiques habituelles, des notes en marge sont fournies pour 23358 objets indiquant principalement : le nom de baptme, une brve description de la taille, la forme et lclat, la direction et la magnitude visuelle des toiles avoisinantes ( partir des catalogues GSC et Tycho), ainsi que les particularits de lobjet. Jengage vivement le possesseur dune des ditions du DSFG bien digrer lintroduction mme si lingestion doit se faire en anglais : lexplication des paramtres observationnels savre savoureuse pour lastronome de terrain. Ainsi, vous saurez bientt si votre instrument peut rsoudre partiellement ou pas du tout tel amas globulaire. Vous deviendrez vite expert en Brillance Surfacique (SB) dune galaxie en fonction de son type, de sa taille et de son clat. Vous apprendrez juger si telle nbuleuse diffuse est plus ou moins dtectable en visuel grce son indice de luminosit photographique (BC). Bref, le DSFG se rvle essentiel pour prparer ses observations, bien davantage que certains guides lmentaires du ciel profond entachs derreurs. En fin douvrage, figurent un index des objets Messier, une liste alphabtique des noms de baptme, de la galaxie dAndromde au triplet de Zwicky (dans Hercule) et 53 pages de nomenclature du bestiaire cleste ! soit tout ou presque (malheureusement, les groupes de galaxies ARP et Hickson rpondent aux abonns absents). Afin de comparer les deux dernires ditions entre elles, glissons nous travers les huit familles dobjets rfrencs ci-avant : - Cest dans le monde des galaxies que lavance est la plus probante. Si javais faire deux seuls reproches au tome gris (la premire dition), ce serait que primo, les auteurs ont conserv les erreurs glisses dans le RNCG de Sulentic & Tifft (en omettant la plupart des objets IC ils sont passs cot de nombreuses galaxies plus ou moins faibles) et secundo, toujours dans ldition de 1993, il rgne une atmosphre plus ou moins confuse autour des galaxies principales : les notes en marge numrent ple-mle de trs faibles galaxies (dites de champ) situes bien trop loin de la principale (jusqu 30') et qui sortent logiquement du champ instrumental dun excellent T300 arm dun grossissement dau moins 200x pour pouvoir commencer les discerner et plus grave, ces mmes notes oublient compltement de situer des galaxies NGC nettement plus brillantes parfois localises moins de 10' de la principale. Ces deux points ngatifs ont t gomms dans la dernire dition mme sil subsiste des manques en ce qui concerne les galaxies trs faibles (MCG, CGCG) figurant pourtant bien dans le volume gris. En plus des 26000 galaxies dcrites, les notes mentionnent la direction et la distance denviron 1000 galaxies encore plus faibles considres comme un challenge instrumental. A noter que la plupart des galaxies dcrites dans la rcente dition ont subi une cure damaigrissement : les dimensions apparentes sont dsormais lgrement infrieures et plus en conformit avec laspect visuel. La brillance surfacique sen trouve donc augmente. - Les amas Abell de galaxies sont maintenant prsents avec mention du nombre de galaxies (nombre de RoodSastry) et de la Magnitude visuelle de la 10me galaxie la plus brillante de lamas. - Pour les amas ouverts, beaucoup plus nombreux, une nouvelle caractristique apparat : le type damas (double amas, association, astrisme, ). - Aucun changement majeur nest notable pour les amas globulaires - La nouvelle famille des nuages dtoiles ne comporte que quelques membres et reprend les paramtres descriptifs des amas ouverts - Aucune nouveaut qualitative nest noter concernant les nbuleuses diffuses ou obscures - Les nbuleuses plantaires voient leur description littrale (daprs la classification de VorontsovVelyaminov) disparatre sans explication. Les auteurs ont prfr se baser sur laspect daprs les plaques\nDaniel Palazy Avec ce 4me article, essentiellement consacr la collimation sur une toile, cette srie consacre aux rglages d'un tlescope prend fin. Plusieurs annexes, en fin d'article, dcrivent la ralisation d'accessoires fort utiles aux divers rglages d'un tlescope.\nTests sur une toile Principe gnral Selon le vieil adage populaire : " il n'y a que le rsultat qui compte ", les derniers rglages vont s'effectuer en vraie grandeur, de nuit sur une toile. Guid par la faon dont les aberrations dformeront l'image de l'toile test (dfocalise puis focalise) diffrents grossissements, on fignolera les rglages le plus loin possible. Ces oprations de prcision ncessitent que les optiques soient thermiquement stables. Une mise en temprature pralable de l'instrument s'impose donc. Par ailleurs, la turbulence atmosphrique aura tendance perturber l'aspect des figures analyses sans que l'on y puisse malheureusement grand-chose (figure 55). Dans le mme ordre d'ide, on veillera utiliser des oculaires de bonne qualit. Par ailleurs, on aura intrt interposer un filtre jaune ou vert correspondant la bande passante de lumire la plus sensible l'il afin d'amliorer le contraste des figures de diffraction. Enfin, les oprations de collimation dcrites ci-dessous peuvent s'avrer fastidieuses si l'on ne dispose pas d'une monture quatoriale motorise (au moins en AD) et en station. On peut malgr tout se tirer d'affaire en choisissant l'toile polaire pour cible du test car celle-ci ne bouge pas. Rglage sur une toile grossirement dfocalise faible grossissement Ce premier rglage ne s'impose en principe que pour les instruments assez fortement drgls. La collimation priodique du tlescope devrait normalement dispenser l'utilisateur de cette premire tape. Si cela s'avre toutefois ncessaire, on procde de la faon suivante : On installe tout d'abord un oculaire donnant un grossissement correspondant environ une fois la valeur du diamtre optique du primaire exprime en mm (par exemple 300X pour un tlescope de 300 mm de diamtre). On pointe ensuite une toile brillante dans la rgion du znith (pour limiter les effets de la turbulence) que l'on place et maintient parfaitement au centre du champ couvert par l'oculaire. On dfocalise ensuite assez fortement la mise au point (en intra ou extrafocal) de manire percevoir la forme d'un disque lumineux quasi uniforme avec un disque sombre central qui n'est autre que la silhouette\nFigure 56: aspects de l'toile fortement dcollimate. A gauche l'toile est dfocalise, droite elle est focalise.\ndu secondaire (figure 56 gauche). On aperoit au centre de ce disque un autre disque sombre, plus petit. Ce dernier correspond l'ombre du secondaire. L'analyse de sa position permet d'orienter les rglages. Si l'ombre du secondaire n'est pas parfaitement centre dans le disque lumineux (figure 56 gauche) c'est que la collimation n'est pas bonne. En focalisant sur l'toile, on s'aperoit qu'elle prsente une coma oriente dans le mme sens que l'excentrement du disque (figure 56 droite). On agit donc sur les vis de rglage du primaire de faon voir se dplacer l'toile dans le champ de l'oculaire dans le sens de l'excentrement du disque (flche sur l'image de gauche de la figure 58). Attention toutefois ne pas agir trop brusquement sur les vis au risque de faire sortir l'toile du champ. On agit donc dlicatement sur la ou les vis de rglage du primaire jusqu' positionner le disque lumineux en bord de champ (figure 58, image du milieu). Il faut ensuite recentrer celui-ci parfaitement au milieu du champ l'aide des boutons de rattrapage en alpha et delta de la raquette de commande (figure 58, image de droite). En observant nouveau l'aspect du disque lumineux, on doit noter une diminution de l'excentrement de\n57 l'toile for ort dfocalise lors Figure 57: aspects de l't oile f or t ement df ocalise lor s de la collimation (le champ reprsent est nettement infrieur celui observ l'oculaire)\nFigure 58: aspects observs l'oculaire lors des rglages de collimation\nl'ombre du secondaire. Il faut ritrer cette opration autant de fois que ncessaire jusqu' ce que l'ombre du secondaire se trouve parfaitement centre dans le disque lumineux (figure 58 droite). Un pige doit toutefois tre vit ce stade : lorsque par montage le miroir secondaire a t dcal dans le tube du tlescope, son ombre apparatra galement dcentre dans le disque lumineux d'une toile dfocalise, mme si la focalisation est parfaite. Cet tat de fait risque donc de fausser les rglages. Pour pallier cet inconvnient, on utilisera le masque obstruant centr (voir annexe 2) qui produira quant lui une ombre non dcale. Sans masque, on peut galement observer alternativement l'excentrement de l'ombre du secondaire dans les positions intra et extrafocale. Le bon rglage sera atteint lorsque l'amplitude de l'excentrement sera identique en intra et extrafocal et de sens oppos. Si une dissymtrie des figures intra et extrafocales devait persister malgr l'absence de dcalage du secondaire, cela rvlerait un dfaut de paralllisme de l'axe optique du primaire avec celui du porte-oculaire. Il conviendrait alors de se reporter aux paragraphes prcdents afin de reprendre correctement les rglages prliminaires. Rglage sur une toile lgrement dfocalise fort grossissement Dans cette phase du rglage, on visera une toile moins brillante que prcdemment, toujours dans la rgion du znith. Le grossissement choisi sera cette fois-ci au minimum deux fois la valeur du diamtre optique du primaire exprime en mm. On dfocalise ensuite lgrement l'oculaire jusqu' faire apparatre au minimum quatre ou cinq anneaux de diffraction concentriques et relativement contrasts avec un petit spot lumineux en leur centre (voir figure 60). L'exercice va consister, ici aussi, analyser l'excentrement des anneaux et du point lumineux. On pourra amplifier ce phnomne et amliorer sa perception en alternant rapidement les positions intra et extrafocales. On procdera ensuite selon les mmes principes que ceux dcrits au paragraphe prcdent : dplacement de la plage lumineuse en bord de champ de l'oculaire dans le sens donn par\nFigure 60: aspects de l'toile lgrement dfocalise lors de la collimation (le champ reprsent est nettement infrieur celui observ l'oculaire)\nl'excentrement des anneaux (voir figure 61 de gauche), recentrage de la figure au milieu du champ, nouvelle analyse, et ainsi de suite (voir figure 61 au centre et droite). Rglage sur une toile focalise fort grossissement Pour ce dernier rglage, on utilise le mme grossissement que prcdemment sur la mme toile. Par contre, l'image sera cette fois-ci soigneusement focalise afin de faire apparatre la figure d'Airy caractristique. Par conditions de turbulence sensible ou (et) d'utilisation d'un tlescope de grand diamtre, il peut s'avrer difficile voire impossible de faire apparatre cette figure et donc de mener bien cette phase ultime du rglage. Toutefois, lorsque cela est possible, on analyse l'aspect de la figure d'Airy en prennant soin de positionner l'toile bien au centre du champ. Dans le cas d'une collimation parfaite, on distingue le faux\nFigure 61: aspects observs l'oculaire lors des rglages de collimation\ndisque de l'toile entour d'un anneau uniforme et continu et ventuellement d'un deuxime anneau plus tnu (figure 62-1). Dans la plupart des cas, on observera au dpart un des aspects dcrits dans les figures 62-1 62-5 qui tmoignent de niveaux de dcollimation croissants. On y dcle un premier anneau plus lumineux d'un ct par rapport l'autre (figure 62-2) ou mme, dans les cas plus graves, une interruption de celui-ci sur un ct et un renforcement et une multiplication des anneaux du ct oppos (figures 62-3 et 62-5). Ici aussi le rglage va consister dplacer l'toile dans le champ de l'oculaire dans le\nFigure 62: aspects observs l'oculaire d'une toile parfaitement focalis. De gauche droite, l'toile est de plus en plus dcollimate.\nPar ailleurs, l'objectif de prcision que l'on doit atteindre dans la collimation est directement li au type d'observation que l'on souhaite raliser : - dans le cas de l'imagerie au foyer (CCD ou argentique), les grossissements employs sont relativement faibles. Une collimation ralise avec un simple oculaire dveloppant un grossissement maximum de 0,5 1 fois la valeur du diamtre optique du primaire exprime en millimtres s'avre suffisante dans la plupart des cas. On s'assurera malgr tout que la surface sensible de l'appareil imageur (film ou matrice CCD) est parfaitement centre sur l'axe du porte-oculaire (ou dfaut l'axe optique du primaire). - en ce qui concerne l'imagerie ou l'observation avec un systme amplificateur (Barlow ou oculaire), la prcision de collimation atteindre devra tre beaucoup plus leve si l'on souhaite accder la haute rsolution. Les grossissements ici lors des rglages seront de 2 3 fois la valeur du diamtre optique du primaire exprime en millimtres. On rappellera simplement que l'emploi d'une Barlow pour atteindre ces grossissements en phase de collimation ne se justifie que si elle est galement utilise lors de l'observation. Conclusion Trop souvent les rglages optiques sont ngligs voire oublis sur un tlescope d'amateur. Ceci a pour consquence une dgradation souvent catastrophique de la qualit des images bien suprieure ce que pourraient engendrer les dfauts propres l'optique. L'observation ou l'imagerie haute rsolution devient alors totalement inaccessible. Pourtant les oprations de collimation, une fois assimiles, ne prsentent pas de difficult majeure : raison de plus pour les mettre en uvre chaque fois que cela s'avre ncessaire. D'autant qu'elle se drglera rapidement sur les tlescopes transports, de rapport F/D petit ou de gros diamtre. Par ailleurs l'adjonction d'un composant optique supplmentaire a toutes les chances de modifier le bon alignement. La collimation est le passeport indispensable pour visiter les merveilles du ciel dans leurs moindres dtails. Qu'on se le dise !\nFigure 63: aspects observs l'oculaire lors des rglages de collimation\nsens correspondant au renforcement des anneaux (flche sue la figure 63 - 1). L'toile est ensuite recentre dans le champ l'aide de la raquette puis analyse de nouveau. L'opration sera ritre autant de fois que ncessaire. Prcision de la collimation En ce qui concerne la prcision des rglages, il est tout d'abord noter qu'elle peut tre modifie chaque fois que l'on change de combinaison optique. Ainsi, l'adjonction d'une Barlow, d'un renvoi coud ou d'un correcteur de champ pourra plus ou moins drgler la collimation pralablement effectue sans ces accessoires. Le cas le plus sensible est certainement celui de l'utilisation d'une Barlow : dans le cas o le porte-oculaire n'est pas strictement align avec l'axe optique du primaire, on peut toutefois raliser une collimation l'oculaire en faisant concider les foyers F1 et F2 du primaire et de l'oculaire (figure 64 gauche). Si l'on intercale ensuite une Barlow (figure 64 droite), le plan focal est repouss et l'inclinaison du porte-oculaire va provoquer un cart entre le foyer F1 du primaire et le foyer F2 de l'oculaire. La collimation initiale devient ainsi obsolte et les images se dgradent. En cas d'utilisation d'une Barlow, on veillera donc aligner au mieux l'axe du porte-oculaire sur l'axe optique. Un porte-oculaire embase rglable est ce titre fort apprciable. En consquence, le premier principe de base pour garantir la prcision de la collimation est de raliser les rglages avec les mmes accessoires optiques que ceux qui serviront aux observations.\nFigure 64: dfaut d'alignement d'une Barlow. A gauche, malgr un porte-oculaire lgrement dsalign, une collimation a pu tre ralise (le foyer primaire F1 et le foyer de l'oculaire F2 sont confondus). A droite, aprs l'ajout d'une lentille de Barlow, les foyers F'1 (Foyer rsultant, aprs l'ajout de la Barlow) et F2 ne peuvent plus tre confondus.\nANNEXE 1 - TUBE COLLIMATEUR Le tube collimateur aide matrialiser l'axe du porteoculaire sur lequel on doit aligner d'autres axes et composants. Il facilite ainsi grandement les oprations de rglage. Il est constitu d'un cylindre creux (figure 64) au diamtre extrieur correspondant exactement au coulant du porte-oculaire (31,75 mm ou 50,8 mm). Le matriau utilis pourra tre du PVC, de l'aluminium ou de l'acier inoxydable. A l'une des extrmits, on dispose un illeton constitu par un trou d'environ 1mm de diamtre perc dans un "bouchon" parfaitement dans l'axe du tube. A l'autre extrmit, on place un rticule constitu par la croise de deux fils parfaitement centrs, eux aussi, sur l'axe du tube. Pour fabriquer le rticule, on procde de la faon suivante : On repre par des marques au feutre fin sur la tranche du tube les passages des fils formant deux diamtres bien centrs et perpendiculaires entre eux (figure 66 schma de gauche). On tend ensuite un fil de 0,5 mm de diamtre minimum (type fil de pche en nylon) sur un trier en bois. On pose ensuite le fil tendu avec son trier en quilibre sur la tranche du tube dans l'alignement prcis de deux marques au feutre sur lesquelles on aura pralablement dpos des points de colle (figure 66 schma de droite). Une fois que celle-ci aura sch (attendre suffisamment),\nFigure 68: centrage des lments dans le tube collimateur\non coupe les extrmits du fil. On procde de la mme manire pour le second fil coll perpendiculairement au premier. Pour une bonne visibilit des marques au centre du rticule, il est conseill de le raliser avec un double fil, les fils tant espac d'environ 1 mm (figure 66). L'utilisation du tube collimateur est des plus simples : - Pour centrer les lments circulaires importants (miroir secondaire, primaire), on se sert du bord circulaire interne du tube (figure 68, 2 figures de gauche). - Pour centrer les lments quasi ponctuels (marques au feutre sur miroirs primaire et secondaire), on utilisera plutt le rticule (figure 68, 2 figures de droite). Il peut tre intressant de disposer de tubes de diffrentes longueurs en fonction de la prcision des alignements vise ou du diamtre apparent des lments que l'on souhaite inscrire dans la perspective du fond du tube. D'autre part, il est parfois difficile de voir nets en mme temps le rticule au premier plan et l'lment aligner au second plan (figure 69). La profondeur de champ donne par un tube collimateur de grande longueur a pour consquence une meilleure nettet du rticule. Par contre, le champ couvert est rduit et peut s'avrer infrieur au diamtre des gros lments centrer (figure 70). Il conviendra donc de choisir judicieusement la longueur du tube lors de sa fabrication en fonction de l'utilisation qu'on lui rserve.\nFigure 69: utilisation d'un tube collimateur court Figure 66: fabrication du rticule du tube collimateur\n67: fil Figure 67: rticule double f il\nANNEXE 2 - MASQUE OBSTRUANT CENTRE Le dcalage du miroir secondaire rend plus difficile les oprations d'alignement car son reflet qui sert de rfrence dans les rglages n'est pas centr lui non plus. L'ide est donc de substituer la silhouette du secondaire dcal un cran en forme de disque de dimension lgrement suprieure mais lui parfaitement centr. Le montage consiste raliser d'abord une structure porteuse compose de nervures en croix s'adaptant sans jeu l'intrieur du tube du tlescope (figure 71). On dcoupe ensuite un disque (en bois ou carton) dont le diamtre sera suffisamment grand pour, en position centre sur le tube, occulter compltement le miroir secondaire et le support. On colle ou on pointe le disque sur sa structure nervure de manire parfaitement centre au tube du tlescope.\nANNEXE 3 - DIAPHRAGME CENTRE Cet outil sert vrifier que l'axe optique du primaire est parallle l'axe du tube du tlescope. On dcoupe un disque dans une planche en bois (ou en carton) du mme diamtre que l'optique du miroir primaire. On devra lors des tests placer ce diaphragme parfaitement centr l'entre du tube du tlescope. Pour viter de raliser ce centrage lors de chaque sance de rglage des optiques, on pourra avantageusement coller le diaphragme bien centr sur un cadre recouvrant le bout du tube du tlescope (figure 73).\n71: configur iguration obstruant Figure 71: conf igur ation du masque obs truant centr sur le tube\nANNEXE 4 - DIMENSIONNEMENT DU SECONDAIRE Avant tout rglage optique, il faut s'assurer que la dimension du miroir secondaire est adapte (on est parfois surpris dans certains tlescopes du commerce). Cette question devra galement se poser lors du choix de cette pice optique, tous ceux qui fabriquent eux-mmes leur tlescope. On pourrait instinctivement tre tent de considrer la bonne dimension un miroir secondaire dont le contour s'inscrit tout juste dans le cne du faisceau en provenance d'une source ponctuelle situe dans la direction de l'axe optique (figure 74 gauche). Mais, dans cette configuration, si l'on observe une toile dans une direction formant un angle avec l'axe optique (figure 74 droite), on s'aperoit qu'une partie du faisceau (en jaune) ne frappe pas le secondaire : il y a donc perte de lumire. Le champ de pleine lumire se rduit donc ici un seul\n74: champ dfini Figure 74: cham p de pleine lumire df ini par la dimension du secondaire\npoint, le foyer principal F. Le but tant bien entendu de disposer dans le plan focal d'un champ de pleine lumire suffisamment tendu, il conviendra de choisir un miroir secondaire plus grand que celui dcrit dans la figure 74. La formule ci-dessous donne la dimension du petit axe du miroir secondaire en fonction de diffrents paramtres :\navec : D = diamtre optique du miroir primaire (en mm) f = longueur focale du miroir primaire (en mm) a = petit axe du miroir secondaire (en mm) l = distance entre l'axe optique et le plan focal (en mm) d = diamtre du champ couvert en pleine lumire (en mm).\nOn peut dduire la valeur de d exprime en minutes d'arc l'aide de la formule simplifie suivante : 9\nd (minutes d'arc) = 3438 x d (en mm) / f (en mm) On le voit, le choix de la dimension du secondaire est conditionn pour l'essentiel par le champ de pleine lumire que l'on souhaite couvrir. Ce dernier sera choisi en fonction du type d'observations que l'on envisage de raliser. Si l'on se limite l'observation de champs rduits (en plantaire par exemple) un champ de pleine lumire d'environ 30 minutes d'arc (1/2 degr) devrait suffire car il couvre le diamtre angulaire de la lune (voir bibliograANNEXE 5 - COLLIMATEUR LASER Principe Le principe d'utilisation d'un collimateur laser est des plus simple : Un faisceau laser matrialisant l'axe du tube porte-oculaire est envoy vers le miroir secondaire puis le primaire et par rflexion en retour vers le porte-oculaire. Le bon rglage optique sera ralis lorsque les faisceaux dpart et retour seront confondus. Construction Il convient d'abord de se procurer une diode laser (type pointeur) si possible quipe d'une optique avec mise au point afin de permettre le rglage de la largeur du faisceau au plus troit. Se procurer ensuite un tube d'environ 40 cm de longueur au diamtre extrieur correspondant au coulant du porte-oculaire (un tube PVC sanitaire de 32 mm de diamtre fait gnralement l'affaire aprs l'avoir lgrement rectifi). Le laser est ensuite mont l'une des extrmits du tube de manire parfaitement centre. Afin d'assurer un paralllisme rigoureux entre le faisceau laser et l'axe du tube collimateur, on ralise deux diaphragmes percs d'un trou de 1 mm de diamtre parfaitement centr et que l'on dispose au moins 20 cm l'un de l'autre l'intrieur du tube collimateur. Le faisceau traversant les deux trous sera ainsi " guid " dans une direction parfaitement parallle au tube lui-mme. Cela suppose bien entendu que les trous des diaphragmes soient eux aussi parfaitement centrs (usinage au tour). On peut vrifier le bon alignement du faisceau laser dans le tube collimateur en ralisant le test suivant (figure 77) : on pose le tube collimateur quip de la diode laser et des deux diaphragmes sur un support constitu de deux " V ". Le support devra tre parfaitement stable et maintenu en position. On projette ensuite le faisceau sur un cran situ 5 m minimum. En faisant tourner le tube sur lui-mme, on observe le dplacement ventuel de la petite tche que le faisceau produit sur l'cran. On peut par exemple noter sa position l'aide d'un feutre pour chaque 1/8 de tour. Si l'alignement du faisceau dans le tube est parfait, la tche restera fixe sur l'cran lors de la rotation. Si ce n'est pas le cas, il faudra reprendre l'usinage des diaphragmes avec une meilleure prcision ou changer de tube s'il n'est pas parfaitement rectiligne. Afin de matrialiser le faisceau dpart et retour, on utilise un cran semi-transparent (film diapo lgrement assombri ou lame de verre lgrement dpolie) que l'on dispose l'intrieur du tube juste aprs le diaphragme. Le faisceau traversant cet cran au dpart et au retour se matrialisera par deux taches lumineuses. Pour pouvoir apercevoir celles-ci, il convient de mnager une ouverture dans le tube.\nphie : la construction du tlescope d'amateur de Jean Texereau). Par contre, si l'on souhaite accder l'observation et la photographie grand champ, on doit pouvoir donner au secondaire des dimensions telles qu'il autorise un champ de pleine lumire de 120 180 minutes d'arc (2 3 degrs). On ne peut toutefois pas augmenter indfiniment la dimension du secondaire au risque de crer une obstruction intolrable. Enfin, on aura intrt rduire au maximum la distance d (et les pices mcaniques qui la conditionnent) pour avoir, avec des miroirs primaire et secondaire donns, un champ de pleine lumire le plus tendu possible.\nConduite des rglages On commence par centrer les optiques sur le faisceau : une fois le tube install dans le porte-oculaire, on centre la marque ralise sur le secondaire avec la tche lumineuse du laser. On utilise pour cela les diffrents rglages du support du secondaire et de l'araigne (voir paragraphe 2 - 4). Si la tache lumineuse n'est pas visible sur le verre, interposer un calque le plus transparent possible sur le miroir lui-mme. Centrer ensuite le faisceau sur le miroir primaire en faisant concider la tache lumineuse et la marque matrialise en son centre (point au feutre ou illet autocollant). Agir sur les trois vis de rglage du secondaire jusqu' parfaite superposition de la tache lumineuse et de la marque. Observer ensuite l'cran semitransparent travers la fentre du tube collimateur : si le rglage n'est pas bon, on distingue deux taches lumineuses spares (dpart et retour) ou une seule allonge constitue par les deux taches trs rapproches. On doit alors agir sur les vis de rglage du primaire afin de les superposer parfaitement. Prcision obtenue avec le systme La double rflexion du faisceau (aller et retour) multiplie par deux l'cart de dcentrage et donc galement la prcision des rglages. Malgr tout, la pratique de ce test dmontre que la meilleure prcision de collimation est obtenue par analyse directe et visuelle de la figure de diffraction d'une toile ( voir paragraphe 2 - 8 ). Le pointeur laser reste toutefois suffisant pour des instruments dont la tolrance de centrage est large ( par exemple F/D suprieur ou gal 6 ). Dans tous les cas, son utilisation est parfaitement adapte aux rglages prliminaires des optiques.\nBIBLIOGRAPHIE Ouvrages et revues Lunettes et tlescopes de Danjon et Couder Editions Albert Blanchard La construction du tlescope d'amateur de J. Texereau Editions de la Socit Astronomique de France. La consultation et le tlchargement de l'intgralit des textes et figures de l'ouvrage original est possible sur le site : http://www.astrosurf.com/texereau Raliser son tlescope de Jean-Marc Lecleire Editions Lecleire. Cours de physique - Optique de Jean-Paul Parisot, Patricia Segonds et Sylvie Le Boiteux - Editions Dunod. Comment rgler son Newton par Denis Berthier et Michel Lyonnet du Moutier Ciel et Espace n198 de mars-avril 1984 Sites Internet : Collimation du Newton - questions souvent poses http://www.astrosurf.com/cielextreme/page180F.html C'est la version franaise d'une page web de Nils Olof Carlin La collimation d'un tlescope Newton http://www2.globetrotter.net/astroccd/biblio/ filjt100.htm C'est la version franaise d'une page web de Mel Bartels Elle fait partie du site " Groupe Astro & CCD " , l'Astronomie au Qubec La collimation http ://perso.club-internet.fr/legault/collim_fr.html La mthode de collimation sur une toile y est trs clairement expose par Thierry Legault La collimation http ://www.astrosurf.com/therin/a_collim.htm Un collimateur laser http://www.cpod.com/monoweb/asnora/collimation/ collimat.html Raliser un collimateur laser grand champ http://spt06.chez.tiscali.fr/laser2.htm Notions d'optique pour les astronomes amateurs http://serge.bertorello.free.fr/optique/optique.html\nA retourner : AXILONE - 18, chemin des Ajoncs - 31470 Saint-Lys Nom : Prnom : Adresse complte :\nJe m'abonne Astrosurf-Magazine pour 1 an (6 numros). Je rgle donc 29 Euros (34 Euros pour un envoi hors France) Je m'abonne Astrosurf-Magazine pour 1 an (6 numros) et aux 2 cdroms annuels. Je rgle donc 43 Euros (49 Euros pour un envoi hors France) Ville : Je joins mon rglement par chque l'ordre de AXILONE Je rgle par carte de crdit : Numro (1) : Expire le (2) : / Signature obligatoire :\nCode postal : Pays : Tlphone : Email :\n(1) : Numro 16 chiffres inscrit sur votre carte (2) : Sous la forme MM/AA (mois/anne)\nNota : Le numro 1 est puis 11\nDrive des toiles dans un instrument quatorial - Mise en station (1)\nJean-CLaude Durand Avec le prsent article, nous publions un document de rfrence sur lun des problmes les plus pineux de lastronomie : la mise en station. Un problme bien pos est, dit-on, moiti rsolu. Do cette premire partie aborde dans toute sa rigueur mathmatique avec le recours des formules et quations sur lesquelles on pourra, ventuellement, surfer. Aprs ce passage thorique oblig, nous aborderons laspect pratique o les gens de terrain retrouveront leur chre mthode de Bigourdanallge !\nPREMIERE PARTIE : drives des toiles, description, formulation analytique Introduction Mis part les privilgis ayant accs au ple et disposant dun viseur polaire intgr, les amateurs pour la mise en station de leur monture quatoriale sont livrs lempirisme, ils ne disposent que de recettes qualitatives qui de plus varient dun auteur lautre : untel par exemple recommande de pointer des toiles quatoriales tandis que tel autre prconise le recours aux toiles voisines du znith. On trouve dans Lunettes et tlescopes, le livre fameux dAndr Danjon et dAndr Couder , cette rflexion sur la mthode largement rpandue de G. Bigourdan : La mthode [de Bigourdan] demande parfois dassez longs ttonnements, et lon est souvent oblig de recommencer lopration tout entire une seconde et mme une troisime fois, avant darriver un rglage satisfaisant. Cest pour clarifier cette situation, lintention de ceux qui souhaitent rgler leur monture de manire la fois rapide et rigoureuse, que cet article est tout particulirement destin. Les amateurs dsireux de comprendre le pourquoi des drives des toiles dans un instrument quatorial y trouveront galement matire rflexion. Toujours dans Lunettes et tlescopes, il est crit : Du reste, un cart de quelques minutes darc entre la direction de laxe horaire et celle de laxe du monde ne saurait avoir en aucun cas de consquences nuisibles. Cest cette prcision dalignement, quelques minutes darc, qui est vise ici. Audel il faut tenir compte de la rfraction atmosphrique et modifier en consquence la mise en station mais aussi la vitesse dentranement de laxe horaire pour chaque champ cleste tudi  : il faut dire que les auteurs de la rfrence  sintressent la photographie au moyen de grandes chambres de Schmidt longue focale, application particulirement exigeante en matire de mise en station. Comme ordre de grandeur des effets de la rfraction, signalons quaux latitudes proches de 45 degrs le ple rfract est plus lev que le ple gomtrique de 1 minute de degr environ et que, toujours ces latitudes, pour un champ situ au mridien 20 degrs de hauteur, il faut relever laxe horaire de quelques 6 minutes de degr . Il sera donc fait abstraction dans la suite de la rfraction atmosphrique, la monture quatoriale sera suppose parfaite (orthogonalit des axes horaire, de dclinaison et de laxe optique) et la vitesse dentranement de laxe horaire sera constante et gale la vitesse de rotation sidrale, celle de la vote cleste, soit 1 tour en 23 h 56 mn 4,09 s. Le prsent article repose entirement sur une formulation analytique des drives des toiles, tablie par lauteur, faute, non sans son tonnement, de lavoir trouve ailleurs dans les\nFigure 1 : sphre cleste C : position de lobservateur au centre de la sphre cleste (Hrz) : horizon ; (M) : mridien local ; P : ple cleste ; (E) : quateur cleste ; : latitude ; ( H, ) : coordonnes horaires de lastre A\nouvrages sa disposition. Lauteur ne prtend pas lavoir tablie le premier, ce qui le surprendrait fort, mais prie le lecteur de croire quil la fait sans aide autre que du papier, un crayon et lappui sr des mathmatiques. Un peu dastronomie gnrale Les directions des astres sont reprsentes conventionnellement sur la sphre cleste, de rayon indtermin, dont lobservateur occupe le centre C (voir figure 1). On appelle grand cercle tout cercle diamtral de la sphre cleste, cercle donc dont le plan contient le centre C. Il en est ainsi de lhorizon du lieu (Hrz), jalonn par les points cardinaux est, sud, ouest, nord. La verticale du lieu, perpendiculaire au plan horizontal en C, perce la sphre cleste au znith Z et au nadir N, respectivement au-dessus de la tte et sous les pieds de lobservateur. Laxe du monde, autour duquel semblent tourner les astres et prolongement de laxe de rotation de la Terre, perce la sphre cleste au ple boral P et au ple austral, diamtralement oppos, et non reprsent sur la figure. Lquateur cleste (E) est le grand cercle contenu dans le plan perpendiculaire laxe des ples. Le mridien dun astre quelconque A est le demi-grand cercle\ncontenant les deux ples et la direction de lastre. Par dfinition, le mridien local (M) est le mridien passant par le znith Z. Sur la figure 1, le plan du mridien local, contenant donc le znith, le nadir, les deux ples et les directions locales nord et sud est confondu avec le plan de la feuille. La direction du ple P est incline par rapport lhorizon dun angle gal la latitude du lieu considr. Pour les besoins du prsent article il reste dfinir les coordonnes horaires des astres, savoir langle horaire H et la dclinaison : la coordonne H est langle du didre form par le mridien local (M) et le mridien de lastre A considr, tandis que reprsente linclinaison de la direction CA de lastre par rapport lquateur cleste (E). La dclinaison , compte positivement au nord de lquateur, ngativement au sud, varie dans la plage [-90 , +90 ]. Langle horaire H est compt positivement dans le sens rtrograde, celui du mouvement apparent des toiles, de lest vers louest ; il est couramment exprim en heures, minutes et secondes, units angulaires valant respectivement 15 , 15' et 15" ; il est compris entre -12 h et +12 h. Une variation dangle horaire dune heure (angulaire) correspond sensiblement une heure de temps, soit environ 59 minutes et 50 secondes, la priode de rotation sidrale seffectuant en un peu moins de 24 heures (23h 56mn 4,09s). Drives des toiles induites par les dfauts de mise en station : description Dfauts de mise en station Idalement laxe horaire de la monture quatoriale dun instrument astronomique doit tre confondu avec laxe des ples. Dans la pratique, de petits carts subsistent que lon dcompose ordinairement en un dfaut dazimut da et en un dfaut dinclinaison di comme lillustre la figure 2. Laxe horaire de la monture perce la sphre cleste au point I, non loin du ple cleste P ; lopration de mise en station consiste faire concider le ple instrumental I et le point P. Le dfaut dazimut da est langle du didre constitu par le plan vertical contenant le ple cleste P, qui est aussi le plan mridien local, et par le plan vertical contenant le point I ; on le compte ici positivement dans le sens horaire. Le dfaut dinclinaison est lexcs di, relativement la latitude , de linclinaison effective de laxe horaire de la monture par rapport au plan\nFigure 3 : drive ra dominante nord-sud dun astre en prsence dun dfaut dazimut du ple instrumental I au terme de la rotation de laxe horaire et de la vote cleste. Vue en projection sur lhorizon. P : ple cleste ; (E) : quateur cleste ; A : direction initiale du rticule et de lastre.\nhorizontal. Sur la figure 2 les dfauts da et di sont tous deux positifs : lextrmit nord de laxe horaire se situe trop lest et son inclinaison est trop forte. La constatation des drives Dans ce qui suit on effectue en pense le type dobservation suivant : linstant initial on pointe une toile situe dans la direction A, autrement dit on fait concider le rticule r de linstrument avec A, puis on laisse la monture suivre lastre ; la fin de lobservation lastre se situe dans la direction a, qui nest plus confondue, sauf mise en station parfaite, avec le rticule r ; au cours de lobservation langle horaire H de ltoile a augment de la grandeur , et laxe polaire de la monture a tourn de la mme valeur. Lobservateur constate ainsi dans le champ de linstrument que ltoile a parcouru larc ra, cest la drive induite par la mise en station dfectueuse de la monture. On se propose ici dtudier qualitativement cette drive en fonction des dfauts de mise en station da et di prcdemment dfinis. Drive induite par un dfaut dazimut da La figure 3 montre la sphre cleste vue en projection depuis le znith Z ; sans que cela ne nuise la gnralit du raisonnement, elle a t tablie pour une latitude de 60 , pour fixer les ides. Le grand cercle extrieur reprsente lhorizon local (Hrz) dont le centre concide ici avec le znith ; lintrieur de ce cercle, on trouve le ple cleste P, la moiti visible de lquateur cleste (E), ainsi que la trajectoire dune toile juste circumpolaire, de dclinaison gale 30. Le ple instrumental I, trop lest dnote un dfaut dazimut da de la monture. Au dbut de lobservation, comme on la dit, ltoile de rfrence et le rticule r de linstrument sont confondus dans la direction A voisine dans ce cas de figure du mridien local ; au bout du temps , ils se sont spars et lon constate\nFigure 2 : dfauts de mise en station en azimut da et en inclinaison di, da et di sont ici tous deux positifs\nFigure 3 bis : drive ra dominante nord-sud dun astre en prsence dun dfaut dinclinaison du ple instrumental I au terme de la rotation de laxe horaire et de la vote cleste. P : ple cleste ; (E) : quateur cleste ; (M) : mridien local A : direction initiale du rticule et de lastre.\nFigure 3 ter : invariance de la drive nord-sud vis--vis de la dclinaison de lastre vise : ra ra.\nune drive ra oriente sensiblement vers le sud. Si le ple instrumental I avait t loppos trop louest, ltoile aurait driv vers le nord, comme le lecteur le concevra aisment. Lobservation de la drive dun astre proche du mridien constitue lune des deux tapes de la fameuse mthode de Bigourdan ; comme on la vu, cette tape met en vidence le dfaut dazimut da par une drive nord-sud. Drive induite par un dfaut dinclinaison di Sur la figure 3 bis la monture prsente un dfaut dinclinaison di, le ple instrumental I tant trop haut. Si dans ces conditions on observe un astre quelque temps avant son coucher, typiquement de dclinaison gale 30 et situ aux abords du premier vertical (plan vertical contenant les directions est et ouest, perpendiculaire au plan mridien local), on constate une drive ra vers le sud. Pour le dfaut oppos, ple instrumental trop bas, on constaterait une drive vers le nord. On peut galement observer un astre lhorizon est, quelque temps aprs son lever ; en ce cas les drives sont de sens oppos celui dun astre louest, toutes choses gales par ailleurs. Ce type dobservation constitue le second volet de la mthode de Bigourdan : le dfaut dinclinaison di est rvl par une drive nord-sud. NB : le second volet de la mthode de Bigourdan sapplique en toute rigueur, comme on le comprendra plus loin, des toiles dangle horaire H gal +6h ou -6h. Dans la pratique, on utilise cette mthode notamment lorsquon na pas accs au ple cleste, par exemple lorsquon opre depuis un balcon dimmeuble. Les toiles -6h ou +6h sont alors inaccessibles, et on est oblig, comme on la vu, de viser des toiles dassez fortes dclinaisons situes au voisinage du premier vertical. Quid des drives est-ouest ? Jusquici, il na t fait tat que de drives orientes nord-sud, et dans les manuels il nest gnralement question que delles. Mais les drives est-ouest existent tout aussi bien ; elles se manifestent en fait de faon patente lorsque ltoile observe fait partie du plan mridien contenant le ple instrumental, autrement dit dans le cas de figure o le ple cleste P, le ple\ninstrumental I et la direction A de ltoile sont dans le mme mridien. Dans les deux volets de la mthode de Bigourdan, on sattache plutt viter cette configuration comme le lecteur peut en juger sur les figures 3 et 3 bis. La vitesse du mouvement apparent dune toile dans le ciel est proportionnelle au cosinus de sa dclinaison : maximale et stationnaire lquateur cleste ( = 0 ), cette vitesse diminue rgulirement mesure que la dclinaison augmente et sannule, videmment, au ple cleste P. Si la monture prsente un dfaut tel que ltoile A de dclinaison et le ple instrumental I font partie du mme plan mridien, le mridien local pour simplifier, alors la dclinaison instrumentale de ltoile vaut : + di, avec = di. Si le ple instrumental est trop haut (di positif), alors la dclinaison instrumentale de A est suprieure sa dclinaison vraie, de sorte que la vitesse du rticule r est lgrement infrieure celle de ltoile : cette dernire parat avancer vers louest par rapport au rticule comme si la vitesse dentranement de la monture tait trop faible. Le phnomne inverse (rticule trop rapide, drive de ltoile vers lest) se produit si lextrmit nord de laxe horaire est trop basse (di ngatif). Analytiquement, le calcul est lmentaire, la vitesse de ltoile est, un facteur prs, gale cos tandis que celle du rticule est de : cos( + di) # cos - di . sin ; la vitesse diffrentielle de ltoile par rapport au rticule est donc de (di.sin) . On remarque labsence de drive est-ouest lquateur cleste ( = 0); cela sexplique par le fait qualors, comme on la vu, la vitesse des toiles est stationnaire et que par consquent un petit cart de la dclinaison instrumentale relativement la dclinaison vraie nentrane pas de variation significative de la vitesse du rticule r. Cest cette dernire proprit, peuttre, qui est lorigine de la recommandation faite par certains auteurs de pointer des toiles quatoriales dans lapplication de la mthode de Bigourdan : lquateur cleste on est sr en effet de nobserver que des drives nord-sud. Indpendance de la drive nord-sud vis--vis de la dclinaison de ltoile observe Dans la configuration de la figure 3 ter le mridien du ple instrumental I, distant du ple cleste P du petit angle r, est dans le plan de la feuille, tandis que le mridien des toiles observes A et A, matrialis par le segment de droite PA, lui est orthogonal. Dans ce cas de figure, comme on la vu plus haut propos des deux volets de la mthode de Bigourdan, les drives dues au petit cart r du ple instrumental I sont orientes nord-sud. On montre de plus quelles ne dpendent\npas de la dclinaison de ltoile observe sur le mridien PA et quelles valent en premire approximation .r , et r tant tous deux exprims en radians. Cela sexplique simplement : mesure que la dclinaison augmente, larc de petit cercle parcouru par ltoile sur la vote cleste, soit Aa, pendant le temps , diminue rgulirement et vaut .cos ; lquateur (E) ( = 0), cet arc, soit Aa, vaut . Il se trouve que langle = PAI, gal langle aAr puisque ces deux angles ont leurs cts perpendiculaires deux deux, est proportionnel 1/ cos ; la diminution du trajet Aa de ltoile pendant le "temps" est donc compense par laccroissement de langle form par les trajectoires respectives de ltoile et du rticule r, si bien que la drive nord-sud ra est constante comme annonc. Dmonstration : Lanalogie des sinus, applique au triangle sphrique PIA rectangle en P (cf. figure 3 ter), fournit la relation :\nFigure 4 : reprage dun astre dans le systme daxes orthogonal (r, linstrument mobile or thogonal (r, u, v) li au rticule r de lins trument I : ple instrumental ; (E) : quateur instrumental ; P : ple cleste ; a : direction de lastre au terme de la rotation de laxe horaire et de la vote cleste.\nLa mme analogie applique cette fois au triangle sphrique PIA donne :\nCQFD Formulation analytique des drives induites par les dfauts de mise en station Nature exacte de la formulation analytique fournie On suppose prsent que laxe horaire de la monture prsente simultanment les deux dfauts da et di, dazimut et dinclinaison respectivement comme illustr sur la figure 2 avec les conventions affrentes. Ces dfauts sont petits et finis ainsi que langle de rotation assimilable la dure des observations, mais en toute rigueur, dans la formulation analytique que lon va crire, ce sont des lments diffrentiels,\nen dautres termes des infiniment petits. Aussi ce ne sont pas les drives est-ouest et nord-sud elles-mmes que lon va obtenir mais les vitesses de ces dernires et plus exactement encore les drives partielles des vitesses par rapport aux dfauts dinclinaison et dazimut de laxe horaire. Soit f la vitesse de drive gnrique est-ouest ou nord-sud, fonction de la direction de ltoile vise (variables H et ) de la latitude et de lorientation de laxe horaire, en toute rigueur f est un lment diffrentiel (car en labsence de dfaut dorientation la vitesse de drive est nulle) tout comme les dfauts di et da et ce que lon obtient sans aucune approximation est la diffrentielle f suivante :\no sont les drives partielles de la vitesse f relativement lazimut et linclinaison de laxe horaire. Dans la pratique on fournit la drive infiniment petite f.b, et on considre quil sagit dune drive petite mais finie tout comme les dfauts da, di et la dure b. Formules analytiques des drives (systme I) Pour obtenir les formules des drives au sens prcis plus haut, on exprime dabord les coordonnes de ltoile a et du rticule r au terme de la rotation dans un repre cartsien orthonorm li au ple instrumental I (voir figure 4) ; puis on projette le vecteur de drive ra sur le plan tangent la sphre cleste au point r ; ce plan est rapport au systme de coordonnes (ruv) o laxe u, orient positivement vers louest, et laxe v, orient positivement vers le nord permettent de caractriser respectivement les drives est-ouest et nord-sud que lon dsignera dsormais par les lettres u et v. Comme la figure 4 le montre, les axes u et v sont lis la monture : ils indiquent donc en toute rigueur louest et le nord instrumental ; en pratique toutefois, les dfauts dalignement da et di tant petits, on ne fera plus cette distinction entre les\nFigure 5 : champ de vision directe dans linstrument avec, au centre, la croise r du rticule. Le cadre au format 4/ 3 reprsente les limites de limage dune camra CCD ou dune webcam correctement oriente. ra : drive de lastre au terme de la rotation de laxe horaire et de la vote cleste.\ndirections cardinales vraies et instrumentales. La figure 5 illustre le point de vue de lobservateur, situ, on le rappelle au centre C de la sphre cleste ; le rticule r est fixe, bien videmment au centre du champ, tandis que ltoile a drive lentement mesure que le temps scoule ; le cadre reprsent au format 4/3 dlimite le champ dune webcam ou dune camra CCD convenablement oriente. Ces derniers rcepteurs sont particulirement bien adapts la mesure en temps rel ou diffr des composantes est-ouest et nord-sud u et v de la drive de ltoile vise. Le bagage mathmatique ncessaire pour parvenir aux formules annonces comprend la matrise du calcul diffrentiel, du produit vectoriel, trs utile pour dterminer le sinus dun petit angle, du produit mixte, utile pour obtenir les composantes dun produit vectoriel dans un repre donn, une bonne matrise enfin des changements de repres, tridimensionnels en loccurrence. Cette approche, qui ne fait pas appel la trigonomtrie sphrique, a lavantage de se prter aussi bien au calcul exact (sur ordinateur) des drives u et v en prsence de dfauts dorientation finis de laxe horaire qu lobtention des formules analytiques infinitsimales des mmes drives, au sens qui a t prcis plus haut. Voici ces dernires formules, quon dnomme dornavant systme I :\ninfinitsimales des drives u et v exprimes en fonction des dfauts de mise en station da et di (systme I). Il est toujours bon darriver au mme rsultat par des approches indpendantes : on bnficie dclairages diffrents et on conforte la vracit de son ouvrage. Mode demploi des formules donnant les drives (systme I) Pour appliquer le systme I donnant les drives est-ouest et nord-sud u et v, il faut dabord exprimer en radians les dfauts dalignement da et di ainsi que langle de rotation . Soit un angle quelconque A, ses valeurs en radians et en degrs vrifient la relation : En ce qui concerne langle , couramment exprim en heures, il ne faut pas oublier de le multiplier au pralable par 15 afin davoir sa valeur en degrs. Ces conversions faites, le systme I fournit les drives u et v en radians, qui sont plus parlantes en minutes de degr ( ). w dsignant u ou v, il suffit dappliquer la formule :\nExemples dapplication du systme I : Soit les donnes suivantes : latitude = 49, da = +3, di = -1, variation dangle horaire = 0,125 h. On obtient : Systme I On retrouve les proprits dj tablies : dpendance en sin de la drive est-ouest u et donc annulation de cette dernire lquateur cleste, indpendance de la drive nord-sud v vis--vis de la dclinaison de ltoile observe. On peut aisment retrouver ces formules, ventuellement aux signes prs toutefois, de faon semi-heuristique en se fondant sur les deux proprits dj cites. Soit la distance polaire du ple instrumental I et son angle horaire, H et les coordonnes horaires de ltoile vise. On a vu que la drive est-ouest u est maximale quand le mridien de ltoile A fait partie du plan mridien contenant le ple instrumental I, au contraire de la drive nord-sud v, maximale lorsque les mridiens de A et de I sont dans des plans perpendiculaires. Compte tenu des drives maximales tablies dans les paragraphes prcdents, on est tout naturellement amen crire le systme : - pour un angle horaire H de 3 h (-45) et une dclinaison de +20, on trouve : u = +0,46', v = -4,12'. - pour H = + 3 h et = +60, on trouve : u = -3,57' et v=-1,34'. Validit de lapproximation infinitsimale des drives Lapproximation dite infinitsimale des drives consiste utiliser les formules du systme I comme si les diffrentielles ou infiniment petits u, v, da, di, taient des grandeurs finies. Les tableaux qui suivent quantifient la validit de cette approche. Comportement jusqu 80 de dclinaison Le tableau 1 se rapporte de gros dfauts de mise en station: 3 en azimut, -1 en inclinaison. Le temps dobservation est de 1/8 h, soit un angle de rotation de 1,875. La latitude est de 49. Chaque case du tableau correspond un angle horaire H et une dclinaison de ltoile vise. On y trouve dabord la valeur exacte de larc de drive parcouru sur le ciel en minutes de degr puis lerreur commise, en secondes de degr, en utilisant lapproximation infinitsimale du systme I. On constate la bonne tenue de cette dernire, lerreur relative excdant rarement 2%. Le tableau 2 se rapporte des dfauts plus petits, tels quil peut en subsister aprs une premire mise en station. Les carts deviennent infimes, 0,5" au plus : cela sexplique par la nature infinitsimale de lapproximation utilise, dautant meilleure a priori que les dfauts da, di et langle sont petits. On note en outre une amlioration de lestimation pour les fortes dclinaisons , et ce quel que soit langle horaire H.\nPar la trigonomtrie sphrique applique au triangle ZPI de la sphre cleste (Z dsigne le znith), on relie les coordonnes horaires et du ple instrumental I aux dfauts de mise en station da et di ; on trouve :\nCes dernires relations peuvent dailleurs tre obtenues plus intuitivement en considrant que la grandeur da.cos nest autre que la composante horizontale du dfaut dalignement de la monture tandis que di en est sa composante verticale (cf. figure 2). En combinant les deux systmes prcdents, on retrouve sans peine, et avec les bons signes, les formules\nDrives exactes minutes carts Tableau 1 : Drives e x act es en minutes de degr, car ts en secondes de degr pour da = +3, di = -1 et = 7,5 minutes ; = 49\nDrives est-oues t-ouest et nord-sud Tableau 5 : Driv es es t-oues t u e t nor d-sud v H = +3h, da = +3, di = -1, = 7,5 minutes ; = 49.\nDrives exactes minutes carts Tableau 2 : Drives e x act es en minutes de degr, car ts en secondes de degr pour da = -0,2, di = +0,2 et = 7,5 minutes ; = 49.\nDrives est-oues t-ouest et nord-sud Tableau 6 : Driv es es t-oues t u e t nor d-sud v H = +3h, da = -0,2, di = +0,2, = 7,5 minutes ; = 49.\nComportement au voisinage immdiat du ple cleste Le tableau 3 et le tableau 4 indiquent les drives exactes estouest et nord-sud ainsi que les erreurs affrentes lapproximation infinitsimale pour des toiles situes un degr du ple cleste ; langle horaire H varie de 12 h + 9h par pas de 3 h (45) et fait donc dcrire ltoile vise la circonfrence tout entire du petit cercle de dclinaison gale +89. Les dfauts de mise en station sont identiques ceux du Tableau 2 de mme que langle de rotation . On constate un bon comportement gnral de lapproximation, sauf l o la drive exacte est faible ou quasi nulle comme on le constate sur la drive u 3h. Les rsultats sont bien meilleurs sagissant de larc total parcouru ; ainsi pour langle horaire de 3h larc exact est de 0,47' et lerreur de lapproximation de lordre de un centime de seconde. Un peu plus loin du ple, aux dclinaisons de 87 puis de 85, la qualit des approximations des drives u et v samliore de beaucoup mais lapproximation de larc parcouru soit : Deux proprits infinitsimales gnrales des drives ont t tablies, au sens prcis plus haut : - la drive est-ouest u varie comme le sinus de la dclinaison pour un angle horaire H donn, autrement dit la grandeur u/sin est invariante, - la drive nord-sud v est invariante pour un angle horaire H donn. Le tableau 5 et le tableau 6 illustrent la validit de ces deux proprits pour des valeurs petites mais finies des dfauts de mise en station da et di ainsi que de langle de rotation ou temps dobservation . Pour ces deux tableaux les valeurs du paramtre et de langle horaire H sont communes, savoir respectivement 7,5 minutes dheure et +3h (+45). Pour une mise en station juste dgrossie (Tableau 5), linvariance de u/sin et de v commence se dessiner, mais la drive nord-sud plus particulirement tend dcrotre de manire rgulire lorsque la dclinaison augmente. Pour des dfauts rsiduels pouvant subsister aprs une seconde mise en station, les deux proprits nonces se vrifient clairement (Tableau 6), mettant ainsi nettement en vidence la nature infinitsimale de ces dernires. Jean-Claude Durand\nreste sensiblement de la mme qualit qu la dclinaison de 89. Vrification des deux proprits gnrales des drives\nDrives ex actes et voisinage Tableau 3 : Driv es e x act es e t car ts au v oisinage du ple nord (d = +89) ; da = -0,2, di = +0,2, = 7,5 minutes ; = 49\nRfrences  A. Danjon, A. Couder : Lunettes et tlescopes, Librairie Scientifique et Technique Albert Blanchard.  L. Dettwiller, M. Gouttesolard, A. Maury, D. Romeuf : Complments sur la mise en station dune monture quatoriale, revue Pulsar, numros 695, 696 et 697.\nDrives ex actes et carts voisinage Tableau 4 : Driv es ex actes e t car ts au voisinage du ple nord ( = +89) ; da = -0,2, di = +0,2, = 7,5 minutes ; = 49 (suite)\nAmliorer lclairage du viseur polaire dune monture Losmandy G11\nFabrice Morat Il suffit de parcourir le "champ" instrumental des rencontres astronomiques du Pilat pour se rendre compte du nombre important d'astronomes amateurs qui utilisent une monture quatoriale du type G11. Cet article a pour objet de prsenter un petit montage permettant d'amliorer l'clairage du viseur polaire de cette monture.\nDepuis 7 ans, le trpied et la tte quatoriale de ma monture Losmandy G11 m'accompagnent. Seuls les tubes optiques ont dfil (C11 puis C14). Pour une mise en station prcise, j'utilise le viseur polaire dont le systme d'clairage "primitif" surprendra tout nouvel acqureur de la G11. En effet, ce systme "pendouillant" fil n'est pas des plus commodes (voir figure 1). Dernirement, l'importateur Losmandy pour la France (Franck Valbousquet) m'apprenait que les rcentes G11 ont conserv cet ensemble d'clairage malgr les remarques faites dans ce sens au fournisseur. Ds les premiers mois d'utilisation, j'ai remplac le systme existant par une petite lampe stylo (comparable celle des montures Perl Vixen). Seulement voil, mes pitres talents de bricoleur m'ont permis d'obtenir un systme indpendant mais souffrant d'un manque de fiabilit dans le temps. De plus, il tait muni d'un corps long empchant la rotation complte de la monture autour de l'axe horaire. J'ai fini par mettre en place un systme plus en harmonie avec la monture et surtout ... plus fiable, que je vais vous prsenter. Aprs quelques recherches, dans les grandes surfaces de britaire" du commerce (voir colage, d'une lampe figure 2) : retirer le joint clairage peu puissante de la tte, retirer le rflecsusceptible de convenir, teur de la tte, retirer la j'en suis venu m'intlentille incolore de la tte resser la plus petite des et enfin, l'opration la plus "Maglite", le modle "So"dlicate" : pour quelques litaire" (figure 2). diximes de millimtres en trop, on Cette mini torche prne peut pas rentrer en force la tte sente de nombreux d'clairage du systme Losmandy avantages : qualit dans la tte de la lampe torche. Il faut de finition remaralser avec prcaution l'intrieur de quable (corps en la bague pour une parfaite adapaluminium tation. On notera que l'allumage, anodis noir), trail'extinction et le rglage de la lutement anti-corminosit se feront dsormais rosion, anti-choc et en vissant ou en dvissant le tanche, ampoule de capuchon d'assemblage. rechange l'intCe nouveau systme pourrieur, faible conrait tre optimis par les sommation, posplus audacieux en racsibilit de pascourcissant la lonser d'un mode gueur du corps et en La monture Losmany G11 utilise par de nombreux clairage le munissant de piastronomes amateurs "spot" un les "boutons" puism o d e que le corps d'orid'clairage gine de la Maglite est en"bougie" (plus faible), et surtout, pos- core un peu long (8cm une fois viss) sibilit d'adaptation de la tte du sys- ... mais dans cas, le systme obtenu tme d'clairage Losmandy (le diam- n'aura plus grand chose en commun tre est identique). avec la Maglite "Solitaire" d'origine. Voici les modifications apporter, dans l'ordre, la lampe Maglite "SoliFabrice Morat\nFigure 1 : le systme d'clairage Losmandy, constitu de la tte d'clairage (Led rouge) et d'un botier permettant d'accueillir une pile 9V. Les deux lments sont relis par un fil souple.\nTest comparatif : Astro-Physics 130, Takahashi FS128 et Kepler 150\nA. Grard, D. Vernet, PO. Pujat, M. Prvost, P. Augier, PM. Meshaka, JP. Cazard Quelle lunette donne les meilleures images en visuel, l'Astro-Physics EDT130 ou la Takahashi 128 ? Une lunette bon march comme la Kepler 150 peut-elle rivaliser avec une lunette apochromatique ? Les rponses ces questions sont dans les pages qui suivent !\nLes instruments tests Les instruments compars ont t : - une lunette Astro-Physics 130 EDT (AP130) sur une monture Losmandy Titan, - une lunette FS 128 (AP128) sur une monture EM-10, - une lunette Kepler 150 (K150) sur une monture EQ6, Tous ces instruments ont t prts par des astronomes amateurs. Objectifs et protocole du test L'objet du test tait de comparer les images fournies en visuel par les optiques de ces instruments, et ce, tant dans le domaine du plantaire que dans le domaine du ciel profond. Six observateurs, de profils varis (voir encadr) ont t mis contribution. Il leur a t demand d'observer trois objets : Jupiter, M51 et M13, et ce, avec les trois lunettes. Pour l'observation d'un objet donn, chaque observateur a choisi un oculaire qu'il a conserv chaque changement d'instrument. Aprs avoir observ avec les trois instruments, chaque observateur a transmis ses remarques un secrtaire (non observateur) qui les a enregistres. Pour conserver la plus grande neutralit possible, les remarques des observateurs ont t fidlement retranscrites, en conservant le "vocabulaire" de chaque observateur. On notera que le caractre subjectif des observations visuelles aboutit parfois des apprciations diffrentes (voire contradictoires) entre les observateurs. Les observations se sont droules dans la nuit du 29 au 30 mai 2003, Frayssinet (Lot). La transparence tait moyenne (magnitude visuelle limite d'environ 6,3). OBSERVATION DE JUPITER AG - Oculaire Takahashi LE 5mm AP130 et FS128 : 3 satellites sont visibles. On voit bien que le disque de Ganymde est plus grand que celui des deux autres satellites. Sur la bande quatoriale sud, 4 ou 5 petits ovales blancs sont visibles. Sur la bande quatoriale nord, un paississement et quelques irrgularits sont bien perceptibles.\nLa lunette Astro-Physics EDT 130. www.astrophysics.com\nProfil des observateurs Six observateurs ont particip ces tests avec des profils allant de l'observateur peu expriment l'expert "expert" en optique astronomique. Alain Grard (AG) : propritaire de la FS128, observateur visuel assez expriment. Pierre-Olivier Pujat (POP) : propritaire de la K150, observateur visuel assez expriment. David Vernet (DV) : observateur trs expriment, spcialiste des optiques astronomiques, qui a eu l'occasion d'observer avec de trs nombreux instruments, de tous types et de tous diamtres. A ralis de nombreuses optiques de grand diamtre et observe habituellement avec des dobsons de grands diamtres. Pierre Augier (PA) : observateur trs expriment. Observe habituellement avec un dobson de 400mm Pierre-Marie Meshaka (PM) : Observateur visuel expriment. Observe habituellement avec un dobson de 400mm Mac Prvost (MP) : Observatrice peu exprimente. Observe habituellement avec un ETX90. 19\nLes deux lunettes montrent les mmes dtails, et ce, avec les mmes contrastes. La correction chromatique semble lgrement meilleure avec l'AP130. K150 : les petits ovales blancs de la bande quatoriale sud ne sont pas visibles. Les satellites sont plus diffus qu'avec les deux autres lunettes. Le disque jovien apparat plus jaune et moins contrast. Un halo violet est perceptible autour de la plante. POP - Oculaire Pentax 5,2 mm AP130 : un lger chromatisme est perceptible sur les bords des satellites et en bordure de la plante. FS128 : un lger liser jaune et bleu est visible sur le pourtour de la plante. L'aspect des satellites et les dtails sur la plante sont les mmes qu'avec l'AP130. L'image semble globalement lgrement plus lumineuse et lgrement plus contraste qu'avec l'AP130. Nota : le lger chromatisme perceptible sur les images plantaire avec l'AP130 et la FS128 est sans doute en grande partie d l'athmosphre (plante relativement basse sur l'horizon)\nl'AP130 est plus brillante et lgrement plus dtaille que celle fournie par la FS128. L'AP130 prsente moins de chromatisme que la FS128, mais fournit une image plus "grise". Un trs lger chromatisme est perceptible sur la FS128. K150 : un chromatisme trs important est visible : Jupiter est noye dans un halo violet et un fin cercle rouge entoure le bord de la plante. Les bandes quatoriales sont juste visibles. Le contraste est nettement plus faible que sur les 2 autres lunettes. DV - Oculaires Clav 6mm et 10mm FS128 et AP130 : ces deux lunettes donnent des images comparables, tant pour les dtails que pour le contraste. L'image est lgrement plus blanche sur la FS128 que sur l'AP130. Un lger chromatisme est perceptible sur les deux lunettes (sans doute\nd l'athmosphre). K150 : un fort chromatisme bleu est visible et se traduit par un halo visible sur 3 fois le diamtre de la plante. La surface du disque jovien est peu contraste et prsente peu de dtails ( cause du chromatisme). MP - Oculaire Takahashi LE 5mm AP130 et FS128 : un lger liser (rouge d'un cot du disque jovien et bleu de l'autre cot) est visible (1). L'image est lgrement moins contraste sur l'AP130, tout en tant plus "fine" et plus "lisible" que sur la FS128 K150 : Jupiter est entoure d'un large halo violet et la plante apparat plus jaune qu'avec les autres instruments. La mise au point est rendue difficile par le chromatisme et le manque de contraste. Les bandes apparaissent grises et beaucoup moins dtailles que dans l'AP130 et la FS128.\nK150 : du chromatisme est perceptible sous la forme d'un liser bleu trs tendu autour du disque jovien. L'image est moins contraste qu'avec l'AP130 et la FS128. Quelques dtails sont visibles sur le disque, mais ils sont empts cause du chromatisme. Les disques des satellites sont mal dfinis. PM - occulaire Takahashi LE 5mm AP130 et FS128 : l'image fournie par\nOBSERVATION DE M51 AG - Oculaire Pentax 21mm AP130 et FS128 : l'AP130 prsente une image lgrement plus lumineuse que celle de la FS128 (fond du ciel et M51 plus lumineux). Le piqu des toiles est tout fait comparable entre les deux instruments. Sur M51, on devine le pont entre les deux galaxies et des zones HII sont perceptibles. L'AP130 prsente une image lgrement plus dtaille. K150 : l'image est aussi lumineuse que les deux autres lunettes et un piqu des toiles trs comparable. Bien que lgrement en retrait par rapport ces deux concurrentes, la K150 est une "bonne surprise". POP - Oculaire Plssl 21mm L'AP130 et la FS128 donnent des images trs comparables, sur lesquelles les bras de M51 sont perceptibles. Avec la K150, les noyaux sont un peu moins brillants et lgrement plus "flous" (l'image est moins contraste). PM - Oculaire Pentax 21mm Les trois lunettes donnent une image comparable, tant du point de vue des dtails que du contraste.\nDV - Oculaire Nagler 12mm Type II AP130 et FS128 : les deux lunettes donnent des images trs comparables, avec un lger avantage l'AP130. Dans l'AP130 le fond du ciel est plus lumineux, mais cela est compens par un meilleur contraste de M51 par rapport au fond du ciel. Sur l'AP130, on devine bien un "anneau faible" (bras), qui est un peu moins vident dans la FS128. K150 : c'est une grosse surprise : le contraste et le piqu sont trs proches de celui des deux autres lunettes. L'anneau faible (bras) est aussi bien peru qu'avec l'AP130, tout en ayant un aspect un peu plus "vanescent". Globalement, tout en prsentant moins de finesse, l'image est trs proche des deux autres lunettes. PA - oculaire Nagler 12mm type II AP130 et FS128 : les images fournies par les deux lunettes sont trs proches. Les noyaux sont lgrement plus contrasts sur la FS128. K150 : elle donne une image lgrement moins contraste que ces deux concurentes, mais globalement trs proche.\nMP - Oculaire Pentax 21 AP130 et FS128 : les noyaux sont lgrement moins brillants sur la FS128 que sur l'AP130, mais on peroit mieux les dtails. Un dbut de bras est visible avec la FS128. K150 : l'image est plus laiteuse (moins contraste) qu'avec les deux autres lunettes. Les noyaux sont moins brillants et on peroit moins de dtails qu'avec l'AP130 ou la FS128. Malgr tout, la diffrence entre les trois lunettes n'est pas trs grande.\nseulement en vision dcale dans l'AP130. MP - Oculaire Nagler 12mm Type II L'AP130 montre plus d'toiles en priphrie de l'amas. L'image est plus difficile mettre au point avec la K150 car l'image y est moins contraste. DV - Oculaire Nagler 12 Type II\nM13 - Photo Jean-Philippe Cazard Tak akahashi FS128 La Tak ahashi FS1 28\nOBSERVATION DE M13 AG - Oculaire Pentax 10,5mm L'AP130 donne une image globalement plus lumineuse que les autres lunettes, mais le fond du ciel est aussi plus lumineux. Malgr tout, c'est elle qui donne l'image la plus agrable. La FS128 et la K150 sont trs proches. Les toiles sont bien piques dans les trois instruments. La petite galaxie NGC6207 (voir figure 1) est vue en vision directe dans les trois lunettes. POP - Oculaire Plssl 21mm L'image est plus contraste avec la FS128 qu'avec les deux autres lunettes et le ciel est plus noir. C'est dans la K150 que l'amas est le mieux rsolu, sans doute grce au diamtre suprieur. NGC6207 est visible en vision directe dans la FS128 et la K150, mais\nFigure 1 : NGC6207 est une petite galaxie de magnitude 12,1 proche de M13. Photo Marc Rieugni (la version en couleur a t publie dans Astrosurf-Magazine N3, page 32).\nAP130 et FS128 : elles fournissent des images trs comparables. Le piqu des toiles en bord de champ est identique entre les deux lunettes. L'amas est rsolu jusqu'au centre avec les deux lunettes. La zone en Y est faiblement visible. K150 : c'est encore une surprise, l'image est trs proche de celles des deux autres lunettes, mme si les toiles ont un peu moins "la pche". L'amas est rsolu jusqu'au centre et la zone sombre en "Y" est mieux visible qu'avec l'AP130 ou la FS128. PM - Oculaire Pentax 10,5mm La mise au point est plus facile sur l'AP130 car les toiles sont lgrement plus piques. Avec les trois instruments, l'amas est rsolu jusqu'au centre, mais de justesse. L'image parat lgrement plus fine sur l'AP130 que sur les deux autres lunettes.\nCONCLUSION Il apparat clairement que les deux lunettes apochromatiques (l'AstroPhysics EDT 130 et la Takahashi FS128) donnent des images de qualit trs comparable, tant en plantaire qu'en ciel profond. La grande surprise de ce test, c'est surtout que la Kepler soit si mauvaise en plantaire ... et si bonne en ciel profond ! En cette priode d'opposition de Mars, les utilisateurs de la Kepler auront tout intrt utiliser des filtres (par exemple un filtre rouge), pour l'observation visuelle de Mars : outre l'augmentation des contrastes que procurera un tel filtre, le chromatisme qui pnalise cette lunette en sera fortement diminu. L'quipe Astrosurf-Magazine\nJean-Philippe Cazard Dans ce troisime volet de cette srie, nous allons aborder un point essentiel : le prtraitement des images. C'est une tape dont la matrise est indispensable pour l'obtention d'images de qualit.\nSignaux Dans le prcdent numro, nous avons vu qu'une image brute est constitue de plusieurs signaux : - Le signal utile qui est d larrive, sur les photosites, des photons en provenance de lobjet photographi. - Le signal thermique qui est engendr par lagitation thermique. et dpend du photosite concern et de la temprature de la matrice CDD au moment de la pose, - Le signal de prcharge qui est une constante diffrente dun photosite lautre. Nous avions galement soulign que les photosites n'ont pas tous la mme sensibilit. Toutes ces considrations peuvent tre reprsentes sous forme graphique (voir figure 1). Images de prtraitement L'objectif de la phase de prtraitement des images est d'extraire le signal utile de nos images brutes. Pour cela, nous devrons faire plusieurs "images" un peu particulires : - une image d'offset (ou image de prcharge) qui ne contiendra que le signal de prcharge et qui sera ralise en faisant une pose de dure nulle (ou trs faible). Sur une telle image, le signal thermique est ngligeable. - une image thermique (ou image de noir galement appele "dark") qui sera ralise en faisant une pose d'une dure t1 identique celle des images brutes. Sur une telle image, il n'y a pas de signal utile. - une image d'une Plage de Luminosit Uniforme (ou image de PLU galement appele "flat-field) qui sera ralise en faisant l'image d'une surface claire de faon trs uniforme, avec un temps de pose t3 trs court. Un telle image contient un signal thermique ngligeable (car la pose a t trs courte) et le signal utile est uniforme, tous les photosites ayant reu un signal constant = K. Ces diffrentes images sont rprsente sur la figure 2. Prtraitement Considrons l'image brute, et enlevons-lui l'image thermique. Nous obtenons une image A, dans laquelle la valeur de chaque pixel "p" est : Signal Utile (p) x Sensibilit(p) "Signal Utile (p)" est le signal utile reu par le photosite "p" et "Sensibilit (p)" est la sensibilit du photosite (p). Considrons maintenant l'image de PLU et enlevons-lui l'image d'offset. Nous obtenons une image B. Comme le signal thermique de l'image de PLU est ngligeable, la valeur de chaque pixel "p" de l'image B est : K x Sensibilit (p) Il est alors clair qu'en divisant l'image A par l'image B, nous obtiendrons une image C, dans laquelle la valeur de chaque pixel sera : Signal Utile (p) / K L'image C, multiplie par le coficient K est l'image qui nous intresse, puisque chaque pixel de cette image ne contient que le signal utile. Nous pouvons rsumer cela sous la forme d'une seule\nFigure 1 : reprsentation du contenu d'une image brute\nPrtraitement : en pratique L'image d'offset L'image d'offset est une image de temps de pose nul (ou trs faible) que l'on ralisera dans le noir. Afin d'obtenir la meilleure image d'offset possible, on fera un grand nombre de poses (jusqu' plusieurs centaines) dont on fera ensuite une mdiane. L'image d'offset peut tre faite une fois pour toute (ou ventuellement une fois par an), car la valeur de prcharge d'un photosite donn varie peu dans le temps. La photo 1 est un exemple d'image d'offset. L'image de noir L'image de noir est une image dont le temps de pose est gal au temps de pose des images brutes, et qui sera ralise une temprature identique la temprature laquelle les images brutes ont t ralises. Si la camra n'est pas dote d'une rgulation thermique (qui permet de placer la camra la temprature souhaite), il faudra raliser les images de noir juste aprs ou juste avant les images brutes. Comme pour l'image d'offset, il sera prfrable de raliser un certain nombre d'images de noir (par exemple une quinzaine d'images) et d'en faire une mdiane. La photo 2 est un exemple d'image de noir. L'image de PLU C'est l'image la plus dlicate raliser. Il faut faire une pose la plus courte possible, d'une surface uniformment claire. Plusieurs mthodes peuvent tre utilises. La\nplus classique consiste faire une photo du ciel laube ou au crpuscule, lorsque le ciel est assez sombre, sans toutefois que les toiles soient visibles. Cette mthode donne de bons rsultats mais est contraignante car elle ne peut tre ralise que dans un crneau horaire assez petit. Une mthode consiste par exemple faire l'image d'une surface uniforme non rflchissante, claire par un clair de flash photographique. Comme pour les images d'offset ou de noir, il est prfrable de faire un certain nombre d'images (par exemple une quinzainne) et d'en faire une mdiane. La photo 3 est un exemple d'image de PLU, sur laquelle on peut voir beaucoup de choses : - l'assombrissement (du centre vers l'extrieur) est la manifestation du vignettage de l'optique utilise - les grands disques sombres sont les ombres des poussires prsentes sur le hublot de la camra. - les petits disques sombres sont les ombres de petits points de givre qui sont sur la surface de la matrice CCD Sur l'image de PLU, un pixel plus sombre que les autres est un pixel dont le photosite associ est moins sensible que les autres, ou bien, ce qui est quivalent, dont le photosite associ subit un "filtrage" d la prsence d'une poussire ou un dfaut optique (vignetage). A suivre ... Jean-Philippe Cazard\nAdditionner ou diviser des images Faire une opration arithmtique sur 2 images consiste simplement faire lopration en question pixel par pixel comme illustr sur le shma ci-dessous (addition de 2 images de 4x4 pixels) :\nJean-Philippe Cazard Les webcams, petites camras peu chres, sont l'origine d'une vritable rvolution dans le domaine de l'imagerie astronomique chez les amateurs. Cette petite srie de quatre articles a pour objet de vous accompagner dans vos premires tentatives d'acquisisition d'images avec une webcam, en commenant par le plus simple : raliser des images de la Lune.\nLe matriel La ralisation d'images avec une webcam met en oeuvre les quipements suivants : - une lunette ou un tlescope, - une webcam, - une bague d'adaptation, - un ordinateur dot d'un port USB. La webcam Il existe de nombreux modles de webcam. Votre choix doit se porter sur un modle dot d'un capteur CCD (vitez les modles avec un capteur CMOS, moins sensible). La trs connue VestaPro (Philips) n'est plus commercialise depuis longtemps et a t remplace par la ToucamPro, qui est actuellement la plus utilise par les "webcamistes". La bague d'adaptation Les webcams sont dotes d'un objectif de pitre qualit, qui n'a aucun intrt en Astronomie. Ce dernier sera remplac par une bague d'adaptation (figure 1) qui assurera la liaison webcam/tlescope. La bague comporte d'un cot un filetage identique celui de l'objectif d'origine qu'elle va remplacer, et de l'autre cot un coulant 31,75 qui permettra de la glisser dans le porte-oculaire de l'instrument utilis. On choisira une bague en aluminum (plus solide que le PVC) anodis noir (pour viter les reflets) (2). L'ordinateur Tout ordinateur dot d'un port USB permettra de piloter une webcam. Toutefois, il est prfrable que ce dernier soit dot d'un disque dur ayant plusieurs giga octets de disponibles et un processeur puissant sera un "plus" permettant de faire des acquisitions 20, voire 25 ou 30 images par secondes. Le logiciel d'acquisition d'image Toutes les webcams sont livres avec un logiciel permettant de faire des images fixes ou des vidos. Le plus connu d'entre eux est sans doute VidCap, qui est fourni avec les webcams ToucamPro. Divers logiciels ddis l'imagerie avec une webcam ont t dvelopps par des astronomes amateurs et sont disponibles gratuitement (AstroSnap(1) et QCFocus(1) par exemple). Dans cet article, nous utiliserons VidCap.\nFigure 1 : une w e b c a m ( m o d l e VestaPro), sur laquelle l'objectif a t remplac par une bague d'adaptation au coulant 31,75.\nNos premires acquisitions Pour notre premire acquisition, nous allons choisir une cible facile : la Lune. Nous ferons des images directement au foyer. Mise en place du matriel Nous supposons que l'instrument a t correctement mis en temprature et collimat. Remplacez l'objectif d'origine de la webcam par la bague d'adaptation. Connectez la webcam l'ordinateur et allumez ce dernier. Configuration du logiciel Lancez le logiciel VidCap. La fentre principale du logiciel s'ouvre :\nSlectionnez le menu [Edit > Preference] et vrifiez que les options "Center image in windows" et "Size frame to capture windows" sont coches :\nAstroSnap et QCFocus sont disponibles sur le cdrom N1 d'Astrosurf-Magazine. (2) Des bagues d'adaptation de trs bon rapport qualit/prix sont disponibles sur www.astroshopping.com 25\nDans la fentre principale du logiciel, slectionnez le menu [Option > Video Format] et dans la liste droulante "Rsolution", slectionnez le mode 640x480 :\nPointage Avec un oculaire permettant un grossissement moyen, pointez la Lune et centrez le terminateur dans le champ de l'oculaire. Mise en place de la webcam et focalisation Remplacez l'oculaire par la webcam quipe de la bague d'adaptation. Il y a alors deux possibilits. Premier cas de figure, la fentre de visualisation reste noire : c'est que le tlescope ne pointe plus sur la Lune (ou pointe sur la zone dans l'ombre). Essayez de repointer l'instrument sur la Lune, ou bien revenez l'tape "Pointage". Deuxime cas de figure : la fentre de visualisation est toute blanche. C'est que le tlescope pointe bien sur la Lune, mais l'image est "sature", c'est dire que la webcam reoit trop de lumire. Comme le logiciel est en mode "Automatique", attendez quelques instants afin que le logiciel dtermine le bon temps d'exposition. La fentre de visualisation affiche alors une image comme celle-ci :\nToujours dans la fentre principale du logiciel, cliquez qui permet de passer en mode "visualisasur l'icne tion en temps-rel". Dsormais, tout ce qui est "vu" par la webcam est affich en permanence dans la fentre principale du logiciel. Ensuite, dans la fentre principale du logiciel, slectionnez le menu [Options > Video Source], la fentre suivante s'ouvre :\nCochez la case "Noir et blanc" (la Lune ne prsentant pas de couleur, nous pouvons faire des images en Noir et Blanc), puis slectionnez l'onglet [Commandes Camra], la fentre suivante s'affiche :\nCochez alors la case cocher [Automatique], afin que le logiciel dtermine automatiquement le temps d'exposition, puis cliquez sur le bouton [Fermer].\nAcquisition d'images Avant de lancer l'enregistrement d'images, il faut indiquer dans quel fichier elles devront tre stockes. Ce fichier est un fichier au format AVI, qui contiendra toutes les images prises au cours dune phase dacquisition. Un fichier AVI peut ainsi contenir des centaines, voire des milliers dimages. Slectionnez le menu [Fichier > Set Capture File] et indiquez le nom du fichier AVI et le rpertoire dans lequel il sera stock. Aprs avoir valid, la fentre suivante s'ouvre :\nFigure 2 : le gain et la vitesse d'obturation sont des paramtres lis. La zone gris clair correspond l'ensemble des couples de valeurs (vitesse,gain) donnant une image correctement expose.\nCliquez simplement sur le bouton [OK]. Jusqu' prsent, et pour faciliter les phases de pointage et de mise au point, le temps d'exposition est rgl automatiquement par le logiciel. Il nous faut maintenant dfinir correctement les paramtres d'exposition. Pour cela, slectionnez le menu [Options > Video Source] et cliquez sur l'onglet [Commandes Camra], pour accder aux paramtres de rglage de l'exposition :\nLes paramtres d'exposition tant rgls, il faut dfinir le "taux d'image", c'est dire le nombre d'images par seconde qui seront enregistres. Pour cela, slectionnez le menu [Options > Video Source], la fentre suivante s'ouvre :\nLes deux principaux paramtres d'exposition sont la vitesse d'obturation (temps de pose pour chaque image) et le gain (sensibilit de la camra). Ces deux paramtres sont troitement lis : si on choisit une vitesse d'obturation faible (pour "figer" la turbulence), il faudra choisir un gain lev (pour que l'image ne soit pas trop sombre), mais le prix payer sera l'apparition de bruit (granulation de l'image). D'un autre cot, la rduction du gain permettra d'avoir des images plus douces (moins "bruites"), mais imposera de slectionner une vitesse d'obturation faible et le prix payer sera une plus grande sensibilit la turbulence. La figure 2 reprsente tout cela sous forme graphique. Dans un premier temps, pour vos premires images de la Lune, slectionnez un gain assez faible, de l'ordre de 20 30% (3) et ajustez la vitesse d'obturation de faon avoir une image correctement expose.\nLe taux d'image se slectionne en cliquant sur l'un des boutons de  . Il n'est pas conseill d'utiliser un taux d'image suprieur 20, car une dgradation des images devient notable. Slectionnez par exemple 10 images par seconde pour vos premiers essais. Il n e reste plus qu' lancer l'enregistrement d'images. Pour cela, slectionnez le menu [capture > Capture Vido]. La fentre suivante s'ouvre :\nCochez la case "Enable capture time limit" puis indiquez dans le champ "Seconds" la dure de l'acquisition (30s dans l'exemple ci-dessus). Vrifiez enfin que la case cocher "Directly to disk" est bien coche, puis cliquez sur le bouton [OK]. La fentre suivante s'ouvre :\nl'chelle des gains n'tant pas gradue, on a pris l'habitude de dsigner le gain par une valeur allant de 0% (gain faible, curseur compltement gauche) 100% (gain lev, curseur compltement droite) 27\nCliquez sur le bouton[OK] pour lancer l'acquisition. Les acquisitions s'arrteront automatiquement au bout de 30s, et l'ensemble des images acquises seront stockes dans le fichier vido, au format AVI, dont le nom et l'emplacement ont t prcdemment dfinis. Visualisation et slection des images Pour visualiser les images qui ont t acquises, ily a un petit logiciel fort utile et ... gratuit : Avi2Bmp (4). Au lancement d'Avi2Bmp, la fentre suivante s'ouvre :\nchier, il suffit de cliquer sur son "nom" dans la liste de gauche. Ensuite, il suffit d'utiliser les flches du clavier pour faire dfiler les images et reprer les meilleures d'entre elles. Lorsqu'une image vous convient, slectionnezla en cliquant sur la case cocher associe. Sur l'exemple ci-aprs, les images 52, 55 et 59 sont slectionnes :\nPour enregistrer sous forme de fichiers spars (au format BMP) les images que vous avez pralablement slectionnes, slectionnez le menu [Fichier > Enregistrement par lot]. La fentre suivante s'ouvre :\nSlectionnez le menu [Fichier > Ouvrir]. Une bote de dialogue vous invite alors slectionner le fichier AVI. Lorsque le fichier AVI a t slectionn, la fentre d'Avi2Bmp prend l'aspect suivant : Cochez la case cocher "Images marques" (pour que seules les images slectionnes soient enregistres). Dans le champ "prefix", entrez le nom gnrique des images (par exemple "Lune") et enfin, dans le champ "Rpertoire", indiquez le rpertoire dans lequel les fichiers des images devront tre enregistrs. Validez le tout en cliquant sur le bouton [OK]. Toutes les images pralablement slectionnes seront alors enregistres sous la forme de fichiers au format BMP, et avec les noms : Lune1, Lune2, etc. A suivre ... Au programme des prochains articles de la srie : Jean-Philippe CAZARD 2me partie : - compositage d'images lunaires - morphing sur les images lunaires 3me partie : - acquisition d'images plantaires - compositage et traitement des images plantaires 4me partie : - technique du LRGB en imagerie plantaire\nSur la partie de gauche de la fentre, on peut voir la liste des images, tandis qu'au centre, la premire image du fichier AVI est visible. Pour voir une autre image du fi(4) : Avi2Bmp est livr sur le cdrom N1 d'Astrosurf-Magazine. Il est galement tlchargeable sur le site avi2bmp.free.fr\nEric Maire Voici mon premier dessin de Mars. Il ne restera peut-tre pas dans les annales des plus beaux dessins plantaires mais j'espre qu'il vous incitera, vous aussi, laisser une trace de vos observations visuelles sur le papier.\nA nos latitudes la hauteur de la plante sur lhorizon pour cette opposition exceptionnelle redonne manifestement un peu de baume ce mode dobservation. Le soir du vendredi 17 juillet 2003 la transparence tait excellente ! Je dcidais donc dentreprendre mon premier dessin et de laisser la CCD dans son carton. La turbulence envisage ntait pas forcment de bon augure cause dun courant jet daltitude prvu au dessus des Pyrnes. En effet, la prsence de vents forts en haute altitude dgrade le seeing (1). Vers 22 heures, jai mis en station la monture EM1-S sans lclairage du viseur polaire car la lumire crpusculaire tait suffisante pour voir le rticule gradu. Rveil 3 heures et demie du matin pour installer la lunette FS-102 dune focale de 820mm munie dun oculaire SMC Pentax 5,2mm. Une confortable position assise (une solide chaise de jardin) est utile pour raliser mes deux bauches qui serviront confectionner le dessin dfinitif. Une petite lampe torche peu intense, un petit cahier dessin, un crayon, voil tout ce dont jai besoin. La turbulence tait en ralit acceptable pendant une demi-heure, elle sest dgrade ensuite et ma empch de percevoir Soleil\nOn ma demand de faire un pome. Comme thme : Le Soleil. Rflchissons, Soleil rime avec rveil. Rveil du jour que le coq annonce grand cris Quand tu claires la campagne endormie, Rveil de lhumanit laube des premiers temps Quand tu fis le vivant, du nant. Et aprs Quoi ajouter ? Ah oui ! les Egyptiens tappelrent Ra Cest sous ce nom quon tadora. A Stonehenge en Angleterre Tu hantas ces normes pierres Quand entre elles tu apparaissais ! Pendant le solstice dt. Tu fus aussi lidole des Incas Mais trop de sang pour toi on versa. Alors Quoi encore ? En France pour briller comme toi Par rve de gloire se surnomma un roi, Et pour sa victoire Austerlitz, Napolon Plein demphase voqua ton nom. Tu vois Soleil Que de merveilles ! Et toi dans le ciel tu rgnes en Seigneur Rgissant la marche du temps, Du jour et de la nuit, de la premire lueur Jusquau crpuscule souvent On te voit blouissant La campagne, les ocans. Mais de tes facties sur la Terre Des savants ont perc les mystres. Ils connaissent tes protubrances, Grandes langues de feu que tu lances en dessins des plus varis autour de toi, En jet, en courbe ou bien tout droit. Ils savent que sur ta surface naissent Des taches noires qui apparaissent Au gr de ton humeur et que tu dplaces Et dont ils suivent toutes les traces. Il parat que le monde sarrtera Le jour o tu grossiras Pour faire de toi une gante rouge Et puis tu rapetisseras Une naine blanche tu deviendras Et il ny aura plus rien qui bouge. Monsieur le Soleil, alors, Ne respire pas trop fort, Et vous messieurs les astronomes Surveillez bien toutes ses formes Pour que toujours continue tourner la Terre, A tourner rond...........ou presque ! Janine Rudelle\ncertains dtails. Jai commenc par tracer le contour de la plante, placer la calotte polaire puis pour finir les grandes formations sombres apparaissant sur le disque plantaire. Deux bauches sont ncessaires : lune pour bien placer les contours des formations visibles, lautre pour qualifier leur nuance de couleur. Par exemple : or = orange intense, bl = blanc, +b = plus blanc, + f = +fonc, +c = +clair, etc. Prendre ensuite des crayons de cou-\nleur (orange, blanc et noir) pour mettre le dessin au propre. On y distingue nettement Sinus Sabaeus et Syrtis Major. Naturellement, le jeu consiste raliser pralablement le dessin "en aveugle" et ensuite comparer le rsultat final avec la cartographie martienne propose par Marc Rieugni en page 60 du prsent numro. Eric Maire eric.maire@orange.fr\n(1) On pourra consulter ce sujet le site suivant : www.wunderground.com/global/Region/eu/JetStream.html et le rsum de Philippe Morel visible sur le site www.astrosurf.com/saf/\n1 - Omga du Centaure Mosaque de 6 images rsultant chacune dun compositage de 18 images brutes. Tlescope Meade 2120 de 10" WebCam Vesta Pro modifie longue poses (capteur N&B 1/3") au foyer Lieu : Mahina (Tahiti) Alt. 620m Photo Jean-Paul Longchamp. 2 - IC 1396 (page de droite) Lunette FSQ106 et diviseur optique maison. Deux poses de 1 heure sur film Fuji Superia 400 hypersensibilis, ancienne mulsion. Filtre Tokai LPS Guidage avec la camra Guiddy maison. Compositage des deux images sous Photoshop. Slection du canal rouge uniquement pour raliser un clich noir et blanc (le rapport signal/bruit du clich couleur est insuffisant pour une image couleur). Carte de champ ci-contre. Photo Emmanuel Mallart.\n1 - NGC 4565 Tlescope de 600mm F/D 3,3 Camra CCD ST7E Photo Michel Peyro 2 - M20 (Nbuleuse Trifide) WebCam Vesta Pro modifie longues poses (capteur N&B 1/3") au foyer dun tlescope Meade 2120 de 10" F/D 6,3. Traitement : compositage sous Registax de 130 images de 10 sec. Colorisation par la technique du LRGB par masque flou. Cette technique est dcrite sur le site de lauteur : www.astrosurf.com/polo Le masque color vient dune image Vesta Pro couleur. Lieu : Mahina (Tahiti) Alt. 620m Photo Jean-Paul Longchamp. Photo : J.P. LONGCHAMP 3 - M57 Image de luminance ralise lobservatoire Sirne, avec une camra CCD starlight MX5 et un tlescope T200/800 sur monture ZX4 (19 poses de 57s). Image couleur ralise avec une webcam VestaPro SC et un tlescope C8 F/D 6,3. 19 poses de 30s. Photo Sylvain Hermant.\n4. Mars 22/07 (page de droite) Tlescope Perl 115/900 motoris et projection oculaire avec un Ortho de 6mm. Compositage de 650 images sur 1850 acquises avec une VestaPro sans filtre. Traitement avec IRIS. Photo Pascal Chauvet. 5. Mars 18/07 (page de droite) Tlescope Perl 115/900 motoris et projection oculaire avec un Ortho de 9mm. Slection de 400 images sur 1400 acquises avec une webcam VestaPro sans filtre. Traitement avec IRIS. Photo Pascal Chauvet.\n6. Mars 20/07 Lunette Mizar 68/600 sur monture GP avec Barlow 2x et 3x en srie. Compositage de 1000 images sur 1800 acquises avec une webcam ToucamPro. Traitements avec Registax. Photo Thierry Clavel 7. Mars 25/07 Tlescope Maksutov 150/800 sur monture GP avec Barlow 3x. Compositage de 900 images sur 1800 acquises avec une webcam ToucamPro et QCFocus. Traitements avec Registax. Photo Thierry Clavel 8. Mars 19/07 Tlescope Maksutov 150/800 sur monture GP avec Barlow 3x. Compositage de 900 images sur 1800 acquises avec une webcam ToucamPro et QCFocus. Traitements avec Registax. Photo Thierry Clavel 9. Mars 13/07 03:13 TU LX200 de 200mm F/D 37 (Barlow 3x et tirage). Compositage de 900 poses de 1/33s acquises avec une VestaPro. Traitements avec PRiSM 5.0. Photo Jean-Philippe Cazard 10. Mars 17/07/03 02:40TU Tlescope C8 et Barlow 3x + tirage. Image LRGB. Luminance : compositage de 2500 poses de 1/25s avec filtre OIII. Image RGB : compositage de 1800 poses de 1/25s sans filtre. Photo Sbastien Brouillard\n11. Mars 17/07/03 01:38TU Tlescope C8 et Barlow 3x. Compositage de 1500 poses de 1/33s avec une webcam ToucamPro sans filtre. Photo Sbastien Brouillard 12. Mars 19/07/03 00:22TU Tlescope C8 et Barlow 2x. Compositage de 800 poses de 1/50s avec une webcam ToucamPro sans filtre. Photo Sbastien Brouillard\n1 - Lune - 6 juin 2003 21h00 TU (page de gauche) Image One shot (une seule prise de vue) ralise avec un appareil photo numrique Nikon Coolpix 885 tenu main leve (!) au foyer dune lunette Breisser de 120mm de diamtre (focale de 1000mm). Pose de 1/30s en mode manuel f/3,5 (sensibilit auto), en mode pleine rsolution (3,2 millions de pixels). Retouche du contraste sous Photoshop. Photo Sylvain Rivaud. 2 - Lune (Posidonius) - 9 mars 2003 Lunette fluorite Takahashi FS 152 mm, F/D 25 (avec une Barlow x2). Acquisitions avec une webcam VestaPro, 34 poses de 1/25s extraites dun fichier AVI de 45s 5i/s, avec le gain 30% et la luminosit 40%. Traitement par ondelettes avec Registax (coeficients 25 9 1 1 1 1). Turbulence faible moyenne. Photo Patrick Lecureuil. 3 - Lune rgion de la Valle des Alpes Camescope Sony TRV900 avec trois capteurs CCD (un pour chaque canal) plac au foyer dun tlescope C14 ( laide dun adaptateur William Optics). Slection des 10 meilleures images dun film AVI. Traitements avec PRiSM 5.0. Photo Daniel Lamirel.\n4 - Tache solaire - 29 mai 2003 Lunette fluorite Takahashi FS152 mm, F/D 25 (avec une Barlow x2) et un filtre Astrosolar. Acquisitions avec une webcam VestaPro, 67 poses de 1/125s extraites dun fichier AVI de 45s 10i/s, avec le gain 40% et la luminosit 40%. Traitement par ondelettes avec Registax (coeficients 1 25 17 1 1 1). Photo Patrick Lecureuil. Turbulence moyenne. Photo Patrick Lecureuil. 5 - Mars - 14 juillet 2003 02:15 TU Tlescope LX90 et barlow 2x. Acquisitions avec une webcam VestaPro quipe dun filtre ne laissant passer que les infrarouges (film diapo noir). 350 poses de 1/6s extraites dun fichier AVI de 72s 10i/s, avec le gain 90%, la luminosit 3% et le gamma 40%. Double traitement par ondelettes avec Registax (coeficients 1,1,1,3,2,0 puis 1,1,1,2,2,0). Photo Yann Duchemin. 35\n1 - Aristote et Eudoxe - 9 mars 2003 2 - Golfe des Iris - 13 mars 2003 3 - Procylides, Nasmyth et Wargentin - 15 mars 2003 Dessins de Pascale Maciejewski 36\nJean Schwaenen Les occultations dune toile par la Lune se produisent par sries et, lintrieur dune srie, on assiste une occultation chaque conjonction de la Lune avec ltoile, cest--dire tous les 27,3 jours environ.\nLe tableau ci-contre recense les conjonctions serres avec Aldbaran pour l'anne 1998. Les deux prochaines sries doccultation dAldbaran auront lieu de lanne 2014,57 lanne 2018,95 et de lanne 2033,17 lanne 2037,56. Description du phnomne Le plan de lorbite lunaire fait avec lcliptique un angle de 50843" en moyenne (figure 1). La ligne des nuds, forme par lintersection de ces deux plans, traverse lorbite cleste en deux points qui sont le nud ascendant () et le nud descendant ( ). Cette ligne des nuds nest pas fixe par rapport aux toiles puisquelle tourne lentement sur elle-mme dans le sens rtrograde en 18,6 ans, ce qui reprsente un dplacement de 1921 par an. Longitude du nud ascendant 0hTU : 1er janvier 1996 , 20213 1er janvier 1997 , 18252 1er janvier 1998 , 16331 1er janvier 1999 , 14410 1er janvier 2000 , 12449 Les nuds glissant ainsi chaque anne de 1921 vers louest (en sens rtrograde) alors que linclinaison, elle, reste constante, font que la trajectoire dcrite par la Lune sur la sphre cleste se dplace lgrement dune rvolution la suivante. La figure 2 reprsente lcliptique (E, E)\nlorbite Lune clest et Figure 1 : lorbite de la Lune en projection sur la sphre cleste. Les nuds ( et lorbite dfinition, ) de lorbite sont, par dfinition, les points o elle coupe le plan de lcliptique.\net son voisinage, est le point vernal et les lignes sinusodales figurent les trajets de la Lune un an dintervalle. Les points et sont respectivement le nud ascendant et le nud descendant. La longitude du nud ascendant est larc (,). Supposons quau premier janvier 1999 la position dune toile concide exactement avec le nud ascendant , cest--dire que sa longitude cliptique () est de 14410 et sa latitude () de 0. Quand la Lune passera par le nud ascendant, un observateur terrestre verra donc loccultation de cette toile.\nUn an plus tard le nud aura rtrograd de 1921 et sera arriv en ; la Lune suivra alors la ligne en tirets et ne pourra plus passer devant cette toile. Cependant, il nest pas indispensable que le centre de la Lune passe exactement sur ltoile pour quil y ait occultation, puisque la Terre et la Lune ne sont pas des points, mais des corps dune certaine tendue. Des occultations de ltoile ont dj eu lieu plusieurs mois avant le premier janvier et elles ne cesseront que plusieurs mois aprs cette date. Noublions pas quune occultation nest visible que pour une toute petite\nTableau des occultations serres d'Aldbaran par la Lune en 1998 d'Aldbaran Lune\ntraject ajectoire Figure 2 : trajectoire apparente apparent e de la Lune sur lcliptique janvier et en janvier 1999 et janvier en janvier 2000.\npartie de la Terre (figure 3). Ainsi, lorsque la Lune approche de son passage au nud ascendant, une srie doccultations de ltoile situe sur lcliptique dbute avec des phnomnes visibles dans les rgions australes. Plus tard, vers lpoque du passage de la Lune par le nud, les occultations se prsentent dans les rgions quatoriales et, lorsque la Lune sloigne du nud, elles ne sont plus observables que depuis les rgions borales. La srie est alors termine et, pendant les neuf annes suivantes, la Lune passera au nord de ltoile, sans locculter. Ensuite, cest le nud descendant qui passera prs de ltoile et une nouvelle srie doccultations commencera, mais cette fois, cest dans lhmisphre boral quauront lieu les premiers phnomnes, et dans lhmisphre austral les derniers. Chaque srie doccultations dune toile situe sur lcliptique dure dixsept mois et compte une vingtaine doccultations au total. Les sries successives sont cependant alternes : dans lune, les zones doccultation se dplacent vers le sud, dans la suivante, vers le nord (occultations au nud ascendant, puis descendant). La mme rgle est aussi valable pour les toiles qui ne se trouveraient pas exactement sur lcliptique, mais qui en seraient assez proches. Priodicit de 18,6 ans Pour les toiles se trouvant moins de 35606" de lcliptique (par exemple Rgulus), il y a effectivement deux sries distinctes et alternes doccultations en 18,6 ans. Toutefois, la dure de chaque srie est dautant plus longue que ltoile est loin de lcliptique, cest--dire que la valeur absolue de sa latitude (| |) est grande : - 1,4 an pour une toile de latitude gale 0,\n- 1,5 an pour une toile de latitude 2 (nord ou sud), - 1,8 an pour une toile de latitude 3 (nord ou sud), - 5,9 ans pour une toile de latitude 340 (nord ou sud). Lorsque || atteint 356, les deux sries se succdent immdiatement et nen forment plus quune. Cest le cas pour Antars, Aldbaran, les Pliades... Mais cette fois, plus la latitude cliptique de ltoile est grande (en valeur absolue), plus la premire srie doccultations est retarde et plus la deuxime srie est avance, et plus les sries sont courtes : - 5,9 ans pour une toile de latitude 4 (nord ou sud), - 4,9 ans pour une toile de latitude 440 (nord ou sud), - 3,8 ans pour une toile de latitude 520 (nord ou sud), - 2,2 ans pour une toile de latitude 6 (nord ou sud).\nEnfin, les toiles dont la latitude est suprieure 646 (nord ou sud) ne peuvent pas tre occultes par la Lune. En effet, dune part pour un observateur gocentrique le centre du disque de la Lune atteint une latitude maximale de 518(inclinaison maximale de lorbite, celle-ci variant de 50 518). Dautre part, la position de la Lune pour un observateur la surface du globe terrestre peut diffrer de 112 par rapport sa position gocentrique (effet de parallaxe). Finalement, ayant un demi-diamtre apparent de 016 environ, la Lune peut occulter des toiles jusqu cette distance de son centre. En conclusion, les toiles susceptibles dtre occultes par la Lune ne peuvent pas avoir une latitude suprieure : 518 + 112 + 016 = 646. Jean Schwaenen\nLune occulte toile, projett tte Figure 3 : quand la Lune occulte une toile, elle projette un cylindre dombre en mouvement surface terres errestre. ltoile mouvement sur la surface terrestre. lintrieur de la rgion gris sombre, ltoile est invisible. observateur verr erra et est invisible. Un observateur plac en D verra une disparition et celui plac en R une rapparition.\nLe monde des astrodes : petit survol historique.\nGrard Faure Avec Crs, Piazzi dcouvrait, au tout dbut de 1801, le premier astrode, petite plante gravitant autour de notre Soleil. Aprs deux sicles dobservations, rsumes ici, le cap des 50 000 astrodes tait franchi. Cest dire la richesse de ce nouveau monde largement accessible aux amateurs.\nLa plupart des astrodes ont une orbite situe entre Mars et Jupiter et gravitent une distance moyenne de 2 5 units astronomiques du Soleil. Un certain nombre dentre eux ont toutefois des orbites particulires qui les distinguent du troupeau. Peuvent tre ainsi cits: - les objets qui, limage dIcarus, sapprochent plus prs du Soleil que Mercure, - les objets 3A, pour Aten-Apollo-Amor, astrodes qui passent prs de lorbite de la Terre et qui, est-il besoin de le prciser, reprsentent un risque de collision avec la plante bleue,\n- les objets qui circulent au-del de Saturne, Centaures et autres TNO (Trans Neptunian Objetc). Leur grand nombre accrdite lide dune deuxime ceinture dastrodes. Pluton, la neuvime plante, ferait partie pour certains astronomes de la famille de ces lointaines petites plantes Dans les prochains numros dAstrosurf Magazine nous aborderons et dtaillerons dautres caractristiques des astrodes. Une srie darticles pour inciter les amateurs partir la dcouverte de ce nouveau monde . Grard Faure\nImagerie solaire en lumire blanche l'observatoire de Meudon\nPar Rgis Le Cocguen L'observatoire de Meudon a t cr par Jules Janssen en 1876 et depuis cette poque, on y observe le Soleil. On peut dire que Janssen est le pre de l'astrophysique solaire car c'est lui qui a ralis les premires photographies de sa surface avec une rsolution suffisante pour montrer la granulation. Pour raliser ces superbes images, Janssen utilisait un objectif de 135mm et projetait l'image du Soleil sur une grande plaque de verre enduite de collodion. Ces clichs sont rests les meilleurs pendant une cinquantaine d'annes.\nAu tout dbut du vingtime sicle, Henri Deslandre dveloppa le spectrohliographe destin observer la chromosphre dans les longueurs d'onde de l'Hydrogne et du Calcium ionis. Depuis 1920, les observations systmatiques fournissent des images quotidiennes la communaut solaire internationale. Nous aurons prochainement l'occasion de dcrire cet appareil qui fait encore aujourd'hui la renomme de l'observatoire travers le monde. En 1969, la Tour Solaire entrait en service. Haute de 35 mtres, cette tour abrite un tlescope de 60 cm qui fournit une image solaire de 41 cm. On a pu, grce cet instrument photographier avec une grande prcision la granulation photosphrique, ainsi que de fins dtails dans les taches. Depuis les annes 80, la photosphre n'est plus photographie depuis le site de Meudon. Les astronomes prfrant obtenir des images haute dfinition avec les instruments de la Lunette Tourelle du Pic du Midi et surtout l'excellent tlescope THEMIS situ dans un site privilgi sur l'le de Tnriffe aux Canaries. Depuis quelques mois, sous l'impulsion de Jean-Marie Malherbe, responsable des observations systmatiques, les images de la photosphre sont de nouveau d'actualit sur le site Meudonnais. Chaque jour, les observateurs solaires alimentent la base de donne BASS2000 consultable sur le Web l'adresse suivante http://bass2000.obspm.fr/present_fr.html . Cette base prsente le Soleil en Halpha, K3, K1 et Kp et ne montre donc que la chromosphre. L'image dite K1, est beaucoup plus proche de la photosphre puisqu'elle montre les principales taches mais elle ne permet pas rellement de faire une tude prcise de l'volution morphologique des taches solaires car la dfinition est insuffisante pour dterminer les contours de l'ombre et de la pnombre. De plus, les plus fines taches sont invisibles, ce qui ne facilite pas le calcul du nombre de Wolf. Nous avons donc dcid d'insrer, partir du deuxime semestre 2003, des images de la photosphre dans la base de donnes. Nous avons commenc l'acquisition des images avec une instrumentation qui mrite un petit commentaire. Les instruments sont fixs sur la trs ancienne monture dite d'Eichens. A la cration de l'observatoire, Janssen commanda Eichens une robuste monture quatoriale pour y fixer sa lunette solaire de 135mm ( l'origine, cette lunette reposait sur un support azimutal en bois). La monture fut construite en 1878 puis installe dans l'une des deux coupoles de 7,50m. Aprs avoir support la lunette solaire, on y fixa divers instruments solaires ou stellaires. La monture servit galement pour de nombreuses missions d'observation d'clipses ainsi que pour des recherches de sites. Bernard Lyot utilisa la monture d'Eichens pour mettre au point son premier polarimtre, elle tait l' poque considre comme "la monture tout faire". Elle resta ensuite abandonne pendant de nombreuses annes dans un btiment de l'observatoire puis on l'installa sous un abri mobile au dbut des annes 90. Elle fut alors quipe d'une lunette de 140mm et servit montrer les taches solaires aux visiteurs. L'installation, bien que trs performante, prsentait assez peu d'intrt aux yeux des astronomes et des techniciens de l'observatoire. Nous avons dcid d'utiliser cette monture pour l'imagerie en lumire blanche. Nous l'avons quipe d'une lunette du commerce de 120mm, qui malgr la courte focale de 1m, donne des images de bonne qualit. L'objectif de 140mm (F/D=10 optimis dans le rouge) a t remplac par un objectif Clav de 100mm F/15 visuel. Et pour complter le tout, nous y avons ajout une petite lunette de 10cm F/10 quipe d'un hlioscope. Pendant l't 2002, nous avons test les diffrents filtres solaires du march et nous avons eu quelques surprises. Les filtres en verre amricains se sont rvls d'une qualit optique dplorable, incompatible avec l'imagerie astronomique. Il semble qu'en ralit, ces filtres ne soient que de simples hublots alumins. La planit et le paralllisme de ces lames ne subissent aucun contrle et les images sont trs dgrades. Les feuilles Astrosolar sont plus intressantes mais elles dgradent tout de mme lgrement l'image, de plus elles\nsont trs fragiles et ne conviennent pas une utilisation professionnelle. Toutefois, nous conseillons ces feuilles aux amateurs et aux animateurs car elles permettent d'observer la photosphre sans aucun risque pour les yeux. Nous avons finalement opt pour un filtre en verre Zeiss que nous avons pu nous procurer en occasion auprs d'un amateur. Ce filtre est optiquement mieux fini et laisse passer une grande partie du spectre solaire. Nous prenons les images avec un appareil photo numrique reflex Nikon D100 dont le capteur de 6 millions de pixels assure une trs bonne rsolution. Nous esprons avec cet instrument modeste fournir la communaut solaire de nouvelles images pour complter la collection de documents disponibles de par le monde. Nous sommes bien conscients que le Ro moyen de Meudon qui avoisine les 60mm ne permet pas d'obtenir des images trs haute rsolution de la granulation, mais les clichs montrent les contours des taches avec une dfinition assez grande. De plus, cet instrument est toujours disponible, Astrosurf Magazine - N4 Juillet/Aot 2003\nce qui est un norme avantage pour ce type de travail. L'astronomie solaire prsente deux aspects bien diffrents : les observations trs haute dfinition ncessitent des instruments optimiss dans des sites exceptionnels alors que les travaux de routine sont effectus avec des petits instruments immdiatement oprationnels. Les progrs de l'astrophysique passent aussi par l'acquisition rgulire de donnes lmentaires. On trouve dans les diffrentes banques de donnes des images en lumire blanche de l'astre du jour, de sorte que l'on peut suivre l'volution d'une rgion active, depuis son apparition jusqu' sa disparition. On pense, parfois tort, que tout est connu en physique solaire, il n'en est rien, il reste encore beaucoup de phnomnes dcouvrir ou prciser. Chaque document, mme le plus simple peut fournir une information utile. La seule observation vraiment inutile, c'est celle que l'on n'a pas faite. Rgis Le Cocguen\nF. Morat Dessin F. Morat\n6834 NGC 6834 - Crdit DSS\nCart champ servir Cartes de champ : on peut se servir des toiles et (Cygne) et 15 (Petittoiles et (Cygne) et 15 (Petitenard) 6834. Renard) pour reprer NGC 6834.\nImpressions visuelles L'toile variable (de magnitude visuelle 9,5), orange faible grossissement, au centre de l'amas, est la plus brillante. Une droite constitue de cette toile et d'autres toiles de magnitudes de l'ordre de 10 traverse l'amas quasiment d'est en ouest. L'objet apparat un peu plus dense autour de cette toile puis vite pars. En observant assidment, j'ai pu reprsenter environ 110 toiles, soit presque deux fois plus que ce que propose le Night Sky Observer's Guide dans la mme classe instrumentale (diamtres de 12 14"). Deux petits astrismes(1) remarquables semblent monter la garde quidistance du centre de l'amas cot nord et cot sud. (1) Astrisme : tel une "mini constellation", un astrisme est un regroupement visuel d'toiles.\nLa diffrence de contraste entre une image obtenue faible grossissement et une image obtenue grossissement moyen est saisissante : simple tache floue 14x (lunette/chercheur de 60mm), l'amas devient compltement dtach 291x (avec le tlescope de 356mm de diamtre). A 117x, toujours avec le tlescope de 356mm de\ndiamtre, sa forme en triangle quilatral apparat nettement, renforce par un vide relatif d'toiles lorsqu'on s'loigne des cts. D'ailleurs, la ligne d'toiles brillantes cite prcdemment constitue le cot nord du triangle. Fabrice Morat\nbassin dimpact de 1150 km de remarquable que le soleil est radiamtre. sant. La caractristique principale de Platon est de possder un fond Observation trs sombre qui contraste avec Le sol de Platon semble lisse et lalbdo lunaire environnant. quelques cratres sont visibles La lave qui sest panche faible grossissement. Dun lintrieur du cratre aprs diamtre infrieur 3 km, ils sont limpact a probablement une facilement accessibles un composition diffrente de celle tlescope d'amateur. Le test qui se trouve aux alentours optique le plus difficile consiste (cette caractristique peut reprer les fins craterlets qui, en facilement tre aperue sur une fait, parsment le fond du cratre. autre rgion lunaire, sparant la Certains sous-tendent 060 darc et Mer de la Tranquillit et la Mer de sont la limite des rsolutions la Srnit, prs du cratre Plinius). amateurs. Un bon clairage rasant Il est aussi possible que la est ncessaire. Cependant, avec le diffrence de contraste entre les progrs des acquisitions webcam zones continentales trs claires qui et les nouveaux traitements le bordent et le bassin du cratre, dimages par lot qui figent la le font apparatre plus sombre. turbulence atmosphrique, il ne Platon est souvent appel dans la serait pas tonnant de pouvoir un jour les apercevoir. littrature, le Lac noir . Le soleil se lve sur cette formation A bon entendeur ... ds le huitime jour lunaire. Pour De part sa position, proche du les observateurs attentifs, le sol limbe nord, toutes les formations paratra de plus en plus sombre au de cette zone sont trs sensibles au fur et mesure du lever du soleil, effet de la libration. Actuellement, le contraste entre le cratre et la les priodes dobservations en rgion environnante augmentant. libration favorable ont lieu des Lenceinte de Platon est particuli- dclinaisons ngatives donc rement clbre par les nombreuses malheureusement prjudiciables observations de PLT, les phnom- la haute rsolution (voir graphique nes lunaires transitoires qui ont pu ci-aprs). y tre observs. De brusques apPierre-Olivier Pujat paritions de poussires ou de colorations gazeuses tranges dans cette rgion ont fait spculer sur une activit tectonique encore effective. On remarquera aussi louest du rempart, une partie de celui-ci semblant stre affaisse. Cette formation 13/01/03 Phot Cazard tonnante est 13/01/03 19:22 TU - Photo Jean-Philippe Cazard et webcam Ves esta LX200 de 203mm de diamtre et webcam Vesta Pro dautant plus 80 poses de 1/25s - Traitement avec PRiSM 5.0 Traitement av 46 Astrosurf Magazine - N4 Juillet/Aot 2003\nLune 51 Position sur la Lune : 51.6N - 9.4W 109km Diamtre : 109km Hauteur rempar parts 2440m Hauteur maxi des remparts : 2440m\nOrigine du nom Platon naquit probablement en 427 avant J. C. et mourut aux alentours de 347 avant J. C. lge denviron 80 ans. Il naquit dans une famille aise et proche du pouvoir politique. Du fait de ses origines, il aurait d se lancer dans la politique et se destinait alors la carrire dcrivain, mais vingt-neuf ans, son matre et ami, Socrate fut condamn mort. La cit a tu lhomme le plus sage et le plus juste de son temps , crivit-il dans le Phdon. Il choisit ainsi de devenir philosophe pour poursuivre luvre de son grand ami. partir de ce moment, lessentiel de la vie de Platon fut consacr lenseignement et la direction de son cole. Description Le cratre Platon est une grande formation facilement reprable au nord du disque lunaire. Il sagit dune grande plaine mure de 109 kilomtres de diamtre dont le fond est lisse et parsem de quelques cratres. Il se situe sur limmense enceinte qui spare la mer du Froid (Mare Frigoris ) et la Mer des Pluies (Mare Imbrium). Les hautes falaises circulaires de cette dernire laissent entrevoir la taille gigantesque de cet ancien\nPhoto Orbiter Phot Orbiter Platon est cratre tes est Platon est un cratre trs intressant pour tester haute la qualit d'une image haute rsolution, grce craterlets. aterle la prsence de nombreux craterlets. Si les 4 ou 5 petits plus gros d'entre eux sont accessibles aux petits diamtres, seules les images de trs bonne feront apparatre qualit en feront apparatre plus d'une douzaine. craterlet aterle  : craterlet de 2,6km (1"4) craterlet aterle  : craterlet de 2,4km (1"3)  : craterlet de 2,2km (1"2) craterlet aterle craterlet aterle 2,1km (1"15)  : craterlet de 2,1km (1"15) craterlet aterle  : craterlet de 2,0km (1"1) craterlets aterle 1,4km  : craterlets de 1,4km (0"75) doublets craterlets aterle 1,  : 2 doublets de craterlets de 1,1km de 1,2km diamtre (0"6), spars de 1,2km (0"65), constituant ex tes ests constituant deux excellents tests pour les images haute haute rsolution.\ndobserv Meilleures priodes dobser vations : dobserv formations eff 10 terminateur. erminateur Les calculs dobservation des formations ont t ef fectus pour une position de celles-ci 10 maximum du terminateur. dates figurent cot Les dates correspondant aux points de mesure figurent cot de ceux-ci. axe relative formation rappor apport lobservateur eur. cett valeur est grande tte Laxe des abscisses (Z) correspond la position relative de la formation par rapport lobservateur. Plus cette valeur est grande observ Lax axe ordonnes ( Lune libration est favorable plus la libration est favorable pour son observation. Laxe des ordonnes () correspond la dclinaison de la Lune est proportionnelle Lune. La dimension des cercles correspondant aux points de mesure est propor tionnelle au diamtre apparent de la Lune. Plus le est grand, est favorables lobserv formation diamtre est grand, plus la lune est proche. Les positions les plus favorables pour lobservation dune formation lunaire sont celles qui figurent en haut droite du graphique et dont le diamtre est le plus grand. figurent droite graphique et est grand.\nJean Schwaenen En feuilletant une vieille revue franaise d'astronomie, j'ai retrouv un article de M. LUIZARD relatant la dcouverte d'un "pont sur la Lune" qui, l'poque, valut son pesant d'or. L'ide m'est venue de vous conter par le menu l'histoire de cette trange dcouverte qui, s'il n'y avait pas eu de contrle efficace par d'autres observateurs, aurait pu devenir ralit. Voici les faits tels qu'ils se sont drouls.\nAu dbut de l'hiver 1953, par l'entremise de la B.B.C., le docteur H. Percy Wilking, membre de la Socit Royale Astronomique et directeur de la Section Lunaire de l'Association Astronomique Britannique, lanait sur la voie des ondes cette trange nouvelle : la dcouverte d'un pont gant sur la Lune. Il y avait de quoi surprendre le monde de l'astronomie. Les caractristiques du pont taient les suivantes : longueur 33 km, largeur 3 km et hauteur 1,5 km. Le tout en une seule arche. Le motif tait suffisant pour faire pointer toutes les lunettes et tous les tlescopes de la Terre vers la Lune. Un journal franais, l'Aurore, publiait un article relatant cette dcouverte. L'observation d'un tel objet tait tentante, mais il fallait attendre une documentation plus prcise donnant le lieu exact et les heures o l'on pouvait observer ce fameux "pont". La mer des Crises tait bien cite, mais cette formation a une surface de plus de 180 000 km2 et de plus elle est situe prs du limbe lunaire o le mouvement de "libration" est assez sensible, d'o un dcalage des objets droite ou gauche, pouvant faire varier l'clairement de ceux-ci par les rayons solaires. Cette documentation arriva par un bulletin spcial de la documentation des observateurs en avril 1954, donnant toutes les prcisions ncessaires aux observations, ces dernires tant fournies par le Stroling Astronomer, bulletin de l'Association of Lunar and Planetary observers de Las Cruces, aux tats-Unis, ayant M. Haas comme directeur. Ceci dit, il convient de remonter aux sources et de suivre le droulement des observations du "pont". M. John O'Neill, chroniqueur scientifique du New-Yorck Herald Tribune, envoya le 30 juin 1953, l'diteur du Stroling Astronomer, une observation sensationnelle, un "pont naturel" (sic) dcouvert sur la Lune, en bordure de la mer des Crises. Cette observation demandant tre contrle, l'diteur ne publia pas tout de suite le rapport de M O'Neill, car le docteur Alter, directeur du Griffith Observatory Los Angeles, mit des doutes sur la ralit du "pont" et le dit M. O'Neill dans une lettre qu'il lui adressa le 29 septembre 1953. Il ne devait jamais recevoir de rponse et pour cause, M. O'Neill tant dcd le 30 aot 1953. Dans sa lettre, le docteur Alter faisait connatre M. O'Neill que les examens visuels et photographiques effectus au rfracteur de 12", avaient compltement chou l'gard du pont, mais que d'aprs les comptes rendus de l'Associated Press dans les journaux amricains de fin dcembre 1953, le pont aurait t vu en GrandeBretagne. Voici le rapport de M. O'Neill sur sa dcouverte : "Un pont gigantesque naturel a t trouv sur la Lune au milieu du bord oriental de Mare Crisium, dans la ligne des remparts entourant celle-ci, par 1450' de latitude nord et 48 de longitude ouest. Il peut tre vu quand la Lune est ge d'environ 18 jours, avec le terminateur environ 1 l'ouest du pont. La position du terminateur est un facteur essentiel, car le pont ne peut tre vu seulement lorsque les rayons solaires sont presque horizontaux. Une figure montre le fate de cette formation et l'aire de clart produite sur le versant de l'ombre par le Soleil brillant travers l'ouverture. Ce pont a t dcouvert le 29 juillet 1953, 6 heures 30 (T.U.), alors que la Lune se rapprochait de l'quateur, par -320' de dclinaison et 22 h 55 d'ascension droite. L'observation fut poursuivie pendant l h 50 min, jusqu' l'apparition de nuages.Le pont est dispos dans la direction nordsud, et d'aprs les ombres portes par ses supports, il a une tonnante porte de 12 miles (19,308 km) entre les piliers... La hauteur de l'arche n'a pas pu tre dtermine par cette observation, car son ombre porte se perdait au-del du terminateur. Si l'observation avait commenc quelques heures plus tt, l'ombre porte par l'arche aurait pu tre dcele. Ces observations ont t faites avec un rfracteur de 4" ouvert F/D 15. Il y avait un lger brouillard, mais la transparence tait leve et la vision tait excellente ; les configurations lunaires apparaissaient exceptionnellement stables. Le pont n'avait pas t dcel pendant une exploration conduite avec l'oculaire 55 ; sa structure attira l'attention lorsque fut utilis l'oculaire 90. Les dtails taient admirablement tranchs et les configurations ressortaient en intense contraste..." (Notons que cette observation a t faite aprs la pleine lune, c'est--dire au soir lunaire). Voici maintenant ce qu'en a pens M. Haas, le directeur du Stroling Astronomer : " ... On aurait pu penser que les rsultats ngatifs donns par le douze pouces du Griffith Observatory allaient clore le sujet, le tlescope le plus volumineux devant avoir le dernier mot. Mais nous voici maintenant en face des observations anglaises rapportes par la presse. A dfaut d'information directe, si nous pouvons faire fonds sur le contenu des journaux, il reste que M. H-P. Wilkins a confirm l'existence de ce pont le 26 aot 1953, et que Patrick Moore se pronona sur sa structure singulire en septembre. Dans sa causerie du 21 dcembre. le docteur Wilkins donnait les\nFigure 1 : localisation du pont prs de la Mer des Crises\net disparatre petit petit cette lueur venant soi-disant de l'arche. M. Antonini, le 5 septembre 1955, observe de nouveau le pont et signale qu'il a trs nettement vu une fine ligne lumineuse oblique reliant les deux promontoires, mais aucune lumire de l'autre ct. Il semblerait qu'il y ait l une fine crte. J'ai not encore que les rayons lumineux ne passaient pas par la "troue" entre les deux promontoires, mais par-dessus le pic Lavinium, ce qui est confirm par le dessin de M. Luizard. M. Luizard. Le 4 mars 1957, 18 h (T.U.), j'tais toujours la recherche du pont lunaire quand mon attention fut attire ce soir-l par une bande lumineuse nettement marque cet endroit ; je substituais le grossissement 50x contre le 150x et fis un dessin, puis je pris un clich au foyer de la 100 mm. Le rsultat confirma mon dessin pris le 6 avril 1954, de 20 h 30 20 h 45. C'est M. Rigolet qu'il appartient maintenant de tirer les conclusions de tout ceci : "...Ainsi, tout en relevant le caractre prliminaire de leurs observations, nos correspondants se sont-ils trouvs amens formuler des rserves sur la ralit de l'existence du "pont". M. Luizard fait tout particulirement ressortir le comportement de la trane de lumire, inconciliable avec ce que l'on pourrait attendre de la part d'un faisceau de rayons solaires passant au travers d'une arche. M. Hestin fait remarquer que O'Neill dit que la hauteur de l'arche n'a pas pu tre dtermine par son observation, car son ombre porte se perdait au-del du terminateur. II a donc, lui aussi, (et c'est ce que montre son croquis dans le Stroling Astronomer) observ une bande lumineuse insolite, mais je pense qu'on ne pourra srieusement parler d'un "pont" que lorsque l'ombre porte de celui-ci aura t nettement observe..." Voil, ici se termine cette trange histoire, et pour conclure je dirais que si les astronautes amricains avaient, en juillet 1969, dcouvert ce fameux pont, il leur aurait servi d'Arc de Triomphe, car la mesure de leur exploit, mais pour , je crois qu'ils auraient d le construire eux-mmes. Jean SCHWAENEN\nFigure 2 : dessins du pont tel quil fut observ M. LUIZARD tel observ\ncaractristiques du pont, il ajoutait que le pont offrait un aspect trs artificiel et qu'il avait pu tre cr par l'crasement d'une mtorite au travers d'une couche de lave fluide en refroidissement, laissant subsister cette arche. Wilkins employait un rflecteur de 15 pouces et Moore un rflecteur de 12 pouces... " Les observations en taient l au dbut d'avril 1954, mais la suite de l'appel lanc par la Documentation des observateurs, quatre amateurs allaient se mettre la recherche de ce fameux pont ; ce sont : MM. Albert Hestn de Crouy/Ourcq (France), C-A Swindin de Cambridge (Angleterre), E. Antonini, de Genve (Suisse) et M. Luizard, d'Orlans (France). Le rsultat des observations collectives tait adresser M. Rigolet, l'Institut d'Astrophysique Paris. En juillet 1954, dans un supplment de son bulletin, la Documentation des observateurs donnait le rsultat des observations effectues par les amateurs ayant bien voulu participer la recherche du pont lunaire. C'est la colongitude 313 (celle du matin lunaire) que les observations ont t les plus fructueuses. L'heure de l'observation la plus favorable tait donne pour 23 heures, le 6 avril. Les voici telles qu'elles ont t publies dans le bulletin de la Documentation des observateurs : M. Heslin. 18 h 30 et 19 h 20. Rflecteur de 310 mm, grossissement de x100 x230. J'ai not, l'est du pont, une ombre porte continue sans aucune tache lumineuse. Les images taient stables et fines. 21h (T.U.), soit deux heures avant l'heure optimale, les images sont toujours stables et fines, permettant au maximum l'utilisation de mon miroir de 310 mm avec un grossissement de\n100 et 230 fois, j'ai vu, partant de l'entre est, une bande lumineuse en direction W-E, ou peut-tre plutt W.S.W-E.N.E avec, allant de l'un l'autre des deux cratres, des lignes brillantes irrgulires ressemblant un faisceau de crtes, dont les artes seules taient illumines par le Soleil. Je ne puis indiquer avec rigueur jusqu'o vers l'est s'tendait la bande lumineuse. M. Swindin. De 22 h 23 h 30. Rflecteur de 12"1/2 F/D 6, grossissement de 312x. Les conditions de vue le 6 avril taient presque parfaites, mais je n'ai rien vu du pont et il n'y avait point d'ombre en forme d'arche. M. Luizars. Rfracteur de 108 mm avec un grossissement de 240x. Il tait prconis d'observer le 6 avril, 23 h (T.U.) J'ai commenc avant l'heure indique, les images tant bonnes, et bien m'en a pris, ainsi qu'en font foi les croquis (voir figure 2) ; ceux-ci, qu'il ne faut pas prendre pour tude approfondie de la rgion, portent uniquement sur la lueur produite par les rayons du Soleil passant sous l'arche du pont ou soi-disant tel. C'est sur le croquis pris entre 19 h et 19 h 45 que cette manifestation est la plus marque. Elle donne l'illusion d'un rayon de Soleil passant par un trou et s'talant sur le sol de la Lune plong dans l'ombre. En ralit, si l'on compare les dessins, on s'aperoit vite qu'au fur et mesure que les rayons solaires se dressent vers la verticale, cette bande lumineuse se fragmente et se rsout en trois points lumineux, reprsentant, mon avis, de lgres dnivellations du sol analogues celles qui se trouvent droite de cette formation. Or, les rayons solaires, en quittant l'clairage rasant, auraient du se faire raccourcir 49\nVincent Cotrez Dans le prcdent numro, un article tait consacr la ralisation de mosaiques en imagerie numrique. La ralisation d'une mosaique en Ciel Profond est tout fait comparable, mme si quelques dtails doivent tre particulirement soigns pour aboutir un rsultat correct.\nL'image prsente sur la page en vis vis couvre un champ d'environ 4,5 x 3 degrs, de Gamma Cygni X-Nebulae (voir AstrosurfMagazine N2). Elle est le rsultat d'une mosaque de 9 images acquises Sainte Hlne en Gironde (33) sur la priode de juin juillet 2003. Les prtraitements Chaque image a t prtraite sparemment. J'ai appliqu les mmes darks (optimiss) et flats capturs lors de la premire soire toutes les images. Le prtraitement des images par les flats a t indispensable afin d'obtenir un champ totalement homogne. Il est en effet impossible d'assembler correctement les bords opposs de deux images si elles n'ont pas une bonne homognit. L'assemblage L'opration la plus critique a t l'assemblage des 9 "morceaux". En effet, les conditions de ciel en gnral bonnes n'ont pas t identiques chaque prise. Les contrastes taient donc diffrents. Pour un assemblage correct, il a fallu adapter chaque image par rapport l'autre par la multiplication (ou la division) de celle-ci par un coefficient dont la valeur a d tre ajuste deux dcimales prs. L'assemblage a t ralis directement sur les images fit 16 bits, afin de pouvoir appliquer au final un traitement labor sur toute la dynamique de l'image.\nLes acquisitions Chaque champ a t captur avec une camra CCD Starlight XPress MX516 derrire un objectif Zeiss Jena 180 mm ouvert 2.8, l'ensemble tant pos sur une monture SP Vixen pilote par un autoguidage Star2000. Le faible contraste de ce vaste ensemble a De nombreuses nbuleuses sont visibles sur la mosaque. t relev par l'emploi Les nbuleuses LBN et amas ouverts OCL ont t reprs et ouver erts gratuit "Cart d'un filtre HAlpha l'aide du logiciel gr atuit "Car t e du Ciel" (2) de Patrick Chevalley intgrant Lynds et Chevalley intgrant les catalogues Lynds Bright Nebulae et Astronomik 13nm. Les posttraitements Chaque champ rsulte d'un compositage de 6 poses de 20 minutes de champ (mme minime) qui rend L'ajustement de l'histogramme et le soit 2 heures de pose. Ce qui donne difficile (voire impossible) passage de filtres DDP, passe haut et un total cumul de 18 heures de poses l'assemblage des images. Avec des passe bas ont t raliss avec le pour l'ensemble ! champs non reprs on risque fort de logiciel gratuit Happix (1) Plusieurs difficults ont t ne pas couvrir une zone de ciel rencontres durant les phases triangulaire. C'est ainsi que par la suite Vincent Cotrez d'acquisition et de traitement. j'ai bloqu la camra en rotation sans Le premier champ ralis le 6 juin est jamais la dmonter jusqu' la dernire centr autour de l'toile Gamma Cygni acquisition. (20h22mn+40) en bas gauche. Par la suite, en pointant cette toile, il a (1) "Happix" est un logiciel gratuit de traitement d'image, qui peut tre fallu se dcaler vers le champ suivant. tlcharg l'adresse suivante : Si les champs "proches" ont t faciles www.astrosurf.com/happix pointer, il a fallu plus de patience (2) pour pointer les plus "loigns". "Carte du Ciel" est librement tlchargeable sur l'adresse : D'autre part, pour les premiers www.astrosurf.com/astropc champs, la camra tait dmonte et Note : d'autres images prsentant des dtails du champ sont visibles sur le remonte chaque fois. Ce fut une site de l'auteur : erreur car cela engendre une rotation www.astrosurf.com/cotrez/MX516/galerie/x_area_2003.htm 50 Astrosurf Magazine - N4 Juillet/Aot 2003\nCygni cett tte De Gamma Cygni X Nbulae, cette mosaque de 9 images couvre une zone de plus de 13 degrs carr. L'image est volontairement prsente en "ngatif", ce qui permet de mieux percevoir les faibles nbulosits. Photo V. Cotrez est volontairement permet percev Phot V. Cotrez\n(06) Observatoire de Nice Parsec Astrorama vous propose 2 confrences : Le 5 septembre : "Les mares sur Terre et ailleurs" avec Jean-Pierre Rivet, dans le cadre des Spectacles aux toiles. A partir de 21h. Le 19 septembre partir de 21h : "Les satellites artificiels" avec Philippe Jung, dans le cadre des Spectacles aux toiles. 18 Av. du Marchal Foch Col dEze 06000 Nice Tl. 04.93.85.85.58 - Fax. 04.93.85.62.85 Email : parsec@astrorama.net Web : www.astrorama.net (23) Observatoire des Monts de Guret Du 4 au 7 septembre, "Les Loups au clair de Lune". Initiation et perfectionnement lastronomie, observations et photographies de la Lune, observation et dcouverte des loups dans un cadre authentique en compagnie dun spcialiste. Du 15 au 20/09/03. Sinitier ou se perfectionner en astronomie, apports thoriques, observation avec des instruments performants (115 280 mm), 1 tlescope de 450 mm et 1 coronographe de 107 mm installs au coeur du Parc animalier sous un ciel privilgi. Parc Animalier des Monts de Guret BP6 - 23000 Sainte Feyre Tl. 05.55.81.23.23 Email : parcanimalier.montsdegueret@wanadoo.fr (33) Club Astronomie Vega de la Lyre Le 6 septembre : observation de la plante Mars Le 20 septembre : "Prparer une observation astronomique", avec Olivier Ruau. Club Astronomie Vga de la Lyre 15 Avenue Juncarret - 33870 Vayres Tl. 05.57.74.81.00 ou 05.57.84.99.47 Email : vega-lyre@astrosurf.com Web : www.astrosurf.com/vega-lyre (81) Observatoire de Saint Cabrais Le 5 septembre 20h30 Tauriac : Randonne au clair de Lune et dcouverte du ciel Le 13 septembre 21h, dans la cours de la Mairie de Rabastens : "Voyage sur un rayon de lumire" Association dAstronomie Albiro 81800 Rabastens Tl. 05.63.60.73.17 ou 05.63.60.44.06 Fax. 05.63.40.56.12 (13) Observatoire de Vauvenargues Le 6 septembre : observation de l'occultation par la Lune de letoile 60 sagittaire Astronomes Amateurs Aixoix 1185, chemin du Puits dAuzon 13126 Vauvenargues Tl. 04.42.66.00.96 Email : aaaov@wanadoo.fr Web : www.astrosurf.com/aaaov (06) Collge Valri de Nice Le 19 septembre 20h : confrence sur Les instruments dobservation en astronomie par Florent Dubreuil, tudiant scientifique. Entre libre. Collge Valri de Nice Tl. : 04 92 09 09 24 (32) Fleurance Du 19 au 21 septembre : "Week-end dans les toiles", 2 jours pour reprer constellations et plantes loeil nu, utiliser des cartes du ciel, observer aux jumelles et au tlescope, pointer les objets facilement accessibles, observer le Soleil. Du 26 au 28 septembre : "Pratique instruments", 3 jours pour mettre un instrument en station, lentretenir, le rgler, pointer des objets peu lumineux laide de coordonnes, dcouvrir les techniques simples de prise de vue. A Ciel Ouvert - La Ferme des Etoiles 60 bis rue Gambetta 32500 Fleurance Tl. 05.62.06.09.76 - Fax. 05.62.06.24.99 Email : Etoiles.Fleurance@mipnet.fr tel phnomne ne se reproduira quen 2287 ! Au programme galement : dcouverte des constellations (Pgase, Cygne, Cassiope, ...), de la Lune, de nbuleuses (Dumbell, ) et de galaxies lointaines (Andromde, ....). Le parc du Grand Blottereau sera ce soirl une gigantesque fentre ouverte sur lUnivers ! Les possesseurs de jumelles, lunettes et tlescopes sont invits apporter leur(s) instrument(s). Lobservation sera annule en cas de conditions mtorologiques dfavorables. Socit dAstronomie de Nantes 35, boulevard Louis Millet - 44300 Nantes Tl. : 02 40 68 91 20 - Fax : 02 40 93 81 23 Email : san@san-fr.com Web : www.san-fr.com Astrosurf Magazine - N4 Juillet/Aot 2003\n10e Ciels de Nantes - 6 septembre 2003 (Manifestation gratuite et ouverte tous) Le samedi 6 septembre 2003 partir de 21h00, au Parc du Grand Blottereau (entre principale, bd Auguste Pneau) aura lieu la dixime dition des "Ciels de Nantes". Au cours de cette veille aux toiles, le public nantais sera nouveau convi dcouvrir le ciel de notre ville aux instruments (lunettes et tlescopes, de 60 360 mm de diamtre) en compagnie des astronomes de la Socit dAstronomie de Nantes. La soire sera surtout consacre lopposition de Mars. La plante sera trs proche de la Terre (55 millions de kilomtres) avec un diamtre maximal de 25,1". Venez observer la calotte polaire et la surface colore de la plante rouge car un\n(04) Saint-Michel l'Observatoire Le 29 septembre : projection sur le thme Naines blanches et toiles neutrons, suivie dune observation du ciel lil nu puis aux instruments (jumelles binoculaires et tlescopes de 300mm et 60 cm sous coupole). Centre Astronomie de St-Michel-lObsevatoire Plateau du Moulin Vent 04870 St-Michel-lObservatoire Tl. 04.92.76.69.69 - Fax. 04.92.76.67.67 Email : valdoule@wanadoo.fr Web : perso.wanadoo.fr/valdoule (06) Observatoire de Nice Le 3 octobre : "Notre toile le Soleil", confrence de Eric Fossat, dans le cadre des Spectacles aux toiles. A partir de 21h. Le 17 octobre : "Astronomie & prhistoire", avec JeanMichel Lecontel, dans le cadre des Spectacles aux toiles. A partir de 21h. Parsec Astrorama 18 Av. du Marchal Foch - Col dEze 06000 Nice Tl. 04.93.85.85.58 - Fax. 04.93.85.62.85 E-mail : parsec@astrorama.net Page web : www.astrorama.net (34) Geospace Montpellier Le 18 octobre : sance d'observation du ciel dautomne Geospace Herault Institut de Botanique 163 rue Auguste Broussonnet - 34090 Montpellier Tl. 04.67.04.02.22 - Fax. 04.67.54.26.75 Email : info@geospace-online.com Web : www.geospace-online.com (23) Observatoire des Monts de Guret Du 2 au 5 octobre : "Ciel pur et nature sauvage". Initiation et perfectionnement lastronomie, observations et photographies de la Lune et observation et dcouverte des loups dans un cadre authentique en compagnie dun spcialiste. Du 25 au 30 octobre : 6 jours et 5 nuits dinitiation et de perfectionnement lastronomie. Observations avec du matriel performant dont un T450 install au coeur du Parc animalier et dcouverte des loups dans un cadre exceptionnel. Parc Animalier des Monts de Guret BP6 - 23000 - Sainte Feyre Tl. 05.55.81.23.23 E-mail : parcanimalier.montsdegueret@wanadoo.fr (32) Fleurance Du 3 au 5 octobre, week-end webcam : 3 jours pour dcouvrir et matriser lutilisation des webcams, connatre leurs diversits, leurs applications en astronomie, les diffrents logiciels de traitement dimages et raliser soimme des images solaires, lunaires et plantaires. A Ciel Ouvert La Ferme des Etoiles 60 bis rue Gambetta - 32500 Fleurance Tl. 05.62.06.09.76 - Fax. 05.62.06.24.99 E-mail : Etoiles.Fleurance@mipnet.fr Page web : www.gascogne.com/Ferme\nLes journes techniques de Chinon ATCO, Astronomie Techniques et Communication, organise les 18 et 19 octobre prochains Chinon (37) ses Journes Techniques 2003 qui ont pour thme limagerie (CCD, webcam, argentique). La confrence du samedi 18 octobre au soir sera assure par Vincent Coud du Foresto, du Laboratoire dEtudes Spatiales et dInstrumentation Astronomique, Universit Paris VII et Observatoire de Paris, sur le thme de la recherche de la vie au-del du systme solaire, partir de 21h. Parmi les interventions dj prvues ce jour : - Christophe Bethune : webcam plantaire et ciel profond. - Thierry Legault : comparatif des rsultats plantaires entre camra CCD et webcam. - Eric Barbotin : CCD ciel profond, occultation dtoiles, estimations de magnitudes (supernovae). - Christophe Martin Brisset et Christian Juin : photo argentique. - Maurice Audejean et Jol Guignard : images du soleil prises lObservatoire du Pic du Midi et prsentation des missions soleil dans le cadre des "Observateurs Associs". - Frank Tyrlik : logiciels astro. - Jacques Boussuge dAstroqueyras : la spectroscopie en CCD ATCO, La Chapelle - 79140 Le Pin Tl : 05 49 81 03 79. Web : www.atco-fr.com\n(13) Observatoire de Vauvenargues Les 17 et 18 octobre : confrences et observations sur les dimensions astronomiques Mars & Uranus par Nathalie Boutin. Astronomes Amateurs Aixoix 1185, chemin du Puits dAuzon - 13126 Vauvenargues Tl. 04.42.66.00.96 Email : aaaov@wanadoo.fr Web : www.astrosurf.com/aaaov (33) Club Astronomie Vega de la Lyre Le 11 octobre : confrence de Franoise Badia sur la Lune. Le 25 octobre : observation des amas ouverts de la reine Cassiope Club Astronomie Vega de la Lyre 15 Av. Juncarret - 33870 - Vayres Tl. 05.57.74.81.00 ou 05.57.84.99.47 Email : vega-lyre@astrosurf.com Web : www.astrosurf.com/vega-lyre\nRetrouvez toutes les annonces d'vnements, rencontres, confrences d'astronomie sur l'agenda d'Astrosurf : www.astrosurf.com - Rubrique Agenda N'hsitez pas nous faire part des rencontres, stages ou confrences que vous organisez l'attention du public ou des astronomes amateurs, en contactant par email : magazine@astrosurf.com\nErick Seinandre Les mois de septembre et doctobre regorgent dobjets clestes aussi splendides qutranges et, bien que les vacances soient termines pour nombre dentre nous, il faut au mieux profiter des week-ends pour se rserver au moins quatre ou cinq nuits dobservations.\nAvec des nuits plus longues et des ciels plus noirs mais des tempratures encore clmentes, les mois de septembre et doctobre ont la faveur de bien des astronomes qui, mme avec des instruments modestes (jumelles, lunettes de 60 ou 70 mm, tlescopes infrieurs 150 mm) peuvent se livrer de trs intressantes observations. Quant au cru 2003, il ne sera pas dcevant pour les amateurs de plantes, avec le retour, encore furtif, des gantes puis de Mercure laube, et Mars qui dpassera encore les 20' darc jusqu fin septembre (15' fin octobre). La carte du ciel, avec un mais... Le 1er octobre 22h TU (15 septembre 23h TU et 15 octobre 21h TU), la ligne trace depuis ltoile Polaire vers le plein Sud passe par Le Carr de Pgase. Cela est indiqu dans chaque ouvrage dastronomie, et cest bien vrai. Seulement, pour nombre dastronomes amateurs, ce Carr de Pgase ressemble un peu une Arlsienne : sil est certes mieux visible que la Petite Ourse (qui est galement toujours prise comme point de repre alors quon ne peut pas la voir sans de bonnes jumelles), on ne le voit pas bien souvent. Il est en effet trop ple, trop large pour ne pas tre en partie cach par quelque nuage (frquent en cette saison) ce qui est fcheux pour une formation devant servir de repre. Cest la raison pour laquelle nous nous en rfrerons plutt, pour la suite, la constellation de Cassiope, absolument immanquable qui, par ses diverses toiles, nous indiquera les bonnes directions. Notons que, pour lanne 2003, la direction Nord-Sud depuis ltoile Polaire ne sera pas difficile trouver : ce sera grosso modo, au 1er octobre, laxe menant de Polaris Mars. La fin de lt : les merveilles de septembre Tourn vers le Sud, lastronome se trouve toujours entre deux saisons : sa droite senfuit (vers lOuest) la sai- premier est la lumire zodiacale. Il sagit son prcdente, sa gauche vient la sui- en fait de milliards dinfimes astrodes vante. Dans le prcdent de quelques microns qui tournent ennumro, nous avions tre Mars et Jupiter et qui, faits souvent dlaiss dans le de silicate, refltent la lumire solaire ciel dt quel- comme autant de minuscules miroirs. ques merveilles Cette lumire dite zodiacale puisquelle que nous trou- se situe dans le plan des constellations vons cette du Zodiaque nest bien visible que lorsfois au-des- que ledit plan est suffisamment inclin, sus de nos t- 50 environ, cest--dire au dbut de tes en dbut de lautomne, fin septembre et dbut octonuit, filant bre au petit matin, puis au dbut du maintenant vers printemps, plutt fin fvrier, jusqu mile Soleil couchant mars o elle apparat le soir. Cette luHelix : Altar, le Dauphin, la mire, que lon ne doit pas confondre flche, le Renard, le Cintre. avec la lumire jaune-orange des vilAltar, lune des toiles du triangle de les, est blanchtre et traverse au petit lt va nous servir de repre. En tirant matin, lEst, les constellations des Gun trait entre ltoile Polaire du Cygne meaux et du Cancer leur lever (entre et Altar, il est ais de reprer la cons- 2h et 3h TU). La photographie se fait tellation du Renard, ou Petit Renard qui, simplement : grand champ, avec un juste sous le Cygne, forme une espce appareil bien cal, une focale assez de Z cras lendroit o la Voie Lacte courte (infrieure 50 mm), un film 400 forme une fourche. Sous le Petit Renard, ou 800 ASA et un temps de pose entre 2 reprez (en vous aidant de jumelles sil et 5 minutes. le faut) la petite constellation de la Fl- La seconde curiosit visiter fin sepche. Cest dans le Petit Renard et juste tembre est la Nbuleuse Hlix du Verau-dessus de la Flche que, seau. Cette nbuleuse plantaire en suivant une ligne NGC 7293 est sans aucun descendant de Dedoute lune des plus belneb du Cygne vers les, mais elle est malAltar, vous cherheureusement difficile cherez une splen observer car sa faideur : M27, dite ble magnitude, sa daussi Nbuleuse clinaison trs basse Dumbell. sur lhorizon (-2048') moins de 1 000 al, et les faibles magnituM27 est visible des des toiles du Veraux jumelles (7 ou seau font que lon a du 8x50) et se rvle mal la reprer. Or, avec sa naine blanche cette anne 2003, la plante M31 centrale une petite lunette Mars va nous loffrir, en sus des ou un petit tlescope. Dans la mme cadeaux quelle vient de nous faire : vers rgion, toujours avec des jumelles, t- le 1er octobre 22 h TU, prolongez tout chez de regarder au-dessus de la Fl- simplement la ligne Polaris-Mars en che une curieuse formation dtoiles, descendant lentement vers le Sud Et M71, qui a la forme dun cintre. Quant vous tomberez tout prs dHlix du au Dauphin, son museau propose une Verseau. belle toile double de composantes bleue et jaune (5,5 et 4,5m) regarder Octobre et larrive de lautomne avec une lunette. Fin septembre, ces constellations se En octobre, Cassiope et Andromde noient dj dans le Soleil couchant, mais vont requrir lattention. Cassiope, voici deux nouveaux vnements. Le dabord, dont on distingue bien alors le 54 Astrosurf Magazine - N4 Juillet/Aot 2003\noctobre Horizon sud le 1er octobre 22h00 TU\ngrand dveloppement en W au SudSud-Est de ltoile Polaire. Ltoile la plus brillante de la constellation, Alpha se trouve au pied du second V formant le double V. Au centre du W, voici gamma, une toile variable intrinsque dont la magnitude varie entre 1,6m et 3m. En partant de Gamma vers la constellation de Perse (vers lEst) recherchez aux jumelles les deux amas ouverts jumeaux Chi et Eta Persi observer ensuite avec une lunette ou un petit tlescope (grossissements dpassant 40 fois). La photographie de la constellation tout entire, qui donne un rsultat trs esthtique, se fait grand champ, focale de 50 mm, film de 1 600 ASA et un temps de pose de 5 10 secondes. Revenons Gamma de Cassiope : en prolongeant la ligne joignant Polaris Gamma de Cassiope vers le Sud, tchez de reprer lil nu, peu prs symtriquement par rapport Polaris, une espce de tache floue dans le ciel. Il sagit bien sr de M31, la fameuse galaxie dAndromde de magnitude 4,8, la seule galaxie visible lil nu depuis lhmisphre Nord. En raison de sa grande taille, son observation se fait\navec des jumelles, mais il faut nanmoins une lunette ou un tlescope (grossissements de 40 50 fois) pour regarder ses deux petites galaxies satellites M32 et NGC 205. Les plantes de septembre et octobre 2003 Visible laube depuis la fin juillet 2003, Saturne dans les Gmeaux est de mieux en mieux observable en seconde partie de nuit (00h TU) et propose un beau rapprochement avec la Lune le 20 septembre (3h TU) puis une seconde opposition avec la Lune, trs haute dans le ciel le 17 octobre. Bien que ses anneaux aient commenc de se refermer depuis mai 2002, ils sont encore trs ouverts et nous pourrons les observer jusqu la prochaine conjonction, dbut juin 2004. Jupiter revient galement, laube tout dabord (dans le Lion), puis partir de 2h TU la mi-octobre. Mercure, qui passe en conjonction infrieure le 11 septembre, sera bien visible le matin entre le 20 et le 30 septembre, donnant un beau spectacle avec la Lune et Jupiter laube du 24 septembre. Conjonction suprieure de Mercure, le 25 oc55\ntobre. Quant Vnus, elle nous revient le soir en octobre, mais est encore bien lointaine. Enfin Mars, toujours dans le Verseau, passe fort prs dUranus (tcher de voir son disque vert avec une lunette) dbut octobre et se propose encore sous 20' darc pour ne descendre en dessous des 15' darc qu la fin octobre. noter pour les amateurs qui nont jamais encore su reprer le minuscule disque bleu de Neptune que cet automne 2003 offre une chance tenter : aux alentours du 1er octobre, essayez au tlescope ou avec la lunette de suivre une ligne droite et horizontale menant de Mars Uranus (disque vert, diamtre apparent 3,5'), et prolongez lentement Jusqu Neptune dans le Capricorne. Il faudra bien sr ttonner autour de cette ligne imaginaire, mais quelques essais devraient suffire pour, enfin, apercevoir cette huitime plante du systme solaire situe tout de mme 4,5 milliards de kilomtres (diamtre apparent 2,5'). Erick Seinandre Photos Cyril Cavadore\nLa carte ci-contre et le tableau ci-dessous donnent les informations concernant les prochaines occultations rasantes. Les donnes correspondent la longitude 2 Est. Seules les occultations concernant des toiles de magnitues infrieures 7,0 ont t reprsentes (cela correspond des occultations pouvant tre observes avec un instrument dont l'ouverture est infrieure 20 cm). Les prdictions compltes et prcises, ou de plus amples renseignements sur lun ou lautre de ces phnomnes peuvent tre obtenus auprs de l'auteur : Jean Schwaenen Alle D, 5 - B6001 Marcinelle (Belgique) Fax : (32) 71.434.040 Email : jean.schwaenen@pi.be\ncart rasant asantes. Ci-dessus, car te des occultations rasantes. signifie Une ligne continue signifie que loccultation a lieu au limbe nord Lune est to nord de la Lune (elle est totale au sud de la ligne). signifie Une ligne discontinue signifie que loccultation a lieu au limbe nord Lune est to sud de la Lune (elle est totale au nord de la ligne).\nltoile dastrisques toile astrisque toile astrisques Le numro de ltoile suivi dastrisques indique une toile multiple : un astrisque pour une toile double, deux astrisques bord Lune. toile C.A. signifie pour une toile triple. Un C.A. ngatif signifie que loccultation a lieu au bord clair de la Lune.\nm est la chute de magnitude durant l'occultation est chute durant\nC/2001 HT50 (LINEAR-NEAT) Aprs son passage au prihlie en juin la comte rapparat dans le ciel du matin en septembre puis est visible la majeure partie de la nuit en octobre. Durant ces deux mois, elle traverse la constellation du Taureau et notamment les Hyades dans les premiers jour doctobre.\nCi-contre, le tableau des phmrides de C/2001 C/2001 HT50\nCart champ C/2001 (LINEAR-NEA -NEAT) Car te de champ de C/2001 HT50 (LINEAR-NEAT)\nC/2002 T7 (LINEAR) Cette comte bnficie des mme conditions de visibilit que C/2001 HT50 (LINEAR-NEAT). Dans le ciel du matin en septembre, elle est visible toute la deuxime partie de nuit en octobre. Facilement reprable, elle traverse la constellation du Cocher durant ce bimestre.\nCi-contre, le tableau des phmrides de C/2002 T7\nCart champ Carte de champ de C/2002 T7 (LINEAR)\n2P/Encke Cette comte est celle ayant la plus courte priode (3,3 ans) connue a ce jour. Elle sera observable en milieu de nuit en octobre une magnitude aux alentours de 12. Elle traverse successivement les constellation du Triangle et dAndromde, avec une approche serre M31, les 26 et 27 octobre.\n2P/Encke 2P/Encke agrandissement cart Ci-dessous, agrandissement de la car te champ de champ correspondant l'approche de M31 . Ci-contre, le tableau des M31 phmrides\nQuelle est la face visible de Mars ? Mode demploi : - reprer lheure sur lchelle verticale (en Temps Universel) - tirer une ligne horizontale jusqu la droite oblique qui correspond au jour - de l, tirer une ligne verticale pour aller sur la carte La ligne verticale donne le mridien central lheure dobservation. Comme Mars est une sphre, vous pouvez voir environ 60 de part et dautre. Exemple : le 25 aout 23h30 TU (1h30 lgale), le mridien central est 340, on peut voir la zone entre 280 et 40 de longitude, soit Sinus Sabaeus, Mare Erythraeum, Mare Acidalium. Syrtis Major est sur le point de disparatre. Mars tourne vers nous son ple Sud pendant la priode de lopposition. On voit donc plus du cot Sud que du cot Nord (carte Nord en bas). Marc Rieugni 60 Astrosurf Magazine - N4 Juillet/Aot 2003\nLes quatre satellites galilens de Jupiter, dont les orbites sont quasi quatoriales et coplanaires, prsentent des phnomnes impliquant galement la plante. Ces phnomnes sont ainsi dsigns : - E.C. (Eclipse Commencement) : entre dans le cne d'ombre de Jupiter - E.F. (Eclipse Fin) : sortie du cne d'ombre de Jupiter - IM (Immersion) : dbut d'une clipse du satellite par le disque de Jupiter - EM (Emersion) : fin d'une clipse du satellite par le disque de Jupiter\n- O.C. (Ombre Commencement) : dbut du passage de l'ombre du satellite sur le disque de Jupiter - O.F. (Ombre Fin) : fin du passage de l'ombre du satellite sur le disque de Jupiter - P.C. (Passage Commencement) : dbut du passage du disque du satellite devant le disque de Jupiter - P.F. (Passage Fin) : fin du passage du disque du satellite devant le disque de Jupiter Les satellites sont ainsi dsigns : I = Io - II = Europe - III = Ganymde - IV = Callisto\nLune et Soleil Lever, coucher, position des plantes\nDonnes calcules pour la ville de Paris 0:00 TU Sources : IMCCE, Jean Schwaenen et logiciel Winastro 62 Astrosurf Magazine - N4 Juillet/Aot 2003\nDocuments similaires à Astrosurf Magazine 04\nPopulaire dans Polar Alignment