Brève histoire de l’astronomie
(Petit tour d’horizon des principales avancées de l’astronomie)


La magnitude

La magnitude est l'échelle qui mesure la luminosité d’un objet céleste depuis la Terre . Cette échelle est dite en logarithmique inverse , c'est à dire que plus la magnitude est petite , plus l’objet est brillant .
L’étoile Véga de la Lyre est très lumineuse et sert de référence . Sa magnitude est 0 .
0 correspond donc à un objet très lumineux

Par rapport à Véga , plus un objet sera lumineux , plus sa magnitude sera négative et plus un objet sera peu lumineux , plus sa magnitude sera positive .
(exemples : le soleil est à -26,7 , la lune à -12,6 et Pluton à 13,8 )

6 et au delà définit l'échelle limite visible par l'œil humain

Sigma de octant , "l'étoile polaire" de l'hémisphère sud , à une magnitude de 5.45 , ce qui fait d'elle une étoile peu lumineuse et donc difficile à voir .



Les coordonnées altazimutales

Les coordonnées DEC et AD sont utiles aux astronomes pour situer précisément un objet dans le ciel .
Il existe un autre système de coordonnées appelée  système altitude-azimut et dont c'est l'horizon qui sert de référence . Il décrit la position d'un objet dans le ciel par rapport à lui et à un moment donné .
L'altitude par rapport à l'horizon est mesurée en degré , de même que l'azimut qui est une situation par rapport au vrai nord Polaris .

Par exemple , on dira qu'une planète se trouvera à un moment donné à 45° d'altitude et 270° d'azimut .

Pour l'altitude
L'horizon est à 0°
Si on monte vers le pole nord , la déclinaison sera positive : +10° , +20° , +30° , +45° ... +90° 
Si on descend vers le pole sud , la déclinaison sera négative : -10° , -20° , -30° ... -90°


Pour l'azimut
La sphère céleste est divisée en 360° . Le vrai nord débute à 0° , l'est est à 90° , le sud est à 180° et l'ouest est à 270°

Ce système permet de donner une localisation rapide mais provisoire d'un objet dans le ciel .



Les distances

En astronomie les distances s’expriment en millions , voir en milliards de kilomètres . Par exemple , l’étoile la plus proche de la terre se trouve à 45.000 milliards de kilomètres !

L'année lumière
Dès lors , on utilise une unité qui correspond à la distance parcourue par la lumière en un an , à raison de 300 000 km par seconde . Cette unité est l’année-lumière  . 
1 année-lumière = 10 000 milliards de kilomètres .

Le parsec 
Le parsec est la distance à laquelle une unité astronomique (ua) sous-tend un angle d'une seconde d'arc .  
1 Parsec = 3,26 années-lumière



Le mouvement annuel

Le mouvement annuel est la révolution de la Terre autour du Soleil .
Nuit après nuit , la fenêtre d’observation se décale d’environ 1 degré par 24 heures , jusqu’à faire un tour complet , permettant ainsi de voir tout le ciel en 1 année .



Le mouvement diurne

Le mouvement diurne est la rotation de la Terre sur elle-même .
En effet , la Terre fait un tour complet sur elle-même en 24 heures .
Dans le même temps , le ciel défile sous nos yeux , nous donnant l’impression que c’est lui qui tourne , ce qui n’est pas le cas . C'est un handicap pour l’observateur qui doit compenser ce mouvement en permanence sous peine de voir disparaître l’objet pointé .
La compensation du mouvement diurne est appelée "suivi" et n'est possible qu'avec une monture équatoriale capable de jouer en même temps sur les deux axes de réglage (l'ascension et la déclinaison).



La rotation de champs

La rotation de champs est la trajectoire d'un objet observable dans le ciel .
Par exemple , la lune se lève à l'Est , monte dans le ciel , puis descend se coucher à l'Ouest .
La ligne qui joint les extrémités du croissant est toujours orientée selon l'axe Nord-Sud .
Au petit matin , la pointe supérieure du croissant est à droite de la pointe inférieure . Tandis qu'au début de la nuit la pointe supérieure du croissant est passé à gauche de la pointe inférieure . 
Si on fait une photo à longue pose de plusieurs minutes à quelques heures , on remarquera alors que l'image de la Lune tournera sur le cliché et sera complètement flou .
Pour remédier à cela , il faut faire tourner l'appareil photo autour du tube du télescope.




La précession des équinoxes

La précession des équinoxes (qui se déroule sur une période de 25800 ans) est le balancement de la terre de chaque coté de son axe (comme le fait une toupie) tout en effectuant sa rotation sur elle même .
Ce balancement fait varier continuellement la direction de l'axe de la terre , mais n'a que peu d'incidence pour l'astronome .
C'est cette précession qui fait qu'en 2016 l'axe terrestre pointe vers l'étoile polaire  , alors qu'en 8000 elle pointera vers Alderamin .



La ronde des planètes

Chaque planète tourne autour du Soleil sur une orbite régulière , à une vitesse qui lui est propre .
Un tour complet autour du Soleil s'appelle une "révolution" .
Comme ces mouvements ont tous lieu en même temps et que la Terre d’où l'observation se fait bouge également , la position de chaque planète par rapport aux
autres et par rapport aux étoiles change d’une année sur l’autre .



La période de l’opposition

La période de l'opposition est le moment où un astre est au plus près de la terre , c’est à-dire lorsque la Terre et la planète concernée sont du même côté du Soleil .
Par exemple , Mars est dit en opposition lorsqu’elle se rapproche à moins de 60 millions de km , tandis que sa position la plus distante l’éloigne à presque 400 millions de km de la Terre .



L'orbite intérieure

Pour observer une planète située sur une orbite intérieure à la terre (par ex Vénus ou Mercure) , la période propice commence au moment où la planète forme un angle le plus ouvert possible à l’est du Soleil .
On appelle cette position l’élongation maximale Est.

La planète est alors éclairée de côté et forme un quartier .
On peut continuer les observations de semaine en semaine , le quartier évoluant en croissant , jusqu’à ce que la planète soit tellement proche du Soleil que la lumière de celui-ci rende toute observation impossible .

Quelques jours après le passage de la planète au plus près de la Terre (on dit alors que la planète est en conjonction avec le Soleil) , on la retrouve de l’autre côté du Soleil . Dès lors , elle est observable au petit matin , se levant quelques minutes à quelques dizaines de minutes avant le Soleil . Sa taille diminue de semaine en semaine , au fur et à mesure qu’elle s’éloigne de nous . Dans le même temps , le croissant redevient progressivement quartier . Après l’élongation maximale ouest (la position où l’angle formé avec le Soleil est le plus ouvert vers l’ouest) , le quartier évolue jusqu’à ce que la planète redevienne ronde .
L’observation est alors de moins en moins intéressante en raison de la faible taille apparente de l’astre .



La Voie Lactée à la Réunion

La Voie lactée est observable toute l'année sur l'Ile de la Réunion .
Durant l'été austral , sa partie la plus brillante , allant de la constellation du Cygne à la Carène , en passant par le Sagittaire , le Scorpion , le Centaure et la Croix du Sud , est visible en seconde partie de nuit , de l'Est vers le Sud-Ouest .
Durant l'automne austral , elle est visible toute la nuit .
Durant l'hiver austral , elle est visible en première partie de nuit .
Enfin , durant le printemps austral , cette partie brillante est visible seulement durant le crépuscule , mais une section moins brillante de la Voie lactée est quand même observable durant toute la nuit .




Les différents télescopes

Réfracteur : Achromatique , Apochromatique (la lunette)
Réflecteur : Newton , Ritchey-Chrétien (le télescope)
Catadioptrique : Schmidt-Cassegrain , Maksutov (mélange de réfracteur et de réflecteur)

Les différents porte oculaires :
Crayford , Pignon et crémaillère , Hélicoïdal




Optique d'un instrument

Le diamètre d'un optique est le premier critère qui doit être recherché : il doit être le plus grand possible .

Plus le Diamètre est grand , plus la résolution et la luminosité augmentent .

La Focale elle correspond à la distance parcourue par la lumière dans le tube .

Le Rapport entre les deux représente la focale divisée par le diamètre , soit :
R = F/D
 D = diamètre de l’objectif en mm
F = focale de l’instrument en mm

Il faut faire un choix !
soit on choisit une grande ouverture (petit rapport F/D , par exemple 4) pour privilégier la luminosité au détriment de la résolution et du contraste 

 soit on choisit une faible ouverture (grand rapport F/D , par exemple 15) pour privilégier la résolution et le contraste au détriment de la luminosité

Le grossissement ne doit en aucun cas être pris en compte dans le choix d’un instrument astronomique .

 La luminosité diminuant avec le grossissement , un instrument adapté à de forts grossissements sera forcément limité en luminosité .
A noter qu'à fort grossissement , la moindre vibration est tellement amplifiée que l’observation devient impossible .



L'oculaire et le grossissement

 L'oculaire est la clé du grossissement .
Pour bien l'utiliser , il faut savoir le calculer  .
Le Grossissement d'un oculaire est obtenu en divisant la Focale de l’instrument par la focale de l’oculaire , soit : 
G = F/f

Les courtes focales , 8 ou 9 mm donnent de forts grossissement idéales pour les planètes , les étoiles ...
Les grandes focales , entre 25 et 40 mm sont pratiques pour les nébuleuses , les amas d'étoiles ...

Dans un oculaire , plus le nombre de lentilles est important et plus l’oculaire est doté d’un champ de vision confortable .

   2 lentilles , reconnaissable aux lettres H , SR  ou F indiquées sur le côté .
Avec un tel oculaire , le champ de vision est limité à moins de 40° voir 35° , ce qui rend toute observation périlleuse tant il est difficile de garder un objet dans le champ de vision .

3 lentilles présente un champ de vision de 40 à 45° .
Pour repérer un tel oculaire , il faut chercher les références K , SMA ou MA .

4 lentilles , on y trouvera l’indication P , Plössl ou Super Plössl et c'est l’assurance d’un champ de vision de 50 à 55°, synonyme de confort visuel .

  5 lentilles et + , fournit un champ de vision de 65 à 85° et coûtera  extrêmement cher .



Les amas d’étoiles
 
On distingue deux types d’amas d’étoiles :
- Les amas ouverts qui regroupent une centaine à un millier d’étoiles de même âge liées par la gravitation . Ils sont généralement situés dans le plan galactique de notre Galaxie ou des galaxies proches comme Andromède ou les Nuages de Magellan .  
- Les amas globulaires qui regroupent des étoiles très denses (jusqu’à plusieurs millions d’étoiles) généralement vieilles (du même âge que leur galaxie) . Ils se situent dans les halos galactiques .



Les différentes galaxies

Il en existe plusieurs types :
- Les galaxies elliptiques 
- Les galaxies lenticulaires
- Les galaxies spirales et spirales barrés
- Les galaxies irrégulières 



Les objets en planétaire

Ordre d'observation facile  :
- le Soleil
- la Lune
- Jupiter
- Saturne
- Vénus
- Mars

Ordre d'observation difficile :
- Mercure
- Uranus
- Neptune
- Pluton



Les objets en ciel profond

Ce sont tous les objets ne figurant pas dans le Système Solaire et qui demande un ciel noir .

On distingue :

- les nébuleuses diffuses (nuages de gaz)
- les nébuleuses planétaires (fin de vie des étoiles)
- les amas d'étoiles (dit ouverts ou globulaires)
- les galaxies
- les étoiles




Les différents filtres
OIII , CLS , UHC ,
SII , DEEP SKY , H ALPHA , H BETA 
IDAS LPS-D1

 
- le CLS est très polyvalent et donne des résultats sur les galaxies . Dans un ciel pas trop pollué , il peut même être préférable au OIII sur certaines nébuleuses .
Le CLS est donc aussi intéressant sur les nébuleuses car il préserve bien mieux la finesse de l'image qu'un OIII , sauf que dans un site trop pollué il n'arrêtera pas la pollution lumineuse aussi efficacement qu'un filtre spécialisé .
Le CLS est un passe-partout assez remarquable ... 
 
- Le UHC est probablement le meilleur filtre pour les nébuleuses , avec une bande passante étroite (isole les raies d'oxygène et d'hydrogène ) , mais il ne filtre pas l'IR en photo .
Un UHC protège mieux qu'un CLS .
C'est un bon filtre pour les zones polluées .

- Le OIII est bon filtre en visuel pour les nébuleuses . Sa bande passante est étroit et isole les raies de l'oxygène . Il faut garder à l'esprit qu'il est très restrictif et donc efficace sur la pollution . Il nécessite un grand diamètre (idéalement 300mm , alors que sur un 200mm il sera moyennement adapté) et présentera des désagréments (étoile un peu floues , mise au point difficile) .

- Le SII est comme les filtres H-alpha c'est à dire un filtre réservé à l'imagerie . Sa longueur d'onde est invisible à l'oeil en vision nocturne .

- Le Deep Sky sert à l'observation des nébuleuses dans un ciel pollué (bloque les émissions de mercure et de sodium des lampes , des néons , des airglow ,  laissant passer le reste du spectre lumineux) . C'est un filtre polyvalent (large bande) à utiliser en milieu urbain .
 
- le H beta est très étroit , isolant la raie de l'Hydrogène H Beta . 
Il est très bon pour l'observation des nébuleuses très faibles (nébuleuse de la tête de cheval , du cocon) mais nécessite un ciel transparent et un grand diamètre .

- le H alpha est à utiliser en astrophotographie uniquement . Il donne de très bons  résultats même avec la Lune et en ville .

- l'IDAS LPS-D1 est un filtre de réjection de la pollution lumineuse dédié à la photographie des objets du ciel profond (nébuleuses , galaxies , amas ...) . Il est réalisé en verre optique de très haute qualité avec un traitement interférentiel et anti-reflet très performant . Il est spécialement étudié pour éliminer la pollution lumineuse tout en préservant au maximum la luminosité des objets du ciel profond nébulaires et stellaires , en conservant une bonne balance des blancs . Les images produites sont beaucoup moins dénaturées qu'avec des filtres nébulaires génériques ou plus restrictifs (CLS ou UHC par exemple) .

Exemples d'utilisation

Etoiles et amas d'étoiles           : Deep Sky
Nébuleuses diffuses                        : UHC (ciel noir) , Deep Sky
Nébuleuses planétaires                    : UHC (ciel noir) , Deep Sky , OIII
Nébuleuses planétaires faibles           : OIII , Deep Sky
Galaxies spirales     : CLS
Nébuleuses faibles                          : UHC (ciel noir) , Deep Sky
Nébuleuses très faibles           : H-Beta , H-alpha , Deep Sky
Photographies en zone polluée            : IDS LPS D1




Chromatisme , Coma , Astigmatisme , Distorsion , Lumière parasite et Diffusion



Le chromatisme est un phénomène de décalage des couleurs observées sur les étoiles ou les planètes . Cette aberration est provoquée par plusieurs phénomènes : humidité , température , turbulence .

2 facteurs entre en cause :
Le facteur instrumental : c'est la décomposition de la lumière lorsqu'elle traverse un prisme . Ce phénomène peut-être observé à l’intérieur des lentilles d’une lunette astronomique , la lumière franchit une série de surfaces en verre qui ont pour effet de la décomposer dans son spectre donnant la vision d’étoiles multicolores .

Le facteur atmosphérique : l'atmosphère est extrêmement hétérogène selon l’altitude des couches d’air . Ces couches d’air aux propriétés différentes se comportent alors comme autant de surfaces par lesquelles la lumière se décompose .

Ce phénomène de diffraction par les couches atmosphériques (déformation des images) peut être amplifié par la turbulence qui diffracte elle aussi les rayons lumineux.
L’ensemble de ces aberrations instrumentales et atmosphériques peuvent s’additionner , rendant la prise de vue délicate .
Les solutions sont logiciels (Paintshop Pro , Photoshop) et matériels (qualité de fabrication) 



La coma est une aberration optique sphérique asymétrique des faisceaux obliques .
Elle se produit en raison de l'imperfection de la lentille optique ou d'autres composants .
Ce phénomène se traduit par l'uniformité de la géométrie d’une image . L'étoile sera correcte au centre , mais elle s'allonge en "comètes" vers le bord (dans un sens sur un bord et dans l'autre vers l'autre bord)
Les solutions sont matériels (meilleurs oculaires , correcteur de coma)

En astrophotographie , la solution technique consiste à fermer l’ouverture de l’objectif de 2 ou 3 diaphragmes , ou de diaphragmer le télescope . Malheureusement cette opération augmente le temps de pause .
L’autre solution est logiciel  (Paint ShopPro ou Photoshop) .



L'astigmatisme est provoqué par un faisceau de lumière incidente oblique (astigmatisme oblique) . Il peut également se produire en raison des distorsions du miroir . Il se manifeste par deux courbures différentes de miroirs ou lentilles ayant différentes distances focales . Un faisceau serait donc perpendiculaire à l'autre .
Dans la tache d'Airy , l'astigmatisme présente des images déformées .

L'astigmatisme est visible en dé-focalisant une étoile , elle apparaît alors ovale et lorsque l'on change la mise au point , l'orientation tourne de 180°  . Il est possible d'avoir ce problème sur quasiment tous les instruments , elle peut être causé par un mauvais miroir primaire ou secondaire  , des supports contraignants les optiques , des oculaires de mauvaise qualité , les yeux de l'observateur
La solution consiste à diaphragmenter le télescope (correcteur d'astigmatisme) , cela minimise l'erreur .



La distorsion se caractérise par des images obtenues à travers certaines longueurs d'ondes dues aux turbulences atmosphériques . L’atmosphère terrestre est dynamique , ses couches d’air sont hétérogènes en température . Elles se déplacent , se mélangent , s'échangent de l'énergie , et les perturbations dues à la pression , à la chaleur , à l'humidité , au mouvement , gênent énormément les observations astronomiques .
C'est ce phénomène qui est responsable du scintillement des étoiles .
La solution pour minimiser la distorsion est de faire de l'observation situé le plus haut possible en altitude de façon à ce que les télescopes puissent observer au-dessus de l’atmosphère terrestre perturbée . Ainsi , les images obtenus sont jusqu’à dix fois meilleures qu’au niveau de la mer .
Une autre solution consiste à utiliser l'optique adaptative , permettant de réduire la perte de qualité de l'image .


La transmission , les reflets et la lumière parasite sont liés à la qualité des traitements (multi couche , optimisation) et des assemblages (traitement en noir des bords des oculaires , bafflage) . Ses défauts peuvent entrainer une réduction des contrastes en ciel profond et une perte dans la perception des magnitudes limites .


Les diffusions sont les pertes de contrastes liés à la qualité des polissages , d'assemblage et au nombre de surfaces des lentilles au contact de l'air .





Echelle de la pollution lumineuse

Niveau 1 : Excellent ciel noir
- vision directe de certaines galaxies (M33)
- magnitude limite entre 7.6 et 8.0
- la présence de Jupiter et de Vénus dans le ciel dégrade l'obscurité
- très faible lueur naturelle visible jusqu'à 15 degrés à l'horizon
- télescope , compagnons et véhicule sont pratiquement invisibles

Niveau 2 : Ciel noir
- faible lueur visible le long de l'horizon
- la Voie lactée d'été est fortement structurée à l'oeil nu
- tous les nuages dans le ciel sont visibles scomme des trouées noires ou des vides 
- le télescope et le paysage sont visibles que vaguement
- la magnitude limite à l'oeil nu est de 7.1 à 7.5

Niveau 3 : Ciel rural
- quelques signes de pollution lumineuse sont visibles le long de l'horizon
- les nuages apparaîssent faiblement éclairés dans les parties les plus brillantes du ciel près de l'horizon
- la Voie lactée apparaît toujours complexe
- les amas globulaires M4 , M5 , M15 , et M22 sont distincts à l'oeil nu
- le télescope est vaguement visible à une distance de 7 à 10 mètres
- la magnitude limite à l'oeil nu est de 6.6 à 7.0

Niveau 4 : Transition entre zone rurale et banlieue
- des dômes de pollution lumineuse sont clairement au-dessus des agglomérations 
- la Voie lactée ne conserve que ses principales structures
- les nuages en direction des sources de pollution lumineuse sont éclairés , mais faiblement
- le télescope se distingue assez clairement d'assez loin
- la magnitude limite maximum à l'oeil nu est de 6.1 à 6.5

Niveau 5 : Ciel de banlieue
- la Voie lactée est très faible ou invisible près de l'horizon
- les sources de lumières sont évidentes dans  toutes les directions
- les nuages sont plus clairs que le ciel lui-même
- la magnitude limite à l'oeil nu est d'environ 5.6 à 6.0

Niveau 6 : Ciel de banlieue lumineuse
- la présence de la Voie lactée n'est apparente qu'au zénith
- le ciel jusqu'à 35° au dessus de l'horizon émet une lumière d'un blanc grisâtre
- les nuages dans le ciel sont assez lumineux
- les oculaires et les accessoires du télescope sur visibles sur la table d'observation
- la magnitude limite est de l'ordre de 5.5

Niveau 7 : Transition entre banlieue et ville
- le fond de l'ensemble du ciel présente une vague teinte blanchâtre et grisâtre
- fortes sources de lumière évidentes dans toutes les directions
- la Voie lactée est totalement invisible
- les nuages sont fortement éclairés
- dans un télescope d'ouverture moyenne , les objets les plus brillants sont pâles
- la magnitude limite à l'oeil nu est de 5.0

Niveau 8 : Ciel de ville
- le ciel est gris blanc ou orangé
- seuls les objets les plus brillants peuvent être détectés avec un télescope moyen
- certaines étoiles qui forment les figures familières des constellations sont difficiles à voir
- l'oeil nu détecte les étoiles jusqu'à la magnitude 4.5

Niveau 9 : Ciel de centre ville
- le ciel entier est illuminé , même au zénith
- de nombreuses étoiles formant les figures familières des constellations sont invisibles
- les faibles constellations sont invisibles  
- seule la Lune , les planètes et quelques uns des amas d'étoiles les plus brillants sont visibles au télescope   
- la magnitude limite à l'oeil nu est de 4.0