astrosurf magazine 11

N11 Nov. - Dc. 2004

Photo Emmanuel Mallart

Comprendre

Champ constructeur et champ apparent mesur

Techniques et instruments

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

Observations et images

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

Rubriques

Ciel d'encre Astro-notes Images du ciel Actualit comtaire Le ciel du bimestre Les phmrides

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EditorialAstrosurf-Magazine 18, Chemin des Ajoncs 31470 Saint-Lys Tl. : 05.34.47.10.20 E-mail : [email protected] Web : magazine.astrosurf.com Bulletin dabonnement : page 22 Directeur de Publication : Jean-Philippe CAZARD E-mail : [email protected] Rdacteur en Chef : Jean-Philippe CAZARD Email : [email protected] Christian SANCHEZ Email : [email protected] Astrosurf-Magazine est dit par AXILONE, Sarl au capital de 7622 Euros 18, Chemin des Ajoncs 31470 Saint-Lys RCS Toulouse 419 630 488 Dpt lgal la date de parution CPPAP : 1005 K 83637 En couverture : M33 - Photo Emmanuel Mallart Lunette Takahashi FSQ106 et camra CCD ST10XME. Annonceurs : 5 System page 2, Optique et Vision page 5, Axilone p20 et p21, Inaco page 63, Galilo page 64. Ont collabor la ralisation de ce numro : Eric Maire, Fabrice Morat, Jean Schwaenen, Eric Tinlot, Pierre-Marie Meshaka, Georges Bouderand, Pierre Jacquet, Erik Seinandre, Pierre-Olivier Pujat, Mac Prvost, Pierre et Marie Bignone, David Vernet, Pierre-Olivier Pujat, Emmanuel Mallart, Alain Grard, Philippe Jargel, Philippe Morel, Christian Arsidi, Stphane Poirier, Marc Sylvestres, Bruno Salque, Bruno Daversin, Thierry Viant, Jean-Olivier Cammilleri, Biran Lula, Christian Viladrich, Stphane Poirier, Florent Poiget, Patrick Lcureuil, Alain Balagna. Encart Le prsent numro comporte un encart et un courrier. Photogravure : TEC Photogravure 14, Alles F. Verdier - 31000 Toulouse Impression : Imprimerie Lecha 51, rue du Pech - 31100 Toulouse

Dautres, et pas des moindres, ne se sont pas privs de modifier le calendrier pour mettre en concordance le ciel avec les agissements dici bas. Alors suivons leur exemple et datons ce prsent numro 11 du bimestre "novembre-dcembre 2004". Cette retouche calendaire, sans influence sur la dure de votre abonnement rfrenc par rapport au numro, nous permet ainsi de coller la priode de parution et de mettre en harmonie nos phmrides mensuelles avec le bimestre mentionn sur la couverture.

SommairePage 4 Page 6 Page 14 Page 18 Page 21 Page 25 Page 30 Page 37 Page 44 Page 46 Page 48 Page 50 Page 52 Page 53 Page 54 Page 55

La rdaction

Christian Sanchez

Ciel d'encre

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

Effets des lames de l'araignes

Eric Maire

Champ constructeur contre champ apparent mesurFabrice Morat

Galaxies singulires : le catalogue ARPJean-Philippe Cazard Jean-Philippe Cazard

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

Faites-vous la paireAlain Grard

U Cyg : un "rubis" dans le CygnePierre Jacquet

Actualit comtaireEric Tinlot

Balade lunaire : rimae et rectaPierre-Olivier Pujat Fabrice Morat

CROAs : Jones 1 et Hlix Pleine Lune aux couleurs d'HalloweenPhilippe Morel

Occultations rasantes Astro-notes

Jean Schwaenen

Georges Bouderand Jean Schwaenen, Eric Tinlot, Erick Seinandre, IMCCE

Ephmrides

Ciel d'encreLes pieds sur Terre, la tte dans les toilesAprs Le Guide du Ciel, aprs le Ciel l'oeil nu, Guillaume Cannat nous propose une nouvelle production annuelle appele connatre un nouveau succs : l'Agenda du Ciel. C'est tout simple, il suffisait d'y penser. L'agenda du ciel est destin garder les pieds sur Terre de ceux qui ont la tte dans les toiles. Il est destin noter vos rendez-vous de la vraie vie, la vie que vous menez quand vous n'tes pas astronome (amateur). La preuve de cette destination en est fournie avec les horaires des journes qui vont de 8 19 heures, des horaires diurnes loin de vos activits nocturnes favorites. L'agenda est dcoup en semaines. Chaque semaine occupe deux pages qui se font face. Un petit bloc note est dispos en bas droite et deux belles images du ciel et de ses merveilles illustrent chaque semaine. Si l'indication des phases de la Lune est incontournable dans tout agenda qui se respecte, les brves indications des phnomnes les plus intressants suivre l'oeil nu, aux jumelles ou dans un petit tlescope peaufinent le ct astronomique de cet opuscule. Douze cartes clestes prsentent le ciel observable au fil des mois une heure raisonnable. Douze constellations qualifies d'essentielles, quelques conseils d'achat d'instrument et un carnet d'adresses compltent l'agenda. Sans oublier ces jolis petits textes qui accompagnent les ouvrages de Guillaume Cannat. Je ne rsiste pas d'ailleurs au plaisir de reproduire ici les voeux pour 2006 qui terminent l'agenda : "que vos crpuscules soient riches de couleurs et de rencontres plantaires, et que les toiles brillent sur votre route".

Chistian Sanchezconnaissance de l'atmosphre y sont exposs. Une prsentation des nombreuses disciplines scientifiques mises contribution dans la comprhension de ce mlange d'oxygne et d'azote voisine ainsi avec la prsentation des outils de mesure et de leur fonctionnement. Cet expos technico-scientifique suit un parcours temporel : de l'hritage grec on chemine jusqu' l're spatiale, en passant des premires tudes de l'atmosphre aux nouvelles investigations, avec des tableaux rsumant les thories et dcouvertes faites au fil des sicles. Un cheminement qui nous amne loin du "s'il pleut, c'est parce que la pluie est ncessaire l'homme" (Aristote). Un cheminement qui offre aux astronomes amateurs l'occasion de mieux connatre celle qui, par sa turbulence, signale son existence au cours des soires d'observations!

Made in home, sweet home..."L'air est la plus mauvaise partie de l'instrument..." cette phrase d'Andr Couder mise en exergue du 15e et dernier chapitre de La Construction du Tlescope d'Amateur consacr la turbulence atmosphrique me permet une transition facile . Pourquoi citer un ouvrage dont la premire publication remonte plus d'une cinquantaine d'annes? Pour signaler sa troisime dition ma bonne dame. La Construction du Tlescope d'Amateur de Jean Texereau, la CTA des initis, est d'abord parue en feuilleton dans la revue l'Astronomie partir de 1948. Puis, la Socit Astronomique de France regroupait les diffrents pisodes en un seul volume publi en 1951. Ce premier volume ne connaissait qu'une seule rdition, en 1961, malgr son succs auprs des amateurs constructeurs. Avec cette production des Editions Vuibert, c'est donc la troisime dition de ce livre mythique. Voil rapidement retrac la gense de l'dition de la CTA. Reste expliquer la raison du "culte" vou ce livre. Elle tient en une phrase extraite de ma prface cette troisime dition : "son expos clair et prcis des fondamentaux de la taille des miroirs et des mthodes de contrle perdure au-del des modes". Pour ceux que n'effraie pas l'ide de faire chauffer la poix ou de transformer un coin de garage en atelier de taille de miroir, la construction d'un tlescope est leur porte aprs lecture de la CTA. Jean Texereau y dtaille scrupuleusement la ralisation de toutes les pices qui concourent la fabrication d'un tlescope. La taille du miroir - pice matresse du tlescope - son

Atmosphre, atmosphre...D'un ct la Terre. De l'autre le ciel. Entre les deux, une mince, en regard des dimensions des corps en prsence, couche d'air : l'atmosphre. Une couche qu'il a fallu apprendre mieux connatre pour en prvoir ses influences sur les activits humaines. Et c'est cette "dcouverte des sciences de l'atmosphre et de l'espace" qui est retrace dans l'ouvrage de Bernard Authier intitul Entre ciel et terre. En deux cents pages, l'auteur nous offre une synthse de toutes nos connaissances actuelles sur cette masse d'air aux proprits physico-chimiques changeantes au gr de l'altitude. L'auteur ne se contente pas d'exposer les rsultats, les mthodes et les moyens mis en oeuvre dans notre

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Astrosurf Magazine - N11 Nov./Dc. 2004

contrle, son aluminure mme y sont clairement exposs. Puis vient la construction de la partie mcanique -tube, monture et entranement- qui l aussi est dcortique avec un luxe de dtails. Bien sr, l'ouvrage propose la ralisation d'un tlescope de 200mm , le "gros diamtre" des annes 50, tube section carre dispos sur une solide monture azimutale sur trpied bois. CTA, avec ses schmas au look des premiers numros de Systme D, a recours aux techniques en usage du temps de sa premire criture. N'empche. Il suffit d'adapter notre poque de moteurs pas--pas et autres montures Dobson pour raliser soigneusement un outil performant. Avec, cerise sur le gteau, la satisfaction d'avoir construit son propre instrument... en vitant d'attraper le virus du gratteur de verre, virus qui au subtil rouge prservant la vision nocturne des observateurs vous fait prfrer le gros rouge polir!

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

Du haut de ces pyramides...Depuis qu'un certain Thals s'amusa mesurer la hauteur de la pyramide de Kheops sans grimper dessus, nous pouvons mesurer l'infini de l'Univers avec des lments finis. C'est ce que nous propose Gilles Dodray dans Arpenter l'Univers. La dcouverte du ciel toil se heurte en milieu scolaire la difficult de runir de nuit des lves autour de lunettes. Les professeurs motivs se tournent alors vers le ct le plus rbarbatif de la science des astres : les chiffres que l'on peut triturer loisir en classe. Reste trouver des thmes de calculs intressants et ne ncessitant pas un matriel sophistiqu. Arpenter l'Univers en propose un certain nombre : de la simple rotondit de la Terre aux lointaines galaxies en passant par la mesure de la distance de la Lune en dpouillant des photos d'clipse, vous aurez l'embarras du choix. Bien sr le but n'est pas de retrouver les donnes exactes des scientifiques professionnels mais d'apprhender des ordres de grandeur des distances astronomiques et d'apprcier leur juste valeur les trsors d'ingniosit dploys pour mesurer l'univers ...sans grimper sur la moindre pyramide.


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Coma et tolrances de collimation 3/3Cas des Cassegrain, Schmidt-Cassegrain et des tlescopes apparentsJean-Claude DurandNDLR : Cet article met fin une srie d'articles trs techniques faisant usage de nombreuses formules mathmatiques. Comme l'a dj indiqu l'auteur dans le premir article de cette srie, le lecteur peu familier avec les mathmatiques pourra "sauter" les passages les plus difficiles et se concentrer sur les conclusions de fin d'article. Les articles trs techniques de cette srie ont pour vocation d'tre des articles de rfrence que l'astronome amateur pourra consulter le jour o il souhaitera approfondir les notions qui y sont abordes. Nous allons tablir les tolrances de collimation des Cassegrain et des tlescopes apparents accessibles aux amateurs : Schmidt-Cassegrain, Maksutov-Cassegrain, Dall-Kirkham, Ritchey-Chrtien. Les calculs entrepris sappliquent en toute rigueur au Cassegrain authentique miroir secondaire hyperbolique et au SchmidtCassegrain. Nanmoins les ordres de grandeur demeurent valables pour les autres tlescopes deux miroirs. Pour tudier plus spcifiquement ces derniers le lecteur pris de prcision est invit employer la formulation prsente plus loin (formule 32) qui mane dune source professionnelle [5.2]. Avant dentrer dans le vif du sujet, nous dcrivons les principaux types de tlescopes deux miroirs du milieu amateur et, tout seigneur tout honneur, nous commenons par le vrai Cassegrain. longueur focale objet et la distance SF , note f , longueur focale image de lhyperbolode. Le rapport f /f est le grandissement procur par ce dernier. Cette appellation est justifie par le fait que la longueur focale quivalente de la combinaison Cassegrain est gale au produit du facteur et de la distance focale du miroir primaire. Entre et e, excentricit (strictement suprieure 1) de lhyperbolode, existe la relation :

(Formule 17) tablissons lquation de la surface principale () de la combinaison Cassegrain : cest, on le rappelle, le lieu des intersections des rayons incidents pN et mergents MF (figure 5). Le paramtre h dsignant la hauteur dincidence, distance entre le rayon pN et laxe optique, on peut vrifier la relation suivante, caractristique du parabolode primaire de longueur focale Fp : (Formule 18) reprsente langle polaire du point dincidence N sur le parabolode, vu depuis le foyer objet F. On montre dautre part que langle dincidence q du rayon MF satisfait lidentit : (Formule 19) Le rapprochement des formules 18 et 19 permet alors dcrire : (Formule 20) quation reprsentant la surface principale () du tlescope, lieu dintersection des rayons incidents et mergents (figure 5). En comparant les formules 18 et 20, on voit que la surface principale dune combinaison Cassegrain est un parabolode de foyer F et de longueur focale quivalente Feq gale g.Fp:

Le tlescope de CassegrainLe tlescope de Cassegrain se compose dun miroir primaire parabolique de foyer F (figure 5) et dun petit miroir hyperbolique convexe de foyers F et F . Une onde plane reue dune toile axiale, situe donc sur laxe de rvolution du tlescope, se transforme, aprs rflexion sur le miroir primaire, en une onde sphrique centre sur le foyer F (proprit du miroir parabolique). Intercepte par le petit miroir hyperbolique, cette onde en se rflchissant reste sphrique et converge sur le foyer F o se forme limage de ltoile. La combinaison de Cassegrain, comme celle de Newton, est ainsi rigoureusement stigmatique pour une toile axiale. En termes gomtriques, cette proprit se traduit par linvariance du chemin optique (pF ) mesur le long dun rayon quelconque entre un plan de front (P) orthogonal laxe de rvolution et le foyer Cassegrain F (figure 5). On a en effet lgalit :

Le chemin optique (pF ) est invariant car somme de deux longueurs constantes, savoir (pN+NF), proprit de la parabole, et (MF -MF), proprit de lhyperbole. La distance SF, note f, entre le sommet S et le foyer F est appele

(Formule 21)

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Figure 5 : schma de principe du Cassegrain (P) : plan de front arbitraire (S) : surface principale (F y) : trace du plan focal F : foyer du miroir primaire F : foyer rsultant Figure trace pour un de 3 et un rapport Fp/D primaire de En ce qui concerne laberration de coma et daprs les gnralits dj prsentes ce sujet (partie II), le tlescope de Cassegrain quivaut ainsi un tlescope de Newton de longueur focale Feq. Un Cassegrain classique a un rapport focale sur diamtre quivalent lev de lordre de 30 (atteint typiquement avec un miroir primaire ouvert f/6 et un grandissement de 5) ; la coma dun tel systme est donc naturellement faible compare celle dun Newton typique ouvert f/6. Signalons toutefois que ce rsultat ne vaut que pour un Cassegrain parfaitement rgl et collimat. Leffet dun drglement du petit miroir hyperbolique ne dcoule pas des considrations prcdentes et fait lobjet dun dveloppement ultrieur. Pour achever la prsentation du tlescope de Cassegrain, il reste prciser la valeur approximative du diamtre de son petit miroir, autrement dit la valeur de lobstruction centrale . On suppose pour cela un champ de pleine lumire nul, ce qui procure une estimation par dfaut de lobstruction (cette dernire devant tre lgrement suprieure pour couvrir un champ utile comparable, par exemple, au diamtre apparent de la Lune) ; on trouve dans ces conditions que lobstruction centrale relative q vrifie sensiblement : (Formule 22) f et Fp symbolisant respectivement (rappel) la longueur focale (objet) de lhyperbolode et celle du parabolode primaire.

Cassegrain exotiquesDall-Kirkham et Ritchey-ChrtienIl existe une infinit de couples de miroirs donnant lieu une combinaison stigmatique dans laxe (dpourvue daberration de sphricit) et de longueur focale rsultante donne. Pour lever lindtermination il suffit dimposer la forme de lun des miroirs ; si par exemple on choisit un miroir primaire parabolique alors ncessairement le secondaire est hyperbolique et on obtient le tlescope de Cassegrain. Dans la combinaison Dall-Kirkham le miroir secondaire convexe est sphrique et le miroir principal moins loign de la sphre que le parabolode du Cassegrain. A priori les difficults dexcution sont moindres car les surfaces sont plus proches de la sphre, laquelle un polissage bien men conduit naturellement. Linconvnient premier du Dall-Kirkham est la coma, en-

viron dix fois plus forte que celle du Cassegrain ; cela nest dailleurs pas gnant pour lobservation visuelle ou les applications faible champ mais ncessite un centrage des optiques particulirement soign. Le tlescope de Ritchey-Chrtien est au contraire dpourvu de coma : la combinaison est dite aplantique, la surface principale est une sphre centre au foyer F de linstrument et de rayon gal la longueur focale rsultante (cf. partie II). Le Ritchey-Chrtien convient donc pour lastrophotographie grand champ, sans toutefois rivaliser avec la chambre de Schmidt dans ce domaine. Les aberrations rsiduelles sont lastigmatisme et la courbure de champ, beaucoup plus forts que ceux du tlescope de Newton quivalent. Pour minimiser ces dfauts, qui emptent limage loin de laxe, les Ritchey-Chrtien doivent avoir des grandissements faibles (idalement de lordre de 2 ou mme moins) et corrlativement des obstructions leves (jusqu 50 %). Les deux miroirs du Ritchey-Chrtien ont, par rapport la sphre, des dformations plus importantes que les miroirs quivalents du Cassegrain et prsentent donc en principe des difficults de taille accrues. Des reprsentants minents de la classe des Ritchey-Chrtien sont les quatre tlescopes gants du VLT au Chili et le tlescope spatial Hubble. Pour ce dernier, il est dailleurs plus exact de dire quil aurait d tre de ce type sil avait t correctement taill avant la mise sur orbite Mais cest une autre histoire !

Schmidt-Cassegrain et Maksutov-CassegrainLa combinaison Schmidt-Cassegrain sapparente assez troitement au Cassegrain classique : le petit miroir, qui reste hyperbolique, est support par une lame mince asphrique conue pour corriger laberration de sphricit du miroir primaire sphrique. On peut donc considrer que lassociation du miroir primaire et de la lame correctrice quivaut au miroir parabolique du Cassegrain classique. Lavantage le plus apparent de cette formule, qui est un indniable succs industriel et commercial, est la compacit. Typiquement, le miroir primaire est ouvert f/2, lhyperbolode secondaire procure un grandissement de 5, ce qui donne un rapport douverture quivalent de 10, contre 30 environ pour le Cassegrain ordinaire. La


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facilit relative de tailler un grand miroir sphrique plutt que parabolique explique sans doute la bonne qualit densemble des tlescopes Schmidt-Cassegrain du commerce. La combinaison Maksutov-Cassegrain procde dune tout autre philosophie : la lame correctrice est remplace par un mnisque pais dont les deux faces sont sphriques, tandis que gnralement une portion centrale mtallise de la face interne du mnisque tient lieu de miroir secondaire. Ainsi, contrairement au cas du Schmidt-Cassegrain, lensemble mnisque-miroir primaire nquivaut pas un parabolode : londe arrivant sur le miroir secondaire nest pas sphrique, elle comporte un rsidu daberration de sphricit de signe contraire celui quintroduit le miroir secondaire sphrique par construction. Lobstruction centrale des Maksutov-Cassegrain est ordinairement plus faible que celle des Schmidt-Cassegrain et leur longueur focale quivalente est plus forte. Ces caractristiques en font des instruments plutt adapts lobservation des plantes. Le plus souvent, ils sont collimats une fois pour toutes en usine et noffrent pas de possibilit de rglage. Signalons en passant que le mnisque des MaksutovCassegrain est divergent contrairement ce que montrent certains ouvrages ; il est plus pais son bord quen son centre.

le champ (lectromagntique) rgnant en un point F'' quelconque du plan focal de linstrument (figure 5) : il suffit dcrire quil est la somme dondes lmentaires issues des points M de la surface du miroir secondaire. En premire approximation, ces ondes ont toutes la mme amplitude et ne diffrent, en prsence dun dfaut dorientation, que par leur phase , laquelle scrit :

Le coefficient k est le nombre donde et la longueur donde ; la grandeur reprsente, une constante additive prs, le chemin optique parcouru entre un plan de rfrence orthogonal laxe du miroir primaire et le point F'' considr dans le plan focal. Comme le miroir primaire (ou lassociation du miroir primaire et de la lame correctrice) est stigmatique, le chemin optique entre le plan de rfrence et le foyer F est invariant, si bien que peut scrire :

Par commodit, on choisit la constante de la formule prcdente de faon que le chemin optique soit identiquement nul dans laxe (F'' confondu avec le foyer F') lorsque le miroir secondaire hyperbolique est parfaitement rgl ; on pose donc :

Effet dun dfaut dorientation du miroir secondaireOn se propose ici dtudier leffet dun dfaut dorientation du miroir secondaire hyperbolique des tlescopes de Cassegrain et Schmidt-Cassegrain. Cela fait, on pourra tablir les tolrances de rglage affrentes. Le problme ainsi pos concerne dailleurs surtout les combinaisons Schmidt-Cassegrain du commerce : dans leur cas en effet seul le miroir secondaire possde des vis de collimation. Quant aux Cassegrain authentiques, leur collimation seffectue pour la plupart en agissant aussi sur les vis calantes du grand miroir parabolique, si bien quelle ressemble beaucoup celle des tlescopes de Newton. Le dfaut envisag consiste en une rotation dangle du miroir secondaire autour du point R de son axe situ la distance du sommet S (figure 5). Dans la pratique, les points R et S son quasiment confondus et le paramtre est nul. Le cas de figure o le pivot R concide avec le foyer F du parabolode primaire est cependant utile du point de vue thorique, car alors la combinaison reste rigoureusement stigmatique (exempte daberrations) pour le foyer image F du miroir secondaire, quelle que soit la valeur de linclinaison , do un moyen prcieux de contrler le calcul entrepris. galit faisant intervenir le grandissement et la longueur focale f de lhyperbolode (voir plus haut). Dans le cas dun miroir secondaire drgl la grandeur varie lorsque le rayon incident se dplace sur louverture de la pupille. Au terme dun calcul quon ne dtaillera pas on trouve, en ngligeant les puissances cube et suprieures du dfaut , lexpression suivante du chemin optique aberrant :

Coma rsultant du dfaut dorientationCorrectement orient ou non le miroir secondaire est par hypothse soumis une onde sphrique convergeant au foyer F du parabolode ou de la combinaison primaire (association du miroir primaire et de la lame correctrice pour les Schmidt-Cassegrain). Lapplication du principe de Huygens-Fresnel dj introduit permet de dterminer

(Formule 23) On reconnat les caractristiques de la coma (partie II), en notant que la variable est proportionnelle la hauteur dincidence h du rayon courant sur le miroir primaire. Le maximum dintensit dans le plan focal correspond sensiblement, on le sait (partie I), au minimum de la moyenne

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sur louverture du chemin optique aberrant au carr ; ce minimum est atteint pour une valeur optimale Lopt du paramtre L qui dtermine une position bien dfinie du point dobservation F'' dans le plan focal. Le calcul montre qu loptimum la perte dintensit sannule lorsque le pivot R concide avec le foyer F du miroir primaire ; plus prcisment on observe la relation de proportionnalit suivante :

oculaire plac au foyer image thorique F' : il suffit dappliquer la formule 23 du paragraphe prcdent au cas particulier o le paramtre u est nul. Au total, le chemin optique aberrant observ en prsence des deux rotations et est gal la somme des chemins optiques aberrants associs isolment ces deux perturbations ; au terme dun calcul simple, on trouve lexpression suivante du chemin :

Ainsi, comme prvu (car la combinaison reste stigmatique), il ny a pas dattnuation si les points R et F sont confondus ( = f) ; dans ce cas de figure la valeur Lopt vrifie en outre : (Formule 24) si bien que le point F'' du plan focal o se situe le pic dintensit nest autre que le foyer image F' de lhyperbolode aprs pivotement. Ces deux proprits constituent une vrification de la formule 23 de la mme faon quune preuve par 9 permet de contrler lexactitude de la division de deux nombres. En recentrant limage de ltoile dans le champ de loculaire, lobservateur dpointe le tlescope dune quantit qui minimise la perte dintensit rsultant du dfaut dorientation du miroir secondaire ; cette perte, on le rappelle, est proportionnelle la moyenne sur louverture du chemin au carr. A loptimum, tous calculs faits, le dpointage vrifie :

Coma rsiduelle dans laxe aprs dpointage de compensationDans la ralit lobservateur ne dplace pas son oculaire dans le plan focal pour suivre le dplacement du pic dintensit de la tache dAiry, comme les calculs prcdents le suggrent ; en fait il laisse loculaire sa place nominale (au foyer image thorique de la combinaison) et il dpointe le tlescope tout entier dun angle , de faon que limage de ltoile reste centre dans le champ malgr le rglage dfectueux du miroir secondaire. Pour valuer laberration de coma, il sagit donc de dterminer les variations rsiduelles du chemin optique, mesur entre le foyer image thorique F' et un plan de front orthogonal la direction de ltoile, alors que le miroir secondaire et le tlescope dans son ensemble ont subi les petites rotations dangles et . Or leffet du dpointage du tlescope est connu : il rsulte de la coma de la combinaison Cassegrain suppose parfaitement rgle (voir plus haut). De mme, on connat leffet du pivotement du miroir secondaire pour un

(Formule 25) Le paramtre T caractrise le rapport focale sur diamtre M du miroir primaire. Le paramtre Q est le rapport focale/diamtre quivalent de la combinaison Cassegrain :

(Formule 26)

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


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C est la fonction suivante du grandissement : Un calcul simple conduit alors lexpression suivante du dfaut de coma sur londe au bord de louverture (h = H = /2) : (Formule 27) Pour des Cassegrain classiques (Q voisin de 30) et mme pour des Schmidt-Cassegrain (Q voisin de 10) la quantit S est minime, si bien quon peut crire sans beaucoup se tromper :

(Formule 31) Or la grandeur (f-) correspond lcart y dj dfini ; les formules 30 et 31 sont donc identiques un coefficient multiplicateur prs. Pour un grandissement lev de lhyperbolode, en vertu de la formule 17, lexcentricit e est voisine de lunit et les coefficients multiplicateurs sont quasiment gaux (1/32) : pour un grandissement de 5 par exemple on obtient 1/33,33 au lieu de 1/32. Il y a donc bien concordance entre les deux formulations ; sil ny a pas une identit stricte cest que la formule 30 concerne un tlescope aplantique et non pas un Cassegrain classique (formule 31). La seconde formulation trouve dans la littrature [5.2] fournit la longueur l de laigrette de coma dans le plan focal pour tout type de tlescope deux miroirs :

(Formule 28) Dans le cas pratique o la distance du centre de rotation R (figure 5) au sommet S de lhyperbolode est quasi nulle la solution prcdente devient :

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

Confrontation la littrature professionnelleLes calculs prcdents ont t mens avant que lauteur nait connaissance de travaux publis par des professionnels dans les annes 1970 (rf. [5.1] et [5.2]). On se propose ici de montrer la compatibilit des formules prsentes avec ces derniers. La rfrence [5.1] fournit dans le cas du tlescope aplantique (de Ritchey-Chrtien notamment) une expression approche trs simple de lamplitude A, au bord de louverture, du dfaut de coma sur londe li un drglement du miroir secondaire :

(Formule 32) Pour obtenir la valeur angulaire, en radians, de la longueur l, il suffit de diviser lexpression de la formule 32 par F, longueur focale quivalente du tlescope (multiplier ensuite le rsultat par 206265 pour le convertir en secondes de degr). Dans la formule 32, y reprsente un petit dplacement transversal du miroir secondaire et , comme plus haut, une petite rotation de ce dernier. R2 est le rayon de courbure du miroir secondaire (ngatif pour un miroir convexe) et b2 son coefficient de dformation par rapport la sphre (voir [3] par exemple). Dans le cas de la combinaison Dall-Kirkham le secondaire est sphrique, le coefficient b2 est alors nul ; pour un Cassegrain authentique miroir secondaire hyperbolique le coefficient b2 vrifie :

(Formule 30) Ce dfaut est inversement proportionnel au cube du rapport douverture du miroir primaire ; la longueur y dsigne lcart entre les axes des miroirs secondaire et primaire au droit dun point neutre propre chaque type dinstrument : si le drglement du secondaire consiste en une rotation autour du point neutre (y=0), alors le dfaut de coma napparat pas. Dans le cas des RitcheyChrtien le point neutre se situe entre le foyer F du miroir primaire et le sommet S du miroir secondaire. Pour les Cassegrain classique le point neutre, on la vu, est confondu avec le foyer F. On montre que le dfaut de coma introduit plus haut (formule 23) est trs sensiblement minimal pour la valeur du paramtre u qui annule la composante linaire du chemin aberrant soit :

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

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d reprsentant la distance des deux miroirs et F (rappel) la distance focale rsultante du tlescope ; la comparaison avec lexpression 33 montre immdiatement que le miroir secondaire du Ritchey-Chrtien est plus dform par rapport la sphre que lhyperbolode du vrai Cassegrain quivalent. Les dplacements envisags ici sont des rotations autour du pivot R (figure 5), il faut donc poser y = . ; par ailleurs le rayon de courbure R2 vaut f(1+e). En utilisant la formule 33, la formule 32 particularise au cas du Cassegrain classique devient alors : (Formule 34)

faut dorientation du miroir secondaire :

(Formule 35) Dans cette formule D reprsente le diamtre du miroir primaire et qD par consquent celui du miroir secondaire. En combinant les formules 25 et 35, on obtient ensuite le dpointage de compensation associ au dfaut :

(Formule 36) Les calculs effectus plus haut, qui correspondent la formule 31, conduisent rigoureusement au mme rsultat (utiliser la formule 3 de la partie II : un dfaut de coma sur londe gal K. H3 au bord de la pupille se traduit par une aigrette de coma de longueur l = 3. K. F. H2). Cela achve de dmontrer la validit du formalisme obtenu. Les angles et sont exprims, dans les formules 35 et 36, en radians (un radian quivaut sensiblement 57 degrs). Au dpointage du tlescope correspond un lger dplacement dans le plan focal ; ce dplacement, oppos celui quinduit le drglement du miroir secondaire, caractrise la tolrance de centrage de linstrument ; il est gal au produit de par la longueur focale quivalente QD de la combinaison Cassegrain, do lgalit :

Tolrances de rglage du secondaire des CassegrainOn obtient la tolrance sur le drglement , en crivant que la perte dintensit relative de la tache dAiry est au plus gale un seuil arbitraire 1/K conformment la formule 1 bis de la partie I. Le nombre K caractrise la perte relative tolre : pour une perte de 20 % par exemple K est gal 5. En tirant parti des formules 24 et 25 on aboutit lexpression suivante de la tolrance sur le d-

(Formule 37)

Figure 6 : tolrance sur la rotation des vis de collimation dun Schmidt-Cassegrain typique (F/D = 10) en fonction du rapport douverture M du miroir primaire. Critre : perte dintensit de 20 % soit un dfaut sur londe de /2,5


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Discussion des formules obtenuesUne combinaison Cassegrain est caractrise principalement par le diamtre D et le rapport focale sur diamtre M du miroir primaire ainsi que par le grandissement et lobstruction q du miroir secondaire hyperbolique ; le rapport focale sur diamtre quivalent Q est alors gal au produit (.M). Fixons dabord la gomtrie du tlescope, cest--dire les paramtres q, M, et donc Q, et faisons varier son chelle, reprsente par le diamtre D. Lexcentricit e de lhyperbolode, fonction seulement de (formule 17), est galement constante par hypothse et, pourvu que le rapport /f ne varie pas, la quantit C(/f, ) est aussi une constante. A gomtrie fixe donc, on arrive cette constatation que les tolrances angulaires et varient en proportion inverse du diamtre D du miroir primaire tandis que la tolrance de centrage linaire est invariante et ne dpend pas, en consquence, de lchelle de linstrument. Fixons prsent le diamtre primaire D, lobstruction q, le rapport /f, le grandissement , autrement dit gardons le mme miroir secondaire, et faisons varier le rapport focale sur diamtre quivalent Q en agissant sur le rapport douverture M du miroir primaire. Nous voyons que les tolrances angulaires et croissent (deviennent plus lches) comme le carr de Q tandis que la tolrance de centrage linaire crot comme le cube de Q. Pour les Cassegrain aussi la compacit se paye donc cher en termes de tolrances de collimation : lemploi dune combinaison Schmidt-Cassegrain (Q voisin de 10) ncessite de respecter des tolrances linaires 27 fois plus strictes que celles dun Cassegrain classique de mme diamtre (Q voisin de 30). On notera que les proprits nonces, touchant linfluence de lchelle et de la compacit de linstrument, sont analogues celles du tlescope de Newton dj trait (partie II, formule 12).

Cette formule enseigne que la tolrance ne dpend pas du diamtre D du miroir primaire. Donnons-en un ordre de grandeur pour une combinaison typique de type Schmidt-Cassegrain ayant pour paramtres : =0,56 micromtre, Q=10, M=2, =5, =2/3, p=0,77 mm (valeurs mesures sur un 9 pouces 1/4 de marque bien connue). En admettant une perte relative dintensit de 20 % (K= 5), on obtient une tolrance de 6 degrs, soit seulement un soixantime de tour ! On est dailleurs en droit de se montrer plus exigeant encore car une perte de 20 % correspond un dfaut sur londe respectable de /2,5 ; si lon veut ramener ce dfaut /10, la tolrance devient quatre fois plus faible soit 1,5 degr (K=80, cf. tableau 1 de la partie II). On conoit au vu de ces chiffres que la collimation des Schmidt-Cassegrain soit particulirement critique et quil faille rgulirement la retoucher. A titre de comparaison, pour un Cassegrain classique (Q=30, tous paramtres gaux par ailleurs) la tolrance est neuf fois suprieure : 54 degrs pour une perte de 20 %.

Courbes de tolrance pour un rapport F/D quivalent de 10La figure 6 reproduit la tolrance sur la rotation des vis de collimation pour le rapport focale sur diamtre quivalent typique des combinaisons Schmidt-Cassegrain (Q = 10). La courbe est trace en fonction du rapport douverture M du miroir primaire ; le grandissement de lhyperbolode est donc variable ( = 10/M). Les autres paramtres sont : - la longueur donde : 0,56 micromtre, - la distance des vis laxe optique : 0,67 fois le rayon du petit miroir, - le pas des vis : 0,77 mm, - la tolrance sur la baisse dintensit de la tache dAiry : 20 % soit K=5. Comme prvu (formule 38), la tolrance augmente avec le rapport douverture M ; avec M=2,6 elle est environ 1,6 fois plus grande quavec M=2. Il y donc intrt, toutes choses gales par ailleurs, disposer dun miroir primaire plus ferm plutt que plus ouvert. On constate une nouvelle fois que la recherche de la compacit a un cot en termes de collimation. Cette considration a peut-tre inspir en partie la conception du tlescope de 9 pouces 1/4 dun fabricant bien connu. Nanmoins, mme avec un rapport douverture de 3 la tolrance reste trs svre : 12 degrs seulement. La figure 7 reproduit la tolrance de centrage linaire , indpendante on le rappelle du diamtre D de linstrument, pour diverses valeurs du paramtre /f compris entre 0 et 1. Les autres paramtres sont identiques ceux de la figure 6. On constate les proprits suivantes, quon peut dailleurs dmontrer laide des formules 27 et 37 : la tolrance est une fonction croissante du rapport douverture M du miroir primaire ainsi que du paramtre /f ; pour /f gal lunit (centre de rotation ou pivot R de

Tolrance sur la rotation des vis de collimation du miroir secondaireD'un point de vue pratique ou manuel, il est intressant de traduire les tolrances prcdentes en termes de rotation acceptable des vis dfinissant lorientation du petit miroir. Cette question na de sens mcanique, on le comprendra, que pour une distance quasi nulle (pivot R et sommet S de lhyperbolode quasiment confondus) ; cest en tout cas lhypothse que lon fait ici. Soit la distance des vis laxe optique rapporte au rayon du petit miroir ; soit dautre part le pas des mmes vis. On convertit aisment la tolrance sur linclinaison du petit miroir (formule 35 avec = 0) en termes de rotation acceptable de ses vis de collimation exprime en degrs :

(Formule 38)

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Figure 7 : tolrance de centrage linaire dun Schmidt-Cassegrain (F/D = 10) en fonction du rapport douverture M du miroir primaire pour cinq valeurs de la distance rduite /f : 0 (pivot R confondu avec le sommet S de lhyperbolode, courbe du bas), 0.75, 0.95, 0.99 et 1 (pivot R confondu avec le foyer F du miroir primaire, ligne droite du haut) Critre : perte dintensit de 20 % soit un dfaut sur londe de /2,5 lhyperbolode confondu avec le foyer F du miroir primaire) la tolrance est maximale et indpendante de M. Si le rapport douverture M a la valeur courante de 2, la tolrance est seulement de 0,8 millimtre dans le cas concret o /f est nul, elle est 7 fois plus large et vaut 5,4 mm dans le cas plus hypothtique o le paramtre /f est gal lunit. que avec un rayon de courbure prcisment gal la longueur focale objet f, cette face tant applique sur un support convexe de mme rayon, solidaire de la lame correctrice. La viabilit de ce systme reste tablir du point de vue industriel mais il offre a priori une perspective sduisante : il serait susceptible dun rglage dfinitif en usine, librant ainsi lobservateur de la contrainte de contrler frquemment la collimation de son tlescope. Le Schmidt-Cassegrain deviendrait alors aussi indrglable que le Maksutov.

Suggestion damlioration du systme de fixation de lhyperbolodeComme on le voit les tolrances de centrage des combinaisons Schmidt-Cassegrain typiques du commerce sont extrmement svres. Mais en plaant le pivot R du miroir hyperbolique sur le foyer primaire F, on bnficie de tolrances linaires augmentes du facteur approximatif suivant :

ConclusionsIl apparat que linstrument sans doute le plus populaire chez les amateurs, savoir le SchmidtCassegrain, est aussi celui qui exige la collimation la plus soigne et de loin. Au del des tolrances de collimation, qui nous ont servi de fil dAriane au long des trois parties du prsent article, puisse le lecteur prendre got, si ce nest dj fait, cette belle science toujours vivante [5] quest loptique astronomique. Ses dveloppements sont parfois difficiles suivre de prime abord, mais les efforts consentis sont payants : connatre et comprendre les proprits dun instrument nest-ce pas aussi - moindre frais - le possder un peu ?

soit du facteur 7 pour le grandissement typique de 5, ce qui parat trs avantageux. Comment dans la pratique exploiter cette proprit ? Evidemment le systme de fixation habituel du miroir secondaire base de vis poussantes ne convient pas, puisquil conduit un rapport /f faible. Une solution pourrait consister rder la face arrire du miroir secondaire de manire la rendre concave et sphri-


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Les effets des lames dune araigne surEric MAIRENous avons tous en tte les images des grands observatoires nous prsentant de magnifiques nbuleuses semblant suspendues un champ dtoiles dont les plus brillantes sont affubles de quatre ou six aigrettes de lumire. Les reprsentations images telles les cartes anciennes du ciel, certaines bandes dessines et mme les dessins denfants reprsentent les toiles avec des aigrettes pour justement bien en qualifier laspect stellaire... Cest dire si parfois nous en oublions lorigine prcise pourtant prsente dans linconscient de tous ceux qui sintressent lastronomie. Nous percevons mme de fugaces aigrettes rien quen regardant des toiles trs brillantes lil nu Mais quen est-il exactement pour les tlescopes que nous utilisons ?Les aigrettes sont dues la prsence des lames de laraigne qui servent porter le miroir secondaire dans un tlescope. Ces lames engendrent de la diffraction et crent ainsi des aigrettes orientes dans une direction perpendiculaire celles-ci. Dans les cas les plus courants, ces lames sont symtriques, nous avons alors six aigrettes pour une araigne trois branches et quatre pour un modle quatre branches. Or actuellement, de plus en plus damateurs se lancent dans la construction de tlescopes sans prcisment connatre tous les effets dus la prsence de ces lames sur le contraste de limage finale. En dehors de lobstruction du miroir secondaire, nous comprenons bien intuitivement que ces lames doivent se faire oublier le plus possible en tant les plus discrtes et les plus fines. Sans entrer dans les dtails de loptique thorique, nous allons chercher comprendre comment les lames daraignes affectent le contraste dune image fournie par un tlescope rflexion. Souvent la qualit dune optique ddie lastronomie est value laide du rapport de Strehl. Mais de quoi sagit-il ? Cest le rapport de lintensit du centre du disque dAiry donn par un systme optique, celle dun systme optique parfait. Le rapport de Strehl est gal 1 lorsque loptique est parfaite et sans obstruction, et atteint 0,8 pour une optique /4 sur londe. Plus le rapport de Strehl est petit, plus le disque dAiry perd de lintensit au profit des anneaux entourant le pic central, et plus la magnitude limite atteinte par linstrument est faible. Le rapport de Strehl est donc un indicateur direct de la qualit des images et des optiques [9]. Dans un article de rfrence de James E. Harvey et Christ Ftaclas paru en 1995 dans Applied Optics [1], les auteurs font appel une lgre rvision de la formulation du rapport de Strehl incluant les influences des lames daraigne pour mieux en apprhender les effets. Le nouveau rapport de Strehl sexprime comme suit :

o N dsigne le nombre de branches (lames) de laraigne, lpaisseur de la lame en fraction du diamtre D du miroir primaire et lobstruction centrale due au miroir secondaire. Mon but nest pas de vous plonger dans la thorie (pour cela se reporter larticle prcit) mais dexpliciter les principales influences des lames daraigne sur limage, ce sera donc la seule formule de cet article ! Par exemple pour une obstruction de 0,27 et une araigne quatre branches dpaisseur 1,8mm quipant un tlescope de type Newton de 300mm de diamtre soit = 0,006, S est environ gal 0,9975 si les miroirs sont considrs comme parfaits. En ralit, plus lpaisseur des lames est importante, plus lnergie diffracte (disperse) par les lames se retrouvera en dehors du disque dAiry. Toutefois cela naffecte pas pour autant la largeur mi-hauteur du pic central (FWHM soit Full Width at Half-Maximum en anglais) qui est pourtant un critre couramment utilis comme dfinition de la rsolution des images astronomiques. Cest certainement pour cette raison que les analyses des effets

Figure 1 : profils lmentaires dans le plan de limage x des deux composantes de la figure de diffraction provoque dune part par loptique dun tlescope de diamtre D proprement dite (rayon du pic central dont lintensit lumineuse In est la plus leve: f/D) et dautre part par une araigne une seule branche dpaisseur b (rayon du lobe central : f/b). 14 Astrosurf Magazine - N11 Nov./Dc. 2004

une image fournie par un tlescope.des lames daraigne sur le contraste sont fort peu nombreuses jusqu ces dix dernires annes. Pour pallier cette insuffisance du critre de FWHM pour apprhender les influences des lames daraigne, les auteurs ont donc opt pour la caractrisation de lnergie dlimite par la largeur mi-hauteur du disque dAiry et formul une quation empirique dcrivant le phnomne [1]. Mais quobserve-t-on visuellement sur une toile de brillante ou sur des images acquises laide dune camra CCD ? Si ltoile est correctement focalise, nous voyons son image munie daigrettes bien visibles. Celles-ci se dtachent dautant mieux par rapport au fond de limage que loptique est de bonne qualit. La distribution en intensit lumineuse le long des axes de ces aigrettes consiste en la superposition de deux contributions selon le principe de Babinet [2]: - dune part la diffraction de ltoile elle-mme dans le tlescope de diamtre D - et dautre part la diffraction due une lame de laraigne qui est une fonction en sinc (sinus cardinal au carr) dont lintervalle entre les minima est proportionnel son paisseur comme illustr la figure 1. Cette image est souvent appele en anglais : Point Spread Function = PSF qui nest rien dautre que la rponse impulsionnelle optique de la chane dacquisition de limage un point de lumire constitu par une toile. Nous pouvons bien observer cette image dans la ralit, notamment cela confre ces aigrettes un aspect en pointills bien caractristique dont lintensit lumineuse

Figure 2 : toile de magnitude 6 situe dans la constellation dOrion. Photographie CCD de Martial Figenwald acquise laide dun tlescope Newton Takahashi Epsilon 160mm. Les aigrettes sont provoques par une araigne quatre branches.diminue au fur et mesure que lon sloigne de ltoile. A noter que lnergie diffracte se disperse en dehors du pic central et que lintervalle entre les pointills est dautant plus petit que lpaisseur des lames augmente. En pratique sur mon Dobson, jai pu observer quun rglage fin de la verticalit des lames une fois laraigne tendue est

Figure 3 : niveaux de gris mesurs le long dune aigrette provoque par une araigne quatre branches. Ltoile se trouve gauche du graphique vers les niveaux de gris les plus levs. Le profil relev montre la distribution des intensits lumineuses en sinus cardinal comme le suggre la figure 1 mme si la superposition des composantes dues respectivement loptique et aux lames de laraigne nest pas vidente observer cause du bruit de fond de limage (cf. figure 2). Astrosurf Magazine - N11 Nov./Dc. 2004 15

Figure 5 : classement des configurations gomtriques des araignes par ordre croissant en fonction de lnergie diffracte en dehors du pic central du disque dAiry. Ces araignes sont donc classes en fonction de leur performance en terme de contraste paisseur de lame et obstruction constantes. 1- Trois branches. 2- A tube cylindrique unique ! 3- Quatre branches. 4- Lames courbes. 5- Quatre branches non symtriques (configuration parfois recherche pour sa bonne rigidit). 6- Lame de forme arbitraire (fantaisiste !). 7- Huit branches. Nota : en ralit, lnergie diffracte en dehors du pic central croit en fonction de la longueur totale des branches dune araigne. Daprs James E. Harvey et Christ Ftaclas.indispensable de manire dune part rendre ces aigrettes les moins intenses et dautre part augmenter lintervalle entre les pointills amliorant ainsi la qualit de la perception visuelle des toiles brillantes. En photographie numrique ou CCD, nous pouvons observer le mme phnomne quen visuel. Toutefois, pour bien le mettre en vidence, il est ncessaire de produire des images 16 bits et que ltoile elle-mme apparaisse comme sature de faon en bien visualiser les aigrettes. Nous retrouvons bien alors le profil attendu. La figure 2 prsente une image ralise sur une toile de magnitude 6 situe dans la constellation dOrion laide dun tlescope Newton de 160mm muni dune araigne quatre branches. La figure 3 montre la distribution des intensits lumineuses en sinc le long de laxe dune des aigrettes de ltoile la plus brillante de la figure 2. A titre dillustration, la figure 4 montre ltoile 44i trs prs de M42 photographie avec un appareil numrique Canon 10D laide dun tlescope trois branches dveloppant ainsi six aigrettes. Des simulations peuvent tre ralises laide de logiciels spcialiss et montrent ainsi les effets obtenus en augmentant le nombre de branches daraigne [7]. Cela nous amne nous poser ces deux interrogations: quel est le nombre optimal de branches pour une araigne ? Et quelle forme ventuelle leur donner ? Encore une fois James E. Harvey et Christ Ftaclas ont rpondu ces questions. A paisseur de lames et obstruction constantes, lnergie diffracte en dehors du pic central est la plus faible pour une araigne trois branches ou dans une moindre mesure par un secondaire tenu par un seul tube [6]. Il est galement intressant davoir des lames symtriques notamment dans le cas dune araigne quatre branches sinon des aigrettes supplmentaires apparaissent limitant encore le contraste final. Laraigne quatre branches est donc galement une bonne configuration dautant quelle permet une rigidit mcanique plus grande mme si par ailleurs une torsion rsiduelle du porte-secondaire peut tre gnre cause de la difficult aligner les axes des lames sur laxe optique. A noter quen visuel, lusage dune araigne quatre branches parfaitement aligne sur laxe optique de linstrument permet deffectuer une mise au point assez prcise sur une toile lumineuse en faisant concider (confondre entre elles) les aigrettes qui sont au nombre de 8 lorsque limage est lgrement dfocalise ; tandis que pour une araigne trois branches lapprciation visuelle des six aigrettes passant rigoureusement par le centre de la figure dAiry est moins aise estimer. Quant laraigne lames courbes circulaires, elle prsente lintrt notable de ne produire aucune aigrette, ce qui est souvent recherch en photographie du ciel profond. Il existe mme des publicits qui prsentent cette technique - certes assez flatteuse - comme la solution ultime pour avoir du contraste en imagerie plantaire Malheureusement, lnergie diffracte en dehors du pic central est plus importante et tendra donc de fait limiter le contraste des dtails les plus petits. De plus, leur paisseur se doit dtre assez importante pour leur confrer la rigidit suffisante alors que les araignes trois ou quatre branches peuvent tre tendues ! Il est galement intressant davoir des lames symtriques notamment dans le cas dune araigne quatre branches sinon des aigrettes supplmentaires ou des dissymtries dans la figure dAiry apparaissent limitant ainsi le contraste final. James E. Harvey et Christ Ftaclas ont donc tabli un classement des configurations gomtriques des araignes par ordre d'nergie diffracte en dehors du pic central du disque dAiry (voir figure 5). A noter, les surprenantes performances de laraigne dont la branche unique se rsume un unique cylindre. Sa confection, dlicate mais pas insurmontable, doit se raliser avec un cylindre dont le diamtre doit tre choisi avec prcision en fonction du diamtre du tube et ses fixations ne doivent pas gnrer dobstruction supplmentaire. Cest une

Figure 4 : toile 44 sous M42 photographie laide dun Canon 10D au foyer dun tlescope Takahashi Mewlon 180 avec rducteur de focal x 0,71. Pose unique de 30 secondes 800 ISO. Cette image montre parfaitement les six aigrettes rsultant dune araigne trois branches.

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solution originale qui permet la fois de conserver un quelles supportent; en leur substituant des systmes de haut niveau de contraste tout en liminant les aigrettes fils dacier. Toutefois larchitecture dun tel systme devra pour ceux qui y sont allergiques [6]. Dans le mme ordre tre telle que lon puisse le considrer comme une araigne dide, une araigne deux lames en triangle est trois ou quatre branches si on la regarde selon laxe intressante, mais cela suppose des contraintes plus optique du tube. Ces systmes munis de cbles tendus importantes sur leur paisseur [10]. sont trs intressants mais ncessitent un dispositif Il existe galement des dispositifs anti-aigrettes dont le permettant de rgler prcisment la tension de ces cbles. plus remarquable est ladoption dune lame de On peut accrotre le coefficient de convection par une fermeture avec en son centre le miroir ventilation force mais cette secondaire comme sur les tlescopes solution suppose une installation Schmidt Cassegrain. Mais pour un lectrique bien tudie en fonction du amateur qui dsire fabriquer son propre type de tube utilis. Enfin, il est tlescope, cela suppose plusieurs ncessaire dadopter des lames polies contraintes : les lames de fermeture de qui possdent un pouvoir missif qualit sont assez onreuses. Leur rduit dans linfrarouge de faon fabrication rclame beaucoup encore limiter ce phnomne [3]. dexprience et ces dernires accueillent Ce qui nous conduit adopter une volontiers la bue lors des observations. araigne trois ou quatre branches Il faut souligner que des dispositifs antiselon les contraintes de rigidit et aigrettes originaux adjoindre aux dont les lames sont parfaitement lames conventionnelles existent [8]. polies et ajoures (voir figure 6). Ces Toutefois mme si la quantit de lumire ajourements peuvent avoir des en moins reue par lobservateur est motifs plus ou moins complexes ngligeable, lnergie diffracte par ces lintrieur mme de ces lames et ne dispositifs anti-aigrettes est sensible et sont donc pas forcment la porte obstrue des zones du miroir primaire qui de tous les amateurs cause du contribue la haute rsolution spatiale. ncessaire travail de prcision ; Une fois de plus, la perception des petits surtout si le tlescope est petit objets tnus la surface des disques Figure 6 : Lames ajoures dune araigne (infrieur D = 200mm). Lexprience plantaires comme Jupiter ou Saturne quatre branches de ralisation de certains amateurs constructeurs surtout en visuel peut savrer plus personnelle. daraignes suggre quil est dlicate. prfrable davoir un ajourement En dehors de ces considrations plus proche des points dancrage cot purement optiques et en supposant les instruments tube (ou anneaux de la cage secondaire pour un Dobson) comme toujours parfaitement collimats, des variations plutt que du porte-secondaire car une trop grande de taille et dintensit lumineuse des aigrettes peuvent tension sur les branches peut engendrer des torsions tre observs cause des effets thermiques sur les lames. prjudiciables au placement du porte-secondaire avec Elles peuvent perdre de la chaleur par rayonnement. La laxe optique de linstrument lors du serrage de laraigne. couche dair environnante se refroidit leur contact, lair Cet article mriterait d'tre complt par : au voisinage des lames est videmment plus chaud que - d'une part, un approfondissement de ltude des celles-ci. Les variations dintensit et de taille des aigrettes diffrentes diffractions relles engendres par chaque tant dues principalement la rfraction dans une couche configuration de lame, dair froid, plusieurs solutions peuvent tre proposes. Il - dautre part, des tudes mcaniques sur les formes est possible de rduire la longueur du trajet optique dans les plus rigides et les moins contraignantes du point cet air froid en diminuant la hauteur des lames; en les de vue de la torsion subie par les lames daraigne. ajourant douvertures l o le permettent les efforts Avis aux amateurs rdacteurs !

Bibliographie et ressources Internet1. James E. Harvey and Christ Ftaclas. Diffraction effects of telescope secondary mirror spiders on various image-quality criteria. James E. Harvey and Christ Ftaclas. Applied Optics. Vol.34, N28, 1995. Ndla: article disponible en ligne sur ce site web: http:// imaging.creol.ucf.edu/publications/Spider_Diffraction.pdf 2. M. Born and E. Wolf, Principles of Optics (Pergamon, Oxford 1980) Chap.2, p.21: Principe de Babinet. 3. Effets thermiques sur les lames daraigne: http://www.astrosurf.com/altaz/effetthermique.htm 4. Andr Couder, Dealing with spider diffraction in Amateur Telescope Making, Advanced (Book Two) A. G. Ingalls, ed. (Scientific American, New York 1946). Pp. 260-262. 5. PSF Variations with Field Position /Variation de la fonction dtalement de la figure dAiry avec la position dans le champ. http:// www.stsci.edu/instruments/wfpc2/Wfpc2_hand4/ch5_psf7.html 6. Un trs bel exemple dune araigne une seule branche cylindrique!: http://www.mikespooner.50megs.com/ms5.htm 7. De belles images de la simulation de la diffraction due diffrente configurations de lames daraigne : http://www.astrotelescope.com/ optique/obstruc.html 8. Un dispositif pour liminer les aigrettes de diffraction. http://serge.bertorello.free.fr/antiaigr/antiaigr.html 9. Les critres pour qualifier la qualit dune optique : http://www.astrosurf.com/tests/criteres/criteres.htm 10. Une araigne dmontable deux branches en carbone : http://www.astrosurf.com/altaz/465.htm Remerciements particuliers pour leur aide et documents apportes : Martial Figenwald, David Vernet, Mac et Thierry Prvost.


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Champ constructeur contre ChampFabrice MoratLe champ constructeur est souvent pour l'observateur un critre important dans le choix de ses oculaires, tent qu'il est d'embrasser une plus grande partie de la vote cleste. Ces dernires dcennies, les fabricants nous ont fait rver en proposant des oculaires parfois colossaux jusqu' 84 de champ apparent ! Curieux par nature et un brin souponneux, j'ai depuis longtemps calcul tous mes grossissements commerciaux, sur le terrain, pour chaque nouvel oculaire. Il tait alors tentant par la mme occasion d'valuer la valeur du champ apparent afin de la comparer celle du champ constructeur propos par le fabricant. Pour ce faire, je vous expose ci-dessous ma mthode personnelle qui dbouchera sur un dnouement inattendu.

Calcul du champ ApparentLors du 1er volet de cette srie d'articles consacrs au champ des oculaires (Astrosurf N9 - page 7), nous avions admis les 2 formules d'obtention du grossissement commercial :

Valeur de F, focale instrumentaleSi vous ne connaissez pas la focale de votre instrument au millimtre prs, reportez-vous l'encadr ci-contre qui expose une mthode prcise de dtermination de sa valeur.

G=F/f

(1) (2)

Valeur de f, focale de l'oculairePeut-on se fier aveuglment la valeur grave sur le corps de chaque oculaire ? La prcision de la mthode dpend en grande partie de cette variable constructeur que l'on admettra pour ne pas compliquer la tache. A titre indicatif, je vous livre les rsultats de tests parus dans Sky & Telescope sur la validit de f : plusieurs sries d'oculaires Plssl (coulant 31,7), de 7 marques diffrentes, ont t tests l'aide d'un micromtre rticul. En rgle gnrale, il a t tabli que l'imprcision de f tourne autour de 0,1 mm avec comme mauvais lve : University Optics o le PL20 est en fait un 18mm ! Autre exemple d'oculaire plus rpandu en Europe : le SPL Meade (srie 4000) 6,4 mm a t vrifi 6,2mm.

G = Chapp / ChrelAvec : G = Grossissement Chapp = Champ apparent Chrel = Champ rel F = Focale de l'instrument f = Focale de l'oculaire

En fixant G, on obtient facilement la relation suivante :

F / f = Chapp / Chreld'o :

Chapp = Chrel x F / f

(3)

Cas des tlescopes miroir primaire mobilePour les propritaires de tlescopes miroir "mouvant" (SCT, Maksutov, Cassegrain, DallKirkham), une seconde erreur serait de croire que, connaissant les valeurs de Chrel, F et f, l'affaire est entendue et que l'on peut appliquer collectivement la formule pour tous nos oculaires. Pour la parade, comme F a t calcule sur un certain tirage de l'OR12,5, il faudra, aprs avoir retir soigneusement l'oculaire guide, ne plus toucher au bouton focus de votre tube optique afin de pouvoir utiliser la valeur de F. Vous placerez votre oculaire calibrer dans le renvoi coud (avec ou sans bague de rduction suivant le coulant) et compenserez la diffrence de mise au point en

Pour obtenir une valeur prcise du champ apparent propre chaque oculaire, nous devons connatre au mieux les valeurs du champ rel, de la focale instrumentale et de la focale de l'oculaire.

Valeur du champ relElle peut tre calcule soit par la "mthode thorique par le diaphragme", soitpar la "mthode pratique opar le dfilement d'toiles" (voir Astrosurf N9 - page 7).

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apparent mesur

Champ apparent de quelques oculaires grand champ soulevant par exemple l'oculaire du renvoi coud. Au pire, vous pourrez toujours conserver une petite tache dfocalise de l'toile sans nuire la qualit de mesure du dfilement d'toile. Mais en aucun cas, vous ne devrez tourner la molette de mise au point. C'est seulement ce moment que vous pourrez mesurer le Chrel de votre oculaire sur ce tirage impos par l'OR12,5. Ce n'est pas tout fait son vritable Chrel puisque l'oculaire a t dplac dans son logement mais le but fix tait d'avoir une parfaite corrlation entre F et Chrel. Enfin, vous pourrez appliquer la formule (3) en toute quitude afin d'obtenir le champ apparent mesur de votre oculaire.

Dtermination de F, la focale instrumentaleL'quation (3) ci-dessus n'a rien de rvolutionnaire, en tout cas pas de quoi fouetter mon collgue J. Claude Durand ! Attention pourtant l'universalit se son emploi. Les nombreux possesseurs de SCTs, Maksutov ou tous ceux qui ont des doutes sur la valeur de F devront passer d'abord par l'tape qui suit. J'utilise le prcieux oculaire rticul "Micro-Guide" OR12,5 de chez Celestron qui permet d'obtenir une valeur assez prcise de F dpendant du tirage de cet oculaire guide et des accessoires monts en amont (porte-oculaire, renvoi coud...). Cette mthode est bien explique sur la notice. Avant les mesures, veillez parfaire la mise au point avec cet oculaire et de lui adjoindre les accessoires indispensables comme en version d'observation. Par exemple, sur mon C14, l'OR 12,5 est mont avec sa bague de rduction, le renvoi coud gant et le porte oculaire de prcision NGFS. Il en rsulte une focale instrumentale effective de 4182mm. Sur mon ancien tube C1 1, dans les mmes conditions d'installation, F tait gal 3105mm.

ConstatationsL'tude des valeurs de Chapp suivant le type d'oculaire et la formule optique est trs instructive. Le tableau ci-joint vous propose une comparaison directe entre le champ constructeur et le champ apparent mesur sur diffrents tubes optiques et pour une varit d'oculaires. Dans les remarques suivantes, je m'appuierai galement sur le travail similaire de mon collgue Yann Pothier qui a procd un jeu de mesures sur diffrents tubes optiques (SCT 203 ouvert 10 avec ou sans rducteur de focale et Dobson de 445 ouvert 4,5), tous quips d'un porte-oculaire au coulant amricain de diamtre 31,7.

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


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

Attention aux portes-oculaires au coulant de 31,7mmLes nombreux lecteurs qui observent avec un SCT203, avec ou sans rducteur de focale, quip d'un porte-oculaire 31,7 doivent rester vigilants car la perte de champ touche alors tous les oculaires. Par exemple, le champ constructeur d'un nagler 16 mm type II passe de 82 73 et jusqu' 52 (avec rducteur). Quel gchis !

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

Vos chers oculaires sont-ils la hauteur ?Afin d'tancher leur soif de "champ", j'invite tous les observateurs vrifier s'ils tirent le maximum des possibilits de leurs ... chers oculaires. Et mfiez-vous des accessoires qui viennent charger le vhicule oculaire comme les rducteurs de focale et autres bagues. Ainsi, rien ne vous empchera de voir encore la lune en entier (ou la galaxie M101) plus de 150x ! Au programme de la troisime et dernire partie de cette srie d'articles (parution dans le numro 12) : - Comment choisir sa gamme d'oculaires ? - La qualit des oculaires au fil des dcennies.

De l'effet des rducteurs de focaleLes pertes de champ deviennent vite catastrophiques (plus de 30 % de perte) dans le SCT203 quip d'un rducteur de focale toujours pour les oculaires de longue focale.

Effet d'un renvoi coud gantAfin de tester si mon renvoi coud gant (TELEVUE everbrite) provoquait une quelconque dgradation de la grandeur du champ, j'ai effectu une srie de mesures sur 3 oculaires : une fois au foyer puis avec le fameux renvoicoud. Les champs se sont avrs quasiment les mmes. La combinaison optique employe (porte-oculaire NGFS + renvoi-coud gant) semble convenir pour tirer le maximum ou presque du champ constructeur.

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Galaxies singulires : le catalogue ARPJean-Philippe CazardHalton ARP, astronome mondialement connu a publi en 1966 un catalogue qui porte son nom et qui rassemble 338 galaxies "singulires". En grande partie compos de groupes de galaxies en interaction, le catalogue ARP fourmille de cibles intressantes pour les astronomes amateurs, en particulier ceux qui, l'aide de camras CCD, pourront faire des images d'objets qui sortent des sentiers battus. En effet, si le catalogue ARP compte dans ses rangs quelques "clbrits" comme M51, M77, M82, M65 ou NGC4631, il contient galement quelques objets moins connus, mais trs intressants. Je vous invite explorer ce catalogue ( l'aide du tableau en page 23) et nous envoyer vos travaux concernant ces objets, que nous ne manquerons pas de publier dans un prochain numro.

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

ARP 285 = NGC 2854 + 56

Halton Arp est galement connu pour ses travaux trs contreverss, concernant concernant les redshifts anormaux au sein de groupes de galaxies. Une des contreverses les plus clbres concerne l'ventuel pont de matire qui relierait la galaxie NGC4319 et le quasar Markarian 205. La prsence d'un pont de matire "physique" entre ces deux objets pose problme, car ces deux objets ont des redshift trs diffrents et se trouvent donc grande distance l'un de l'autre (si l'on admet que le redshift est une bonne indication de la distance d'un objet).

ARP 271 = NGC 5426 + 27

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


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Liste complte des objets du catalogue ARP

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

ARP273 = UGC 01810 + 13

ARP278 = NGC 7253A + B

ARP 248 = Wild's Triplet

ARP 290 = IC 195 + 196

ARP 295 = MCG-01-60-021

ARP 86 = NGC 7753 + 52


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Premiers pas avec une Webcam (4)Jean-Philippe CazardDans le prcdent article de cette srie (Astrosurf-Magazine N10, p29), nous avons vu les aspects thoriques du fameux "mode raw". Passons maintenant la pratique et voyons, pas pas, comment mettre en oeuvre le mode Raw sur une une webcam (VestaPro ou ToUcam).Mme les non-anglophones comprendrond le message affich au centre de l'cran qui indique qu'il n'y a pas de camra connecte. C'est tout fait normal, mme si votre camra est rellement connecte au PC. A ce stade, allez dans le menu : [Webcam] > [DS Interface] La fentre suivante s'affiche :

Principe et avertissementLa mise en oeuvre du mode Raw consiste modifier certaines informations prsentes dans la mmoire (EEPROM) de la webcam. Pour cela, nous allons utiliser un utilitaire, WebCam Register Macro Tool (WcRmac), dvelopp par Martin Burri et des macros dveloppes par Etienne Bonduelle. Les macros sont des fichiers qui contiennent les donnes que le logiciel WcRmac devra tlcharger dans l'EEPROM de la webcam.

Installation et lancement de WcRmacL'installation du logiciel WcRmac ne pose gure de problmes, il suffit de lancer la procdure d'installation et de suivre les indications. Avant de lancer WcRmac, il faut que la webcam soit connecte et qu'un logiciel d'acquisition (Astrosnap, VidCap ou autre) soit lanc. Il n'est pas obligatoire de mettre un objectif devant la webcam, ce qui est important, c'est que la camra soit en mode acquisition et affiche une image (mme floue ...) l'cran. Au lancement de WcRmac, la fentre suivante s'ouvre : Elle donne la liste des webcam qui sont connectes au PC. Slectionnez la webcam de votre choix et cliquez sur le bouton [Connect]. La fentre principale du logiciel affiche alors :

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


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Sauvegarde du contenu initial de l'EEPROMAvant de lancer le tlchargement de donnes dans l'EEPROM, il est indispensable de sauvegarder le contenu de l'EEPROM, afin de pouvoir faire "marche arrire" en cas de problme. Pour cela, slectionnez l'onglet [Binarie]. La fentre suivante s'ouvre :

AvertissementLa mise en place du mode Raw est la porte de tout astronome amateur, mais il faut procder avec soin et suivre pas pas les instructions que nous vous proposons, pour viter d'endommager votre webcam. Nous vous invitons en particulier lire l'ensemble des instructions avant de vous lancer, et faire une sauvegarde pralable du contenu de l'EEPROM, comme indiqu dans la section consacre cette opration.

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

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

Si votre webcam est dote d'un capteur noir et blanc (quelle que soit sa taille), alors slectionnez la macro : 0201 : Set R/W RAW Mode and Special Factory Settings Slectionnez un rpertoire et entrez un nom de fichier, par exemple "EepromInitiale", puis cliquez sur le bouton [Enregistrer]. Nous voici maintenant l'abri, avec une sauvegarde de l'EEPROM initiale sur le disque de l'ordinateur. Sinon, slectionnez la macro : 0202 : Set COLOR RAW Mode and Special Factory Settings Cliquez ensuite sur le bouton [Run checked]. La fentre de confirmation suivante apparat :

Comment se procurer WcRMac et les macrosLe logiciel WcRmac peut tre tlcharger l'adresse : www.burri-web.org/bm98/stuff/wcrmac-1.0.79.zip WcRMac est accompagn des macros qui ont t utilises pour l'illustration du prsent article, mais vous pouvez tlcharger les dernires versions sur le site d'Etienne Bonduelle : www.astrosurf.com/astrobond Cliquez maintenant sur le bouton [OUI] pour lancer la mise jour de l'EEPROM. Il ne reste plus qu' patienter quelques instants ... Lorsque la mise jour de l'EEPROM est termine, la fentre suivante apparat, avec le message "macro(s) success", qui indique que tout s'est bien pass :

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Ensuite slectionnez l'onglet [Commande Camra] et cliquez sur le bouton [Restaurer], qui permet de restaurer les paramtre usine de la webcam qui ont t modifis par la macro :

Notre webcam est maintenant en mode Raw. Notons au passage que l'EEPROM est une mmoire non volatile, c'est dire qu'elle conserve son contenu mme sans tre sous tension. Par consquent, notre webcam restera en mode Raw mme si elle est dconnecte du PC.

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

Cas des webcams avec capteur noir et blancSi votre webcam est quipe d'un capteur noir et blanc, alors le rsultat (fichier AVI par exemple) est directement exploitable comme si votre camra n'avait pas t transforme.

Premiers essais en mode RawPour vrifier que notre webcam fonctionne correctement en mode Raw, procdons une acquisition d'image. Pour cela, placez un objectif devant la webcam (si vous ne l'avez pas jet, l'objectif d'origine conviendra tout fait) et lancez votre logiciel d'acquisition habituel (les logiciels vidcap, astrosnap ou IRIS conviennent tout fait). Ds le lancement de votre logiciel d'acquisition, si vous utilisez une webcam couleur, vous constaterez que l'image dans la fentre d'acquisition est en noir et blanc. Ne vous inquitez pas ... et ne jetez pas votre webcam la poubelle, c'est tout fait normal ! Passez en mode "rglage du mode d'acquisition" (pour le logiciel Vidcap, c'est le menu Options/Video Source, pour les autres logiciels, rfrez-vous au manuel utilisateur). Dans l'onglet [Commandes d'image], slectionnez imprativement une cadence d'acquisition de 5 images par secondes. Si vous ne slectionnez pas cette cadence, les images seront compresses lors du transfert vers le PC et les avantages du mode Raw seraient rduits nant :

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

Utile le mode Raw ?Si vous hsitez encore transformer votre webcam, voici ci-dessous, le dtail fortement agrandi d'une image qui a t acquise dans des conditions identiques, avec une VestaPro N/B en mode "normal" puis avec la mme webcam en mode "Raw".

A gauche, sur l'image en mode "normal", les toiles sont entoures d'un anneau sombre caractristique du traitement effectu par l'lectronique d'une webcam non modifie. A droite, sur l'image en mode "raw", les toiles ont un aspect naturelet sont lgrement plus fines.


images du ciel

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

NGC7635 (Bubble Nebulae) et lamas M52 Celestron 8 et systme Fastar avec une camra CCD Starlight SXVH9 et un filtre Ha Astronomics 13nm. Compositage de 25 poses de 2 min. Photo Thierry Viant

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

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

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

M57 - Nbuleuse plantaire de la Lyre Celestron 8 avec filtre anti IR Compositage de 468 poses de 6s et 169 poses de 10s, avec une Vesta Pro N/B en mode RAW. Photo Stphane Poirier. Astrosurf Magazine - N11 Nov./ Dc. 2004

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

M101 et NGC 5474 - Photo Alain Balagna Lunette Vixen 114/600, guidage avec une lunette guide 70/420 en parallle. Compositage de 12 poses de 5minutes 800iso avec un appareil photo numrique Canon EOS 10D Astrosurf Magazine - N11 Nov./Dc. 2004

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

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

Soleil - 22 juillet 2004 Lunette fluorite Takahashi FC125/1000 avec filtre astrosolar. Compositage de 3 poses de 1/800me 100 ISO en mode Raw avec un appareil photo numrique Canon 300D Photo Patrick Lcureuil. Astrosurf Magazine - N11 Nov./ Dc. 2004

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


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

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


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LBN400 (SH-119), nbuleuse situe quelques degrs lOuest de NGC7000 - Photo Emmanuel Mallart Lunette Takahashi FSQ 106. 164 minutes de pose avec une camra CCD ST10 XME dote d'un filtre Halpha Custom Scientific de 4.5 nm de bande passante

images du ciel

NGC206 - Amas ouvert dans M31 Tlescope Richey-Chrtien de 450mm de diamtre et camra CCD Sbig STL-6303E. 60min de pose en binning 1x1 pour la luminence avec une pleine lune 34 du champ. 48 minutes de poses en binning 2x2 dans le rouge, le vert et le bleu. Photo Brian Lula, dans le centre du Massachussetts, dans un environnement sub-urbain. Astrosurf Magazine - N11 Nov./ Dc. 2004

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Faites vous la paireAlain GrardAprs Ophiuchus, abord dans notre prcdente chronique, cap vers l'est pour nous intresser aux couples et toiles multiples d'Andromde, constellation largement accessible en dbut des nuits d'automne.

La fille sur son rocherSelon la lgende, les parents d'Andromde - Cphe et Cassiope - livrrent leur fille, enchane sur un rocher, Cetus, monstre marin envoy par l'irascible Posidon. Et tel Zorro, Perse dlivra l'infortune jeune fille... Tout ce beau monde se retrouve aujourd'hui runi dans un mme coin de ciel pour perptuer la lgende. Dans le ciel des nuits d'automne, la constellation d'Andromde doit sa renomme la galaxie spirale qui se profile quelques 2,2 millions d'annes-lumire en arrireplan de la constellation. Couvrant une tendue de 722 degrs carrs, Andromde regroupe 24 toiles de magnitude infrieure cinq. Circumpolaire pour les observateurs situs plus de 70 de latitude nord, cette constellation culmine vers 22 heures la mi-novembre. Situ sous Cassiope, l'astrisme est caractris par l'alignement de trois toiles de deuxime magnitude (d'ouest en est Alpha, Bta et Gamma), Alpha Andromedae composant par ailleurs le sommet nord-est du grand carr de Pgase. Un second alignement, partant de Bta, balise le chemin d'accs Messier 31. Notre programme d'observations portera sur une cinquantaine d'toiles ddoubler dans cette constellation. Chaque descriptif de couple stellaire est prcd d'un numro d'identification qui permet de le retrouver rapidement dans le tableau. Un jeu de cartes de champ complte notre propos, carte d'ensemble de la constellation pour les toiles de magnitude infrieure sept et cartes dtailles pour les autres. 1 - 2 Andromedae Nous allons commencer cette liste en allant chercher une double tout prs de la constellation du Lzard. Aux jumelles vous reprerez facilement le couple Omicron 2 Carte 1 - Reprage des doubles STTA 242 et STF 2985

And. Ces deux toiles forment dj une trs belle double optique spare de moins de 30', dont la plus brillante (Omicron au sud) est bleue. 2 Andromedae qui est plutt blanche, est en fait dune binaire distante de 350 al (annes-lumire) appartenant au catalogue Burnham. Cette dernire est malheureusement trs serre et reste intouchable pour les amateurs.

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Carte 2 - Reprage des doubles S 825 et HO 197 2 - STF 2973 Trois pleines lunes plus au nord vous trouverez cette petite double ingale dont le membre le plus brillant est bleu et son compagnon gristre. Le couple dcouvert par Struve est assez rapproch et ncessite un grossissement dune centaine de fois pour apprcier la belle diffrence de contraste. 3 - STTA 242 Issue de la liste appendice du catalogue Otto Struve, cette double peu lumineuse se compose de deux toiles blancbleut avec une lgre asymtrie de luminosit. Facile mme faible grossissement, elle se situe 33' au nordnord-ouest de 4 And. 4 - STF 2985 Voici une jolie paire dtoiles jaunes quun instrument de petit diamtre rvlera sans problme. Jai pu galement la sparer dans des jumelles 15x50. En revanche les 7x50 sont insuffisantes. 5 - S 825 Cette double optique dcouverte par J. South est sparable facilement dans des jumelles 7x50. A et B affichent une belle coloration rouge-orang. Cest peu frquent, profitons-en ! 6 - HO 197 1,5 au nord de S 825, HO 197 dessine un petit triangle presque quilatral de moins dune minute d'arc de ct, dcrit pour la premire fois par lastronome amricain George Washington Hough (18361909). loculaire les 3

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toiles montrent la mme coloraAitken a eu bien du mrite de dtion jaune. Ltoile la plus brillante couvrir cette double serre et peu est elle-mme une binaire qui se lumineuse dans un recoin de la rfugie avec pudeur derrire ses constellation. Avec ses deux toi0,3" pour nous sourire en toute les blanches cette double namusimplicit. sera que les amateurs de challenge. 7 - STF 3004 14 - STT 514 Ca cest une double que jaime bien! Peu de diffrence de couleur dans Pointez-la moi avec un oculaire ce couple dont les deux membres assez court, 100-150X cest bien. sont blanc-bleut. En revanche ils Regardez-moi a, cest pas beau? A offrent une belle asymtrie de lula L128 jai vu une belle toile blanminosit avec 3,5 magnitudes che clatante avec une pointe de dcart. La sparation du couple est bleu, dominant majes-tueusement troite et sadmire fort grossisseun petit point fluet jaune gristre. ment. Quel contraste entre les deux ! 15 - BU 997 8 - STT 501 Une double anodine se cache ici, STF 3004 vous a plu ? Eh bien y a au milieu de nulle part. A est jaune. qu demander, on remet a ! STT B moins lumineuse est plutt jaune 501 est son clone, la diffrence orange. Rien dextraordinaire... h que je nai pas retrouv cette pointe mais pas si vite, quest-ce que je vois de bleu dans la principale. l en dessous ?!... 9 - STF 3042 16 - BU 9001 Ici deux soeurs jumelles vous at... 27' plus au sud je devine une bien tendent. Prvoyez un grosbelle toile double ! Presque quasissement assez important (suptre magnitudes sparent A, bleue, (C) Logiciel Coelix rieur 100 X) pour dcouvrir leurs de B, blanc-jaune. Le contraste enrobes jaune ple puisque seuletre les deux toiles est assez saisisCarte 3 - Reprage des doubles ment 5,6" les sparent. sant, et ce dautant que lcart anSTF 3042 et BU 728 10 - BU 728 gulaire est faible. Elle est magnifiCelle-ci nest pas facile trouver, mais si vous lavez dans que celle-ci ! Autant BU 997 ne memballait le champ poussez le grossissement plus de 200X et ad- pas, mais l BU 9001 en fait une sorte de double-double mirez cette symtrie... qui se ressemblent sassemblent trs esthtique. dit-on. Avec ses 1,2" cette binaire est un bon test du pou- 17 - STF 3064 voir sparateur dun instrument de 100mm qui doit nor- STF 3064 a un petit air de famille avec BU 9001, peu prs malement montrer deux points jaunes accols. Si ce nest le mme cart et la mme diffrence de luminosit. Seules pas le cas, peaufinez votre collimation et retentez-la un les couleurs changent puisque A et B sont toutes deux soir de moindre turbulence. jaune-orang. Pour la pointer, localisez cinq toiles (de 11 - STT 513 magnitude 6 7) formant un U environ 2,5 au nordRien dexceptionnel chez cette double. A est blanche, B est ouest de Theta And. STF 3064 est ltoile qui forme la base jaune ple. En dpit de ses 3,8" elle reste tout de mme du U. difficile sparer compte tenu de lasymtrie de luminosit. 18 - STTA 256 12 - STF 3050 Belle double optique parfaitement symtrique visible avec Il sagit dune binaire de 350 ans de priode distante de 95 une simple paire de jumelles 7x50. Pointez Alpha And et al. Elle est situe moins d1,5 de STT 513. Jai pu sparer montez de deux degrs et des poussires vers le nord, ses deux composantes jaunes avec une L128 partir de vous verrez alors deux petites billes blanches cartes de 100X. presque 2'. Le champ stellaire est relativement pauvre, 13 - A 800 vous ne pourrez pas la confondre. 19 - BU 483 Ne lchez pas vos jumelles, et retrouvez ce U qui nous a servi localiser STF 3064. Et bien BU 483 correspond ltoile tout en haut de la branche gauche du U. A ce grossissement on spare aisment A et C, toutes deux jaunes mais avec une tonalit un peu plus orange pour C. Les plus audacieux troqueront leur jumelles pour un instrument grossissant une centaine de fois et tenteront de deviner la faible composante B blottie tout contre A. 20-21-HJ 1947/26 Andromedae(C) Logiciel Coelix

Carte 4 - Reprage des doubles A 800 et BU 997

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(C) Logiciel Coelix Encore une double-double et celle-ci nest pas vilaine ! 26And et HJ 1947 sont faciles identifier aux jumelles. Vous verrez deux toiles de magnitude 6 spares de 28'. Mais au travers dun instrument donnant un grossissement de 50 100 fois vous verrez chacune de ces toiles hberger un petit compagnon. Evitez les grossissements trop faibles (nous ne les rsoudrez pas) ou trop forts (vous naurez pas les deux paires dans le champ). Cest l quon apprcie les oculaires grand champ! 26 And (la plus lest) arbore une belle diffrence de luminosit et de couleur. A est bleue et la petite B est

astrosurf magazine 11

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