L’OBSERVATION DU CIEL PROFOND ET LES FILTRES NÉBULAIRES

Adapté d’une conférence donnée par Pierre Paquette au Club Astronomie des Moulins le 3 mars 2003
À noter que la version disponible sur le site du Club n’affiche pas les lettres grecques correctement

Il existe plusieurs 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 chacune d’entre elles…

a) Les étoiles doubles et multiples

À strictement parler, un objet de ciel profond est simplement un objet qui ne fait pas partie du Système solaire. En ce sens, 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 considéré les étoiles doubles, multiples et variables comme des objets de ciel profond.

La plupart des étoiles de notre Galaxie – et on peut supposer qu’il en va de même pour les autres galaxies – font partie de systèmes doubles ou multiples. Certaines étoiles doubles sont si rapprochées l’une de l’autre qu’il est possible de détecter leur mouvement orbital en quelques années seulement : c’est le cas par exemple de 70 Oph, Castor (α Gem / Alpha Geminorum), Porrima (ou Arich, γ Vir / Gamma Virginis, très serrée), Alula Australis (ξ UMa / Xi Ursæ Majoris) ou encore μ Cyg / Mu Cygni.

Un des catalogues d’étoiles doubles les plus complets est le Washington Double Star Catalog. Je suggère aussi Spirit of 33, qui consiste à observer les 33 étoiles doubles les plus faciles de chaque constellation. Ils ont un groupe de discussion 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 ont l’éclat changeant : on les appelle des étoiles variables. Il en existe divers types : Céphéides gonflent et se dégonflent; cataclysmiques (novæ et supernovæ); variables à éclipses, dans lesquelles une étoile cache périodiquement l’autre et vice-versa; ou encore variables de rotation, qui montrent des taches si grosses qu’elles obscurcissent un côté de l’étoile.

Un bon site Web sur les étoiles variables est celui de l’American Association of Variable Star Observers.

Un catalogue d’étoiles variables très complet est le General Catalogue of Variable Stars.

Lorsqu’on observe une étoile variable, il est important de noter 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 on connait les magnitudes, proches de celle de l’étoile étudiée. Cinq niveaux de différence d’éclat sont possibles, toutes basées sur la turbulence de l’image :

1. L’étoile étudiée est habituellement de même brillance que l’étoile témoin;
2. L’étoile étudiée est habituellement un peu plus faible que l’étoile témoin;
3. L’étoile étudiée est habituellement passablement plus faible que l’étoile témoin;
4. L’étoile étudiée est toujours plus faible que l’étoile témoin;
5. L’étoile étudiée est plus faible que l’étoile témoin dès la première vue.

Chaque niveau peut correspondre à une différence de magnitude aussi faible que 0,06 à 0,09, quand les étoiles de comparaison sont correctement choisies. La différence est notée A x V y B, où x et y sont les niveaux de différence 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, multiples ou variables comme des objets de ciel profond, tous admettent que les amas d’étoiles en sont. On en trouve deux sortes : les amas ouverts (aussi dits galactiques) et les amas globulaires.

Un amas ouvert est un groupe d’une dizaine à quelques centaines d’étoiles nées à peu près en même temps (en fait, en deux vagues, espacées d’environ un million d’années), de la même nébuleuse protostellaire. Les plus connus sont certainement les Pléiades et l’amas double de Persée (note), 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.

La classification des amas ouverts (dite classification de Trumpler) 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 est riche (r, plus de 100 étoiles), moyen (m, entre 50 et 100 étoiles) ou pauvre (p, moins de 50 étoiles).

L’amas M71 précédemment mentionné est un amas globulaire : il s’agit d’un groupe plus ou moins sph’rique d’une dizaine à une centaine de milliers d’étoiles, pas nécessairement formées en même temps mais quand même toutes vieilles. 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 globulaires se fait en fonction de leur concentration, de I à XII, avec les amas de classe I bien concentrés et ceux de classe XII plus relâchés.

d) Les nébuleuses

Les nébuleuses sont des nuages de gaz et de poussières. Il y en a quatre types : les nébuleuses diffuses ou de réflexion; les nébuleuses d’émission; les nébuleuses obscures; et les résidus de supernovæ. Les trois premiers sont souvent mélangés dans une nébuleuse, comme pour M20 (Trifide, voir l’image), dont la partie plus rouge est une nébuleuse d’émission, devant laquelle trois bandes sombres sont des nébuleuses obscures, et juste à côté, on trouve une nébuleuse de réflexion bleue.

On distingue aussi les nébuleuses planétaires, ainsi nommées car les premières découvertes avaient l’apparence de disques planétaires, qui sont en fait les résidus d’une étoile morte, ayant relâché les couches supérieures de son atmosphère.

e) Les galaxies

Les galaxies sont parmi ce qui se fait de plus gros dans l’Univers : tout objet plus gros est un groupe de galaxies. Notre Galaxie, la Voie lactée, 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 peuvent être doubles, multiples ou variables, ou même se situer au sein d’un amas ouvert ou globulaire), de même que de nébuleuses. On utilise pour les classer un système mis au point par Edwin Hubble, utilisant un schéma en forme de Y : les galaxies elliptiques (E0 à E9, avec E0 sphérique) en forment la tige, tandis que les galaxies spirales (S0 pour les lenticulaires, puis Sa à Sc pour des bras de plus en plus ouverts) et spirales barrées (SB0, SBa à SBc) en forment les branches. On trouve aussi des galaxies de forme irrégulière.

f) Observation et filtres

Il est important de se souvenir de la nature et de l’apparence générale des objets de ciel profond lorsqu’on les observe, puisque les paramètres d’observation en dépendent. Ainsi, pour les étoiles doubles ou variables, on peut utiliser un grossissement élevé, puisque la lumière de chacune sera toujours confinée à un point, peu importe le grossissement. Il en va essentiellement de même des amas ouverts, formés d’étoiles.

Mais les autres types d’objets ont une certaine taille angulaire, dans laquelle leur lumière est diluée&nsbp;: si on grossit trop, la lumière sera tellement diluée qu’il n’y en aura plus assez par cellule sensible au fond de l’œil, et on ne verra alors 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 souvent aussi moins coûteux).

À l’inverse, si on grossit trop peu, aucun détail ne sera évidemment 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 son propre grossissement idéal. José R. Torres explique bien la situation sur son site.

Autre chose importante, compte tenu qu’il faut éviter de disperser la lumière : un instrument 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 certaines longueurs d’ondes d’arriver à l’œil. Ainsi, la lumière des lampadaires au mercure et même celle de ceux au sodium est fortement coupée. Certains modèles de ces filtres sont les LPR (Celestron), Broadband (Meade), LP-1 (Thousand Oaks), SkyGlow (Orion) et Deep-Sky (Lumicon).

D’autres filtres coupent davantage la lumière, laissant passer encore moins de longueurs d’onde : il s’agit par exemple des filtres UltraBlock (Orion), UHC (Lumicon), Narrowband (Meade) ou LP-2 (Thousand Oaks), qui ne laissent passer que les longueurs d’onde de l’oxygène doublement ionisé (O III) et hydrogène bêta (Hβ), 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 filtre O III, du C-2 et du Hβ de Lumicon. Le premier permet de mieux voir les nébuleuses planétaires; le Hβ est presque indispensable 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 celle des objets de ciel profond.

Il est important de préciser qu’aucun de ces filtres ne permet de rendre les objets plus brillants : le seul moyen de faire cela est d’augmenter le diamètre de l’instrument, pour un même grossissement. En fait, ce n’est pas l’objet observé qui devient plus brillant avec un tel filtre : c’est simplement le fond de ciel 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’aide à l’observation des galaxies, dont la lumière ressemble trop à celle d’un lampadaire au mercure et est donc coupée, tout comme celle des étoiles d’ailleurs.

Voici les courbes de transmission de certains filtres nébulaires (dits aussi filtres de ciel profond ou filtres anti-pollution lumineuse) :

Graphiques adaptés de Sky & Telescope.