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La monture équatoriale (III)

Il suffit d'avoir passé quelques secondes à l'oculaire d'un instrument dit azimutal, monté sur un trépied, pour se rendre compte du mouvement sidéral qui entraîne toute la voûte céleste dans le sens opposé à la rotation de la Terre, entraînant tous les astres de l'est vers l'ouest. Avec un rattrapage manuel du filé dans les deux directions, il parut tout à fait évident qu'une poursuite stellaire dans ces conditions serait précaire et fastidieuse. Les astronomes ont alors imaginé un système ingénieux pour neutraliser cet effet de filé : la monture équatoriale.

Au cours de la nuit, en l'espace d'une demi-heure chacun a dû remarquer que tout le ciel semble tourner autour de l'étoile Polaire, ou plus précisément de nos jours à 45' d'arc de sa position (cf. cette photo). Oui, apparemment “les étoiles bougent !”...[6] Avec un peu d'attention on découvre que toute la voûte céleste semble tourner autour d'un axe qui est dans le prolongement de l'axe de rotation de la Terre. En fonction de la latitude, cet axe sera plus ou plus incliné et même horizontal à l'équateur, où les étoiles s'élèvent perpendiculairement au-dessus de l’horizon est et où le dernier croissant de Lune prend la forme d'une barque.

A voir : Images de la rotation de la voûte céleste (APOD)

Un appareil photo ou un instrument d'astronomie fixé sur un simple trépied ou une monture azimutale ne permet pas de suivre aisément le mouvement des étoiles induit par la rotation de la Terre sur son axe. Comme on le voit ci-dessus, lors des expositions prolongées les astres tracent des arcs de cercle sur la voûte céleste centrés sur le pôle céleste, ce qu'on appelle un filé. Si la photo peut être très esthétique, pour résoudre ce problème et suivre les astres, il faut utiliser une monture équatoriale dont l'axe d’élévation est incliné jusqu’à la latitude du lieu (voir plus bas). A gauche, la coupole de l'Observatoire Anglo-Australien (AAO). A centre, filé de l'éclipse de Lune du 23 mars 1978 à travers la constellation de la Vierge. On distingue très bien les déplacements circumpolaires opposés dans les deux hémisphères. Photographie réalisée par Akira Fujii au moyen d'un objectif fish-eye de 16 mm. Exposotion de 30 minutes sur film inversible Fujichrome R-100.A droite, la parabole SEST de 15 m de l'ESO mais qui n'est plus utilisée depuis 2003. Documents David Malin/AAO, Akira Fujii et Yuri Beletsky.

L'idée ingénieuse découverte au XIXe siècle consista à incliner l'axe d'élévation de la monture du télescope jusqu'à la latitude du lieu et dans la direction précise du pôle céleste situé dans l'hémisphère Nord tout près de l'étoile polaire; c'est ce qu'on appelle la mise en station (voir la vidéo plus bas). Dans cette position, l'instrument est orienté parallèlement à l'axe de rotation de la Terre, autour duquel semble tourner tout le ciel. On dit qu'il est "monté en équatorial" ou fixé sur une monture équatoriale. Ainsi incliné, l'axe d'élévation devient l'axe d'ascension droite ou axe horaire et est divisé en 24 heures (graduées de 0 à 23) vers l'est.

L'axe d'azimut, perpendiculaire à celui d'ascension droite, assure le pointage dans l'autre direction. Il porte le nom d'axe de déclinaison et est gradué de 0 à ±90° selon l'hémisphère (positif vers le Nord). Bien sûr ces deux axes sont mobiles, rendant accessible tout point du ciel visible au-dessus de l'horizon. La déclinaison de l'astre - sa hauteur par rapport à l'équateur céleste - restant fixe, il suffira de faire tourner lentement le télescope autour de l'axe d'ascension droite pour suivre l'astre au cours de la nuit. Si l’instrument est parfaitement orienté vers le pôle céleste, la poursuite d’une étoile se fera sans aucun rattrapage en déclinaison.

Le système de coordonnées équatoriales. Pour un lieu donné défini par sa latitude, la position d'un astre sur la voûte céleste se définit par son ascension droite (A.D.) mesurée vers l'est à partir du point vernal γ ou Équinoxe de printemps et sa déclinaison (Décl.) mesurée à partir de l'équateur céleste vers les pôles.

Notons que dans les avis d'alerte émis par les observatoires professionnels, parfois l'ascension droite est exprimée en degrés (cf. l'avis GCN 21916 émis en 2017 concernant l'émission neutrino du blazar TXS 0506+056). Il ne s'agit pas d'une longitude galactique (b) mais bien d'une coordonnée équatoriale d'ascension droite (α ou A.D.) mais qu'il faut convertir en unités horaires sachant que la sphère céleste tourne en apparence de 15°02'28" par heure (par ex. une ascension droite A.D. = 77.43° correspond à 5h 9m 43.2s).

A consulter : Convertisseur d'ascension droite

Par rotation lente, effectuant un tour en 24 heures, la monture équatoriale peut ainsi compenser la rotation de la Terre et maintenir l'objet céleste dans l'oculaire ou sur le détecteur (CCD, antenne-source, etc).

Il existe plusieurs variantes de cette ingénieuse invention dont la monture à berceau, la fourche et le plan équatorial. Ce système est souvent automatisé au moyen de petits moteurs à pas démultipliés fixés sur les roues dentées des axes.

La précision du suivi dépend de la qualité de l'entraînement, en particulier des roues dentées dans le cas des montures traditionnelles et de la précision de la mise en station.

La première monture équatoriale fut mise au point par John von Fraunhofer en 1827 (le même qui découvrit le spectre d'absorption) qui fabriqua à cette occasion une lunette aplanétique de 244 mm ou 9.6" de diamètre et de 4.3 m de focale (f/17.6) destinée à l'Observatoire de Dorpa en Russie (aujourd'hui l'Observatoire de Tartu d'Estonie). L'axe horaire du système équatorial était entraîné par un mécanisme d'horlogerie à poids. Cet instrument permis notamment à Wilhelm Struve d'étudier les étoiles doubles. "L'équatorial de Dorpa" comme il sera nommé servit de référence pendant de nombreuses années aux plus grands instruments du monde.

En 1839, le Tsar Nicholas 1er commanda un nouvel "équatorial" de 38 cm de diamètre pour l'Observatoire de Poulkovo. A cette occasion, c'est la maison "Merz et Malher" en Allemagne, la dernière entreprise de Fraunhofer qui réalisa l'instrument.

Précisons que c'est grâce à une réplique de la lunette de Merz et Malher de 24 cm que Johann Galle découvrit Neptune en 1846 sur base des calculs de Le Verrier.

A voir : Monture équatoriale (mise en station)

A gauche, vue générale d'un télescope Schmidt-Cassegrain Celestron C9.5 de 235 mm f/10 EdgeHD fixé sur une monture équatoriale dite allemande CGEM II GoTo. L'axe d'ascension droite étant équipé d'un moteur, il peut facilement neutraliser l'effet de filé et suivre automatiquement le déplacement apparent des astres. Un second moteur fixé sur l'axe de déclinaison sert à rattraper d'éventuelles dérives de l'entraînement. Au centre, une vue rapprochée d'une monture équatoriale (version manuelle mais qui existe en version motorisée et GoTo). L'axe horaire est posé sur l'axe du trépied et incliné à la latitude du lieu (sur cette photo ~40°N), l'axe de déclinaison est perpendiculaire à l'axe horaire et gradué dans sa partie supérieure. A droite, la monture équatoriale Direct Drive 10Micron GM1000 HPS GoTo, du haut de gamme pour les astronomes amateurs avertis.

Progrès oblige, depuis les années 1990 il existe également des montures équatoriales sans engrenages équipées de moteurs couples constitués d'un stator et d'un rotor et pilotées par des encodeurs absolus de haute précision; il s'agit des montures Direct Drive. Ce système d'entraînement est plus onéreux qu'une monture traditionnelle mais il est beaucoup plus performant et doté de plus de fonctionnalités étant donné que tout est piloté électroniquement.

Paradoxe des progrès technologiques, aujourd'hui les plus grands télescopes du monde ne sont plus "montés en équatoriaux", le système d'axes perpendiculaires étant trop contraignant et le télescope bien souvent en porte-à-faux. La plupart des grands instruments de dernière génération sont azimutaux, la rotation du plan restant symétrique au cours du temps, supprimant le porte-à-faux. L'entraînement asservi électroniquement est réglé par ordinateur.

Quant à la résolution, limitée par le diamètre du collecteur, suite au travaux de l'américain Michelson sur les interféromètres, Labeyrie est parvenu en 1976 à réaliser des interféromètres optiques dont le spectre théorique peut s'étendre de l'ultraviolet à l'infrarouge. La résolution de ces instruments est comparable à celle des radiotélescopes interférométriques intercontinentaux. Dans l'avenir, ces instruments seront placés sur orbite et ne connaîtront plus de limite, ni spectrale, ni en dimensions. On y reviendra

A voir : Big Dipper Clock - Rotating Sky Explorer

  Celestial-Equatorial Demonstrator, UNL

Applets d'astronomie, Université de Nebraska-Lincoln

La photographie et ses limites

Alors que l'oeil n'est sensible qu'à la lumière perçue instantanément[7], le support argentique (plaque photo et films) qu'on utilisait encore jusqu'aux années 1980 peut enregistrer la lumière reçue pendant une longue exposition. Un appareil photographique muni d'une émulsion ordinaire peut détecter des objets très faibles que l'oeil aussi exercé soit-il ne verra jamais, même au moyen d'un télescope et offrira des renseignements inestimables. Mais cette époque durant laquelle on développa l'hypersensibilisation des films et autres "cold camera" est révolue avec la révolution des capteurs numériques.

Grâce aux progrès réalisés en électronique, à la fin des années 1980 les premières caméras CCD puis les APN dans les années 1990 furent proposés au grand public, révolutionnant notamment l'astrophotographie. Ces appareils ne cessent de gagner de nouveaux adeptes, complétés par des webcams HD aux performances étonnantes.

L'astrophotographie amateur

Voici un instrument d'amateur typique : une lunette apochromatique de 130 mm f/6 montée sur une monture équatoriale Astro-Physics 600E. L'instrument haut de gamme est équipé d'un viseur Telrad, d'un raccord photographique, d'un boîtier réflex et d'une caméra CCD de guidage fixée en parallèle sur la lunette-guide. Muni de cet ensemble un amateur averti peut photographier les objets du ciel en haute-résolution, qu'il s'agisse des planètes ou du ciel profond. L'observation du Soleil requiert un filtre supplémentaire. Document Mike Cook.

L'utilisation combinée du télescope et d'un capteur numérique permet d'utiliser ce système optique tel un téléobjectif classique mais avec un pouvoir de résolution et une sensibilité sans comparaison. En effet, un capteur numérique est au moins 20000 fois plus sensible qu'un film argentique et il est possible par empilement d'images d'augmenter le rapport signal/bruit. Cette combinaison optique peut-être relativement sophistiquée et à l'heure d'Internet certains n'hésitent pas à robotiser leur installation et la commander à distance pour analyser l'éclat des étoiles et des galaxies depuis le confort de leur bureau. La résolution est finalement définie par la surface collectrice et la longueur d'onde des récepteurs photosensibles.

Mais l'observation en lumière blanche à ses limites. Nous savons que l'atmosphère diffuse la chaleur, créant l'inévitable turbulence atmosphérique qui dégrade les images. Nous avons vu que cette turbulence peut être gommée en utilisant une optique adaptative qui annule la turbulence atmosphérique en créant une étoile artificielle dont l'éclat sera soustrait de celui de l'objet visé. Cette technique de pointe utilise un faisceau laser et n'est utilisable que dans une atmosphère ionisable. Il va de soi que tous les hauts lieux de l'astronomie d'Hawaii, du Chili ou du Pic-du-Midi utilisent cette technique ainsi que quelques amateurs avertis.

La turbulence crée aussi un écran lumineux appelé la clarté du fond du ciel, dont la magnitude oscille entre +23 et +18 dans un spectre compris entre 300 et 900 nm. S'ajoute la clarté des lueurs nocturnes et parfois les aurores quand ce n'est pas la brume ou les nuages. Ces phénomènes voilent le ciel et limitent la capacité des instruments d'optique. On peut juste réduire ou retarder l'effet de la turbulence en réalisant de multiples expositions courtes ou en augmentant la sensibilité et la résolution des récepteurs, mais on ne peut l'éliminer.

Même placé en orbite, un télescope sera gêné par la poussière interplanétaire (zodiacale) qui diffuse la lumière solaire. Dans le même spectre, la magnitude limite est d'environ +24. En dehors de ces contraintes, grâce aux techniques informatiques d'empilement, de compositages et de traitement d’images, depuis quelques années le Télescope Spatial Hubble nous a permis de découvrir des galaxies de 30e magnitude, situées à plus de 13 milliards d’années-lumière. On y reviendra dans l'article consacré aux galaxies les plus lointaines.

Prochain chapitre

La spectroscopie

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[6] Cette réflexion n’est pas anodine. Pendant qu’il enquêtait sur la vague d’OVNI belge de 1990-91, le physicien Léon Brénig de l’Université Libre de Bruxelles a constaté que la plupart des gens ignoraient que les étoiles bougaient au cours de la nuit. Le responsable de cette désolante découverte est le niveau de l’enseignement que l’on prodigue à nos enfants... où bien souvent les sciences “dures” remplacent les travaux pratiques et les sciences de la nature.

[7] Le pourpre rétinien est sensible au changement de luminosité mais nos cellules sont incapables d'accumuler la lumière.


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