Techniques d'astronome amateur
Dossiers techniques

Calculs, mesures et estimations

pendant les observations astronomiques
Evaluation de la qualité du ciel

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 : ε de la Lyre = 2,5" chacune, γ And = 10"). Ceci nous permettra de définir l'opportunité de prendre des 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 :

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
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.

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

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 :

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 :

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.

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.

Mesure des distances angulaires avec la main

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 "Lα" 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.

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'échelle E de l'image est égale au diamètre du soleil divisé par son diamètre apparent :

donc la largeur de la tache est : L = Lα x E = 1,5 x 44 000 = 66 000 Km