L'OBSERVATION DU CIEL PROFOND
ET LES FILTRES NÉBULAIRES

Texte original par Pierre Paquette
Conférence donnée au Club Astronomie des Moulins
par Pierre Paquette le 3 mars 2003
Bonsoir !

Il y a de cela quelques années, il y avait un commercial à la télé qui disait : « Oserons-nous comparer le lait avec Aero ? ». Ce soir, je vous demande : « Oserons-nous comparer les objets de ciel profond et les objets de ciel profond ? ». Ça peut sonner bizarre comme ça, mais il existe effectivement bien des différences entre chaque classe d'objets de ciel profond, au point qu'il est difficile de généraliser quand on parle de leur observation.

Commençons d'abord par voir chaque classe d'objets de ciel profond.

a) Les étoiles doubles et multiples

Un objet de ciel profond est tout simplement un objet qui ne fait pas partie du Système solaire. Dans ce sens-là, on peut inclure les étoiles doubles et multiples et les étoiles variables, mais ces deux groupes ne sont pas nécessairement considérés comme des « objets » de ciel profond, parce qu'il s'agit d'étoiles, tandis que le mot « objet » désigne généralement autre chose… Je trouve cette définition « boiteuse » et j'ai toujours choisi de considérer les étoiles doubles et multiples et les étoiles variables comme étant des objets de ciel profond.

La plupart des étoiles de notre Galaxie, et on peut supposer que c'est la même chose dans les autres galaxies, font partie de systèmes doubles ou multiples. Il est plus rare de trouver une étoile isolée qu'une étoile qui fait partie d'un couple, d'un trio, d'un quatuor… alouette ! Bien qu'une grande partie de ces associations soient discrètes, et qu'on ne puisse les voir dans nos télescopes, aussi gros qu'ils soient, on sait qu'elles existent parce qu'elles nous laissent des traces : quand deux étoiles nous envoient de la lumière ensemble, même si on ne voit qu'un seul point, en analysant la lumière reçue à l'aide d'un spectroscope, on voit des bandes doubles. Aussi, vu que la plupart des couples discrets le sont à cause de leur proximité spatiale (qui donne un trop faible angle de vue depuis la Terre pour permettre de séparer le couple avec un télescope), ils se tournent autour très vite, ce qui crée un mouvement relatif des bandes dans les spectroscopes. La technique permet même de déterminer la masse de chaque étoile –c'est d'ailleurs le seul moyen d'en avoir une idée précise.

Des étoiles que l'on peut voir comme étant doubles ou multiples dans un instrument d'optique, il existe deux classes : les doubles visuelles et les étoiles binaires. Il s'agit pour les premières de simples alignements d'étoiles éventuellement distantes l'une de l'autre, qui sont placées de sorte qu'elles paraissent voisines vues depuis la Terre. Habituellement, on peut les distinguer en analysant leur position par rapport aux étoiles environnantes sur plusieurs années : les fausses doubles n'ont pas le même mouvement et vont habituellement dans des directions différentes. Mais cette fausse dualité n'enlève rien au spectacle : qui n'aime pas observer Mizar et Alcor dans la Grande Ourse, qui ne forment pas un couple réel ?

Restons avec Mizar et Alcor : qui les a observées sait qu'il y a près de l'étoile la plus brillante, Mizar, une autre étoile beaucoup plus faible et plus rapprochée d'elle que Alcor. Celle-ci forme un couple réel avec Mizar. Une autre étoile située, Sidus Ludovicianum, à peu près entre Mizar et Alcor, et légèrement sur le côté, est aussi présente simplement par alignement dû au hasard.

Mizar et la petite étoile sans nom forment un couple réel, autrement dit, lié par la gravité. Dans un tel couple, chaque composante tourne autour du centre de gravité du système ; dans le cas où une étoile est beaucoup plus massive que l'autre, ce point se situe dans cette étoile et l'autre tourne effectivement autour. Dans le cas d'un système à trois étoiles ou plus, encore une fois, chaque étoile tourne autour du centre de gravité du système.

Certaines étoiles binaires visibles avec un instrument sont si rapprochées qu'il est possible de détecter leur mouvement orbital en quelques années. C'est le cas par exemple de 70 Ophiuchi, Castor (a Geminorum), g Virginis (très serrée), x Ursæ Majoris ou encore m Cygni. J'ai même trouvé une liste de dix étoiles doubles dont la période est de moins de soixante ans : le changement se voit en un an, alors que l'étoile secondaire a parcouru plus de dix degrés de son orbite !

Un des catalogues les plus complets d'étoiles doubles est le Washington Double Star Catalog, dont le site Web est le :

Pour l'observation des étoiles doubles, je suggère le projet S33, qui consiste à observer les 33 étoiles doubles les plus faciles de chaque constellation. Ils ont une liste de discussion sur Yahoo!, qui permet à quiconque s'y joint d'obtenir une montagne d'informations sur les étoiles doubles et leur observation.

Un point important de l'observation des étoiles doubles est de noter leur séparation en secondes d'arc ainsi que leur angle de position, qui est l'angle entre le nord et l'étoile secondaire, mesuré du nord vers l'est.

b) Étoiles variables

Certaines étoiles sont comme les humains : elles sont d'humeur changeante. Ou plutôt d'éclat changeant. Là encore, il y a divers types : on trouve les pulsantes comme les céphéides, qui gonflent et se dégonflent ; les cataclysmiques comme les novæ et supernovæ ; les variables à éclipses, dans lesquelles une étoile cache périodiquement l'autre et vice-versa ; ou encore les variables de rotation, qui montrent des taches si grosses qu'elles obscurcissent un côté de l'étoile.

Un bon site Web à consulter est celui de l'American Association of Variable Star Observers, au :

Pour ce qui est d'un catalogue encore très complet d'étoiles variables, on peut visiter le :

Ce qu'il est important de noter lorsque l'on observe une étoile variable est son éclat. Une des meilleures techniques est celle d'Argelander, qui consiste à comparer successivement l'éclat de l'étoile observée avec l'éclat de deux étoiles voisines dont les magnitudes sont connues et voisines de celle de l'étoile étudiée. Cinq niveaux de différence d'éclat sont possibles, toutes basées sur la turbulence de l'image :

1-Quand l'étoile étudiée est habituellement de même brillance que l'étoile témoin ;
2-Quand l'étoile étudiée est habituellement plus faible d'un cran que l'étoile témoin ;
3-Quand l'étoile étudiée est habituellement plus faible pour la peine que l'étoile témoin ;
4-Quand l'étoile étudiée est toujours plus faible que l'étoile témoin ;
5-Quand l'étoile étudiée est à première vue plus faible que l'étoile témoin.

Chaque niveau correspond à une différence de magnitude de 0,06 à 0,09, quand les étoiles de comparaison sont correctement choisies.

La différence est ensuite notée A x V y B, où x et y sont les niveaux de différences observés. Il est alors possible de calculer la magnitude réelle de l'étoile étudiée par les formules :

s = (mag B – mag A) / (x + y)
mag V = mag A + (s * x) = mag B – (s * y)

Où s est l'unité de différence de brillance exprimée en magnitude ;

x et y sont les niveaux de différence d'éclat entre l'étoile étudiée et les étoiles A et B, respectivement.

c) Les amas d'étoiles

Même si plusieurs astronomes, amateurs et professionnels, n'admettent pas les étoiles doubles et multiples ou les étoiles variables comme objets de ciel profond, tous admettent que les amas d'étoiles en sont.

On trouve deux sortes d'amas : les amas ouverts et les amas globulaires. On appelle parfois les premiers des amas galactiques, mais je n'utiliserai pas ce terme, qui porte à confusion lorsque l'on utilise son abréviation, surtout.

Un amas ouvert est un groupe d'une dizaine à quelques centaines d'étoiles nées à peu près en même temps, de la même nébuleuse. Les plus connus sont sûrement les Pléiades et l'amas double de Persée (h et c Persei), mais plusieurs autres beaucoup moins connus sont assez intéressants à observer, comme par exemple Stock 1, pas trop loin de l'amas double, mais dans Cassiopée, ou Stock 2, près de M71.

Ce dernier est un amas globulaire : il s'agit d'un groupe d'une dizaine de milliers d'étoiles, pas nécessairement formées en même temps mais quand même toutes assez vieilles, et dont la forme est essentiellement celle d'une boule d'étoiles. Le grand amas d'Hercule, M13, est le plus connu au Québec, mais M92, situé un peu plus au nord, est aussi très beau.

La classification des amas ouverts est relativement complexe : on note d'abord la concentration, de I à IV, avec I étant le plus concentré ; puis la luminosité, de 1 à 3, selon que l'amas se détache bien (1) ou mal (3) du fond d'étoiles environnantes ; enfin on indique si l'amas contient beaucoup (r) d'étoiles (plus de 100), juste un peu (p, moins de 50), ou encore un nombre moyen (m, entre 50 et 100).

Pour les amas globulaires, l'affaire est simple : on ne note que la concentration, de I à XII, avec les amas de classe I bien concentrés et ceux de classe XII plutôt ouverts.

d) Les nébuleuses

Les nébuleuses sont des nuages de gaz et de poussières. On en trouve quatre types : les nébuleuses diffuses ou de réflexion ; les nébuleuses d'émission ; les nébuleuses obscures ; et les résidus de supernovæ. Les trois premiers types sont souvent mélangés dans une nébuleuse, comme par exemple M20 (Trifide) : une partie plus rougeâtre est une nébuleuse d'émission, devant laquelle trois bandes sombres sont des nébuleuses obscures, et juste à côté, on trouve une nébuleuse de réflexion plutôt bleue.

e) Les galaxies

Carrément comparables et souvent comparées à des Univers-îles, les galaxies sont ce qui se fait de plus gros en fait de structure unique dans l'Univers : tout objet plus gros est un groupe de galaxies. Notre Galaxie est parmi les plus grandes qui soient, mais certaines sont encore bien plus grandes encore.

Une galaxie est un groupe de millions ou de milliards d'étoiles, qui contient à son tour des étoiles doubles et multiples et des étoiles variables, des amas ouverts et globulaires, ainsi que des nébuleuses de toutes sortes. On utilise pour les classer un système mis au point par Edwin Hubble, qui ressemble à un Y. Le tronc du Y contient les galaxies elliptiques, de E0 à E9, avec E0 plutôt sphérique. Justement, les galaxies sphériques sont à la jonction des trois branches du Y. Les deux branches du haut contiennent les galaxies spirales et les spirales barrées, respectivement. On trouve aussi des galaxies de forme irrégulière.

f) Observation et filtres

Lorsque l'on observe les objets de ciel profond, il est important de se souvenir de leur nature et de leur apparence générale, puisque les paramètres d'observation en dépendent. Ainsi, pour les étoiles doubles ou variables, on peut utiliser un grossissement élevé, puisque leur lumière sera toujours confinée à des points. Il en va de même des amas ouverts.

Mais les autres types d'objets ont une certaine taille angulaire, ce qui veut dire que leur lumière sera dispersée sur une certaine surface lorsque l'on les observera. Si on grossit trop, la lumière sera tellement diluée qu'il n'y en aura pas assez par cellule sensible au fond de l'œil, alors on ne verra pas l'objet. La solution consiste à utiliser un instrument plus grand (qui ramasse plus de lumière sur la même surface d'image) ou un oculaire grossissant moins (ce qui est moins coûteux).

Évidemment, si on grossit trop peu, aucun détail ne sera visible, et il faut donc faire un compromis. Malheureusement, il n'existe pas de règle générale, et chaque type d'objet –presque même chaque objet– a un grossissement idéal.

Autre chose importante, compte tenu qu'il faut éviter de disperser la lumière : un objet à courte distance focale est plus adapté à l'observation du ciel profond, puisque l'image formée est plus petite et que la lumière est donc plus concentrée, pour un diamètre donné.

Du côté des filtres, on trouve divers modèles. Les filtres à large bande passante visent principalement à réduire la pollution lumineuse en empêchant les photons de longueurs d'ondes données d'arriver à l'œil. Ainsi, la lumière des lampadaires au mercure et même au sodium basse pression est complètement coupée, de même qu'une bonne partie de la lumière des lampadaires au sodium haute pression. C'est le cas par exemple des filtres LPR de Celestron, Broadband de Meade, LP-1 de Thousand Oaks, SkyGlow de Orion et Deep-Sky de Lumicon, entreprise qui a fait faillite récemment mais a été rachetée par Parks Optical qui devrait continuer la commercialisation de ces filtres

.

D'autres filtres coupent davantage la lumière en ne laissant passer qu'un certain groupe de longueurs d'onde, réduisant encore plus la pollution lumineuse. Il s'agit par exemple des UltraBlock de Orion, UHC de Lumicon, Narrowband de Meade et LP-2 de Thousand Oaks, qui ne laissent passer que les longueurs d'onde O-III et H-b, de même que celles entre. Ces filtres sont dits à bande passante étroite.

Enfin, certains filtres bloquent presque toute la lumière, permettant d'aller chercher certains objets bien spécifiques : c'est le cas du O-III, du C-2 et du H-b de Lumicon. Le premier permet de mieux voir les nébuleuses planétaires ; le H-b est l'idéal pour voir la nébuleuse de la Tête de Cheval ; et le C-2 sert surtout pour mieux voir certaines comètes, dont l'observation s'apparente, à cause de leur apparence diffuse et pas très lumineuse, à l'observation des objets de ciel profond.

Il faut dire qu'aucun de ces filtres ne permet de rendre les objets plus brillants dans un instrument d'optique. Le seul moyen de faire cela est d'augmenter le diamètre de celui-ci. Il y a d'ailleurs eu un vif débat sur la liste de discussion Internet (groupe Yahoo!) de la Maison de l'astronomie (http://groups.yahoo.com/group/lmda), et j'ai dû ramener l'ordre en indiquant le travail réel d'un tel filtre : augmenter le contraste, point. En fait, ce n'est pas l'objet observé qui devient plus brillant, c'est simplement le reste qui devient plus sombre !

En fait, les filtres à large bande passante n'apportent qu'un très faible changement, et seulement quand la pollution lumineuse est très forte. De plus, aucun de ces filtres n'aidera à observer les galaxies, dont la lumière ressemble trop à celle d'un lampadaire au mercure et est donc coupée.

Les courbes de transmission de certains filtres nébulaires (dits aussi filtres de ciel profond ou filtres anti-pollution lumineuse) sont sur mon site Web, au http://www.starpete.tk On doit cliquer sur « Club astro. des Moulins », puis en bas sur le modèle de filtre pour lequel on veut la courbe. Je peux fournir des plus grandes images sur demande (écrivez-moi à pierre@pierrepaquette.net).

Merci, et bonne soirée !

Pierre Paquette
3 mars 2003