Contacter l'auteur / Contact the author

Recherche dans ce site / Search in this site

 

Nos outils pour sonder l'univers

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.

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

Principe de la monture équatoriale

La monture azimutale - le simple trépied ou la monture à fourche posée sur une table - ne permet pas de suivre aisément le mouvement des étoiles induit par la rotation de la Terre sur son axe. Pour résoudre ce problème il suffit d’incliner l’axe d’élévation jusqu’à la latitude du lieu. De cette façon l’axe polaire (ou d'ascension droite) de l’instrument est placé parallèlement à l’axe de rotation de la Terre autour duquel semble tourner toute la voûte céleste. A droite, un télescope Schmidt-Cassegrain Celestron 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. Documents David Malin/AAO et Celestron.

Au cours de la nuit, en l'espace d'une demi-heure chacun a dû remarquer que tout le ciel semblait tourner autour de l'étoile Polaire. 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 montent perpendiculairement à l’horizon est.

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. Dans cette position, l'instrument est orienté parallèlement à l'axe de rotation de la Terre, autour duquel semble tourner tout le ciel. Il devient l'axe d'ascension droite (ou axe horaire car divisé en 24 heures) tandis que l'axe d'azimut, perpendiculaire à lui, assure le pointage dans l'autre direction. Il porte le nom d'axe de déclinaison et est gradué de 0 à 360°. Bien sûr ces deux axes sont mobiles, rendant accessible tout point du ciel. 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.

Ainsi, par rotation lente, effectuant un tour en 24 heures, la monture équatoriale compensera la rotation de la Terre. 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.

A gauche, dans le système de coordonnées équatoriales, la position d'un astre sur la voûte céleste se définit par son ascension droite (A.D.) et sa déclinaison (Décl.). A droite, 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. Pose de 30 minutes sur film inversible Fujichrome R-100.

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. C'est encore Merz et Malher qui fabriquèrent "l'équatorial" de 28 cm de l'Observatoire de Munich (1835) et celui de l'Observatoire américain de l'Université de Cincinnati (1842).

Les plus grands télescopes du monde ne sont plus "montés en équatoriaux" comme l’on dit, le système d'axes perpendiculaires étant trop contraignant et le télescope bien souvent en porte-à-faux. Aujourd'hui la plupart des grands instruments 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. Ce voile limite la capacité des instruments d'optique. Pour les stations au sol, seule une amélioration de la sensibilité et de la résolution des récepteurs permet de retarder l'apparition de ce voile.

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

Page 1 - 2 - 3 - 4 - 5 - 6 -


[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.


Back to:

HOME

Copyright & FAQ