Lexique d'astronomie

Catalogue de 86 nébuleuses planétaires, dressé par George Abell en 1966. Ces objets sont très faibles, et on les garde pour la fin du parcours. Le même auteur a publié un second catalogue, consacré aux amas de galaxies.

L'instrument regarde les étoiles devant lui et les reconnaît. Il en déduit dans quelle direction il pointe. Sur un télescope intelligent, l'opération est automatique et prend quelques secondes.

Voir aussi Résolution astrométrique

Boule de plusieurs centaines de milliers d'étoiles très anciennes. Elle tourne autour d'une galaxie. La Voie lactée en compte environ 160.

Groupe d'étoiles jeunes, nées ensemble et encore peu serrées. Il en compte de quelques dizaines à quelques milliers. Environ 1 100 sont recensés dans notre galaxie. Les Pléiades en sont l'exemple le plus connu.

Halo coloré dans un coin de l'image, produit par la chaleur de l'électronique du capteur. Il grandit avec la durée de pose et la température. Les capteurs récents en produisent peu, et le dark l'enlève.

Voir aussi Capteur CMOS Dark (image de)

La distance que la lumière parcourt en un an. Elle sert à dire la distance des objets du ciel profond. Voir un objet à mille années-lumière, c'est le voir tel qu'il était il y a mille ans.

Source : Jacques Gispert, Association Andromède, lexique d'astronomia.fr

Voir aussi Ciel profond

La première des deux coordonnées qui situent un objet dans le ciel. C'est l'équivalent de la longitude, projeté sur le ciel. Elle se compte en heures, minutes et secondes, de 0 à 24 h.

Source : Jacques Gispert, Association Andromède, lexique d'astronomia.fr

Voir aussi Déclinaison

Monture qui bouge de haut en bas et de gauche à droite. Elle est simple et compacte. Mais elle fait tourner le champ au fil de la nuit. Les poses unitaires doivent donc rester courtes.

Voir aussi Équatoriale (monture) Rotation de champ

Nom anglais de l'image d'offset, pour exactement le même objet. Le mot circule en français parce que les logiciels de traitement sont en anglais et appellent ainsi ce lot de poses. Un second sens existe, sans rapport avec le calibrage : le biais de Malmquist, qui fait que, loin, on ne détecte plus que les objets les plus brillants.

Voir aussi Offset (image d')

On regroupe les pixels voisins par carrés, le plus souvent deux sur deux, pour n'en faire qu'un seul. L'image perd en définition mais gagne en sensibilité. C'est utile sur les objets faibles et sous un ciel médiocre.

Voir aussi Capteur CMOS Échantillonnage

L'échelle qui dit à quel point le ciel est noir, de 1 à 9. La classe 1 est un ciel sans aucune trace de lumière artificielle ; la classe 9 est un centre-ville. On la lit à l'œil nu, en cherchant l'étoile la plus faible qu'on distingue encore. C'est ce qui explique le mieux pourquoi deux images du même objet, prises avec le même appareil, ne se ressemblent pas.

Voir aussi Pollution lumineuse Magnitude limite Duo-bande (filtre)

Catalogue de 109 objets brillants, dressé par Patrick Moore en 1995. Ce sont des objets absents du catalogue Messier. C'est le bon relais quand les Messier faciles sont épuisés.

Surface sensible à la lumière, qui remplace l'œil et la pellicule. Trois choses comptent : sa sensibilité, la taille de ses pixels et son bruit. Elles décident de ce que l'instrument peut atteindre, bien plus que le diamètre.

Ce que l'appareil voit d'un coup, mesuré en degrés. La pleine Lune fait environ un demi-degré. Un champ de 3° tient donc six pleines lunes côte à côte.

L'angle que l'image occupe pour l'œil qui regarde dans un oculaire, par opposition au morceau de ciel réellement couvert. La distinction vient de l'observation visuelle. Un télescope intelligent n'a pas d'oculaire : sur ce site, le champ annoncé est toujours le champ réel.

Voir aussi Champ (de vision)

Tout ce qui se trouve hors du système solaire : nébuleuses, galaxies, amas. Ces objets sont faibles et étendus. Ils sont faits pour la pose longue, pas pour l'œil.

Réglage qui remet les miroirs ou les lentilles bien dans l'axe. Les télescopes intelligents sont scellés et n'en ont pas besoin. Seuls les gros diamètres à tube ouvert restent à régler.

Boule de glace et de poussière : près du Soleil, sa glace se sublime et libère gaz et poussières, que le vent solaire repousse. Elle se déplace devant les étoiles pendant la pose, si bien que l'empilement doit choisir : caler sur les étoiles étire la comète, caler sur elle étire les étoiles.

Source : Jacques Gispert, Association Andromède, lexique d'astronomia.fr

Voir aussi Suivi Empilement Temps d'intégration Messier

Photo prise dans le noir complet, capuchon fermé, pour enregistrer ce que le capteur produit tout seul. On la retranche des vraies poses : elle emporte le courant d'obscurité, les pixels chauds et l'amp glow. Même durée, même gain, même température, car le courant d'obscurité double environ tous les 6 °C.

Source : Alexander Merz, « Darks en astrophotographie : le guide complet », sterngucker.de

Voir aussi Flat (image de) Offset (image d') Amp glow Empilement

La seconde des deux coordonnées qui situent un objet dans le ciel : sa hauteur au-dessus de l'équateur céleste. C'est l'équivalent de la latitude. Elle va de moins 90° au pôle sud à plus 90° au pôle nord. Comparée à votre latitude, elle dit tout de suite si un objet monte assez haut chez vous.

Source : Jacques Gispert, Association Andromède, lexique d'astronomia.fr

Voir aussi Ascension droite Latitude

On décale l'instrument de quelques pixels entre deux poses, au hasard. À l'empilement, les défauts fixes du capteur ne tombent plus au même endroit et s'effacent. Le fond devient plus propre, sans une seconde de pose en plus.

Voir aussi Empilement Amp glow

Filtre qui ne laisse passer que deux couleurs très précises : l'hydrogène alpha et l'oxygène ionisé. Ce sont celles qu'émettent les nébuleuses en émission. Le filtre arrête presque tout le reste, pollution lumineuse comprise. Ces nébuleuses sortent alors en une seule nuit.

Voir aussi Hydrogène alpha Nébuleuse en émission

Le morceau de ciel que couvre un seul pixel, mesuré en secondes d'arc. Il dépend de la focale et de la taille des pixels. Trop grand, l'image manque de détail ; trop petit, on étale la même lumière sur plus de pixels pour rien. Le seeing fixe la limite utile.

Voir aussi Focale Capteur CMOS Seeing

On additionne beaucoup de poses courtes pour n'en faire qu'une seule image. Le signal de l'objet s'ajoute, le bruit se compense. C'est le principe même du télescope intelligent.

Voir aussi Rapport signal sur bruit Temps d'intégration

Monture dont un axe est parallèle à celui de la Terre. Le champ ne tourne plus, et les poses peuvent durer plus longtemps. Il faut en échange la mettre en station, c'est-à-dire régler cet axe sur le pôle.

Voir aussi Azimutale (monture)

Photo d'une surface uniformément éclairée, prise pour relever les défauts de l'optique. Elle montre les poussières et l'assombrissement des bords. On divise ensuite les vraies poses par elle, et le fond redevient plat.

Voir aussi Dark (image de) Vignettage

Distance entre l'optique et le point où l'image se forme. Une focale longue grossit, mais rétrécit ce qu'on voit d'un coup. Une focale courte montre large.

Ensemble de milliards d'étoiles, de gaz et de poussière, tenu par la gravité. On en distingue quatre formes : spirale, lenticulaire, elliptique et irrégulière.

Fonction qui amène l'instrument sur l'objet demandé, tout seul. On choisit une cible dans une liste, l'appareil s'y rend et la centre. Sur un télescope intelligent, le goto s'appuie sur la reconnaissance des étoiles, pas sur la seule mécanique : il retombe juste même si l'appareil a été bougé à la main.

Voir aussi Alignement Résolution astrométrique

Lumière rouge émise par l'hydrogène. C'est une raie, c'est-à-dire une couleur unique et très précise, à 656,3 nanomètres. Elle donne leur couleur aux grandes nébuleuses en émission. Elle traverse aussi la pollution lumineuse mieux que le reste du spectre.

Index Catalogue, le supplément du catalogue NGC, publié en 1895 puis en 1908. Il contient 5 386 objets découverts après lui.

Position nord-sud sur le globe. Elle décide de ce qu'on peut voir. Depuis 45° nord, tout le ciel profond du sud reste sous l'horizon.

Lueur diffuse en forme de cône, visible après le crépuscule ou avant l'aube. C'est la lumière du Soleil renvoyée par la poussière du système solaire. Elle disparaît dès la classe 6 de Bortle : la voir est un bon test de la noirceur d'un site.

Voir aussi Bortle (échelle de)

Échelle de brillance, à l'envers : plus le nombre est petit, plus l'objet brille. À l'œil nu, sous un bon ciel, on descend vers la magnitude 6.

L'étoile la plus faible qu'on voit encore, à un endroit et une nuit donnés. Plus le nombre est grand, plus le ciel est noir : 6 en campagne, 4 en ville. C'est la mesure la plus simple de la qualité du ciel, et celle qui sert à poser une classe de Bortle.

Voir aussi Bortle (échelle de) Magnitude

Catalogue dressé par Charles Messier au XVIIIᵉ siècle. Sa dernière version publiée, en 1781, compte 103 objets. Le XXᵉ siècle l'a porté à 110, en ajoutant des objets que Messier et Méchain avaient vus sans les inscrire. Messier ne cherchait pas des merveilles : il listait ce qu'il ne fallait pas confondre avec une comète. C'est resté la meilleure liste pour débuter.

Réglage qui aligne l'axe de la monture sur celui de la Terre. Une fois fait, le champ ne tourne plus et les poses peuvent durer. Il ne concerne que le mode équatorial : en azimutal, il n'y a rien à mettre en station.

Voir aussi Équatoriale (monture) Rotation de champ

Assemblage de plusieurs champs voisins en une seule image. On couvre ainsi une zone plus large que ce que l'instrument voit d'un coup. La finesse du détail reste celle d'origine.

Nuage de gaz qui brille de sa propre lumière. Des étoiles proches l'excitent, et il réémet sur quelques couleurs très précises. C'est la famille qui répond le mieux au filtre duo-bande.

Voir aussi Duo-bande (filtre)

Nuage de poussière qui ne brille pas et ne renvoie aucune lumière. On ne la voit donc qu'en creux, parce qu'elle cache les étoiles derrière elle. La Tête de Cheval en est le cas d'école.

Nuage de poussière qui renvoie la lumière d'une étoile voisine, le plus souvent en bleu. Elle ne réagit pas au filtre duo-bande. Il lui faut un filtre large.

Enveloppe de gaz rejetée par une étoile de masse moyenne, en fin de vie. Elle n'a rien à voir avec une planète. Le nom vient d'une confusion des premiers observateurs.

New General Catalogue, publié en 1888 par John Dreyer. Il recense 7 840 objets du ciel profond. C'est le catalogue de référence, celui qu'on croise le plus.

Pose de durée nulle, ou presque, qui mesure le niveau que le capteur affiche même sans lumière. On l'appelle aussi bias. C'est le zéro de l'électronique, retranché avant tout le reste. Avec le dark et le flat, c'est le troisième des trois calibrages classiques.

Voir aussi Dark (image de) Flat (image de)

Moment où une planète se trouve à l'opposé du Soleil vu de la Terre. Elle passe alors au plus haut vers minuit, et elle est au plus près de nous. C'est la meilleure période pour l'observer, et cela ne vaut que pour les planètes plus lointaines que la Terre.

Source : Jacques Gispert, Association Andromède, lexique d'astronomia.fr

Fonction de boîtier photo : le capteur se décale d'une fraction de pixel entre deux poses, et le logiciel recombine les images. Chaque pixel mesure alors les trois couleurs au lieu d'une seule, et la mosaïque de filtres colorés, dite de Bayer, cesse de brider la couleur. Le dithering, lui, décale l'instrument et non le capteur.

Voir aussi Capteur CMOS Échantillonnage Binning Dithering

Halo des villes qui éclaircit le fond du ciel et noie les objets faibles. Elle ne rend pas l'astrophotographie impossible. Elle allonge le temps de pose et rend le filtre plus utile.

Durée d'une seule photo, avant empilement. Elle va souvent de 10 à 60 secondes. Deux choses la limitent : la précision du suivi et la rotation de champ.

Voir aussi Empilement

Focale divisée par le diamètre, noté f/. Plus le nombre est petit, plus l'image se forme vite. Un f/2.2 accumule le signal plusieurs fois plus vite qu'un f/5.

Ce qui décide de la qualité finale de l'image. Il progresse comme la racine carrée du temps. Doubler le temps de pose total ne gagne qu'un facteur 1,4. Pour doubler la qualité, il faut quadrupler le temps.

Voir aussi Temps d'intégration

Le logiciel compare les étoiles qu'il voit à un catalogue. Il reconnaît ainsi le morceau de ciel, et en déduit où l'instrument pointe exactement. C'est ce qui permet à un télescope intelligent de se recaler seul.

Sur une monture azimutale, l'image tourne lentement au fil de la nuit. Les poses trop longues en gardent des étoiles allongées. C'est la raison d'être du mode équatorial.

Voir aussi Azimutale (monture)

Agitation de l'air au-dessus de nous, qui brouille les détails fins. Le mot est anglais et reste employé tel quel. Un bon seeing compte parfois plus qu'un ciel noir, surtout sur les planètes.

Catalogue de 313 régions d'hydrogène ionisé, dressé par Stewart Sharpless en 1959. Ces objets sont très étendus et très faibles. Ils sont taillés pour le filtre duo-bande et les champs larges.

Petit appareil qui mesure la luminosité du fond de ciel. Il donne un nombre en magnitudes par seconde d'arc carrée : environ 22 sous un ciel d'exception, moins de 18 en ville. C'est la version chiffrée de l'échelle de Bortle, et elle ne dépend pas de la vue de l'observateur.

Voir aussi Bortle (échelle de) Pollution lumineuse

Famille de capteurs fabriqués par Sony. Ils sont éclairés par l'arrière, très sensibles au rouge profond et peu bruités. On les retrouve dans presque tous les télescopes intelligents récents.

L'instrument tourne à la vitesse du ciel pour garder l'objet immobile sur le capteur. Sans lui, les étoiles deviennent des traits en quelques secondes. Sa précision fixe la durée maximale d'une pose unitaire.

Voir aussi Pose unitaire Mise en station

Le temps de pose total sur un objet, c'est-à-dire la somme de toutes les poses empilées. Je l'affiche partout. C'est cette donnée qui explique la différence entre deux images du même objet.

Voir aussi Empilement Rapport signal sur bruit

La capacité de l'air à laisser passer la lumière. Une nuit transparente est une nuit sans brume, sans humidité et sans poussière. Elle décide de ce qu'on peut atteindre en profondeur, alors que le seeing décide de la finesse. Les deux varient séparément : un ciel très transparent peut être très turbulent.

Voir aussi Seeing Bortle (échelle de)

Assombrissement progressif des bords de l'image par rapport au centre. Il vient de l'optique, pas du ciel. Sur un fond de ciel uniforme il se voit tout de suite. C'est exactement ce que le flat corrige.

Voir aussi Flat (image de) Rapport d'ouverture

Empiler les images en direct, et les afficher sur un écran au fur et à mesure. En quelques secondes, on voit ce qu'un oculaire ne montrerait jamais. C'est l'argument d'origine du télescope intelligent.

Notre galaxie, vue de l'intérieur. Elle forme une bande laiteuse qui traverse le ciel d'été. Il lui faut un ciel noir et un champ très large, pas un télescope.