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L'équipement pour observer l'Univers



Pour le budget d'un voyage de 2 ou 3 semaines sur un autre continent, il est possible de s'équiper pour acquérir des images d'objets du ciel. J'ai commencé par mettre en oeuvre l'équipement le plus précieux qui est une caméra qui doit être la plus sensible possible à la lumière sur une lunette et une petite monture motorisée.



Présentation de la caméra d'acquisition en essai sur la cible la plus évidente ( La Lune ) derrière ma première lunette de 80mm de diamètre sur une petite monture motorisé 1 axe , une mini EQ pouvant supporter jusqu'à 3 Kg de charge utile



La caméra Atik Infinity est reliée vers l'ordinateur par un câble USB pour son pilotage et effectuer les transferts d'images.
Un autre câble est dédié à son alimentation électrique en 12V
Le logiciel permet de visualiser en temps réel ce que l'oeil électronique voit ...



Après une année essayée sur une petite configuration matérielle , voici la caméra installée au foyer d'un télescope Newton de diamètre de 150mm ( adapté pour les objets faiblement lumineux ) et entrainée sur une monture équatoriale Celestron AVX ( pouvant supporter cette fois jusqu'à 13 KG de charge )



En 2001, j'ai acheté une lunette originale, qui m'a séduit par sa forme compacte pour l'emmener en voyage. Je l'ai utilisée pour réaliser des photographies d'éclipses du Soleil. C'est une lunette achromatique de 80mm de diamètre, avec 480mm de focale, la "shuttle Scope 80" de chez Perl, qui est légère et qui a un tube qui se déploie, permettant 3 configurations différentes : en lunette astronomique , en longue-vue et en téléobjectif. On peut la fixer sur une simple monture photo. Elle ressemble un peu à un thermos !


J'ai pratiqué l'astronomie activement en Club, j'y animais une formation pratique pour les adhérents débutants. En 2010, ma passion pour les étoiles a brusquement chutée. En 2016,je me suis de nouveau intéressé aux astres suite à des vacances passées en Provence où le ciel étoilé était envoutant.
Dans un nouvel appartement acquis à Lyon, une terrasse se trouve bien située pour faire office d'un "observatoire temporaire ou éphémère" :
- Il est situé en hauteur juste au dessus des lampadaires de la rue : il n'y a pas d'éclairage direct.
- Il est orienté à l'opposé du centre ville : il y a moins de pollution lumineuse.
- Il est à ciel ouvert sous au moins un cinquième de la voute céleste : on voit le zénith
- L'étoile polaire y est visible : c'est nécessaire pour mettre en station la monture équatoriale

J'ai jaugé dans un premier temps la relative qualité du ciel avec la lunette en visuel. les nébuleuses les plus brillantes sont observables.
Le ciel profond pourrait-il être plus accessible avec l'aide d'une caméra numérique ?
J'ai toujours entendu dire qu'il était impensable d'observer en ville le ciel profond ( des objets astronomiques lointains et faiblement lumineux ) et qu'au mieux, il n 'y avait que la Lune et les planètes qui pouvaient être observées !
N'ayant pas de vue dégagée vers le Sud et donc l'écliptique ( plan de la trajectoire de la Terre tournant autour du Soleil; de ce fait avec quelques différences d'inclinaisons, toutes les planètes sont en mouvement près de cette ligne, qui traverse en autre les célèbres constellations du Zodiaque ); il était inutile d'investir dans un instrument spécialisé pour le planétaire.




Précisions utiles :

Un instrument optique est caractérisé par :

L' OUVERTURE (D) est le diamètre de la lentille pour une lunette ou du miroir principal pour un télescope. Plus le diamètre est grand et plus l'instrument recueillera de la lumière ( d'où une montée dans le gigantisme des télescopes professionnels qui de 8 à 10 mètres vont bientôt atteindre les 30 mètres de diamètre ! ) C'est cette caractéristique qui définit la puissance de l'instrument.

La FOCALE (F) : elle est déterminée par la forme de la lentille ou du miroir qui dimensionnera également l'instrument ( pour un même diamètre d'optique, l'instrument sera plus long si la focale est plus importante ); si la focale est plus grande : vous obtenez plus de pouvoir grossissant en visuel ou un champ moins important en imagerie. Par exemple, si vous voulez photographier un vaste paysage ou la lune parmi une constellation, il vous faut une faible focale et si vous voulez photographier un animal au plus près vu dans le paysage ou obtenir un gros plan sur un cratère lunaire, il vous faut une focale importante.

Le RAPORT (F/D) : Le rapport de la FOCALE/DIAMETRE est une synthèse définissant la luminosité de l'instrument: Plus le rapport F/D est faible, plus l'observation visuelle pourra être lumineuse, plus le temps de pose en photographie pourra être court.
Plus le rapport F/D est important, plus l'observation pourra être faible, plus le temps de pose devra être important.

Pour observer/photographier des planètes ( qui sont assez brillantes ), il faut une plus grande focale et le F/D peut-être important. L'ennemi principal sera la turbulence atmosphérique qui va troubler, déformer l'objet agrandi.

Pour observer/photographier des objets du ciel profond comme les galaxies ( qui sont peu brillantes ), il faut un plus grand diamètre et le F/D doit être limité. L'ennemi principal sera la luminosité du fond du ciel ( pollution lumineuse ou présence de la pleine Lune ).


Champ avec 420mm de focale
Champ avec 750mm de focale
Champ avec 1500mm de focale



Le rapport F/D de ma lunette est égal à 6 et l'accès au ciel profond est donc possible.

Je me suis lancé dans une étude d'achat d'une caméra CCD performante pour un prix ne s'envolant pas au delà des 1000€ et mon choix s'est arrêté sur une Atik Infinity en capteur Noir et blanc.
Ses avantages :
- Un rendement quantique important du capteur CCD ( environ 60% des photons en moyenne sont convertis en électrons qui formeront une information numérique ) ( le rendement quantique des films argentiques qui permettaient de produire une photographie, du siècle dernier était de 5 % environ ! le progrès est conséquent et il a fini par satisfaire les astronomes amateurs ).
- Un logiciel dédié permet d'additionner automatiquement et en continu, les acquisitions du capteur CCD suivant un petit temps de pose. L'affichage de l'objet imagé apparait de mieux en mieux sur l'écran, certains parlent d'une technique de visuel assisté, je préfère parler d'une observation avec une caméra CCD.

Ses inconvénients :
- Un capteur de taille modeste
- Pas de dispositif de refroidissement pour permettre de poser longtemps ( ce qui limite la pose à deux minutes sinon l'image est très bruitée ) : c'est moins utile sous un ciel pollué.
- Pas de logiciel qui permet de traiter automatiquement et complètement l'image avec des offset, noirs et PLU : on peut toujours rêvé !

En conclusion , c'est une caméra performante qui n'est pas dédiée pour l'astrophotographie.


Vue du capteur CCD Sony ICX825 NB de la caméra Atik Infinity

Les caractéristiques du capteur CCD Sony ICX825 sont une matrice de 1392 x 1040 photosites (pixel) de 6.45 µm x 6.45 µm se qui donne une dimension de capteur de 8.98 mm x 6.71 mm.
La dimension de la matrice CCD en mm est très utile pour calculer le champ attendu avec telle focale de configuration optique.

La formule est A= ( 3438 x d ) / F
A est le champ en minutes d'arc que l'on veut connaitre ( le diamètre de la Lune correspond à environ 30 minutes d'arc environ )
d est la dimension en longueur ou en largeur du capteur en mm et F est la focale optique de l'instrument toujours en mm.

Par exemple : Avec le T150/750 le champ attendu avec le capteur du CCD de l'atik infinity est de 41' sur 31' ( La Lune peut tout juste entrer dans le champ )
Avec une lunette 72/420 le champ attendu est de 73' sur 55'

J'ai monté cette caméra au foyer de la lunette, entrainé par une petite monture équatoriale motorisée en ascension droite, une Mini Eq. L'axe de la monture est orientée grossièrement vers l'étoile polaire de la constellation de la Petite Ourse. les images restent nettes ( sans filé d'étoiles ) jusqu'à 12 secondes. Le logiciel réussi parfaitement à additionner plusieurs dizaines d'images à la suite et le résultat "en live" est correcte.

Centre de l'Amas de la Vierge

On note immédiatement l'inconvénient principal d'une lunette achromatique utilisé pour photographier, en voyant les gros pattés d'étoiles, ce type de lunette ne peut pas focaliser la lumière dans toutes les longueurs d'ondes du visible ( du bleu au rouge ). Les astrophotographes choisissent les lunettes Apochromatiques, plus lourdes et plus onéreuses que les achromatiques, elles sont constituées d'un assemblage de deux à trois lentilles qui permettent de corriger le défaut de chromatisme.

j'ai testé un porte-filtres rangeant des filtres de couleur bleu, vert et rouge pour essayer de créer une image en couleur à partir de 4 acquisitions d'images. un logiciel de traitement d'images permet de rassembler en composition l'image en luminescence ( sans filtre colorisé ), l'image autour de la lumière bleu, celle autour du vert et celle autour du rouge.
Il faut passer en temps d'acquisition quatre fois plus de temps pour réaliser une image colorisée qu'une en noir et blanc.

Pour réaliser des images de nébuleuses, on peut utiliser des filtres spécialisés autour des raies d'hydrogène ( constituant principal des nuages de gaz des nébuleuses ).
A défaut de posséder ces précieux filtres, j'ai utilisé simplement un filtre rouge et j'obtiens une image avec des étoiles plus piquées, sur les "dentelles du Cygne" , voiles de gaz éjecté depuis l'explosion d'une étoile en supernova.

Essai de composition couleur des dentelles du Cygne


J'ai trouvé une solution classique et économique concernant le choix du futur instrument. C'est un télescope de type Newton avec un rapport F/D de 5. J'ai préféré le diamètre de 150mm par rapport au 200mm pour une question de poids et d'encombrement ( A partir d'un diamètre de 200mm, les amateurs préfèrent les télescopes Cassegrain plus compacts ). La monture motorisée 2 axes équatoriale est une Celestron AVX. De nos jours, toutes les montures motorisées sont GOTO, elles peuvent se diriger automatiquement vers la cible enregistrée dans la console. Par contre, si la monture doit être montée/démontée à chaque séance d'observation, il faut activer le système par un mode d'apprentissage à chaque fois en pointant trois étoiles brillantes qui seront validées, il faut donc resté patient avant de se lancer dans l'observation.
J'ai acheté en option une mini lunette de mise en station qui se monte dans l'axe de visée de l'étoile polaire dans le corps central de la monture. Il y a un cercle vitré avec la symbolisation de l'emplacement des constellations de la Grande Ourse et de Cassiopée qui doit être correctement placé en le tournant. Il ne reste plus qu'à régler la latitude et la longitude de la monture en mettant l'étoile polaire au milieu d'un petit cercle.
J'aime pointer, c'est à dire orienter par moi-même le télescope vers la cible recherchée. Pour cela, je valide une "mise en station rapide" qui permet l'entrainement de la monture qui compense la rotation de la Terre. Je peux à loisir desserrer les freins des axes pour emmener rapidement le tube là où je le souhaite... c'est tout simple !
Ou presque, car il faut un peu d'entrainement et de méthodes...
Les fabricants livrent les instruments avec un chercheur tout basique, une toute petite lunette de 30mm de diamètre, l'image est totalement inversée.
J'ai installé à la place un chercheur de 50mm de diamètre avec un renvoi de 45° qui redresse totalement l'image, ce qui permet de voir des étoiles plus faibles et gagner du temps. J'ai ajouté à côté un chercheur pointeur avec point rouge qui permet de pointer le tube directement sur une étoile visible à l'oeil nu .

L'observation se prépare avec l'utilisation d'un logiciel de cartes du ciel avec un catalogue d'étoiles allant jusqu'à la magnitude 16. Il faut choisir sa cible pour qu'elle soit bien placée dans le ciel pour votre site, en fonction de l'heure et de la date. Vous choisissez le champ de la caméra liée à la focale de l'instrument, du chercheur également. Vous créez des cartes de différents champs : une pour l'oeil nu , une pour la recherche avec chercheur et enfin une dernière plus précise avec l'écran de l'ordinateur montrant ce que sort la caméra.


Exemple de préparation d'une recherche de la Galaxie spirale M51 des Chiens de Chasse ( Proche de la Grande Ourse )

Pointer l'étoile n de la Grande Ourse

Partir de l'étoile n, le champ du chercheur peut être entré dans le logiciel, et il s'affiche dans la carte afin d'aider à se repérer par rapport aux groupes d'étoiles

De même, on peut aussi afficher le champ de la caméra CCD ( en entrant les dimensions du capteur et la focale de l'instrument optique ), pour mieux repérer les étoiles faibles vues sur l'écran , ici 41' sur 31' pour un TN 150/750.

La carte du ciel permet d'indiquer beaucoup de faibles étoiles présentes sur l'image


Le logiciel de pilotage et d'acquisition de la caméra Infinity



Copie d'écran de la page de travail du logiciel Infinity d'Atik



La spectroscopie


La spectroscopie est connue historiquement par la décomposition de la lumière blanche par un prisme qui dévoile une palette de couleurs identique à celle d'un arc en ciel ( allant du violet au rouge en passant par le vert ).


Photo de smartphone du spectre du soleil à travers un spectromètre à fente bricolé à l'aide d'un bout de CD en guise de prisme.

Mais la spectroscopie est plutôt l’étude du rayonnement électromagnétique émis, absorbé ou diffusé par les atomes.
Un rayonnement électromagnétique est une onde qui est caractérisée par sa fréquence et sa longueur d’onde:

V(Hertz) = 1/T = C/ʎ
ʎ(mètre) = CxT = C/F
C=300000 km/sec : vitesse de la lumière

Planck et Einstein proposent la théorie des quanta : la lumière est composée de grains d’énergie, les photons. Le photon est une particule qui se propage à la vitesse de la lumière C et possède un quantum d’énergie décrit par la relation fondamentale de Planck :

E = h x v

h est la constante de Planck h = 6,624.10exp-34 J.s

Plus la fréquence est importante (moins la longueur d onde est grande ) et plus le rayonnement est énergétique ( cas des rayons gamma, X et UV ) .
Moins la fréquence est grande (plus la longueur d onde est grande ) et moins la rayonnement est énergétique ( cas des ondes radio )






L'atmosphère terrestre filtre une grande partie des longueurs d'ondes. De l'univers il n'y a principalement que les domaines de la lumière visible et des ondes radio qui sont observables de la surface terrestre. Pour observer les autres domaines du rayonnement comme les UV , les X , les infrarouges ... les astronomes utilisent des télescopes spatiaux pour s'affranchir de notre atmosphère.


Les raies de l'atome de l'hydrogène dans un spectre

Le spectre d'un corps qui absorbe des photons est un spectre d'absorption

Le spectre d'un corps qui émet des photons est un spectre d'émission

Les scientifiques peuvent déterminer la présence de tel élément chimique sur un spectre en calculant la longueur d'onde des raies observées ( en absorption ou en émission )

Pour associer des longueurs d'onde spécifiques à un atome, un diagramme de niveaux d'énergie est nécessaire pour les calculer.
Chaque atome a son propre diagramme de niveaux d'énergie.

Le diagramme d'énergie de l'atome d'hydrogène va nous être utile pour la détection de l'atome qui est le plus présent dans l'univers. L'hydrogène est l'atome le plus simple avec un seul électron autour de son noyau. En spectroscopie basse résolution, c'est lui qui sera le plus souvent identifié.

L'atome d'hydrogène a des niveaux d'énergie qui sont quantifiés et la valeur de chaque niveau vaut :
En = -13,6 ev / n²
n est un nombre quantique, entier
E1=-13,6 ev E2=-3,39 ev E3=-1,51 ev ... ev est l'électron-volt qui est une unité d'énergie trèsutilisé en physique des particules



1)Cas du spectre d'absorption : Si un photon possède exactement la même énergie que celle qui sépare deux niveaux, l'électron peut changer de niveau vers un état d'énergie plus grande. L'atome absorbe le photon et passe dans un état excité.
Par exemple, Si un électron passe du niveau fondamental E1 ( état stable de l'atome ) au niveau d'énergie E2, le photon absorbé a pour énergie :

Delta E = E2 - E1 = -3,4 - (-13,6)=10,2 ev = 10,2 X 1,6.10exp-19 = 1.63.10exp-18 Joules
Il y a eu une transition du niveau 1 à 2

La longueur associée à ce photon est ( de la formule E=h X ( C/ʎ ) ) :

ʎ=(h X C)/E= ( 6,63.10exp-34 X 3.10exp8 ) / 1.63.10exp-18 = 1,22.10exp-7 mètre

> La radiation de longueur d'onde est de 122 nm précisément et elle est située dans le domaine du rayonnement ultra-violet. Les raies de l'hydrogène ont été découvertes pour la première fois par le physicien Theodore Lyman, de Harvard, à partie de 1906. La série dite de Lyman est la série des raies de l'hydrogène correspondant à une transition de niveau > à 1.


2) Cas du spectre d'émission : Si un électron change de niveau vers un niveau d'énergie plus petite, il émet un photon, dont l'énergie est exactement la différence entre les énergies dans deux niveaux. L'atome émet le photon, l'électron se désexcite.
Par exemple , si un électron retombe du niveau E3 à E2 (transition de niveau 3 à 2) , le photon émis a pour énergie :

Delta E = E2 - E3 = -3,4 - (-1,51)= - 1.89 ev = - 1,89 X 1,6.10exp-19 = 3,024.10exp-19 Joules

ʎ=(h X C)/E= ( 6,63.10exp-34 X 3.10exp8 ) / 3,024.10exp-19 = 6,57.10exp-7 mètre
> La radiation de longueur d'onde est de 656 nm et elle est située dans le domaine visible ( qui donne la couleur rouge au nébuleuse par une grande émission en Halpha )
Johann Balmer a été le premier a identifier ces raies dans le visible. La série dite de Balmer est la série des raies de l'hydrogène correspondant à une transition de niveau > à 2.

La série dite de Paschen est la série des raies de l'hydrogène correspondant à une transition de niveau > à 3. Les raies de Paschen sont situées dans le domaine du rayonnement infra-rouge.




La Spectroscopie basse résolution abordable : Le Star Analyser

J'ai fini par succomber par le virus de la spectroscopie lorsque j'ai découvert qu'il n'était pas obligatoire d'investir dans un équipement complexe de spectromètre à fente.

Il existe un filtre astronomique au coulant de 31,75 mm qui peut se visser sur un adaptateur devant une caméra, qui est nommé le 'Star analyser'.
Avec ce filtre, vous pouvez facilement analyser la lumière d'une étoile en basse résolution car elle est composée d'un réseau de 100 (filtre SA 100 ) ou de 200 lignes/mm (SA 200).



Vue du filtre Star Analyser 100



Extrait d'une image de 5 minutes de la nébuleuse planétaire M57 dans la Lyre, obtenue avec la caméra Atik Infinity et le filtre Star Analyser placé devant, au T150/750.

On voit sur cette image des étoiles et une nébuleuse planétaire. Le filtre disperse la lumière de toutes les sources lumineuses en les étalant si elles sont continues comme pour les étoiles ( allant du violet vers 350nm au rouge à 750nm ). En ce qui concerne la nébuleuse planétaire, il n'y a que deux raies d'émissions visibles sous la forme de la nébuleuse annulaire, la plus intense est dans le vert identifiée par l'oxygène ionisé 2 fois ( O III en notation spectroscopique ) vers 500 nm; la deuxième raie est dans le rouge, identifiée autour de l'azote une fois ionisé NII avant une raie d'émission particulière de l'hydrogène l'H alpha à 656 nm. Pour pouvoir identifier les raies, il faut pouvoir mesurer les longueurs d'ondes depuis l'astre. Il faut avoir une échelle ou une longueur étalon. Une raie d'absorption est repérable sur un spectre d'étoile assez brillante, il s'agit de l'oxygène présent dans l'atmosphère terrestre qui absorbe / masque une petite partie du spectre de l'étoile autour de 760 nm; nous tenons donc un étalon de longueur d'ondes qui permet de mesurer des raies dans cette image.

Il y a une méthode pour obtenir plus de résolution sur un spectre, il faut utiliser un Star Analyser 200 plutôt que d'un SA 100 (car le réseau gravé sur le verre du filtre est deux fois plus fin ) et éloigner le filtre le plus loin possible du capteur de la caméra dans la mesure que le spectre ne sorte pas du champ. Mais comme pour le grossissement en photographie, plus le spectre est étendu et plus la lumière est faible. A l'inverse, si on cherche à obtenir le spectre d'un objet faible, il faut utiliser un SA 100 et le placer le près du capteur.



En spectroscopie, les avantages du star Analyser sont
:


- Solution la moins onéreuse et la plus simple pour faire et découvrir le monde de la spectroscopie.
- Possibilité de réaliser des spectres de tous types d'étoiles jusqu'à la magnitude 15 ( identifier quelques raies de certains quasars est possible et permet de calculer le décalage spectral ( voir en colonne : Les Quasars - jalons de l'Univers en expansion )

Les inconvénients du star Analyser sont :

- Résolution basse : limitation pour identifier bon nombre d'éléments chimiques.
- Les spectres peuvent chevaucher des étoiles ou d'autres spectres ( pollution )
- Impossibilité de faire des spectres de sources étendues comme des galaxies : il faut un spectroscope à fente.





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Observer l'Univers - La Pratique - L'observation (Sciences - Astronomie)    -    Auteur : Frédéric - France


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dernière mise à jour : 2024-05-02

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