L’observation astronomique

L’observation astronomique d’un amateur, sauf exception assez rare en utilisant d’autres détecteurs que l’œil, se cantonne exclusivement au domaine du visible dans le spectre des ondes électromagnétiques situé entre 400 et 700nm. Pour le planétaire, on travaillera avec des filtres de couleur basiques à bande très large. Pour le stellaire et surtout les nébuleuses, on pourra se concentrer sur trois fréquences très étroites du monde visible :

• L’hydrogène ionisé, H-Alpha, élément le plus répandu dans l’Univers rayonnant dans le visible autour de 656 nm.
• Le H-Bêta rayonnant sur 486.1 nm dans une fenêtre de 12 nm.
• L’Oxygen-III, l’Oxygène triplement ionisé, rayonnant sur la bande des 496 nm – 501 nm.

Si on souhaite être encore plus précis, on trouve aussi les fréquences de la raie NII à 658,4 nm sur seulement 3 nm et de la raie SII à environ 670 nm sur 13 nm. La fréquence d’émission des comètes est le CII, deux raies du visible émettant à 511 et 514 nm. Ce sont les molécules C2 contenues dans la tête des comètes.

Personnellement, j’utilise principalement mon télescope avec pour vedettes le Soleil, la Lune, Jupiter et Saturne. Pour augmenter de temps à autre le contraste des images obtenues à l’oculaire et rechercher les effets intéressants d’une restriction temporaire du spectre du visible, j’utilise des filtres ordinaires de couleur non dichroïques connus selon le standard KODAK :

• Jaune (n°12)
• Orange (n°21)
• Bleu (n°38 A)
• Rouge (n°25)
• Vert (n°58)

Pour le soleil, outre un filtre à l’ouverture, j’utilise parfois le filtre interférentiel BAADER Continuum basé sur une restriction optimale du spectre sur les 8 nm dans lesquels taches, facules et granulation sont sublimés, avec réduction de la turbulence.

Turbulence atmosphérique

Conduire correctement une observation astronomique, il va de soi que le ciel doit être dégagé, un détail météorologique qui n’échappe à personne. Toutefois, un ciel parfaitement dégagé n’est pas forcément gage de bonnes conditions pour observer. L’astronome amateur devra intégrer la turbulence dans l’équation. Il est important de bénéficier d’images stables. Un observateur expérimenté sait apprécier rapidement la cote de turbulence atmosphérique. L’observation successive des étoiles brillantes à différentes hauteurs (au zénith, puis à 40 ou 50°, puis à 20°) suffit pour se donner une idée de la qualité du ciel. Si les étoiles scintillent au zénith, la turbulence est intense et la collimation, ainsi qu’une mise au point correcte est impossible. Si une telle turbulence est négociable pour le ciel profond compte-tenu de la faiblesse des grossissements, il n’en est pas de même pour l’observation planétaire qu’il conviendra de remettre à plus tard.

L’astronome français Eugène Antoniadi avait établi une échelle que l’auteur utilise dans la notation de ses dessins :

• Niveau V : Visibilité parfaite du disque d’Airy et des détails sur les planètes observées. Aucun frémissement. Mise au point facile, même à très longue focale. Possibilité d’atteindre le niveau A en collimation.
• Niveau IV : Légères ondulations, avec des accalmies de quelques secondes. Mise au point restant assez facile, avec de moyennes focales. Collimation niveau A ou niveau B
• Niveau III : Visibilité médiocre, avec de grands remous atmosphériques. Mise au point délicate avec de grandes focales. Impossibilité d’atteindre le niveau A en collimation.
• Niveau II : Mauvaise visibilité, avec de grands remous atmosphériques. Mise au point critique.
• Niveau I : Très mauvaise visibilité permettant à peine de faire des croquis approximatifs. Collimation impossible.

Turbulence instrumentale et collimation

Conduire correctement une observation astronomique ne peut se résoudre uniquement à un calme atmosphérique excellent. L’instrument en lui-même devra subir quelques préparations avant de mettre l’œil à l’oculaire. La mise en température du télescope est indispensable avant d’entamer l’observation ou une correction de la collimation si nécessaire. Les éléments mécaniques d’un télescope sont très sensibles à la température ; la variation thermique provoque la dilatation ou la compression de ceux-ci, provoquant également des oscillations assez importantes de réglage. Autrement dit, il est inutile de collimater un télescope qui n’est pas à température, puisque celle-ci suffit à faire varier sensiblement la collimation. Avant de collimater un télescope, il faut compter en moyenne au moins une heure (idéalement deux heures) pour que celui-ci soit mis à température par rapport à celle de l’extérieur autour d’un Delta T compatible avec des images de qualité.

Il est d’autant plus conseillé de mettre son instrument à température que, de toutes les façons, les turbulences instrumentales sont suffisamment importantes pour rendre les disques d’Airy quasi-invisibles dans un incessant ballet de perturbations thermiques, ce qui rend la collimation quasi-impossible. Les turbulences instrumentales sont tout simplement causées par un échange thermique incessant conduisant au refroidissement progressif de l’air prisonnier dans l’instrument beaucoup plus chaud car initialement à la température de l’intérieur d’où vous sortez votre instrument. Selon l’illustration, la température de l’air extérieur du site d’observation s’oppose à la température de l’air interne contenu dans le tube optique avec un delta T de différence de 12 °C. Respecter le délai nécessaire vise à réduire ce Delta T au minimum possible (+ ou – 1 °C).

L’observation astronomique, outre la simple contemplation ou l’émerveillement pour un événement céleste, elle peut notablement s’enrichir de diverses informations dans un compte-rendu de séance.

Classification des tâches de Waldmeier – Activité solaire

• La première classification (A à H) concerne la forme générale des tâches.
• La seconde classification (x à k) concerne la forme des pénombres.
• La troisième classification (x à c) concerne la répartition des tâches dans un groupe.

La définition d’un groupe suivant ces trois échelles de classification permet de fournir une étude assez exhaustive de sa forme et de son activité, compatible pour une exploitation ultérieure par des commissions ou des groupements spécialisés (passerelles entre les amateurs et les professionnels).

Classification des facules – Activité solaire

Les taches représentent qu’une partie de l’activité solaire. Les facules, espèces de taches solaires claires sont également très intéressantes à étudier car ce sont en général des zones très actives de notre étoile où se situent déjà des taches ou des zones à surveiller car étant susceptibles d’être le lieu d’émergence de nouvelles taches. Comme les taches, les facules inondent le disque soleil au moment où l’activité solaire est élevée.

• a : En forme de veines, dont la structure ressemble à celle d’un filet.
• b : Etendues et continues.
• c : Etendues et fragmentées.
• d : Facules ponctuelles.
• e : Groupes de facules ponctuelles.

Le nombre de WOLF – Activité solaire

Le fin du fin en observation solaire est de calculer le nombre de WOLF en prenant en compte l’ensemble du disque solaire, découlant du travail génial d’un astronome Suisse de l’observatoire de Zürich, Rudolf WOLF (l’un des seuls professionnels à s’être intéressé à notre étoile au milieu du XIXème siècle). Ce nombre permet d’évaluer l’intensité de l’activité du soleil au moment de l’observation et donc de suivre cette intensité par comparaison avec les nombres de WOLF découlant de nombreuses autres observations réalisées à des dates antérieures. Pour les observateurs qui sont disponibles et qui s’intéressent tout particulièrement à notre étoile, le calcul régulier du nombre de WOLF permet d’obtenir des graphiques très intéressants.

La formule découlant de son travail est la suivante : W = k ( 10 g + t )

L’application pratique de la formule est assez simple.

k est un coefficient correcteur dépendant des moyens utilisés ainsi que des circonstances concernant l’observation du soleil (Diamètre du télescope, grossissement, votre acuité visuelle, la transparence du ciel…). Pour déterminer le coefficient k moyen qui correspond à votre matériel et à votre acuité, il vous suffit de réaliser 4 ou 5 mesures WOLF sur plusieurs jours avec un coefficient k égal à 1, puis de les comparer avec les mesures WOLF officielles publiées par SOHO.

En faisant la différence, vous obtiendrez un coefficient k beaucoup plus précis propre à vous que vous pourrez alors utiliser pour vos mesures ultérieures. g est le nombre de groupes de taches que vous dénombrez au moment de l’observation. t est le nombre global des taches que vous dénombrez, en considérant toutes les taches comme individuelles même si elles appartiennent à des groupes distincts. Le chiffre W obtenu est obligatoirement un chiffre situé entre 0 (activité nulle) et supérieur à 100 (activité intense lors des maxima). C’est ainsi que sont réalisées toutes les mesures d’amateurs et professionnels du monde entier, qui parviennent à l’observatoire Royal de Bruxelles, pour produire un chiffre W moyen, journalier et mensuel sur notre étoile.

Degré de condensation d’une comète

Estimation de magnitude

La magnitude est l’échelle utilisée pour définir la luminosité d’un astre, planète, comète ou objet céleste quelconque dans le ciel. Il conviendrait d’être plus précis en parlant de magnitude stellaire apparente car il existe également la magnitude absolue. La différence fondamentale entre les deux magnitudes correspond au référentiel d’observation pour fixer l’éclat de la cible. La magnitude stellaire apparente définit la luminosité de l’objet tel qu’observé depuis la terre, tandis que la magnitude absolue correspond à l’éclat du même objet tel que théoriquement perçu à une distance de 10 parsecs soit 32,6 années-lumière.

La magnitude stellaire apparente est celle intéressant la très grande majorité des observateurs car elle permet de déterminer entre-autres les moyens techniques à mettre en oeuvre pour procéder à l’observation d’une cible (œil nu, paire de jumelles, lunette, télescope) en fonction de son irradiance. J’avais 11 ans lorsque j’ai fait la connaissance pour la première fois de cette échelle logarithmique inverse dont l’origine remonte à l’Antiquité au IIème siècle quand Hipparque décide de classifier les étoiles en six “grandeurs”. En 1856, l’astronome britannique Norman Pogson propose de faire de cette échelle un standard lorsque ce dernier remarque que chaque baisse ou hausse d’une magnitude est parfaitement régulière selon la racine cinquième de 100 (soit environ 2,512). Compte-tenu du peu de moyens à la disposition d’Hipparque pour créer initialement cette échelle, on l’explique aujourd’hui par la loi de Weber-Fechner. Selon cette loi définissant la relation entretenue par la sensation avec la grandeur physique d’un stimulus, il a été démontré que la sensibilité de l’œil humain correspond à un processus logarithmique.

Plus de détails sur son aspect de mise en pratique : Estimation visuelle de magnitude