LA MISE EN STATION

Pourquoi mettre en station un instrument équatorial?

Les montures azimutales sont simples et robustes, mais elles ont des inconvénients très gênants pour l'astro-photographe :

- Il faut agir en même temps sur les deux axes de rotation pour suivre un astre dans son mouvement apparent. Ceci implique l'utilisation de deux moteurs pour automatiser l'entraînement.

- Les vitesses de ces deux mouvements varient en fonction de la direction visée.

- Une monture azimutale est inutilisable pour suivre automatiquement un astre près du zénith.

- L'inconvénient majeur est la rotation du champ observé. Lors d'une pose photographique avec une telle monture, il faut faire tourner la plaque photo avec une vitesse variable en fonction de l'orientation. Il faut donc un troisième moteur et deux oculaires guides.

Les montures équatoriales et leur mise en station :

Une solution à cette situation compliquée est connue depuis fort longtemps, c'est la monture équatoriale.
L'axe de rotation principal d'un tel instrument est parallèle à l'axe de rotation de la Terre. Un seul mouvement de rotation à vitesse constante autour de cet axe, de même valeur que la rotation de la Terre et de sens opposé, lui permet de suivre une étoile dans sa course diurne. Il n'y a pas de rotation de champ.

Ainsi un seul moteur et un seul oculaire guide au bord du champ sont nécessaires. Il est possible d'utiliser une lunette guide.
Ce type de monture a quelques inconvénients tels que porte à faux, flexions, encombrement, poids... Ils sont supportables pour nos petits instruments. A l'AMAS nous avons uniquement des instruments équatoriaux transportables, y compris HERCULE notre télescope de 400mm ouvert à F/D=4,6 qui est entièrement transportable à l'arrière d'un véhicule de tourisme.

Pour que la monture équatoriale soit efficace, elle doit être bien conçue (rigide, maniable, ...) et surtout elle doit être bien mise en station. C'est à dire que nous devons ajuster son orientation pour que son axe de rotation soit parallèle à l'axe de rotation de la Terre.

Conséquences d'une mauvaise mise en station :

Figure 1 : Trajet d'une étoile dans son déplacement apparent autour du pôle céleste.

Observons la figure 1, elle représente le trajet d'une étoile dans son déplacement apparent autour du pôle céleste P, ainsi que le trajet suivi par l'axe optique de notre instrument, lorsqu'on a réglé sa monture sur les coordonnées de cette étoile. Il décrit un cercle centré sur A qui est l'intersection de son axe horaire avec la sphère céleste. La distance angulaire entre P et A est donc l'erreur de mise en station.

Cette figure est une approximation car elle est une projection plane d'une partie de la sphère céleste. Il faut l'utiliser avec prudence surtout si l'on s'éloigne du pôle. Ainsi, à l'équateur les points E1 et T1 sont confondus (de même que E3 et T3).
Le télescope ne vise jamais exactement l'étoile. Il dérive autour de la direction de l'étoile. Pour l'observateur, celle-ci semble tourner autour du centre du champ.

Nous constatons aussi la rotation du champ. En effet lorsque nous observons dans l'instrument, le Nord semble être en direction de A. Dans les positions 2 et 4 c'est effectivement la bonne, mais ailleurs la direction du Nord est différente. En un jour sidéral l'orientation du champ oscille d'un angle r qui est fonction de l'éloignement du pôle. Cet angle est minimum à l'équateur.

La figure 2 montre pour différentes déclinaisons les conséquences d'une erreur de mise en station de 10 minutes d'arc. Ce sont des dérives apparentes de la position de l'étoile et de l'orientation du champ. La dérive en ascension droite est nulle à l'équateur et augmente à l'approche du pôle. La dérive en déclinaison a une amplitude constante pour toutes les directions. C'est à l'équateur que la rotation de champ a sa plus faible valeur. Elle augmente lorsqu'on s'approche du pôle jusqu'à des valeurs aberrantes.

Précision d'une bonne mise en station

Figure 3 : L'image tourne autour de l'étoile guide.

En poursuivant le raisonnement précédent nous apprenons qu'une précision de mise en station de 1° est suffisante pour une observation visuelle. Dans ce cas, il pourra être utile de recentrer l'image toutes les dix minutes.

Pour utiliser avec profit les cercles gradués, nous souhaitons habituellement une précision de ¼° sur leurs indications. La précision de la mise en station doit donc être meilleure (5' à 10').

Qu'elles soient en ascension droite ou en déclinaison, les dérives ne sont pas fondamentalement nuisibles, car nous pouvons les compenser en corrigeant l'orientation de l'instrument. Par contre, il sera difficile de contrebalancer la rotation du champ autour de l'étoile guide, elle imposera donc une précision de la mise en station pour les observations photographiques.

Observons la figure 3. L'angle r de rotation du champ est le même dans les trois cas, mais il provoque des bougés différents selon la position de l'étoile guide. Celle-ci est au centre du champ photographié dans le meilleur cas. Il n'est pas toujours possible de faire ainsi, notamment lorsque l'on guide l'instrument avec un oculaire au bord du champ.

Nous possédons maintenant tous les éléments nécessaires pour définir la tolérance sur la rotation du champ dans différents cas concrets de photographie astronomique.

Le diamètre des images des étoiles les plus fines d'un cliché dépend du type d'instrument utilisé. Dans les exemples qui suivent nous acceptons une rotation de champ qui provoque un "bougé" inférieur à ce diamètre.

2> Même cas avec l'étoile guide au bord du champ.
==> rmax = 1,2' (donc à éviter! ).

3> Objectif de longue focale (f>500mm), étoile guide au centre du champ, format de l'image = 24x36, diamètre des images d'étoiles = 30µm.
==> rmax= 4'

4> Objectif de longue focale, étoile guide au centre du champ, format de l'image = 6x6, diamètre des images d'étoiles = 20µm (Ex : Flat Field avec lunette guide).
==> rmax= 2'

5> Objectif de longue focale, étoile guide à 22 mm de l'axe, format de l'image = 24x36, diamètre des images d'étoiles = 30µm (Ex : Télescope avec platine photographique).
==> rmax= 2'

6> Capteur CCD de 768x512 pixels (KAF-0400 par exemple), étoile guide au centre du champ.
==> rmax= 7,5'

L'amplitude de la rotation du champ dépend de la précision de la mise en station, de la déclinaison et de la durée de la pose. Examinons le tableau suivant :

Rotation de champ maximum (rmax) obtenue en fonction de la déclinaison et du temps de pose (T), pour un défaut de mise en station (PA) de 10' :

La rotation du champ est approximativement proportionnelle à PA. Nous pouvons donc facilement étendre ce tableau à d'autres mises en station. Nous déduisons qu'une mise en station effectuée avec une précision de 10' sera insuffisante si nous souhaitons prendre des photographies d'une heure de pose à l'équateur ou de 30mn à 75° de déclinaison.

Note pour les utilisateurs de CCD (il s'agit d'un capteur d'image électronique) : Avec un dispositif à CCD, le temps de pose sur des objets faibles peut être très court (1 minute par exemple). En examinant le tableau précédent, on pourrait croire que cette technique est peu exigeante pour la mise en station. Ce serait oublier qu'un cliché CCD est généralement constitué par la superposition de plusieurs prises de vue. De plus, il est fréquemment le résultat d'une disposition en mosaïque de plusieurs clichés. La rotation de champ entre le début de la première pose et la fin de la dernière doit être inférieure à la rotation de champ maximum définie ci-dessus.

Résultat : Si la déclinaison est inférieure à 75° et la durée de pose maximum égale à une heure, il faut que l'erreur de mise en station soit inférieure à 2'.

Influence de la réfraction atmosphérique

L'atmosphère terrestre dévie les rayons lumineux comme tout milieu réfringent. On dit qu'elle réfracte les rayons lumineux. C'est à cause du phénomène de la réfraction qu'un bâton apparaît tordu lorsqu'il est en partie plongé dans l'eau. D'une façon semblable, l'atmosphère dévie les rayons lumineux qui parviennent à l'observateur. Ainsi, les étoiles ne sont pas exactement dans la direction où on les observe. C'est la réfraction astronomique.

Plus un astre est proche de l'horizon et plus la réfraction de l'atmosphère dévie sa lumière en rapprochant sa position apparente du zénith.

Pour être plus exact, il faut ajouter que les propriétés optiques de l'atmosphère ne sont ni constantes ni homogènes à cause des variations de composition, de température, de pression etc... Ces turbulences de l'atmosphère provoquent le scintillement des étoiles. Nous ne considérerons pas cet aspect.

Première conséquence de la réfraction astronomique, le pôle céleste n'est pas là où il semble être. Nous voyons les étoiles voisines du pôle céleste tourner autour d'un point situé une minute d'arc au-dessus de la position réelle du pôle.

Deuxième conséquence, dans leur mouvement apparent, les astres ne suivent pas exactement les trajectoires que nous avons définies plus haut. Une analyse détaillée de leur trajectoire montre qu'ils semblent tourner, non pas autour du pôle céleste mais autour d'un point légèrement écarté que certains appellent le pôle réfracté. Il se situe au-dessus de la position réelle du pôle céleste. De plus, l'emplacement de ce pôle réfracté évolue en fonction de la position de l'astre sur sa trajectoire apparente. Cette notion de pôle réfracté est importante pour les instruments photographiques à grand champ. Certains télescopes de Schmidt à grand champ ont une monture équatoriale réglable. Avant chaque cliché, on aligne l'inclinaison de son axe horaire sur le pôle réfracté du champ étudié.

Dans les cas usuels, la notion de pôle réfracté n'est utile que pour les photographies d'astres de faible déclinaison (inférieure à -15°) lorsqu'ils sont éloignés du méridien. Seuls les télescopes de Schmidt équipés d'une plaque (ou d'un film) photographique de plus de 60mm de diamètre méritent une attention permanente sur ce concept.

Quelques méthodes de mise en station

La Méthode de Bigourdan :

Cette méthode permet de mettre en station l'instrument grâce à l'interprétation de la dérive apparente des astres en déclinaison.

Considérons de nouveau la figure 1, nous voyons que la dérive en déclinaison est maximale aux points E1 et E3. Ces deux points sont sur une direction perpendiculaire à PA. En conséquence, si nous percevons une dérive en déclinaison de l'instrument lors d'une observation au méridien, cela signifie que l'axe horaire est dirigé vers l'Est ou l'Ouest.

Guillaume Bigourdan propose de viser une étoile proche du méridien et de l'équateur céleste. Une dérive en déclinaison dans le suivi de cet astre nous renseigne sur l'orientation Est-Ouest de l'axe horaire qu'il faut donc retoucher une première fois. Ensuite il nous faut faire pivoter l'instrument de 90° environ autour de l'axe horaire et viser une étoile à 45° de déclinaison environ. La dérive en déclinaison de cet astre dans le champ nous renseigne sur l'erreur d'inclinaison de l'axe horaire que nous retouchons une première fois. La retouche de l'inclinaison a généralement des conséquences sur l'orientation, nous devons donc recommencer la manœuvre jusqu'à disparition complète des dérives.

Guillaume Bigourdan est né à Sistels (Tarn et Garonne) le 6 avril 1851 et il est mort à Paris le 28 février 1932.

Avantages : Cette méthode ne nécessite pas d'équipement spécialisé et elle permet la mise en station en des lieux d'où l'on ne voit pas le pôle céleste.
Inconvénients : Cette méthode est longue à mettre en œuvre et son efficacité dépend de l'expérience de l'opérateur et de la rigidité de la monture. Il est nécessaire de lui consacrer 30mn à 1 heure pour obtenir une précision de mise en station de 10'. Il faut une nuit entière pour approcher une précision de 2' (sans compter l'influence des flexions et du jeu des optiques qui peuvent rendre impossible d'atteindre cette précision). De plus, le pôle réfracté n'est pas le même pour les deux orientations de l'instrument, ceci limite la précision de cette technique à environ une minute d'arc (à la latitude de la France).

La Méthode de King :

Il s'agit d'une méthode de mise en station qui utilise l'interprétation sur des photographies de la dérive apparente des astres en ascension droite et en déclinaison. Cette méthode nécessite une monture de grande qualité dont le mouvement horaire est très précis afin de permettre l'analyse de la dérive en ascension droite. En suivant les recommandations d'Edward Skinner KING, on analyse la dérive des astres sur un cliché de la région du pôle réalisé sans "rattrapages". Une mise en station imparfaite provoque un allongement des images d'étoiles. L'étude du cliché fournit une indication de hauteur et de direction du pôle réfracté. Il faut ensuite régler finement la position du télescope d'après ces informations. Cette méthode est donc quantitative. De plus, elle permet la mise en station sur le pôle réfracté. Notez qu'il est aussi possible d'adapter cette technique à des observations visuelles.

Son principal intérêt réside dans la précision de la mise en station qui peut descendre bien au-dessous de la minute d'arc. Cette précision est nécessaire dans les cas suivants :
- Télescopes photographiques à grand champ tels qu'un télescope de Schmidt recevant des plaques (ou films) de plus de 60mm de diamètre.
- Photographies à longue pose à proximité immédiate d'un pôle céleste.

De plus, l'instrument devra avoir un axe horaire très bien défini. En effet, selon l'orientation de l'instrument, les flexions inclinent plus ou moins l'axe autour duquel il semble tourner. Dans les cas usuels, la position de l'axe horaire se décale souvent de plusieurs minutes d'arc en passant d'une orientation à l'autre (par exemple en passant de l'angle horaire 0h à 6h). Avec de nombreux instruments du commerce, ce décalage peut atteindre plusieurs dizaines de minutes d'arc. La méthode de King est donc indiquée dans des cas très exceptionnels, elle sort du cadre de cet article.

Avantages : Cette méthode est précise et ne nécessite pas d'équipement spécialisé. Elle permet de déterminer une éventuelle erreur de mise en station.
Inconvénients : Cette méthode est longue à mettre en oeuvre, même dans sa version "visuelle" et elle doit être pratiquée sur un instrument d'observatoire équipé d'une monture performante dont le socle est muni de réglages fins en site et en azimut.

Niveau à bulle et cercle de coordonnées :

Certains instruments comportent un niveau à bulle qui nous permet de régler l'inclinaison de l'axe horaire. Ensuite nous orientons grossièrement ce dernier vers le Nord avec une boussole, nous ajustons l'orientation de l'axe delta sur la déclinaison d'un astre bien visible (Lune, Soleil, etc..) et nous bloquons cet axe. En faisant pivoter l'axe horaire nous devons pouvoir viser cet astre. Si cela n'était pas le cas il nous faudrait modifier l'orientation de la monture vers l'Ouest ou vers l'Est.
Nous employons cette méthode pour mettre en station en plein jour notre lunette ZEISS TELEMENTOR sur laquelle nous utilisons un coronographe.

Avantages : Cette méthode est rapide et simple. Elle peut être utilisée pour une mise en station en plein jour sur le soleil et ne nécessite pas de voir le pôle céleste. Elle est suffisante pour les observations visuelles. Elle est idéale pour les observations diurnes improvisées avec la lunette ZEISS TELEMENTOR.
Inconvénients : Pour utiliser cette méthode, il faut avoir un niveau à bulle qui témoigne de l'inclinaison correcte de l'axe horaire et un cercle de déclinaison bien réglé. Il y a deux orientations du support de l'instrument qui permettent de viser l'objet céleste avec le bon réglage de la déclinaison. Ces deux positionnements doivent être bien écartés afin de pouvoir lever le doute avec la boussole. Pour cela, il faut utiliser un astre éloigné du méridien. Avec un cercle de déclinaison bien réglé et un astre bien choisi nous pouvons obtenir une précision de mise en station de moins d'un degré.

La croisée sur la polaire :

Figure 4

Orientons tout d'abord la monture de l'instrument en amenant l'axe de déclinaison à l'horizontale. Faisons osciller en déclinaison le tube de l'instrument vers le Nord. La polaire doit passer dans le champ du chercheur, si ce n'était pas le cas, nous devrions réorienter le pied de l'instrument. Dans le cas de la figure 4 il s'agit du trajet N°1.

Ensuite faisons pivoter de 90° l'axe horaire. Faisons de nouveau osciller en déclinaison le tube de l'instrument vers le Nord. La polaire doit toujours passer dans le champ du chercheur, dans le cas contraire nous devrions modifier l'inclinaison de l'axe horaire. Sur la figure 4 il s'agit du trajet N°2, l'intersection avec le trajet N°1 donne la direction A de l'axe horaire, nous devons donc diriger cet axe plus haut et à droite. En renouvelant ces manœuvres, nous pourrons affiner les réglages.

Avantages : Cette méthode ne nécessite pas d'équipement spécialisé et elle est très rapide (moins d'une minute). Pour une observation visuelle sa précision est suffisante.
Inconvénients : L'étoile polaire doit être visible depuis le lieu d'observation. De plus, celle-ci est aujourd'hui située à 40,33' du pôle céleste Nord (2015,0), ce qui limite bien entendu la précision de la méthode. Par ailleurs les axes de rotation ne sont pas parfaitement perpendiculaires entre eux et l'axe optique n'est pas parfaitement perpendiculaire à l'axe de déclinaison, ceci cause des erreurs supplémentaires.

La croisée sur le pôle :

Figure 5 : Situation de la Polaire.

Il s'agit de la même méthode appliquée au pôle céleste. Sur les figures 5 et 6 nous voyons la position du pôle céleste Nord (2015,0) par rapport aux étoiles voisines les plus brillantes. Il n'y a pas d'étoile brillante pour marquer la direction du pôle, il nous faut donc faire un effort d'imagination. Ces cartes ont la même orientation, elles nous permettent d'estimer la position du pôle sur le ciel à quelques minutes d'arc près, cela dépend de l'expérience de l'opérateur. Comme pour la croisée sur la Polaire on se contente de viser avec le chercheur bien réglé.

Pour améliorer encore la précision nous devons prendre en compte le défaut de perpendicularité des axes en utilisant la technique de la double pesée (utilisée à l'origine sur les balances à plateaux). Pour cela, après un positionnement grossier de l'instrument, orientons la monture de façon à rendre horizontal l'axe de déclinaison, puis faisons osciller l'instrument en déclinaison près du pôle nord en observant au chercheur. Orientons le support afin que l'axe du chercheur puisse passer par le pôle. Faisons ensuite pivoter l'axe horaire de la monture d'un demi-tour. Une oscillation en déclinaison près du pôle amène l'axe du chercheur à suivre un parcours sur le ciel décalé par rapport au précédent car les différents axes de l'instrument ne sont pas parfaitement perpendiculaires entre eux. Ajustons l'orientation de l'axe horaire afin de provoquer des trajets de l'axe du chercheur symétriques par rapport au pôle.

Figure 7

Figure 6 : Situation du pôle céleste nord.

La figure 7 montre un exemple de trajets du viseur, sur un instrument correctement mis en station.

Avantages : Cette méthode ne nécessite pas d'équipement spécialisé, elle est très rapide (quelques minutes) et elle peut être utilisée pour évaluer une erreur de mise en station. Sa précision, qui dépend de la qualité de l'estimation de la position du pôle, est de quelques minutes d'arc. Cette méthode de mise en station permet donc l'utilisation des cercles de coordonnées.
Inconvénients : L'étoile polaire doit être visible depuis le lieu d'observation. L'erreur de perpendicularité des axes doit être faible (½° au maximum). La précision de mise en station dépend de l'habileté de l'opérateur, elle est difficile à évaluer avec précision et elle est insuffisante pour la photographie à longue pose.

Le viseur polaire :

Figure 8 : Réticule d'un viseur polaire du commerce.

L'oculaire du viseur polaire possède un réticule permettant de déterminer la direction du pôle par rapport aux étoiles voisines. La figure 8 montre le réticule qu'on peut voir dans le champ d'un viseur polaire du commerce. Il illustre un cercle de 40,33' de rayon (pour 2015,0) sur lequel il convient de placer l'image de la polaire. La position de celle-ci sur le cercle doit correspondre à l'indication d'un abaque. Ainsi le pôle sera au centre.

A l'AMAS, nous utilisons un autre type de réticule pour nos viseurs polaires (voir figure 9). Sur celui-ci nous avons indiqué les positions relatives que doivent prendre le pôle, la polaire et les trois plus brillantes étoiles voisines. Pour centrer le pôle dans ce viseur il suffit de placer l'image de chaque étoile sur le repère correspondant.

Nous construisons cet accessoire avec une longue vue de 10x30 de laquelle nous retirons le véhicule redresseur. Le réticule est réalisé à partir de la figure 9 (pour 2015,0). Nous prenons un cliché de ce dessin sur du film TP2415, à la distance nécessaire pour obtenir la bonne dimension. Ensuite nous collons ce négatif sur le diaphragme de champ de l'oculaire. Nous plaçons une LED rouge au milieu du tube, face à l'oculaire. Il s'agit d'une diode électroluminescente, c'est un petit composant électronique lumineux. Cette LED à luminosité réglable éclaire le champ. Ainsi la nuit en activant la LED, nous voyons un champ étoilé et légèrement lumineux en rouge sur lequel notre réticule apparaît en sombre.

Nous l'installons toujours sur un bras de la fourche de nos télescopes et nous vous conseillons de ne pas le placer dans l'axe horaire comme c'est souvent le cas sur les petits instruments du commerce. En effet, ce viseur doit être influencé par les principales flexions de la monture. Sur une monture à fourche ou sur une monture allemande, l'axe horaire est en porte-à-faux et peut avoir des flexions de plusieurs dizaines de minutes d'arc. En conséquence, l'instrument semble tourner autour d'un axe légèrement différent.

A cause du mouvement de précession de la Terre, la position du pôle céleste se déplace de 20" par an sur la voûte étoilée et nous considérons que notre réticule est utilisable pendant les trois années qui précèdent sa date et pendant les trois années qui suivent. Nous vous conseillons donc de ne pas utiliser sans modifications le réticule de la figure 9 après 2018,0.

Afin d'éviter des angles morts (dans l'orientation de la monture), notre réticule comprend deux jeux de repères. Sur l'un les repères sont reliés entre eux par un trait plein, sur l'autre par un trait discontinu. Les graduations sont placées selon des distances au centre successivement doublées afin d'aider l'opérateur à estimer le milieu de la distance séparant une étoile et l'axe du viseur.

Le viseur polaire doit être installé sur un support réglable analogue à celui d'un chercheur. Pour être efficace, nous utilisons un réglage à deux vis (à 90°) et non pas à trois ou à six vis comme on le voit trop souvent (pour ne pas dire systématiquement). Le viseur est maintenu fermement contre ces deux vis par un ressort. Sur une autre page, nous détaillons un exemple de réalisation sur le télescope TITAN.

Avantages : Cette méthode est rapide (moins de cinq minutes pour l'ensemble de la manœuvre : réglage du viseur + mise en station) et elle peut être utilisée pour estimer une éventuelle erreur de mise en station. Si nous la réalisons avec soin, sa précision sera meilleure que deux minutes d'arc, elle dépendra principalement des flexions de la monture. Cette méthode de mise en station permet donc la photographie à longue pose. De plus, si la mise en station de l'instrument venait à être déréglée accidentellement pendant l'observation, il faudrait moins d'une minute pour la rétablir avec le viseur.
Inconvénients : Cette méthode exige un équipement spécialisé (le viseur polaire) et elle ne peut pas être utilisée si le pôle céleste est caché. De plus, à cause de la précession, il est nécessaire de refaire le réticule tous les 6 ans environ. Ainsi, le réticule représenté sur la figure 9 peut être utilisé de 2012 à 2018.

Mise en station avec le viseur polaire :

Avant de procéder à la mise en station il convient de régler le viseur polaire car son axe optique doit être parallèle à l'axe horaire de la monture. Pour cela nous devons diriger ces deux axes dans la même direction, l'étoile polaire matérialise une direction fort commode pour cette action. Nous décrivons ci-après une procédure à suivre pour régler le viseur polaire puis faire la mise en station.

Nous devrons utiliser deux orientations de l'axe horaire décalées d'un demi-tour. Nous les appellerons positions 1 et 2.

1> Faisons une croisée sur la polaire.

2> En position 1, réglons le viseur polaire pour amener la polaire au centre de son champ.

3> Faisons pivoter l'axe horaire pour passer en position 2 et réglons cette fois le support de la monture en direction et en hauteur pour amener la polaire au centre du champ du viseur.

4> Revenons en position 1, au cours de cette opération l'étoile polaire décrit dans le champ du viseur un demi-cercle centré sur la direction de l'axe horaire. Ce dernier est donc dirigé entre l'orientation actuelle de la polaire et l'axe du viseur, au milieu exactement.
Mémorisons bien la position d'un point imaginaire situé à mi chemin entre l'image de la polaire et le centre du champ. Pour cela, nous pouvons nous aider des graduations du réticule qui sont placées à des distances du centre successivement doublées. Agissons sur les réglages du viseur pour amener l'image de la polaire sur ce point imaginaire. Ce déplacement conduira l'axe du viseur sur le pôle céleste.
Recommençons les opérations 3 et 4 tant qu'il y apparaît un décalage sur la position de la polaire.

5> Maintenant le viseur est parallèle à l'axe horaire, il est réglé.

Faisons pivoter l'axe horaire de façon à amener la petite étoile voisine de la polaire dans un des deux repères proches du centre. Si le repère choisi est sur le trait plein ou discontinu, nous devrons utiliser pour la suite l'ensemble de repères reliés respectivement par le trait plein ou discontinu.

Réglons maintenant le support de la monture pour amener l'image de la polaire dans le double cercle. A ce moment les trois autres étoiles doivent entrer dans leurs cercles respectifs, si ce n'était pas le cas il faudrait retoucher l'orientation de la monture en faisant pivoter légèrement l'axe horaire.

Utilisation d'une monture mise en station avec ce viseur polaire :

A l'Association Marseillaise d'AStronomie nous installons systématiquement nos instruments avec ce viseur polaire (excepté le coronographe). Tous nos télescopes sont transportables et sont remis en station à chaque observation. La mise en station ne prend que quelques minutes.

Chaque fois que le ciel nous le permet, nous utilisons ces instruments pour prendre des photographies à longue pose (1 à 2h). Il n'est pas rare de réaliser un bon cliché d'une heure de pose sans faire de retouche sur le suivi (ni en alpha, ni en delta), même avec notre télescope de 400mm. Pourtant dans ce dernier cas nous considérons qu'un bougé de 1" doit être corrigé.

Dans les cas habituels nous devons faire deux ou trois retouches par heure de pose.

Nous utilisons des correcteurs de champ de ROSS (à 2 lentilles), et nous serions donc incommodés par une éventuelle rotation du champ. Nous ne percevons jamais ce problème sur nos clichés.

En conséquence nous vous encourageons vivement à utiliser ce viseur polaire pour la mise en station de votre instrument. Si vous vous interrogez encore sur cette technique, venez donc observer avec nous.