N4 Juillet-Aot 2003

Photo Michel Peyro

Comprendre

Initiation limagerie numrique - 3me partie Priodicit des occultations Drive des toiles dans un instrument quatorial Le monde des astrodes : petit survol historique

Techniques et instruments

Le rglage dun tlescope, de A Z (4me partie) Test comparatif AP130, FS128 et Keppler 150 Amliorer lclairage du viseur polaire dune G11

Observations et images

Rubriques

Imagerie 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

Le 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

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EditorialAstrosurf-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

Les 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

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Lire et relireFabrice Morat

Rglage dun tlescope de A Z - 3me partieDaniel Palazy

Drive des toiles dans un instrument quatorialJean-Claude Durand

Amliorer lclairage du viseur polaire dune G11Fabrice Morat

Test comparatif : AP130, FS128 et Keppler 150Fabrice Morat

Initiation limagerie numrique (3)Jean-Philippe Cazard

Premiers pas avec une webcamJean-Philippe Cazard

Mon premier dessin de MarsEric Maire

La galerie photoCollectif

Priodicit des occultationsJean Schwaenen

Le monde des astrodes : survol historiqueGrard Faure

Imagerie solaire lobservatoire de MeudonRgis Le Cocguen

CROA : lamas ouvert NGC6834Pascale Maciejewski, Jean-Louis Badin, Jean-Philippe Cazard

Balade lunaire : PlatonPierre-Olivier Pujat

Un pont sur la LuneJean Schwaenen

Ralisation dune mosaque du ciel profondVincent Cotrez

La vie des clubs et des associationsGeorges Bouderand

Le ciel du bimestreErick Seinandre

EphmridesJean Schwaenen, Eric Tinlot, Marc Rieugni, IMCCE 3

Lire et relireFabrice Morat Deep Sky Field Guide to Uranometria 2000.0, vol. 3 - Cragin & Bonanno Editions Willmann-Bell - 2me dition octobre 2001 - 545 pages - 60$Le 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

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Rglage d'un tlescope de A ZDaniel 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.Tests 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

Figure 56: aspects de l'toile fortement dcollimate. A gauche l'toile est dfocalise, droite elle est focalise.

du 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

57 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)

Figure 55: figure d'Airy de plus en plus affecte par la turbulence

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Figure 58: aspects observs l'oculaire lors des rglages de collimation

l'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

Figure 60: aspects de l'toile lgrement dfocalise lors de la collimation (le champ reprsent est nettement infrieur celui observ l'oculaire)

l'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

Figure 61: aspects observs l'oculaire lors des rglages de collimation

disque 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

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Figure 62: aspects observs l'oculaire d'une toile parfaitement focalis. De gauche droite, l'toile est de plus en plus dcollimate.

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Par 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 !

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Figure 63: aspects observs l'oculaire lors des rglages de collimation

sens 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.

Figure 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.

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ANNEXE 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),

Figure 68: centrage des lments dans le tube collimateur

on 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.

Figure 65: vues du tube collimateur

Figure 69: utilisation d'un tube collimateur court Figure 66: fabrication du rticule du tube collimateur

67: fil Figure 67: rticule double f il

Figure 70: utilisation d'un tube collimateur long

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ANNEXE 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.

ANNEXE 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).

71: configur iguration obstruant Figure 71: conf igur ation du masque obs truant centr sur le tube

Figure 73: montage du diaphragme centr

ANNEXE 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

74: champ dfini Figure 74: cham p de pleine lumire df ini par la dimension du secondaire

point, 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 :

avec : 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).Figure 75: dimensionnement du miroir secondaire

On peut dduire la valeur de d exprime en minutes d'arc l'aide de la formule simplifie suivante : 9

d (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.

phie : 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.

Figure 76 : schma gnral d'un collimateur laser

Conduite 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.

Figure 77 : alignement du faisceau laser

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BIBLIOGRAPHIE 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

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Drive des toiles dans un instrument quatorial - Mise en station (1)Jean-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 !PREMIERE 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 [1], 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 [2] : il faut dire que les auteurs de la rfrence [2] 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 [2]. 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

Figure 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

ouvrages 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

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contenant 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

Figure 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.

horizontal. 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

Figure 2 : dfauts de mise en station en azimut da et en inclinaison di, da et di sont ici tous deux positifs

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Figure 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.

Figure 3 ter : invariance de la drive nord-sud vis--vis de la dclinaison de lastre vise : ra ra.

une 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

instrumental 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

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pas 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 :

do la drive lquateur (E) :

Figure 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.

La mme analogie applique cette fois au triangle sphrique PIA donne :

CQFD 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,

en 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 :

o 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

Figure 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.

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directions 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 :

infinitsimales 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 :

Exemples 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.

Par 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 :

Ces 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

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Drives 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

Drives 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.

Drives 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.

Drives 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.

Comportement 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

reste sensiblement de la mme qualit qu la dclinaison de 89. Vrification des deux proprits gnrales des drives

Drives 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

Rfrences [1] A. Danjon, A. Couder : Lunettes et tlescopes, Librairie Scientifique et Technique Albert Blanchard. [2] L. Dettwiller, M. Gouttesolard, A. Maury, D. Romeuf : Complments sur la mise en station dune monture quatoriale, revue Pulsar, numros 695, 696 et 697.

Drives 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)

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Amliorer lclairage du viseur polaire dune monture Losmandy G11Fabrice 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.Depuis 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

Figure 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.

Figure 2 : schma de conception de la Maglite "Solitaire".

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Test comparatif : Astro-Physics 130, Takahashi FS128 et Kepler 150A. 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 !Les 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.

La lunette Astro-Physics EDT 130. www.astrophysics.com

Profil 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

Les 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)

l'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

d 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.

La Kepler 150

K150 : 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

OBSERVATION 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.

DV - 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.M51 - Photo Jean-Philippe Cazard

MP - 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.

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seulement 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 IIM13 - Photo Jean-Philippe Cazard Tak akahashi FS128 La Tak ahashi FS1 28

OBSERVATION 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, maisFigure 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).

AP130 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.

CONCLUSION 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

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Initiation l'imagerie numrique (3)Jean-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.Signaux 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

Figure 1 : reprsentation du contenu d'une image brute

Figure 2 : les images de prtraitement

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Photo 1 : exemple d'image d'offset

Photo 2 : exemple d'image de noir

formule :

Prtraitement : 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

Photo 3 : exemple d'image de PLU

plus 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

Additionner 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) :

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Premiers pas avec une webcam (1)Jean-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.Le 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.Figure 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.

Nos 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 :

Slectionnez le menu [Edit > Preference] et vrifiez que les options "Center image in windows" et "Size frame to capture windows" sont coches :

(1)

AstroSnap 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

Dans la fentre principale du logiciel, slectionnez le menu [Option > Video Format] et dans la liste droulante "Rsolution", slectionnez le mode 640x480 :

Pointage 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 :

Toujours 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 :

Cochez 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 :

A ce stade, il nous faut faire une mise au point aussi soigneuse que possible, jusqu' obtenir une image nette :

Cochez alors la case cocher [Automatique], afin que le logiciel dtermine automatiquement le temps d'exposition, puis cliquez sur le bouton [Fermer].

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Acquisition 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 :

Figure 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.

Cliquez 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 :

Les 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 :

Les 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 slectio