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Pourquoi
mettre en station un instrument équatorial?
Les
montures azimutales :
Les montures équatoriales
et leur mise en station :
Conséquences
d'une mauvaise mise en station :
Précision
d'une bonne mise en station
Influence de la réfraction atmosphérique
Quelques méthodes de mise en station
La Méthode
de Bigourdan :
La Méthode
de King :
Niveau à
bulle et cercle de coordonnées :
La croisée
sur la polaire :
La croisée
sur le pôle :
Le viseur polaire
:
Mise
en station avec le viseur polaire :
En conclusion, l'automatisation du mouvement d'une monture azimutale pour réaliser des clichés du ciel exige trois moteurs dont la vitesse doit être ajustée en permanence, ainsi que deux oculaires guides au bord du champ photographié. La lunette guide n'est pas utilisable.
Ainsi un seul moteur et un seul oculaire guide au bord
du champ sont nécessaires. Il est possible d'utiliser une lunette guide.
Ce type de monture a quelques inconvénients tels que porte à faux,
flexions, encombrement, poids... Ils sont supportables pour nos petits instruments.
A l' AMAS nous avons uniquement des instruments équatoriaux transportables,
y compris HERCULE notre télescope de 400mm ouvert à F/D=4,6 qui
est entièrement transportable à l'arrière d'un véhicule
de tourisme.
Pour que la monture équatoriale soit efficace, elle doit être bien conçue (rigide, maniable, ...) et surtout elle doit être bien mise en station. C'est à dire que nous devons ajuster son orientation pour que son axe de rotation soit parallèle à l'axe de rotation de la Terre.
Faisons
travailler notre imagination et considérons un télescope "parfait".
Cet instrument possède un axe horaire rigoureusement perpendiculaire à
l'axe de déclinaison, lui même parfaitement perpendiculaire à
l'axe optique. De plus il possède des cercles de coordonnées parfaits.
Cependant cet appareil est incorrectement mis en station, son axe horaire fait
un angle non nul avec l'axe terrestre.
Observons la FIGURE 1, elle représente le trajet d'une étoile dans son déplacement apparent autour du pôle céleste P, ainsi que le trajet suivi par l'axe optique de notre instrument, lorsqu'on a réglé sa monture sur les coordonnées de cette étoile. Il décrit un cercle centré sur A qui est l'intersection de son axe horaire avec la sphère céleste. La distance angulaire entre P et A est donc l'erreur de mise en station.
Cette figure est une approximation car elle est une
projection plane d'une partie de la sphère céleste. Il faut l'utiliser
avec prudence surtout si l'on s'éloigne du pôle. Ainsi, à
l'équateur les points E1 et T1 sont confondus (de même que E3 et
T3).
Le télescope ne vise jamais exactement l'étoile. Il dérive
autour de la direction de l'étoile. Pour l'observateur, celle-ci semble
tourner autour du centre du champ.
Nous constatons aussi la rotation du champ. En effet lorsque nous observons dans l'instrument, le Nord semble être en direction de A. Dans les positions 2 et 4 c'est effectivement la bonne, mais ailleurs la direction du Nord est différente. En un jour sidéral l'orientation du champ oscille d'un angle r qui est fonction de l'éloignement du pôle. Cet angle est minimum à l'équateur.
La FIGURE
2 montre pour différentes déclinaisons les conséquences
d'une erreur de mise en station de 10 minutes d'arc. Ce sont des dérives
apparentes de la position de l'étoile et de l'orientation du champ. La
dérive en ascension droite est nulle à l'équateur et augmente
à l'approche du pôle. La dérive en déclinaison a
une amplitude constante pour toutes les directions. C'est à l'équateur
que la rotation de champ a sa plus faible valeur. Elle augmente lorsqu'on s'approche
du pôle jusqu'à des valeurs aberrantes.
En poursuivant le raisonnement précédent nous apprenons qu'une précision de mise en station de 1° est suffisante pour une observation visuelle. Dans ce cas, il pourra être utile de recentrer l'image toutes les dix minutes.
Pour utiliser avec profit les cercles gradués, nous souhaitons habituellement une précision de ¼° sur leurs indications. La précision de la mise en station doit donc être meilleure (5' à 10').
Qu'elles soient en ascension droite ou en déclinaison, les dérives ne sont pas fondamentalement nuisibles, car nous pouvons les compenser en corrigeant l'orientation de l'instrument. Par contre, il sera difficile de contrebalancer la rotation du champ autour de l'étoile guide, elle imposera donc une précision de la mise en station pour les observations photographiques.
Observons la FIGURE 3 L'angle r de rotation du champ est le même dans les trois cas, mais il provoque des bougés différents selon la position de l'étoile guide. Celle-ci est au centre du champ photographié dans le meilleur cas. Il n'est pas toujours possible de faire ainsi, notamment lorsque l'on guide l'instrument avec un oculaire au bord du champ.
Nous possédons maintenant tous les éléments nécessaires pour définir la tolérance sur la rotation du champ dans différents cas concrets de photographie astronomique.
Le diamètre des images des étoiles les
plus fines d'un cliché dépend du type d'instrument utilisé.
Dans les exemples qui suivent nous acceptons une rotation de champ qui provoque
un "bougé" inférieur à ce diamètre.
.
ROTATION DE CHAMP ACCEPTABLE
(étude de cas)
2.
Même cas avec l'étoile guide au bord du champ.
==> rmax = 1,2' (donc à éviter! ).
3.
Objectif de longue focale (f>500mm), étoile guide au centre du champ,
format de l'image = 24x36, diamètre des images d'étoiles = 30µm.
==> rmax = 4'
4.
Objectif de longue focale, étoile guide au centre du champ, format de
l'image = 6x6, diamètre des images d'étoiles = 20µm (Ex
: Flat Field avec lunette guide).
==> rmax = 2'
5.
Objectif de longue focale, étoile guide à 22 mm de l'axe, format
de l'image = 24x36, diamètre des images d'étoiles = 30µm
(Ex : Télescope avec platine photographique).
==> rmax = 2'
6.
Capteur CCD de 768x512 pixels (KAF-0400 par exemple), étoile guide au
centre du champ.
==> rmax = 7,5'
Pour réaliser de bons clichés, la rotation de champ doit donc être inférieure à 2'.
L'amplitude de la rotation du champ dépend de la précision de la mise en station, de la déclinaison et de la durée de la pose. Examinons le tableau suivant :
Rotation de champ maximum (rmax) obtenue en fonction de la déclinaison et du temps de pose (T), pour un défaut de mise en station (PA) de 10' :
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T
Déclinaison |
10mn | 30mn | 1h |
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La rotation du champ est approximativement proportionnelle à PA. Nous pouvons donc facilement étendre ce tableau à d'autres mises en station. Nous déduisons qu'une mise en station effectuée avec une précision de 10' sera insuffisante si nous souhaitons prendre des photographies d'une heure de pose à l'équateur ou de 30mn à 75° de déclinaison.
Note pour les utilisateurs de CCD (il s'agit d'un capteur d'image électronique) : Avec un dispositif à CCD, le temps de pose sur des objets faibles peut être très court (1 minute par exemple). En examinant le tableau précédent, on pourrait croire que cette technique est peu exigeante pour la mise en station. Ce serait oublier qu'un cliché CCD est généralement constitué par la superposition de plusieurs prises de vue. De plus, il est fréquemment le résultat d'une disposition en mosaïque de plusieurs clichés. La rotation de champ entre le début de la première pose et la fin de la dernière doit être inférieure à la rotation de champ maximum définie ci-dessus.
Résultat :
Si la déclinaison est inférieure à 75° et la durée
de pose maximum égale à une heure, il faut que l'erreur de mise
en station soit inférieure à 2'.
Plus un astre est proche de l'horizon et plus la réfraction de l'atmosphère dévie sa lumière en rapprochant sa position apparente du zénith.
Pour être plus exact, il faut ajouter que les propriétés optiques de l'atmosphère ne sont ni constantes ni homogènes à cause des variations de composition, de température, de pression etc... Ces turbulences de l'atmosphère provoquent le scintillement des étoiles. Nous ne considérerons pas cet aspect.
Première conséquence de la réfraction astronomique, le pôle céleste n'est pas là où il semble être. Nous voyons les étoiles voisines du pôle céleste tourner autour d'un point situé une minute d'arc au-dessus de la position réelle du pôle.
Deuxième conséquence, dans leur mouvement apparent, les astres ne suivent pas exactement les trajectoires que nous avons définies plus haut. Une analyse détaillée de leur trajectoire montre qu'ils semblent tourner, non pas autour du pôle céleste mais autour d'un point légèrement écarté que certains appellent le pôle réfracté. Il se situe au-dessus de la position réelle du pôle céleste. De plus, l'emplacement de ce pôle réfracté évolue en fonction de la position de l'astre sur sa trajectoire apparente. Cette notion de pôle réfracté est importante pour les instruments photographiques à grand champ. Certains télescopes de Schmidt à grand champ ont une monture équatoriale réglable. Avant chaque cliché, on aligne l'inclinaison de son axe horaire sur le pôle réfracté du champ étudié.
Dans les cas usuels, la notion de pôle réfracté
n'est utile que pour les photographies d'astres de faible déclinaison
(inférieure à -15°) lorsqu'ils sont éloignés
du méridien. Seuls les télescopes de Schmidt équipés
d'une plaque (ou d'un film) photographique de plus de 60mm de diamètre
méritent une attention permanente sur ce concept.
Considérons de nouveau la FIGURE 1, nous voyons que la dérive en déclinaison est maximale aux points E1 et E3. Ces deux points sont sur une direction perpendiculaire à PA. En conséquence, si nous percevons une dérive de l'instrument lors d'une observation au méridien, cela signifie que l'axe horaire est dirigé vers l'Est ou l'Ouest.
Guillaume Bigourdan propose de viser une étoile proche du méridien et de l'équateur céleste. Une dérive dans le suivi de cet astre nous renseigne sur l'orientation Est-Ouest de l'axe horaire qu'il faut donc retoucher une première fois. Ensuite il nous faut faire pivoter l'instrument de 90° environ autour de l'axe horaire et viser une étoile à 45° de déclinaison environ. La dérive de cet astre dans le champ nous renseigne sur l'erreur d'inclinaison de l'axe horaire que nous retouchons une première fois. La retouche de l'inclinaison a généralement des conséquences sur l'orientation, nous devons donc recommencer la manoeuvre jusqu'à disparition complète des dérives.
Son principal intérêt réside dans la précision
de la mise en station qui peut descendre bien au-dessous de la minute d'arc.
Cette précision est nécessaire dans les cas suivants :
- Télescopes photographiques a grand champ tels qu'un télescope
de Schmidt recevant des plaques (ou films) de plus de 60mm de diamètre.
- Photographies a longue pose a proximité immédiate d'un pôle
céleste.
De plus, l'instrument devra avoir un axe horaire très bien défini. En effet, selon l'orientation de l'instrument, les flexions inclinent plus ou moins l'axe autour duquel il semble tourner. Dans les cas usuels, la position de l'axe horaire se décale souvent de plusieurs minutes d'arc en passant d'une orientation a l'autre (par exemple en passant de l'angle horaire 0h a 6h). Avec de nombreux instruments du commerce, ce décalage peut atteindre plusieurs dizaines de minutes d'arc. La méthode de King est donc indiquée dans des cas très exceptionnels, elle sort du cadre de cet article.
Nous
considérons ici que l'étoile polaire est située sur le pôle
céleste Nord, donc lorsque nous faisons pivoter en déclinaison un
instrument mis en station, son axe optique passera sur la polaire.
Orientons tout d'abord la monture de l'instrument en amenant l'axe de déclinaison à l'horizontale. Faisons osciller en déclinaison le tube de l'instrument vers le Nord. La polaire doit passer dans le champ du chercheur, si ce n'était pas le cas, nous devrions réorienter le pied de l'instrument. Dans le cas de la FIGURE 4 il s'agit du trajet N°1.
Ensuite faisons pivoter de 90° l'axe horaire. Faisons de nouveau osciller en déclinaison le tube de l'instrument vers le Nord. La polaire doit toujours passer dans le champ du chercheur, dans le cas contraire nous devrions modifier l'inclinaison de l'axe horaire. Sur la figure 4 il s'agit du trajet N°2, l'intersection avec le trajet N°1 donne la direction A de l'axe horaire, nous devons donc diriger cet axe plus haut et à droite. En renouvelant ces manoeuvres, nous pourrons affiner les réglages.
Il
s'agit de la même méthode appliquée au pôle céleste.
Sur les FIGURES
5 et 6
nous voyons la position du pôle céleste Nord (2002,0) par rapport
aux étoiles voisines les plus brillantes. Il n'y a pas d'étoile
brillante pour marquer la direction du pôle, il nous faut donc faire
un effort d'imagination. Ces cartes ont la même orientation, elles
nous permettent d'estimer la position du pôle sur le ciel à
quelques minutes d'arc près, cela dépend de l'expérience
de l'opérateur. Com me pour la croisée sur la Polaire on se
contente de viser avec le chercheur
bien réglé. Pour améliorer encore la précision
nous devons prendre en compte le défaut de perpendicularité
des axes en utilisant la technique de la double pesée (utilisée
à l'origine sur les balances à plateaux). Pour cela, après
un positionnement grossier de l'instrument, orientons la monture de façon
à rendre horizontal l'axe de déclinaison, puis faisons osciller
l'instrument en déclinaison près du pôle nord en observant
au chercheur. Orientons le support afin que l'axe du chercheur puisse passer
par le pôle. Faisons ensuite pivoter l'axe horaire de la monture d'un
demi-tour. Une oscillation en déclinaison près du pôle
amène l'axe du chercheur à suivre un parcours sur le ciel
décalé par rapport au précédent car les différents
axes de l'instrument ne sont pas parfaitement perpendiculaires entre eux.
Ajustons l'orientation de l'axe horaire afin de provoquer des trajets de
l'axe du chercheur symétriques par rapport au pôle. 
Pour
régler la hauteur de l'axe horaire nous agissons de la même manière
en orientant l'axe de déclinaison dans des directions perpendiculaires
aux précédentes. En renouvelant ces manoeuvres, nous pourrons
affiner les réglages.
La FIGURE 7 montre un exemple de trajets du viseur, sur un instrument correctement mis en station.
Le
viseur polaire est une petite lunette astronomique fixée sur une partie
de la monture qui est solidaire de l'axe horaire (la fourche par exemple). Son
axe optique est parallèle à cet axe. Ainsi nous pouvons mettre l'instrument
en station en dirigeant l'axe de ce viseur vers le pôle céleste.
Le viseur polaire possède un réticule permettant de déterminer la direction du pôle par rapport aux étoiles voisines. La FIGURE 8 montre le réticule d'un viseur polaire du commerce. Il illustre un cercle de 44' de rayon (pour 2002,0) sur lequel il convient de placer l'image de la polaire. La position de celle-ci sur le cercle doit correspondre à l'indication d'un abaque. Ainsi le pôle sera au centre.
A l' AMAS, pour nos viseurs polaires nous utilisons un autre type de réticule (voir FIGURE 9). Sur celui-ci nous avons indiqué les positions relatives que doivent prendre le pôle, la polaire et les trois plus brillantes étoiles voisines. Pour centrer le pôle dans ce viseur il suffit de placer l'image de chaque étoile sur le repère correspondant.
Le cercle blanc extérieur a un diamètre
de 3,3° ou 3°18'. Les objectifs de nos viseurs ont une distance focale
de 182mm, pour leur réticule ce cercle doit avoir 10,5mm de diamètre.
Nous vous proposons aussi un fichier de cette image
au format COREL DRAW 5 (37Ko).
Nous construisons cet accessoire avec une longue vue de 10x30 de laquelle nous retirons le véhicule redresseur. Le réticule est réalisé à partir de la FIGURE 9 (pour 2002,0). Nous prenons un cliché de ce dessin sur du film TP2415, à la distance nécessaire pour obtenir la bonne dimension. Ensuite nous collons ce négatif sur le diaphragme de champ de l'oculaire. Nous plaçons une LED rouge au milieu du tube, face à l'oculaire. Il s'agit d'une diode électroluminescente, c'est un petit composant électronique lumineux. Cette LED à luminosité réglable éclaire le champ. Ainsi la nuit en activant la LED, nous voyons un champ étoilé et légèrement lumineux en rouge sur lequel notre réticule apparaît en sombre.
Nous l'installons toujours sur un bras de la fourche de nos télescopes et nous vous conseillons de ne pas le placer dans l'axe horaire comme c'est souvent le cas sur les petits instruments du commerce. En effet, ce viseur doit être influencé par les principales flexions de la monture. Sur une monture à fourche ou sur une monture allemande, l'axe horaire est en porte-à-faux et peut avoir des flexions de plusieurs dizaines de minutes d'arc. En conséquence, l'instrument semble tourner autour d'un axe légèrement différent.
A cause du mouvement de précession de la Terre, la position du pôle céleste se déplace de 20" par an sur la voûte étoilée. Nous vous conseillons donc de ne pas utiliser sans modifications le réticule de la FIGURE 9 après 2004. Afin d'éviter des angles morts (dans l'orientation de la monture), notre réticule comprend deux jeux de repères. Sur l'un les repères sont reliés entre eux par un trait plein, sur l'autre par un trait discontinu. Les graduations sont placées selon des distances au centre successivement doublées afin d'aider l'opérateur à estimer le milieu de la distance séparant une étoile et l'axe du viseur.
Le viseur polaire doit être installé sur un support réglable analogue à celui d'un chercheur. Pour être efficace, nous utilisons un réglage à deux vis (à 90°) et non pas à trois ou à six vis comme on le voit trop souvent (pour ne pas dire systématiquement). Le viseur est maintenu fermement contre ces deux vis par un ressort. Sur une autre page, nous détaillons un >exemple de réalisation sur le télescope TITAN.
Nous devrons utiliser deux orientations de l'axe horaire décalées d'un demi-tour. Nous les appellerons positions 1 et 2.
1> Faisons une croisée sur la polaire.
2> En position 1, réglons le viseur polaire pour amener la polaire au centre de son champ.
3> Faisons pivoter l'axe horaire pour passer en position 2 et réglons cette fois le support de la monture en direction et en hauteur pour amener la polaire au centre du champ du viseur.
4> Revenons en position 1, au cours de cette opération l'étoile
polaire décrit dans le champ du viseur un demi-cercle centré sur
la direction de l'axe horaire. Ce dernier est donc dirigé entre l'orientation
actuelle de la polaire et l'axe du viseur, au milieu exactement.
Mémorisons bien la position d'un point imaginaire situé
à mi chemin entre l'image de la polaire et le centre du champ. Pour cela,
nous pouvons nous aider des graduations du réticule qui sont placées
à des distances du centre successivement doublées. Agissons sur
les réglages du viseur pour amener l'image de la polaire sur ce point
imaginaire. Ce déplacement conduira l'axe du viseur sur le pôle
céleste.
Recommençons les opérations 3 et 4 tant qu'il y apparaît
un décalage sur la position de la polaire.
5> Maintenant le viseur est parallèle à l'axe horaire, il est réglé.
Faisons pivoter l'axe horaire de façon à amener la petite étoile voisine de la polaire dans un des deux repères proches du centre. Si le repère choisi est sur le trait plein ou discontinu, nous devrons utiliser pour la suite l'ensemble de repères reliés respectivement par le trait plein ou discontinu.
Réglons maintenant le support de la monture pour amener l'image
de la polaire dans le double cercle. A ce moment les trois autres étoiles
doivent entrer dans leurs cercles respectifs, si ce n'était pas le cas
il faudrait retoucher l'orientation de la monture en faisant pivoter légèrement
l'axe horaire.
Chaque fois que le ciel nous le permet, nous utilisons ces instruments pour prendre des photographies à longue pose (1 à 2h). Il n'est pas rare de réaliser un bon cliché d'une heure de pose sans faire de retouche sur le suivi (ni en alpha, ni en delta), même avec notre télescope de 400mm. Pourtant dans ce dernier cas nous considérons qu'un bougé de 1" doit être corrigé.
Dans les cas habituels nous devons faire deux ou trois retouches par heure de pose.
Nous utilisons des correcteurs de champ de ROSS (à 2 lentilles), et nous serions donc incommodés par une éventuelle rotation du champ. Nous ne percevons jamais ce problème sur nos clichés.
En conséquence nous vous encourageons vivement
à utiliser ce viseur polaire pour la mise en station de votre instrument.
.
Les galaxies M65, M66 et NGC3628 dans le LION. Pose
de 1h sur TP2415 hypersensibilisé
au foyer de >ALCOR, télescope
de 260mm F/D=4,6.
ORION et la LICORNE. Pose de 45mn sur
TP2415 hypersensibilisé
avec objectif Fujinon 50mm F/D=1,4 diaphragmé à 2,8 + filtre Wratten 25.
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