Turbulence atmosphérique
La turbulence atmosphérique nuit à la finesse des images
visibles dans un instrument.
La présence d'un vent sensible provoque une turbulence défavorable.
Si à l'oeil nu nous percevons un scintillement des étoiles
brillantes, c'est que la turbulence nous empêchera d'exploiter la
résolution maximale de nos instruments. Inversement, l'absence de
scintillement visible à l'oeil nu nous garantie des images très
fines.
A l'oculaire, nous pourrons évaluer le pouvoir de résolution
effectif de l'instrument en observant des étoiles doubles dont nous
connaissons la séparation (Ex : &epsilon de la Lyre = 2,5" chacune, &gamma And = 10"). Ceci nous
permettra de définir l'opportunité de prendre des clichés.
Si par exemple il nous est difficile de séparer les composantes
de &gamma And, c'est que la turbulence étale
les images des étoiles sur un disque de 10". Il ne sera donc pas
souhaitable de prendre un cliché au foyer du T260 avec lequel nous
obtenons, lorsque les conditions sont bonnes, des images d'étoiles
de moins de 6" de diamètre sur les clichés.
Pour avoir de bonnes images planétaires, il faut que la turbulence
soit faible. Dans ce cas on voit l'image de diffraction des étoiles.
Transparence, luminosité du ciel et magnitude limite
Bien entendu, nous parlons ici des nuits sans lune.
Près des grandes villes, le ciel devient lumineux la nuit lorsqu'il
est brumeux. Ainsi, chez nous, transparence et luminosité vont de
pair.
Un ciel blanc le jour sera lumineux et peu transparent la nuit venue.
Pour apprécier sa qualité nous pourrons chercher à
l'oeil nu des objets de faible luminosité.
Exemples :
|
Objets
|
Magnitude visuelle
|
|
M13
|
5,7
|
|
M31
|
4,8
|
|
M15
|
6,0
|
D'autre part il est intéressant de connaître la magnitude
limite à l'oeil nu. Pour la mesurer, je vous propose de compter
le nombre d'étoiles que vous voyez dans des figures remarquables
telles que le carré de Pégase ou celui de la Grande Ourse.
En comparant ce nombre avec le tableau suivant vous pourrez déduire
votre magnitude limite au moment de votre observation. Bien entendu, ce
résultat est personnel, il ne sera pas le même pour deux observateurs
différents. Dans de bonnes conditions, certains observateurs perçoivent
à l'oeil nu des étoiles de magnitude supérieure à
7.
| Nombre d'étoiles vues dans le carré de Pégase |
2
|
4
|
5
|
6
|
7
|
8
|
12
|
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17
|
19
|
|
|
| Nombre d'étoiles vues dans le carré de la Grande Ourse |
|
|
|
1
|
|
|
3
|
5
|
|
6
|
7
|
8
|
| Magnitude visuelle limite |
4,6
|
5
|
5,2
|
5,4
|
5,5
|
5,7
|
5,9
|
6,1
|
6,2
|
6,3
|
6,4
|
6,6
|
Grossissement
Calcul du grossissement d'un instrument
L'observateur choisit le grossissement en fonction de la luminosité
et de la taille de l'objet. Lorsque le grossissement augmente, la luminosité
de l'image et le champ de l'instrument diminuent.
Au dessous de cette limite la lumière fournie par l'instrument ne
pénètre plus entièrement dans l'oeil. C'est comme
si le diamètre de l'objectif était plus petit.
Le grossissement minimum est intéressant pour l'observation des
objets de faible luminosité ou de grandes dimensions. Dans ce cas
la luminosité de l'image et le champ sont maximaux.
Grossissement utile
C'est le grossissement qui permet théoriquement à l'oeil
d'apprécier tous les détails que peut fournir un objectif.
Il est approximativement égal au diamètre de l'objectif exprimé
en millimètres.
Gutile = Diamètre de l'objectif en mm
C'est autour de cette valeur qu'il est souhaitable de grossir pour les
observations de haute résolution (planètes, lune, soleil...).
L'observateur modulera son choix de grossissement en fonction de la luminosité
de l'objet et de la turbulence atmosphérique.
Grossissement maximum
Gmaxi = 2,5 x Diamètre de l'objectif en mm = 2,5 x D(mm)
Au delà de cette valeur, non seulement on ne gagne plus de détails
dans l'image mais sa qualité se dégrade à cause des
défauts de l'oeil.
Ce grossissement permet de séparer des étoiles doubles
très serrées lorsque la turbulence est faible. C'est là
sa seule utilité.
Choix du Grossissement
Les indications que nous venons de donner sur le choix du grossissement
sont très sommaires. En pratique, c'est l'expérience de l'observateur
qui définira la meilleure valeur. Donnons quelques exemples :
-
- Saturne + turbulence faible ==> le grossissement pourra aller jusqu'à
1,2 x D (en mm) pour apprécier les fines divisions de l'anneau.
-
- M42 ==> grossissement = D (en mm) / 6, car pour avoir une vue spectaculaire
il est souhaitable d'avoir le champ maximum.
-
- M13 ==> on pourra utiliser le grossissement utile pour avoir une belle
image.
-
- NGC6543 (nébuleuse du pôle de l'écliptique) + turbulence
très faible ==> le grossissement pourra aller jusqu'à 2xD
(en mm) pour bien distinguer l'étoile centrale de cette nébuleuse
planétaire (D>200mm).
Le champ de l'instrument
Il dépend du champ de l'oculaire et du grossissement.
Le champ de l'oculaire est une caractéristique donnée
par son constructeur, sa valeur est habituellement comprise entre 20°
et 84°.
Exemple : Les oculaires CLAVE de l'A.M.A.S. ont un champ de 48°.
Calcul
Le champ C de l'instrument est égal au champ Co de l'oculaire divisé
par le grossissement G.
Mesure
Par suite de la rotation terrestre, les étoiles semblent tourner
autour de nous en un jour sidéral.
Par conséquent, une étoile proche de l'équateur
céleste semblera se déplacer sur le ciel à la
vitesse V :
V = 15° par heure = 15' par minute = 15" par seconde
Après avoir arrêté l'entraînement horaire de
l'instrument, en mesurant le temps T que met cette étoile à
traverser diamétralement le champ de l'oculaire, nous pourrons
déduire le champ C de l'instrument.
Exemple : Procyon met 2mn 36s pour traverser le champ de notre T260 équipé
d'un oculaire de 16mm.
-
T = 2mn 36s = 156s
-
C = T x V = 156s x 15"/s = 2340" = 39'
La lune peut être vue entière dans l'instrument car elle a
un diamètre apparent de 32' environ.
Finesse d'un cliché
Bon cliché
Sur une bonne photographie astronomique, les images des étoiles
les plus faibles doivent avoir un diamètre inférieur à
0,03 mm.
Il est à noter que certaines optiques ne fournissent pas la même
résolution au centre et au bord d'un cliché.
Mesure
Le diamètre des étoiles les plus faibles peut être
mesuré, avec une loupe graduée, sur un tirage en papier.
Il suffit ensuite de diviser cette valeur par le rapport d'agrandissement.
Exemple : Sur le tirage d'un cliché de M33 pris au foyer du T260
et agrandi 8x, le diamètre des étoiles les plus faibles est
de 0,25 mm. Sur le négatif ce diamètre est donc égal
à 0,25/8 = 0,03mm = 30µm. Le cliché est correct.
La distance focale de cet instrument est de 1187 mm, par conséquent
l'échelle de l'image focale est de 174 "/mm ou 5,7 mm/". Nous en
déduisons que le diamètre angulaire des étoiles faibles
vaut 30/5,7 = 5,3". Ceci est la résolution du cliché.
Dimensions apparentes et distances angulaires
A l'oeil nu
Sans instrument on peut évaluer une grande distance angulaire ou
la taille d'un objet (rapprochement planétaire, constellation, comète,
...). Ceci permettra, par exemple, de le décrire ou de déterminer
s'il sera contenu entièrement dans le champ d'un appareil photo.
Pour cela nous utilisons la largeur de notre main au bout du bras tendu.
Si tous les doigts sont rapprochés elle a une largeur apparente
de 10°. En écartant le pouce elle a 15° et 20° lorsque
nous écartons les doigts au maximum.
Avec les cercles gradués d'un instrument
Grâce aux cercles gradués, nous pouvons mesurer des grandes
distances angulaires dans le sens Nord-Sud et Est-Ouest.
Avec le mouvement diurne
Si nous équipons notre instrument d'un oculaire réticulé,
nous pouvons mesurer la largeur angulaire d'un objet en mesurant le temps
qu'il met pour défiler derrière le réticule, après
avoir arrêté l'entraînement horaire.
Cette méthode permet uniquement la mesure de la largeur d'un
objet dans la direction Est-Ouest. De plus elle n'est intéressante
que pour des astres situés près de l'équateur céleste,
pour des astres éloignés de ce lieu il nous faudra une calculatrice
et quelques notions de trigonométrie. L'erreur de cette méthode
peut atteindre 10% pour le soleil, la lune ou les planètes.
Nous pourrons l'utiliser pour évaluer, par exemple, la largeur
angulaire des cratères lunaires, des taches solaires, etc...
Pour mesurer la largeur angulaire Est-Ouest "L&alpha" d'un objet, nous devrons
mesurer le temps T de son défilement derrière le réticule
et multiplier celui-ci par la vitesse V de rotation diurne de la sphère
céleste.
L&alpha = T x V
avec V = 15° par heure = 15' par minute = 15" par seconde
Exemple : Après avoir arrêté l'entraînement
horaire du télescope, une tache solaire a mis 6 secondes pour défiler
derrière le réticule de l'oculaire. Calculons sa dimension
Est-Ouest :
L&alpha = T x V = 6s x 15"/s = 90" = 1,5'
L'échelle E de l'image est égale au diamètre du
soleil divisé par son diamètre apparent :
donc la largeur de la tache est : L = L&alpha x E =
1,5 x 44 000 = 66 000 Km
