L'OBSERVATION DU SYSTÈME SOLAIRE
ET LES FILTRES DE COULEURS

Texte original de Pierre Paquette
Conférence donnée au Club Astronomie des Moulins
par Pierre Paquette le 3 février 2003

Bonsoir !

J'ai déjà lu, et ce, dans plusieurs livres, que l'on peut dire du Système solaire qu'il est composé d'un Soleil et de quelques poussières, les planètes. C'est peut-être un peu exagéré, mais il est vrai que le Soleil est disproportionnellement gros par rapport aux planètes. Et pour l'observer, les moyens à prendre sont aussi sans commune mesure avec ceux à prendre pour observer les planètes.

a) Le Soleil

Compte tenu de sa brillance énorme, on ne peut pas observer le Soleil comme on observe un autre astre. En fait, il n'y a que peu de moyens sécuritaires d'observer notre étoile. Une d'entre elles consiste à projeter l'image du Soleil fournie par l'oculaire sur un morceau de papier ou de carton blanc. L'image obtenue n'a toutefois que peu de contraste, même si cet écran de fortune est placé à l'intérieur d'une boîte pour être ainsi complètement à l'ombre.

Un autre moyen d'observer le Soleil consiste à réduire son éclat lumineux. Cela est fait par un filtre spécial, qui coupe la plus grande partie (disons 99,999 %) de l'énergie solaire avant qu'elle n'entre dans l'instrument d'observation –dont l'éventuel chercheur sera évidemment couvert.

Il existe différents modèles de filtres. Le premier est fait de Mylar, une mince pellicule de plastique recouvert d'une mince couche (0,000 1 mm) d'aluminium. On trouve aussi cette couche d'aluminium sur des filtres de verre, ce qui donne un filtre solaire plus résistant, mais aussi plus coûteux. Depuis peu, on trouve aussi des filtres en polymère noir, qui a l'apparence d'une très mince feuille de plastique noir. L'image fournie par les filtres de Mylar est légèrement bleutée, mais on peu la corriger avec un filtre #21 orange ou #23A rouge pâle ; le verre aluminé donne une image jaune, plus naturelle, tout comme le polymère noir.

L'avantage du Mylar et du polymère noir (ou black polymer) est qu'ils sont disponibles en vrac : on peut donc acheter la taille voulue et faire autant de filtres que désiré, de n'importe quelle(s) taille(s). Le seul problème est de les monter convenablement pour utilisation facile, mais cela est facile pour qui aime bricoler. De plus, les prix sont très raisonnables (moins de 20 $ contre facilement 100 $ pour un filtre de Mylar déjà monté).

Un moyen que je ne saurais recommander est le prisme de Herschel, fait d'une lame de verre inclinée de 45° par rapport à l'axe optique, et dont les faces sont elles-mêmes inclinées l'une par rapport à l'autre d'environ 3°. Cela dévie la majeure partie des rayons lumineux, mais on doit réduire l'éclat solaire avec un filtre additionnel, puisque de 3 à 5 % de la lumière solaire arrive à l'oculaire, ce qui est encore suffisant pour rendre l'observateur aveugle. On suggère par exemple un filtre de soudeur, de calibre 12 ou plus opaque. Cependant, puisque cet accessoire s'installe à l'oculaire, il reçoit beaucoup de chaleur et se trouve donc dans une position très dangereuse ; c'est pourquoi je ne ferais pas confiance à un tel instrument. À vous de décider si vous êtes plus confiant que moi !

La surface du Soleil ou photosphère présente d'abord à l'observateur des petits points noirs, les taches solaires, visibles avec n'importe quel instrument d'optique. Il s'agit d'orages magnétiques, causés par le bris des lignes de force du puissant champ magnétique solaire. Leur température est légèrement plus faible que celle du reste du Soleil, et elles éclairent donc moins ; par contraste, elles semblent noires. Cependant, si nous pouvions « zoomer » à l'intérieur d'une tache, ce qui est tout juste hors de portée des plus puissants télescopes, on verrait que l'éclat lumineux est presque aussi fort que celui du reste du Soleil.

La classification des taches solaires est fonction de la présence, de la taille et de la forme de l'ombre et de la pénombre : on compte neuf classes de taches, notées de A à I. L'évolution d'une tache suit l'ordre alphabétique, une tache de classe A étant la première à apparaître, passant ensuite à la classe B puis à la classe C. Suivra parfois le passage à la classe D, et plus rarement aux classes E et F, très rare. À la fin de son évolution, la tache peu développée passera de la classe C à la classe I ; une tache évoluée passera cependant par la classe H avant, ou même par la classe G dans le cas d'une tache importante de classe F.

L'évolution d'une tache commence par l'assombrissement progressif (A) d'un granule jusqu'à ce qu'il devienne un pore ; d'autres apparaissent ensuite autour (B), puis la pénombre autour des taches les plus grosses du groupe (C). De forme d'abord irrégulière, la pénombre devient de plus en plus grande, symétrique et complexe, avec trous d'ombre et points brillants à maturité complète.

Parfois, une seconde pénombre se forme autour d'autres taches du groupe, formant une tache bipolaire (D). Des taches d'une même pénombre peuvent alors se regrouper pour former une tache plus grosse (E). Rarement, des petites taches apparaîtront ensuite dans la pénombre, avant que le tout ne se dissipe lentement (F).

Une éruption est une zone brillante dans une tache, qui apparaît et disparaît en dizaines de minutes maximum. On les signale habituellement davantage dans les observations par projection que directement à l'oculaire (filtré). Leur observation est très importante et doit inclure : couleur si présente ; durée ; et étendue (en secondes d'arc). Autant que possible, on veillera à photographier le phénomène. Le 13 mars 1989, j'ai eu la chance d'observer une telle éruption, par projection : le lendemain, le matériel rejeté par le Soleil atteignait la Terre et surchargeait le réseau d'Hydro-Québec, privant de courant neuf millions de personnes. Des problèmes avec les satellites peuvent aussi survenir, avec toutes les conséquences prévisibles sur les télécommunications, entre autres. Aussi, les astronautes en orbite doivent adopter des mesures de protection spéciale ; c'est à cause d'une suractivité solaire, notamment, que la mission Apollo XVIII n'a jamais eu lieu vers la Lune : ses astronautes auraient été tués par des éruptions solaires très puissantes.

On peut aussi constater, avec un instrument de 120 à 150 mm de diamètre, que la photosphère semble faite de petits grains, la granulation. Individuellement, chaque grain est appelé granule. On en compte de deux à trois millions sur le disque complet du Soleil. Il s'agit de cellules de convection de la matière en provenance des profondeurs du Soleil, qui durent de 5 à 10 minutes avant de disparaître, et qui sont séparés par la matière intergranulaire, fine et plus sombre.

Autour des groupes de taches et près des bords, on verra des zones plus lumineuses : les facules, peu contrastées par rapport à la photosphère. Des facules importantes, brillantes et compactes marquent souvent l'endroit où un groupe de taches se trouve sur le point d'apparaître ou vient juste de disparaître. Si le matériau faculaire est très brillant, cela peut vouloir dire qu'un groupe est sur le point de naître.

L'apparence d'une tache diffère selon sa position sur le disque solaire. Un des effets les plus connus est l'effet Wilson : lorsqu'une tache symétrique approche du bord ouest du Soleil, la largeur de la pénombre la plus éloignée du bord décroît plus vite que celle qui en est la plus proche. L'inverse se produit sur le bord est : la largeur de la pénombre côté centre du disque augmente plus rapidement que celle côté bord. La tache est effectivement une zone où la matière retourne vers les profondeurs solaires, mais selon certains astronomes solaires, cet effet ne serait que psychologique.

Un autre effet est l'asymétrie photométrique : le côté d'une tache tourné vers le bord du disque solaire demeure net et brillant, tandis que la partie plus proche du centre du disque solaire devient diffuse et plus sombre. Des études photométriques ont montré que cet effet est bien réel.

Cycle solaire

En 1826, l'Allemand Heinrich Schwabe compta systématiquement les taches et leurs groupements. En 1851, il prouva l'existence d'un cycle d'une dizaine d'années dans le nombre de taches. Cette période varie de 7,3 à 17,9 ans entre les maxima d'activité solaire, pour une moyenne de 10,9 ans. La période entre les minima varie de 9 à 13,6 ans, pour une moyenne de 11,1 ans. L'augmentation du nombre de taches est généralement plus rapide que sa diminution.

Rotation et inclinaison solaires

La vitesse de rotation du Soleil diffère selon la latitude : elle dure 27,2753 jours terrestres à l'équateur solaire.

La Terre tournant autour du Soleil dans un plan différent du plan équatorial solaire, on voit donc l'équateur et les pôles de notre étoile sous des angles différents selon la date. On remarquera que l'inclinaison maximale du disque solaire a lieu en mars et septembre, et que la Terre se trouve essentiellement dans le plan de l'équateur solaire en juin et décembre, mais il faut préciser que la coïncidence de ces dates avec les équinoxes et les solstices terrestres n'est due qu'au hasard ; les saisons sont déterminées par un tout autre phénomène.

Les protubérances solaires sont visibles avec un filtre hydrogène alpha (Ha ), très coûteux, et d'utilisation délicate.

b) Mercure

Mercure est très difficile à observer, parce que c'est la planète la plus proche du Soleil. Elle présente des phases semblables à celles de la Lune, mais ses traits de surface sont presque invisibles : au mieux, des taches grisâtres peu détaillées. Mercure n'est visible que dans les lueurs de l'aurore ou du crépuscule, réduisant d'autant le contraste.

Ses périodes de visibilité ne durent que quelques semaines, à l'aurore en automne ou au crépuscule au printemps. Il arrive parfois que son éclat surpasse celui prévu, sans que l'on ne comprenne au juste pourquoi.

Mercure présente essentiellement les mêmes traits de surface à chaque période d'observation, parce qu'elle fait un tour et demi sur elle-même pendant qu'elle en fait un autour du Soleil. Mercure est en ligne entre le Soleil et la Terre tous les 115,86 jours, soit environ deux fois sa durée de rotation de 58 jours terrestres, ce qui explique la répétition de visibilité des mêmes marques lors de passages successifs.

Les filtres de couleur augmentant le contraste de Mercure sont le bleu pâle ou le vert pour les zones sombres, tandis que l'orange ou une combinaison de filtres jaune pâle et vert pâle feront ressortir les zones brillantes. Un filtre #23A (rouge clair) servira de son côté à assombrir le ciel toujours brillant autour de la petite planète.

c) Vénus

Malgré sa relativement faible distance au Soleil (deuxième planète en ordre d'éloignement), Vénus est probablement la planète la plus facile à voir, compte tenu de son éclat –elle est toujours plus brillante que n'importe quel autre astre, hormis la Lune et le Soleil. On peut parfois la voir en plein jour, quand on sait où regarder.

Ses phases sont cependant presque les seules choses visibles au télescope. Elle passa ainsi d'un grand croissant fin lorsque près de la Terre au petit disque presque plein lorsqu'elle se trouve à l'opposé du Soleil.

Les nuages vénusiens font un tour complet de la planète en quatre jours environ, mais le globe vénusien prend 243 jours terrestres pour compléter sa rotation.

Un filtre #15 (jaune foncé) augmente le contraste de certains nuages ; le #21 (orange) fait ressortir la phase et réduit sa luminosité, tout comme le #23A (rouge clair) ou le #25 (rouge foncé). Enfin, le #58 (vert foncé) fait ressortir certains détails de l'atmosphère.

Une autre possibilité est d'observer en plein jour, alors que le constraste est plus faible avec le ciel bleu brillant, et l'atmosphère souvent plus calme.

Il arrive –rarement– que Vénus passe devant le Soleil : on parle alors de transit. Le très fin disque de la planète (environ 29 secondes d'arc) traverse alors le disque solaire (environ 945 secondes d'arc).

Il s'agit d'un phénomène rare : décembre 1631 et 1639, juin 1761 et 1769, décembre 1874 et 1882, juin 2004 et 2012, décembre 2117 et 2125. On note un cycle de 243 ans : deux transits successifs vers le 8 décembre à 8 ans d'intervalle, puis une pause de 121 ans et 6 mois ; ensuite deux autres transits, vers le 7 juin, à 8 ans d'intervalle, et une autre pause, de 105 ans et 6 mois.

Le phénomène est plus fréquent pour Mercure : 1993, 1999, 7 mai 2003, 8 novembre 2006 et 9 mai 2016, notamment.

Si l'on note la position de Vénus dans le ciel à chaque jour, toujours à la même heure (en corrigeant pour l'heure avancée), on obtient une courbe dont la forme change d'une apparition à l'autre de Vénus, pour se répéter au bout de huit ans environ, période équivalant grosso modo à cinq fois la révolution synodique de Vénus (période entre les passages en ligne avec le Soleil ou conjonctions).

Vénus réfléchit quelque 65 %, contre 52 % pour Jupiter, 47 % pour Saturne, 51 % pour Uranus et 41 % pour Neptune.

d) La Lune

On aimerait parfois que la Lune cesse d'exister : on aurait alors plus de nuits noires pour observer les objets de ciel profond. Mais elle est là, alors aussi bien en profiter !

Ses phases sont la nouvelle Lune, où elle est invisible. Sept jours plus tard, on a un premier quartier, visible jusque vers minuit. Quatorze jours et demi après la nouvelle Lune, on a la pleine Lune, visible toute la nuit. Enfin, sept jours plus tard, on a le dernier quartier, visible à partir de vers minuit.

La Lune ne se trouve pas en ligne parfaite avec le Soleil lors de chaque nouvelle ou pleine Lune, mais habituellement trop au nord ou au sud, d'un angle maximal d'environ 5°, à cause de l'inclinaison de son orbite autour de la Terre.

Le relief lunaire (montagnes, vallées) crée des jeux d'ombres différents selon l'angle du Soleil par rapport à la surface de la Lune, et fait en sorte que certaines régions sont plus aisément observables à certains moments, tandis que d'autres endroits seront moins bien placés au même instant. Diverses caractéristiques de surface présentent aussi un spectacle continuellement changeant selon l'éclairage, et sont tout aussi intéressantes à étudier, peu importe la phase lunaire.

Le grand éclat de notre satellite est éblouissant, mais peut être réduit par un filtre lunaire : il s'agit d'un filtre gris relativement dense, filtrant plus ou moins également la plupart des couleurs, afin de réduire l'éblouissement. Un meilleur choix est cependant le filtre polarisant, habituellement offert en version « variable ».

L'usage d'un filtre coloré traditionnel permet aussi d'éviter un certain degré d'éblouissement, mais peut aussi faire ressortir certains détails. Un filtre #12 (jaune clair), un #58 (vert foncé) ou un ND96 (gris neutre) vont réduire l'éclat général. Pour augmenter le contraste, on peut utiliser un #15 (jaune foncé), un #23A (rouge clair) ou un #80A (bleu clair). Avec un #21 (orange), ce sont les mers qui ressortiront le plus, et un #56 (vert clair) fera ressortir des détails généraux.

e) Mars

Mars est toujours petite, jamais plus de 25" environ lors des meilleures oppositions dont celle de 2003, et à peine plus de la moitié lors des pires. On doit donc travailler à fort grossissement, et ainsi être très sensible à la stabilité de l'air et à la transparence du ciel. Heureusement, Mars est brillante, ce qui rend la tâche un peu moins compliquée et permet aussi l'usage de filtres relativement foncés.

Son globe tourne sur lui-même en 24 h 37 min, ce qui fait que d'une nuit à l'autre, Mars nous présente presque la même face : il faut observer à des heures différentes ou sur plusieurs semaines pour couvrir toute la planète.

Pour un observateur néophyte ou pour quelqu'un qui en est à sa première observation de Mars, presque rien n'est visible sur le petit disque orangé, si ce n'est possiblement une calotte polaire, sous l'aspect d'un point blanc brillant. Avec de l'expérience en observation de Mars –celle d'autres objets ne nuit pas–, et selon l'hémisphère visible, l'observateur pourra voir diverses taches plus ou moins sombres qui correspondent grossièrement aux différents traits de relief de Mars, de même que certaines formations nuageuses ou des tempêtes de sable.

Un filtre #12 (jaune clair), #15 (jaune foncé) ou #23A (rouge clair) assombrissent les montagnes et éclaircissent les déserts et tempêtes de poussière. Les montagnes sont aussi assombries avec un #11 (jaune-vert), un #21 (orange) ou un #25 (rouge foncé) ; ce dernier fait aussi ressortir les calottes polaires, qui sont aussi plus faciles à distinguer avec un #56 (vert clair) ou un #58 (vert foncé).

Les nuages de poussières seront plus prononcés avec un filtre jaune. Le vert révélera aussi les brumes et gelées ; les taches révélées par le jaune, si elles sont des nuages, seront moins brillantes et plus diffuses en vert. Les nuages blancs (dus au relief) seront mieux visibles en bleu, les teintes orange et rouges du reste du globe martien étant ainsi obscurcies, comme dans le vert.

L'éclaircie violette est un phénomène encore mal compris qui fait que les détails normalement invisibles avec un filtre #47 (violet), deviennent tout à coup faciles à distinguer lorsque observées avec ce même filtre. On doit rapporter un tel phénomène à la section de Mars de l'Association of Lunar and Planetary Observers (dont les sites Internet sont:

http://www.lpl.arizona.edu/alpo
http://www.lpl.arizona.edu/~rhill/alpo/mars.html

Mars possède deux satellites, Phobos (magnitude 11,3) et Deimos (magnitude 12,4). Leur observation est très difficile avec les moyens dont dispose l'astronome amateur moyen, mais cela n'est pas un fait impossible.

f) Jupiter

La plus grosse planète du Système solaire ne présente pas à l'observateur de surface solide, mais des nuages toujours changeants (à fort grossissement).

Un des détails les plus connus, la Grande Tache rouge, est vraisemblablement présent depuis les premières observations, faites par Galilée au début des années 1600. Ma sa couleur varie de rouge moyen à pêche ou saumon, de même que sa taille, et il serait peut-être possible d'assister à une augmentation au cours des premières décennies du XXIe siècle. On ne doit pas s'attendre à la voir à chaque observation de Jupiter, puisqu'elle se situe du côté invisible quelque six heures sur dix.

Les détails les plus faciles à voir sont cependant la Bande équatoriale Sud et la Bande équatoriale Nord. Cette dernière est toujours foncée et facile à voir, mais la première peut devenir très claire, presque invisible.

Les quatre plus gros satellites de Jupiter, dits galiléens puisqu'ils furent découverts par Galileo Galilei (1610), sont très facilement visibles, avec même le plus petit instrument d'observation, comme des « étoiles » brillantes sises de chaque coté du globe de Jupiter. Dans l'ordre progressif d'éloignement à la planète, ce sont Io, Europe, Ganymède et Callisto. Des instruments de 35 cm (14") au moins peuvent montrer leurs disques.

Jupiter bénéficiera de l'utilisation d'un filtre #11 (jaune-vert), #12 (jaune clair) ou #15 (jaune foncé), qui augmentent le contraste des bandes foncées avec les zones claires. Le #21 (orange) fait de même et aide aussi à distinguer des détails aux latitudes polaires. Un #25 (rouge foncé) permet de détecter les rares nuages bleus. Les filtres verts tels que le #58 (vert foncé) permettent de faire ressortir la Grande Tache rouge, et un filtre #80A (bleu clair) agira de même sur les ovales clairs.

g) Saturne

Saturne ne présente que rarement plus de détails qu'une ou deux bandes légèrement plus foncées que le reste de la planète, visibles avec un instrument d'une vingtaine de centimètres ou plus. De rares ovales blanchâtres sont parfois visibles.

Les anneaux de la planète compensent largement ce manque de détails du globe. Leur inclinaison change par rapport à la Terre et au Soleil tout au long de l'année saturnienne de 29,5 ans environ, ce qui change le spectacle offert. À leur ouverture maximale, ils sont aussi grands que le globe de Saturne, mais ils deviennent invisibles lorsque la Terre est dans leur plan.

Ces anneaux sont constitués de morceaux de glaces d'eau et d'ammoniaque et d'un peu de roche, trop petits pour être vus, même avec les meilleurs instruments. Les anneaux comportent une division, visible avec un instrument d'optique même modeste : la division de Cassini. L'ombre de la planète peut aussi être perçue sur les anneaux avec un instrument relativement modeste.

La division de Cassini ressort avec un filtre #11 (jaune-vert), et les bandes avec un #15 (jaune foncé). Un filtre #58 (vert foncé) rehausse la visibilité des nuages blancs, surtout lors de leur apparition, et un #80A (bleu clair) permet de mieux voir les détails des bandes.

Quelques satellites sont détectables autour de Saturne dans un instrument d'amateur, comme Titan, Dioné et Rhéa, par exemple.

h) Uranus

Uranus est tout juste visible à l'œil nu dans des conditions idéales. Elle nous montre son atmosphère plutôt que sa surface, mais contrairement à Jupiter, c'est une atmosphère morne et unie, sans détails. Même le plus brillant de ses satellites, Titania (magnitude 14 !), demande un instrument de grand diamètre.

i) Neptune

Neptune ne montre aucun détail sur son petit disque bleu-vert. Du côté des satellites, on parle encore d'une impossibilité d'observation dans des instruments d'amateur.

(À la réunion, il a été discuté d'une observation de Uranus et de Neptune dans un télescope de 12 pouces, et les observateurs, membres du Club d'astronomie des Moulins, ont indiqué que les deux planètes avaient l'aspect d'une étoile, sans spectacle aucun.)

j) Pluton

Pluton rime bien avec « déception » au niveau de la sonorité, mais aussi au niveau de l'observation. Son aspect est quasi-stellaire, même dans les grands instruments, et son seul satellite, Charon (prononcer « karon »), est invisible dans un instrument d'amateur.

k) Astéroïdes et comètes

Une comète est une sorte de boule de neige sale : en s'approchant du Soleil, elle se réchauffe, et les glaces d'eau, d'acide carbonique et d'ammoniaque qui la composent se subliment ; le noyau de la comète s'entoure alors d'un véritable nuage de gaz et de poussières, la coma. Poussée par le vent solaire, la coma s'étend alors pour devenir la queue de la comète.

Malgré leur brillance somme toute remarquable pour de si petits astres, les comètes sont parmi les corps les plus sombres du Système solaire, ne réfléchissant que moins de un dixième de la lumière qu'elles reçoivent du Soleil –mais la coma et la queue sont comparativement de vrais miroirs, réfléchissant virtuellement toute la lumière qu'elles reçoivent.

Un autre groupe d'astres sombres au sein du Système solaire est formé des astéroïdes, dont le premier fut découvert dans la nuit du 1er janvier 1801 par Giuseppe Piazzi. La liste s'allongea rapidement, et on en compte aujourd'hui plus de 35 000 dont l'orbite est connue suffisamment pour qu'ils puissent être identifiés si observés à nouveau. La plupart de ceux-ci se concentrent dans ce que l'on nomme la ceinture principale d'astéroïdes, située principalement entre les orbites de Mars et de Jupiter. Un autre groupe se situe au-delà de l'orbite de Neptune : il s'agit des objets trans-neptuniens (TNO), aussi dits objets de la ceinture de Kuiper (KBO). Selon toute vraisemblance, Pluton serait le plus gros des KBOs.

L'Union astronomique internationale a adopté pour les désignations des comètes et astéroïdes un système simple…

Pour une comète, on indique d'abord si elle est périodique (moins de 200 ans ou au moins deux périhélies observés et confirmés) ou à longue période, respectivement par les préfixes P/ ou C/ –on trouve aussi D/ pour une comète détruite ou X/ pour une comète dont l'orbite n'a pas encore été calculée.

Suit ensuite l'année, puis une lettre indiquant le demi-mois dans cette année (en omettant I et Z) ; enfin, un numéro séquentiel complète la désignation. Il est de coutume, mais non officiel, d'indiquer le nom du découvreur entre parenthèses après cette désignation. Ainsi, C/1995 O2 (Hale-Bopp) fut la première comète découverte dans la seconde moitié de juillet 1995 et ne reviendra pas de sitôt ; D/1993 F2 (Shoemaker-Levy 9), la comète qui s'est écrasée sur Jupiter en 1994, fut la seconde découverte dans la seconde moitié de mars 1993 ; et 1P/1682 Q1 (Halley) est la fameuse comète dont on a parlé plus haut –dans son cas, on indique l'année où elle fut identifiée comme comète périodique.

Pour un astéroïde, on n'utilise aucun préfixe, et la lettre du demi-mois est suivie d'une lettre pour la journée, en omettant encore le I –le Z est suivi de A1, B1, …, Z1, puis A2 et ainsi de suite–, mais le nom du découvreur n'apparaît pas (sauf si l'objet fut d'abord pris pour une comète).

Une fois que l'orbite d'un astéroïde est calculée avec une précision suffisante, on lui donne un numéro séquentiel, et il pourra recevoir un nom. Celui-ci devra répondre à certains critères, notamment qu'il ne devra pas être le nom d'une personnalité politique ou militaire moins de 100 ans après la mort de cette personne.

Il est possible pour l'amateur de découvrir de nouvelles comètes ou de nouveaux astéroïdes. Si vous croyez que c'est le cas pour vous, assurez-vous d'abord de la véracité de votre découverte : un astronome amateur expérimenté ou un observatoire pourront aider, de même que certaines sources sur Internet. Dans le cas d'une découverte photographique, il est préférable de prendre une seconde image afin de confirmer qu'il ne s'agit pas d'un défaut dans la première, et éventuellement d'estimer le mouvement si présent.

La position, l'apparence et la magnitude de l'objet doivent être notés soigneusement, de même que le moment de l'observation. Autant que possible, la vitesse de déplacement de la comète ou de l'astéroïde devra être notée, après observation sur une durée raisonnable.

La découverte sera rapportée (autant que possible avant qu'un autre astronome ne le fasse) au Central Bureau for Astronomical Telegrams (bureau central des télégrammes astronomiques), par courriel au cbat@cfa.harvard.edu, par téléphone au (617) 495­7244, -7440 ou -7444 (mais une réponse n'est pas garantie), ou sur Internet au http://cfa-www.harvard.edu/iau/cbat.html. Attention : tout message, peu importe son mode de transmission, devra être en anglais.

Merci, et bonne soirée !

Pierre Paquette
3 février 2003