Mots commençants par la lettre A - Astronomie et Imagerie Numérique

Astronomie et Imagerie Numérique
Mots commençants par la lettre A
Dernière mise à jour : 12-01-2008
 Cliquez sur le mot dont vous désirez connaître la définition :
A        aberration        aberration chromatique        aberration géométrique Â
absorption         absorption (spectre d’)      accomodation       achromatisme  Â
acquisition       ADU      afocal       âge (de la Lune)       Airy (figure d')      Â
albédo      allonge (tube)    altitude    amas     amas globulaire      amas ouvert    Â
anamorphose        anneau oculaire       anneaux (de guidage)    Â
anti-blooming      aphélie       aplanétisme     APN      apoastre    Â
apochromatique        apogée        apparent        apparent (diamètre)         Â
apparent (mouvement)         artefact          ascension droite         Â
assombrissement           astéroïde         astigmatisme          astroblème Â
astrométrie        atome        aurore         austral         autoguidage   Â
axe optique       azimut
Â
·  A : type stellaire. Troisième classe spectrale dans la classification de Harvard. Ce sont des étoiles dont la
température de surface est de l’ordre de 10000°C. Elles sont représentées par des étoiles blanches caractérisé
présence, dans leur spectre, des raies d’hydrogène et du calcium ionisé.
Exemples : Sirius (a grand chien),Véga (a lyre), Altaïr (a aigle), Fomalhaut (a du poisson austral). ·  Aberration : en
optique, on dit qu'un instrument présente une aberration lorsqu'il ne fournit pas une image fidèle de l'objet visualisé. On
distingue usuellement :
-  l’aberration chromatique : l’image d'une étoile obtenue au moyen de lentilles est entourée d'un ou plusieurs ann
colorés. Ce défaut, dû au pouvoir dispersif des systèmes optiques traversés, peut être atténué au moyen de
combinaisons optiques appropriées (doublet achromatique, triplet apochromatique…) mais pas totalement supprimé. Les
miroirs, qui ne sont pas traversés par la lumière, sont donc dénués de ce type d’aberration. - l’aberration géo
l’image d’une étoile (aberration de sphéricité, astigmatisme, coma) et plus généralement d’un objet étend
champ, distorsion) est affectée de diverses déformations géométriques. · Absorption : lorsqu'une onde
électromagnétique arrive sur un objet voici ce qui se produit :  - une partie est réfléchie et/ou diffusée ;- une partie
transmise et/ou absorbée.L'absorption trouve son origine au niveau atomique ou moléculaire : la matière, via ses
constituants élémentaires (atomes, ions, molécules), passe d'un état énergétique (en général l'état fondament
autre, d'énergie supérieure. L'excitation dépend alors de la longueur d'onde de la radiation incidente ainsi que du type
de transition envisagée.Par exemple dans le cas des atomes l'énergie lumineuse apportée par de la lumière
ultraviolette provoquera des transitions électroniques. Par contre les infrarouges ou les micro-ondes (insuffisamment
énergétiques) induiront, eux, des transitions vibrationnelles ou/et rotationnelles dans les molécules. Ainsi, la matière,
en fonction de sa constitution, absorbera les ondes électromagnétiques reçues de manière sélective : l'analyse du
rayonnement absorbé (voir ci-après - spectre d'absorption) constitue donc une "signature" des éléments absorbants,
laquelle permet alors leur identification. Quoiqu'il en soit, l'absorption d'une onde électromagnétique se traduit
nécessairement par la conversion de l'énergie tranportée par cette onde en une autre forme d'énergie, qui, très
souvent, est de la chaleur : l'objet concerné s'échauffe.Notons, d'un point de vue pratique, que si l'on éclaire à l'aide
d'une source de lumière blanche un corps qui absorbe les radiations vertes et jaunes, alors la lumière réfléchie ou
transmise par cet objet paraîtra violette (mélange de bleu et d'orange/rouge). De la même façon, une substance qui
paraît noire dans ces conditions est une substance qui absorbe toutes les longueurs d'onde alors que si elle paraît
blanche cela signifie qu'elle n'absorbe rien (tout au moins dans le domaine visible).    Â
Â
· Absorption (spectre d’) : c’est le spectre que l’on observe lorsqu’un gaz (atomique ou moléculaire) ou
ayant certaines propriétés similaires à celles des gaz, formé de particules neutres (atomes) et chargées (ions, électron
ex. : plasma de la couronne solaire ) est interposé devant une source émettant un spectre continu. Il apparaît des raies
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ou des bandes d’absorption (noires par contraste) aux mêmes longueurs d’onde que dans les spectres d’émissio
correspondants.
ÂÂ
Â
· Accomodation : c’est le processus physiologique grâce auquel l'oeil effectue la mise au point (l'image se forme alors
sur la rétine). C'est la déformation du cristallin qui permet à l'oeil de voir nettement des objets situés entre le punctum
remotum (P.R. : c'est le point le plus éloigné que l'oeil puisse voir nettement sans accomoder, c'est-à -dire au repos,
lorsque la déformation du cristallin est nulle) et le punctum proximum (P.P. : c'est le point le plus proche que l'oeil puisse
observer distinctement, la déformation du cristallin étant alors maximale).
- pour un oeil normal (également appelé emmétrope) le P.P. se trouve à environ 25 cm de l'oeil, le P.R. se trouve à l'infi
;
- pour un oeil myope (le cristallin est alors trop convergent) le P.P. est rapproché/oeil normal et se trouve à moins de 25
cm de l'oeil (par exemple 15 cm, cela dépend du degré de myopie), le P.R. se trouve, quand-à -lui, à distance finie (par
exemple qq. mètres, voire qq. dizaines de cm pour les myopies plus forte). Un objet éloigné est donc vu flou et il est
nécessaire de corriger ce défaut de l'oeil par l'adjonction d'un verre ou d'une lentille correctrice divergente  ;
- pour un oeil hypermétrope, c'est la vision des objets proches qui est altérée (le cristallin n'est pas assez convergent).
Le P.P. est éloigné/oeil normal et se trouve à plus de 25 cm de l'oeil, le P.R., ainsi qu'une partie du domaine
d'accomodation, se trouve quand-à -lui en arrière de l'oeil (on dit qu'il est virtuel). Un objet éloigné peut alors être vu n
au prix d'un effort d'accomodation permanent (le processus d'accomodation permet en effet de rendre l'oeil plus
convergent) : ceci fatigue l'oeil et il est nécessaire de corriger ce défaut par l'adjonction d'un verre ou d'une lentille
correctrice convergente ;
- la presbytie, qui intervient avec l'âge, est une perte d'élasticité du cristallin : le domaine d'accomodation de l'oeil est
restreint et la vision des objets proches est altérée. Le P.P. se trouve à plus de 25 cm de l'oeil (la lecture, par exemple,
devient impossible lorsque le P.P. se trouve à une distance supérieure à la longueur des bras !), le P.P. est à l'infini (si l'on
suppose que l'individu jeune était doté d'une vision normale). On corrige ce défaut, pour la vision des objets proches, Ã
l'aide d'une lentille convergente.
Â
· Achromatisme : propriété d’un système optique consistant en une large compensation (voir ci-après pour plus de
détails) de l’aberration chromatique. On peut, par exemple, associer deux (doublet achromatique) ou trois (triplet
apochromatique) lentilles convergentes et/ou divergentes, faites dans des verres de pouvoirs dispersifs différents et
judicieusement appairées.
D'un point de vue plus technique, on peut donner la définition rigoureuse suivante de l'achromatisme :Â
- considérons un faisceau de lumière blanche parallèle à l'axe optique (objet à l'infini). Alors un système optique est dit
achromatique s'il est conçu de telle manière que ce faisceau converge en un foyer unique pour deux longueurs d'onde
différentes (en général pour le rouge, λC = 656 nm et pour le bleu-vert, λF = 486 nm). En outre l'aberration
longitudinale de sphéricité doit être corrigée pour une longueur d'onde intermédiaire (en général pour le jaune, λD =
nm. D'un point de vue imagé, on peut se représenter le spectre obtenu au foyer de l'instrument du fait de la
dispersion comme étant une bande de papier ayant une extrémité rouge et une autre bleu-verte, le foyer rouge se
trouvant le plus loin : on réalise l'achromatisme en repliant le spectre - ici la bande de papier - sur lui-même : la pliure se
faisant au niveau de la couleur intermédiaire jaune). Le spectre secondaire (également appelé chromatisme secondaire c'est l'aberration chromatique longitudinale résiduelle après correction) doit alors valoir au plus 1/2000 de f (f étant la
distance focale du système optique, calculée dans l'approximation de Gauss - angles petits et faisceau lumineux proche
de l'axe optique).Â
Si l'on s'en tenait à son sens premier, achromatisme signifiant "sans couleur", on ne devrait pas observer de
chromatisme à partir d'une source de lumière blanche. On voit d'après la définition précédente qu'en pratique cela n
pas réalisé.
Concrêtement on parvient à réaliser l'achromatisme en associant deux lentilles, l'une convergente (par exemple
en "crown" - silicate de potassium et de calcium - verres légers peu dispersifs d'indice nD ~ 1,6), l'autre divergente (par
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exemple en "flint" - silicate de potassium et de plomb - verres lourds très dispersifs d'indice nD ~1,5).
Â
·  Acquisition : en imagerie ce terme désigne l'étape pendant laquelle le dispositif imageur (webcam, caméra CCD,
APN...) reçoit la lumière provenant de l'objet observé.
Bien entendu avant de lancer une acquisition il est nécessaire de procéder à la focalisation (également appelé "mise au
point" ou "MAP") ainsi qu'à  divers réglages (paramètres d'acquisition) accessibles via le logiciel de pilotage du dispositif
imageur (typiquement, dans le cas d'une webcam, le logiciel d'acquisition permet d'accéder aux réglages de
"luminosité", de "gain", du "nombre d'image par seconde", de la "vitesse d'obturation" et accessoirement du "réglage du
gamma" et - dans le cas d'une webcam couleur -Â de la "balance des blancs").
Il est alors instructif, lorsqu'on présente une image, de préciser les paramêtres d'acquisition qui ont été retenus au
moment de la prise de vue (par exemple une vidéo de Jupiter au foyer d'un C 8 + barlow 3 x + webcam ToUCam Pro I
couleur pourra être réalisée en utilisant les paramètres d'acquisition suivants  : luminosité 40  %, gain 60 %, cadence
d'acquisition : 10 images/s, vitesse d'obturation : 1/25 s, gamma : auto, balance des blancs : auto, durée d'acquisition :
60 s à 120 s maximum).   Â
Remarque 1 : les APN en mode raw ainsi que les caméras CCD dédiées à l'imagerie astronomique n'autorisent aucun
autre réglage que celui de la durée d'acquisition...
Remarque 2 : le mot "acquisition" est parfois remplacé par le mot "intégration". Ce dernier terme rappelant que "l'image"
numérique est obtenue en additionnant (on réalise une somme... également appelée intégration) les charges électri
générées dans les matrices CCD ou CMOS par les photons incidents. Une fois le temps d'intégation écoulé, les
différents photosites sont vidés de leurs charges (on dit alors que l'on procède à la "lecture" de la matrice). Le capteur
est alors prêt à recevoir l'image suivante (en pratique l'acquisition commence par le "rinçage" du CCD, opération qui
consiste à éliminer les charges parasites contenues dans les divers photosites, et se termine par le transfert, via les
cycles d'horloges appropriés, des charges générées lors de la pose).   Â
Â
·  ADU : acronyme de Analog Digital Unit, que l'on peut traduire en français par "pas de quantification". Â
Afin d'expliquer convenablement ce terme commençons par rappeler sommairement le fonctionnement interne d'une
caméra CCD (si il s'avère que vous êtes pressé et que vous ne tenez pas à lire ce qui suit, vous trouverez la définition Ã
la fin, ici)Â : Â Â
Tout d'abord il faut savoir que le signal vidéo obtenu après lecture d'une matrice CCD est une grandeur analogique - on
appelle ainsi une grandeur pouvant prendre, lors de ces variations, toutes les valeurs possibles comprises entre 2 limites
(c'est le cas, par exemple, d'une tension électrique pouvant varier continument entre les valeurs 0 V et 5 V).Â
Pour illustrer ceci prenons l'exemple d'une matrice "pleine trame" : dans une premier temps (acquisition) la lumière
incidente, constituée de particules appelées photons, génère des charges électroniques dans les différents photosite
de la matrice. Ces charges, stockées durant l'acquisition, sont ensuites transférées (lecture du CCD) vers un étage d
sortie : le signal électrique ainsi obtenu subit alors divers traitements - retrait de sa composante continue, filtrage (retrait
du bruit haute fréquence), amplification, échantillonage (détermination du nombre de charges stocké dans chaque
photosite, valeur donnée sous forme d'une tension électrique analogique). Â
Ceci étant fait, il reste un problème à résoudre : les ordinateurs ne savent manipuler que des 0 et des 1 (les "bits", et de
manière générale, des ensembles de 8 bits appelés "octets" - on parle alors de grandeurs numériques) ! Il faut donc,
dans un deuxième temps, transformer le signal vidéo analogique en une grandeur numérique... ceci est réalisé par un
composant électronique appelé "Convertisseur Analogique/Numérique" ou "CAN", lequel est charger de "découper" le
signal vidéo analogique en 2n valeurs numériques correspondants à n bits.
Exemple : supposons qu'une grandeur analogique comprise entre 0 et 5 volts soit codée sur 3 bits (soit 23 = 8
valeurs). Par exemple, soit U = 2,8 V sa valeur à un instant donné.Â
Voici comment les choses fonctionnent : si le signal prend une valeur comprise dans l'intervalle [0 ; 2,5 V] on attribue au
premier bit de codage la valeur 0, si le signal prend une valeur comprise entre ]2,5 V ; 5 V ] on attribue au premier bit de
codage la valeur 1 (la plage d'incertitude sur la valeur réelle est donc, à ce stade, de 2,5 V : c'est beaucoup... et c'est
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pourquoi on va vouloir coder l'information sur un plus grand nombre de bit ! cf. ci-après).
Ici, puisque U = 2,8 V, le premier bit de codage prend la valeur 1.
Afin d'affiner ce codage on introduit désormais un deuxième bit de codage définit de la manière suivante : si la tension
se trouve dans la moitié supérieure de chacune des deux plages définies précédemment ont attribue à ce second bit d
codage la valeur 1, par contre on lui attribue la valeur 0 si la tension prend sa valeur dans la moitié inférieure de chacune
des deux plages définies précédemment.
Ainsi si le signal prend une valeur comprise entre [0 ; 1,25 V] ou ]2,5 V ; 3,75 V] le second bit de codage vaut 0, si le
signal prend une valeur comprise entre ]1,25 ; 2,5 V] ou ]3,75 V ; 5 V] le second bit de codage vaut 1 (l'incertitude sur la
tension est désormais moitié moindre ; en sortie du CAN le signal peut, à ce stade, prendre 22 = 4 valeurs différentes).
Pour l'exemple choisi, le deuxième bit de codage prend donc la valeur 0... et la tension sera traduite, pour l'ordinateur
par les deux chiffres 1 (premier bit) et 0 (deuxième bit).
L'introduction d'un troisième bit de codage permet de diviser une nouvelle fois l'incertitude par deux (elle est donc de
1,25/2 = 0,625 V). En raisonnant de manière similaire, notre tension U = 2,8 V sera alors représenté par les 3 bits
suivants : 1 (premier bit), 0 (deuxième bit) et 0 (troisième bit → 2,5 V < 2,8 V < 2,5 + 0,625 = 3,125 V, moitié inférieure
3 ième intervalle définit ci-dessus).   Â
La généralisation à un nombre plus élévé de bits de numérisation permet de comprendre aisément l'intérêt d'u
numérisation sur 15 bits (215 = 32767 valeurs possibles, comme c'est le cas pour la caméra CCD Audine) par rapport Ã
une numérisation sur 8 bits (28 = 256 valeurs possibles, comme c'est le cas pour les webcams Vesta Pro ou ToUCam
pro)... le prix du CAN croissant, bien entendu, très rapidement avec le nombre de bits de numérisation, c'est le portefeuille qui limite les ambitions du concepteur ou de l'acquéreur !
Mais revenons-en à notre question initiale : qu'est-ce que un ADU ou pas de quantification ? C'est tout simplement l'une
des 2n valeurs que peut prendre un signal numérisé sur n bits... ainsi, le signal numérique correspondant à un photosit
d'une camera fonctionnant sur 15 bits ne peut prendre que les valeurs comprises entre 0 et 215 = 32767 ADU, ou, dit
d'une autre manière : cette caméra donnera des images ne pouvant contenir, au plus, que 32767 niveau de gris... ce
qui est suffisant pour la majorité des applications.   Â
La valeur 0 ADU correspond (tout au moins en théorie - en pratique il existe toujours un signal résiduel sous forme de
bruit) à un éclairement nul, la valeur 32767 ADU correspond, quand à elle, à un photosite complétement saturé.   Â
ÂÂÂÂÂÂÂÂÂÂ
· Afocal : d'un point de vue technique les instruments dioptriques afocaux sont des systèmes centrés dont la vergence
est nulle. Dit d'une autre façon se sont des systèmes dont les foyers sont situés à l'infini. Le système optique le plus
simple qui obéit à cette définition est une lunette astronomique, qui, lorsqu'elle est munit d'un oculaire, donne d'un objet
situé à l'infini (typiquement une étoile) une image à l'infini (qu'un observateur ayant un oeil "normal" - on dit emmétrope peut observer sans accomoder et donc sans fatiguer).  Â
Â
· Age (de la Lune) : durée écoulée, en jour, depuis la dernière Nouvelle Lune.
- au bout de 3,7 jours la Lune se présente sous forme d'un croissant effilé avec un angle de phase de 45°, sa lumière
cendrée est alors bien visible ;
- lorsque la Lune est âgée de 7,4 jours, l'angle de phase est de 90° et la Lune nous présente le premier quartier ;
- après 11,1 jours la Lune est gibbeuse et l'angle de phase vaut 135° ;Â
- au bout de 14,8 jours, l'angle de phase est de 180° : la Lune est pleine ;
- après 18,4 jours la Lune est à nouveau gibbeuse (angle de phase de 135°) ;Â
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- après 22,1 jours, la Lune nous présente son dernier quartier (angle de phase de 90°) ;
- lorsque 25,8 jours ont passé, la Lune est de nouveau visible sous forme d'un croissant ayant un angle de phase de 45° ;
- et enfin, au bout de 29,5 jours, se produit la Nouvelle Lune (angle de phase de 0°). Tout est prêt à recommencer.Â
Â
· Airy (figure d') : c'est le nom donné à la figure de diffraction d'un instrument à pupille d'entrée circulaire (ce qui est le
cas des instruments utilisés en astronomie : lentille ou miroir de révolution). La diffraction est un phénomène physique
inévitable qui résulte de la limitation matérielle d'une onde. Il s'ensuit que l'image d'un point à l'infini (une étoile) n'est pas
un point, même si l'instrument est optiquement "parfait", mais une "tache" formée de cercles concentriques d'intensité
lumineuse rapidement décroissante. L'observation de la figure d'Airy, à fort grossissement, permet de vérifier la
collimation, opération destinée à  assurer le centrage de tous les éléments optiques sur un même axe. Cette opéra
indispensable pour que l'instrument puisse donner son plein potentiel.Â
 · a.l. : abréviation de année de lumière. C’est la distance parcourue dans le vide par la lumière en une anné
environ 9500 milliards de km. C’est une unité de distance commode pour exprimer l’éloignement des objets stellaires
Exemples : l’étoile la plus proche de la Terre (Proxima du centaure) se trouve à environ 4,2 a.l. ; La célèbre grande
galaxie d’Andromède (M 31) se trouve à environ 2,25 millions d’a.l..
 · Albédo : fraction de la lumière reçue par la surface d’une planète et qui est diffusée par elle. L’albédo d
essentiellement de la constitution de la surface (roches ou nuages pour les planètes entourées d’une atmosphère
gazeuse). Exemples (éclairement par le Soleil) : albédo de Vénus : 0,64 (c’est le plus élevé) ; albédo de Jup
albédo de la Lune : 0,073 (ce qui signifie que les roches constituant la surface de notre satellite naturel absorbent près
de (1- 0,073).100 » 93 % du rayonnement solaire reçu : la Lune est en fait très sombre et ne doit sa visibilité qu'à sa
proximité au Soleil et à la Terre). · Allonge (tube) : tube utilisé en optique instrumentale (photographie ou/et
astronomie) dans les nombreux cas où l'on a besoin d'amener le foyer d'un instrument en une position précise. Les
tubes allonges peuvent être de dimensions variables (tubes télescopiques) ou de longueurs fixes. Ils sont en général
disponibles au coulant 31,75 ou au coulant 50,8 mm et portent parfois des parties filetées destiner à recevoir un filtre
ou/et à permettre l'utilisation d'une bague T2 (pièce faisant le lien entre un appareil photographique et l'intrument
d'observation). Les tubes allonges sont également indispensables quand il s'agit de créer un tirage optique destiné, par
exemple, à augmenter le grandissement du système optique.  · Altitude : également appelée "hauteur" (c'est un ab
de langage car on ne considère pas ici une distance mais un angle), l'altitude est l'une des deux coordonnées du
système des coordonnées horizontales. Elle est comptée de 0° à 90° à partir du plan horizontal du lieu d'observation
point d'altitude 90° correspond donc au zénith). On utilise parfois la "distance zénithale" qui correspond au complément
90° de l'angle d'altitude, c'est-à -dire à l'angle (90° - altitude).  · Amas : en astronomie ce terme désigne un group
d'étoiles physiquement liées entre-elles. En pratique on est amené à  distinguer les amas globulaires et les amas ouverts
(voir ci-après).· Amas globulaire : amas d’étoiles de symétrie sphérique constitué de plusieurs centaines de millie
d'étoiles (la densité stellaire étant maximale au voisinage du centre de l'amas). Les amas globulaires sont généralemen
répartis dans un volume sphérique entourant les galaxies appelé halo galactique. Dans notre Galaxie, cette sphère a un
rayon de plus de 40000 parsecs. Exemple : le amas globulaire M 22, visible dans la constellation du Sagittaire, se
trouve à  environ 10000 a.l. de nous et fait 100 a.l. de diamètre. · Amas ouvert : regroupement stellaire peu dense
réunissant, sur quelques parsecs, quelques milliers d'étoiles issues d’un même nuage de gaz et de poussières. Les
amas ouverts se situent principalement dans le disque des galaxies. Exemples : les Pléiades (M 45), les Hyades
(Melotte 25), La Ruche (M 44) et le double amas de Persée (NGC 869 et 884).
Â
·  Anamorphose : il s'agit d'une transformation géométrique qui, à un objet, fait correspondre un autre objet dont il e
l'image virtuelle dans un système optique. Une telle transformation, dans laquelle toutes les directions ne sont
pas affectées de la même manière, est utilisée pour réaliser des projections cartographiques (exemple : la projection
cylindrique qui consiste à projeter l'image d'une planète sur un cylindre, lequel est ensuite déroulé pour être visible Ã
plat). Â Â Â
Â
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·  Anneau oculaire : type Â
Â
· Anneaux (de guidage) : ensemble de deux anneaux permettant de fixer, en parallèle d'un instrument "principal", un
instrument "secondaire" (utilisé pour l'observation, l'imagerie et/ou l'autoguidage). Les anneaux sont en général dotés
d'un ensemble de trois vis disposées à 120°, de manière à pouvoir assurer un déplacement latéral de l'instrument
secondaire/instrument principal (cas de l'autoguidage) ou, au contraire, le parallélisme des axes optiques des deux
intruments.    Â
Â
·  Anti-blooming : dispositif équipant certains CCD, dont le rôle est d'éviter (au moins dans une certaine mesure) le
phénomène de blooming (trainées d'éblouissement).
Le blooming est le phénomène qui se produit lorsque l'image d'une étoile brillante génère, par sa présence, un nombre
d'électron suffisamment grand pour dépasser la capacité en électrons d'un ou plusieurs photosites. Les photosites
saturés ont alors tendance à déverser l'excédent de charge électronique dans la (ou les) colonnes adjacentes, ce qui se
traduit sur les images par des trainées disgracieuses (lesquelles peuvent, en outre, masquer un objet intéressant - dans
le cas, bien sûr, ou celui-ci est de petite taille).
Les systèmes anti-blooming, qui permettent d'évacuer (présence d'un drain) les éventuelles charges électroniques
excédentaires apparaissant durant l'acquisition, sont en général efficaces. Ils présentent cependant l'inconvénient de
faire perdre leur linéarité aux CCD qui en sont équipés (essentiellement au niveau de la partie supérieure de leur
dynamique), les rendant alors impropre à une utilisation en photométrie d'objet brillants.     Â
ÂÂ
· Aphélie : une planète est à son aphélie lorsqu'elle atteint le point de son orbite le plus éloigné du Soleil, sa vitesse
déplacement le long de son orbite est alors minimum. Le point le plus proche se situe au périhélie. La Terre aborde son
aphélie vers le début de juillet.
Â
· Aplanétisme : la notion de stigmatisme rigoureux étant essentiellement un concept théorique (en effet, d'une part
parce que le stigmatisme n'est possible, en toute rigueur, que pour un couple (objet AO et image Ai) de points (*) et
suppose la création de surfaces optiques de formes relativement complexes (*), d'autre part parce que le phénomène
de diffraction fait que l'image d'un point n'est pas un point mais une tache dans laquelle la répartition de l'intensité
lumineuse dépend de la forme de la pupille d'entrée) on préfère définir un stigmatisme approché.
On peut alors établir deux conditions pour lesquelles le stigmatisme est conservé : ce sont les conditions d'Herschell et
d'Abbe (aplanétisme).
 1. La conservation du stigmatisme selon l'axe optique s'exprime par la condition, dite d'Herschell.
Soient deux points AO et Ai (AO est un point de l'espace objet, milieu d'indice de réfraction nO  et Ai un point de
l'espace image, milieu d'indice de réfraction ni) un couple de points conjugués (Ai est l'image de AO) situés sur l'axe
optique d'un système optique centré (admettant un axe de révolution) et BO et Bi un couple de points conjugués
également situés sur l'axe et proches, respectivement, des points AO et Ai.
La condition d'Herschell s'exprime par la relation : nO AOBO sin2 (αO/2) = ni AiBi sin2 (αi/2) ;
AOBO et AiBi étant respectivement les grandeurs algébriques correspondant aux distances AO à BO et Ai à Bi, αO et αi
étant les angles d'inclinaison des rayons incidents issus de AO et tombant sur le système optique, respectivement des
rayons émergents passant par Ai et sortant du système optique (voir schéma).
  2. L'aplanétisme : la conservation du stigmatisme dans un plan de front orthogonal à  l'axe optique s'exprime par la
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condition, dite des sinus d'Abbe. Â
Soient deux points AO et Ai (AO est un point de l'espace objet, milieu d'indice de réfraction nO  et Ai un point de
l'espace image, milieu d'indice de réfraction ni) un couple de points conjugués (Ai est l'image de AO) situés sur l'axe
optique d'un système optique centré (admettant un axe de révolution) et BO et Bi un couple de points
conjugués situés dans des plans orthogonaux à l'axe optique et proches, respectivement, des points AO et Ai (BO
appartient au plan orthogonal à l'axe optique et passant par AO ;  Bi appartient au plan orthogonal à l'axe optique
et passant par Ai - ces deux plans sont nommés "plan de front").
La condition des sinus d'Abbe s'exprime par la relation : nO AOBO sin αO = ni AiBi sin αi ;
AOBO et AiBi étant respectivement les grandeurs algébriques correspondant aux distances AO à BO et Ai à Bi, αO et αi
étant les angles d'inclinaison des rayons incidents issus de AO et tombant sur le système optique, respectivement des
rayons émergents passant par Ai et sortant du système optique (voir schéma).
Dans l'approximation de Gauss (rayons lumineux peu inclinés sur l'axe optique et tombant au voisinage de ce dernier ;
c'est le domaine de l'optique paraxiale), cette condition se réduit à :  Â
nO AOBO αO = ni AiBi αi puisque sin α ≈ α (pour α « 1 exprimé en radian). Cette relation, qui est l'approximation
linéaire de la relation d'Abbe, porte le nom de relation de Lagrange et Helmholtz.
Remarque : lorsque les deux relations précédentes sont simultanément vérifiées, on obtient la condition pour laquell
stigmatisme tridimensionnel est réalisé. On montre qu'alors l'instrument travaille de façon que l'égalité αi = ± αO so
vérifiée. Le grandissment transversal d'un tel instrument est alors donné par Gt = ± nO/ni. L'exemple d'un tel instrument
est le miroir plan (alors αi = - αO et Gt = 1 : l'image est de même dimension que l'objet), lequel est d'ailleurs
stigmatique pour tous les points de l'espace (il donne en effet d'un objet AO quelconque une image Ai virtuelle
symétrique de AO/plan du miroir).
Â
(*) à  l'exception notable du miroir plan, stigmatique, comme on vient de le voir ci-dessus, pour tous les points de
l'espace, les autres surfaces optiques qui permettent d'obtenir le stigmatisme rigoureux pour un couple de points (objet
AO et image Ai) sont :
- pour les surfaces réfléchissantes :
 * l'ellipsoïde de révolution de foyers AO et Ai (objet AO et image Ai, à distance finie, de même nature réelle ou
virtuelle)Â ;
 * le paraboloïde de révolution de foyer F (objet réel AO à l'infini, image réelle Ai au foyer F) : c'est ce qui est utilisé po
les télescopes de type Newton ; le paraboloïde étant le miroir "primaire" ou "principal" de l'instrument, lequel est utilisé
en association avec un autre miroir, le miroir "secondaire", qui est un miroir plan placé à 45°/axe optique et est chargé d
couder le faisceau issu du miroir primaire à 90° de sa direction incidente ; Â
* l'hyperboloïde de révolution de foyers AO et Ai (objet AO et image Ai de nature différente, réelle ou virtuelle ; le miro
plan en est un cas particulier). Cette surface est utilisée, dans certaines combinaisons optiques, en association avec un
autre miroir hyperbolique (combinaison Richtey-Chrétien) ou avec un mioir parabolique (combinaison Cassegrain : miroir
primaire parabolique concave percé en son centre, miroir secondaire hyperbolique convexe).Â
- pour les surfaces réfractantes :
* ce sont des surfaces de révolution ayant pour méridienne une famille de courbes appelées "ovoïdes de Descartes"...
ces surfaces, asphériques, sont évidemment très compliquées à générer et on utilise essentiellement la plus simple
ces surfaces qui est une sphère tronquée (cf. schéma). Cette surface optique est employée par exemple dans la
réalisation d'objectifs de microscope en utilisant un couple de points conjugués portant le nom de "points de Young" ou
"de Weierstrass". Ces objectifs, de conception optique complexe, permettent de travailler avec des rayons très
inclinés/axe optique.
Â
· APN : acronyme de "Appareil Photographique Numérique". Il s'agit du digne successeur des appareils photo
traditionnels... le récepteur photosensible qui est une émulsion contenant des grains d'argent (pellicule photographique)
dans les appareils photos argentiques est remplacé, dans les APN, par un capteur numérique (CCD ou CMOS) qui
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présente de nombreux avantages (linéarité, sensiblité, facilité d'utilisation, etc)... mais également un inconvénient
: la taille du capteur.Â
Les grands capteurs numériques dont les dimensions avoisinent celles d'une pellicule photographique (24 × 36 mm) sont
encore, à ce jour, très chers (pour être plus précis, les APN, produits en grande série et généralement équipés d
capteurs CMOS, deviennent abordables...mais ce n'est pas encore le cas des caméras dédiées à l'astronomie &
équipées de grands capteurs CCD, lesquels sont encore hors de prix) !      Â
Â
· Apoastre : point d'une orbite, en générale elliptique, le plus éloigné de l'astre "central". Le point le plus proche se
nomme le périastre. C'est un terme générique, surtout utilisé pour les étoiles binaires qui prend le nom de aphélie,
respectivement apogée, lorsque l'astre considéré est le Soleil, respectivement la Terre.Â
Â
· Apochromatique : si on se contente d'une définition simple on peut dire qu'un objectif apochromatique n'est ni plus ni
moins qu'un achromat pour lequel la correction chromatique a été améliorée. D'un point de vue plus technique, on peut
donner la définition rigoureuse suivante de l'apochromatisme :Â
- considérons un faisceau de lumière blanche parallèle à l'axe optique (objet à l'infini). Alors un système optique est dit
apochromatique s'il est conçu de telle manière que ce faisceau converge en un foyer unique pour trois longueurs
d'onde différentes (en général pour le rouge, λC = 656 nm, pour le bleu-vert, λF = 486 nm et pour le jaune, λD = 589
nm).
Le spectre secondaire (également appelé chromatisme secondaire - c'est l'aberration chromatique longitudinale
résiduelle après correction) doit alors valoir au plus 1/2000 de f (f étant la distance focale du système optique, calculée
dans l'approximation de Gauss - angles petits et faisceau lumineux proche de l'axe optique).Â
Il faut qu'en outre l'aberration longitudinale de sphéricité soit corrigée pour deux longueurs d'onde extrèmes et, enfin,
que l'aberration de coma soit elle aussi corrigée. Â
D'un point de vue matériel on montre que ces conditions imposent au moins trois lentilles pour y parvenir : un doublet ne
saurait donc prétendre à l'appelation "apochromatique".Â
Remarque : cette définition est celle de l'opticien qui a inventé le terme, Ernst Abbe. Il en existe une autre, plus récen
(et moins contraignante !), dont voici l'énoncé : l'apochromatisme est obtenu si on a un foyer commun pour trois
longueurs d'onde et un spectre secondaire d'environ 1/10000 pour ces trois longueurs d'onde.Â
Dans un cas comme dans l'autre, il faut retenir que les instruments vérifiant ces conditions offrent une excellente
correction chromatique.
Â
· Apogée : point d'une orbite décrite autour de la Terre par un satellite ou par la Lune le plus éloigné de celle-ci. Le poi
le plus proche correspond au périgée.
Exemple : pour la Lune l'apogée se trouve à 406720 km de la Terre.
Â
· Apparent : comme ce mot l'indique, ce terme désigne en physique tous les phénomènes tels qu'ils sont perçus par
un observateur. On sous-entend par là  que l'observation que l'on peut faire d'une grandeur
ou d'un phénomène physique est parfois éloignée de sa réalité : la description de ce dernier dépendant du réf
d'observation. Voyons quelques exemples concrêts : Â
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- Diamètre apparent : cette expression désigne en fait l'angle sous lequel un observateur voit un objet (on parle
également de diamètre angulaire). Par exemple, si on considère la Lune vue à l'oeil nu depuis la Terre, on trouve un
diamètre apparent moyen α valant environ 0,52° = 31' d'arc (tg α = 3476/384400 ~ 9,043.10-3 ; rayon de la Lune : R
= 3476 km, distance moyenne Terre-Lune : dT-L = 384400 km). Les valeurs extrêmes étant 29,3' (Lune au proche de la
Terre) et 33,5' (Lune au plus loin de la Terre).
Un calcul similaire, effectué pour le Soleil, conduit à un diamètre apparent moyen α' valant environ 0,53° = 32' d'arc (tg
α' = 1392530/149,598.106 ~ 9,308.10-3 ; rayon moyen du Soleil : RS = 1392530 km, distance moyenne Terre-Soleil :
dT-S = 149,598.106 km), avec des valeurs extrêmes augmentée (début janvier) ou diminuée (début juillet) de ~ 0,5Â
30 " d'arc.Â
Ces valeurs des diamètres apparents des deux astres, proches les unes des autres, permettent d'expliquer les éclipses
qui se produisent lorsque, comme cela arrive de temps en temps, les 3 astres se retrouvent alignés.  Â
- Mouvement apparent : la distinction entre mouvement apparent et mouvement réel prend toute son importance avec
les planètes. On sait, depuis Kepler, que les planètes décrivent autour du Soleil une trajectoire elliptique (quasicirculaire pour Vénus) dont le Soleil occupe un des foyers. Ce mouvement, décrit par la Terre en 365,256 jours et par
Vénus en 224,701 jours est le mouvement réel de ces deux planètes, repéré par exemple dans le référentiel
héliocentrique (référentiel dont le centre est ~ le centre du Soleil, ayant trois axes dirigés vers trois étoiles "lointaines"
immobiles).
Considérons maintenant le mouvement de Vénus dans le référentiel géocentrique (référentiel dont le centre est ~
centre de la Terre, ayant trois axes dirigés vers trois étoiles "lointaines" immobiles) : son observation sur une
année permet de mettre en évidence une trajectoire curieuse, au voisinage de l'écliptique, qui présente une "boucle
rétrograde" : Vénus semble alors abandonner son mouvement naturel d'ouest en est pour repartir vers l'ouest ~ 1 mois
1/2 durant et, enfin, reprendre une course plus "normale" vers l'est (cela se produit tous les 20 mois environ pour cette
planète - d'un point de vue technique la longitude de la planète cesse de croître pour devenir décroissante, puis croît
à nouveau). Cela s'explique facilement si l'on se souvient que ces deux astres ne parcourent pas leur orbites à la même
vitesse (les planètes inférieures ont une vitesse supérieure à celle de la Terre, les planètes supérieures un vitesse plus
faible que celle de la Terre) : les droites qui joignent les deux planètes (correspondant à la ligne de visée) changent de
direction en permance, jusqu'Ã se croiser dans un sens et puis dans l'autre.
Pour les planètes inférieures (telle que Vénus) la rétrogradation se produit au moment des conjonctions inférieures (elles
sont dans ce cas très difficiles à observer puisqu'alors elles se produisent en direction du Soleil) tandis que pour les
"planètes" supérieures (telle que Mars, les astéroïdes, etc) elle se produit au moment des oppositions.        Â
Â
· Artefact : de manière générale ce terme désigne l'apparition d'une information erronée au sein d'un signal ou d'un
image. Son origine peut être indépendante de la volonté de l'opérateur (il s'agit alors d'un biais technique non - ou
difficilement - maitrisable) mais peut également résulter d'une manipulation hasardeuse consciente (ou pas) de
l'opérateur.
En imagerie ce terme est essentiellement utilisé pour décrire l'apparition de "faux" détails dans une image numérique.
Visibles sous forme de lignes ou d'un bruit de fond plus ou moins aléatoirement réparti (il est évidemment plus présent
dans les zones de l'image les plus sombres), les artefacts contribuent à réduire la lisibilité d'une image en faisant
apparaître des détails fictifs éloignés de toute réalité physique.
Comme cela est rappelé ci-dessus, les artefacts ont essentiellement deux origines :
- une limitation ou un problème technique. Par exemple ce sera une compression interne des données transférées dans
et par la caméra (webcam utilisée à une cadence trop importante. Pour une webcam ordinaire telle qu'une Vesta Pro ou
une ToUCam Pro, cela est visible dès qu'on dépasse une cadence d'acquisition de 10 im/s. La compression interne
conduit à des images lissées dans lesquelles les détails fins sont gommés). Cela peut aussi être un parasitage (visible en
général sur les images brutes sous forme d'un bruit périodique se présentant sous la forme de stries paralléles) dû Ã
blindage électromagnétique insuffisant du dispositif d'acquisition. Contrairement au cas précédent pour lequel on ne peut
pas faire grand chose (si ce n'est d'abaisser la cadence d'acquisition. Le passage au mode "raw" permet également de
s'affranchir de la compression interne proposé en sortie d'usine sur les webcams non spécifiquement prévues pour une
utilisation astronomique) il est possible ici d'essayer d'améliorer les choses en éloignant la webcam et sa connectique de
la source de parasites (il s'agit souvent d'une alimentation : celle de l'ordinateur ou celle permettant de faire fonctionner
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la monture du télescope).
Dans le même registre on peut également signaler l'apparition d'artefacts circulaires concentriques (en pelures
d'oignon). Visibles essentiellement pour les planètes Jupiter, Mars et Vénus, ces artefacts ont
pour origine l'électronique interne des webcams "ordinaires" (Vesta Pro, ToUCam Pro et assimilés) : numérisation
images sur 8 bits (seulement 28 = 256 niveaux de gris) et problème d'écrêtage des niveaux. Il est possible de
s'affranchir de tout ou partie de ce problème en réglant, au moment de l'acquisition, la valeur du "gain" à un niveau bien
supérieur à celle de la luminosité" (typiquement la luminosité sera réglée à 40 % tandis que le gain sera réglé Ã
plus)Â ;
- un "mauvais" traitement des données brutes obtenues. En particulier (cas d'une vidéo) lorsque, après avoir fait
l'opération de recentrage/addition des images brutes, il est nécessaire d'appliquer un filtre destiné à faire ressortir les
détails (ondelettes, masque flou, filtres de type Vancittert, Richardson-Lucy, maximum entropy, etc) : il est bon de
surveiller attentivement l'apparition du bruit, annonciateur de nombreux artefacts.
Il est, en effet, toujours tentant d'avoir la main lourde lors de cette étape du traitement. Mais, outre le fait que l'on obtient
alors des images d'aspect général "peu naturel", on prend le risque de faire apparaître des détails imaginaires qui ne
sont rien d'autre que du bruit amplifié par un traitement abusif (il ne faut pas oublier que le bruit est amplifié dans les
mêmes proportions que le signal utile... comme le rappelle fréquemment C. Buil, auteur du célèbre logiciel de traitemen
d'images astronomique Iris, c'est au moment de l'acquisition que les choses se font... pas au traitement ! Si les images
brutes sont mauvaises, il ne faut pas attendre du logiciel de traitement d'images qu'il donne de bonnes images finales et
produise, ainsi, un miracle).     Â
Notons, pour finir, qu'au delà  d'une certaine prise de conscience (traiter bien c'est traiter peu : c'est plus facile avec un
peu d'expérience... les débutants ont naturellement tendance à exagérer les traitements) il faut également faire porter so
attention sur les artefacts qui apparaissent (si on y prend pas garde) lors de la finalisation d'une image en vue
d'une publication (par exemple sur Internet : on utilise pour cela en général une compression de l'images au format .jpeg,
lequel est un format destructif. Il est conseillé de visualiser l'image obtenue dans sa globalité afin d'éviter les mauvaises
surprises d'une compression .jpeg mal maitrisée. Une alternative est l'utilisation de formats de compression non
destructifs tels que le format .png - lequel permet en outre de gérer la transparence - ou, pour une publication papier, au
format .tiff).       Â
Remarque : le fait de stocker des vidéos dans des archives au format .zip ou .rar (et assimilés) ne pose pas de
problème particulier car il s'agit de formats de compression non destructifs. Par contre un encodage d'une vidéo au
format DivX ou Xvid, provoque une perte de qualité (assez faible il est vrai pour un encodage réalisé dans les règles de
l'art) car se sont des formats de compression destructifs.          Â
Â
· Ascension droite : c'est l'une des deux coordonnées équatoriales (direction est-ouest) qui, avec la déclinaison, est
utilisée pour décrire la position d’un astre dans le ciel. Similaire à la longitude sur la Terre, elle se définit par l’an
forme avec l'équateur céleste en partant du point vernal. Elle s'exprime en heures (de 0 à 24 h), minutes et secondes, et
augmente en allant de l'ouest vers l'est. · Assombrissement : c'est le phénomène que l'on observe au niveau du limbe
des planètes géantes gazeuses ou encore au niveau du limbe solaire ; Il s'agit de la diminution de la luminance du bord
des astres gazeux bien visible, par exemple, sur les images du Soleil ou de Jupiter (voir images ci-dessous).  Â
Â
· Astéroïde (synonyme de petit corps du système solaire) : corps du système solaire, de formes variables, dont les
dimensions ne dépassent pas quelques centaines de kilomètres. Ces planétoïdes, qui orbitent autour du Soleil, sont
particulièrement nombreux dans un anneau diffus se situant entre Mars et Jupiter et appelé, pour cette raison,
«ceinture d'astéroïdes».
Â
· Astigmatisme : cette aberration géométrique, qui se manifeste surtout sur les images d'objets suffisamment éloignés
de l'axe optique, est un défaut lié à la non-symétrie de révolution de l'ensemble objet/système optique.  Â
Il n'est normalement pas observable sur l'axe pour un objet situé sur l'axe optique d'un sytème centré. Visible
uniquement pour des objets qui en sont suffisamment éloignés, cette aberration se traduit par l'appartition de deux zones
de focalisation othogonale l'une à l'autre (appelées focale sagittale et focale tangentielle), en lesquelles les rayons
lumineux vont converger. Le cercle de moindre diffusion (qui correspond à l'image donnée par l'approximation de Gauss :
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objet de petite dimension et peu éloigné de l'axe optique) se trouve alors entre ces deux focales particulière.  Â
Remarque : si cette aberration se manifeste pour un objet situé sur l'axe d'un système centré c'est qu'un des éléments
optiques n'est pas de symétrie de révolution (typiquement c'est ce qui se produit si les rayons de courbure d'une lentille
ou d'un miroir diffèrent selon 2 axes orthogonaux) : le système optique est alors intrinsèquement défectueux ;
Â
· Astroblème : nom donné à une formation géologique observée sur le sol terrestre et dont l’origine est
vraisemblablement du à l’impact d’un corps venu de l’extérieur. ·  Astrométrie : ce terme permet de dÃ
ne relève pas directement de l'astrophysique. Bien que cette distinction soit assez arbitraire, on réserve en général ce
mot pour l'ensemble des activités qui relèvent de l'astronomie de position (des comètes, des astéroïdes, par rapport Ã
des étoiles de référence : les mesures, lorsqu'elles sont précises, permettent de mettre à jour les paramètres orbitau
ces corps et, ainsi, de publier des éphémérides fiables). Par extension l'astrométrie désigne également l'étude des
formes et des dimensions de ces astres.    Â
Â
· Atome : constituant élémentaire de la matière ordinaire. Les atomes constituent les briques à partir desquels toute
matière est constituée. Dans le modèle semi-classique les atomes sont eux-mêmes constitués d'un noyau comportant
un certain nombre de neutrons (comme leurs noms l'indique, sans charge électrique) et de protons (porteurs d'une
charge positive) autour duquel on trouve un nuage électronique (les électrons étant porteurs d'une charge élémentaire
négative).
L'ensemble {noyau + cortège électronique} étant globalement électriquement neutre. Â
Â
· Aurore :Â
- désigne, dans le langage populaire, les instants qui précédent le lever du Soleil, lorsque le jour apparaît. Le terme
correspondant en astronomie, assorti de définitions précises, est le "crépuscule du matin" ;Â
- phénomène lumineux se produisant dans les très hautes couches de l'atmosphère (de 100 à 1000 km au-dessus du
sol). Les aurores polaires sont dûes à la désexcitation radiatives (émission de lumière) d'atomes ayant subit des
collisions avec des particules chargées (électrons, protons) de haute énergie provenant du Soleil. Elles s'observent
principalement au voisinage des pôles (elles sont cependant visibles jusqu'aux latitudes de la France, voire plus bas, lors
d'éruptions solaires particulièrement intenses) : on parle alors d'aurores boréales (localisées au voisinage des régions
nord de la Terre) ou d'aurores australes (localisées au voisinage du pôle sud de la Terre).
Cette localisation particulière (zone aurorale) s'explique par la convergence des lignes de champ magnétique en ces
points : les particules qui arrivent du Soleil y sont canalisées.Â
Visibles sous formes draperies chatoyantes diversement colorées (teintes de rouge : dûes à l'oxygène au-delà de 300
km d'altitude, au diazote ou à l'hydrogène, vert : oxygène à 100 km d'altitude, bleu-violet : azote à haute altitude)
et évoluant parfois très rapidement, les aurores polaires sont des phénomènes spectaculaires dont on garde un
souvenir inoubliable.Â
Elles s'accompagnent parfois (cas d'aurores intenses) de perturbations ionosphériques se traduisant par
des dysfonctionnement électriques ou radioélectriques (pertubations ou coupures des émissions radiodiffusées et des
télécommunications).
Â
· Austral : relatif à l'hémisphère sud.Â
Â
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· Autoguidage : ce terme décrit l'ensemble des techniques qu'il faut mettre en oeuvre pour assurer un suivi automatiqu
et autonome (en général à la vitesse sidérale) de qualité compatible avec l'astrophotographie longue pose. Le matéri
nécessaire est le suivant :
1) un intrument imageur munit d'une caméra, webcam, APN,...et appelé, pour cette raison, instrument principal, c'est au
foyer de cet instrument que se formera l'image ;
2) une caméra de guidage destinée à se caler sur une étoile de référence dite de guidage :
- celle-ci peut être installée au foyer d'un autre instrument (appelé pour cette raison intrument guide ou instrument
secondaire) fixé en parallèle (par l'intermédiaire d'anneaux de guidage ou d'une platine) sur l'intrument principal. Les
lunettes astronomiques ou les télescopes catadioptriques de type Maksutov-Cassegrain sont de bons candidats pour
jouer ce rôle (les différentes pièces optiques les constituants doivent être le moins mobile possible). L'instrument guide
doit pouvoir être librement orienté (mouvement ayant un débattement angulaire de quelques degrés selon 2 axes
othogonaux) afin de faciliter la recherche d'une étoile guide. La mise en oeuvre est modérément compliquée sur le
papier mais reste problématique en pratique pour au moins trois raisons :
   - problèmes de flexions ;
   - problèmes d'équilibrage ;
   - rotation du champ (cela se produit si l'étoile guide est éloignée du centre du champ image et que la mise en st
est insuffisamment précise) ;
- celle-ci peut être inclue dans la caméra utilisée pour l'imagerie sous forme d'un capteur dit d'autoguidage, placé en
bordure de champ juste à côté du capteur principal. Ce procédé présente l'énorme avantage de ne pas risquer d'êt
ennuyé durant le guidage par des problèmes de flexion (que l'on rencontre souvent dans le cas de l'utilisation d'un
instrument guide monté en parrallèle) et minimise les erreurs de suivi dû à  une rotation du champ (voir ci-dessus). Mais
il présente également (outre le prix d'un tel dipositif) l'inconvénient de rendre parfois problématique la recherche d'une
étoile guide (le capteur de guidage est petit : le champ couvert par ce dernier est donc faible).
- celle-ci peut être placée derrière un diviseur optique : dispositif permettant de prélever (en général grâce à un petit
prisme ou à un petit miroir plan) une petite fraction du champ imagé. Les avantages sont ceux décrits pour le capteur
d'autoguidage... les inconvénients sont par contre amplifiés par le peu de lumière récupéré de cette manière par le
diviseur optique. En pratique, et pour les raisons évoquées ci-dessus, l'utilisation d'un tel matériel est très difficile Ã
mettre en oeuvre et les deux méthodes précédentes sont à préférer. Â
3) un logiciel et une interface d'autoguidage dont le rôle est d'assurer la communication entre la caméra de guidage et le
télescope. Deux cas se présentent alors :
- le logiciel prend en charge tout le travail qui consiste à mesurer la position instantanée de l'étoile de guidage puis
à  envoyer un ordre de correction en ascension droite ou/et en déclinaison si l'écart entre cette nouvelle position et celle
de référence (la position initale de l'étoile guide) est supérieure à une valeur fixée (appelée consigne - en géné
une fraction de pixels à qq. pixels selon la précision désirée). L'interface ne joue alors dans ce cas qu'un rôle de
transmission des impulsions électriques vers les moteurs (en général une isolation électrique entre l'ordinateur et la
monture est prévue par l'intermédiaire de composants électroniques nommés optocoupleurs) ;
- le logiciel ne prend en charge qu'une partie du travail, l'interface d'autoguidage prenant l'autre via l'utilisation d'un
microcontroleur (composant électronique programmable et autonome fonctionnant comme un processeur
d'ordinateur). Cette solution, qui offre une meilleure gestion des ordres de rattrapage, est préférable (en effet,
l'ordinateur est moins occupé...déchargé qu'il est d'une partie du processus d'autoguidage).         Â
Â
· Axe optique : c'est l'axe de symétrie de révolution des systèmes optique centrés. Un rayon lumineux incident
confondu avec l'axe optique traverse le système sans être dévié.Â
Â
· Azimut : c'est l'un des deux angles du système de coordonnées horizontales ; l'azimut repère la position d'un objet
selon la direction est-ouest par l'angle, mesuré en degrés (°), minutes (') et secondes ("), entre le méridien local et ce
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dernier. Le sud a un azimut de 0°, l'ouest de 90°, le nord de 180° et l'est de 270°. Remarque : l'azimut est parfois
compté, à partir du méridien (direction sud) vers l'est de 0 à - 180°, vers l'ouest de 0 à 180 °. {nomultithumb}
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