Notion de base pour d`observation

Notion de base pour d’observation
1. Rayonnement des étoiles
La puissance rayonnée par une étoile s’appelle sa luminosité (L). L’éclat de l’étoile est la puissance
reçue par la Terre par unité de surface prise perpendiculairement à l’axe de visée. L’éclat (E) se
mesure donc en W/m2 et est lié à la luminosité par la relation :
Où d est la distance de l’étoile
2. La magnitude apparente
L'apparition des instruments photométriques vers la fin du siècle dernier et l'élaboration du
premier grand catalogue stellaire ont amené les astronomes à élaborer un système de mesure plus précis. La
notion de magnitude, telle qu'elle est utilisée aujourd'hui, fut introduite en 1856 par l'Anglais Norman
Pogson.
Elle est définie par la formule : m = -2,5 log E + k
Où m est la magnitude apparente, E l'éclairement en lux produit par l'étoile et k une constante arbitraire qui
disparaît dès que l'on s'intéresse à la différence de magnitude entre deux astres.
Entre deux astres séparés par une unité de magnitude, le coefficient est de 2,512 fois. Ainsi,
une étoile de première magnitude est 2,512 fois plus lumineuse qu'une étoile de seconde
magnitude, elle même 2,512 fois plus qu'une de troisième, etc.
3. La magnitude absolue
La magnitude apparente caractérise l'éclat d'un astre tel qu'il est perçu depuis la Terre, et
dépend donc à la fois de la luminosité intrinsèque de l'astre et de la distance qui le sépare de
nous. Or une étoile peu brillante mais proche nous paraîtra plus lumineuse qu'une étoile très
brillante mais très lointaine. D'où la nécessité de recourir à une échelle plus absolue pour
pouvoir comparer entre elles les luminosités réelles des étoiles ou des galaxies.
La magnitude absolue : M nous renseigne sur l'éclat apparent qu'auraient les astres si nous les ramenions
tous à la même distance de la Terre. Cette distance arbitraire est de 10 parsecs (32,6 années- lumière).

La détermination des magnitudes absolue et apparente d'une étoile permet d'estimer sa
distance d , selon la relation : M - m = -5 log d + 5
Magnitudes apparente et absolue
Objet
(pc)
soleil
-
2
6.7
4.9
Sirius -1.45 1.4 2.7
Véga 0.00 0.5 8.1
Antarès
1.00
-
4.8
130
Mimosa 1.26 -4.7 150
Adhara
1.50
-
5.0
200
4.L'œil
Description de l'œil
L'œil est l'organe de la vision.. Il est constitué par une cavité sphérique contenant un corps transparent,
l'humeur vitrée. La lumière pénètre dans l'œil par un orifice circulaire situé au centre de l'iris, la pupille.
Figure 1 : L'œil humain vu en coupe.

5. La vision nocturne
L'accoutumance
Quand nous arrivons en un lieu obscur, nos yeux s'adaptent. Tout d'abord nos pupilles se dilatent. Ceci peut
prendre quelques secondes.
La rétine évolue dans l'obscurité. Sa sensibilité s'accroît progressivement. Elle nécessite une heure, pour
atteindre son accoutumance maximale.
La figure 10 indique la plus faible lumière visible en fonction du temps passé dans l'obscurité.
Figure 10 : Adaptation de la rétine à la vision nocturne.
Un œil normal bien adapté à la vision nocturne est capable de voir des étoiles de sixième magnitude. Avec
un ciel de très bonne qualité, certains voient à l'œil nu des étoiles de magnitude supérieure à 7.
6. La clarté
La luminosité de l'image d'un point lumineux dépend tout d'abord de la quantité de lumière reçue de
ce point par la pupille d'entrée de l'instrument considéré. Ainsi, la luminosité de l'image d'un point lumineux
sera proportionnelle à la surface de la pupille d'entrée (en supposant que ce point-objet rayonne dans toutes
les directions avec la même intensité). Notons aussi que, lors de l'observation d'un objet ponctuel (ou
stellaire), le grossissement ne modifie pas la luminosité de l'image de ce point (qui reste ponctuelle). Ici, le
grossissement n'intervient donc pas dans l'évaluation de la luminosité de l'image.
Cs = Clarté de l'instrument pour les objets stellaires.
D = Diamètre de l'objectif de l’instrument astronomique
d = Diamètre de la pupille de l'œil

7.Le grossissement
Quel que soit le type auquel il appartient, un oculaire est caractérisé par sa distance focale. Le
grossissement G de l'instrument sur lequel on l'emploie est déterminé par la relation suivante :
avec F = distance focale de l'objectif f = distance focale de l'oculaire
Dans ce qui suit, nous évoquerons seulement les oculaires convergents. Leur distance focale est
habituellement comprise entre 4 et 50mm.
LE GROSSISSEMENT MINIMUM OU EQUI-PUPILLAIRE
Pour exploiter au mieux la luminosité de votre instrument vous devez choisir une focale d’oculaire qui vous
procure une pupille de sortie égale à votre pupille d’oeil:
Une fois que vous avez le grossissement minimum, il ne vous reste plus qu’à calculer la focale
d’oculaire correspondante à partir de la formule du grossissement vue plus haut: f = F / G min
ExempleD =150, F = 750 et 30 ansPs doit avoir à peu près 6mm, le tableau donne Gmin = 25, f max
= 750/25 = 30 mm
C’est l’oculaire de plus grande focale qu’il vous faut. Il vous donne le plus grand champ réel sur le
ciel.
Gmin Ps = 5mm Ps = 6mm Ps = 7mm
D = 60mm 12x 10x 8.5x
D = 100mm
20x
16.6x
14.3x
D = 150mm 30x 25x 21.4x
D = 200mm 40x 33x 28x
D = 250mm
50x
41.7x
35.7x
D = 400mm 80x 66.7x 57.1x

Le grossissement maximal d'un instrument :
De même, il existe aussi une limite maximale au grossissement. En effet, si le faisceau lumineux qui entre
dans l'œil est trop étroit, il est dispersé par les défauts de la cornée et du cristallin. La limite généralement
admise est 0,4 millimètre. Heureusement, le grossissement correspondant est largement suffisant pour nous
permettre de voir tous les détails que donne l'objectif.
G maxi = D x 2,5 (diam objectif en millimètres)
Un télescope de 150 mm devra être utilisé avec un grossissement inférieur ou égal à 375 fois.
Le grossissement résolvant (appelé aussi grossissement utile) :
Le grossissement résolvant est le plus petit grossissement qui permet de distinguer deux étoiles.
C’est donc celui qui donne, de deux étoiles séparées par l’objectif, des images écartées d’un angle d’une
minute d’arc à la sortie de l’oculaire. Il se calcule par :
Gr = D / 2
C'est le grossissement qui permet à un œil normal de distinguer tous les plus fins détails fournis par
l'objectif. Ainsi, un télescope de 12cm de diamètre sépare des détails de 1 seconde d'arc (voir Pouvoir
séparateur des instruments d'observation). Avec un grossissement de 60 fois, il nous montre ces détails avec
un écart d'une minute d'arc. Ceci permet donc à un œil normal de les distinguer car le pouvoir de résolution
d'un œil normal est de 1 minute d'arc.
Par convention, pour définir le grossissement résolvant, on prend une marge de sécurité et on
considère avec pessimisme que l'œil a un pouvoir séparateur de 2 minutes d'arc. Ainsi dans notre exemple le
grossissement résolvant est de 120 fois. Ce grossissement résolvant d'un télescope ou d'une lunette est
numériquement égal au diamètre de l'instrument exprimé en millimètres. Notez que je vais utiliser cette
définition dans la suite de cet exposé mais d'autres auteurs peuvent choisir une considération différente.
En suivant cette définition, on constate que le grossissement résolvant est obtenu avec un oculaire
dont la distance focale en millimètres s'exprime avec le même nombre que le rapport d'ouverture F/D de
l'objectif. Ainsi, avec une lunette ouverte à F/D=15, nous obtiendrons le grossissement résolvant avec un
oculaire de 15mm. De même, un télescope ouvert à F/D=4 donnera son grossissement résolvant avec un
oculaire de 4mm.