D’abord : un réticule à l’endroit
Le cadran n’a de sens que si le réticule est droit, son 0 (ou 12) en haut, à la verticale. Sur les montures équatoriales allemandes, c’est le cas quand l’axe d’ascension droite (AD) est en position de repos : barre des contrepoids tout en bas, tube au-dessus de la monture.
Pour le vérifier une fois pour toutes, de jour : mettez la barre des contrepoids bien verticale (un niveau à bulle posé contre elle aide), visez dans le viseur l’arête verticale d’un bâtiment lointain ou un poteau, et regardez si la ligne 0–6 du réticule lui est parallèle. Sinon, desserrez la bague ou les vis qui tiennent le réticule, tournez-le jusqu’à ce que le 0 soit en haut, et resserrez.
Ensuite, à chaque mise en station, remettez l’axe AD dans cette position avant de regarder : la position donnée ici s’applique alors directement, sans calcul.
Le cadran tient compte de l’image du viseur. Presque tous les viseurs polaires l’inversent : comme une petite lunette astronomique, ils retournent l’image (rotation de 180°). Pour vérifier, visez de jour un objet lointain : si le haut d’un arbre apparaît en bas, l’image est inversée. Sinon, décochez « Mon viseur polaire montre une image inversée ».
Quelle précision faut-il ?
En observation visuelle, une mise en station grossière suffit. À 1 ou 2° près (latitude sur l’échelle, monture tournée vers le nord, Polaire à peu près au centre du viseur), un objet reste dans le champ d’un oculaire à faible grossissement pendant de longues minutes ; on le recentre de temps en temps. Le viseur polaire n’est même pas nécessaire.
En photographie, l’erreur se voit. Une erreur de mise en station E fait dériver les étoiles d’au plus E × 2π × t / 1 436 min pendant une pose de durée t : avec E = 5′, environ 7″ en 5 minutes. Le viseur polaire, bien utilisé, donne quelques minutes d’arc : assez pour un objectif photo, souvent juste pour de longues poses à longue focale. Les astrophotographes visent alors mieux qu’une minute d’arc.
L’atmosphère relève un peu tout ce qui est bas sur l’horizon (environ 1′ à 45° de hauteur) : les méthodes ci-dessous en tiennent compte, le viseur non. C’est négligeable en visuel.
Pour l’imagerie : dérive et résolution astrométrique
La méthode de la dérive (dite de Bigourdan) : on suit une étoile près du méridien et de l’équateur céleste avec un oculaire réticulé ou une caméra, et on corrige l’azimut d’après sa dérive en déclinaison ; puis on recommence avec une étoile basse à l’est ou à l’ouest pour corriger la hauteur. C’est lent, mais précis, et il n’est pas nécessaire de voir le pôle.
La résolution astrométrique (plate solving) : un logiciel d’acquisition reconnaît les étoiles sur deux ou trois images prises en tournant l’axe AD, calcule où pointe l’axe et indique dans quel sens tourner les vis. Des logiciels libres le font, par exemple N.I.N.A., Ekos (KStars) ou l’outil de dérive de PHD2.
Hémisphère Sud : σ Octantis
Au sud, aucune étoile brillante ne marque le pôle. La plus proche, σ Octantis, à environ 1° du pôle, n’est que de magnitude 5,4 : visible à l’œil nu seulement sous un ciel bien noir, et à peine dans un petit viseur polaire. Cette page donne sa position sur le cadran de la même façon ; elle tourne dans le sens des aiguilles d’une montre.
Beaucoup de réticules dessinent pour cela le « trapèze de l’Octant » : σ, χ, τ et υ Octantis, quatre étoiles de magnitude 5 à 6 autour du pôle. On tourne l’axe AD pour orienter le dessin comme le trapèze du ciel, puis on règle l’azimut et la hauteur jusqu’à ce que chaque étoile tombe dans son petit cercle.
Positions des étoiles : catalogue Hipparcos (ESA, nouvelle réduction de F. van Leeuwen, 2007), avec mouvement propre. Précession, nutation et temps sidéral : bibliothèque libre Astronomy Engine (Don Cross). Recherche de lieux : Nominatim d’OpenStreetMap.