Bruno-

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  1. Je dirais plutôt : si l'appareil n'a pas été démonté. Car il me semble que la « carte » du vignettage dépend de l'orientation de l'appareil par rapport à l'optique.
  2. magnitude limite des instruments

    Et je suis entièrement d'accord ! Puisque l'étoile faible conserve sa luminosité et que le fond du ciel s'assombrit, elle peut alors émerger et devenir visible, alors qu'elle était invisible à faible grossissement. C'est pour ça que la magnitude des plus faibles étoiles vues à (assez) fort grossissement est supérieure à la magnitude des plus faibles étoiles vues à faible grossissement, comme on le constate sur les amas globulaires.
  3. magnitude limite des instruments

    Le rapport des surfaces objectif/œil est égal au rapport de la quantité de lumière collectée. Si le diamètre est x fois plus grand, la quantité de lumière est x² fois plus grande, et ceci ne dépend pas du grossissement. Mais cette quantité de lumière inclut aussi le fond du ciel. Or pour voir une étoile faible, il faut que celle-ci émerge du fond du ciel, dont la clarté dépend, elle, du grossissement. Exemple : une lunette de 60 mm est 10 fois plus grande que l'œil (6 mm), donc reçoit 100 fois plus de lumière. C'est le cas pour une faible étoile comme pour le fond du ciel. Si le fond du ciel a la même clarté qu'à l'œil nu, donc si on observe à même pupille de sortie, on verra en effet des étoiles 100 fois plus faibles. Mais si le fond du ciel a une clarté inférieure, donc si on observe à un grossissement supérieur au grossissement équipupillaire, on verra des étoiles encore plus faibles puisque leur clarté est fixe tandis que celle du fond du ciel a diminué. (Quand on utilise la formule m - m_œil = 5 log D/6, on fait l'approximation que l'œil nu se comporte comme un instrument de 6 mm dont le grossissement est bloqué à ×1. Un tel instrument atteint la magnitude limite 6 à ce grossissement de ×1, mais il atteindrait une magnitude plus élevée avec un grossissement plus fort. La magnitude 6 qui permet d'obtenir la formule simplifiée est donc une magnitude limite au grossissement ×1, pas une magnitude limite tout court. En quelque sorte, la magnitude limite tout court de l'œil est probablement de l'ordre de 7, sauf qu'on ne peut pas en profiter faute de pouvoir grossir à l'œil nu.)
  4. magnitude limite des instruments

    Attention qu'il y a deux choses : − la formule utilise D1 = 6 mm : c'est l'ouverture de l'instrument 1 (l'œil nu) ; − par ailleurs elle suppose que l'on grossit une fois, donc que l'on utilise une pupille de sortie (= diamètre du faisceau capté) égale au diamètre de la pupille, donc égale à 6 mm. Je parle d'un écart d'au moins 1 magnitude. Sur les points 1) et 2), nous sommes totalement en désaccord et nous avons tous les deux la certitude d'avoir raison. Je persiste à penser que ton erreur est d'appliquer ce que tu appelles la formule de base comme si c'était un postulat et comme s'il s'agissait simplement de remplacer D1 par le diamètre de l'œil.
  5. magnitude limite des instruments

    J'ai un gros doute sur cette valeur de 6,8. Les catalogues de nébuleuse n'indiquent pas de magnitude, et je doute que les professionnels s'amusent à mesurer leurs magnitudes puisque c'est beaucoup trop compliqué et probablement inutile. Lorsque des magnitudes sont données, il s'agit juste des magnitudes des nébuleuses vedettes, et elles sont données à une magnitude près, donc je soupçonne que ce sont des estimations visuelles. Enfin, si 6,8 était la magnitude de quelque chose, ce serait celle de IC 434, plutôt, non ? (En utilisant la même adresse mais avec ngc+2024 à la place de tete+de+cheval, je vois que NGC 2024 est donnée à la magnitude 2. Mouais...)
  6. magnitude limite des instruments

    Il me semble que tu sais d'où vient cette formule. Là, tu en parles comme si c'était un postulat de départ. Du coup, si on postule que cette formule donne la magnitude limite d'un instrument, il est en effet difficile de comprendre pourquoi ce n'est pas le cas sauf en tant qu'ordre de grandeur très approximatif. --------------------------------------------------------------------- Bon, comme on est dimanche et que ces notions sont très intéressantes (illustration de l'intérêt de la théorie pour comprendre la pratique), je vais détailler. 1) Définitions Dans cet texte, j'appelle : − magnitude limite du télescope la magnitude des plus faibles étoiles que ce télescope peut montrer (pour un observateur et un site donnés) ; − magnitude limite du grossissement (du télescope) la magnitude des plus faibles étoiles que ce télescope peut montrer à un grossissement donné (idem). 2) La magnitude limite du télescope (comme du grossissement) dépend du taux de transmission. Par définition de la magnitude : m2 - m1 = -2,5 log (E2 / E1) où E sont les éclats (ou éclairements) correspondant aux magnitudes m. Si on compare un instrument n°1 ayant 100 % de transmission à un instrument n°2 en ayant seulement 80 %, on trouve : m2 - m1 = 0.24 Avec une transmission de 80 %, on perd donc 0,24 magnitude. 3) La magnitude limite du grossissement augmente avec le grossissement. Tout le monde l'a constaté en pratique : pour voir le plus d'étoiles possible dans les amas globulaires, il faut grossir. Ça ne dépend pas de la qualité du ciel : c'est vrai aussi bien en ville qu'en rase campagne. Et cet effet n'est pas négligeable : on gagne au moins 1 magnitude entre le grossissement équipupillaire et le grossissement « optimal » (celui qui permet d'atteindre la magnitude limite de l'instrument). C'est parce que la clarté des objets ponctuels est fixe, tandis que celle des objets étendus diminue avec le grossissement. Ainsi, tant que les étoiles s'apparentent à des objets ponctuels, il suffit d'augmenter le grossissement pour qu'elles émergent du fond du ciel. En théorie, ce phénomène doit s'arrêter lorsqu'on atteint le grossissement résolvant (pas le G.R. théorique, mais le G.R. effectif, lié à l'observateur, au seeing, etc.) puisque, au-delà, les étoiles deviennent des objets étendus. 4) La formule m = 5 log D + 2,1 ne donne pas la magnitude limite de l'instrument Cette formule se base sur celle que j'ai rappelée plus haut en remplaçant le rapport E2/E1 par le rapport (D2/D1)² (l'éclat est proportionnel au carré du diamètre), ce qui donne : m2 = m1 + 5 log (D2 / D1) Cette formule permet de comparer la magnitude limite de deux instruments qui diffèrent uniquement par le diamètre. Dans ces conditions, elle convient pour comparer les magnitudes limites des instruments, mais aussi les magnitudes limites des grossissements si, par ailleurs, les grossissements en question sont équivalents, c'est-à-dire donnent la même pupille de sortie (car alors la clarté du fond du ciel est la même). Lorsqu'on l'utilise pour comparer un instrument avec l'œil nu, on commet une approximation car l'œil diffère d'un télescope par bien des points. Prenons la transmission. L'œil a un certain taux de transmission. Lorsqu'on observe à l'œil nu, la transmission totale est celle de l'œil. Lorsqu'on observe au télescope, elle est celle de l'œil multipliée par celle des optiques. La formule ci-dessus suppose donc que la transmission du télescope est de 100 % : alors les taux de transmission sont identiques dans les deux situations. Mais si le taux des optiques est de 80 %, on va surestimer la magnitude limite d'environ 0,2. L'œil nu ne dispose pas d'une gamme de grossissements. Il pourrait voir des étoiles plus faibles s'il était capable de grossir (en affaiblissant la clarté du fond du ciel) mais il ne peut pas grossir. Si m1 est la magnitude limite de l'œil nu, c'est donc la magnitude limite pour le grossissement ×1. La formule ci-dessus va donc servir à comparer des magnitudes limite du grossissement. m1 sera celle de l'œil nu à ×1, et m2 sera celle du télescope à un grossissement équivalent, c'est-à-dire à même pupille de sortie. La pupille de sortie de l'œil nu à ×1 est bien sûr égale au diamètre de la pupille de l'œil, donc on ne peut appliquer cette formule que pour un télescope utilisé au grossissement équipupillaire. Ainsi, la formule m = 5 log D + 2,1 (obtenue en faisant D1 = 6 mm et m1 = 6) donne la magnitude limite d'un instrument ayant un taux de transmission de 100 % et utilisé au grossissement équipupillaire (ce n'est donc pas la magnitude limite de l'instrument). Mais est-ce que ces effets sont négligeables ? Pour la transmission, on surestime de 0,2 magnitude, c'est peu. Mais l'effet du grossissement ne peut pas être négligé puisqu'il mène à une sous-estimation (cette fois) d'au moins 1 magnitude. Alors que la formule donne 13,5 pour un télescope de 200 mm ( avec une magnitude limite de 6), la pratique montre qu'on est plutôt à 14,5. Elle donne 14,5 pour un 300 mm, je suis plutôt à 15,5. Et ainsi de suite. Lorsqu'on comprend l'influence du grossissement, on comprend ces écarts.
  7. magnitude limite des instruments

    J'ai compris ce que tu avais expliqué et j'ai expliqué tes erreurs. Mais bon, pas grave, tant pis. (Dialogue de sourd.)
  8. magnitude limite des instruments

    Cette formule est justifiée par une simple comparaison des diamètres : si le diamètre est x fois plus grand, on capte x² fois plus de lumière. Donc ça suppose que toutes choses sont égales par ailleurs, en particulier la pupille de sortie (mais aussi le taux de transmission). La pupille de sortie de l'œil nu est égale au diamètre de la pupille, donc cette formule donne la magnitude des plus faibles étoiles vues au grossissement équipupillaire. Ce n'est pas la bonne formule pour connaître la magnitude limite tout court (celle qui n'est pas liée au grossissement). Si le fond du ciel n'est pas parfaitement noir. C'est-à-dire toujours (puisque le fond du ciel n'est jamais parfaitement noir). Non, ils sont dus au fait qu'on utilise un grossissement plus important. Je ne suis donc pas d'accord avec ceci : parce que cette formule donne la magnitude des plus faibles étoiles vues au grossissement équipupillaire, pas la magnitude des plus faibles étoiles tout court (laquelle est atteinte avec un grossissement plus important).
  9. magnitude limite des instruments

    Tu n'as pas lu la suite du message ? J'ai précisé : « La magnitude limite du grossissement, c'est la magnitude de la plus faible étoile vue à ce grossissement. » Qu'est-ce que tu n'as pas compris ? Tu croyais que j'évoquais une notion officielle de l'optique alors que je ne faisais que préciser ce que j'entendais par cette expression ? Car je rappelle que la formule dont on a parlé plusieurs fois ne donne pas la magntude limite (tout court), seulement la magnitude limite au grossissement équipupillaire (dans le sens que j'ai précisé plus haut).
  10. magnitude limite des instruments

    OK, soyons plus précis : « Or grossir permet d'augmenter la magnitude limite stellaire du grossissement... » (La magnitude limite du grossissement, c'est la magnitude de la plus faible étoile vue à ce grossissement.) Et c'est très important de bien comprendre ça. C'est pour ça que la valeur donnée par la formule est valable à très faible grossissement et qu'on peut dépasser cette valeur en augmentant le grossissement. (En théorie c'est le grossissement résolvant qui permet d'atteindre l'optimum puisqu'en grossissant au-delà, les étoiles vont se comporter comme des objets étendus et s'étaler de la même façon que le fond du ciel. En pratique on continue à y gagner un peu, d'autant que le grossissement résolvant pratique est souvent supérieur au théorique.)
  11. magnitude limite des instruments

    J'ai lu rapidement toute la discussion et je vais un peu être redondant. C'est juste pour synthétiser ce qui me semble important. 1) Cette valeur n'est valable que pour les étoiles. C'est la magnitude limite stellaire (« stellaire » sera sous-entendu dans le reste de ce message sauf mention contraire). 2) Si d est le diamètre de la pupille et D est le diamètre du télescope (ou lunette), et si m0 est la magnitude limite à l'œil nu, alors la magnitude limite au télescope est : mlim = m0 + 5 log(D / d) (En pratique on pourra choisir d = 6 mm) C'est cette formule qu'il faut connaître, car comme l'a dit Toutiet, la magnitude limite au télescope dépend de la magnitude limite à l'œil nu (donc de la qualité du ciel de l'observateur). Ce que les constructeurs devraient donner, ce n'est pas mlim, qui dépend de m0, mais la différence de magnitude Δm (qui vaut mlim - m0, c'est-à-dire 5 log(D / d)). Exemple : pour un télescope de 200 mm, on a : Δm = 7½. Ça signifie que le télescope montrera 7½ magnitudes de plus que l'œil nu. En plein Paris, on voit la magnitude 1 à l'œil nu, donc on verra 8½ au télescope. Au fin fond du désert où l'on voit la magnitude 7½ à l'œil nu, on verra la magnitude 15 au télescope. 3) La formule rappelée par Toutiet (parce que c'est celle qu'utilisent les constructeurs) : mlim = 5 log D + 2,1 est un cas particulier obtenu à partir de la précédente en faisant m0 = 6. Elle n'a donc aucun intérêt sauf si on observe dans un site où la magnitude limite à l'œil nu est de 6. 4) La valeur obtenue est valable pour une pupille de sortie de d (par exemple de 6 mm), donc à très faible grossissement. Or grossir permet d'augmenter la magnitude limite stellaire (car la clarté des objets ponctuels est constante, tandis que le fond du ciel, étant un objet étendu, voit sa clarter diminuer avec le grossissements : les faibles étoiles peuvent alors émerger). En pratique, un grossissement optimal (en théorie le grossissement résolvant) permttra de gagner environ 1 magnitude par rapport à la formule. Exemple : au 200 mm, avec m0 = 6, j'atteins environ 14½. Au 300 mm je suis à 15½. Pourtant le Δm vaut respectivement 7½ et 8½ et je ne devrais atteindre que 13½ et 14½. En fait c'est bien le cas à très faible grossissement. 5) TRÈS IMPORTANT : ces valeurs ne peuvent pas être précises car elles dépendent aussi des taux de transmission des optiques (miroirs, oculaires). Ce sont juste des ordres de grandeur. Ça n'a aucun sens de dire 14,38 ou même 14,4. Parler de 14½ suffit.
  12. Un télescope pour le ciel profond?

    Si on suppose que la pupille de l'œil faut 7 mm, un télescope de 150 mm captera 459 fois plus de lumière que l'œil. En effet, (150/7)² = 459.
  13. Quand voir l’Hydre ?

    La durée entre le lever et le coucher dépend uniquement de la déclinaison. Pour un lieu de l'hémisphère nord, une étoile située à 30° de déclinaison restera levée plus longtemps qu'une étoile située à 20° de déclinaison, par exemple. Mais pour savoir si l'étoile sera visible dans la nuit, il faut aussi prendre en compte la durée de la nuit. Comparons l'Aigle et Orion, tous deux situés sur l'équateur céleste, donc au-dessus de l'horizon durant 12 heures. − En décembre, l'Aigle est dans sa « mauvaise période » : il culmine à midi, donc semble n'être visible que le jour. En fait il se lève à 7h (6h TU) et se couche à 19h (18h TU) : c'est suffisant pour le voir en toute fin de nuit et en début de soirée, car les nuits sont longues. − En juin, Orion est dans sa « mauvaise période ». Il se lève à 8h (6h TU) et se couche à 20h (18h TU). Cette fois il est impossible de le voir : à ces horaires il fait jour, les nuits sont trop courtes. Du coup, le bon critère, c'est la distance à l'écliptique. Plus une constellation est haute par rapport à l'écliptique, plus sa période de visibilité (la nuit) est longue. Les constellations qui ont des périodes d'invisibilité dans l'année, comme Orion, sont celles qui sont situées sur l'écliptique ou en-dessous.
  14. Atlas de la Lune GRÜND

    Ce n'est pas le même. L'atlas de la Lune dont on parle montre plus de détails que celui des années 1970.
  15. objets les plus visible ?

    Ah oui, en 60 secondes pose M51 aurait certainement dû apparaître !