N°11 Nov. - Déc. 2004 - AstroSurf

N°11 Nov. - Déc. 2004
Comprendre
Champ constructeur et champ apparent mesuré
Observations et images
Galaxies singulières : 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 Hélix
Occultations rasantes
Techniques et instruments
Effets des lames d'araignées sur les images
Premiers pas avec une webcam : le mode Raw
Rubriques
Ciel d'encre
Astro-notes
Images du ciel
Actualité cométaire
Le ciel du bimestre
Les éphémérides
Photo Emmanuel Mallart
11

Astrosurf-Magazine
18, Chemin des Ajoncs
31470 Saint-Lys
Tél. : 05.34.47.10.20
E-mail : magazine@astrosurf.com
Web : magazine.astrosurf.com
Bulletin d’abonnement : page 22
Directeur de Publication :
Jean-Philippe CAZARD
E-mail : cazard@astrosurf.com
Rédacteur en Chef :
Jean-Philippe CAZARD
Email : cazard@astrosurf.com
Christian SANCHEZ
Email : sanchez@astrosurf.com
Astrosurf-Magazine est édité par
AXILONE, Sarl au capital de 7622 Euros
18, Chemin des Ajoncs
31470 Saint-Lys
RCS Toulouse 419 630 488
Dépôt légal à la date de parution
CPPAP : 1005 K 83637
En couverture :
M33 - Photo Emmanuel Mallart
Lunette Takahashi FSQ106 et caméra
CCD ST10XME.
Annonceurs :
5 System page 2, Optique et Vision
page 5, Axilone p20 et p21, Inaco page
63, Galiléo page 64.
Ont collaboré à la réalisation de ce numéro
:
Eric Maire, Fabrice Morat, Jean
Schwaenen, Eric Tinlot, Pierre-Marie
Meshaka, Georges Bouderand, Pierre
Jacquet, Erik Seinandre, Pierre-Olivier
Pujat, Maïcé Prévost, Pierre et Marie
Bignone, David Vernet, Pierre-Olivier
Pujat, Emmanuel Mallart, Alain Gérard,
Philippe Jargel, Philippe Morel,
Christian Arsidi, Stéphane Poirier,
Marc Sylvestres, Bruno Salque, Bruno
Daversin, Thierry Viant, Jean-Olivier
Cammilleri, Biran Lula, Christian
Viladrich, Stéphane Poirier, Florent
Poiget, Patrick Lécureuil, Alain
Balagna.
Encart
Le présent numéro comporte un encart
et un courrier.
Photogravure :
TEC Photogravure
14, Allées F. Verdier - 31000 Toulouse
Impression :
Imprimerie Lecha
51, rue du Pech - 31100 Toulouse
Editorial
D’autres, et pas des moindres, ne se sont pas privés de modifier le calendrier
pour mettre en concordance le ciel avec les agissements d’ici bas. Alors suivons
leur exemple et datons ce présent numéro 11 du bimestre "novembre-décembre
2004". Cette retouche calendaire, sans influence sur la durée de votre abonnement
référencé par rapport au numéro, nous permet ainsi de coller à la
période de parution et de mettre en harmonie nos éphémérides mensuelles avec
le bimestre mentionné sur la couverture.
Sommaire
Page 4
Page 6
Page 14
Page 18
Page 21
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Page 30
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Page 52
Page 53
Page 54
Page 55
La rédaction
Ciel d'encre
Christian Sanchez
Coma et tolérances de collimation 3/3
Jean-Claude Durand
Effets des lames de l'araignées
Eric Maire
Champ constructeur contre champ apparent mesuré
Fabrice Morat
Galaxies singulières : le catalogue ARP
Jean-Philippe Cazard
Premiers pas avec une webcam : le mode RAW (4)
Jean-Philippe Cazard
Images du ciel
Collectif
Faites-vous la paire
Alain Gérard
U Cyg : un "rubis" dans le Cygne
Pierre Jacquet
Actualité cométaire
Eric Tinlot
Balade lunaire : rimae et recta
Pierre-Olivier Pujat
CROAs : Jones 1 et Hélix
Fabrice Morat
Pleine Lune aux couleurs d'Halloween
Philippe Morel
Occultations rasantes
Jean Schwaenen
Astro-notes
Georges Bouderand
Ephémérides
Jean Schwaenen, Eric Tinlot, Erick Seinandre, IMCCE

Ciel d'encre Chistian Sanchez
Les pieds sur Terre, la tête dans les étoiles
Après Le Guide du Ciel, après le Ciel à l'oeil nu, Guillaume
Cannat nous propose une nouvelle production annuelle
appelée à connaître un nouveau succès : l'Agenda du Ciel.
C'est tout simple, il suffisait d'y penser.
L'agenda du ciel est destiné à garder
les pieds sur Terre de ceux qui ont la
tête dans les étoiles. Il est destiné à
noter vos rendez-vous de la vraie vie,
la vie que vous menez quand vous
n'êtes pas astronome (amateur). La
preuve de cette destination en est
fournie avec les horaires des journées
qui vont de 8 à 19 heures, des horaires
diurnes loin de vos activités
nocturnes favorites.
L'agenda est découpé en semaines.
Chaque semaine occupe deux pages qui se font face. Un
petit bloc note est disposé en bas à 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
brèves indications des phénomènes les plus intéressants
à suivre à l'oeil nu, aux jumelles ou dans un petit télescope
peaufinent le côté astronomique de cet opuscule. Douze
cartes célestes présentent le ciel observable au fil des mois
à une heure raisonnable. Douze constellations qualifiées
d'essentielles, quelques conseils d'achat d'instrument et
un carnet d'adresses complètent l'agenda. Sans oublier
ces jolis petits textes qui accompagnent les ouvrages de
Guillaume Cannat. Je ne résiste pas d'ailleurs au plaisir
de reproduire ici les voeux pour 2006 qui terminent
l'agenda : "que vos crépuscules soient riches de couleurs
et de rencontres planétaires, et que les étoiles brillent sur
votre route".
Atmosphère, atmosphère...
D'un côté la Terre. De l'autre le ciel. Entre les
deux, une mince, en regard des dimensions
des corps en présence, couche d'air : l'atmosphère.
Une couche qu'il a fallu apprendre à
mieux connaître pour en prévoir ses
influences sur les activités humaines. Et c'est
cette "découverte des sciences de
l'atmosphère et de l'espace" qui est retracée
dans l'ouvrage de Bernard Authier intitulé
Entre ciel et terre.
En deux cents pages, l'auteur nous offre une
synthèse de toutes nos connaissances
actuelles sur cette masse d'air aux propriétés
physico-chimiques changeantes au gré de l'altitude.
L'auteur ne se contente pas d'exposer les résultats, les
méthodes et les moyens mis en oeuvre dans notre
4
connaissance de l'atmosphère y sont exposés. Une
présentation des nombreuses disciplines scientifiques
mises à contribution dans la compréhension de ce
mélange d'oxygène et d'azote voisine ainsi avec la
présentation des outils de mesure et de leur
fonctionnement.
Cet exposé technico-scientifique suit un parcours
temporel : de l'héritage grec on chemine jusqu'à l'ère
spatiale, en passant des premières études de l'atmosphère
aux nouvelles investigations, avec des tableaux résumant
les théories et découvertes faites au fil des siècles. Un
cheminement qui nous amène loin du "s'il pleut, c'est parce
que la pluie est nécessaire à l'homme" (Aristote). Un
cheminement qui offre aux astronomes amateurs
l'occasion de mieux connaître celle qui, par sa turbulence,
signale son existence au cours des
soirées d'observations!
Made in home, sweet home...
"L'air est la plus mauvaise partie de
l'instrument..." cette phrase d'André
Couder mise en exergue du 15e et
dernier chapitre de La Construction
du Télescope d'Amateur consacré à
la turbulence atmosphérique me
permet une transition facile .
Pourquoi citer un ouvrage dont la
première publication remonte à plus d'une cinquantaine
d'années? Pour signaler sa troisième édition ma bonne
dame.
La Construction du Télescope d'Amateur de Jean
Texereau, la CTA des initiés, est d'abord parue en feuilleton
dans la revue l'Astronomie à partir de 1948. Puis, la Société
Astronomique de France regroupait les différents épisodes
en un seul volume publié en 1951. Ce premier volume ne
connaissait qu'une seule réédition, en 1961, malgré son
succès auprès des amateurs constructeurs. Avec cette
production des Editions Vuibert, c'est donc
la troisième édition de ce livre mythique.
Voilà rapidement retracé la genèse de
l'édition de la CTA. Reste à expliquer la raison
du "culte" voué à ce livre. Elle tient en une
phrase extraite de ma préface à cette
troisième édition : "son exposé clair et précis
des fondamentaux de la taille des miroirs et
des méthodes de contrôle perdure au-delà
des modes". Pour ceux que n'effraie pas l'idée
de faire chauffer la poix ou de transformer
un coin de garage en atelier de taille de miroir,
la construction d'un télescope est à leur
portée après lecture de la CTA. Jean Texereau
y détaille scrupuleusement la réalisation de toutes les
pièces qui concourent à la fabrication d'un télescope. La
taille du miroir - pièce maîtresse du télescope - son
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004

contrôle, son aluminure même y sont clairement exposés. Puis vient la
construction de la partie mécanique -tube, monture et entraînement- qui là
aussi est décortiquée avec un luxe de détails. Bien sûr, l'ouvrage propose la
réalisation d'un télescope de 200mm , le "gros diamètre" des années 50, à tube
à section carrée disposé sur une solide monture azimutale sur trépied bois.
CTA, avec ses schémas au look des premiers numéros de Système D, a recours
aux techniques en usage du temps de sa première écriture. N'empêche. Il
suffit d'adapter à notre époque de moteurs pas-à-pas et autres montures
Dobson pour réaliser soigneusement un outil performant. Avec, cerise sur le
gâteau, la satisfaction d'avoir construit son propre instrument... en évitant
d'attraper le virus du gratteur de verre, virus qui
au subtil rouge préservant la vision nocturne des
observateurs vous fait préfèrer le gros rouge à polir!
Du haut de ces pyramides...
Depuis qu'un certain Thalès s'amusa à mesurer la
hauteur de la pyramide de Kheops sans grimper
dessus, nous pouvons mesurer l'infini de l'Univers
avec des éléments finis. C'est ce que nous propose
Gilles Dodray dans Arpenter l'Univers.
La découverte du ciel étoilé se heurte en milieu
scolaire à la difficulté de réunir de nuit des élèves
autour de lunettes. Les professeurs motivés se tournent alors vers le côté le
plus rébarbatif de la science des astres : les chiffres que l'on peut triturer à
loisir en classe. Reste à trouver des thèmes de calculs intéressants et ne
nécessitant pas un matériel sophistiqué. Arpenter l'Univers en propose un
certain nombre : de la simple rotondité de la Terre aux lointaines galaxies en
passant par la mesure de la distance de la Lune en dépouillant des photos
d'éclipse, vous aurez l'embarras du choix. Bien sûr le but n'est pas de retrouver
les données exactes des scientifiques professionnels mais d'appréhender des
ordres de grandeur des distances astronomiques et d'apprécier à leur juste
valeur les trésors d'ingéniosité déployés pour mesurer l'univers ...sans grimper
sur la moindre pyramide.
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004 5
Arpenter l'Univers
Gilles Dodray
2004, 272 pages, 170x240 mm
Editions Vuibert
27 euros
La construction du télescope 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

Coma et tolérances de collimation 3/3
Cas des Cassegrain, Schmidt-Cassegrain et des télescopes apparentés
Nous allons établir les tolérances de collimation des
Cassegrain et des télescopes apparentés accessibles aux
amateurs : Schmidt-Cassegrain, Maksutov-Cassegrain,
Dall-Kirkham, Ritchey-Chrétien. Les calculs entrepris
s’appliquent en toute rigueur au Cassegrain authentique
à miroir secondaire hyperbolique et au Schmidt-
Cassegrain. Néanmoins les ordres de grandeur demeurent
valables pour les autres télescopes à deux miroirs.
Pour étudier plus spécifiquement ces derniers le lecteur
épris de précision est invité à employer la formulation
présentée plus loin (formule 32) qui émane d’une source
professionnelle [5.2]. Avant d’entrer dans le vif du sujet,
nous décrivons les principaux types de télescopes à deux
miroirs du milieu amateur et, à tout seigneur tout honneur,
nous commençons par le «vrai» Cassegrain.
Le télescope de Cassegrain
Le télescope de Cassegrain se compose d’un miroir primaire
parabolique de foyer F (figure 5) et d’un petit miroir
hyperbolique convexe de foyers F et F ‘. Une onde
plane reçue d’une étoile axiale, située donc sur l’axe de
révolution du télescope, se transforme, après réflexion
sur le miroir primaire, en une onde sphérique centrée sur
le foyer F (propriété du miroir parabolique). Interceptée
par le petit miroir hyperbolique, cette onde en se réfléchissant
reste sphérique et converge sur le foyer F ‘ où se
forme l’image de l’étoile. La combinaison de Cassegrain,
comme celle de Newton, est ainsi rigoureusement stigmatique
pour une étoile axiale. En termes géométriques,
cette propriété se traduit par l’invariance du chemin optique
(pF ‘) mesuré le long d’un rayon quelconque entre
un plan de front (P) orthogonal à l’axe de révolution et le
foyer Cassegrain F ‘ (figure 5). On a en effet l’égalité :
Le chemin optique (pF ‘) est invariant car somme de deux
longueurs constantes, à savoir (pN+NF), propriété de la
parabole, et (MF ‘-MF), propriété de l’hyperbole. La distance
SF, notée f, entre le sommet S et le foyer F est appelée
6
Jean-Claude Durand
NDLR : Cet article met fin à une série d'articles très techniques faisant usage de nombreuses formules mathématiques. Comme l'a déjà
indiqué l'auteur dans le premièr article de cette série, le lecteur peu familier avec les mathématiques pourra "sauter" les passages les plus
difficiles et se concentrer sur les conclusions de fin d'article. Les articles très techniques de cette série ont pour vocation d'être des articles
de référence que l'astronome amateur pourra consulter le jour où il souhaitera approfondir les notions qui y sont abordées.
longueur focale objet et la distance SF ‘, notée f ‘, longueur
focale image de l’hyperboloïde. Le rapport f ‘/f est le
«grandissement» γ procuré par ce dernier. Cette appellation
est justifiée par le fait que la longueur focale équivalente
de la combinaison Cassegrain est égale au produit
du facteur γ et de la distance focale du miroir primaire.
Entre γ et e, «excentricité» (strictement supérieure à 1) de
l’hyperboloïde, existe la relation :
(Formule 17)
Établissons l’équation de la surface principale (Σ) de la
combinaison Cassegrain : c’est, on le rappelle, le lieu des
intersections des rayons incidents pN et émergents MF ‘
(figure 5). Le paramètre h désignant la hauteur d’incidence,
distance entre le rayon pN et l’axe optique, on peut
vérifier la relation suivante, caractéristique du
paraboloïde primaire de longueur focale F p :
(Formule 18)
θ représente l’angle polaire du point d’incidence N sur le
paraboloïde, vu depuis le foyer objet F. On montre d’autre
part que l’angle d’incidence q ‘ du rayon MF ‘ satisfait à
l’identité :
(Formule 19)
Le rapprochement des formules 18 et 19 permet alors
d’écrire :
(Formule 20)
équation représentant la «surface principale» (Σ) du télescope,
lieu d’intersection des rayons incidents et émergents
(figure 5). En comparant les formules 18 et 20, on
voit que la surface principale d’une combinaison
Cassegrain est un paraboloïde de foyer F ‘ et de longueur
focale équivalente F eq égale à g.F p :
(Formule 21)
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004

Figure 5 : schéma 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 résultant
Figure tracée pour un γ de 3 et un rapport
F p /D primaire de ½
En ce qui concerne l’aberration de coma
et d’après les généralités déjà présentées
à ce sujet (partie II), le télescope de
Cassegrain équivaut ainsi à un télescope
de Newton de longueur focale F eq . Un
Cassegrain classique a un rapport focale
sur diamètre équivalent élevé de l’ordre
de 30 (atteint typiquement avec un miroir
primaire ouvert à f/6 et un
grandissement γ de 5) ; la coma d’un tel système est donc
naturellement faible comparée à celle d’un Newton typique
ouvert à f/6. Signalons toutefois que ce résultat ne
vaut que pour un Cassegrain parfaitement réglé et
collimaté. L’effet d’un dérèglement du petit miroir hyperbolique
ne découle pas des considérations précédentes et
fait l’objet d’un développement ultérieur. Pour achever la
présentation du télescope de Cassegrain, il reste à préciser
la valeur approximative du diamètre de son petit
miroir, autrement dit la valeur de l’obstruction centrale
θ. On suppose pour cela un champ de pleine lumière nul,
ce qui procure une estimation par défaut de l’obstruction
(cette dernière devant être légèrement supérieure pour
couvrir un champ utile comparable, par exemple, au diamètre
apparent de la Lune) ; on trouve dans ces conditions
que l’obstruction centrale relative q vérifie sensiblement
:
(Formule 22)
f et F p symbolisant respectivement (rappel) la longueur
focale (objet) de l’hyperboloïde et celle du paraboloïde
primaire.
Cassegrain «exotiques»
Dall-Kirkham et Ritchey-Chrétien
Il existe une infinité de couples de miroirs donnant lieu à
une combinaison stigmatique dans l’axe (dépourvue
d’aberration de sphéricité) et de longueur focale résultante
donnée. Pour lever l’indétermination il suffit d’imposer
la forme de l’un des miroirs ; si par exemple on
choisit un miroir primaire parabolique alors nécessairement
le secondaire est hyperbolique et on obtient le télescope
de Cassegrain. Dans la combinaison Dall-Kirkham
le miroir secondaire convexe est sphérique et le miroir
principal moins éloigné de la sphère que le paraboloïde
du Cassegrain. A priori les difficultés d’exécution sont
moindres car les surfaces sont plus proches de la sphère,
à laquelle un polissage bien mené conduit naturellement.
L’inconvénient premier du Dall-Kirkham est la coma, en-
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004 7
viron dix fois plus forte que celle du Cassegrain ; cela n’est
d’ailleurs pas gênant pour l’observation visuelle ou les
applications à faible champ mais nécessite un centrage
des optiques particulièrement soigné. Le télescope de
Ritchey-Chrétien est au contraire dépourvu de coma : la
combinaison est dite «aplanétique», la surface principale
est une sphère centrée au foyer F ‘ de l’instrument et de
rayon égal à la longueur focale résultante (cf. partie II). Le
Ritchey-Chrétien convient donc pour l’astrophotographie
à grand champ, sans toutefois rivaliser avec la chambre
de Schmidt dans ce domaine. Les aberrations résiduelles
sont l’astigmatisme et la courbure de champ, beaucoup
plus forts que ceux du télescope de Newton équivalent.
Pour minimiser ces défauts, qui empâtent l’image loin de
l’axe, les Ritchey-Chrétien doivent avoir des
grandissements γ faibles (idéalement de l’ordre de 2 ou
même moins) et corrélativement des obstructions élevées
(jusqu’à 50 %). Les deux miroirs du Ritchey-Chrétien ont,
par rapport à la sphère, des déformations plus importantes
que les miroirs équivalents du Cassegrain et présentent
donc en principe des difficultés de taille accrues.
Des représentants éminents de la classe des Ritchey-Chrétien
sont les quatre télescopes géants du VLT au Chili et le
télescope spatial Hubble. Pour ce dernier, il est d’ailleurs
plus exact de dire qu’il aurait dû être de ce type s’il avait
été correctement taillé avant la mise sur orbite… Mais
c’est une autre histoire !
Schmidt-Cassegrain et Maksutov-Cassegrain
La combinaison Schmidt-Cassegrain s’apparente assez
étroitement au Cassegrain classique : le petit miroir, qui
reste hyperbolique, est supporté par une lame mince
asphérique conçue pour corriger l’aberration de sphéricité
du miroir primaire sphérique. On peut donc considérer
que l’association du miroir primaire et de la lame correctrice
équivaut au miroir parabolique du Cassegrain classique.
L’avantage le plus apparent de cette formule, qui
est un indéniable succès industriel et commercial, est la
compacité. Typiquement, le miroir primaire est ouvert à
f/2, l’hyperboloïde secondaire procure un grandissement
γ de 5, ce qui donne un rapport d’ouverture équivalent de
10, contre 30 environ pour le Cassegrain ordinaire. La

facilité relative de tailler un grand miroir sphérique plutôt
que parabolique explique sans doute la bonne qualité
d’ensemble des télescopes Schmidt-Cassegrain du commerce.
La combinaison Maksutov-Cassegrain procède d’une tout
autre philosophie : la lame correctrice est remplacée par
un ménisque épais dont les deux faces sont sphériques,
tandis que généralement une portion centrale métallisée
de la face interne du ménisque tient lieu de miroir secondaire.
Ainsi, contrairement au cas du Schmidt-Cassegrain,
l’ensemble ménisque-miroir primaire n’équivaut pas à un
paraboloïde : l’onde arrivant sur le miroir secondaire n’est
pas sphérique, elle comporte un résidu d’aberration de
sphéricité de signe contraire à celui qu’introduit le miroir
secondaire sphérique par construction. L’obstruction centrale
des Maksutov-Cassegrain est ordinairement plus
faible que celle des Schmidt-Cassegrain et leur longueur
focale équivalente est plus forte. Ces caractéristiques en
font des instruments plutôt adaptés à l’observation des
planètes. Le plus souvent, ils sont collimatés une fois pour
toutes en usine et n’offrent pas de possibilité de réglage.
Signalons en passant que le ménisque des Maksutov-
Cassegrain est divergent contrairement à ce que montrent
certains ouvrages ; il est plus épais à son bord qu’en
son centre.
Effet d’un défaut d’orientation du miroir secondaire
On se propose ici d’étudier l’effet d’un défaut d’orientation
du miroir secondaire hyperbolique des télescopes de
Cassegrain et Schmidt-Cassegrain. Cela fait, on pourra
établir les tolérances de réglage afférentes. Le problème
ainsi posé concerne d’ailleurs surtout les combinaisons
Schmidt-Cassegrain du commerce : dans leur cas en effet
seul le miroir secondaire possède des vis de collimation.
Quant aux Cassegrain authentiques, leur collimation s’effectue
pour la plupart en agissant aussi sur les vis calantes
du grand miroir parabolique, si bien qu’elle ressemble
beaucoup à celle des télescopes de Newton.
Le défaut envisagé consiste en une rotation d’angle α du
miroir secondaire autour du point R de son axe situé à la
distance ε du sommet S (figure 5). Dans la pratique, les
points R et S son quasiment confondus et le paramètre ε
est nul. Le cas de figure où le pivot R coïncide avec le foyer
F du paraboloïde primaire est cependant utile du point
de vue théorique, car alors la combinaison reste rigoureusement
stigmatique (exempte d’aberrations) pour le
foyer image F ‘ du miroir secondaire, quelle que soit la
valeur de l’inclinaison α, d’où un moyen précieux de contrôler
le calcul entrepris.
Coma résultant du défaut d’orientation
Correctement orienté ou non le miroir secondaire est par
hypothèse soumis à une onde sphérique convergeant au
foyer F du paraboloïde ou de la combinaison primaire
(association du miroir primaire et de la lame correctrice
pour les Schmidt-Cassegrain). L’application du principe
de Huygens-Fresnel déjà introduit permet de déterminer
8
le champ (électromagnétique) régnant en un point F'' quelconque
du plan focal de l’instrument (figure 5) : il «suffit»
d’écrire qu’il est la somme d’ondes élémentaires issues
des points M de la surface du miroir secondaire. En première
approximation, ces ondes ont toutes la même amplitude
et ne diffèrent, en présence d’un défaut d’orientation,
que par leur phase ϕ, laquelle s’écrit :
Le coefficient k est le «nombre d’onde» et λ la longueur
d’onde ; la grandeur ∆ représente, à une constante additive
près, le chemin optique parcouru entre un plan de
référence orthogonal à l’axe du miroir primaire et le point
F'' considéré dans le plan focal. Comme le miroir primaire
(ou l’association du miroir primaire et de la lame correctrice)
est stigmatique, le chemin optique entre le plan de
référence et le foyer F est invariant, si bien que ∆ peut
s’écrire :
Par commodité, on choisit la constante de la formule précédente
de façon que le chemin optique ∆ soit
identiquement nul dans l’axe (F'' confondu avec le foyer
F') lorsque le miroir secondaire hyperbolique est parfaitement
réglé ; on pose donc :
égalité faisant intervenir le grandissement γ et la longueur
focale f de l’hyperboloïde (voir plus haut). Dans le
cas d’un miroir secondaire déréglé la grandeur ∆ varie
lorsque le rayon incident se déplace sur l’ouverture de la
pupille. Au terme d’un calcul qu’on ne détaillera pas on
trouve, en négligeant les puissances cube et supérieures
du défaut α, l’expression suivante du chemin optique aberrant
:
(Formule 23)
On reconnaît les caractéristiques de la coma (partie II), en
notant que la variable τ est proportionnelle à la hauteur
d’incidence h du rayon courant sur le miroir primaire. Le
maximum d’intensité dans le plan focal correspond sensiblement,
on le sait (partie I), au minimum de la moyenne
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004

sur l’ouverture du chemin optique aberrant ∆ au carré ;
ce minimum est atteint pour une valeur optimale L opt du
paramètre L qui détermine une position bien définie du
point d’observation F'' dans le plan focal. Le calcul montre
qu’à l’optimum la perte d’intensité s’annule lorsque le
pivot R coïncide avec le foyer F du miroir primaire ; plus
précisément on observe la relation de proportionnalité
suivante :
Ainsi, comme prévu (car la combinaison reste stigmatique),
il n’y a pas d’atténuation si les points R et F sont
confondus (ε = f) ; dans ce cas de figure la valeur L opt vérifie
en outre :
si bien que le point F'' du plan focal où se situe le pic d’intensité
n’est autre que le foyer image F' de l’hyperboloïde
après pivotement. Ces deux propriétés constituent une
vérification de la formule 23 de la même façon qu’une
«preuve par 9» permet de contrôler l’exactitude de la division
de deux nombres.
Coma résiduelle dans l’axe après dépointage de compensation
Dans la réalité l’observateur ne déplace pas son oculaire
dans le plan focal pour suivre le déplacement du pic d’intensité
de la tache d’Airy, comme les calculs précédents le
suggèrent ; en fait il laisse l’oculaire à sa place nominale
(au foyer image théorique de la combinaison) et il dépointe
le télescope tout entier d’un angle β, de façon que l’image
de l’étoile reste centrée dans le champ malgré le réglage
défectueux du miroir secondaire. Pour évaluer l’aberration
de coma, il s’agit donc de déterminer les variations
résiduelles du chemin optique, mesuré entre le foyer image
théorique F' et un plan de front orthogonal à la direction
de l’étoile, alors que le miroir secondaire et le télescope
dans son ensemble ont subi les petites rotations d’angles
α et β. Or l’effet du dépointage β du télescope est connu : il
résulte de la coma de la combinaison Cassegrain supposée
parfaitement réglée (voir plus haut). De même, on connaît
l’effet du pivotement α du miroir secondaire pour un
Références
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004
9
oculaire placé au foyer image théorique F' : il suffit d’appliquer
la formule 23 du paragraphe précédent au cas
particulier où le paramètre u est nul. Au total, le chemin
optique aberrant ∆ observé en présence des deux rotations
α et β est égal à la somme des chemins optiques
aberrants associés isolément à ces deux perturbations ;
au terme d’un calcul simple, on trouve l’expression suivante
du chemin ∆ :
(Formule 24)
En recentrant l’image de l’étoile dans le champ de l’oculaire,
l’observateur dépointe le télescope d’une quantité β
qui minimise la perte d’intensité résultant du défaut
d’orientation α du miroir secondaire ; cette perte, on le
rappelle, est proportionnelle à la moyenne sur l’ouverture
du chemin ∆ au carré. A l’optimum, tous calculs faits,
le dépointage β vérifie :
(Formule 25)
Le paramètre T caractérise le rapport focale sur diamètre
M du miroir primaire. Le paramètre Q est le rapport focale/diamètre
équivalent de la combinaison Cassegrain :
(Formule 26)
[1] A. Maréchal : «Imagerie géométrique. Aberrations», 1952, Editions de la Revue d’Optique théorique et instrumentale.
[2] A.Maréchal, M. Françon : «Diffraction. Structure des images», 1970, Masson et Cie Editeurs.
[3] A. Danjon, A. Couder : «Lunettes et télescopes», 1935 (édition 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.

C est la fonction suivante du grandissement γ :
(Formule 27)
Pour des Cassegrain classiques (Q voisin de 30) et même
pour des Schmidt-Cassegrain (Q voisin de 10) la quantité
S est minime, si bien qu’on peut écrire sans beaucoup se
tromper :
(Formule 28)
Dans le cas pratique où la distance ε du centre de rotation
R (figure 5) au sommet S de l’hyperboloïde est quasi nulle
la solution précédente devient :
(Formule 29)
On rappelle que le symbole q représente l’obstruction relative
par le miroir secondaire : q vaut 0,3 par exemple si
l’obstruction est de 30 %.
Confrontation à la littérature professionnelle
Les calculs précédents ont été menés avant que l’auteur
n’ait connaissance de travaux publiés par des professionnels
dans les années 1970 (réf. [5.1] et [5.2]). On se propose
ici de montrer la compatibilité des formules présentées
avec ces derniers. La référence [5.1] fournit dans le
cas du télescope aplanétique (de Ritchey-Chrétien notamment)
une expression approchée très simple de l’amplitude
A, au bord de l’ouverture, du défaut de coma sur
l’onde lié à un dérèglement du miroir secondaire :
(Formule 30)
Ce défaut est inversement proportionnel au cube du rapport
d’ouverture du miroir primaire ; la longueur ∆y désigne
l’écart entre les axes des miroirs secondaire et primaire
au droit d’un «point neutre» propre à chaque type
d’instrument : si le dérèglement du secondaire consiste
en une rotation autour du point neutre (∆y=0), alors le
défaut de coma n’apparaît pas. Dans le cas des Ritchey-
Chrétien 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 l’a vu, est confondu
avec le foyer F. On montre que le défaut de coma
introduit plus haut (formule 23) est très sensiblement
minimal pour la valeur du paramètre u qui annule la
composante linéaire du chemin aberrant ∆ soit :
10
Un calcul simple conduit alors à l’expression suivante du
défaut de coma sur l’onde au bord de l’ouverture (h = H =
∆/2) :
(Formule 31)
Or la grandeur (f-ε) correspond à l’écart ∆y déjà défini ;
les formules 30 et 31 sont donc identiques à un coefficient
multiplicateur près. Pour un grandissement γ élevé de
l’hyperboloïde, en vertu de la formule 17, l’excentricité e
est voisine de l’unité et les coefficients multiplicateurs
sont quasiment égaux (1/32) : pour un grandissement γ
de 5 par exemple on obtient 1/33,33 au lieu de 1/32. Il y a
donc bien concordance entre les deux formulations ; s’il
n’y a pas une identité stricte c’est que la formule 30 concerne
un télescope aplanétique et non pas un Cassegrain
classique (formule 31).
La seconde formulation trouvée dans la littérature [5.2]
fournit la longueur l de l’aigrette de coma dans le plan
focal pour tout type de télescope à deux miroirs :
(Formule 32)
Pour obtenir la valeur angulaire, en radians, de la longueur
l, il suffit de diviser l’expression de la formule 32
par F, longueur focale équivalente du télescope (multiplier
ensuite le résultat par 206265 pour le convertir en
secondes de degré). Dans la formule 32, ∆y représente un
petit déplacement transversal du miroir secondaire et α,
comme plus haut, une petite rotation de ce dernier. R 2 est
le rayon de courbure du miroir secondaire (négatif pour
un miroir convexe) et b 2 son coefficient de déformation
par rapport à la sphère (voir [3] par exemple). Dans le cas
de la combinaison Dall-Kirkham le secondaire est sphérique,
le coefficient b 2 est alors nul ; pour un Cassegrain
authentique à miroir secondaire hyperbolique le coefficient
b 2 vérifie :
(Formule 33)
Enfin dans le cas du Ritchey-Chrétien on a :
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004

d représentant la distance des deux miroirs et F (rappel)
la distance focale résultante du télescope ; la comparaison
avec l’expression 33 montre immédiatement que le
miroir secondaire du Ritchey-Chrétien est plus déformé
par rapport à la sphère que l’hyperboloïde du vrai
Cassegrain équivalent.
Les déplacements envisagés ici sont des rotations α
autour du pivot R (figure 5), il faut donc poser ∆y = ε.α ;
par ailleurs le rayon de courbure R 2 vaut –f(1+e). En utilisant
la formule 33, la formule 32 particularisée au cas du
Cassegrain classique devient alors :
(Formule 34)
Les calculs effectués plus haut, qui correspondent à la
formule 31, conduisent rigoureusement au même résultat
(utiliser la formule 3 de la partie II : un défaut de coma
sur l’onde égal à K. H 3 au bord de la pupille se traduit par
une aigrette de coma de longueur l = 3. K. F. H 2 ). Cela achève
de démontrer la validité du formalisme obtenu.
Tolérances de réglage du secondaire des Cassegrain
On obtient la tolérance sur le dérèglement α, en écrivant
que la perte d’intensité relative de la tache d’Airy est au
plus égale à un seuil arbitraire 1/K conformément à la
formule 1 bis de la partie I. Le nombre K caractérise la
perte relative tolérée : pour une perte de 20 % par exemple
K est égal à 5. En tirant parti des formules 24 et 25 on
aboutit à l’expression suivante de la tolérance sur le dé-
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004 11
faut d’orientation α du miroir secondaire :
(Formule 35)
Dans cette formule D représente le diamètre du miroir
primaire et qD par conséquent celui du miroir secondaire.
En combinant les formules 25 et 35, on obtient ensuite le
dépointage de compensation β associé au défaut α :
(Formule 36)
Les angles α et β sont exprimés, dans les formules 35 et 36,
en radians (un radian équivaut sensiblement à 57 degrés).
Au dépointage β du télescope correspond un léger déplacement
ξ dans le plan focal ; ce déplacement, opposé à
celui qu’induit le dérèglement α du miroir secondaire,
caractérise la «tolérance de centrage» de l’instrument ; il
est égal au produit de β par la longueur focale équivalente
QD de la combinaison Cassegrain, d’où l’égalité :
(Formule 37)
Figure 6 : tolérance sur la rotation des vis de collimation d’un Schmidt-Cassegrain typique (F/D = 10) en fonction du rapport d’ouverture
M du miroir primaire. Critère : perte d’intensité de 20 % soit un défaut sur l’onde de λ/2,5

Discussion des formules obtenues
Une combinaison Cassegrain est caractérisée principalement
par le diamètre D et le rapport focale
sur diamètre M du miroir primaire ainsi que par le
grandissement γ et l’obstruction q du miroir secondaire
hyperbolique ; le rapport focale sur diamètre
équivalent Q est alors égal au produit (γ.M). Fixons
d’abord la géométrie du télescope, c’est-à-dire les
paramètres q, M, γ et donc Q, et faisons varier son
échelle, représentée par le diamètre D. L’excentricité
e de l’hyperboloïde, fonction seulement de γ (formule
17), est également constante par hypothèse et,
pourvu que le rapport ε/f ne varie pas, la quantité
C(ε/f, γ) est aussi une constante. A géométrie fixée
donc, on arrive à cette constatation que les tolérances
angulaires α et β varient en proportion inverse
du diamètre D du miroir primaire tandis que la tolérance
de centrage linéaire ξ est invariante et ne
dépend pas, en conséquence, de l’échelle de l’instrument.
Fixons à présent le diamètre primaire D, l’obstruction
q, le rapport ε/f, le grandissement γ, autrement
dit gardons le même miroir secondaire, et faisons
varier le rapport focale sur diamètre équivalent
Q en agissant sur le rapport d’ouverture M du
miroir primaire. Nous voyons que les tolérances
angulaires α et β croissent (deviennent plus lâches)
comme le carré de Q tandis que la tolérance de centrage
linéaire ξ croît comme le cube de Q. Pour les
Cassegrain aussi la compacité se paye donc cher en
termes de tolérances de collimation : l’emploi d’une
combinaison Schmidt-Cassegrain (Q voisin de 10)
nécessite de respecter des tolérances linéaires 27 fois
plus strictes que celles d’un Cassegrain classique de
même diamètre (Q voisin de 30). On notera que les
propriétés énoncées, touchant à l’influence de
l’échelle et de la compacité de l’instrument, sont
analogues à celles du télescope de Newton déjà
traité (partie II, formule 12).
Tolérance sur la rotation des vis de collimation du miroir secondaire
D'un point de vue pratique ou «manuel», il est intéressant
de traduire les tolérances précédentes en
termes de rotation acceptable des vis définissant
l’orientation du petit miroir. Cette question n’a de
sens mécanique, on le comprendra, que pour une
distance ε quasi nulle (pivot R et sommet S de
l’hyperboloïde quasiment confondus) ; c’est en tout
cas l’hypothèse que l’on fait ici. Soit ν la distance
des vis à l’axe optique rapportée au rayon du petit
miroir ; soit d’autre part π le pas des mêmes vis. On
convertit aisément la tolérance sur l’inclinaison α
du petit miroir (formule 35 avec ε = 0) en termes de
rotation acceptable Ω de ses vis de collimation exprimée
en degrés :
(Formule 38)
12
Cette formule enseigne que la tolérance Ω ne dépend
pas du diamètre D du miroir primaire. Donnons-en
un ordre de grandeur pour une combinaison typique
de type Schmidt-Cassegrain ayant pour paramètres
: λ=0,56 micromètre, Q=10, M=2, =5, ν=2/3,
p=0,77 mm (valeurs mesurées sur un 9 pouces 1/4
de marque bien connue). En admettant une perte
relative d’intensité de 20 % (K= 5), on obtient une
tolérance Ω de 6 degrés, soit seulement un soixantième
de tour ! On est d’ailleurs en droit de se montrer
plus exigeant encore car une perte de 20 % correspond
à un défaut sur l’onde respectable de λ/2,5 ;
si l’on veut ramener ce défaut à λ/10, la tolérance Ω
devient quatre fois plus faible soit 1,5 degré (K=80,
cf. tableau 1 de la partie II). On conçoit au vu de ces
chiffres que la collimation des Schmidt-Cassegrain
soit particulièrement critique et qu’il faille régulièrement
la retoucher. A titre de comparaison, pour
un Cassegrain classique (Q=30, tous paramètres
égaux par ailleurs) la tolérance est neuf fois supérieure
: 54 degrés pour une perte de 20 %.
Courbes de tolérance pour un rapport F/D équivalent de 10
La figure 6 reproduit la tolérance Ω sur la rotation
des vis de collimation pour le rapport focale sur diamètre
équivalent typique des combinaisons Schmidt-Cassegrain
(Q = 10). La courbe est tracée en
fonction du rapport d’ouverture M du miroir primaire
; le grandissement γ de l’hyperboloïde est donc
variable (γ = 10/M). Les autres paramètres sont :
- la longueur d’onde λ : 0,56 micromètre,
- la distance des vis à l’axe optique ν : 0,67 fois le
rayon du petit miroir,
- le pas des vis : 0,77 mm,
- la tolérance sur la baisse d’intensité de la tache
d’Airy : 20 % soit K=5.
Comme prévu (formule 38), la tolérance augmente
avec le rapport d’ouverture M ; avec M=2,6 elle est
environ 1,6 fois plus grande qu’avec M=2. Il y donc
intérêt, toutes choses égales par ailleurs, à disposer
d’un miroir primaire plus fermé plutôt que plus
ouvert. On constate une nouvelle fois que la recherche
de la compacité a un coût en termes de
collimation. Cette considération a peut-être inspiré
en partie la conception du télescope de 9 pouces 1/4
d’un fabricant bien connu. Néanmoins, même avec
un rapport d’ouverture de 3 la tolérance reste très
sévère : 12 degrés seulement.
La figure 7 reproduit la tolérance de centrage linéaire
ξ, indépendante on le rappelle du diamètre D
de l’instrument, pour diverses valeurs du paramètre
ε/f compris entre 0 et 1. Les autres paramètres
sont identiques à ceux de la figure 6. On constate les
propriétés suivantes, qu’on peut d’ailleurs démontrer
à l’aide des formules 27 et 37 : la tolérance ξ est
une fonction croissante du rapport d’ouverture M
du miroir primaire ainsi que du paramètre ε/f ; pour
ε/f égal à l’unité (centre de rotation ou pivot R de
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004

Figure 7 : tolérance de centrage linéaire d’un Schmidt-Cassegrain (F/D = 10) en fonction du rapport d’ouverture M du miroir primaire
pour cinq valeurs de la distance réduite ε/f : 0 (pivot R confondu avec le sommet S de l’hyperboloïde, 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)
Critère : perte d’intensité de 20 % soit un défaut sur l’onde de λ/2,5
l’hyperboloïde confondu avec le foyer F du miroir
primaire) la tolérance ξ est maximale et indépendante
de M. Si le rapport d’ouverture M a la valeur
courante de 2, la tolérance est seulement de 0,8 millimètre
dans le cas concret où ε/f est nul, elle est 7
fois plus large et vaut 5,4 mm dans le cas plus hypothétique
où le paramètre ε/f est égal à l’unité.
Suggestion d’amélioration du système de fixation de
l’hyperboloïde
Comme on le voit les tolérances de centrage des
combinaisons Schmidt-Cassegrain typiques du
commerce sont extrêmement sévères. Mais en plaçant
le pivot R du miroir hyperbolique sur le foyer
primaire F, on bénéficie de tolérances linéaires augmentées
du facteur approximatif η suivant :
soit du facteur 7 pour le grandissement γ typique
de 5, ce qui paraît très avantageux. Comment dans
la pratique exploiter cette propriété ? Evidemment
le système de fixation habituel du miroir secondaire
à base de vis poussantes ne convient pas, puisqu’il
conduit à un rapport ε/f faible. Une solution pourrait
consister à rôder la face arrière du miroir secondaire
de manière à la rendre concave et sphéri-
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004 13
que avec un rayon de courbure précisément égal à
la longueur focale objet f, cette face étant appliquée
sur un support convexe de même rayon, solidaire
de la lame correctrice. La viabilité de ce système
reste à établir du point de vue industriel mais il
offre a priori une perspective séduisante : il serait
susceptible d’un réglage définitif en usine, libérant
ainsi l’observateur de la contrainte de contrôler fréquemment
la collimation de son télescope. Le Schmidt-Cassegrain
deviendrait alors aussi indéréglable
que le Maksutov.
Conclusions
Il apparaît que l’instrument sans doute le plus populaire
chez les amateurs, à savoir le Schmidt-
Cassegrain, est aussi celui qui exige la collimation
la plus soignée et de loin. Au delà des tolérances de
collimation, qui nous ont servi de fil d’Ariane au
long des trois parties du présent article, puisse le
lecteur prendre goût, si ce n’est déjà fait, à cette belle
science toujours vivante [5] qu’est l’optique astronomique.
Ses développements sont parfois difficiles
à suivre de prime abord, mais les efforts consentis
sont payants : connaître et comprendre les propriétés
d’un instrument n’est-ce pas aussi - à moindre
frais - le posséder un peu ?

Les effets des lames d’une araignée sur
Eric MAIRE
Nous avons tous en tête les images des grands observatoires nous présentant de magnifiques
nébuleuses semblant suspendues à un champ d’étoiles dont les plus brillantes sont
affublées de quatre ou six aigrettes de lumière. Les représentations imagées telles les
cartes anciennes du ciel, certaines bandes dessinées et même les dessins d’enfants
représentent les étoiles avec des aigrettes pour justement bien en qualifier l’aspect stellaire...
C’est dire si parfois nous en oublions l’origine précise pourtant présente dans
l’inconscient de tous ceux qui s’intéressent à l’astronomie. Nous percevons même de
fugaces aigrettes rien qu’en regardant des étoiles très brillantes à l’œil nu… Mais qu’en
est-il exactement pour les télescopes que nous utilisons ?
Les aigrettes sont dues à la présence des lames de
l’araignée qui servent à porter le miroir secondaire dans
un télescope. Ces lames engendrent de la diffraction et
créent ainsi des aigrettes orientées dans une direction
perpendiculaire à celles-ci. Dans les cas les plus courants,
ces lames sont symétriques, nous avons alors six aigrettes
pour une araignée à trois branches et quatre pour un
modèle à quatre branches. Or actuellement, de plus en
plus d’amateurs se lancent dans la construction de
télescopes sans précisément connaître tous les effets dus
à la présence de ces lames sur le contraste de l’image finale.
En dehors de l’obstruction du miroir secondaire, nous
comprenons bien intuitivement que ces lames doivent
« se faire oublier » le plus possible en étant les plus
discrètes et les plus fines. Sans entrer dans les détails de
l’optique théorique, nous allons chercher à comprendre
comment les lames d’araignées affectent le contraste d’une
image fournie par un télescope à réflexion.
Souvent la qualité d’une optique dédiée à l’astronomie est
évaluée à l’aide du rapport de Strehl. Mais de quoi s’agit-il ?
C’est le rapport de l’intensité du centre du disque d’Airy
donné par un système optique, à celle d’un système
optique parfait. Le rapport de Strehl est égal à 1 lorsque
l’optique est parfaite et sans obstruction, et atteint 0,8
pour une optique à λ/4 sur l’onde. Plus le rapport de Strehl
est petit, plus le disque d’Airy perd de l’intensité au profit
des anneaux entourant le pic central, et plus la magnitude
limite atteinte par l’instrument est faible. Le rapport de
Strehl est donc un indicateur direct de la qualité des
images et des optiques [9].
Dans un article de référence de James E. Harvey et Christ
Ftaclas paru en 1995 dans Applied Optics [1], les auteurs
font appel à une légère révision de la formulation du
rapport de Strehl incluant les influences des lames
Figure 1 : profils élémentaires dans le plan de l’image x des deux
composantes de la figure de diffraction provoquée d’une part par
l’optique d’un télescope de diamètre D proprement dite (rayon du
pic central dont l’intensité lumineuse I n est la plus élevée: λf/D)
et d’autre part par une araignée à une seule branche d’épaisseur b
(rayon du lobe central : λf/b).
14
d’araignée pour mieux en appréhender les effets. Le
nouveau rapport de Strehl s’exprime comme suit :
où N désigne le nombre de branches (lames) de l’araignée,
δ l’épaisseur de la lame en fraction du diamètre D du
miroir primaire et ε l’obstruction centrale due au miroir
secondaire. Mon but n’est pas de vous plonger dans la
théorie (pour cela se reporter à l’article précité) mais
d’expliciter les principales influences des lames d’araignée
sur l’image, ce sera donc la seule formule de cet article !
Par exemple pour une obstruction ε de 0,27 et une
araignée à quatre branches d’épaisseur 1,8mm équipant
un télescope de type Newton de 300mm de diamètre soit
δ = 0,006, S est environ égal à 0,9975 si les miroirs sont
considérés comme parfaits.
En réalité, plus l’épaisseur des lames est importante, plus
l’énergie diffractée (dispersée) par les lames se retrouvera
en dehors du disque d’Airy. Toutefois cela n’affecte pas
pour autant la largeur à mi-hauteur du pic central (FWHM
soit Full Width at Half-Maximum en anglais) qui est
pourtant un critère couramment utilisé comme définition
de la résolution des images astronomiques. C’est
certainement pour cette raison que les analyses des effets
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004

une image fournie par un télescope.
des lames d’araignée sur le contraste sont fort peu
nombreuses jusqu’à ces dix dernières années.
Pour pallier cette insuffisance du critère de FWHM pour
appréhender les influences des lames d’araignée, les
auteurs ont donc opté pour la caractérisation de l’énergie
délimitée par la largeur à mi-hauteur du disque d’Airy et
formulé une équation empirique décrivant le phénomène
[1]. Mais qu’observe-t-on visuellement sur une étoile de
brillante ou sur des images acquises à l’aide d’une caméra
CCD ? Si l’étoile est correctement focalisée, nous voyons
son image munie d’aigrettes bien visibles. Celles-ci se
détachent d’autant mieux par rapport au fond de l’image
que l’optique est de bonne qualité. La distribution en
intensité lumineuse le long des axes de ces aigrettes
consiste en la superposition de deux contributions selon
le principe de Babinet [2]:
- d’une part la diffraction de l’étoile elle-même dans le
télescope de diamètre D
- et d’autre part la diffraction due à une lame de
l’araignée qui est une fonction en sinc² (sinus cardinal
au carré) dont l’intervalle entre les minima est
proportionnel à son épaisseur comme illustré à la
figure 1.
Cette image est souvent appelée en anglais : Point Spread
Function = PSF qui n’est rien d’autre que la réponse
impulsionnelle optique de la chaîne d’acquisition de
l’image à un point de lumière constitué par une étoile.
Nous pouvons bien observer cette image dans la réalité,
notamment cela confère à ces aigrettes un aspect en
pointillés bien caractéristique dont l’intensité lumineuse
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004 15
Figure 2 : étoile de magnitude 6 située dans la constellation
d’Orion. Photographie CCD de Martial Figenwald acquise à
l’aide d’un télescope Newton Takahashi Epsilon 160mm. Les
aigrettes sont provoquées par une araignée à quatre branches.
diminue au fur et à mesure que l’on s’éloigne de l’étoile. A
noter que l’énergie diffractée se disperse en dehors du pic
central et que l’intervalle entre les pointillés est d’autant
plus petit que l’épaisseur des lames augmente. En pratique
sur mon Dobson, j’ai pu observer qu’un réglage fin de la
verticalité des lames une fois l’araignée tendue est
Figure 3 : niveaux de gris mesurés le long d’une aigrette provoquée par une araignée à quatre branches. L’étoile se trouve à gauche
du graphique vers les niveaux de gris les plus élevés. Le profil relevé montre la distribution des intensités lumineuses en sinus cardinal
comme le suggère la figure 1 même si la superposition des composantes dues respectivement à l’optique et aux lames de l’araignée n’est
pas évidente à observer à cause du bruit de fond de l’image (cf. figure 2).

Figure 5 : classement des configurations géométriques des araignées par ordre croissant en fonction de l’énergie diffractée en dehors du
pic central du disque d’Airy. Ces araignées sont donc classées en fonction de leur performance en terme de contraste à épaisseur de lame
et obstruction constantes. 1- Trois branches. 2- A tube cylindrique unique ! 3- Quatre branches. 4- Lames courbes. 5- Quatre branches
non symétriques (configuration parfois recherchée pour sa bonne rigidité…). 6- Lame de forme arbitraire (fantaisiste !). 7- Huit
branches. Nota : en réalité, l’énergie diffractée en dehors du pic central croit en fonction de la longueur totale des branches d’une
araignée. D’après James E. Harvey et Christ Ftaclas.
indispensable de manière à d’une part rendre ces aigrettes
les moins intenses et d’autre part à augmenter l’intervalle
entre les pointillés améliorant ainsi la qualité de la
perception visuelle des étoiles brillantes.
En photographie numérique ou CCD, nous pouvons
observer le même phénomène qu’en visuel. Toutefois, pour
bien le mettre en évidence, il est nécessaire de produire
des images 16 bits et que l’étoile elle-même apparaisse
comme saturée de façon à en bien visualiser les aigrettes.
Nous retrouvons bien alors le profil attendu. La figure 2
présente une image réalisée sur une étoile de magnitude 6
située dans la constellation d’Orion à l’aide d’un télescope
Newton de 160mm muni d’une araignée à quatre
branches. La figure 3 montre la distribution des intensités
lumineuses en sinc² le long de l’axe d’une des aigrettes de
l’étoile la plus brillante de la figure 2. A titre d’illustration,
la figure 4 montre l’étoile 44i très près de M42
photographiée avec un appareil numérique Canon 10D à
l’aide d’un télescope à trois branches développant ainsi
six aigrettes. Des simulations peuvent être réalisées à
l’aide de logiciels spécialisés et montrent ainsi les effets
obtenus en augmentant le nombre de branches d’araignée
[7].
Cela nous amène à nous poser ces deux interrogations:
quel est le nombre optimal de branches pour une
araignée ? Et quelle forme éventuelle leur donner ? Encore
Figure 4 : étoile 44τ sous M42 photographiée à l’aide d’un Canon
10D au foyer d’un télescope Takahashi Mewlon 180 avec réducteur
de focal x 0,71. Pose unique de 30 secondes à 800 ISO. Cette image
montre parfaitement les six aigrettes résultant d’une araignée à
trois branches.
16
une fois James E. Harvey et Christ Ftaclas ont répondu à
ces questions. A épaisseur de lames et obstruction
constantes, l’énergie diffractée en dehors du pic central
est la plus faible pour une araignée à trois branches ou
dans une moindre mesure par un secondaire tenu par un
seul tube [6]. Il est également intéressant d’avoir des lames
symétriques notamment dans le cas d’une araignée à
quatre branches sinon des aigrettes supplémentaires
apparaissent limitant encore le contraste final. L’araignée
à quatre branches est donc également une bonne
configuration d’autant qu’elle permet une rigidité
mécanique plus grande même si par ailleurs une torsion
résiduelle du porte-secondaire peut être générée à cause
de la difficulté à aligner les axes des lames sur l’axe optique.
A noter qu’en visuel, l’usage d’une araignée à quatre
branches parfaitement alignée sur l’axe optique de
l’instrument permet d’effectuer une mise au point assez
précise sur une étoile lumineuse en faisant coïncider
(confondre entre elles) les aigrettes qui sont au nombre de
8 lorsque l’image est légèrement défocalisée ; tandis que
pour une araignée à trois branches l’appréciation visuelle
des six aigrettes passant rigoureusement par le centre de
la figure d’Airy est moins aisée à estimer.
Quant à l’araignée à lames courbes circulaires, elle
présente l’intérêt notable de ne produire aucune aigrette,
ce qui est souvent recherché en photographie du ciel
profond. Il existe même des publicités qui présentent cette
technique - certes assez flatteuse - comme la solution
ultime pour avoir du contraste en imagerie planétaire…
Malheureusement, l’énergie diffractée en dehors du pic
central est plus importante et tendra donc de fait à limiter
le contraste des détails les plus petits. De plus, leur
épaisseur se doit d’être assez importante pour leur
conférer la rigidité suffisante alors que les araignées à
trois ou quatre branches peuvent être tendues ! Il est
également intéressant d’avoir des lames symétriques
notamment dans le cas d’une araignée à quatre branches
sinon des aigrettes supplémentaires ou des dissymétries
dans la figure d’Airy apparaissent limitant ainsi le
contraste final. James E. Harvey et Christ Ftaclas ont donc
établi un classement des configurations géométriques des
araignées par ordre d'énergie diffractée en dehors du pic
central du disque d’Airy (voir figure 5). A noter, les
surprenantes performances de l’araignée dont la branche
unique se résume à un unique cylindre. Sa confection,
délicate mais pas insurmontable, doit se réaliser avec un
cylindre dont le diamètre doit être choisi avec précision
en fonction du diamètre du tube et ses fixations ne doivent
pas générer d’obstruction supplémentaire. C’est une
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004

solution originale qui permet à la fois de conserver un
haut niveau de contraste tout en éliminant les aigrettes
pour ceux qui y sont allergiques… [6]. Dans le même ordre
d’idée, une araignée à deux lames en triangle est
intéressante, mais cela suppose des contraintes plus
importantes sur leur épaisseur [10].
Il existe également des dispositifs anti-aigrettes dont le
plus remarquable est… l’adoption d’une lame de
fermeture avec en son centre le miroir
secondaire comme sur les télescopes
Schmidt Cassegrain. Mais pour un
amateur qui désire fabriquer son propre
télescope, cela suppose plusieurs
contraintes : les lames de fermeture de
qualité sont assez onéreuses. Leur
fabrication réclame beaucoup
d’expérience et ces dernières accueillent
volontiers la buée lors des observations.
Il faut souligner que des dispositifs antiaigrettes
originaux à adjoindre aux
lames conventionnelles existent [8].
Toutefois même si la quantité de lumière
en moins reçue par l’observateur est
négligeable, l’énergie diffractée par ces
dispositifs anti-aigrettes est sensible et
obstrue des zones du miroir primaire qui
contribue à la haute résolution spatiale.
Une fois de plus, la perception des petits
objets ténus à la surface des disques
planétaires comme Jupiter ou Saturne
surtout en visuel peut s’avérer plus
délicate.
En dehors de ces considérations
purement optiques et en supposant les instruments
comme toujours parfaitement collimatés, des variations
de taille et d’intensité lumineuse des aigrettes peuvent
être observés à cause des effets thermiques sur les lames.
Elles peuvent perdre de la chaleur par rayonnement. La
couche d’air environnante se refroidit à leur contact, l’air
au voisinage des lames est évidemment plus chaud que
celles-ci. Les variations d’intensité et de taille des aigrettes
étant dues principalement à la réfraction dans une couche
d’air froid, plusieurs solutions peuvent être proposées. Il
est possible de réduire la longueur du trajet optique dans
cet air froid en diminuant la hauteur des lames; en les
ajourant d’ouvertures là où le permettent les efforts
Bibliographie et ressources Internet
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004 17
qu’elles supportent; en leur substituant des systèmes de
fils d’acier. Toutefois l’architecture d’un tel système devra
être telle que l’on puisse le considérer comme une araignée
à trois ou quatre branches si on la regarde selon l’axe
optique du tube. Ces systèmes munis de câbles tendus
sont très intéressants mais nécessitent un dispositif
permettant de régler précisément la tension de ces câbles.
On peut accroître le coefficient de convection par une
ventilation forcée mais cette
solution suppose une installation
électrique bien étudiée en fonction du
type de tube utilisé. Enfin, il est
nécessaire d’adopter des lames polies
qui possèdent un pouvoir émissif
réduit dans l’infrarouge de façon à
encore limiter ce phénomène [3].
Ce qui nous conduit à adopter une
araignée à trois ou quatre branches
selon les contraintes de rigidité et
dont les lames sont parfaitement
polies et ajourées (voir figure 6). Ces
ajourements peuvent avoir des
motifs plus ou moins complexes à
l’intérieur même de ces lames et ne
sont donc pas forcément à la portée
de tous les amateurs à cause du
nécessaire travail de précision ;
surtout si le télescope est petit
(inférieur à D = 200mm). L’expérience
de certains amateurs constructeurs
d’araignées suggère qu’il est
préférable d’avoir un ajourement
plus proche des points d’ancrage coté
tube (ou anneaux de la cage secondaire pour un Dobson)
plutôt que du porte-secondaire car une trop grande
tension sur les branches peut engendrer des torsions
préjudiciables au placement du porte-secondaire avec
l’axe optique de l’instrument lors du serrage de l’araignée.
Cet article mériterait d'être complété par :
- d'une part, un approfondissement de l’étude des
différentes diffractions réelles engendrées par chaque
configuration de lame,
- d’autre part, des études mécaniques sur les formes
les plus rigides et les moins contraignantes du point
de vue de la torsion subie par les lames d’araignée.
Avis aux amateurs rédacteurs !
Figure 6 : Lames ajourées d’une araignée
à quatre branches de réalisation
personnelle.
1. 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, N°28, 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 d’araignée: http://www.astrosurf.com/altaz/effetthermique.htm
4. André 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 d’étalement de la figure d’Airy avec la position dans le champ. http://
www.stsci.edu/instruments/wfpc2/Wfpc2_hand4/ch5_psf7.html
6. Un très bel exemple d’une araignée à une seule branche cylindrique!: http://www.mikespooner.50megs.com/ms5.htm
7. De belles images de la simulation de la diffraction due à différente configurations de lames d’araignée : http://www.astrotelescope.com/
optique/obstruc.html
8. Un dispositif pour éliminer les aigrettes de diffraction. http://serge.bertorello.free.fr/antiaigr/antiaigr.html
9. Les critères pour qualifier la qualité d’une optique : http://www.astrosurf.com/tests/criteres/criteres.htm
10. Une araignée démontable à deux branches en carbone : http://www.astrosurf.com/altaz/465.htm
Remerciements particuliers pour leur aide et documents apportées à : Martial Figenwald, David Vernet, Maïcé et Thierry Prévost.

Champ constructeur contre Champ
Calcul du champ Apparent
Lors du 1er volet de cette série d'articles consacrés au
champ des oculaires (Astrosurf N°9 - page 7), nous avions
admis les 2 formules d'obtention du grossissement
commercial :
G=F/f (1)
G = Chapp / Chréel (2)
Avec :
G = Grossissement
Chapp = Champ apparent
Chréel = Champ réel
F = Focale de l'instrument
f = Focale de l'oculaire
En fixant G, on obtient facilement la relation suivante :
d'où :
F / f = Chapp / Chréel
Chapp = Chréel x F / f (3)
Pour obtenir une valeur précise du champ apparent propre
à chaque oculaire, nous devons connaître au mieux
les valeurs du champ réel, de la focale instrumentale et de
la focale de l'oculaire.
Valeur du champ réel
Elle peut être calculée soit par la "méthode théorique par
le diaphragme", soitpar la "méthode pratique opar le défilement
d'étoiles" (voir Astrosurf N°9 - page 7).
18
Valeur de F, focale instrumentale
Si vous ne connaissez pas la focale de votre instrument
au millimètre près, reportez-vous à l'encadré ci-contre
qui expose une méthode précise de détermination de sa
valeur.
Valeur de f, focale de l'oculaire
Peut-on se fier aveuglément à la valeur gravée sur le corps
de chaque oculaire ? La précision de la méthode dépend
en grande partie de cette variable constructeur que l'on
admettra pour ne pas compliquer la tache. A titre indicatif,
je vous livre les résultats de tests parus dans Sky &
Telescope sur la validité de f : plusieurs séries d'oculaires
Plössl (coulant 31,7), de 7 marques différentes, ont été testés
à l'aide d'un micromètre réticulé. En règle générale, il
a été établi que l'imprécision de f tourne autour de 0,1
mm avec comme mauvais élève : University Optics où le
PL20 est en fait un 18mm ! Autre exemple d'oculaire plus
répandu en Europe : le SPL Meade (série 4000) 6,4 mm a
été vérifié à 6,2mm.
Cas des télescopes à miroir primaire mobile
Fabrice Morat
Le champ constructeur est souvent pour l'observateur un critère important dans le choix de
ses oculaires, tenté qu'il est d'embrasser une plus grande partie de la voûte céleste. Ces
dernières décennies, les fabricants nous ont fait rêver en proposant des oculaires parfois
colossaux jusqu'à 84° de champ apparent ! Curieux par nature et un brin soupçonneux,
j'ai depuis longtemps calculé tous mes grossissements commerciaux, sur le terrain, pour
chaque nouvel oculaire. Il était alors tentant par la même occasion d'évaluer la valeur du
champ apparent afin de la comparer à celle du champ constructeur proposé par le
fabricant. Pour ce faire, je vous expose ci-dessous ma méthode personnelle qui débouchera
sur un dénouement inattendu.
Pour les propriétaires de télescopes à miroir "mouvant"
(SCT, Maksutov, Cassegrain, DallKirkham), une seconde
erreur serait de croire que, connaissant les valeurs de
Chréel, 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 été calculée sur un certain
tirage de l'OR12,5, il faudra, après avoir retiré 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 à calibrer dans le renvoi
coudé (avec ou sans bague de réduction suivant le coulant)
et compenserez la différence de mise au point en
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004

apparent mesuré
soulevant par exemple l'oculaire du renvoi coudé. Au pire,
vous pourrez toujours conserver une petite tache
défocalisée de l'étoile sans nuire à la qualité de mesure du
défilement d'étoile. Mais en aucun cas, vous ne devrez
tourner la molette de mise au point. C'est seulement à ce
moment que vous pourrez mesurer le Chréel de votre ocu-
Détermination de F, la focale instrumentale
L'équation (3) ci-dessus n'a rien de révolutionnaire, en tout cas
pas de quoi fouetter mon collègue J. Claude Durand ! Attention
pourtant à l'universalité 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'étape qui suit.
J'utilise le précieux oculaire réticulé "Micro-Guide" OR12,5 de
chez Celestron qui permet d'obtenir une valeur assez précise de F
dépendant du tirage de cet oculaire guide et des accessoires montés
en amont (porte-oculaire, renvoi coudé...). Cette méthode est
bien expliquée sur la notice. Avant les mesures, veillez à 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 monté avec sa bague de réduction,
le renvoi coudé géant et le porte oculaire de précision NGF-
S. Il en résulte une focale instrumentale effective de 4182mm.
Sur mon ancien tube C1 1, dans les mêmes conditions d'installation,
F était égal à 3105mm.
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004 19
laire sur ce tirage imposé par l'OR12,5. Ce n'est pas tout à
fait son véritable Chréel puisque l'oculaire a été déplacé
dans son logement mais le but fixé était d'avoir une parfaite
corrélation entre F et Chréel. Enfin, vous pourrez
appliquer la formule (3) en toute quiétude afin d'obtenir
le champ apparent mesuré de votre oculaire.
Constatations
Champ apparent de quelques oculaires grand champ
L'étude des valeurs de Chapp suivant le type d'oculaire
et la formule optique est très instructive.
Le tableau ci-joint vous propose une comparaison directe
entre le champ constructeur et le champ apparent mesuré
sur différents tubes optiques et pour une variété
d'oculaires. Dans les remarques suivantes, je m'appuierai
également sur le travail similaire de mon collègue Yann
Pothier qui a procédé à un jeu de mesures sur différents
tubes optiques (SCT 203 ouvert à 10 avec ou sans réducteur
de focale et Dobson de 445 ouvert à 4,5), tous équipés
d'un porte-oculaire au coulant américain de diamètre 31,7.
Perte de champ apparent sur les oculaires à longue focale
Etrange surprise pour l'observateur du ciel profond : plus
qu'un non-respect du champ constructeur, on assiste à
une véritable perte de champ apparent en ce qui concerne
les oculaires de longue focale. Sur le Newton très

ouvert mais aussi sur le Dobson et le SCT203 de Yann, on
note que les oculaires de longue focale devant logiquement
offrir les champs résultants les plus grands sont les
plus touchés (environ 20 % de perte de champ).
Mais d'où provient cette perte de champ ? Le secondaire
du Dobson, largement surdimensionné, ne semble pas en
cause. On peut aussi mettre de côté le renvoi coudé puisque
le Dobson en est naturellement dépourvu. Cependant,
un point commun relie tous ces instruments, ils possèdent
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 enregistrée (environ 4 %) sur les tubes
C11 et C14 que j'avais tous munis d'un porte-oculaire
de diamètre 50mm.
NDLR : Il est à noter que la documentation des oculaires Televue
est intéressante de ce point de vue car il y est précisée la taille du
diaphragme.
De l'effet des réducteurs de focale
Les pertes de champ deviennent vite catastrophiques (plus
de 30 % de perte) dans le SCT203 équipé d'un réducteur
de focale toujours pour les oculaires de longue focale.
Effet d'un renvoi coudé géant
Afin de tester si mon renvoi coudé géant (TELEVUE
everbrite) provoquait une quelconque dégradation de la
grandeur du champ, j'ai effectué une série de mesures sur
3 oculaires : une fois au foyer puis avec le fameux renvoicoudé.
Les champs se sont avérés quasiment les mêmes.
La combinaison optique employée (porte-oculaire NGF-
S + renvoi-coudé géant) semble convenir pour tirer le
maximum ou presque du champ constructeur.
20
Attention aux portes-oculaires au coulant de 31,7mm
Les nombreux lecteurs qui observent avec un SCT203,
avec ou sans réducteur de focale, équipé 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° à 73°
et jusqu'à 52° (avec réducteur). Quel gâchis !
Les oculaires qui s'en sortent ...
Sur le large panel d'oculaires, notons finalement que le
fabricant s'en sort honnêtement. Avec une mention spéciale
pour le Radian, les Pentax et le 8,8 UWA ! Les autres
valeurs de Chapp restent homogènes avec une faiblesse
pour certains Nagler d'ancienne génération !
Vos chers oculaires sont-ils à la hauteur ?
Afin d'étancher leur soif de "champ", j'invite tous les observateurs
à vérifier s'ils tirent le maximum des possibilités
de leurs ... chers oculaires. Et méfiez-vous des accessoires
qui viennent charger le véhicule oculaire comme
les réducteurs de focale et autres bagues. Ainsi, rien ne
vous empêchera de voir encore la lune en entier (ou la
galaxie M101) à plus de 150x !
Au programme de la troisième et dernière partie de cette
série d'articles (parution dans le numéro 12) :
- Comment choisir sa gamme d'oculaires ?
- La qualité des oculaires au fil des décennies.
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004

Galaxies singulières : le catalogue ARP
Halton ARP, astronome mondialement
connu a publié en 1966 un
catalogue qui porte son nom et
qui rassemble 338 galaxies "singulières".
En grande partie composé
de groupes de galaxies en
interaction, le catalogue ARP
fourmille de cibles intéressantes
pour les astronomes amateurs, en
particulier ceux qui, à l'aide de caméras CCD, pourront
faire des images d'objets qui sortent des sentiers battus.
En effet, si le catalogue ARP compte dans ses rangs quelques
"célébrités" comme M51, M77, M82, M65 ou
NGC4631, il contient également quelques objets moins
connus, mais très intéressants. Je vous invite à explorer
ce catalogue (à l'aide du tableau en page 23) et à nous
envoyer vos travaux concernant ces objets, que nous ne
manquerons pas de publier dans un prochain numéro.
Références
Le 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 271 = NGC 5426 + 27
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004 21
ARP 285 = NGC 2854 + 56
Jean-Philippe Cazard
Halton Arp est également connu pour ses travaux très
contreversés, concernant concernant les redshifts anormaux
au sein de groupes de galaxies. Une des contreverses
les plus célèbres concerne l'éventuel pont de matière qui
relierait la galaxie NGC4319 et le quasar Markarian 205.
La présence d'un pont de matière "physique" entre ces
deux objets pose problème, car ces deux objets ont des
redshift très différents et se trouvent donc à grande distance
l'un de l'autre (si l'on
admet que le redshift est une
bonne indication de la distance
d'un objet).
Ci-contre : NGC 4319 et Markarian 205.
Ci-dessus : un zoom avec traitement
d'image "violent" faisant apparaître (?)
le pont de matière. Photo HST

Liste complète des objets du catalogue ARP
22
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004

Quelques cibles de choix pour l'astronome amateur.
Voici quelques images d'objets du catalogue ARP, réalisées par les astronomes amateurs de la Société Astronomique
de Montpellier avec le T400 de l'observatoire des Pises.
ARP273 = UGC 01810 + 13 ARP278 = NGC 7253A + B
ARP 248 = Wild's Triplet
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004 23
ARP 290 = IC 195 + 196
ARP 295 = MCG-01-60-021 ARP 86 = NGC 7753 + 52

24
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004

Premiers pas avec une Webcam (4)
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004 25 27
Jean-Philippe Cazard
Dans le précédent article de cette série (Astrosurf-Magazine N°10, p29), nous avons vu
les aspects théoriques du fameux "mode raw". Passons maintenant à la pratique et
voyons, pas à pas, comment mettre en oeuvre le mode Raw sur une une webcam
(VestaPro ou ToUcam).
Principe et avertissement
La mise en oeuvre du mode Raw consiste à modifier certaines
informations présentes dans la mémoire (EEPROM)
de la webcam. Pour cela, nous allons utiliser un utilitaire,
WebCam Register Macro Tool (WcRmac), développé par
Martin Burri et des macros développées par Etienne
Bonduelle. Les macros sont des fichiers qui contiennent
les données que le logiciel WcRmac devra télécharger
dans l'EEPROM de la webcam.
Installation et lancement de WcRmac
L'installation du logiciel WcRmac ne pose guère de problèmes,
il suffit de lancer la procédure d'installation et de
suivre les indications.
Avant de lancer WcRmac, il faut que la webcam soit connectée
et qu'un logiciel d'acquisition (Astrosnap, VidCap
ou autre) soit lancé. Il n'est pas obligatoire de mettre un
objectif devant la webcam, ce qui est important, c'est que
la caméra soit en mode acquisition et affiche une image
(même floue ...) à l'écran.
Au lancement de WcRmac, la fenêtre suivante s'ouvre :
Même les non-anglophones comprendrond le message
affiché au centre de l'écran qui indique qu'il n'y a pas de
caméra connectée. C'est tout à fait normal, même si votre
caméra est réellement connectée au PC. A ce stade, allez
dans le menu :
[Webcam] > [DS Interface]
La fenêtre suivante s'affiche :
Elle donne la liste des webcam qui sont connectées au
PC. Sélectionnez la webcam de votre choix et cliquez
sur le bouton [Connect].
La fenêtre principale du logiciel affiche alors :
Dans la zone centrale, on peut voir la liste des macros qui
sont disponibles.

Sauvegarde du contenu initial de l'EEPROM
Avant de lancer le téléchargement de données dans
l'EEPROM, il est indispensable de sauvegarder le contenu
de l'EEPROM, afin de pouvoir faire "marche arrière" en
cas de problème.
Pour cela, sélectionnez l'onglet [Binarie]. La fenêtre suivante
s'ouvre :
Cliquez maintenant sur le bouton [Get current and Save
as ...]. Une fenêtre s'ouvre, vous invitant à indiquer dans
quel répertoire vous souhaitez sauvegarder le contenu
initial de l'EEPROM :
Sélectionnez un répertoire et entrez un nom de fichier,
par exemple "EepromInitiale", puis cliquez sur le bouton
[Enregistrer]. Nous voici maintenant à l'abri, avec une
sauvegarde de l'EEPROM initiale sur le disque de l'ordinateur.
Comment se procurer WcRMac et les macros
Le logiciel WcRmac peut être télécharger à l'adresse :
www.burri-web.org/bm98/stuff/wcrmac-1.0.79.zip
WcRMac est accompagné des macros qui ont été utilisées
pour l'illustration du présent article, mais vous
pouvez télécharger les dernières versions sur le site
d'Etienne Bonduelle :
www.astrosurf.com/astrobond
26
Avertissement
La mise en place du mode Raw est à la portée de tout astronome
amateur, mais il faut procéder avec soin et suivre pas à pas les
instructions que nous vous proposons, pour éviter d'endommager
votre webcam.
Nous vous invitons en particulier à lire l'ensemble des instructions
avant de vous lancer, et à faire une sauvegarde préalable
du contenu de l'EEPROM, comme indiqué dans la section consacrée
à cette opération.
Le passage en mode Raw
Cliquez maintenant sur l'onglet [Macros] pour revenir à
la liste des macros disponibles et cliquez sur la case à
cocher : "OK - I Take full responsability using this
program", par laquelle vous indiquez que vous assumez
toute responsabilité concernant l'utilisation de ce logiciel
(voir encadré "Avertissement").
La fenêtre suivante apparaît alors :
Si votre webcam est dotée d'un capteur noir et blanc
(quelle que soit sa taille), alors sélectionnez la macro :
0201 : Set R/W RAW Mode and Special Factory Settings
Sinon, sélectionnez la macro :
0202 : Set COLOR RAW Mode and Special Factory Settings
Cliquez ensuite sur le bouton [Run checked]. La fenêtre
de confirmation suivante apparaît :
Cliquez maintenant sur le bouton [OUI] pour lancer la
mise à jour de l'EEPROM.
Il ne reste plus qu'à patienter quelques instants ...
Lorsque la mise à jour de l'EEPROM est terminée, la fenêtre
suivante apparaît, avec le message "macro(s) success",
qui indique que tout s'est bien passé :
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004

Notre webcam est maintenant en mode Raw. Notons au
passage que l'EEPROM est une mémoire non volatile, c'est
à dire qu'elle conserve son contenu même sans être sous
tension. Par conséquent, notre webcam restera en mode
Raw même si elle est déconnectée du PC.
Premiers essais en mode Raw
Pour vérifier que notre webcam fonctionne correctement
en mode Raw, procédons à une acquisition d'image. Pour
cela, placez un objectif devant la webcam (si vous ne l'avez
pas jeté, l'objectif d'origine conviendra tout à fait) et lancez
votre logiciel d'acquisition habituel (les logiciels
vidcap, astrosnap ou IRIS conviennent tout à fait).
Dès le lancement de votre logiciel d'acquisition, si vous
utilisez une webcam couleur, vous constaterez que l'image
dans la fenêtre d'acquisition est en noir et blanc. Ne vous
inquiétez pas ... et ne jetez pas votre webcam à la poubelle,
c'est tout à fait normal !
Passez en mode "réglage du mode d'acquisition" (pour le
logiciel Vidcap, c'est le menu Options/Video Source, pour
les autres logiciels, référez-vous au manuel utilisateur).
Dans l'onglet [Commandes d'image], sélectionnez impérativement
une cadence d'acquisition de 5 images par secondes.
Si vous ne sélectionnez pas cette cadence, les images
seront compressées lors du transfert vers le PC et les
avantages du mode Raw seraient réduits à néant :
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004
Ensuite sélectionnez l'onglet [Commande Caméra] et cliquez
sur le bouton [Restaurer], qui permet de restaurer
les paramètre usine de la webcam qui ont été modifiés
par la macro :
Vous pouvez maintenant régler la vitesse d'obturation et
le gain, puis lancer une acquisition.
Cas des webcams avec capteur noir et blanc
Si votre webcam est équipée d'un capteur noir et blanc,
alors le résultat (fichier AVI par exemple) est directement
exploitable comme si votre caméra n'avait pas été transformée.
Cas des webcams avec capteur couleur
Par contre, si votre caméra est équipée d'un capteur couleur,
il faut effectuer une opération de conversion du fichier
AVI obtenu, avant de pouvoir le traiter. Plusieurs
logiciels sont capables d'assurer cette conversion, mais le
plus simple à utiliser est sans doute AviRaw, de Carsten
A. Arnholm, qui peut être téléchargé sur le site suivant :
www.arnholm.org/astro/software/aviraw
Utile le mode Raw ?
Si vous hésitez encore à transformer votre webcam, voici
ci-dessous, le détail fortement agrandi d'une image qui a
été acquise dans des conditions identiques, avec une
VestaPro N/B en mode "normal" puis avec la même
webcam en mode "Raw".
A gauche, sur l'image en mode "normal", les étoiles sont entourées
d'un anneau sombre caractéristique du traitement effectué par
l'électronique d'une webcam non modifiée.
A droite, sur l'image en mode "raw", les étoiles ont un aspect
naturelet sont légèrement plus fines.

images du ciel
NGC281 (Nébuleuse "Pacman")
Celestron 8 et système Fastar avec une caméra CCD Starlight
SXVH9 et un filtre Ha Astronomics à 13nm. Compositage de 30
poses de 2 min. Photo Thierry Viant
IC5146 (Cocoon Nebulae)
Lunette Astro-Physics 130
51 mn de pose en Halpha avec une caméra CCD Sbig ST7E
Photo Jean-Olivier Cammilleri
M5 - Amas Globulaire
Celestron 8 avec réducteur de focale 0.5 et filtre anti IR
Compositage de 136 poses de12s avec une Vesta Pro N/B en
mode RAW. Photo Stéphane Poirier.
28
NGC7635 (Bubble Nebulae) et l’amas M52
Celestron 8 et système Fastar avec une caméra CCD Starlight
SXVH9 et un filtre Ha Astronomics à 13nm. Compositage de 25
poses de 2 min. Photo Thierry Viant
M71 - Amas Globulaire
Celestron 8 avec réducteur de focale 0.5 et filtre anti IR
Compositage de 172 poses de15s avec une Vesta Pro N/B en
mode RAW. Photo Stéphane Poirier.
M57 - Nébuleuse planétaire 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 Stéphane Poirier.
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./ Déc. 2004

M101 et NGC 5474 - Photo Alain Balagna
Lunette Vixen 114/600, guidage avec une lunette guide 70/420 en parallèle.
Compositage de 12 poses de 5minutes à 800iso avec un appareil photo numérique Canon EOS 10D
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004 29
images du ciel
M17 - Photo Patrick Lécureuil
Lunette Takahashi FS 152. Compositage de 15 poses de 90s chacune, avec un appareil photo numérique Canon 300D à 400iso.

images du ciel
Taches solaires - Photo Bruno Daversin
Télescope Maksutov-Cassegrain de 200mm de diamètre et webcam
N/B en mode Raw
30
Lune (Stoffler) - Photo Christian Arsidi
Télescope Cassegrain de 300mm de diamètre
Webcam TouUCam Pro N/B en mode Raw
Compositage de 330 images sélectionnées manuellement
Soleil - 22 juillet 2004
Lunette fluorite Takahashi FC125/1000 avec filtre astrosolar.
Compositage de 3 poses de 1/800ème à 100 ISO en mode Raw
avec un appareil photo numérique Canon 300D
Photo Patrick Lécureuil.
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./ Déc. 2004

Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004 31
images du ciel
Lune au matin du 7/10/2004 - Photo Christian Arsidi
Télescope Intes Micro de 150mm à F/D 10 avec téléconvertisseur 1,4 Canon et Canon EOS 10D à 100 ISO

images du ciel
32
NGC 6888 (Crescent Nebula) - Photo Florent POIGET
Lunette SD William Optics FLT-110 à F/D 6,5 sur monture Losmandy HGM Titan. Caméra CCD ST10XME avec tourelle à filtre Sbig CFW-SA et filtre HAlpha Astronomik de 13nm de bande passante.
Poses éralisées 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.
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./ Déc. 2004

Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004 33
images du ciel

images du ciel
34
Partie centrale de la nébuleuse North America - Photo Christian Viladrich
Lunette Takahashi FSQ 106. 96 minutes de pose avec une caméra CCD ST10 XME dotée d'un filtre Halpha Custom Scientific de 4.5 nm de bande passante
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./ Déc. 2004

Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004 35
images du ciel
LBN400 (SH-119), nébuleuse située à quelques degrés à l’Ouest de NGC7000 - Photo Emmanuel Mallart
Lunette Takahashi FSQ 106. 164 minutes de pose avec une caméra CCD ST10 XME dotée d'un filtre Halpha Custom Scientific de 4.5 nm de bande passante

images du ciel
NGC206 - Amas ouvert dans M31
Télescope Richey-Chrétien de 450mm de diamètre et caméra CCD Sbig STL-6303E. 60min de pose en binning 1x1 pour
la luminence avec une pleine lune à 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.
36
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./ Déc. 2004

Faites vous la paire Alain Gérard
Après Ophiuchus, abordé dans notre précédente chronique, cap vers l'est pour nous
intéresser aux couples et étoiles multiples d'Andromède, constellation largement accessible
en début des nuits d'automne.
La fille sur son rocher
Selon la légende, les parents d'Andromède - Céphée et
Cassiopée - livrèrent leur fille, enchaînée sur un rocher, à
Cetus, monstre marin envoyé par l'irascible Poséidon. Et
tel Zorro, Persée délivra l'infortunée jeune fille... Tout ce
beau monde se retrouve aujourd'hui réuni dans un même
coin de ciel pour perpétuer la légende.
Dans le ciel des nuits d'automne, la constellation d'Andromède
doit sa renommée à la galaxie spirale qui se profile
à quelques 2,2 millions d'années-lumière en arrièreplan
de la constellation. Couvrant une étendue de 722
degrés carrés, Andromède regroupe 24 étoiles de magnitude
inférieure à cinq. Circumpolaire pour les observateurs
situés à plus de 70° de latitude nord, cette constellation
culmine vers 22 heures à la mi-novembre. Situé sous
Cassiopée, l'astérisme est caractérisé par l'alignement de
trois étoiles de deuxième magnitude (d'ouest en est Alpha,
Bêta et Gamma), Alpha Andromedae composant par
ailleurs le sommet nord-est du grand carré de Pégase. Un
second alignement, partant de Bêta, balise le chemin d'accès
à Messier 31.
Notre programme d'observations portera sur une cinquantaine
d'étoiles à dédoubler dans cette constellation.
Chaque descriptif de couple stellaire est précédé d'un
numéro d'identification qui permet de le retrouver rapidement
dans le tableau. Un jeu de cartes de champ complète
notre propos, carte d'ensemble de la constellation
pour les étoiles de magnitude inférieure à sept et cartes
détaillées pour les autres.
1 - 2 Andromedae
Nous allons commencer cette liste en allant chercher une
double tout près de la constellation du Lézard. Aux jumelles
vous repérerez facilement le couple Omicron — 2
Carte 1 - Repérage des doubles STTA 242 et STF 2985
(C) Logiciel Coelix
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004 37
And. Ces deux étoiles forment déjà une très belle double
optique séparée de moins de 30', dont la plus brillante
(Omicron au sud) est bleue. 2 Andromedae qui est plutôt
blanche, est en fait d’une binaire distante de 350 al (années-lumière)
appartenant au catalogue Burnham. Cette
dernière est malheureusement très serrée et reste intouchable
pour les amateurs.
(C) Logiciel Coelix
Carte 2 - Repérage des doubles S 825 et HO 197
2 - STF 2973
Trois pleines lunes plus au nord vous trouverez cette petite
double inégale dont le membre le plus brillant est
bleu et son compagnon grisâtre. Le couple découvert par
Struve est assez rapproché et nécessite un grossissement
d’une centaine de fois pour apprécier la belle différence
de contraste.
3 - STTA 242
Issue de la liste appendice du catalogue Otto Struve, cette
double peu lumineuse se compose de deux étoiles blancbleuté
avec une légère asymétrie de luminosité. Facile
même à faible grossissement, elle se situe à 33' au nordnord-ouest
de 4 And.
4 - STF 2985
Voici une jolie paire d’étoiles jaunes qu’un instrument de
petit diamètre révélera sans problème. J’ai pu également
la séparer dans des jumelles 15x50. En revanche les 7x50
sont insuffisantes.
5 - S 825
Cette double optique découverte par J. South est séparable
facilement dans des jumelles 7x50. A et B affichent une
belle coloration rouge-orangé. C’est peu fréquent, profitons-en
!
6 - HO 197
À 1,5° au nord de S 825, HO 197 dessine un petit triangle
presque équilatéral de moins d’une minute d'arc de côté,
décrit pour la première fois par l’astronome américain
George Washington Hough (1836–1909). À l’oculaire les 3

étoiles montrent la même coloration
jaune. L’étoile la plus brillante
est elle-même une binaire qui se
réfugie avec pudeur derrière ses
0,3" pour nous sourire en toute
simplicité.
7 - STF 3004
Ca c’est une double que j’aime bien!
Pointez-la moi avec un oculaire
assez court, 100-150X c’est bien.
Regardez-moi ça, c’est pas beau? A
la L128 j’ai vu une belle étoile blanche
éclatante avec une pointe de
bleu, dominant majes-tueusement
un petit point fluet jaune grisâtre.
Quel contraste entre les deux !
8 - STT 501
STF 3004 vous a plu ? Eh bien y a
qu’à demander, on remet ça ! STT
501 est son clone, à la différence
que je n’ai pas retrouvé cette pointe
de bleu dans la principale.
9 - STF 3042
Ici deux soeurs jumelles vous attendent.
Prévoyez un grossissement
assez important (supérieur
à 100 X) pour découvrir leurs
robes jaune pâle puisque seulement
5,6" les séparent.
10 - BU 728
Celle-ci n’est pas facile à trouver, mais si vous l’avez dans
le champ poussez le grossissement à plus de 200X et admirez
cette symétrie... qui se ressemblent s’assemblent
dit-on. Avec ses 1,2" cette binaire est un bon test du pouvoir
séparateur d’un instrument de 100mm qui doit normalement
montrer deux points jaunes accolés. Si ce n’est
pas le cas, peaufinez votre collimation et retentez-la un
soir de moindre turbulence.
11 - STT 513
Rien d’exceptionnel chez cette double. A est blanche, B est
jaune pâle. En dépit de ses 3,8" elle reste tout de même
difficile à séparer compte tenu de l’asymétrie de luminosité.
12 - STF 3050
Il s’agit d’une binaire de 350 ans de période distante de 95
al. Elle est située à moins d’1,5° de STT 513. J’ai pu séparer
ses deux composantes jaunes avec une L128 à partir de
100X.
13 - A 800
(C) Logiciel Coelix
(C) Logiciel Coelix
Carte 3 - Repérage des doubles
STF 3042 et BU 728
Aitken a eu bien du mérite de découvrir
cette double serrée et peu
lumineuse dans un recoin de la
constellation. Avec ses deux étoiles
blanches cette double n’amusera
que les amateurs de challenge.
14 - STT 514
Peu de différence de couleur dans
ce couple dont les deux membres
sont blanc-bleuté. En revanche ils
offrent une belle asymétrie de luminosité
avec 3,5 magnitudes
d’écart. La séparation du couple est
étroite et s’admire à fort grossissement.
15 - BU 997
Une double anodine se cache ici,
au milieu de nulle part. A est jaune.
B moins lumineuse est plutôt jaune
orange. Rien d’extraordinaire... hé
mais pas si vite, qu’est-ce que je vois
là en dessous ?!...
16 - BU 9001
... 27' plus au sud je devine une bien
belle étoile double ! Presque quatre
magnitudes séparent A, bleue,
de B, blanc-jaune. Le contraste entre
les deux étoiles est assez saisissant,
et ce d’autant que l’écart angulaire
est faible. Elle est magnifi-
que celle-ci ! Autant BU 997 ne m’emballait
pas, mais là BU 9001 en fait une sorte de double-double
très esthétique.
17 - STF 3064
STF 3064 a un petit air de famille avec BU 9001, à peu près
le même écart et la même différence de luminosité. Seules
les couleurs changent puisque A et B sont toutes deux
jaune-orangé. Pour la pointer, localisez cinq étoiles (de
magnitude 6 à 7) formant un U à environ 2,5° au nordouest
de Theta And. STF 3064 est l’étoile qui forme la base
du U.
18 - STTA 256
Belle double optique parfaitement symétrique visible avec
une simple paire de jumelles 7x50. Pointez Alpha And et
montez de deux degrés et des poussières vers le nord,
vous verrez alors deux petites billes blanches écartées de
presque 2'. Le champ stellaire est relativement pauvre,
vous ne pourrez pas la confondre.
19 - BU 483
Ne lâchez pas vos jumelles, et retrouvez ce U qui nous a
servi à localiser STF 3064. Et bien BU 483 correspond à
l’étoile tout en haut de la branche gauche du U. A ce grossissement
on sépare aisément A et C, toutes deux jaunes
mais avec une tonalité un peu plus orangée 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
Carte 4 - Repérage des doubles A 800 et BU 997
Astrosurf Magazine 38 - N°11 Nov./Déc. 2004

(C) Logiciel Coelix
Encore une double-double et celle-ci n’est pas vilaine !
26And et HJ 1947 sont faciles à identifier aux jumelles.
Vous verrez deux étoiles de magnitude 6 séparées de 28'.
Mais au travers d’un instrument donnant un grossissement
de 50 à 100 fois vous verrez chacune de ces étoiles
héberger un petit compagnon. Evitez les grossissements
trop faibles (nous ne les résoudrez pas) ou trop forts (vous
n’aurez pas les deux paires dans le champ). C’est là qu’on
apprécie les oculaires grand champ!
26 And (la plus à l’est) arbore une belle différence de luminosité
et de couleur. A est bleue et la petite B est jaune. HJ
1947 est son symétrique, et les quatre étoiles sont alignées.
C’est comme si on avait replié le ciel en deux à la manière
d’une feuille de papier peinte de frais.
22 - STF 24
On va faire un petit détour tout au sud de la constellation
pour observer STF 24 qui est une sympathique double
accessible à tout télescope ou lunette. A est blanc-bleuté
tandis que B, légèrement moins brillante est blanche.
23 - AC 1
Maintenant on va remonter vers le nord (attention au
mal de l’air !) pour visiter la première étoile du catalogue
Alvan Clark, astronome et opticien américain. Cette double
est en fait une triple insoupçonnée à faible grossisse-
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004 39
ment. Aux jumelles on voit juste une double espacée d’un
peu plus de 4', la plus brillante est rouge et l’autre jaune.
AC 1 correspond à la jaune. Et si vous passez à 150X,
Ooohh ! Celle dernière se dédouble en deux petits points
jaunes de luminosité inégale. Même quand on le sait, c’est
toujours le petit cadeau surprise...
24 - STT 11
Dirigez-vous maintenant deux degrés et des poussières
(d’étoiles ?) vers le sud-est. Vous tomberez sur une petite
paire symétrique, évidente aux jumelles et de couleur
jaune pâle.
25 - HJ 5451
Toujours dans le même coin, faites 1,5° vers le Nord pour
attraper HJ 5451. Vous la devinerez déjà dans votre chercheur
si le ciel est noir. A l’oculaire c’est une double asymétrique
de coloration orange pour la brillante et jaune
pour la petite B.
26 - STF 33
Allez, on monte encore un peu plus ! 30 petites minutes
d’arc vers le nord et vous voilà nez à nez avec STF 33.
Attention pas évidente, peu lumineuse et serrée... Toutes
deux jaune pâle.
27 - STF 40
On bifurque maintenant de quelques trois degrés en direction
de M31 et on rencontrera une petit couple soli-

40
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004

(C) Logiciel Coelix
Carte 6 - Repérage des doubles STFA 1, STT 11, STF 33 et
STF 55
Carte 5 - Repérage des doubles AC 1,
STTA 256 et STF 24
taire qui ne doit sa présence dans cette liste que par la
perspective. 50X suffisent pour venir à bout de ces deux
étoiles oranges dont la plus brillante se pare d’un reflet
rougeâtre. Peut-être est-elle plus timide ?
28 - Pi Andromedae
Ceux qui ont des problèmes de pointage, n’ont aucune
excuse avec Pi And, surtout qu’il s’agit d’une des plus
belles doubles de la constellation. Son écart de 35" la rend
accessible à tout le monde. Je l’ai séparée facilement aux
J7X50 et à l’oculaire de la L128 c’est un ravissement où la
couleur bleu saturé de A contraste avec le jaune-orangé
de B.
29 - STF 52
Ceux qui se sont amusés avec A 800 pourront faire durer
le plaisir sur STF 52, double serrée et peu lumineuse de
couleur jaune.
30 - STF 55
C’est trop lumineux encore pour vous ? Allez voir celle-ci!
En plus y a même pas de couleur, les deux sont blanches.
31 - BU 865
Tableau des étoiles doubles et multiples d'Andromède
Le numéro de l'étoile dans notre liste est suivi de la désignation
de l'étoile dans la nomenclature Flamsteed (nombre)
ou Bayer (lettre grecque) et de son identification
dans un des catalogues d'étoiles multiples. Les coordonnées
équatoriales sont rapportées à l'équinoxe 2000,0.
Pour les diverses composantes de l'étoile sont indiqués
les magnitudes, l'écart et l'angle de position (avec indication
de l'année de validité de ces données). La mention
"Orb" indique que nous avons affaire à une double orbitale.
Enfin, la dernière colonne "Carte" renvoie à la carte
détaillée sur laquelle figure l'étoile.
Afin de garder une certaine unicité dans l'article nous
avons ecrit en français les lettres grecques. Le petit tableau
ci-contre permettra de faire la correspondance
entre ces désignations littérales et le symbole traditionnellement
employé.
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004 41
(C) Logiciel Coelix
Quoi, STF 55 pas assez difficile !?! Mais vous êtes maso !?
Alors médaille d’or de la double lamentable : BU 865. Peu
lumineuse, serrée, pas de couleur, dans un champ sans
aucune étoile repère, et en plus y a M31 juste à côté qui
vous nargue. Ca vous dégoûterait des doubles pour dix
ans.
32 - STF 1
Cette double optique est intéressante pour des jumelles,
petites ou grandes. À 1,5° à l’est de Delta Andromedae le
couple affiche une belle symétrie tant dans la magnitude
que la couleur orange.
33 - 36 Andromedae
Il s’agit d’une binaire orange de 165 ans de période, distante
de 127 al. Sa symétrie et son écart de 0,9" en font un
test de prédilection pour un instrument de 130mm. Je l’ai
séparée à la L128 au 5mm (200X), où on peut voir à ce
grossissement les deux disques d’Airy accolés et tangents.
34 - STF 79

Une double classique. Il est possible de la séparer aux
jumelles avec un grossissement minimal de 15 à 20 fois.
Aux Canon 15X50 on devine deux points accolés blancbleuté,
en diaphragmant l’ouverture à 30mm. Pas évident.
Des 20X n’en feront qu’une bouchée.
35 - STT 21
Binaire blanche à orbite très elliptique de 450 ans de période
et distante de 338 al. Elle est actuellement proche de
son maximum qu’elle atteindra lentement en 2200. Ca
nous laisse du temps pour en profiter.
36 - STTA 11
Avec sa minute d’arc d’écart, tout le monde profitera de
cette double. A est blanc-jaune et B blanche.
37 - Phi Andromedae
Voilà de quoi ravir les gros diamètres ! Deux composantes
brillantes et équilibrées à 0,5". Une double comme ça,
ça vaut de l’or pour qui possède un instrument de plus de
250mm et souhaite repousser au maximum ses performances.
La nuit doit être calme (disons même très calme)
et le télescope réglé aux petits oignons. Je l’ai essayé avec
plusieurs instruments dont un SC de 250 mais Phi ne m’a
montré qu’un point bleuté désespérément seul.
38 - STF 102
STF 102 se situe à un peu plus de 2° au nord-est de Phi
And. Il s’agit d’une mignonne petite étoile multiple. A la
L128 on voit trois étoiles alignées sur une trentaine de
(C) Logiciel Coelix
(C) Logiciel Coelix
(C) Logiciel Coelix
Carte 7 - Repérage des doubles BU 865
et STF 52
42
Carte 9 - Repérage de la double STF 102
secondes d’arc. La plus brillante, A (en fait il s’agit de [AB])
est au centre et de couleur bleutée. De part et d’autre C et
D sont plutôt blanches.
39 - STF 108
Je passe rapidement sur cette double banale. Asymétrique,
A est blanche, B est blanc-jaune, elle est mieux mise
en valeur à 100X.
40 - STF 141
Ces deux petites billes jaune pâle sont difficiles à pointer
et à séparer. Armez-vous de patience elles sont farouches
mais pas intouchables.
41 - STF 154
A et B sont blanc pur, pas très lumineuses mais se laissent
séparer aisément à partir de 100X.
42 - HJ 2089
À 1°10' plus à l’Est se terre une autre double peu brillante.
Si elle ne pose aucun problème dans un instrument, elle
est déjà plus délicate à repérer aux J15X50. A et B sont
blanc-bleuté.
43-44 - 56 Andromedae / STF 179
Avec cette paire d'étoiles doubles, on va aborder une formation
très intéressante qui se nomme «Golf Putter» (en
français le putter de golf, eh oui !). Il s’agit d’un astérisme,
appelé parfois Harrington’s Star 14 (14eme élément du
Small Telescope Asterism Roster de Philip S. Harrington).
Cet astérisme se compose de sept à huit étoiles brillantes
qui s’alignent pour dessiner une crosse de hockey, ou un
club de golf en l’occurrence. Le «corps» du putter est un
segment rectiligne de 1,5° de long. Son extrêmité Est se
coude pour rejoindre 56 And qui forme la "tête". 56 And
se situe en bordure de l’amas ouvert NGC 752 qui devient
tout naturellement la balle de golf. D’ailleurs on sent qu’elle
ne va pas tarder à se faire dégommer !
56 And est une belle double large et équilibrée. A est orange
et B rouge. Quant à STF 179, c’est une des étoiles qui constitue
le corps du club. Visuellement c’est la même que STF
33 en un poil plus lumineuse.Toute cette région est magnifique
à observer aux jumelles, seules capables de res-
Carte 8 - Repérage de la double STTA 11
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004

tituer par leur grand champ la forme très évocatrice
de l’amas. Best of !
45 - Gamma Andromedae
Et voici maintenant une des plus belles étoiles doubles
du ciel, brillante et colorée, plus qu’une double
d’ailleurs c’est tout un système multiple ! En d’autres
termes il s’agit du clou de la constellation ; ne vous
plantez pas...
Gamma Andromedae porte le nom de Almach (ou
Alamak) ce qui signifie en arabe le "lynx du désert".Le
système, distant de 350 al, est assez complexe et se
compose de trois binaires. La première binaire correspond
au couple A-[BC] de révolution si lente que
son orbite n’est pas encore connue avec précision. Le
couple B-C constitue la deuxième binaire, de 61 ans
de période. Quant à la troisième il s’agit de B qui est
une binaire spectroscopique (Bb) que je ne fais que
citer.
A est une géante brillante de couleur orange. B et C
sont bleues. A la L128 le spectacle est magnifique, la
différence de couleur frappante. Le couple A-[BC] est
séparé à 50X ; on voit la principale nettement orangée
et la petite de couleur bleu verdâtre (la tonalité
verte s’explique par contraste avec sa voisine orange).
Le couple B-C (0,42" en 2003) est inséparable avec ce
diamètre, et l’écart se rétrécit encore pour atteindre son
minimum de 0,014" en 2016. Actuellement il faudrait près
de 300mm pour la résoudre. A la fin des années 90 cette
binaire alors à 0,5" constituait le test ultime des lunettes
apo de 150 et plus où le but du jeu était de mettre en
évidence un allongement du disque d’Airy. Aujourd’hui
l’écart n’est plus vraiment favorable pour une 150, il faudra
se rabattre sur Phi And.
Carte 12 -
Repérage de la
double
STF 245
(C) Logiciel Coelix
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004 43
(C) Logiciel Coelix
Carte 11 - Repérage des doubles
HJ 2089 et STF 154
Carte 10 - Repérage des doubles
STF 141 et STF 179
(C) Logiciel Coelix
46 - 59 Andromedae
Difficile de passer après Gamma And, mais 57 And est
une bien belle double dont les deux membres bleutés se
laissent séparer à faible grossissement. Un très bon test
pour des jumelles grossissant 10 fois.
47 - STF 228
Il faudra un grossissement de 200X pour résoudre cette
binaire de 145 ans de période. A la L128, les deux disques
d’Airy de couleur jaune pâle sont espacés d’un fin cheveu
noir.
48 - STF 245
Après toutes ces émotions, on terminera par une double
assez classique. Pas facile à pointer, cependant vous ne
pourrez pas la louper à 50X. Balayez la région, vous finirez
par tomber sur ce couple symétrique de couleur jaune
pâle.
C’est ici que s’achève notre périple au travers des doubles
d’Andromède. Je vous souhaite de belles nuits pour en
profiter jusqu’à la fin de l’automne !

Carte établie avec le logiciel COELIX www-ngc7000.com
Cartes établies avec le logiciel PRISM - Magnitudes AFOEV et Guide 7.0
44
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004

U Cyg : un "rubis" dans le Cygne
Pierre Jacquet
On ne peut pas parcourir la constellation du Cygne, fortement peuplée d'étoiles variables
de différentes familles, sans arrêter son instrument sur celle que, personnellement, je
considère comme un rubis posé sur le fond du ciel : U Cygni. Très aisée lorsque celle-ci
se situe à son maximum d'éclat, pas facile à étudier en observation visuelle, elle est
néanmoins surprenante.
Cette étoile variable fut découverte par l'astronome
allemand Knott en 1781. Parmi ses particularités, ce qui
en fait sa beauté : sa violente couleur rouge... qui rend
difficile l'estimation visuelle de son éclat (voir encadré).
Cela fait partie du parcours formateur du variabiliste. Il
faut absolument évaluer rapidement et du premier coup
d'oeil sa magnitude car l'oeil la verra de plus en plus
brillante. Autre difficulté, elle
est très proche d'une étoile
brillante de magnitude 7,8 (qui
pourrait de surcroît se révéler
variable).
De ces faits cumulés, il résulte
une courbe de lumière assez
"abominable" et la marge
d'erreurs dépasse souvent
UNE magnitude entre les divers observateurs.
Autre charme de cette variable à longue période : sa
période de variation varie aussi! Le G.C.V.S rapporte
plusieurs de ces périodes successives :
- 463,24 jours entre les jours juliens (JJ) 2435750 et 13900;
- 470,76 jours entre JJ 2413900 et 19940;
- 455,95 jours entre JJ 2419940 et 27380;
- 472,85 jours entre JJ 2427380 et 35750.
Elle est de 463,24 jours depuis le JJ 2435750. Les tableaux
ci-contre donnent les variations d'éclat d'U Cyg entre les
JJ 2095 et 3000.
Autres rubis parmi les étoiles variables
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004 45
Effet de Purkinje ou de Galissot
Même si l’observateur semble ne pas percevoir toujours
des différences de couleur entre les étoiles à comparer,
la rétine de l’oeil sera toujours plus sensible à certaines
radiations. Ainsi les étoiles rouges - et c’est le cas des
variables à longue période, nombreuses dans le
programme de l'AFOEV - paraissent devenir de plus en
plus lumineuses à mesure qu’on les fixe plus longtemps.
Pour éviter cette cause d’erreur, il convient d’examiner
les étoiles par brefs coups d’oeil. On peut également
intercaler un filtre vert clair qui efface sensiblement la
différence de coloration. Une excellente solution consiste
à «étaler» légèrement les images des étoiles en vision
extra ou intrafocale, ce qui a de plus l’avantage de faciliter
les estimations tout en diminuant la couleur rouge.
Extrait de "Notes pour le débutant - Conseils aux
variabilistes débutants" www.cdsweb.u-strasb.fr/afoev

Actualité cométaire Eric Tinlot
Notre ultime rubrique cométaire pour
2004 vous propose d’observer cinq
comètes et notamment C/2004 Q2
(Machholz) qui nous promet un beau
spectacle pour le début d’année 2005.
Nous aurons l'occasion d'en reparler
dans nos prochaines chroniques. En
attendant, bonnes observations a
tous.
C/2004 Q2 ( Machholz )
Dixième comète découverte par
l'astronome amateur Donald Edward
Machholz, C/2004 Q2 a été découverte
le 27 août 2004 dans la constellation
de l'Eridan, à la magnitude 11,8. Cette
comète sera sans aucun doute la
comète à ne pas manquer en début
d’année 2005.
Jusqu’à mi-décembre, elle émerge de
l’hémisphère sud, et la comète reste
basse sur l’horizon au passage au
méridien (hauteur inférieure à 15°).
Autour du 26 décembre, la comète
culminera a 40° de hauteur au passage
au méridien en début de soirée
(21h30TU). C/2004Q2 traversera les
constellations de la Colombe, de
l’Eridan et du Taureau. Sa magnitude
est prévue autour de 7 en novembre
pour atteindre 4 fin décembre.
46
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004

C/2001 Q4 ( NEAT )
Cette comète commence à être une
habituée de cette rubrique, elle faiblit
doucement durant le dernier
bimestre de 2004, à magnitude 10-11,
elle est circumpolaire, donc visible
toute la nuit dans les constellations
du Dragon (novembre) et de Céphée
(décembre).
C/2003 T4 ( LINEAR )
Comète quasi circumpolaire sous nos
latitudes durant ces deux mois, elle
est visible toute la nuit dans les
constellations du Dragon en novembre
puis de Hercule en décembre. Sa
magnitude diminue au fur et à mesure
qu’elle se rapproche de la Terre et de
l’astre du jour.
C/2004 Q1 ( Tucker )
Visible toute la nuit durant ces deux
mois, C/2004 Q1 (Tucker) évolue dans
la constellation d’Andromède vers la
magnitude 13.
C/2004 R2 ( ASAS )
Cette comète est observable en début
de nuit sur l’horizon ouest en
novembre, dans les constellations de
l’Ophiuchus et de l’Aigle à magnitude
10-11. En décembre elle poursuit sa
route dans le Dauphin et le Petit
Cheval, mais sa magnitude faiblit
rapidement.
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004 47

Balade Lunaire : Rimae et Rectae
Qui n’a jamais essayé d’observer cette fracture fine et
discrète dans la « Vallée des Alpes » ou d’essayer d’en
tirer le portrait ? Ces formations fascinent par leur finesse,
leur étrangeté, témoins des bouleversements
géologiques qu’a subi la Lune.
Mais lorsqu’on observe de plus près ces formations, il
est indéniable qu’elles n’ont pas toutes la même origine.
Soit parallèles et concentriques comme celles dues
au cratère Hippalus, ou bien sinueuses comme rima
Hadley, ou encore surfaces ridées des mers lunaires,
dont les dorsales du cratère fantôme Lamont sont les
plus représentatives.
Les nombreuses fractures que nous observons lorsque
le soleil est bas sur l’horizon lunaire sont dues à
des mouvements tectoniques de la croûte lunaire. Ces
mouvements ont été importants quand la croûte lunaire
n’était pas totalement refroidie. Ils ont été principalement
causés par les effets de marées dus à la Terre.
Ces mouvements ont d’ailleurs été encore enregistrés
grâce aux sismographes déposés par les différentes
misions lunaires dans les années 70. Cependant, il
existe de nombreuses failles en escaliers ou concentriques
qui ont été crées par l’effondrement de la croûte
lunaire sur elle-même, considérablement alourdie par
la lave qui s’est épanchée en surface. Les plus remar-
48
Pierre-Olivier Pujat
L’intensité du volcanisme lunaire dans les premiers temps de son existence a laissé des
traces indélébiles sur notre satellite. Parmi celles-ci, les plus remarquables sont les rimae
et les rectae, sillons sinueux ou fractures, qui demeurent les cibles privilégiées des astronomes
amateurs "haut-résolutionnistes".
Les célèbres rimae Cauchy dans la mer de la Tranquillité
Tube de lave effondrée dans la région nord de Oceanus Procellarum
Les failles du cratère Gloclenius
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004

Cette photo résume la complexité et la diversité géologique lunaire.
On aperçoit de nombreux sillons et les « dorsae », collines peu
élevées.
quables formations de ce type sont Rupes recta ou les
fractures près du cratère Cauchy.
En outre, les mouvements tectoniques tangentiels ont
façonné les remarquables « dorsae », collines très peu
élevées visibles uniquement en soleil rasant. La Dorsa
Smirov près de Posidonius en est un bel exemple.
En ce qui concerne les sillons tortueux comme rima
Hadley, leur origine
a été sujette à
controverses. En
effet, on observe à
certains endroits,
et plus particulièrement
dans la
zone du cratère
Aristarchus, de
nombreuses rimae
dont la source
semble très localisée.
Certains géologues
ont émis
l’idée qu’il aurait
pu s’agir des traces
laissées par l’écoulement
d’eau fossile
rendue fluide
soit par l’impact
(météoritique)
d’une météorite
soit par l’échauffement
volcanique
Rimae dans la zone d'Aristarcus
sous-jacent. On
trouve d’excellentes
preuves de ce
phénomène notamment sur Mars sur les clichés de
Mars Express.
Cette thèse a cependant été mise a mal par les explora-
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004 49
Le complexe des rimae Prinz près du cratère Arictarchus dont la
plus remarquable est Vallis Schroter (non visible sur cette image)
tions de la mission Apollo 15 près de rima Hadley,
prouvant l’origine volcanique de ces formations.
Il s’agit en réalité de canaux d’écoulements basaltiques
(la lave lunaire étant très fluide) qui se sont frayé un
chemin à travers le relief lunaire.
Certaines de ces rimae sont le résultat de l’effondrement
des canaux formés et empruntés par la lave au
moment des éruptions ;
Les sillons et failles lunaires sont les rares témoins d’un
passé géologique intense. Ils sont d’autant plus remarquables
que leur caractéristiques sont très proches
des formations volcanologiques terrestres. Cela les
rend d’autant plus
intéressants à observer
qu’ils nous
apportent une
preuve indiscutable
du passé mouvementé
de notre
satellite. Peut-on
imaginer observer
au télescope, ces
flots de lave rouge
incandescente qui
sillonnaient alors
la surface lunaire
? Quel spectacle
mais, on arrive
hélas 3.5 milliards
d’années
trop tard …
Une rimae dans le
cratère rempli de lave de
Posidonius

CROAs : la nébuleuse Jones 1 Fabrice Morat
Carte de champ de Jones 1. Réalisée avec le logiciel Winstar 1.0
50
Impressions visuelles
Au T280 avec un grossissement de
87x, Jones 1 apparaît très faiblement
en deux parties distinctes. Un ciel plus
stable aurait certainement révélé
d'autres faibles étoiles au centre de la
nébuleuse.
Avec un filtre OIII, les anses nord et
sud se détachent plus nettement du
fond du ciel. Même au T280, Jones 1
est une belle et large nébuleuse planétaire.
La partie nord semble plus
marquée. De plus, les deux anses sont
plus contrastées dans leur partie
nord.
Le filtre Hβ n'apporte aucune amélioration,
ce qui n'est pas étonnant car
le gain entre l'OIII et le Hb est voisin
de 18 (voir à ce sujet l'excellent article
de Yann Pothier dans le numéro 17
de Ciel Extrême, p21), c'est dire à quel
point le filtre OIII se révèle ici particulièrement
efficace.
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004

CROAs : la nébuleuse Hélix Fabrice Morat
Impressions visuelles et remarques
Une des plus grandes et la plus
brillante nébuleuse planétaire du ciel
puiqu'elle est assez proche de nous
(environ 420 années-lumière).
NGC7293 est déjà visible sans filtre.
L'OIII est plus performant que l'UHC.
Au jumelles 11x80, on placera donc
l'OIII sur son oeil directeur et l'UHC
sur l'autre. On note alors un centre
légèrement assombri : cette caractéristique
est parfois difficile à discerner
dans les plus gros instruments
(>T200), mais les jumelles 11x80 offrent
ici assez de contraste !
L'anneau est légèrement oblong dans
le sens nord-ouest/sud-est. Quelques
variations de luminosité dans l'anneau
sont soupçonnées, mais à la limite
des possibilités des jumelles. Le
bord nord-est est plus marqué. Le
champ environnant fourmille d'étoiles
dont certaines sont assez faibles.
Il est d'ailleurs curieux de constater
qu'à une hauteur assez basse sur l'horizon,
on dépasse ici allègrement la
magnitude visuelle 11,5 (un bon repère
est l'étoile directement à l'est de
l'anneau, qui est de magnitude 11,5).
D'habitude, j'arrive difficilement à atteindre
la magnitude visuelle 10,8 et
ce, au zénith. Une preuve supplémentaire
: presque toutes les étoiles imprimées
sur le Millénium figurent sur
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004 51
le dessin (l'atlas poussant jusqu'à la
magnitude 11) et d'autres encore plus
faibles apparaissent en plus.
NB. En observation du ciel profond,
l'utilisation d'un large panel de grossissements
semble être la règle. Même
des amplifications fortes révèlent
parfois de bonnes surprises. Mais ici,
l'observation d'objets faibles mais
très étendus nécessite des grossissements
assez faibles pour bénéficier
pleinement de la concentration de lumière
offerte par l'optique (cas d'Hélix).
La vision décalée d'Hélix avec les
jumelles 11x80 me rapelle celle de M57
avec la lunelle de 60mm de mes débuts
!

28 octobre : une pleine Lune
aux couleurs d'Halloween
Au matin du jeudi 28 octobre...
Durant la seconde partie de la nuit du 27 au 28 octobre
2004, les insomniaques, veilleurs ou observateurs de
seconde partie de nuit seront récompensés par une éclipse
totale de Lune si les conditions météorologiques le
permettent.
Avec une distance Terre-Lune égale à environ 388300 km
à 3h4mn UT, instant du milieu de totalité, et une grandeur
égale à 1,308 il ne faut pas s’attendre à la totalité très
lumineuse du 9 novembre 2003 mais le spectacle sera
beaucoup plus évident que le 4 mai dernier. L’éclipse du
28 octobre d'une grandeur égale à 1,308 sera donc très
voisine de l’éclipse du 4 mai dont la grandeur était de
1,304 mais le 28 octobre, au moment de la totalité, la Lune
sera un peu plus éloignée de la Terre et surtout beaucoup
plus haute sur l’horizon dans une nuit non crépusculaire.
L'ensemble de l'éclipse est visible depuis la France
métropolitaine et, d'une manière générale, le sud-ouest
sera privilégié. A partir de 0h07mn UT la Lune entre dans
52
Philippe Morel
La mécanique céleste nous gratifie en cet automne d'une éclipse totale de Lune, la
quatrième en dix-huit mois. Puis il nous faudra patienter jusqu'au 3 mars 2007 pour
renouer avec la magie des éclipses de Lune.
Déroulement de l'éclipse totale de Lune du 28 octobre 2004. Les
heures sont données en Temps Universel (UT), il convient d'ajouter
deux heures pour être en concordance avec l'heure de nos montres
(l'heure d'été en France ne prend fin qu'au matin du dimanche 31
octobre)
4 mai 2004 : une sombre totalité dans le crépuscule dessinée avec
une lunette de 20x80mm. Cliché Philippe Morel.
la pénombre de la Terre mais à ce moment-là rien ne sera
observable. Les choses sérieuses commencent avec
l'entrée de la Lune dans le cône d'ombre terrestre, soit à
1h15mn UT. Notre satellite naturel est complètement
immergé dans le cône d'ombre terrestre de 2h24mn UT à
3h44mn UT, soit 80 minutes de totalité. L'ombre de la
Terre quitte la surface sélène à 4h53mn UT. A 6h02 mn UT
(sortie de la pénombre) cela fait déjà plus d'une demiheure
qu'il n'y a plus d'assombrissement perceptible et
l'aurore couvre le pays.
Durant le passage de la Lune dans l'ombre de la Terre, la
Lune occulte une étoile de la constellation du Bélier, HD
13248, de magnitude 7,7 et située à 515 années-lumière
de la Terre. A Paris la disparition de l'étoile a lieu de 2h43
à 3h34 UT.
Tous ces éléments concourent à faire de cette éclipse totale
un phénomène facile à observer mais dont la clarté
n’égalera pas celle de la totalité du 9 novembre 2003. Cette
éclipse porte le numéro 4965 du Canon d’Oppolzer.
Rendez-vous en 2007
Après la peu commune série de trois éclipses totales de
Lune en moins d’un an dont le phénomène nous
intéressant aujourd’hui marque la fin, il faudra attendre
le 3 mars 2007 pour assister à nouveau en France à une
éclipse totale de Lune.
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004

1h15mn UT la Lune aborde
l’ombre de notre planète à
45° de hauteur à
Strasbourg, 46° à Lille, 50°
à Marseille et Poitiers et
52° à Toulouse.
2h24mn UT : c’est le
début de la totalité à une
hauteur qui sera la même à
Lille et Ajaccio, à savoir
38°. L’extrême pointe de la
Bretagne sera la mieux
placée avec 43° de hauteur,
soit, un peu plus qu’à
Bordeaux.
3h04mn UT : ce milieu
d‘éclipse privilégie toujours
l’ouest et le sud-ouest de
l’hexagone avec une
hauteur de l’ordre de 38°,
soit 7° de hauteur en plus
qu’à Strasbourg.
3h44mn UT : la totalité
prend fin et l’azimut de la
Lune s’oriente de plus en
plus vers l’ouest et seule la
longitude va décider de la
visibilité. Ainsi, la hauteur
de l’astre des nuit sera la
même à Nice et Metz (25°),
Lille et Marseille (environ
27°). La pointe de Bretagne
reste donc la mieux placée
avec 32° de hauteur.
4h53mn UT : la Lune quitte
l’ombre de la Terre à 17° de
hauteur à Paris et 21° à
Brest. Pour la moitié est et
pour le centre de la France
la nuit n’est plus
astronomique. De ce fait, le
fond du ciel est de plus en
plus clair à mesure que l’on
va vers l’est.
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004 53
Occultations
rasantes Jean Schwaenen
Ephémérides pour novembre-décembre 2004
Au cours du dernier bimestre de 2004 huit occultations
rasantes seront intéressantes à suivre en France. La carte
ci-dessous indique les zones de visibilité (un trait continu
concerne une occultation au limbe nord, un trait en
pointillé concerne le limbe sud) et le tableau regroupe les
données techniques établies pour une longitude de 2°est.
Un nom d'étoile suivi d'un astérisque signale une étoile
double et deux astérisques une étoile triple.
Les amateurs du sud du département de la Meuse
pourront suivre le 23 novembre deux rasantes à 15 heures
d'intervalle : une occultation au petit matin suivie d'une
autre en fin d'après-midi.
De plus amples renseignements et les données
complémentaires pour mener à bien le suivi des
occultations rasantes peuvent être obtenus auprès de
Jean Schwaenen, Allée D, 5 - B 6001 Marcinelle (Belgique),
courriel jean.schwaenen@versateladl.be

Astro-notes Georges Bouderand
Rencontre à la "Belle Etoile"
Les Rencontres du Ciel et de l’Espace
Du vendredi 12 au dimanche 14 novembre 2004
Cité des Sciences et de l’Industrie
Ne manquez pas ces rendez-vous avec les
meilleurs spécialistes du ciel et de l'espace.
Vous explorerez avec eux les défis, les enjeux
scientifiques et technologiques qui s'offrent à
notre société...
Savoir et imaginer
Débats et conférences
Découvrir, s'amuser, rêver
Forums et séminaires
Animations, ateliers
Astronomie passion : le salon de l'astronomie de
loisir
Grande braderie du matériel d'occasion
Comme tous les ans, les clubs du Nord Est de la France se réunissent le temps
d’un week end afin de présenter leur club, leurs projets ou leurs travaux.
Cette année, le rendez-vous est fixé les 27 et 28 novembre 2004. Ces journées
se dérouleront sur Epinal et plus précisément au planétarium de la MJC lieu
où se déroulent également, les activités du club spinalien. Les clubs souhaitant
participer à ces rencontres peuvent dès à présent nous le faire savoir par
courriel : planetarium.epinal@wanadoo.fr
Lieu de la manifestation Planetarium d' Epinal - centre Belle Etoile
rue dom pothier 88000 EPINAL
Contacts&Informations : DidierMATHIEU
E-mail : planetarium.epinal@wanadoo.fr
AT60 et AUDE au sommet...
54
Cosmodiff
Céline Barraud et Sébastien Vauclair,
astrophysiciens de formation, sont
heureux de vous annoncer l’ouverture
d’une boutique spécialisée en astronomie
à Toulouse : «La Clef des Etoiles».
Au sein de la société COSMODiff, ils
vous proposerons également des activités
culturelles en relation avec les
laboratoires de recherche et les structures
locales (cours, stages, conférences,
expositions, etc...).
Ouverture le 12 Octobre 2004
3 rue Romiguières 31000 Toulouse
Site web : www.cosmodiff.com
téléphone : 05 61 22 58 55
Stage : Etoiles et cadrans solaires
Les 6, 7 et 8 novembre 2004 à l' Observatoire
du Col de la Lèbe – 01260
Sutrieu. Balade sur le chemin des étoiles,
afin de connaître le système solaire.
Ateliers sur la connaissance et
fabrication de cadrans solaires, avec
recherche à Hauteville-Brénot de cadrans
Contact : T.Tourtet
Tel 04.79.87.67.31 Fax : 04.79.87.67.31
E-mail : astroval @free.fr
Site web : www.astroval. free.fr
Du 9 au 14 juillet 2004 les Audiens ont organisé leur star-party annuelle à Barèges.
L'occasion de se retrouver autour d'ateliers, de conférences (ouvertes au public vacancier)
et de gros dobsons. Le tout dans une ambiance des plus conviviales pour contrecarrer la
persistance du mauvais temps.
La montée au Pic-du-Midi et l'installation de tout ce petit monde au sommet furent le
temps fort du séjour pour une nuit d'observations d'anthologie clôturée par un lever de
soleil et son rayon vert . A renouveler en juillet 2005
Au cours de ce séjour montagnard, l'AT 60 a tenu son
assemblée générale en présence d'une trentaine de
membres de cette association en charge du télescope de
60cm installé à l'Observatoire du Pic-du-Midi. Après la
présentation des rapports financier, moral et des activités
l'AG a abordé les problèmes touchant à l'hébergement
des missionnaires. Les réponses apportées ont permis une
meilleure approche de la problématique de la coopération
des différents acteurs au sommet. Les projets pour l'année
à venir portent sur l'amélioration du T 60 et des
formations spécifiques au maniement de ce télescope. L'AT
60 se présente aux Rencontres du Ciel et de l'Espace.
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004

Le ciel en novembre 2004
Sous la voûte des cieux
En cette mi-novembre 2004, il est 22
heures T.U. ( 23 heures à nos montres,
depuis le 31 octobre nous sommes de
nouveau en heure d'hiver, en TU +1),
la Lune est absente, et nos regards se
portent en premier vers l'horizon sud.
Un ciel pauvre en étoiles brillantes
Les phases lunaires,
extraites du logiciel C2A,
sont données à 22heures T.U. de la date.
Carte du ciel étoilé tirée du logicielCoelix 2.032
s'offre alors à nous : la Baleine et les
Poissons s'étirent sur toute leur
longueur. En poursuivant vers le
zénith nous découvrons Andromède ,
dans le prolongement du carré de
Pégase. Cette constellation d'Andromède
, outre son illustrissime galaxie,
nous donne l'occasion de détailler, à
l'oculaire de nos instruments, une
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004 55
cinquantaine de couples stellaires
choisis par notre collègue Alain
Gérard (voir plus en avant dans ce
même numéro). Plus haut encore,
nous arrivons pile au-dessus de nos
têtes sur Cassiopée.
Un demi-tour sur nous-même et nous
voilà face à l'horizon boréal avec une
Grande Ourse qui traîne sa carcasse à
Aspect du ciel étoilé
le 15 novembre 2004 vers 22 heures T.U.,
(le 1er vers 23 heures ou le 31 vers 21 heures)
pour un observateur situé par 48° de latitude nord.

faible hauteur au-dessus de cet
horizon tandis que rivée à son étoile
Polaire, la Petite Ourse pendouille
tristement.
A l'ouest, les reines de l'été (Déneb, dans
le Cygne, et Véga, dans la Lyre) tirent
leur référence accompagnées du
Verseau qui plonge sous l'horizon. A
l'est, un ciel richement peuplé d'étoiles
brillantes se lève avec le Taureau,
Orion et les Gémeaux : un festival
d'étoiles de première grandeur qui
nous accompagneront durant les
longues et froides nuits d'hiver. Seule
présence planétaire en ce milieu de
nuit de mi-novembre 2004 : Saturne.
Léonides
Les événements rares permettent
l'espace d'un soir au grand public de
se plonger le nez dans les étoiles. Les
étoiles filantes sont matière à
rameuter les foules sous les étoiles,
malheureusement l'essaim périodique
Les éphémérides des planètes et du Soleil
sont établies pour les 5, 15 et 25
novembre. Pour la Lune nous donnons
pour chaque jour du mois la fraction
éclairée en pourcentage du disque éclairée
(0% pour la nouvelle Lune), la hauteur au
passage au méridien et les heures de lever,
passage au méridien et coucher. Ces heures
sont indiquées pour Paris et en Temps
Universel (T.U.). Il conviendra d'ajouter
une heure aux heures du tableau pour
obtenir l'heure légale en France. Ces
éphémérides sont établies avec les logiciels
C2A et Coelix.
des Leonides a perdu quelque peu de
sa superbe passée. Les tempêtes de ces
dernières années ne sont plus de mise,
sauf divine surprise. Le maximum de
l'essaim des Léonides se produit cette
année avec une absence totale de Lune
en ce matin du merdredi 17 novembre,
observons tout de même et quizas!
56
Dessins extraits du Guide du Ciel 2004-2005
Guillaume Cannat/AMDS/Nathan
Ronde de nuit
La scène de bal de nuit est quasidéserte
et la fièvre du vendredi soir
(soir de prédilection des assos pour
ouvrir leurs coupoles au public) ne
trouve que Saturne pour assurer le
spectacle, en veillant certes quelque
peu. Sise dans les Gémeaux, la planète
aux anneaux se lève trois heures après
le coucher de l'astre du jour à la minovembre.
Dans la banlieue du
Seigneur des Anneaux on ne
manquera pas de jeter un oeil à Titan,
prochain objectif de la sonde
Huyghens.
Un mot pour justifier l'absence de
Mercure : trop proche du Soleil
couchant, elle reste perdue dans les
lueurs du crépuscule en dépit de son
passage à l'élongation maximale est
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004

le 21 novembre. Dans les ultimes jours
du mois elle amorce une timide
apparition, nous aurons l'occasion
d'en reparler en décembre.
La constellation de la Vierge est le lieu
de rendez-vous pour les trois planètes
visibles à l'oeil nu en ces petits matins
de novembre : Vénus, Jupiter et Mars.
L'étoile du Berger domine de sa
splendeur l'horizon est-sud-est. Elle
maintient au cours du mois sa
magnitude de -4 en compensant la
diminution de son diamètre apparent
(qui passe de 13,4" à 11,9" au cours du
mois) par une augmentation de sa
fraction éclairée (80 à 87%). En cette
fin de première décade de novembre,
la mécanique céleste vous offre pour
votre petit déjeuner astronomique un
croissant (de Lune) accompagné de
trois planètes (Vénus, Jupiter et Mars
par ordre d'importance visuelle) et
d'une étoile de première grandeur
(Alpha Virginis)
En tout premier lieu c'est Jupiter
(d'une magnitude apparente de -1,7) ,
qui passe en conjonction serrée avec
Vénus le 5 novembre. Un rendez-vous
à ne manquer sous aucun prétexte et
à photographier. La planète géante,
vue sous un diamètre apparent de 32"
entame ainsi sa campagne de visibilité
2004-2005. Ce qui justifie le retour
dans nos éphémérides du classique
graphique donnant la position des
satellites galiléens autour de Jupiter
et du tableau des phénomènes de ces
dits-satellites. A la surface nuageuse
de Jupiter on pourra également pister
la fascinante Tache Rouge, un tableau
indiquant sa position à des heures
remarquables (voir plus loin)
Puis, angulairement parlant les deux
planètes s'éloignent l'une de l'autre,
Jupiter gagnant en hauteur au fil des
jours qui se lèvent. Un mince
croissant de Lune tient compagnie
aux deux planètes au matin des 9 et
10 novembre, la Lune passant d'un
jour à l'autre du nord au sud du duo
planétaire. A immortaliser sur la
gélatine également.
Enfin, le 11 un très mince croissant de
Lune voisine la troisième planète
présente au-dessus de l'horizon du
levant, Mars. Sans oublier, Vierge
oblige, l'étoile principale de cet
astérisme : Spica. Au matin du 17
novembre, jour de la conjonction
géocentrique de Vénus et de Spica, ces
deux objets occupent les deux
sommets d'un triangle rectangle en
Spica, la planète rouge occupant le
troisième sommet. Mars avec un
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004 57
Dessins extraits du Guide du Ciel 2004-2005
Guillaume Cannat/AMDS/Nathan

Ci-dessous, prévisions d'occultations
d'étoiles par des astéroïdes établies par Jean
Schwaenen pour le mois de novembre. La
deuxièem colonne indique les heures de début
et de fin d'observation. La colonne durée
indique la durée en seconde de la baisse d'éclat
de l'étoile occultée.
Tableau (ci-dessus) des phénomènes des
satellites de Jupiter bien observables en
France durant le mois de novembre.
Ci-contre, visibilité de la Tache Rouge en
novembre. Les horaires en T.U. indiquent
l'apparition au bord est de la planète, le
passage au méridien central et la disparition
au limbe ouest de la Tache Rouge. Les
horaires grisés correspondent soit à des
moments où la planète n'est pas encore levée au-dessus de l'horizon, soit à des moments où
le Soleil est déjà levé. Les éphémérides ont été établies pour une longitude de 82° de la Tache
Rouge.
minuscule disque de moins de 4" de
diamètre apparent n'offre aucune
surface planétaire à détailler aisément
dans nos télescopes.
Les "bijoux" d'Astro Kool
Ouvrons à nouveau (voir les
Ephémérides de septembre 2004) la
boîte à bijoux renfermant les plus
belles paires d'étoiles colorées et
détaillons Mesarthim dans le Bélier.
Désignée sous la lettre Gamma dans
la nomenclature de Bayer, sa binarité
fut découverte en 1664 par Hook, ce
qui en fait une des premières doubles
connues . A l'oculaire, elle se révèle
composée de deux étoiles jaunes, de
magnitudes équilibrées (4,7 et 4,8) et
séparées de 8".
58
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004

Le ciel en décembre 2004
Sous la voûte des cieux
Un mois est passé. Nous sommes de
nouveau face à l'horizon sud et il est
toujours 22 heures T.U. Un mois est
passé. Notre vaisseau spatial Terre
s'est déplacé d'une cinquantaine de
millions de kilomètres le long de son
orbite, ce qui modifie légèrement
Les phases lunaires,
extraites du logiciel C2A,
sont données à 22heures T.U. de la date.
Carte du ciel étoilé tirée du logicielCoelix 2.032
l'aspect de notre ciel étoilé. Les
constellations situées du côté du
couchant le mois dernier glissent
lentement sous l'horizon et du côté
du levant d'autres apparaissent. Le
ciel d'hiver se met en place.
En cette fin d'automne, les Poissons et
la Baleine occupent la majeure partie
du ciel au-dessus de l'horion sud-est,
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004 59
Pégase est bas sur l'horizon du
couchant. Au-dessus de nos têtes
Persée trône en majesté. L'occasion de
pointer aux jumelles son double amas.
Cassiopée est toute proche. La Voie
Lactée déroule son ruban étoilé d'est
en nord-ouest. Les deux Ourses , côté
nord, patientent jusqu'au printemps
pour retrouver leur grandeur passée.
Aspect du ciel étoilé
le 15 décembre 2004 vers 22 heures T.U.,
(le 1er vers 23 heures ou le 31 vers 21 heures)
pour un observateur situé par 48° de latitude nord.

En revanche, le ciel côté est se peuple
de belles constellations riches en
étoiles brillantes. Le Taureau est
proche du méridien sud, Orion
commence à déployer sa splendeur.
Capella, dans le Cocher, brille haut
dans le ciel. Les Gémeaux dominent le
ciel d'orient tandis que les Chiens (le
Grand et le Petit) sautent par-dessus
l'horizon. La Lune, absente en cette
mi-décembre, viendra par la suite
ternir quelque peu cette obscure
beauté qui tombe des étoiles (Pleine
Lune le 26 décembre).
Géminides
La Lune est nouvelle le 12 du mois ce
qui nous offre d'excellentes conditions
pour suivre un essaim d'étoiles
filantes actif en fin d'automne : les
Géminides. Comme son nom l'indique
clairement les étoiles filantes
jaillissent des Gémeaux et passent
notamment devant Orion. Voilà qui
désigne clairement le Géant céleste
comme cible à photographier pour
capturer sur la pellicule ces fugaces
rayures du firmament. Le maximum
de l'essaim a lieu dans la nuit du 13 au
14, avec un taux horaire moyen
dépassant les 100 météores.
Cinq à la suite
La Terre dans son périple autour de
notre étoile centrale passe en un point
remarquable de son orbite : le solstice
Dessins extraits du Guide du Ciel 2004-2005
Guillaume Cannat/AMDS/Nathan
d'hiver, période de l'année où le Soleil
est le plus bas au-dessus de l'horizon
pour les observateurs de l'hémisphère
nord. Cette "descente" atteint son
point extrême le 21 décembre, jour du
solstice d'hiver.
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Les éphémérides des planètes et du Soleil sont
établies pour les 5, 15 et 25 décembre. Pour
la Lune nous donnons pour chaque jour du
mois la fraction éclairée en pourcentage du
disque éclairée (0% pour la nouvelle Lune),
la hauteur au passage au méridien et les
heures de lever, passage au méridien et
coucher. Ces heures sont indiquées pour Paris
et en Temps Universel (T.U.). Il conviendra
d'ajouter une heure aux heures du tableau
pour obtenir l'heure légale en France. Ces
éphémérides sont établies avec les logiciels
C2A et Coelix.
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004

Dessins extraits du Guide du Ciel 2004-2005
Guillaume Cannat/AMDS/Nathan
Des cinq planètes visibles à l'oeil nu,
seule Saturne est observable une
grande partie de la nuit.
Mercure tente une timide apparition
en début de mois dans les flammes du
couchant. Après sa conjonction
inférieure du 10, elle change d'horizon.
Elle entame alors une bonne
apparition dans les lueurs de l'aube,
atteignant le 30 sa plus grande
élongation ouest. Sa proximité d'avec
Vénus permet de la localiser dans
l'heure qui précède le lever du Soleil.
Vénus, dont le diamètre apparent
diminue quelque peu au cours du
mois, réduit d'une heure son temps de
présence au-dessus de l'horizon sudest.
On suivra ses rapprochements
plus ou moins serrés avec Mars, en
début de mois (la Lune en fin croissant
se joignant au duo planétaire), et avec
Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004 61
Mercure, en fin de mois. Le 19
décembre au matin l'étoile du Berger
brille à mi-chemin des deux planètes.
La planète rouge brille de son petit
éclat discret durant l'aube, Mars
maintenant l'écart entre son lever et
celui du Soleil à deux heures et trente
minutes. La petitesse de son disque
(4,1" de diamètre apparent) et sa faible
période de visibilité interdisent bien
sûr tout suivi détaillé de sa surface.
Jupiter est bien installée dans la
Vierge et brille de tout son éclat
durant la seconde partie de la nuit, son
lever intervenant toujours après
minuit au cours de ce douzième mois
de 2004. Le 7 au matin, un mince
croissant lunaire vient se poster à
moins de 3° de Jupiter. A l'oculaire, on
peut suivre l'évolution de ses hautes
couches nuageuses et apprécier
également sa rotation en pistant la
Tache Rouge. Afin de faciliter le travail
de préparation des observations nous
indiquons dans un tableau les heures
des passages les plus favorables de
cette Tache Rouge. Avec une période
de visibilité de Jupiter qui frôle les sept
heures en fin de mois, nous pouvons
certains matins suivre le transit de
cette fameuse tache d'un bord à l'autre
de la planète géante. Et quand la Tache
Rouge n'est pas visible, il reste pour
assurer le spectacle les satellites
galiléens qui dans leur ballet incessant
autour de la planète géante offrent une
série de phénomènes à suivre à
l'oculaire. Quant au classique
graphique, il permet d'identifier sans

erreur possible les quatre petits points
brillants présents dans la banlieue de
Jupiter.
Jupiter se lève quand Saturne franchit
le méridien, cela illustre clairement
la grande période de visibilité de la
planète aux anneaux. Sise dans les
Gémeaux, Saturne brille une très
grande partie de la nuit.
Ci-dessus : tableau des phénomènes des
satellites de Jupiter observables en France
durant le mois de décembre 2004.
2004 a été marquée par un phénomène
rare avec le passage de Vénus devant
le Soleil. 2004 nous offre également un
phénomène plus fréquent celui-là : la
possibilité d'observer les cinq planètes
visibles à l'oeil nu en même temps.
Cela avait déjà été le cas ce printemps
dans le ciel du soir. Ce sera à nouveau
le cas mais dans le ciel de l'aube à la
mi-décembre et dans l'ordre d'éloignement
au Soleil : en partant de
l'horizon sud-est vers l'ouest, on
pourra découvrir successivement
Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et
Saturne.
Un gros caillou qui passe devant une étoile et cela donne une occultation : durant un temps
plus ou moins long l'éclat de l'étoile occultée baisse. De cette variation d'éclat parfaitement
datée peuvent en résulter des données sur les caractéristiques physiques de l'agent occulteur.
D'où l'intérêt de suivre ces occultations dont le tableau ci-dessous regroupe les prévisions
établies par Jean Schwaenen pour le mois de décembre.
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Astrosurf Magazine - N°11 Nov./Déc. 2004

PUB INACO
Reprise du film de la 3ème de couverture
du précédent numéro
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