Quel diamètre faut-il pour observer un objet du ciel profond ? Appel à observations

[QSO]

Il y a ce bouquin consacté aux objets Messier:

 

https://www.amazon.fr/Messier-Astrophotography-Reference-Allan-Hall/dp/1493766414?__mk_fr_FR=ÅMÅŽÕÑ&crid=FM8GMTLCUVRW&dib=eyJ2IjoiMSJ9.BwvpcD5LhXYAJ8HoHq4F3UqceJCHXSzpaP-PI38LzwY9Ub8yTlJW_7BEp91h_9Hg4pD9kIOX-_n4pJHJ7el725QNYLEr-mbB8MeITlokijgvv99Gx6yqpFsJQkOwvlq3bR15-5GwZuXFDYCCKO2vaUgQicO-lUtrJbhqLetK7St19UQHq1osD-yHxafTW2K7FFggABkqyRJ1SArycvUrOD_vOaJdH0Z1rLYF7doDcH24YchbXIPdsk8Zg4r_T8Lw-pAMa734vz_JiGOI1IvdiosddYUFoIZHk7PfiUIHQ-c.zFKASXnl0wOmgUm9TW76K9gHtw8VMDydG8A2IS1doU8&dib_tag=se&keywords=messier&qid=1786737083&sprefix=messier%2Caps%2C743&sr=8-8

 

Pas mal du tout...

[Skywatcher707]

Il y a 13 heures, kalhaar a dit :

Le constat est finalement assez simple : je ne suis pas parvenu à construire un modèle suffisamment cohérent pour avoir confiance dans une évolution plus poussée de l’outil.

 

 

Il y a 13 heures, kalhaar a dit :

Une approche peut fonctionner correctement pour certains objets et beaucoup moins bien pour d’autres, parfois même au sein d’une même famille. Et cela sans même parler de paramètres comme l’expérience de l’observateur, son acuité visuelle ou certaines conditions locales d’observation, qui peuvent avoir une influence importante sur le terrain.

Bien sûr, il serait possible d’ajouter des cas particuliers et des corrections successives, mais je finirais probablement par obtenir quelque chose de très complexe sans pour autant pouvoir garantir que l’estimation proposée soit réellement plus pertinente.

 

--> Plus en amont...

 

Le 07/08/2026 à 11:22, Skywatcher707 a dit :

Cela fait bcp trop de paramètres à gérer, et entre ce qui est "théorique" et "pratique" (= la réalité sur le terrain). Hormis tout ce qui a été déjà dit, par exemple, tu seras en jardin sous un lampadaire ou à proximité, tu ne verras pas la même chose que si tu es situé au-dessus du lampadaire en étage sur un balcon, tout cela indépendamment de la pollution lumineuse de la ville (qq soit la taille de la ville, la PL n'est pas la même partout et dépend aussi des luminaires qui sont utilisés + par exemple les conditions météo de la nuit - transparence notamment - qui ne seront pas forcément les mêmes le lendemain). On passe évidemment sur l'expérience de l'observateur et sa "qualité de vue" + les oculaires (+ filtres interférentiels éventuels) et la qualité optique de l'instrument (un Newton 130/900 SW n'est pas vraiment du même "grade" qu'une Astro-Physics 130 et pourtant, ils sont identiques niveau diamètre...). 

 

--> L'important est que tu aies appris plein de choses et progressé sur le sujet. 🙂 

 

Belles observations.

 

 

[jb0079]

Pas possible de baser ton analyse sur « choix appareil » fonction de taille objet versus grossissement possible avec l’appareil et « objet visible » fonction de l’ouverture de l’instrument (au grossissement souhaité) versus luminosité apparente avec abattement fonction de la carte de pollution lumineuse?

 

avec ces qqs paramètres (luminosité apparente des objets existe pour tous) il n’y aura pas moyen de créer une table de calcul « universelle théorique  »?

on rentre l’objet les caractéristiques de l’appareil et la ville et il donne le grossissement et l’ouverture nécessaires 

Modifié hier à 10:25 par jb0079

[kalhaar]

Bonjour jb0079,

 

C’est exactement ce que j’ai essayé de faire : combiner l’instrument, le grossissement, le fond de ciel et la luminosité apparente de l’objet dans un modèle de seuil de contraste.

 

Le problème que j’ai rencontré est que la « luminosité apparente » d’un objet n’est pas un nombre unique et suffisamment fiable que l’on peut simplement aller chercher dans un catalogue. Ce que l’on trouve généralement, c’est une magnitude totale et une taille angulaire.

 

Or, la lumière peut être répartie de manière très différente d’un objet à l’autre. Deux objets ayant la même magnitude totale et la même taille apparente peuvent donc être plus ou moins faciles à percevoir, ce qui fausse les résultats du modèle.

 

Pour que cela fonctionne correctement, il faudrait connaître le profil de brillance de surface de chaque objet, mais cette donnée n’est pas disponible de façon systématique.

 

Il reste également des paramètres compliqués à prendre en compte, comme l’acuité visuelle et l’expérience de l’observateur.

 

Mais déjà, si quelqu’un connaît une source de profils de brillance de surface exploitable à grande échelle, je suis très preneur. Cela pourrait changer la donne.

['Bruno]

Et ça dépend aussi du type d'objet. Ici tu supposes que l'objet est nébuleux. Et les amas d'étoiles ?

 

Pour voir un amas ouvert, il faut voir ses étoiles, et suffisamment pour reconnaître que c'est un amas (si on voit juste les trois étoiles les plus brillantes, on ne verra pas l'amas, juste des étoiles du champ). La magnitude de l'étoile la plus brillante est parfois donnée, mais il y a des amas qui ont toutes leurs principales étoiles de magnitude proche (M67), et d'autres où au contraire il y a une étoile dominante et les autres très faibles (NGC 2362). On peut anticiper ça en comparant la magnitude de l'étoile la plus brillante avec la magnitude globale de l'amas : si les deux sont assez proches, c'est que l'étoile la plus brillante est dominante et les autres seront bien plus faibles, si au contraire il y a un grand écart, c'est que l'étoile la plus brillante ne l'est guère plus que les autres, et alors sa magnitude peut donner une indication.

 

Franchement, c'est compliqué, surtout que ça dépend du degré de condensation de l'amas. Est-ce que voir dix étoiles suffit à reconnaître l'amas ? Oui s'il est condensé, non s'est il n'est pas condensé.

 

Pour mes listes d'objets, j'ai utilisé une méthode radicale : le cas par cas. J'ai inspecté tous les amas ouverts de mon catalogue de référence avec le logiciel Guide, qui présente les étoiles jusqu'à la magnitude 15, et j'ai regardé à partir de quelle magnitude (à 1/2 magnitude près) on reconnaissait un amas. Je considère que c'est la magnitude stellaire à atteindre pour voir l'amas.

 

Pour les amas globulaires, il faut distinguer deux choses, et c'est important : la magnitude à partir de laquelle on voit l'amas (sous forme de tache floue au début) ; la magnitude à partir de laquelle on résout en étoiles l'amas. Si on n'évalue pas ces deux choses, on risque de parler dans le vide. « Oui, tu peux voir M92. » « Ah bon ? Je ne vois qu'une tache floue. » « C'est ce que je disais ! » Il faut préciser !

 

La visibilité d'un amas globulaire sous forme de tache floue ressemble à celle des galaxies, sauf que les catalogues donnent rarement la magnitude de surface (mais j'ai trouvé un catalogue qui donne la magnitude de surface de la région centrale, c'est toujours ça). Dans mes listes d'objets, je définis toujours une « magnitude limite de tache floue » (disons), qui vaut la magnitude limite stellaire moins 1,5 (nombre obtenu par l'expérience). Je tiens compte de la classe de compacité de l'amas : s'il est de classe I à IV, je prends cette magnitude limite ; de classe V à VIII j'applique un malus de 0,5 magnitude ; de classe IX à XII j'applique un malus de 1,0 magnitude. On pourrait être plus précis, mais je ne sais pas si ce serait vraiment utile. Ça, c'est pour la visibilité de l'amas sous forme de tache floue.

 

Et la résolution ? Une bonne idée pourrait être d'utiliser la magnitude de la branche horizontale, qu'on trouve dans les catalogues. Quand on atteint cette magnitude, l'amas est très bien résolu. On pourrait considérer que la magnitude limite de résolution de l'amas est 1 magnitude plus basse que la magnitude de la branche horizontale. Ça colle pour pas mal d'amas : à cette magntiude, l'amas montre un fond d'étoiles très faibles qui est clairement l'amas résolu. On pourrait descendre encore de 0,5 magnitude : l'amas  ne serait résolu que de justesse en vision décalée, ou plutôt commencerait à être résolu. Mais en fait même les amas globulaires ne se ressemblent pas tous. Cette fois ce n'est pas une question de compacité mais de richesse. Dans un amas très pauvre (relativement à un amas globulaire), si on s'arrête à « branche horizontale moins 1 magnitude », on voit peu d'étoiles, c'est quand même pas super résolu, alors que c'est le contraire dans un amas très riche, où on pourrait peut-être descendre à 1,5 magnitudes. On pourrait utiliser la magnitude absolue, qui est donnée dans certains catalogues : plus elle est basse, plus l'amas est lumineux, donc riche en étoiles. Personnellement je n'en tiens pas compte.

 

J'aime bien réfléchir à tout ça, parcourir les catalogues, voir ce que je peux en faire, établir des listes... Mais en fin de compte, après des années de réflexion et d'observations, je considère que ça ne sert pas à grand chose d'être précis (c'est juste amusant) : OK pour établir des listes approximatives, basées sur la seule magnitude globale par exemple, et ensuite il faut essayer.

 

Les amas globulaires NGC, je les ai tous cherchés au 300 mm (du moins si la déclinaison était suffisamment haute) et j'ai noté si je les ai vus et résolus. J'avais rédigé une synthèse pour Ciel Extrême, il en ressortait que, finalement, pour leur résolution, le critère de la magnitude globale était pas mal, affiner ne servait pas à grand chose (un amas globulaire est globalement plus faible s'il est plus éloigné − et alors on aura plus de mal à le résoudre − ou s'il est moins riche − et alors on aura du mal à le résoudre, du coup l'information qu'il est plus faible suffit pour évaluer sa résolution).

 

Conseil : commencez par chercher les objets les plus faciles : globalement brillants (magnitude basse), lumineux (magnitude de surface basse), et faciles à pointer en cas d'absence de pointage automatique. Ensuite, vous chercherez des objets de plus en plus difficiles. À ce moment, vous aurez acquis suffisamment d'expérience pour dire par exemple « une galaxie de magnitude 12,5 ? Ça risque de pas passer. Allez, j'essaie quand même !  ». Les listes toutes faites seront donc devenues inutiles. Du coup, à quoi bon vouloir faire des listes toutes faites précises ?...