Introduction à l'observation visuelle du ciel profond


Cette introduction est conduite à la suite des travaux de Roger N. Clark datant du début des années 90, eux-mêmes basés sur les résultats expérimentaux de H. Richard Blackwell réalisés au lendemain de la seconde guerre mondiale pour le compte de l’armée US. Ces travaux sont tout à fait remarquables parce qu’ils sont notamment pionniers en la matière, et mettent en avant certains éléments peu intuitifs.


Le premier de ces éléments est que la surface d’un objet étendu vu au télescope est moins lumineuse que si le dit objet est observé à l’œil nu, quel que soit le diamètre du télescope utilisé. Ce point ne nous est pas inconnu : la luminance apparente d’un objet étendu observé au télescope est au mieux égale à la luminance réelle de l’objet, lorsque le grossissement utilisé donne une pupille de sortie de diamètre égal à celui de la pupille de l’œil. Dans tous les autres cas, la luminance apparente est plus faible que la luminance réelle et d’autant plus faible que le grossissement est élevé. Un raisonnement un peu rapide pourrait alors conduire à penser qu’on ne pourrait pas observer visuellement au télescope d’objet qu’on ne voit pas déjà à l’œil nu, et nous savons bien qu’il n’en est rien.


Le deuxième élément est lui beaucoup moins intuitif. Il peut être avantageux de grossir et parfois beaucoup grossir pour bien observer ou même détecter un objet du ciel profond ! Et là, c’est contradictoire avec les argumentations systématiquement en faveur d’une grande pupille de sortie : si ces argumentations sont valables pour les étoiles qui sont des objets ponctuels, elles ne le sont pas pour les objets étendus tels que galaxies, nébuleuses, etc. Il faut alors bien comprendre qu’il existe pour un objet donné une plage de grossissements qui permettent de détecter l’objet dans son ensemble, ou de visualiser tout ou partie des détails internes à l’objet. La vision humaine est ainsi faite que le seuil de détection d’une source lumineuse dépend de la taille de cette source, et est d’autant plus faible que cette source est étendue : un objet peut devenir détectable parce que l’augmentation de son diamètre apparent, qui croit linéairement avec le grossissement, l’amène dans la zone opérante de l’œil, bien que la luminance de cet objet décroisse avec le carré du grossissement. L’intérêt d’avoir un gros diamètre pour le ciel profond est donc de pouvoir beaucoup grossir tout en conservant une luminosité (luminance) suffisante.


L'hypothèse de base posée par R. Clark est inattaquable, le contraste entre l’objet visé et le fond de ciel reste constant avec le grossissement et il faut exploiter les courbes en considérant un contraste constant. Les critiques que l’on peut lire ici ou là à ce sujet ne sont pas fondées. En revanche, le raisonnement conduisant à la détermination de ce que R. Clark appelle l’OMVA (Optimum Magnified Visual Angle) me parait fallacieux : il n’est pas d’ailleurs clairement explicité, en tout cas je ne le comprends pas, pas plus que les démonstrations proposées par ses concurrents d'ailleurs. Je propose donc ici mon approche personnelle.


Les travaux originaux de H. Richard Blackwell


Au lendemain de la seconde guerre mondiale, H. R. Blackwell a réalisé, sur un groupe d'observateurs, des tests de détection visuelle dans des conditions représentatives des observations nocturnes. Il a présenté à cet échantillon d'observateurs des cibles circulaires de diamètre Ds entre 0,6 et 360 minutes d'arc en faisant varier la luminosité Bs de ces cibles ainsi que celle B0 du fond sur lequel ces cibles étaient projetées.


Paramètres de l'expérience de Blackwell


De ces mesures, il a pu tirer par interpolation un ensemble de courbes donnant le seuil de détection relatif par rapport au fond pour une probabilité de détection de 50% et en déduire les courbes pour une probabilité de détection de 90%. Il faut comprendre cette probabilité comme le pourcentage des détections correctement réalisées sur l'ensemble de la population testée et qu'il peut y avoir des variations considérables d'un individu à l'autre, surtout entre un individu entraîné et un qui ne l'est pas. Ce seuil est exprimé par le contraste C selon la relation suivante :


[1]


Ainsi pour un diamètre donné et une luminosité du fond donnée, toute cible dont la luminance la place au-dessus de la courbe est donc statistiquement détectée.


Seuil de détection pour une probabilité de 50%



Seuil de détection pour une probabilité de 90%


Application de ces travaux à l'astronomie


Dans un premier temps, il faut convertir les footlamberts utilisés par Blackwell en mag/arcsec², unité de mesure qui nous est habituelle et qui sied nettement mieux à la pratique de l'astronomie.


Dans un deuxième temps, il faut relier les paramètres de l'expérience de Blackwell aux paramètres qui nous sont familiers, c'est à dire la magnitude surfacique du fond de ciel SB (Sky Brightness) et la magnitude surfacique de l'objet observé OB (Object Brightness).


Paramètres observationnels astronomiques et expérience de Blackwell


Pour aboutir à l'expression du contraste en fonction des paramètres observationnels usuels :


[2]


Dans un troisième temps, il nous faut adopter le seul mode de projection des mesures qui n' a été choisi ni par Blackwell, ni par Clark : à savoir, tracer la luminance du fond de ciel minimale permettant la détection en fonction du diamètre de l'objet observé, avec en paramètre le contraste exprimé comme l'écart de magnitude surfacique entre l'objet et le fond de ciel.


Une des difficultés de l'exercice, ceci d'ailleurs quel que soit le mode de projection choisi, est que les mesures de Blackwell ne couvrent pas l'étendue des valeurs de fond de ciel et de diamètre d'objet rencontrées en pratique à l'oculaire en observation astronomique. Il aurait fallu que les mesures de Blackwell soient effectuées avec des fonds de scène encore plus sombres et des diamètres de cibles nettement supérieurs : il faut alors se livrer à un exercice d'extrapolation dont l'exactitude n'est pas garantie, mais le but est, ici, de donner des orientations plus que des résultats d'une précision horlogère. Les valeurs extrapolées sont identifiées sur les courbes par un fond gris.


On obtient un réseau de courbes en forme d'arc résultant de la concaténation de la réponse de l'œil en vision photopique et en vision scotopique : tous les observateurs ont naturellement basculé de la vision photopique à la vision scotopique lorsque les niveaux de lumière sont devenus trop faibles. La partie de la réponse en vision scotopique doit être bornée vers les diamètres angulaires supérieurs ne serait-ce que parce que le champ de vision humain est limité : j'ai arbitrairement filtré la réponse en vision scotopique vers les diamètres de cible de 60 degrés.


Projection des mesures



Dans un quatrième temps, il nous faut exploiter ce mode de projection au cas par cas pour chaque objet dont on cherche à savoir s'il peut être ou non détecté à l'oculaire, c'est à dire au moins vu comme une tâche floue sans détails, pour un instrument donné et un fond de ciel donné. Comme l'a souligné R. Clark, pour un objet et un fond de ciel donnés, le contraste entre l'objet et le fond de ciel reste constant quel que soit le grossissement utilisé : plus précisément, les luminosités surfaciques de l'objet et du fond de ciel diminuent toutes les deux de 5 magnitudes lorsque le grossissement est multiplié par 10. La courbe de contraste correspondante définit alors le fond de ciel (vu à l'oculaire) le plus sombre qui autorise la détection de cet objet en fonction du diamètre angulaire sous lequel l'objet en question est vu (à l'oculaire).


Ensuite, la magnitude surfacique apparente du fond de ciel vu à l'oculaire est égale, par définition, à celle du fond de ciel vu à l'œil nu, SB, qualifiée de réelle, lorsque la pupille de sortie de l'instrument est égale à celle de l'œil dans les conditions d'éclairement ainsi définies : ceci correspond au grossissement de l'instrument dit minimal qui est établi arbitrairement par la suite pour une pupille de sortie de 6 mm correspondant à l'œil d'un observateur moyen accoutumé à la vision nocturne. Il reste alors à tracer une droite de référence de pente de 5 magnitudes par décade à partir du point défini par la magnitude surfacique réelle du fond de ciel et du diamètre de l'objet vu au grossissement minimal : cette droite représente le fond de ciel en fonction du diamètre de l'objet tels qu'ils sont vus à l'oculaire pour un instrument donné en faisant augmenter le grossissement à partir du grossissement minimal. L'objet n'est détecté que pour les diamètres apparents pour lesquels la courbe de contraste est au-dessus de la droite de référence (condition de visibilité) :


Utilisation de la projection des mesures pour l'étude de visibilité


OMVA


Quelques cas pratiques


La démarche expliquée précédemment est appliquée sur des objets de faible dimension angulaire comme des petites galaxies et des nébuleuses planétaires. Pour les objets de grande taille, elle ne me paraît pas pertinente et il faudrait plutôt raisonner en termes de détectabilité des détails dans les structures : ceci demanderait un travail nettement plus conséquent a priori.


Les objets sont décrits par leur magnitude surfacique moyenne OB et leur diamètre moyen résultant de la moyenne géométrique de leur plus grande et plus petite dimensions. Autant dire qu'il existe une certaine variabilité de ces caractéristiques selon les sources.


Le fond de ciel est décrit par sa magnitude surfacique moyenne SB et est supposé être extrêmement sombre avec 21,8 mag/arcsec², ce qui d'après mes recherches correspond au ciel nocturne le plus sombre jamais observé. L'utilisation d'un filtre fait gagner par hypothèse une demi magnitude sur le fond de ciel qui passe alors à 22,3 mag/arcsec² pour les présentes simulations sur les galaxies : la réponse d'un filtre généraliste comme l'IDAS LPS-P2 bien adapté à ce type d'objet me laisse penser que cette valeur est réaliste. La visibilité ou la non visibilité de l'objet est déterminée en fonction du seuil de détection à 90%.



Seuil de détection à 90% en fonction du contraste
(exploitation des mesures de Blackwell)


Galaxie IC4277


Il s'agit d'une très petite galaxie dont la magnitude surfacique est moyenne. Les caractéristiques utilisées pour la simulation sont :


Un tel objet n'est manifestement jamais visible avec ou sans filtre dans un T250. Dans un T400, il est probablement difficilement visible sans filtre et relativement facilement avec un filtre : un grossissement légèrement supérieur au grossissement minimum est avec cet instrument favorable à son observation. Il doit rester visible dans un T600 jusqu'à un grossissement de 1 D environ et dans un T1000 jusqu'à un grossissement de 1,5 D environ.


IC4277 - Simulation sans filtre

IC4277 - Simulation avec filtre


Galaxie IC10


Il s'agit d'une petite galaxie dont la magnitude surfacique est faible. Les caractéristiques utilisées pour la simulation sont :


Un tel objet n'est manifestement jamais visible sans filtre ou difficilement, et encore, dans un télescope de grand diamètre comme un T1000, en restant impérativement au grossissement minimum. Avec filtre, il est probablement visible dès un T250, en restant le plus proche possible du grossissement minimum.


IC10 - Simulation sans filtre

IC10 - Simulation avec filtre


Nébuleuse Saturne NGC7009


Il s'agit d'une petite nébuleuse planétaire dont la magnitude surfacique est plutôt élevée. Les caractéristiques utilisées pour la simulation sont :


Un tel objet est manifestement toujours visible dans un télescope, même de petit diamètre. Il reste observable en pratiquant les grossissements de 1 D à 2 D, habituels en observation planétaire. Sa taille relativement importante est une limitation à la pratique des grossissements encore plus élevés, surtout pour un instrument de grand diamètre.


NGC7009 - Simulation sans filtre


Nébuleuse de l'Oeil de Chat NGC6543


Il s'agit d'une très petite nébuleuse planétaire dont la magnitude surfacique est élevée. Les caractéristiques utilisées pour la simulation sont :


Un tel objet est manifestement toujours visible dans un télescope, même de très petit diamètre. Il est plus facilement visible au grossissement minimum mais reste très observable en pratiquant les grossissements de 1 D à 2 D, habituels pour les planètes. Sa petite taille et sa magnitude surfacique importante permettent de pousser jusqu'à des grossissements de 3 D, voire 4 D.


NGC6543 - Simulation sans filtre


Nébuleuse du Scarabée NGC6445


Il s'agit d'une très petite nébuleuse planétaire dont la magnitude surfacique est moyenne. Les caractéristiques utilisées pour la simulation sont :


Un tel objet est manifestement toujours visible dans un télescope, même de petit diamètre. Il est plus facilement visible au grossissement minimum mais reste très observable en pratiquant les grossissements de 1 D à 2 D, habituels pour les planètes. Sa magnitude surfacique est insuffisante pour pousser des grossissements plus importants.


NGC6445 - Simulation sans filtre


Pour conclure


Le premier point à soigner est la noirceur du fond de ciel à l'oculaire : même en dehors de toute pollution lumineuse, il ne faut pas hésiter à user et abuser d'un filtre adapté à l'objet observé. Cela peut rendre l'objet en question visible : certains objets trop peu contrastés par rapport au fond de ciel ne peuvent d'ailleurs être détectés par l'œil quel que soit le diamètre de l'instrument utilisé, la seule solution étant alors d'augmenter ce contraste par un filtre. Le filtre doit notamment atténuer les 2 raies oxygène émises naturellement par l'atmosphère à 557,7 et 630 nm.


Pour observer les nébuleuses planétaires, il ne faut pas hésiter à s'essayer justement à des grossissements qualifiés de planétaires : entre 1 D et 2 D, voire plus. Les petites nébuleuses planétaires brillantes se prêtent particulièrement à des grossissements importants, même sur des instruments de diamètre relativement modeste.


Pour les petites galaxies, il faut utiliser un grossissement proche du grossissement minimum : la plage des grossissements autorisant la détection de ce type d'objet est d'autant plus faible que l'objet et le diamètre de l'instrument sont petits. A noter que les simulations montrent que M31 est probablement encore détectable à l'œil nu sous un ciel aussi médiocre que 18 mag/arcsec² : en tout cas, elle est visible dans la grande couronne de Paris pour laquelle le SQM donne des fonds de ciel légèrement meilleurs.


Le rendement de l'instrument n'a pas été pris en compte pour établir ces grandes orientations. Il pourrait l'être en remontant l'origine de la droite de référence de la fraction de magnitude correspondant aux pertes de transmission.


Ces conclusions n'ont rien de révolutionnaire par rapport à la pratique des observateurs avertis : mais comprendre n'est-il pas toujours mieux que constater ? Pour aller plus loin, comme quantifier l'influence de la qualité optique, il faudrait utiliser des modèles paramétriques de la vision et se lancer dans un travail nettement plus conséquent se chiffrant à quelques centaines d'heures.


le 14 janvier 2012

Clarifications sur l'OMVA le 19 janvier 2012

Correction de la mise en évidence de l'extrapolation des mesures de Blackwell le 2 juin 2015


Bibliographie :

[R1] H. R. Blackwell, Contrast Thresholds of the Human Eye, Journal of the Optical Society of America, Volume 36, Number 11, November 1946

[R2] R. N. Clark, Visual Astronomy of the Deep Sky, ClarkVision.com

[R3] Nils Olof Carlin, Another interpretation of the data from Blackwell

[R4] José Ramón Torres Lapasió, On the Prediction of Visibility for Deep-Sky Objects