Glossaire

Une lentille dévie un peu différemment chaque couleur, qui ne fait donc pas sa mise au point au même endroit. On voit un halo violet autour de la Lune, de Vénus ou de Jupiter dans les lunettes achromatiques ouvertes. Les miroirs n’ont pas ce défaut ; les lunettes apochromatiques le corrigent presque entièrement.

Voir aussiLunette achromatique, Lunette apochromatique (APO), Lunette astronomique

Un miroir ou une lentille sphérique ne concentre pas les rayons du bord et du centre au même point : l’image reste un peu floue, quelle que soit la mise au point. Les miroirs de Newton sont donc parabolisés. À faible ouverture et longue focale (114 mm à f/8, par exemple), un miroir sphérique reste acceptable.

Voir aussiMiroir primaire, Test sur étoile (star-test), Newton (télescope de)

Le temps que met l’œil à devenir sensible dans le noir : la pupille s’ouvre en quelques secondes, mais la rétine gagne l’essentiel de sa sensibilité en 20 à 30 minutes. Une seule lumière blanche vive suffit à tout perdre. C’est pourquoi on utilise une lampe rouge faible.

Voir aussiLampe rouge, Vision décalée, Pupille de sortie

Les rayons lumineux qui partent des étoiles brillantes dans un télescope à araignée. Quatre branches droites donnent quatre aigrettes ; trois branches en donnent six. Elles sont normales et ne signalent aucun défaut ; une araignée courbe les remplace par un léger halo.

Voir aussiAraignée, Tache d’Airy

Une boule très dense de centaines de milliers d’étoiles parmi les plus vieilles de la Galaxie, en orbite autour de son centre. M13, dans Hercule, à environ 22 000 années-lumière, est le plus beau du ciel boréal. Un télescope de 150 à 200 mm commence à le résoudre en étoiles.

Voir aussiAmas ouvert, Messier (catalogue de), Voie lactée

OutilsAtlas interactif, Que voir cette nuit ?

Un groupe de quelques dizaines à quelques milliers d’étoiles jeunes, nées ensemble du même nuage de gaz. Les Pléiades (M45), à environ 440 années-lumière, en sont l’exemple le plus célèbre. Beaucoup sont superbes aux jumelles ou à faible grossissement.

Voir aussiAmas globulaire, Messier (catalogue de), Astérisme

OutilsAtlas interactif, Que voir cette nuit ?

Le temps écoulé depuis le passage d’un astre au méridien, en heures : angle horaire = temps sidéral local − ascension droite. Il vaut 0 h au méridien et augmente vers l’ouest ; un astre à 2 h est passé au méridien il y a deux heures. Les viseurs polaires et les montures équatoriales s’en servent.

Voir aussiTemps sidéral, Méridien, Ascension droite

OutilsMise en station, Point astronomique

La distance parcourue par la lumière en un an, à 300 000 km/s : environ 9 460 milliards de kilomètres. C’est une unité de distance, pas de temps. L’étoile la plus proche après le Soleil, Proxima du Centaure, est à 4,2 années-lumière.

Voir aussiParsec, Unité astronomique (ua)

OutilsFormules utiles

Une lentille placée devant l’appareil photo qui corrige la courbure de champ d’une lunette, pour que les étoiles soient fines jusqu’au bord de l’image. Elle doit être à la bonne distance du capteur (souvent 55 mm). À l’oculaire, l’œil compense seul et on s’en passe.

Voir aussiCourbure de champ, Réducteur de focale, Correcteur de coma

Le support du miroir secondaire, fait de fines branches (souvent trois ou quatre) tendues dans le tube. Ses branches diffractent la lumière et produisent les aigrettes autour des étoiles brillantes. Elle porte les vis de réglage du secondaire.

Voir aussiAigrettes de diffraction, Miroir secondaire

OutilsCalculateur Newton

La « longitude » céleste, comptée vers l’est le long de l’équateur céleste depuis le point vernal, en heures de 0 h à 24 h (1 h = 15°). Avec la déclinaison, elle fixe la position d’une étoile sur la sphère céleste. Abrégée AD, ou RA en anglais.

Voir aussiDéclinaison, Angle horaire, Équinoxe, Temps sidéral

OutilsAtlas interactif, Point astronomique

Une figure d’étoiles facile à reconnaître qui n’est pas une constellation officielle. La « casserole » de la Grande Ourse, le Triangle d’été (Véga, Deneb, Altaïr) ou le W de Cassiopée en sont des exemples. Les astérismes servent de repères pour s’orienter.

Voir aussiConstellation, Cheminement (star hopping)

OutilsAtlas interactif

Un petit corps rocheux en orbite autour du Soleil, pour la plupart entre Mars et Jupiter. Au télescope, il ressemble à une étoile, mais on le voit bouger d’une nuit à l’autre. Vesta peut atteindre la magnitude 5,3 et devenir à peine visible à l’œil nu sous un ciel très noir.

Voir aussiComète, Planète

Un défaut qui fait d’une étoile défocalisée une ellipse ou une croix, dont l’orientation tourne de 90° de part et d’autre de la mise au point. Il vient d’une optique serrée ou mal taillée, d’un télescope mal collimaté, ou de l’œil lui-même. S’il tourne quand on tourne la tête, c’est l’œil.

Voir aussiTest sur étoile (star-test), Collimation

Une petite caméra, montée sur une lunette guide ou un diviseur optique, surveille une étoile et envoie des corrections à la monture plusieurs fois par minute. Cela compense les défauts de suivi et de mise en station. On peut alors poser plusieurs minutes avec des étoiles rondes.

Voir aussiSuivi, Mise en station, Dérive

OutilsMise en station

La direction d’un astre le long de l’horizon, mesurée depuis le nord vers l’est : 0° au nord, 90° à l’est, 180° au sud, 270° à l’ouest. Avec la hauteur, il indique où regarder. Certains ouvrages anciens le comptent depuis le sud : vérifiez la convention.

Voir aussiHauteur, Monture altazimutale, Horizon

OutilsQue voir cette nuit ?, Passages de l’ISS, Point astronomique

Une lentille divergente placée avant l’oculaire qui multiplie la focale du télescope, le plus souvent par 2 ou par 3. Un oculaire de 10 mm avec une Barlow 2× sur un 1 000 mm donne 200× au lieu de 100×. Elle double ainsi la gamme d’oculaires en conservant leur dégagement oculaire.

Voir aussiGrossissement, Focale, Réducteur de focale

OutilsOculaires, Formules utiles

L’éclat d’un objet étendu réparti sur sa surface, en magnitudes par seconde d’arc carrée. Une galaxie de magnitude 9 très étendue peut être plus difficile à voir qu’une petite nébuleuse de magnitude 11. C’est elle qui compte pour juger de la visibilité d’un objet du ciel profond.

Voir aussiMagnitude, Galaxie, SQM

Une image de l’objet lui-même, telle que sortie de l’appareil. Elle contient le signal, mais aussi le bruit thermique, le vignetage, les poussières et le décalage électronique du capteur. Les images de calibration (darks, flats, offsets) servent à corriger ces défauts.

Voir aussiPrétraitement (calibration), Dark (noir), Flat (PLU), Offset (bias)

L’humidité qui se dépose sur les optiques quand elles se refroidissent sous le point de rosée en rayonnant vers le ciel. Elle attaque d’abord les surfaces exposées : lame de Schmidt, objectif de lunette, chercheur, oculaires. Ne l’essuyez pas : un pare-buée ou une résistance chauffante la préviennent, un sèche-cheveux la chasse.

Voir aussiPare-buée, Résistance chauffante

La puce électronique d’un appareil photo ou d’une caméra astro, faite de millions de pixels qui convertissent la lumière en signal. Ses caractéristiques clés sont la taille des pixels (en micromètres), les dimensions du capteur et son bruit. Les caméras astro sont souvent refroidies pour réduire le bruit thermique.

Voir aussiÉchantillonnage, Gain (ISO), Dark (noir)

Le carnet où l’on note chaque observation : date, heure en UT, lieu, instrument, grossissement, turbulence, transparence et ce que l’on a vu. Il permet de mesurer ses progrès et de retrouver de bons réglages. Des observations bien notées peuvent aussi servir aux associations d’amateurs.

Voir aussiDessin astronomique, Temps universel (UT), Turbulence (seeing)

Des cadrans gradués sur les axes d’une monture équatoriale, en ascension droite et en déclinaison. Une fois la monture mise en station et calée sur une étoile connue, on lit les coordonnées d’un objet pour le pointer. Les codeurs numériques des systèmes push-to en sont la version moderne.

Voir aussiAscension droite, Déclinaison, Push-to

L’angle sous lequel l’œil voit le cercle de l’oculaire, indiqué par le fabricant : environ 50° pour un Plössl, 68° à 82° pour un grand champ. Plus il est large, plus on a l’impression de regarder par une grande fenêtre. Il sert à calculer le champ réel.

Voir aussiChamp réel, Oculaire, Oculaire grand champ

OutilsOculaires, Formules utiles

La portion de ciel réellement visible dans l’oculaire. En première approximation, c’est le champ apparent divisé par le grossissement : un oculaire de 52° à 50× montre environ 1°, soit deux fois le diamètre de la pleine Lune. Le calcul exact utilise le diaphragme de champ.

Voir aussiChamp apparent, Diaphragme de champ, Grossissement

OutilsOculaires, Formules utiles, Atlas interactif

La méthode qui consiste à partir d’une étoile brillante facile à trouver et à sauter d’étoile en étoile, carte en main, jusqu’à l’objet visé. On s’aide du chercheur ou du Telrad et de la taille connue de son champ. C’est lent au début, mais on apprend ainsi le ciel.

Voir aussiTelrad, Chercheur, Champ réel, Astérisme

OutilsAtlas interactif, Oculaires

La petite lunette fixée sur le tube, à faible grossissement et grand champ (par exemple 8×50, environ 6°), qui aide à pointer. On l’aligne de jour sur un objet lointain avec le télescope. Dans un chercheur droit, l’image est retournée.

Voir aussiViseur point rouge, Telrad, Cheminement (star hopping)

OutilsAtlas interactif

Un outil de collimation en forme d’oculaire, sans lentille : un petit trou de visée et une face inclinée à 45° éclairée par le côté. Il fait apparaître un anneau lumineux à recentrer sur la pastille centrale du miroir primaire. Simple et sans pile, il est souvent plus fiable qu’un laser bon marché.

Voir aussiCollimation, Pastille centrale, Collimateur laser

OutilsCollimation

Se dit d’un astre qui ne se couche jamais depuis un lieu donné : il tourne autour du pôle sans passer sous l’horizon. C’est le cas quand sa déclinaison dépasse 90° moins la latitude, soit +45° à 45° de latitude Nord. La Grande Ourse et Cassiopée sont circumpolaires en France.

Voir aussiPôles célestes, Déclinaison, Culmination

OutilsAtlas interactif

Un outil qui envoie un faisceau laser dans le télescope : on règle le secondaire pour que le point tombe au centre du primaire, puis le primaire pour que le faisceau revienne au centre du laser. Rapide et pratique dans le noir. Il doit lui-même être bien aligné, sinon il fausse le réglage.

Voir aussiCollimation, Cheshire (oculaire de collimation), Pastille centrale

OutilsCollimation

Le réglage qui aligne les miroirs d’un télescope sur un même axe. Un Newton se dérègle un peu à chaque transport et se vérifie avant chaque soirée, surtout s’il est ouvert (f/5 ou moins). Un télescope mal collimaté donne des images molles, même avec une excellente optique.

Voir aussiCheshire (oculaire de collimation), Collimateur laser, Pastille centrale, Test sur étoile (star-test)

OutilsCollimation, Calculateur Newton

Un défaut des miroirs paraboliques : hors du centre du champ, les étoiles prennent une forme de petite comète, la queue tournée vers l’extérieur. Elle augmente vite quand le rapport F/D diminue : discrète à f/8, nette à f/4. Une mauvaise collimation la décentre et la rend visible au centre.

Voir aussiCorrecteur de coma, Rapport d’ouverture (F/D), Collimation

OutilsCalculateur Newton, Collimation

Un bloc de glace et de poussières de quelques kilomètres qui, en s’approchant du Soleil, s’entoure d’une chevelure et développe des queues. La queue de poussières, courbe et jaunâtre, et la queue de gaz, droite et bleutée, pointent à l’opposé du Soleil. Leur éclat est difficile à prévoir.

Voir aussiPluie d’étoiles filantes (essaim), Astéroïde, Messier (catalogue de)

Le rapprochement apparent de deux astres dans le ciel, par exemple la Lune et Vénus, alors qu’ils restent très éloignés dans l’espace. On parle aussi de conjonction d’une planète avec le Soleil : elle est alors noyée dans sa lumière et invisible. Les conjonctions serrées de planètes sont de beaux spectacles à l’œil nu.

Voir aussiOpposition, Élongation, Occultation

OutilsQue voir cette nuit ?

Une des 88 régions qui découpent officiellement le ciel depuis 1922–1930, chacune avec ses frontières, comme les départements sur une carte. Les étoiles d’une constellation n’ont souvent rien à voir entre elles : elles sont à des distances très différentes. Leur nom latin sert à désigner les étoiles, comme Alpha Lyrae pour Véga.

Voir aussiAstérisme, Zodiaque, Cheminement (star hopping)

OutilsAtlas interactif, Que voir cette nuit ?

La masse fixée sur une barre à l’opposé du tube sur une monture équatoriale allemande. On la fait glisser jusqu’à ce que l’axe horaire reste immobile une fois débloqué. Un bon équilibre ménage les moteurs et améliore le suivi.

Voir aussiMonture équatoriale, Suivi

Un groupe de lentilles placé dans le porte-oculaire d’un Newton pour supprimer la coma au bord du champ. Il est presque indispensable en photo à f/5 ou plus ouvert, et apprécié en visuel avec des oculaires grand champ. Lui aussi demande une distance précise au capteur.

Voir aussiComa, Newton (télescope de), Aplanisseur de champ

OutilsCalculateur Newton

L’image nette d’un instrument n’est pas plane mais légèrement incurvée : quand le centre est net, les bords sont flous, et inversement. L’œil s’en accommode, mais un capteur plat la révèle. Un aplanisseur de champ la corrige.

Voir aussiAplanisseur de champ

La période où le ciel s’assombrit après le coucher du Soleil. Il est civil jusqu’à 6° sous l’horizon (on lit dehors), nautique jusqu’à 12° (l’horizon disparaît) et astronomique jusqu’à 18°. Ce n’est qu’ensuite que la nuit est vraiment noire pour le ciel profond.

Voir aussiSolstice, Adaptation à l’obscurité

OutilsQue voir cette nuit ?, La Lune ce soir

Deux points sont dits séparés quand le centre de la tache d’Airy de l’un tombe sur le premier anneau sombre de l’autre : séparation = 1,22 λ/D. En lumière verte (550 nm), cela donne 138 ÷ diamètre (mm) secondes d’arc, un peu plus large que la limite de Dawes.

Voir aussiTache d’Airy, Limite de Dawes, Pouvoir séparateur

OutilsFormules utiles

Le passage d’un astre au méridien, au plus haut de sa course ; c’est le meilleur moment pour l’observer. Pour un astre au sud du zénith, la hauteur atteinte vaut 90° − latitude + déclinaison. À Paris (48,9°), la nébuleuse d’Orion (−5,4°) culmine à environ 36°.

Voir aussiMéridien, Hauteur, Déclinaison

OutilsQue voir cette nuit ?, Point astronomique

Une pose faite obturateur fermé ou tube bouché, avec la même durée, le même gain et la même température que les brutes. Elle enregistre le signal thermique et les pixels chauds, que le logiciel soustrait ensuite. On en fait généralement 20 à 50.

Voir aussiPrétraitement (calibration), Flat (PLU), Offset (bias)

La « latitude » céleste : l’angle d’un astre au nord (+) ou au sud (−) de l’équateur céleste, de +90° à −90°. Véga est à +38,8°, Sirius à −16,7°. Depuis une latitude donnée, la déclinaison dit si un astre est toujours visible, jamais visible, ou s’il se lève et se couche.

Voir aussiAscension droite, Équateur céleste, Circumpolaire

OutilsAtlas interactif, Point astronomique

La distance entre la lentille de l’oculaire et l’endroit où placer l’œil pour voir tout le champ. Avec des lunettes de vue, il faut au moins 15 à 20 mm. Les oculaires de courte focale d’ancienne conception ont souvent un dégagement très court, peu confortable.

Voir aussiOculaire, Pupille de sortie

OutilsOculaires

L’unité de base des angles sur le ciel : un tour d’horizon fait 360°, de l’horizon au zénith il y a 90°. La pleine Lune mesure environ 0,5° ; la casserole de la Grande Ourse environ 25°. Le degré se divise en 60 minutes d’arc.

Voir aussiMinute d’arc, Seconde d’arc, Distance angulaire

OutilsFormules utiles

Le lent glissement d’une étoile dans le champ quand le suivi n’est pas parfait. Une dérive en déclinaison trahit une mise en station imparfaite ; une dérive en ascension droite vient plutôt de la vitesse ou des engrenages de la monture. En photo, elle allonge les étoiles.

Voir aussiMéthode de Bigourdan (dérive), Autoguidage, Mise en station

OutilsMise en station

Dessiner ce que l’on voit à l’oculaire, au crayon sur papier blanc, sous une lampe rouge. Cela oblige à regarder longtemps et attentivement : on remarque bien plus de détails. Les dessins de galaxies et nébuleuses sont souvent faits en négatif, puis inversés.

Voir aussiCarnet d’observation, Lampe rouge, Vision décalée

L’anneau à l’intérieur de l’oculaire qui donne au champ son bord net. Son diamètre donne le champ réel exact : champ (°) = diaphragme (mm) ÷ focale du télescope (mm) × 57,3. Un diaphragme de 27 mm sur un 1 000 mm montre ainsi 1,55°.

Voir aussiChamp réel, Oculaire

OutilsOculaires, Formules utiles

L’écart entre deux astres mesuré en degrés sur le ciel. La main tendue à bout de bras est une bonne règle : le petit doigt couvre environ 1°, trois doigts 5°, le poing 10°, la main écartée environ 20°. Les deux étoiles de l’avant de la Grande Ourse sont à un peu plus de 5° l’une de l’autre.

Voir aussiDegré, Minute d’arc, Cheminement (star hopping)

OutilsAtlas interactif, Point astronomique

Un télescope de Newton posé sur une simple caisse qui pivote en hauteur et en azimut, popularisée par John Dobson dans les années 1960–1970. On le pousse à la main pour suivre les objets. Facile à monter et très stable, c’est l’instrument qui offre le plus grand diamètre pour un débutant.

Voir aussiNewton (télescope de), Monture altazimutale, Plateforme équatoriale, Push-to

OutilsCalculateur Newton

L’angle de ciel couvert par un pixel, en secondes d’arc par pixel : 206,265 × taille du pixel (µm) ÷ focale (mm). Des pixels de 3,76 µm derrière 500 mm de focale donnent 1,55″/px. En ciel profond, on vise environ le tiers à la moitié de la turbulence (souvent 1 à 2″/px).

Voir aussiSecondes d’arc par pixel, Capteur, Turbulence (seeing), Focale

OutilsFormules utiles

Une échelle de 1 à 9 qui décrit la qualité d’un ciel nocturne, proposée par John Bortle en 2001. En classe 1, le ciel est si noir que la Voie lactée paraît structurée, pleine de détails ; la classe 9 un centre-ville où l’on voit à peine quelques étoiles. Une campagne française typique est en classe 4 ou 5.

Voir aussiSQM, Pollution lumineuse, Magnitude limite

La Lune traverse l’ombre de la Terre, à la pleine Lune. Elle peut être pénombrale (à peine visible), partielle ou totale ; pendant la totalité, la Lune prend une teinte rouge cuivrée, éclairée par la lumière filtrée de tous les couchers de soleil de la Terre. On l’observe sans danger, à l’œil nu.

Voir aussiÉclipse de Soleil, Phases de la Lune

OutilsLa Lune ce soir

La Lune passe devant le Soleil, à la nouvelle Lune. Elle est totale si la Lune le cache entièrement, annulaire si elle est trop loin pour le couvrir (un anneau reste visible), partielle ailleurs. Ne regardez jamais le Soleil sans lunettes d’éclipse certifiées, sauf pendant la courte phase de totalité.

Voir aussiÉclipse de Lune, Filtre solaire, Phases de la Lune

OutilsLa Lune ce soir

Le chemin apparent du Soleil parmi les étoiles au cours de l’année, reflet du plan de l’orbite terrestre. Il est incliné de 23,4° sur l’équateur céleste. La Lune et les planètes restent toujours près de lui, ce qui aide à les reconnaître.

Voir aussiZodiaque, Équinoxe, Solstice, Planète

OutilsAtlas interactif

L’écart angulaire entre une planète et le Soleil vu de la Terre. Mercure et Vénus, plus proches du Soleil, ne s’en éloignent jamais beaucoup : au plus 28° environ pour Mercure et 47° pour Vénus. C’est autour de leur plus grande élongation qu’on les observe le mieux, le soir à l’ouest ou le matin à l’est.

Voir aussiConjonction, Planète, Crépuscule

OutilsQue voir cette nuit ?

Additionner ou moyenner de nombreuses images du même objet, alignées sur les étoiles, pour réduire le bruit. Empiler 16 poses améliore le rapport signal sur bruit d’un facteur 4. Des logiciels comme Siril ou DeepSkyStacker s’en chargent.

Voir aussiRapport signal sur bruit, Prétraitement (calibration), Imagerie rapide (lucky imaging)

Les tables qui donnent la position des astres et l’heure des événements à venir : lever et coucher, phases de la Lune, conjonctions, passages de satellites. Autrefois publiées en livres, elles se calculent aujourd’hui en un instant. Elles sont la base de la préparation d’une soirée.

Voir aussiPhases de la Lune, Conjonction, ISS (Station spatiale internationale)

OutilsQue voir cette nuit ?, La Lune ce soir, Passages de l’ISS

La date à laquelle se rapportent des coordonnées célestes, qui changent lentement avec la précession. J2000 désigne le 1er janvier 2000 à 12 h ; c’est la référence des cartes et catalogues actuels. Les montures GoTo convertissent ces coordonnées en coordonnées « de la date ».

Voir aussiPrécession des équinoxes, Ascension droite, Déclinaison

La projection de l’équateur terrestre sur le ciel, à mi-chemin entre les deux pôles célestes ; sa déclinaison est 0°. Il se lève exactement à l’est et se couche exactement à l’ouest, partout sur Terre. La ceinture d’Orion en est très proche.

Voir aussiDéclinaison, Pôles célestes, Écliptique

OutilsAtlas interactif

L’instant où le Soleil traverse l’équateur céleste, vers le 20 mars et le 22 septembre ; le jour et la nuit durent alors à peu près 12 heures partout. Le point où le Soleil passe en mars, le point vernal, est l’origine de l’ascension droite. Ce jour-là, le Soleil se lève plein est.

Voir aussiSolstice, Ascension droite, Écliptique

Deux étoiles très proches sur le ciel. Certaines sont de vrais couples liés par la gravité (binaires) ; d’autres ne sont alignées que par hasard (doubles optiques). Albireo, dans le Cygne, offre un beau contraste orange et bleu dès 30× ; Mizar et Alcor se séparent à l’œil nu.

Voir aussiPouvoir séparateur, Limite de Dawes, Étoile variable

OutilsFormules utiles, Atlas interactif

L’étoile Alpha de la Petite Ourse, de magnitude 2, à environ 0,65° du pôle Nord céleste. Elle semble presque immobile et indique le nord à moins d’un degré près. On la trouve en prolongeant d’environ cinq fois le côté avant de la « casserole » de la Grande Ourse.

Voir aussiPôles célestes, Mise en station, Viseur polaire, Précession des équinoxes

OutilsMise en station, Atlas interactif, Point astronomique

Une étoile dont l’éclat change avec le temps. Algol, dans Persée, faiblit de la magnitude 2,1 à 3,4 tous les 2,87 jours quand une compagne l’éclipse ; Mira, dans la Baleine, passe de 3 à 10 en environ 332 jours. Les amateurs en suivent des milliers et partagent leurs estimations.

Voir aussiMagnitude, Étoile double, Supernova

Les traits laissés par les étoiles sur une photo à pied fixe, à cause de la rotation de la Terre. Indésirables pour une photo nette, ils deviennent un effet artistique quand on empile des heures de poses : les étoiles tracent alors des cercles autour du pôle céleste.

Voir aussiRègle NPF, Pôles célestes, Suivi

Un filtre qui ne laisse passer que les quelques couleurs émises par les nébuleuses, notamment l’oxygène ionisé (OIII, vers 500 nm) et l’hydrogène. Il assombrit le fond du ciel et fait ressortir nébuleuses en émission et planétaires, comme les Dentelles du Cygne. Il n’aide pas pour les galaxies et les amas d’étoiles.

Voir aussiNébuleuse en émission, Nébuleuse planétaire, Pollution lumineuse

Le seul moyen sûr d’observer le Soleil : un film ou un verre certifié placé devant l’entrée de l’instrument et bien fixé, qui bloque plus de 99,99 % de la lumière. N’utilisez jamais de filtre qui se visse sur l’oculaire : il peut éclater sous la chaleur. Un regard sans filtre au foyer d’un instrument rend aveugle en une fraction de seconde.

Voir aussiTache solaire, Éclipse de Soleil, Transit

Une pose d’une surface uniformément éclairée (écran lumineux, ciel du crépuscule) prise sans toucher à la mise au point ni à l’orientation de la caméra. Elle enregistre le vignetage et les ombres des poussières, que le logiciel corrige en divisant les brutes. On l’appelle aussi « plage de lumière uniforme ».

Voir aussiPrétraitement (calibration), Dark (noir), Offset (bias)

La distance entre l’objectif (ou le miroir) et le point où il forme l’image d’une étoile, en millimètres. Une longue focale donne une image plus grande et un champ plus étroit. Un télescope de 1 200 mm de focale grossit 60 fois avec un oculaire de 20 mm.

Voir aussiGrossissement, Rapport d’ouverture (F/D), Oculaire

OutilsOculaires, Formules utiles

L’amplification du signal du capteur, réglée en ISO sur un appareil photo. Augmenter le gain ne capte pas plus de lumière : cela rend l’image plus claire mais réduit la dynamique. Un gain moyen à élevé réduit le bruit de lecture, utile pour les poses courtes ou le planétaire.

Voir aussiTemps de pose, Capteur, Rapport signal sur bruit

Un immense système de milliards d’étoiles, de gaz et de poussières lié par la gravité. La galaxie d’Andromède (M31), à 2,5 millions d’années-lumière, est visible à l’œil nu comme une tache allongée. Au télescope, la plupart apparaissent comme de petites lueurs grises : leur lumière est partie il y a des millions d’années.

Voir aussiVoie lactée, Brillance de surface, Messier (catalogue de)

OutilsAtlas interactif, Que voir cette nuit ?

Une monture motorisée et pilotée par ordinateur qui pointe seule les objets choisis dans sa base de données, puis les suit. Après la mise en route, on l’aligne sur deux ou trois étoiles brillantes. Elle fait gagner du temps, mais apprendre à lire le ciel reste utile quand elle se trompe.

Voir aussiPush-to, Suivi, Résolution astrométrique (plate solving)

Combien de fois l’instrument agrandit l’objet : focale du télescope divisée par focale de l’oculaire. Un 1 000 mm avec un oculaire de 10 mm grossit 100 fois (100×). Grossir plus n’est pas toujours mieux : au-delà d’une limite, l’image devient floue et sombre.

Voir aussiGrossissement maximal utile, Grossissement minimal (équipupillaire), Pupille de sortie, Barlow (lentille de)

OutilsOculaires, Formules utiles

Le grossissement au-delà duquel on n’apprend plus rien de nouveau : environ deux fois le diamètre en millimètres, soit 400× pour un 200 mm. C’est une limite pour une optique parfaite : avec la qualité réelle des miroirs et des lentilles, et une collimation imparfaite, l’image se dégrade souvent dès 1× par millimètre (200× pour un 200 mm). Et la turbulence de l’air limite le plus souvent à 150× à 250×, quel que soit l’instrument. Les chiffres « 600× » des boîtes de petits télescopes sont donc trompeurs.

Voir aussiGrossissement, Turbulence (seeing), Pupille de sortie

OutilsOculaires, Formules utiles

Le plus faible grossissement qui envoie toute la lumière dans l’œil : diamètre divisé par 7 (la pupille d’un œil jeune dans le noir fait environ 7 mm). Pour un 200 mm, c’est environ 29×. En dessous, la pupille de sortie dépasse celle de l’œil et une partie de la lumière est perdue.

Voir aussiPupille de sortie, Grossissement, Adaptation à l’obscurité

OutilsOculaires, Formules utiles

L’angle entre un astre et l’horizon, de 0° (sur l’horizon) à 90° (au zénith) ; on dit aussi « élévation ». Un astre est généralement bien observable au-dessus de 30°. Avec l’azimut, elle repère un astre dans le ciel local.

Voir aussiAzimut, Zénith, Horizon, Monture altazimutale

OutilsQue voir cette nuit ?, Point astronomique, Atlas interactif

Le cercle où le ciel semble rencontrer le sol, à 0° de hauteur. L’horizon astronomique est un plan parfait ; l’horizon réel est masqué par les arbres, les reliefs et les bâtiments. Près de l’horizon, l’air épais et la pollution lumineuse dégradent les images.

Voir aussiHauteur, Réfraction atmosphérique, Masse d’air

OutilsPoint astronomique, Que voir cette nuit ?

La technique des photos de planètes et de la Lune : on filme des milliers d’images très courtes, puis un logiciel ne garde que les plus nettes, prises dans les instants de calme de l’atmosphère. On empile souvent 5 à 20 % des images. Elle permet de dépasser largement ce que la turbulence laisse voir à l’oculaire.

Voir aussiTurbulence (seeing), Empilement, Secondes d’arc par pixel

Le plus grand satellite habité, en orbite à environ 400 km d’altitude, qui fait le tour de la Terre en 90 minutes environ. On la voit comme un point très brillant, sans clignotement, qui traverse le ciel en quelques minutes. Elle n’est visible qu’à l’aube ou au crépuscule, quand elle est éclairée par le Soleil et que l’observateur est dans le noir.

Voir aussiTransit, Crépuscule

OutilsPassages de l’ISS

Deux petites lunettes couplées, notées grossissement × diamètre : des 10×50 grossissent 10 fois avec des objectifs de 50 mm. C’est un excellent premier instrument : grand champ, image droite, vision avec les deux yeux. Elles montrent les cratères lunaires, les satellites de Jupiter et des dizaines d’objets Messier.

Voir aussiGrossissement, Pupille de sortie, Messier (catalogue de)

Une lampe faible à lumière rouge, pour lire une carte sans perdre l’adaptation à l’obscurité : les bâtonnets de la rétine sont presque insensibles au rouge. Réglez-la au plus faible possible. Un écran de téléphone doit aussi passer en mode rouge et en luminosité minimale.

Voir aussiAdaptation à l’obscurité, Dessin astronomique

Un léger balancement apparent de la Lune, dû à son orbite elliptique et inclinée. Bien qu’elle nous montre toujours la même face, on peut ainsi voir au fil du temps environ 59 % de sa surface. Les formations proches du bord sont mieux visibles quand la libration les tourne vers nous.

Voir aussiPhases de la Lune, Terminateur

OutilsLa Lune ce soir

Une règle pratique établie au XIXe siècle par William Dawes en observant des étoiles doubles : séparation minimale (″) = 116 ÷ diamètre (mm). Un 150 mm sépare ainsi deux étoiles égales distantes de 0,77″. Elle vaut pour deux étoiles de même éclat ; si l’une est bien plus faible, il faut un écart plus grand.

Voir aussiPouvoir séparateur, Critère de Rayleigh, Étoile double

OutilsFormules utiles

La faible lueur qui éclaire la partie sombre de la Lune quand elle est en fin croissant. C’est la lumière du Soleil renvoyée par la Terre vers la Lune, puis vers nous. Léonard de Vinci en avait déjà donné l’explication.

Voir aussiPhases de la Lune

OutilsLa Lune ce soir

Un faible cône de lumière qui s’élève le long de l’écliptique, à l’ouest après le crépuscule au printemps, à l’est avant l’aube en automne. C’est la lumière du Soleil diffusée par des poussières du Système solaire. Il faut un ciel très noir pour la voir.

Voir aussiÉcliptique, Pollution lumineuse, Crépuscule

Une lunette dont l’objectif associe deux verres différents pour faire coïncider le foyer du rouge et du bleu. Le violet reste mal corrigé : un halo violet entoure les objets brillants, d’autant plus que la lunette est ouverte. À f/12 ou plus, il devient discret.

Voir aussiLunette astronomique, Lunette apochromatique (APO), Aberration chromatique

Une lunette dont l’objectif utilise des verres spéciaux (ED, fluorine), souvent en trois lentilles, pour faire converger au moins trois couleurs au même point. L’aberration chromatique devient presque invisible, même à f/6 ou f/7. C’est l’instrument de prédilection pour la photo à grand champ.

Voir aussiLunette astronomique, Lunette achromatique, Aberration chromatique, Aplanisseur de champ

Un instrument dont l’objectif est un groupe de lentilles à l’avant d’un tube fermé. Sans obstruction, il donne des images très contrastées, se met vite en température et ne demande presque jamais de collimation. Pour un même diamètre, il est plus coûteux à fabriquer et plus long qu’un télescope.

Voir aussiLunette achromatique, Lunette apochromatique (APO), Renvoi coudé, Aberration chromatique

L’échelle d’éclat des astres, à l’envers : plus le nombre est petit, plus l’astre est brillant. Cinq magnitudes d’écart font un facteur 100, une magnitude un facteur 2,5 environ. Véga est à 0, Sirius à −1,5, Vénus jusqu’à −4,6 ; l’œil voit jusqu’à 6 sous un ciel noir.

Voir aussiMagnitude absolue, Magnitude limite, Brillance de surface

OutilsAtlas interactif, Que voir cette nuit ?, Formules utiles

L’éclat qu’aurait un astre s’il était placé à 10 parsecs (32,6 années-lumière) de nous. Elle mesure sa luminosité réelle, indépendamment de sa distance. Le Soleil, aveuglant à −26,7, n’a qu’une magnitude absolue de +4,8 ; Rigel atteint environ −7.

Voir aussiMagnitude, Parsec

OutilsFormules utiles

L’éclat des étoiles les plus faibles que l’on peut voir. À l’œil nu, elle va de 3 ou 4 en ville à 6,5 ou plus dans un ciel très noir. Un instrument de diamètre D (en mm) la repousse d’environ 5 log₁₀(D ÷ 7) magnitudes : un 200 mm atteint à peu près la magnitude 14.

Voir aussiMagnitude, Pouvoir collecteur, Échelle de Bortle, Transparence

OutilsFormules utiles

Un télescope compact fermé à l’avant par une lentille épaisse en forme de ménisque ; le secondaire est une zone aluminée de cette lentille. Sa longue focale (f/12 à f/15) dans un tube court le rend excellent sur la Lune, les planètes et les étoiles doubles. Il met longtemps à se mettre en température.

Voir aussiSchmidt-Cassegrain, Mise en température, Rapport d’ouverture (F/D)

L’épaisseur d’atmosphère traversée par la lumière, comptée en multiples de celle du zénith (masse d’air 1). Elle vaut 2 à 30° de hauteur et près de 6 à 10° : l’image y est plus sombre, plus rougie et plus turbulente. D’où l’intérêt d’observer les objets près de leur culmination.

Voir aussiZénith, Culmination, Turbulence (seeing), Réfraction atmosphérique

La ligne imaginaire qui va du nord au sud en passant par le zénith. En la traversant, un astre atteint sa plus grande hauteur : c’est sa culmination, le meilleur moment pour l’observer. Le Soleil la franchit au midi solaire, vers 13 h l’hiver et 14 h l’été en France.

Voir aussiCulmination, Zénith, Angle horaire, Retournement au méridien

OutilsPoint astronomique

La liste de 110 objets du ciel profond, de M1 à M110, que Charles Messier, chasseur de comètes, publia à partir de 1774 pour ne pas les confondre avec des comètes (les dernières entrées ont été ajoutées plus tard). Elle regroupe les plus beaux amas, nébuleuses et galaxies visibles depuis la France. C’est le programme d’observation idéal pour débuter.

Voir aussiNGC et IC, Amas ouvert, Galaxie, Nébuleuse

OutilsAtlas interactif, Que voir cette nuit ?

Le trait lumineux d’une poussière venue de l’espace, souvent plus petite qu’un grain de sable, qui se vaporise en entrant dans l’atmosphère vers 80 à 100 km d’altitude, à 11 à 72 km/s. Un météore très brillant s’appelle un bolide. Le morceau qui atteint parfois le sol est une météorite.

Voir aussiPluie d’étoiles filantes (essaim), Radiant, Comète

Une méthode de mise en station très précise qui observe la dérive d’étoiles en déclinaison. On règle l’azimut de l’axe avec une étoile proche du méridien et de l’équateur, puis sa hauteur avec une étoile basse à l’est ou à l’ouest. Elle demande de la patience mais aucun viseur polaire.

Voir aussiDérive, Mise en station, Viseur polaire

OutilsMise en station

Un soixantième de degré, noté ′. La Lune mesure environ 31′ de diamètre ; un bon œil sépare deux points distants d’environ 1′, comme Mizar et Alcor (12′). Les nébuleuses et galaxies ont des tailles de quelques minutes d’arc.

Voir aussiDegré, Seconde d’arc, Distance angulaire

OutilsFormules utiles

Le grand miroir concave au fond d’un télescope, qui collecte la lumière et forme l’image. Dans un Newton, il est parabolique et repose dans un barillet muni de vis de réglage pour la collimation. Son diamètre est le diamètre de l’instrument.

Voir aussiMiroir secondaire, Newton (télescope de), Collimation

OutilsCalculateur Newton, Collimation

Le petit miroir qui renvoie la lumière du primaire vers l’oculaire. Dans un Newton, il est plan, elliptique et incliné à 45° près de l’entrée du tube ; on l’appelle aussi « diagonal ». Sa taille fixe l’obstruction et le champ pleinement éclairé.

Voir aussiMiroir primaire, Obstruction centrale, Araignée

OutilsCalculateur Newton, Collimation

Le réglage qui oriente l’axe horaire d’une monture équatoriale vers le pôle céleste. Sa hauteur doit égaler la latitude du lieu (45° à Lyon), et l’axe doit viser le nord vrai, pas le nord magnétique. Une bonne mise en station évite que les étoiles dérivent en visuel comme en photo.

Voir aussiMonture équatoriale, Viseur polaire, Pôles célestes, Méthode de Bigourdan (dérive), Étoile polaire

OutilsMise en station

Le temps nécessaire pour qu’un instrument sorti d’une maison chaude prenne la température de l’air. Tant que le miroir est plus chaud, des courants d’air tiède montent dans le tube et brouillent l’image. Comptez de 30 min à 1 h pour un miroir de 200 mm, plus pour un Maksutov ; un ventilateur accélère la chose.

Voir aussiTurbulence (seeing), Maksutov-Cassegrain

Le support qui porte l’instrument et permet de le pointer. Elle compte autant que l’optique : à 100×, la moindre vibration est grossie 100 fois. On distingue les montures altazimutales et équatoriales, manuelles ou motorisées.

Voir aussiMonture altazimutale, Monture équatoriale, GoTo, Suivi

Une monture à deux axes, l’un vertical (azimut) et l’autre horizontal (hauteur), comme un trépied photo. Intuitive et sans mise en station, elle demande de bouger les deux axes pour suivre un astre. En photo de longue pose, le champ tourne au fil des minutes.

Voir aussiMonture équatoriale, Dobson, Hauteur, Azimut

Une petite monture équatoriale motorisée, conçue pour un appareil photo et un objectif. Elle suit les étoiles et permet des poses de plusieurs minutes sans filé avec un objectif de 14 à 200 mm. Elle tient dans un sac et demande une mise en station soignée.

Voir aussiMise en station, Suivi, Règle NPF

OutilsMise en station

Une monture dont un axe (l’axe d’ascension droite, ou axe horaire) est parallèle à l’axe de rotation de la Terre. Une fois mise en station, il suffit de tourner ce seul axe pour suivre les étoiles, à la main ou avec un moteur. La version « allemande », avec contrepoids, est la plus répandue.

Voir aussiMise en station, Contrepoids, Suivi, Retournement au méridien

OutilsMise en station

Un nuage de gaz et de poussières dans l’espace. Selon la façon dont il brille ou non, on parle de nébuleuse en émission, par réflexion, obscure ou planétaire. Autrefois, le mot désignait aussi les galaxies, dont on ignorait la nature.

Voir aussiNébuleuse en émission, Nébuleuse par réflexion, Nébuleuse obscure, Nébuleuse planétaire, Rémanent de supernova

OutilsAtlas interactif

Un nuage de gaz illuminé par des étoiles jeunes et chaudes qui le font briller, comme une enseigne au néon. L’hydrogène y émet une lumière rouge que les photos révèlent ; l’œil voit surtout du gris ou du vert pâle. La nébuleuse d’Orion (M42), à environ 1 350 années-lumière, est visible à l’œil nu.

Voir aussiNébuleuse, Filtre nébulaire (UHC, OIII), Nébuleuse par réflexion

OutilsAtlas interactif

Un nuage de poussières assez dense pour masquer les étoiles et le gaz brillant situés derrière lui. On le voit en silhouette, comme la Tête de Cheval dans Orion ou le Sac à Charbon près de la Croix du Sud. Les « fentes » sombres de la Voie lactée en été en sont faites.

Voir aussiNébuleuse, Voie lactée

Un nuage de poussières qui ne brille pas par lui-même mais diffuse la lumière d’étoiles proches. Comme le ciel diffuse la lumière du Soleil, il paraît bleu en photo. Les voiles autour des Pléiades en sont un exemple ; les filtres nébulaires ne les aident pas.

Voir aussiNébuleuse, Nébuleuse en émission, Nébuleuse obscure

La coquille de gaz expulsée par une étoile comme le Soleil en fin de vie, illuminée par le cœur chaud restant. Rien à voir avec les planètes : le nom vient de leur petit disque, qui rappelait celui d’une planète aux premiers observateurs. La nébuleuse de l’Anneau (M57) et Dumbbell (M27) sont des classiques.

Voir aussiNébuleuse, Filtre nébulaire (UHC, OIII), Rémanent de supernova

OutilsAtlas interactif

Le télescope inventé par Isaac Newton en 1668 : un miroir primaire concave au fond du tube et un petit miroir plan incliné à 45° qui renvoie l’image sur le côté, près de l’entrée. Sans lentille, il ne souffre pas d’aberration chromatique et offre beaucoup de diamètre pour sa simplicité. Il demande une collimation régulière.

Voir aussiMiroir primaire, Miroir secondaire, Dobson, Collimation, Coma

OutilsCalculateur Newton, Collimation

Le New General Catalogue, publié par John Dreyer en 1888, recense 7 840 objets du ciel profond ; ses deux suppléments, les Index Catalogues (IC), en ajoutent 5 386. Un objet peut porter plusieurs noms : M31 est aussi NGC 224. Les objets NGC les plus brillants sont à la portée d’un 150 mm.

Voir aussiMessier (catalogue de), Galaxie, Nébuleuse

OutilsAtlas interactif

La part du diamètre masquée par le miroir secondaire, en pourcentage : un secondaire de 50 mm devant un primaire de 200 mm fait 25 %. Elle ne crée pas de trou dans l’image mais retire un peu de contraste aux fins détails planétaires. On vise 20 à 25 % pour un Newton visuel ; un Schmidt-Cassegrain dépasse souvent 30 %.

Voir aussiMiroir secondaire, Tache d’Airy, Schmidt-Cassegrain

OutilsCalculateur Newton

Le passage d’un astre devant un autre qui le cache complètement, le plus souvent la Lune devant une étoile ou une planète. Une étoile disparaît d’un coup derrière le bord de la Lune, faute d’atmosphère. Chronométrer ces instants avec précision est une contribution utile des amateurs.

Voir aussiTransit, Conjonction, Phases de la Lune

OutilsLa Lune ce soir

La petite loupe interchangeable où l’on place l’œil ; c’est elle qui fixe le grossissement. Sa focale est gravée dessus : plus elle est courte, plus on grossit. Les coulants standard mesurent 31,75 mm et 50,8 mm de diamètre.

Voir aussiGrossissement, Champ apparent, Plössl, Oculaire grand champ, Dégagement oculaire

OutilsOculaires

Un oculaire au champ apparent de 65° à 100° ou plus, avec davantage de lentilles. À grossissement égal, il montre plus de ciel, ce qui aide à trouver les objets et à suivre une planète sur un Dobson. Il est plus lourd et plus encombrant qu’un Plössl.

Voir aussiChamp apparent, Champ réel, Plössl

OutilsOculaires

Un oculaire à focale variable, par exemple de 24 à 8 mm, qui permet de changer de grossissement sans démonter. Pratique pour trouver le grossissement idéal selon la turbulence du soir. En contrepartie, le champ apparent est étroit aux longues focales (environ 40°).

Voir aussiOculaire, Grossissement, Turbulence (seeing)

OutilsOculaires

Une pose la plus courte possible, obturateur fermé. Elle mesure le niveau de base électronique du capteur, présent dans chaque image même sans lumière. On la soustrait notamment des flats.

Voir aussiPrétraitement (calibration), Dark (noir), Flat (PLU)

Le moment où une planète extérieure (Mars, Jupiter, Saturne…) se trouve à l’opposé du Soleil dans le ciel. Elle se lève au coucher du Soleil, culmine vers minuit, et elle est au plus près de la Terre, donc au plus grand et au plus brillant. Mars n’arrive à l’opposition que tous les 26 mois environ.

Voir aussiConjonction, Planète, Culmination

OutilsQue voir cette nuit ?

Le diamètre utile de l’objectif ou du miroir principal, en millimètres : c’est la caractéristique la plus importante d’un instrument. Plus il est grand, plus l’instrument collecte de lumière et plus il montre de fins détails. Un 200 mm reçoit quatre fois plus de lumière qu’un 100 mm.

Voir aussiPouvoir collecteur, Pouvoir séparateur, Rapport d’ouverture (F/D)

OutilsOculaires, Formules utiles

Un tube qui prolonge l’avant d’une lunette ou d’un Schmidt-Cassegrain, long d’environ 1,5 à 2 fois le diamètre. Il limite le refroidissement de l’optique vers le ciel et retarde la buée. Il coupe aussi la lumière parasite des lampadaires.

Voir aussiBuée, Résistance chauffante

La distance à laquelle une étoile montre une parallaxe d’une seconde d’arc quand la Terre se déplace d’une unité astronomique ; son nom vient de « parallaxe-seconde ». Un parsec vaut 3,26 années-lumière, soit 206 265 unités astronomiques. Les astronomes professionnels l’emploient plus que l’année-lumière.

Voir aussiAnnée-lumière, Unité astronomique (ua), Magnitude absolue, Seconde d’arc

OutilsFormules utiles

Un petit repère, souvent un anneau autocollant, collé au centre exact du miroir primaire d’un Newton. Il sert de cible pour la collimation. Comme il se trouve dans l’ombre du miroir secondaire, il ne change rien à l’image.

Voir aussiCollimation, Miroir primaire, Cheshire (oculaire de collimation)

OutilsCollimation

Les aspects successifs de la Lune selon la part de sa face éclairée que nous voyons : nouvelle Lune, croissant, premier quartier, gibbeuse, pleine Lune, puis dans l’autre sens. Le cycle complet, la lunaison, dure 29,5 jours. Pour observer le relief, préférez les quartiers à la pleine Lune, très plate.

Voir aussiTerminateur, Lumière cendrée, Libration

OutilsLa Lune ce soir, Que voir cette nuit ?

Un corps qui tourne autour du Soleil et brille en renvoyant sa lumière. Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne se voient à l’œil nu ; elles se déplacent lentement parmi les étoiles, près de l’écliptique, et scintillent moins que les étoiles. Uranus (magnitude 5,7) et Neptune (7,8) demandent des jumelles ou un instrument.

Voir aussiOpposition, Conjonction, Élongation, Écliptique

OutilsQue voir cette nuit ?, Oculaires

Un plateau motorisé, glissé sous un Dobson, dont le mouvement imite celui d’une monture équatoriale pendant une heure environ. Le télescope suit alors les objets tout seul, ce qui facilite les forts grossissements et l’observation partagée. Il se remet ensuite à son point de départ.

Voir aussiDobson, Suivi, Monture équatoriale

Un oculaire classique à quatre lentilles, au champ apparent d’environ 50°, net et contrasté. C’est souvent l’oculaire fourni avec les télescopes, et un très bon point de départ. Son dégagement oculaire vaut environ 70 % de sa focale, ce qui le rend inconfortable sous 10 mm.

Voir aussiOculaire, Oculaire grand champ, Dégagement oculaire

OutilsOculaires

Quand la Terre traverse la traînée de poussières laissée par une comète, les météores se multiplient pendant quelques nuits. Les Perséides culminent vers le 12 août, les Géminides vers le 14 décembre, avec jusqu’à 100 à 150 météores par heure dans des conditions idéales. On les observe à l’œil nu, allongé, loin des lumières.

Voir aussiMétéore (étoile filante), Radiant, THZ (taux horaire zénithal), Comète

OutilsQue voir cette nuit ?, La Lune ce soir

Les deux points du ciel autour desquels toutes les étoiles semblent tourner : le prolongement de l’axe de la Terre. Le pôle Nord céleste est tout près de la Polaire ; le pôle Sud n’a pas d’étoile brillante. La hauteur du pôle au-dessus de l’horizon est égale à la latitude du lieu.

Voir aussiÉtoile polaire, Mise en station, Circumpolaire, Précession des équinoxes

OutilsMise en station, Atlas interactif

L’éclairage artificiel qui illumine le ciel nocturne et noie les étoiles faibles, les nébuleuses et la Voie lactée. Un dôme de lumière s’étend des dizaines de kilomètres autour des villes. Elle nuit aussi à la faune et à la santé ; des communes éteignent désormais l’éclairage public au cœur de la nuit.

Voir aussiÉchelle de Bortle, SQM, Filtre nébulaire (UHC, OIII), Magnitude limite

La pièce qui tient l’oculaire et le fait avancer ou reculer pour la mise au point. Les modèles à crémaillère sont robustes ; les Crayford, à friction, sont plus doux et sans jeu. Un bon porte-oculaire avec démultiplication aide beaucoup à fort grossissement et en photo.

Voir aussiOculaire, Newton (télescope de)

La quantité de lumière qu’un instrument collecte comparée à l’œil ; elle croît comme le carré du diamètre. Face à une pupille de 7 mm, un 200 mm collecte (200 ÷ 7)² ≈ 800 fois plus de lumière. C’est ce qui permet de voir des galaxies invisibles à l’œil nu.

Voir aussiOuverture (diamètre), Magnitude limite

OutilsFormules utiles

La plus petite séparation entre deux étoiles qu’un instrument peut montrer distinctes, en secondes d’arc. Il dépend seulement du diamètre : environ 1,2″ pour un 100 mm et 0,6″ pour un 200 mm. La turbulence empêche souvent de l’atteindre.

Voir aussiLimite de Dawes, Critère de Rayleigh, Tache d’Airy, Étoile double

OutilsFormules utiles

L’axe de la Terre décrit lentement un cône, comme une toupie, en environ 26 000 ans. Les pôles célestes se déplacent donc parmi les étoiles : dans environ 12 000 ans, Véga sera proche du pôle Nord. Les coordonnées des étoiles changent lentement, d’où l’indication d’une époque comme J2000.

Voir aussiÉpoque (J2000), Pôles célestes, Équinoxe

L’étape qui corrige les brutes avec les darks, flats et offsets avant l’empilement. Elle retire les pixels chauds, le vignetage et les ombres de poussières. Bien faite, elle rend le traitement de l’image bien plus facile.

Voir aussiBrute (light), Dark (noir), Flat (PLU), Offset (bias), Empilement

Le petit disque de lumière qui sort de l’oculaire et entre dans l’œil ; son diamètre vaut le diamètre de l’instrument divisé par le grossissement. Un 200 mm à 40× donne une pupille de sortie de 5 mm. De 5 à 7 mm, l’image est la plus lumineuse (nébuleuses) ; vers 0,5 à 1 mm, on est au grossissement maximal utile.

Voir aussiGrossissement, Grossissement minimal (équipupillaire), Dégagement oculaire

OutilsOculaires, Formules utiles

Un système de codeurs sur les axes d’un télescope non motorisé, souvent un Dobson, relié à un boîtier ou un téléphone. L’écran indique dans quelle direction pousser le tube pour atteindre l’objet choisi. On garde la simplicité de la monture manuelle, avec l’aide au pointage.

Voir aussiGoTo, Dobson, Cercles de coordonnées

La barre profilée fixée sous le tube qui s’enclenche dans la selle de la monture. Les deux standards sont le format Vixen (environ 44 mm de large) et le format Losmandy (environ 75 mm), plus rigide pour les gros instruments. Une barre plus longue permet de régler l’équilibre.

Voir aussiMonture, Contrepoids

Le point du ciel d’où semblent jaillir les météores d’un même essaim, par effet de perspective, comme des rails qui convergent au loin. Il donne son nom à l’essaim : le radiant des Perséides est dans Persée. Plus il est haut, plus on voit de météores ; inutile pourtant de le fixer.

Voir aussiPluie d’étoiles filantes (essaim), THZ (taux horaire zénithal)

La focale divisée par le diamètre, notée f/5 ou F/D = 5 : un 200 mm de 1 000 mm de focale est ouvert à f/5. Un instrument « ouvert » (f/4 à f/6) donne un grand champ et des poses photo courtes ; un instrument « fermé » (f/10 à f/15) convient bien aux planètes. Pour l’œil, à grossissement égal, il ne change pas la luminosité de l’image.

Voir aussiOuverture (diamètre), Focale, Coma

OutilsFormules utiles

La force du signal utile (la lumière de l’objet) comparée aux fluctuations aléatoires qui granulent l’image. C’est la mesure de la qualité d’une photo astro. Il augmente comme la racine carrée du temps de pose total : quatre fois plus de poses donnent une image deux fois moins bruitée.

Voir aussiEmpilement, Temps de pose, Dark (noir)

L’inverse d’une Barlow : une lentille qui raccourcit la focale, par exemple ×0,63 sur un Schmidt-Cassegrain qui passe de f/10 à f/6,3. Le champ s’élargit et les poses photo raccourcissent (2,5 fois ici). Beaucoup de réducteurs aplanissent aussi le champ.

Voir aussiBarlow (lentille de), Rapport d’ouverture (F/D), Aplanisseur de champ

OutilsFormules utiles

L’atmosphère courbe la lumière des astres et les fait paraître plus hauts qu’ils ne sont : environ 0,5° sur l’horizon, à peine 1′ à 45° de hauteur. Quand le Soleil semble toucher l’horizon, il est en réalité déjà couché. La navigation astronomique en tient compte.

Voir aussiHorizon, Masse d’air, Hauteur

OutilsPoint astronomique

Une ancienne règle simple : pose maximale (s) = 500 ÷ focale équivalente plein format (mm), soit environ 21 s à 24 mm. Établie à l’époque du film, elle laisse des étoiles légèrement allongées avec les capteurs modernes très résolus. On lui préfère la règle NPF.

Voir aussiRègle NPF, Filé d’étoiles

Une formule de Frédéric Michaud (Société astronomique de France) qui donne la pose maximale sans filé d’étoiles sur pied fixe : t (s) = (35 × N + 30 × p) ÷ f, avec N l’ouverture (f/), p la taille des pixels en µm et f la focale en mm. À f/2,8, avec des pixels de 4 µm et 24 mm de focale, on trouve environ 9 s. Elle est plus fiable que l’ancienne règle des 500 avec les capteurs actuels.

Voir aussiRègle des 500, Filé d’étoiles, Temps de pose, Monture de voyage (star tracker)

OutilsFormules utiles

Les débris en expansion d’une étoile massive qui a explosé. La nébuleuse du Crabe (M1) est le reste de la supernova observée en 1054 ; les Dentelles du Cygne sont bien plus anciennes et très étendues. Un filtre OIII aide beaucoup à voir ces dernières.

Voir aussiSupernova, Nébuleuse, Filtre nébulaire (UHC, OIII)

Un miroir ou un prisme à 90° placé entre une lunette (ou un Schmidt-Cassegrain) et l’oculaire, pour observer près du zénith sans se tordre le cou. L’image est alors redressée mais inversée gauche-droite, comme dans un miroir. Il faut en tenir compte en lisant une carte.

Voir aussiLunette astronomique, Schmidt-Cassegrain, Oculaire

Une bande chauffante enroulée autour d’une optique et alimentée en 12 V, qui la garde quelques degrés au-dessus du point de rosée. Indispensable pour une nuit entière par temps humide, surtout en photo. On la règle au minimum utile pour ne pas créer de turbulence.

Voir aussiBuée, Pare-buée

Un logiciel reconnaît les motifs d’étoiles d’une photo et en déduit en quelques secondes les coordonnées exactes du centre, l’orientation et l’échelle. La monture peut ainsi corriger son pointage, ou l’on peut vérifier sa mise en station. ASTAP et astrometry.net en sont des exemples.

Voir aussiGoTo, Mise en station, Échantillonnage

OutilsMise en station

Sur une monture équatoriale allemande, le tube risque de heurter le pied quand l’objet passe le méridien. La monture fait alors pivoter le tube de l’autre côté pour continuer le suivi. En photo, l’image tourne de 180° et il faut recadrer l’objet.

Voir aussiMéridien, Monture équatoriale, Culmination

Les quatre grandes lunes de Jupiter, Io, Europe, Ganymède et Callisto, découvertes par Galilée en 1610. De petites jumelles bien tenues les montrent comme des points alignés de part et d’autre de la planète. Leur ballet change d’heure en heure : éclipses, passages devant le disque, ombres.

Voir aussiPlanète, Transit, Occultation

OutilsQue voir cette nuit ?, Oculaires

Un télescope compact fermé par une fine lame correctrice, avec un primaire sphérique et un secondaire convexe, généralement à f/10. Polyvalent et transportable, il est souvent vendu sur monture GoTo. La mise au point se fait en déplaçant le miroir primaire, ce qui peut faire bouger légèrement l’image.

Voir aussiMaksutov-Cassegrain, Réducteur de focale, Buée, Obstruction centrale

Un soixantième de minute d’arc, soit 1/3 600 de degré, noté ″ : c’est la taille apparente d’une pièce de 2 € vue à environ 5 km. Jupiter mesure de 30 à 50″, Mars au plus 25″. La turbulence en France étale souvent les étoiles sur 2 à 3″.

Voir aussiMinute d’arc, Pouvoir séparateur, Turbulence (seeing), Échantillonnage

OutilsFormules utiles

L’unité de l’échantillonnage. Trop grande (sous-échantillonnage), les étoiles deviennent carrées et les détails se perdent ; trop petite (suréchantillonnage), la lumière est diluée sur trop de pixels et le bruit augmente. En planétaire, on vise un rapport F/D d’environ cinq fois la taille des pixels en µm.

Voir aussiÉchantillonnage, Imagerie rapide (lucky imaging), Barlow (lentille de)

OutilsFormules utiles

L’instant où le Soleil atteint sa plus grande déclinaison, +23,4° vers le 21 juin et −23,4° vers le 21 décembre. Dans l’hémisphère Nord, juin apporte le plus long jour et décembre la plus longue nuit. Autour du solstice d’été, en France, la nuit noire est courte ou absente.

Voir aussiÉquinoxe, Écliptique, Crépuscule

Une sphère imaginaire, centrée sur l’observateur, sur laquelle on projette tous les astres comme s’ils étaient à la même distance. Elle semble tourner autour de nous en un jour sidéral. C’est le cadre de toutes les coordonnées célestes et des cartes du ciel.

Voir aussiÉquateur céleste, Pôles célestes, Ascension droite, Déclinaison

OutilsAtlas interactif

Le Sky Quality Meter, un petit appareil qui mesure la luminosité du fond du ciel en magnitudes par seconde d’arc carrée. Plus le chiffre est grand, plus le ciel est noir : environ 21,7 à 22 sous un ciel parfait, 19 en banlieue, 17 ou moins en ville. Il permet de comparer objectivement des sites.

Voir aussiÉchelle de Bortle, Brillance de surface, Pollution lumineuse

Le mouvement qui compense la rotation de la Terre pour garder un objet dans le champ. À la vitesse sidérale, la monture fait un tour en 23 h 56 min, soit environ 15″ d’arc par seconde. À 200×, avec un oculaire de 50°, une étoile proche de l’équateur céleste traverse le champ en une minute environ.

Voir aussiTemps sidéral, Monture équatoriale, GoTo, Plateforme équatoriale

L’explosion d’une étoile, qui peut briller pendant quelques semaines autant qu’une galaxie entière. Plusieurs sont découvertes chaque année dans des galaxies lointaines, parfois par des amateurs, à la magnitude 12 à 16. La dernière observée dans notre Galaxie date de 1604.

Voir aussiRémanent de supernova, Étoile variable, Galaxie

Même parfaite, une optique ne fait pas d’une étoile un point mais une petite tache entourée d’anneaux, à cause de la diffraction. Son rayon angulaire vaut 1,22 λ/D : plus le diamètre est grand, plus la tache est petite. Environ 84 % de la lumière tombe dans la tache centrale.

Voir aussiPouvoir séparateur, Critère de Rayleigh, Test sur étoile (star-test), Obstruction centrale

OutilsFormules utiles

Une zone sombre de la surface du Soleil, plus froide (environ 4 000 °C contre 5 500 °C) à cause d’un intense champ magnétique. Certaines sont plus grandes que la Terre. Leur nombre suit un cycle d’environ 11 ans ; on les observe uniquement avec un filtre solaire adapté.

Voir aussiFiltre solaire, Transit

En français, un télescope est un instrument à miroirs ; celui à lentilles s’appelle une lunette. En anglais, « telescope » désigne les deux, et l’on précise « reflector » (miroirs) ou « refractor » (lentilles). Les grandes familles sont le Newton, le Schmidt-Cassegrain et le Maksutov-Cassegrain.

Voir aussiNewton (télescope de), Lunette astronomique, Schmidt-Cassegrain, Maksutov-Cassegrain

Un viseur sans grossissement qui projette trois cercles rouges de 0,5°, 2° et 4° sur le ciel. Les cercles servent d’échelle pour cheminer depuis une étoile brillante. Beaucoup d’atlas de cartes célestes impriment ces cercles pour faciliter le repérage.

Voir aussiViseur point rouge, Chercheur, Cheminement (star hopping)

OutilsAtlas interactif

La durée pendant laquelle le capteur collecte la lumière pour une image. En ciel profond, on fait de nombreuses poses de 30 s à quelques minutes, puis on les empile ; en planétaire, des poses de quelques millisecondes figent la turbulence. Sans suivi, la pose est limitée par la règle NPF.

Voir aussiEmpilement, Règle NPF, Gain (ISO), Rapport signal sur bruit

L’heure des étoiles : le temps sidéral local est l’ascension droite qui passe au méridien. Un jour sidéral dure 23 h 56 min 4 s, soit environ 4 minutes de moins qu’un jour solaire. C’est pourquoi les étoiles se lèvent 4 minutes plus tôt chaque soir, soit 2 heures par mois.

Voir aussiAngle horaire, Méridien, Suivi, Ascension droite

OutilsPoint astronomique, Mise en station

L’heure du méridien de Greenwich, utilisée par les astronomes du monde entier pour dater les événements. En France, l’heure légale vaut UT + 1 h en hiver et UT + 2 h en été. Notez toujours l’heure UT dans un carnet d’observation.

Voir aussiTemps sidéral, Carnet d’observation

La ligne qui sépare le jour de la nuit sur la Lune (ou une planète). Le Soleil y est rasant et les ombres longues : cratères et montagnes ressortent en relief. C’est toujours là qu’il faut regarder au télescope, et il se déplace d’une soirée à l’autre.

Voir aussiPhases de la Lune, Libration

OutilsLa Lune ce soir

On pointe une étoile moyennement brillante à fort grossissement et on la défocalise légèrement de part et d’autre de la mise au point. Avec une bonne optique bien collimatée, on voit des anneaux concentriques identiques des deux côtés. C’est le juge final de la collimation et de la qualité optique.

Voir aussiCollimation, Tache d’Airy, Turbulence (seeing), Astigmatisme

OutilsCollimation

Le nombre de météores qu’un observateur verrait en une heure sous un ciel parfait (magnitude limite 6,5), radiant au zénith. C’est un maximum théorique : en pratique, on en voit souvent deux à trois fois moins. Pour les Perséides, il approche 100.

Voir aussiPluie d’étoiles filantes (essaim), Radiant, Magnitude limite

Le passage d’un petit astre devant un plus grand, sans le cacher : Mercure devant le Soleil (prochain le 13 novembre 2032), une lune de Jupiter devant la planète, ou l’ISS devant le Soleil ou la Lune. On dit aussi « passage ». Pour le Soleil, un filtre solaire est indispensable.

Voir aussiOccultation, Satellites galiléens, ISS (Station spatiale internationale), Filtre solaire

OutilsPassages de l’ISS

La clarté de l’air : absence de brume, d’humidité, de poussières et de voiles nuageux. Une bonne transparence montre des étoiles faibles et des nébuleuses contrastées. Elle ne va pas toujours avec une bonne turbulence : les nuits brumeuses et calmes sont souvent excellentes pour les planètes.

Voir aussiTurbulence (seeing), Magnitude limite, Pollution lumineuse

L’agitation de l’atmosphère qui fait danser et bouillonner les images ; c’est elle qui fait scintiller les étoiles. On la mesure en secondes d’arc (taille d’une étoile en photo) ou sur des échelles de 1 à 10 (Pickering) ou de I à V (Antoniadi). Elle limite les forts grossissements bien plus souvent que l’instrument.

Voir aussiTransparence, Grossissement maximal utile, Mise en température, Imagerie rapide (lucky imaging)

La distance moyenne entre la Terre et le Soleil, fixée à 149 597 870,7 km, soit environ 150 millions de kilomètres. La lumière la parcourt en 8 min 20 s. Jupiter est à environ 5,2 ua du Soleil, Neptune à 30 ua.

Voir aussiAnnée-lumière, Parsec

OutilsFormules utiles

Un viseur sans grossissement qui projette un petit point rouge sur le ciel à travers une vitre. On pose le point sur l’étoile visée, les deux yeux ouverts. Simple et intuitif, il convient bien aux débutants, à condition de garder une pile de rechange.

Voir aussiChercheur, Telrad

Une petite lunette logée dans l’axe horaire d’une monture équatoriale, avec un réticule. La Polaire étant à environ 0,65° du pôle, on la place à un endroit précis du réticule, qui dépend de l’heure. Une application ou un calculateur indique cette position.

Voir aussiMise en station, Étoile polaire, Angle horaire

OutilsMise en station

Regarder légèrement à côté d’un objet faible plutôt que droit dessus. Le centre de la rétine est pauvre en bâtonnets, les cellules sensibles à la faible lumière ; en décalant le regard d’une dizaine de degrés, l’objet apparaît mieux. Le gain atteint environ une magnitude.

Voir aussiAdaptation à l’obscurité, Magnitude limite

Notre galaxie, un disque d’environ 100 000 années-lumière contenant plus de 100 milliards d’étoiles ; le Soleil se trouve à mi-chemin du bord. Vu de l’intérieur, ce disque forme la bande laiteuse qui traverse le ciel des nuits noires. Elle est la plus brillante l’été, vers le Sagittaire, où se trouve le centre galactique.

Voir aussiGalaxie, Pollution lumineuse, Nébuleuse obscure

OutilsAtlas interactif

Le point du ciel situé exactement au-dessus de la tête, à 90° de hauteur. C’est là que l’on traverse le moins d’atmosphère, donc que les images sont les plus fines et les plus lumineuses. Son opposé, sous les pieds, est le nadir.

Voir aussiHauteur, Méridien, Masse d’air

OutilsPoint astronomique

La bande de ciel le long de l’écliptique où se déplacent le Soleil, la Lune et les planètes. L’écliptique traverse en fait 13 constellations, dont Ophiuchus. Les « signes » de l’astrologie ne correspondent plus aux constellations, décalées par la précession : l’astrologie n’a rien de scientifique.

Voir aussiÉcliptique, Constellation, Précession des équinoxes