I - Importance de la mise en stationB - La méthode photographique de KINGII - Analyse de la trajectoire diurne d'un astre
1 - La réfraction atmosphèriqueIII - Conclusion du premier volet
2 - Trajectoire réfractée d'un astre
3 - Ajustement sur le pôle réfractée d'un champ de déclinaison donnée
Exemple de mise en station : Télescope de Schmidt de l'OCA
C - Variante visuelle à la méthode de KING
1 - Connaître l'action des vis calantesD - Conclusion générale et synthèse
2 - Contrôle de la vitesse d'entraînement
3 - Centrage dans l'oculaire réticulé de n'importe quelle étoile du champ polaire et attente de la dérive éventuelle
Figure 6 : Une carte du pôle boréal
Pendant toute la procédure de mise en station, on placera l'instrument à "l'angle horaire nul" (fourche "parallèle au sol", télescope pointant sur le méridien local) et on évitera de trop s'en écarter. On orientera un des fils du réticule de l'oculaire, de sorte qu'il soit parallèle à la direction du zénith puis on repérera les cardinaux. On pourra s'aider avec le mouvement des étoiles lorsque l'on actionne le rappel en déclinaison (les étoiles doivent longer le fil du réticule), ou par le fait que cette direction est perpendiculaire à l'axe optique (tube) de l'instrument, pour un Newton courant (figure 4). (Attention : nous vous rappelons que le mouvement des étoiles dans un oculaire est inverse à la direction où l'on déplace le télescope. Exemple : si on descend le tube du télescope en direction du sol, les étoiles sembleront partir vers le zénith dans l'oculaire, on aura ainsi repéré la direction du zénith).
Figure 4 : Illustration de la méthode visuelle pour un Newton dont la sortie optique est sur la face Ouest et dont la monture n'a pas de flexion.
La direction zénith-horizon est toujours perpendiculaire à l'axe optique. Si la fourche est à l'angle horaire nul (parallèle au sol) le fil du réticule sera orienté de cette manière. Si on s'écarte de l'angle horaire nul, il faut re-régler la direction zénith-horizon. Le pôle céleste subit une réfraction d'environ 1' à nos latitudes, on met donc l'instrument en station sur la direction apparente réfractée du pôle céleste.
Vous n'êtes bien entendu pas obligés de vous servir de l'instrument lui même. Si pour des raisons pratiques la lunette ou le télescope guide conviennent mieux, alors utilisez les ! Nous pensons plus particulièrement aux chambres de Schmidt qui par l'instrument guide peuvent quand même viser les alentours du pôle. De même, l'utilisation d'une platine photographique avec oculaire guide sur glissière peut s'avérer très pratique pour le centrage d'une étoile.Le repérage de la direction du zénith dans l'oculaire est de loin le plus important car toutes les déductions du défaut se feront grâce à elle. L'expérience montre que celui-ci est instantané !
1 - Connaître l'action des vis calantes
Afin de faire et d'obtenir les retouches adéquates, il convient de bien connaître l'action de vos vis calantes. L'idéal est bien entendu qu'une vis agisse uniquement dans un des plans (soit hauteur, soit azimut). Pour cela, avec la fourche "parallèle au sol" et sans l'entraînement; vous pouvez vérifier que les étoiles longent un des fils du réticule bien orienté, quand on actionne une des vis calantes. Si les étoiles partent à 45° du réticule, on peut dire que la vis calante agit autant en hauteur qu'en azimut. Il faudra donc en tenir compte lors de la mise en station.
2 - Contrôle de la vitesse entraînement
Au cours de nos essais nous nous sommes rendus compte que si la vitesse d'entraînement du télescope est différente de celle du ciel, on obtient des dérives bombées partant dans diverses directions (voir développement cinématique de la méthode pour explication). Les règles énoncées sont alors fausses mais on pourra tout de même utiliser ce fait pour caler la vitesse d'entraînement. Si vous n'êtes pas sûr de la position sidérale de votre variateur de fréquence, il faudra l'étalonner. Une solution consiste à vérifier à l'oculaire que des étoiles bien distantes l'une de l'autre mais pas trop éloignées du pôle (le mieux étant de les prendre symétriques par rapport au pôle) dérivent dans la même direction (puisque translation de champ) pour une monture présentant un défaut non négligeable de mise en station (2 à 10'); pour ne pas changer l'orientation du réticule on passera d'une étoile à l'autre en se déplaçant uniquement en déclinaison. De toute façon cette remarque concernera sans doute peu de personnes, la position sidérale du variateur étant déjà connue.
La fourche a peu prés "parallèle au sol" (angle horaire nul), les fils du réticule bien orientés, la vitesse bien réglée, les cardinaux repèrés, on peut maintenant centrer le réticule sur une étoile du champ polaire (fonctionne jusqu'à au moins 3 autour du pôle; la polaire à 45' du pôle convient parfaitement si elle est pratique d'usage) puis attendre la dérive éventuelle qui sera riche d'information. Notez que si la magnitude de l'étoile est suffisante le centrage de celle-ci sera plus précis en la défocalisant (fils de réticule sur disque de lumière).Au départ il est souvent plus rapide de repérer simplement sa position initiale (réticule en damier, mémorisation de sa position par rapport à la croisé, ...), la dérive arrivant assez rapidement.
Lors de notre premier essai nous avons été surpris par la vitesse à laquelle un défaut de station devenait évident. En effet ce défaut bien perceptible en 20 minutes par la méthode de BIGOURDAN, l'était largement au bout de 10 minutes par cette méthode. La dérive étant en diagonale nous avions en plus les deux renseignements de position avec la même étoile.
Ces dernières remarques sont sans nul doute les forces de cette méthode. Le contrôle simultané des deux axes avec la même étoile se révèle très utile lorsqu'on utilise une monture dont le système de réglage déplace le pôle instrumental aussi bien en hauteur qu'en azimut. De même nous avons constaté que la dérive est "en gros" deux fois plus rapide qu'avec la mèthode de BIGOURDAN. Le contrôle de la dernière retouche est alors plus rapide et en plus sur les deux axes; sans être gêné par la réfraction. Soit si on fait les comptes, un gain de temps d'environ 4 fois par rapport à la méthode de BIGOURDAN ! (une étoile au lieu de deux, temps d'attente divisé par deux : pas de crise de nerf en fin de nuit !!!).
Le tableau des cas de dérive à l'oculaire est présenté en figure 5.
Figure 5 : Tableau des dérives à l'oculaire réticuléLa méthode est itérative, c'est à dire qu'il faut recommencer la détection de dérive après chaque correction jusqu'à ne plus percevoir de déplacement de l'étoile. En re-réglant la vitesse, le réticule, la monture on tend vers une parfaite mise en station sur le pôle céleste réfracté du lieu d'observation. Plus le temps d'attente de la dérive sera long et plus on pourra détecter de faibles défauts de mise en station ou d'entraînement (30 minutes semble être une limite raisonable). Les limites de la méthode sont les flexions de la monture qui tendent à abaisser le pôle instrumental, le déplacement de l'optique sur son support, la réfraction différentielle que subit l'étoile (minime), et en toute rigueur les variations climatiques (température, pression qui font varier d'environ 10% la réfraction que subit le pôle céleste); la précision de la méthode s'arrête sans nul doute avant ! A noter que les défauts d'orthogonalité entre l'axe horaire et l'axe de déclinaison ainsi que l'axe optique et l'axe de déclinaison, n'affectent pas la poursuite (donc pas la méthode) mais seulement le pointage (impossible de centrer le pôle).
Lors de notre premier essai pratique nous avons mis en station en 2 heures avec un oculaire grossissant 200 fois. Les derniers réglages étaient des corrections oscillantes de 10 à 15 secondes d'arc. Un test par la méthode de BIGOURDAN sur une étoile méridienne, nous a montré une dérive d'un demi fil de réticule en 25 minutes sans avoir compensé son pôle réfracté.
Distance angulaire entre deux astres :
d=arccos[sin(delta0).sin(delta1)+cos(delta0).cos(delta1).cos(alpha1-alpha0)]
Figure 6 : Champ d'étoiles de trois degrés centré sur le pôle céleste nord.
Si la vitesse d'entraînement de l'instrument est relativement stable et précise en une heure voir une demi-heure, il faudra utiliser la méthode visuelle du début à la fin ("relativement" est employé car le défaut D de vitesse de poursuite à la vitesse sidérale, est observé en D.cos(delta) dans l'oculaire; il est donc faible cos(89°)=0.017). On s'évite ainsi tous les travaux photographiques. De même, le possesseur d'un instrument portable pourra peaufiner la mise en station très rapidement, après une visée polaire. Avec un oculaire gradué, il est possible de faire les mesures de dérive afin de calculer le défaut de mise en station [1]. Dans le cas d'une longue attente, si une incertitude subsiste sur la stabilité du variateur, et que la dérive est en direction de l'Est ou de l'Ouest; il faut vérifier si cette dernière provient de l'entraînement ou de la mise en station. Pour cela, l'opérateur peut tenter de faire repasser l'étoile par le centre du réticule en utilisant le rappel rapide en ascension droite. Si l'étoile ne repasse pas par le centre du réticule, il y a bien un défaut de station. Mais attention car cette dernière astuce ne fonctionne pas si l'étoile est proche de la ligne passant par le pôle céleste et le pôle instrumental (mouvement diurne et dérive sont "parallèles"); soit dans environ 25% des cas. Une vérification par la photographie semble alors incontournable.
Page maintenue par David ROMEUF
