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F.A.Q.

Les questions qui sont développées ici sont celles que peuvent se poser tous les observateurs du Ciel Profond. Elles ressortent souvent dans les réseaux sociaux, depuis l’amateur débutant qui n’a aucun point de repères, jusqu’à l’observateur chevronné qui cherche la réponse à un point précis qu’il n’a pas trouvé.

Observer

  • Que signifie “Ciel Profond” ?
  • Comment optimiser ses observations ?
  • Comment bien choisir son site d’observation ?
  • Comment bien évaluer et étalonner un ciel ?
  • Comment bien choisir ses cibles ?
  • Comment étalonner la difficulté d’une observation ?

Dessiner

  • Pourquoi dessiner le Ciel Profond ?
  • Existe-t-il une corrélation entre noirceur du ciel et magnitudes visuelles ?
  • Comment télécharger une photo ou un dessin de mon site internet ?
  • Comment donner aux étoiles lumineuses un aspect de brillance naturelle ?
  • Que veut dire C(xxx) / S (yyy) dans mes compte-rendus d’observation ?
  • Dans un dessin astro, qui doit dominer: les étoiles ou les galaxies ?

Que signifie “Ciel profond” ?

En astronomie, les objets du ciel profond désignent les objets du ciel nocturne autres que ceux du système solaire (les planètes, les comètes et les astéroïdes), les étoiles simples et les étoiles multiples.

Généralement ces objets ne sont pas visibles à l’œil nu, mais les plus brillants d’entre eux peuvent êtres vus avec un petit télescope ou même avec une bonne paire de jumelles.

Ces objets sont les suivants:

  • Amas stellaires
  •      Amas ouverts
  •      Amas globulaires
  • Nébuleuses
  •      Nébuleuses diffuses
  •      Nébuleuses en émission
  •      Nébuleuses par réflexion
  •      Nébuleuses planétaires
  •      Nébuleuses sombres
  • Galaxies
  • Quasars

Source : Wikipedia (http://fr.wikipedia.org/wiki/Ciel_profond

Comment optimiser ses observations ?

Il est toujours possible d’améliorer ses observations par un matériel plus performant, un télescope de plus grand diamètre, des oculaires plus sophistiqués, etc., au prix évidemment d’un budget… maximisé ! La notion de budget restant bien entendu personnelle, je me limiterai à des propositions à budget constant.

Dans ces conditions, trois voies méritent d’être explorées:

  • comment bien choisir son site d’observation ?
  • comment bien évaluer puis étalonner le ciel de ce site ?
  • comment bien choisir ses cibles ?

Chacune de ces trois approches mérite un développement à elle seule. C’est ce que je vous propose dans les trois FAQ suivantes.

Comment bien choisir son site d’observation ?

On trouve beaucoup de sites internet traitant de ce sujet avec des détails sur les caractéristiques époustouflantes de tel ou tel site astronomique. Il existe évidemment de nombreux endroits au Chili, en Namibie, sur les plateaux andins, etc., avec des SQM > 22.00, ou NELM > 7.5v. Mais de quelle utilité vous sont-ils, puisqu’au moment où vous lisez ces lignes, vous n’y êtes pas ?

Non, pour moi, le meilleur site d’observation c’est celui que vous utiliserez régulièrement, à partir duquel vous ferez la majorité de vos observations.

Si vous êtes un de ces infimes privilégiés qui habitent sous un ciel noir, ou que vous possédiez une résidence secondaire familiale avec un tel ciel, la question ne se pose pas. Mais si vous appartenez à la cohorte des infortunés citadins, alors vous devez choisir le lieu à partir duquel vous voulez observer.

Première qualité: ce lieu doit être le plus près possible de chez vous, ou plutôt atteignable dans le minimum de temps et le maximum de confort: il doit donc se situer pas très loin d’une bonne route. Un bon moyen d’évaluation est le site Via Michelin. (Je me place, bien entendu, dans l’éventualité où vous n’avez pas décidé d’aller passer vos vacances au Chili !)

Deuxième qualité: même si c’est une évidence, il vaut mieux qu’il y ait le moins de nuages possible. Vous mettrez le maximum de chances de votre côté en consultant les cartes d’ensoleillement comme celui-ci, ou celui là.

Enfin, troisième qualité, tout au moins pour les données que vous pouvez maîtriser à distance: choisissez un ciel le plus noir possible. Vous vous aiderez utilement des cartes de pollution lumineuse, telles que celle-ci, ou celles-là.

Comment bien évaluer et étalonner un ciel ?

Quel que soit le ciel sous lequel vous observez, il est très important de savoir l’évaluer, mais aussi l’étalonner, car vous ne pourrez comparer deux observations si vous ne savez pas comment était le ciel à ce moment là. Et le fait que j’emploie le mot “moment” veut dire que cette évaluation doit être faite aussi souvent que nécessaire, souvent plusieurs fois dans la nuit.

Il existe trois caractéristiques qui permettent de préciser l’état d’un ciel:

  • la noirceur du ciel,
  • la turbulence de l’air,
  • la transparence de l’atmosphère.

 

La noirceur du ciel: la pollution lumineuse (P)

De ces trois caractéristiques, la plus facile à mesurer est la noirceur du ciel, ou plutôt sa luminosité causée par toutes les sources de lumières de notre civilisation moderne. Ce que l’on résume par “P”, pollution lumineuse.

Depuis le milieu des années 2000, il existe un petit boitier, gros comme un paquet de cigarettes, et connu de tous les astronomes amateurs, le Sky Quality Meter. Pointé vers le zénith, il enregistre la quantité de lumière qu’il reçoit suivant un cône de 90°, mesuré en magnitude par arc-seconde².

Cet appareil a pour lui le mérite de la simplicité, il suffit d’appuyer sur un bouton pour avoir la réponse, et le prix, quelques dizaines d’euros. Mais il présente un gros défaut dont les vendeurs ne parlent jamais: il est très sensible à la Voie Lactée.

Plus beau est le ciel, plus belle est la Voie Lactée, et plus la mesure est faussée par sa brillance. J’ai personnellement mesuré des valeurs de SQM de 21.15 en Namibie en début de nuit de juin, avec le Sagittaire au zénith, et 21.95 en fin de la même nuit, lorsque la Voie Lactée avait disparu derrière l’horizon.

Quelques années plus tard, le fabricant a sorti un modèle amélioré, le SQM-L, L pour lensed, c’est à dire avec une lentille qui réduit son champ à 20°. Il est ainsi possible de toujours trouver un morceau de ciel de 20° sans Voie Lactée, quel que soit l’heure et la saison. C’est ce SQM-L qui devrait toujours être utilisé, et toujours le même car il peut y avoir des différences de 0.1 mv/arc-seconde² entre deux SQM-L, et 0.3 mv/arc-sec² entre SQM et SQM-L, même sans Voie Lactée.

Le revue Ciel Extrême a proposé d’étalonner la pollution lumineuse d’un ciel par une échelle de 1 à 5, facile à retenir. 1: très bon, 2: bon, 3: moyen, 4: médiocre, 5: mauvais. Cette échelle, conçue à l’origine pour les ciels européens, a nécessité l’ajout d’une valeur 0 pour les ciels exceptionnels du Chili ou équivalents.

L’expérience de plusieurs années, et de nombreux observateurs de Ciel Extrême, a conduit à adopter les valeurs suivantes (P pour Pollution lumineuse):

P0: SQM-L 22.0 et +, ciel d’une noirceur exceptionnelle, aucune lueur, aucun halo à l’horizon,

P1: SQM-L 21.9 – 21.5, ciel très noir, quasiment aucune lumière, halo très faible sur l’horizon,

P2: SQM-L 21.5 – 21.0, bon ciel noir, halo nettement visible à h ~ 10°,

P3: SQM-L 21.0 – 20.25, le ciel n’est pas noir, les halos sont prégnants,

P4: SQM-L 20.25 – 19.5, le ciel est “sale” au zénith, et lumineux à l’horizon,

P5: SQM-L 19.5 et -, le ciel est lumineux, toutes les cibles sont “délavées”, sauf les planètes.

 

La turbulence: le seeing (S)

Les études sur la turbulence sont très nombreuses. Celui qui voudrait approfondir cette question trouvera ici une étude ancienne et pourtant remarquablement didactique par le regretté André Couderc.

Pour faire simple, les causes de la turbulence proviennent d’une hétérogénéité constante et aléatoire de l’atmosphère en raisons des vents, des différences de températures, des nuages, de la pluie, des courants de convexion, etc., qui se manifeste par la formation de surfaces d’ondes, déformées et complexes.

On comprend aisément que plus le diamètre de l’instrument sera grand, plus la déformation de la surface d’onde sera complexe. Par conséquent, l’image d’une étoile à travers une lunette de 60 mm sera plus stable que celle perçue au travers d’un télescope de 500 mm, toutes choses égales par ailleurs.

Et précisément, l’image de l’étoile, suffisamment grossie pour faire apparaître le disque d’Airy et les anneaux de diffraction, sera un bon moyen pour évaluer la turbulence.

Vous trouverez ci-dessous la description de cette image au travers d’une petite lunette, disons de D < 100 mm. (S pour seeing)

S0: S < 1″, le disque est immobile, les anneaux sont quasiment immobiles,

S1: S 1″, le disque est quasiment immobile, les anneaux frissonnent,

S2: S 2″, le disque est agité, l’anneau 1 est constamment brisé, l’anneau 2 est turbulent,

S3: S 3″, le disque est difficile, l’anneau 1 est turbulent, l’anneau 2 n’est qu’une lueur,

S4: S 4″, le disque n’est plus vu, les anneaux non plus, l’image est très dégradée,

S5: S 5″ et +, l’image de l’étoile n’est qu’un petit pâté.

Encore une fois, cette échelle n’est valable que pour un petit instrument. Si vous observez au travers d’un instrument deux fois plus gros, pour une même valeur de S, vous devrez remonter la description de l’image d’une ligne.

Exemple: avec une lunette de 100 mm, et une valeur de S de 1″, “le disque est quasiment immobile, les anneaux frissonnent”.

Mais si vous observez la même étoile, avec la même turbulence de 1″, cette fois au travers d’un télescope de 200 mm, vous verrez que “le disque est agité, l’anneau 1 constamment brisé, l’anneau 2 turbulent.”

Et si vous observez dans les mêmes conditions, mais avec un télescope de 400 mm, alors “le disque est difficile, l’anneau 1 est turbulent, l’anneau 2 n’est qu’une lueur”.

Et ainsi de suite…

Je ne prétends évidemment pas au caractère scientifique de cette approche, mais elle vous permettra, par un simple S (x), d’étalonner vos observations, et de comparer ce qui est comparable.

Vous pourrez, si vous le souhaitez, remplacer l’image ci-dessus par une animation qui vous permettra de mieux visualiser la dégradation de l’image d’une étoile sous l’effet de la turbulence, dans une échelle de 1 à 10: c’est l’échelle de Pickering

 

La transparence de l’atmosphère (T)

Contrairement aux deux précédents paragraphes, il existe peu d’études qui traitent spécifiquement de la transparence astronomique. Fort heureusement, il existe plusieurs moyens simples et pragmatiques, de jour comme de nuit, d’isoler la transparence de l’atmosphère et de l’évaluer. Ces moyens reposent sur la quantité de lumière qui est perçue après sa traversée de l’atmosphère: chacun comprendra que la lumière perçue par l’observateur sera d’autant plus faible

  • que l’air sera moins transparent
  • ou que, pour une transparence donnée, le trajet de la lumière à travers l’atmosphère sera long.

Comment évaluer la transparence le jour ?

Moyen n° 1: Cette évaluation repose sur l’aspect du soleil à son lever ou à son coucher, donc au moment où la lumière que nous recevons de lui traverse une “longueur” d’atmosphère maximum. C’est au moment où il émerge de l’horizon, ou se couche derrière lui, qu’il faut estimer son aspect. Le corollaire de cette position est que l’horizon Est et/ou Ouest soit entièrement dégagé, jusqu’à h = 0° ou presque.

Comme pour la turbulence ou la pollution, on évaluera cette transparence dans une échelle de zéro à cinq, suivant l’aspect qu’il aura (T pour transparence).

T0 : la couleur du soleil est blanc pur, et sa lumière est aussi aveuglante qu’au zénith,

T1: la couleur est le blanc, et le soleil est éblouissant, mais pas autant qu’au zénith,

T2 : la couleur est le jaune clair; il ne peut être regarder plusieurs secondes sans danger,

T3 : le soleil est jaune franc; il ne peut toujours pas être regardé directement,

T4 : la couleur est l’orangé; il peut être regardé plusieurs secondes sans effort,

T5 : la couleur est le rouge; il peut être regardé aussi longtemps que souhaité.

Le lever de soleil sur le Mauna Kéa, ci-contre, est un exemple évident d’une transparence à T0.

Cette échelle peut être appliquée au lever et/ou au coucher de la lune, s’il se produit en plein jour, en extrapolant les descriptions ci-dessus à un astre de 13 magnitudes de moins que le soleil.

 

Moyen n°2: cette évaluation repose sur l’aspect des collines ou montagnes à l’horizon

Si vous n’étiez pas levé au moment de celui du soleil, ou déjà couché au moment du sien, pas de panique, vous pouvez évaluer la transparence en observant l’aspect de l’horizon. Les six images ci-contre vous donnent des exemples de l’horizon lorsque la transparence varie de T0 à T5. La première est le desert du Namib, pris depuis la Spreetshoogte pass, à 1000 m d’altitude, l’horizon est à 160 km. La deuxième est mon observatoire de Chabottes dans le Champsaur, Hautes Alpes; la troisième le desert du Mojave, et l’horizon est à 60 km environ. Enfin, les trois dernières sont des paysages toscans, région dont l’atmosphère est souvent “épaisse” en raison de l’absence de vent.

L’échelle que vous pourrez adopter résulte de nombreuses évaluations faites depuis mon observatoire du Petit Telle, sur le plateau de Valensole, Haute Provence, à partir duquel se dévoilent toutes les Alpes, depuis le Mont Chiran jusqu’à la barre des Ecrins.

T0 : l’horizon n’est limité que par l’altitude de l’observateur, possiblement 200 km ou plus; les détails perçus ne sont limités que par l’acuité visuelle et non l’affaiblissement des lointains.

T1 : l’horizon est vu jusqu’à 120 ou 130 km; les détails qui y sont perçus, bois, rochers, etc., sont de l’ordre de la centaine de mètres

T2 : l’horizon est à 80 km. L’affaiblissement est net, y compris les couleurs; le bleuté domine,

T3 : l’horizon est à 50 km; peu de détails sont visibles, la couleur est le “bleu sale”,

T4 : l’horizon est est à 25 km; il est très affaiblit, le gris domine, les détails sont très difficiles,

T5: l’horizon est à 10 km au plus; entièrement gris, aucun détail n’y est perçu.

Comment évaluer la transparence la nuit ?

Toutes les méthodes ci-dessus sont bien jolies, mais vous êtes arrivés sur votre lieu d’observation à la tombée de la nuit; le soleil est déjà couché, il n’y a évidemment pas de lune puisque vous observez le Ciel Profond à la nouvelle lune, et il fait bien trop sombre pour percevoir l’horizon…

Alors, comment faire ?

Et bien vous allez utiliser l’affaiblissement des étoiles près de l’horizon, suivant les même méthodes que celles de jour: plus les étoiles seront basses, plus leur lumière aura traversé une “longueur” d’atmosphère importante, et donc sera affaiblie, et leur magnitude augmentera (attention: plus une étoile est faible, plus sa magnitude est grande !). Mais plus l’atmosphère sera transparente, et moins cet affaiblissement sera important.

Au début des années 2000, j’ai passé plusieurs nuits dans un site de montagne à observer la queue du Scorpion. Mon site d’observation était sous la station de ski de Chaillol, Hautes Alpes, à une altitude de 1600 m, avec un horizon sud seulement barré par les cols Bayard et Manse, à 1300 m d’altitude, au dessus de Gap. Autant dire que je pouvais pointer jusqu’à -1°. Le ciel que j’avais devant les yeux était pratiquement comparable à celui de l’image ci-contre prise du Pic du Midi de Bigorre

Des nombreuses observations et notes que j’ai prises à cette occasion, une trentaine, sur des objets situés à h = 10°, mais plus souvent entre 5° et 0°, j’en ai tiré les résultats suivants. Ils ne concernent que des ciels estimés à T1 ou T2, et avec une pollution faible à très faible, P1 ou P1.5: je n’ai en effet pas poussé le masochisme à observer des objets au ras de l’horizon dans un mauvais ciel, où je n’aurais de toute façon rien vu !

(hauteur en degrés, affaiblissement en magnitude visuelle)

h 10°: m1.5v       h 5°: m2.5v       h 3°: m3.0v       h 2°: m4.0v  ………………………………  le ciel est T1

h 10°: m2.0v       h 5° : m3.25v    h 3°: m4.0v       h 2°: m5.0v  ………………………………  le ciel est T2

L’honnêteté m’oblige à dire que ces données résultent d’évaluations personnelles et visuelles. Je pense qu’elles peuvent être affectées d’une erreur de +/- 0.5mv. De toutes façons, lorsque vous observez un ciel, la nuit, je vous engage à regarder attentivement son aspect à faible hauteur sur l’horizon: avec un peu d’expérience, vous saurez immédiatement si vous avez à faire à un ciel transparent ou pas.

Comment bien choisir ses cibles ?

Vous avez déterminé le lieu où vous aller observer: vous pouvez donc évaluer l’heure à laquelle vous arriverez sur site, ou si vous y êtes déjà, l’heure à laquelle vous serez opérationnel. N’oubliez pas de prévoir une durée suffisante pour les opérations d’installation, de mise en station, et de refroidissement du miroir. Et en fonction de vos obligations, le moment où vous devrez plier bagages, et donc la durée de votre séance d’observation.

Ensuite demandez vous quels objets vous voulez observer: beaucoup d’entre nous décident quelques secondes seulement avant de pointer la cible qu’ils ont choisie. C’est le meilleur moyen de gâcher ce qui aurait pu être une belle nuit.

Combien de temps observez vous en moyenne par cible ? Suivant que vous aurez une monture go-to, ou un pointage manuel, il vous faudra de quelques minutes à … beaucoup plus pour avoir l’objet dans le champ de votre oculaire. Ensuite, en fonction de votre instrument: plus son diamètre sera grand, plus vous percevrez de détails, et plus il vous faudra de temps pour les extraire.

Pour ce qui me concerne, j’observais avec mon Meade LX200/254 go-to en moyenne une dizaine d’objets pour une nuit complète, avec notes et croquis, alors qu’avec mon dobson Obsession de 635 mm il me faut entre une et deux heures par objet, parfois beaucoup plus: quatre ou cinq dessins dans une nuit complète  représentent une bonne moisson.

Quelle que soit le nombre de cibles que vous pensez pouvoit observer, je vous conseille de vous préparer une liste composée de trois fois plus de cibles, vous allez voir pourquoi. Dans cette liste, mélangez les types d’objets: amas stellaires, nébuleuses diffuses, nébuleuses planétaires, galaxies, etc.

Ces cibles ne seront pas choisies au hasard: elles devront, si possible, passer au transit les unes après les autres, à toutes hauteurs, réparties tout au long de la nuit. De nombreux logiciels de cartographie permettent d’établir de telles listes, et je vous assure que l’intérêt en vaut la chandelle compte tenu du bénéfice que vous en retirerez.

Observer un objet exactement au transit a deux avantages: il sera à son maximum de hauteur sur l’horizon. Sa lumière traversera une épaisseur d’atmosphère minimum, corollaire d’une image la plus lumineuse et la moins perturbée possible. Mais surtout son déplacement sur la voûte céleste sera horizontal. Dans le cas d’un pointage manuel, vous pourrez laisser votre dobson immobile pendant le temps de prise de notes, ou de changement d’oculaire ou de filtre, vous retrouverez votre cible sans aucune difficulté par un simple mouvement horizontal. Je vous garantis, d’expérience, que c’est une sacrée simplification quand vous observez à 500x ou plus !

Maintenant que vous savez évaluer votre ciel, vous choisirez dans votre liste pléthorique les objets qui s’adapteront le mieux à vos conditions d’observation, au moment où vous les observerez.

S fort: objets hauts sur l’horizon, h > 60° si possible; nébuleuses diffuses,

S faible, et T bon: objets bas sur l’horizon, objet de petites dimensions comme régions HII des galaxies, petites nébuleuses planétaires, bande sombre de galaxies, amas stellaires faibles, etc,

S faible mais T moyen ou médiocre: objets de petites dimensions et contrastés: nébuleuses planétaires petites et concentrées, amas stellaires lumineux, 

S moyen et T bon: structure des nébuleuses en émission et/ou réflexion, galaxies vue par la tranche, étoile dans le halo des nébuleuses ou galaxies, 

S moyen, T moyen: grandes nébuleuses planétaires, galaxies contrastées, nébuleuses sombres, 

S mauvais, T mauvais, P mauvais: … vous restez chez vous !!!

Comment étalonner la difficulté d’une observation ?

Je suppose dans ce qui suit que vous savez ce que veux dire “vision directe” et vision indirecte”, et avez quelques notions du fonctionnement de l’œil la nuit. Si ce n’est pas le cas, je vous suggère de lire ici l’étude de Yann Pothier sur ce sujet. C’est d’ailleurs l’occasion de vous conseiller de faire de Profondeur du ciel votre blog de chevet. Ce site internet encyclopédique regroupe toutes les réflexions que Yann a rassemblées dans un livre qui n’a jamais vu le jour.

Mais revenons à l’objet de cette question, la difficulté d’observation. Là encore, je me référerai à l’échelle de Ciel Extrême: elle a fait ses preuves, si j’en juge par le nombre d’astronomes amateurs qui l’ont adoptée.

L’objet est vu en vision directe:

V1: l’objet est évident dès la première seconde dans le champ de l’oculaire,

V2: l’objet est facile, mais nécessite quelques secondes d’observation pour bien le percevoir,

V3: l’objet est limite en vision directe; on a constamment l’envie de passer en vision indirecte.

L’objet n’est perçu qu’en vision indirecte:

VI1: l’objet est perçu en continu

VI2: l’objet est perçu 75% du temps: il se dérobe à la vue de temps en temps,

VI3: l’objet est perçu 50% du temps environ,

VI4: l’objet est perçu 25% du temps: il est le plus souvent invisible

VI5: l’objet est perçu moins de 10% du temps.

Mais comme les membres de Ciel Extrême sont, par définition… extrémistes, ils ont éprouvé le besoin de pousser le bouchon, ou tout au moins l’échelle, un peu plus loin, en prenant en compte la notion de “glimpse”. C’est un mot anglo-saxon qui n’a pas de traduction littérale en français, mais qu’on pourrait traduire par “apparition fugitive”.

VI5+: plusieurs glimpses par minute; les glimpses durent plusieurs secondes,

VI5++: quelques glimpses par minute, de 1 ou 2 secondes,

VI5+++: un ou deux glimpses au cours d’une observation prolongée, de moins d’une seconde.

Il y a enfin ce que l’on peut définir comme le glimpse non sûr: on peut avoir au cours d’une observation l’impression, la sensation, qu’il y a là quelque chose, sans pouvoir en être certain. Cette sensation peut d’ailleurs se reproduire plusieurs fois, parfois de nombreuses fois au cours d’une observation prolongée, mais sans jamais avoir la certitude d’avoir “vu” l’objet.

Pourquoi dessiner le ciel profond ?

Il existe de nombreux sites internet qui vous expliqueront “comment” réaliser un beau dessin, précis, fidèle, esthétique, etc., etc. Mais peu vous diront “pourquoi” dessiner le ciel profond. Certains s’y sont essayés, comme Laurent Férerro dans son remarquable ouvrage Splendeurs du Ciel Profond, ou Yann Pothier sur son site internet Ciel Extrême: ils détaillent leur point de vue, que je respecte, mais qui ne me semble que partiel. Qu’ils me pardonnent ce jugement.

Pour ce qui me concerne, les raisons qui justifient le dessin astronomique sont résumées ci-après, mais je ne prétends ni être exhaustif, ni même objectif; chacun pourra découvrir des raisons cachées qui n’appartiendront qu’à lui.

  • C’est peu cher
  • ça permet de savoir reconnaître la qualité d’un ciel
  • ça rend la connaissance du ciel nécessaire:
  • les constellations,
  • les planètes,
  • la couleur des étoiles,
  • les objets du ciel profond

 

  • C’est une école de patience
  •  donc on voit plus de détails, et mieux
  • car l’œil s’entraîne comme un sportif
  • donc on comprend mieux
  • donc on se rappelle mieux

 

  • On peut figer ses souvenirs
  • et donc comparer:
  • ses progrès dans sa vision,
  • ses progrès dans le dessin
  • ses gains ou ses pertes avec un diamètre plus grand ou plus petit.
  • avec les dessins de ses copains
  • ce qui favorise la convivialité.

Existe-t-il une corrélation entre noirceur du ciel et magnitudes visuelles ?

En d’autres termes, peut-on déterminer la magnitude visuelle limite à l’œil nu (mvlon en français, NELM naked eye limiting magnitude en anglais) à partir d’une mesure de la noirceur du ciel avec un SQM, et mieux un SQM-L, et vice versa. Compte tenu de la facilité d’emploi du SQM et de sa prolifération parmi chez les astronomes amateurs, c’est pratiquement toujours dans le sens SQM > mvlon que se posera la question.

C’est ce que John Bortle a crû pouvoir faire dans sa fameuse échelle de Bortle, véritable bible des astronomes amateurs américains pour étalonner la qualité d’un ciel.

Pourtant, au risque de paraître présomptueux, cette échelle ne me paraît pas adaptée: relier la noirceur d’un ciel avec sa mvlon, en passant la transparence de l’atmosphère par pertes et profits, me semble très approximatif. Chacun comprendra que les étoiles de deux ciels de même noirceur, aussi noirs soient-ils, mais l’un avec des cirrus et l’autre sans, n’auront pas la même brillance. Autre exemple: rapprochez vous progressivement, la nuit, d’un site industriel avec de belles cheminées crachant de belles fumées, et vous verrez comment le nombre d’étoiles diminue alors que le ciel devient … de plus en plus noir !

Autre anomalie de cette échelle: la valeur même de la corrélation. Mon site habituel d’observation est l’Observatoire des Baronnies Provençales, dans les Alpes du Sud. Sur ce site, je relève depuis près de dix ans les valeurs de la mvlon et des SQM et SQM-L, lors de chaque nuit d’observation, et plusieurs fois par nuit. Sur plusieurs centaines de mesures (je dis bien centaines), la mvlon se situe entre 6.5 et 7.0 dans 90% des cas, et le SQM-L entre 21.5 et 21.9. Or, suivant l’échelle de Bortle, ces valeurs de la mvlon correspondent à un ciel de niveau 3, alors que celles du SQM-L à un ciel de niveau 2.

Par contre, si je me réfère aux mêmes valeurs que j’ai pu enregistrer en Namibie, au Chili, ou en limite du Sahara, la relation devient pertinente: à des valeurs de SQM-L de 21.8 à 22.00 et + correspondent des magnitudes visuelles limite de 7.5 et +.

Alors pourquoi de telles approximations ? Je pense que l’explication est simple: à la fin du siècle dernier, lorsque John Bortle a étalonné son échelle, la pollution, lumineuse comme industrielle, n’avait rien à voir avec ce qu’elle est aujourd’hui dans les pays dits développés. J’en tire la conclusion que l’échelle de Bortle n’est encore adaptée que pour des ciels qui sont devenus d’exception pour la majorité d’entre nous, et qu’elle deviendra de plus en plus décalée dans les années à venir.

Ainsi, pour en revenir à la question posée par le titre de ce paragraphe, la réponse est, de mon point de vue, que l’on ne peut lier la mvlon au SQM-L que pour des ciels de très grande qualité. Pour un ciel à T0 dans l’échelle de Ciel Extrême, on pourra utiliser les valeurs du tableau ci-dessus, mais dans un ciel à T1, il faudra, après avoir constaté avec le SQM-L une valeur comprise entre 21.5 et 21.9, extrapoler pour la mvlon une valeur de 6.8 +/- 0.2.

Je ne peux répondre, par manque de vérifications in situ, à la question de savoir si, à un SQM-L de 21.3 à 21.5, correspond une valeur de mvlon de 6.3 à 6.5, et ainsi de suite. Je serai intéressé par toutes les mesures que l’on voudra bien me communiquer.

 

Comment télécharger une photo ou un dessin ?

Il est très facile de télécharger un dessin ou une photo de mon site Internet sur le disque dur de votre ordinateur.

Affichez la page de l’objet qui vous intéresse. Vous pouvez y aller par de nombreux moyens: en consultant les vignettes des derniers dessins, ou bien par la classification par catalogue, par type d’objet, ou par ordre alphabétique.

Chaque page d’un objet comprend:

– la vignette de la photo du champ correspondant au dessin,
– la vignette du dessin lui même
– le compte-rendu d’observation.

1) Vous choisissez la vignette de la photo ou la vignette du dessin selon celle que vous voulez enregistrer. Supposons que ce soit le dessin. Vous faites un click droit sur la vignette du dessin, et dans la fenêtre Windows qui apparaît, vous choisissez “ouvrir le lien dans une nouvelle fenêtre”

2) il apparaît dans cette nouvelle fenêtre, mon dessin au format de l’écran. Si vous passez la souris sur l’image du dessin, la flèche se transforme en loupe, avec le signe “+” dans la loupe. Si vous faites un click gauche sur le dessin avec la loupe, celui ci s’agrandit à sa taille réelle, bien supérieure au format d’écran.

3) faites un click droit sur le dessin en taille réelle, la fenêtre Windows s’ouvre et choisissez “enregistrer la photo sous”. Vous n’avez plus qu’à choisir le dossier dans lequel vous voulez enregistrer le dessin, qui sera enregistré en taille réelle.

(Note: revenons aux explications du 1) ci dessus; si, sur la vignette du dessin ou de la photo, vous aviez fait un click gauche, et non droit, alors serait apparue un fenêtre animée qui vous permet de comparer le dessin avec la photo, et vice versa, en faisant un click gauche sur l’objet qui est affiché. Si c’est la photo, il faut faire un cliquer sur la droite de la photo, et le dessin qui est virtuellement à droite de la photo, comme il l’est sur le couple de vignettes photo / dessin, apparaît alors.
Si c’est le dessin qui est affiché, il faut faire un cliquer sur la partie gauche du dessin.
Mais cela est très intuitif lorsqu’on fait la manœuvre.)

18 Mai 2009.

Comment donner aux étoiles lumineuses un aspect de brillance naturelle ?

Il est très facile, avec un logiciel de dessin, de dessiner les étoiles sous la forme de points, en réalité de cercles très petits.

Suivant que l’on veuille représenter les conséquences d’une turbulence ou d’un grossissement plus ou moins fort, on pourra donner à ces pseudo points un aspect plus ou moins net. Suivant que l’on veuille accentuer la faiblesse des étoiles perçues à la limite de visibilité, on pourra leur donner une couleur plus ou moins grisée: le rendu est très réaliste pour peu qu’avec l’experience on sache adapter le gris à leur magnitude.

Mais que faire pour rendre brillante une étoile brillante?

Malheureusement, il n’existe rien de plus blanc que blanc, comme dirait Coluche. L’artifice couramment utilisé est d’augmenter le diamètre du pseudo point. Cela fonctionne bien intellectuellement: le spectateur qui regarde le dessin d’un champ stellaire ainsi réalisé comprend intuitivement quelles sont les étoiles qui sont brillantes et celles qui ne le sont pas. Mais ce procédé a deux défauts: on atteint rapidement un diamètre exagéré pour les étoiles les plus brillantes, qui n’apparaissent dès lors plus comme les points qu’elles doivent être, et d’autre part ces étoiles n’ont aucune brillance supplémentaire par rapport aux étoiles proches.

Pour palier ces deux inconvénients, j’utilise StarSpikes Pro, un plug-in spécialement conçu à cet effet par Noël Carboni. Plus que d’écrire de nombreuses lignes pour vous développer toutes les possibilités de ce logiciel, je vous invite à vous rendre sur cette page: vous y trouverez tout ce que vous voudrez !

Que veut dire C(xxx) / S(yyy) dans les compte-rendus d’observations ?

Pour étalonner les couleurs, j’utilise l’échelle du logiciel Paint Shop Pro, rubrique “couleur”, sous rubrique “coloriser”. La Couleur correspond à un nombre, de 0 à 255, et sa Saturation aussi à un nombre, dans une échelle identique, de 0 à 255. Une telle échelle se rencontre souvent dans les logiciels permettant de choisir une couleur.

Par exemple, C 130 / S 60 correspondra à une couleur bleu franc, et à une saturation importante, caractéristique de ce que l’on rencontre fréquemment dans les belles nébuleuses planétaires colorées.

Dans un dessin astro, qui doit dominer: les étoiles ou les galaxies ?

Un observateur qui venait récemment de découvrir mon dessin de M 106 au T 635mm m’a fait la remarque suivante: “j’aime bien les étoiles un peu plus “vacillantes”, plus “fragiles” grâce au rendu que permet le crayon. Elles me paraissent là hyperprésentes, si j’ose dire. L’objet visé est un peu écrasé par elles. “
Ne croyez surtout pas que j’ai été déçu par cette remarque; au contraire, elle me semble très intéressante.
La question est d’importance, surtout pour les nouveaux dessinateurs: doit-il y avoir un rapport entre l’importance de tel ou tel objet par rapport à tel ou tel autre, dans un dessin astro ? Car, on peut évidemment se poser la même question pour les galaxies, les nébuleuses planétaires ou diffuses ou sombres, etc…
Je ne prétend pas détenir la vérité, mais voici ce que j’en pense. La question principale est de savoir quel est le but que poursuit le dessinateur: veut-il faire un dessin d’artiste, ou une “photographie dessinée”. Veut-il privilégier l’esthétique ou l’exactitude.
En ce qui me concerne, ma réponse est sans ambiguité, et je la revendique, c’est la deuxième solution; mon but est de dessiner ce que je vois, tout ce que je peux voir, mais rien que ce je vois.

Dans ces conditions, la réponse à la question de départ, “qui doit primer ?”, ne peut être que… le ciel !
Si dans le champ de l’oculaire les étoiles sont nombreuses et brillantes, elles vont primer; si la nébuleuse ou la galaxie est lumineuse, dans un champ pauvre, ce sera le contraire.

Il y a parmi mes dessins de nombreux exemples qui permettent d’illustrer mon propos: comparez deux objets très faibles, HCG 56 et 78, et deux objets lumineux, NGC 4088 et 4217. Pour chaque paire, un objet est dans un champ très pauvre, l’autre dans un champ riche et lumineux. Je vous laisse juge, bien sûr, de préférer tel ou tel de ces dessins. Pour moi, je ne me pose pas cette question, mais une autre:  “est-ce que mon dessin est ou non représentatif de ce que j’ai vu ?”. Si ma réponse est oui, je suis content; si ma réponse est non, la suite est: “voilà un objet que je dois ré-observer et re-dessiner”.

mise à jour: juillet 2019