ASTROMÉTRIE

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Instruments et méthodes de l'astrométrie

Les instruments les plus anciens utilisés en astrométrie sont l'armille et le quadrant. En usage jusqu'à la fin du Moyen Âge, ils permirent d'obtenir sur les coordonnées des astres une précision de ± 2′. En 1689, Olaüs Römer construisit l'instrument des passages qui, avec des perfectionnements, devait être utilisé jusqu'à nos jours sous le nom de lunette méridienne. Sa précision, qui était de l'ordre de 2″ au xviiie siècle, est passée à 0,40″ à la fin du xixe siècle et atteint actuellement 0,10″. À la fin du xixe siècle, les premières applications de la photographie à l'astrométrie ont conduit à la grande opération mondiale de la Carte photographique du Ciel, dont la précision était de l'ordre de 0,30″, alors que l'astrométrie sur des lunettes à long foyer donnait des précisions allant jusqu'à 0,05″ vers le milieu du xxe siècle. Le xxe siècle a vu successivement apparaître le tube zénithal photographique et l'astrolabe Danjon, essentiellement destinés à l'étude de la rotation de la Terre, et le remplacement des lunettes à long foyer par des télescopes astrométriques. Un saut considérable en précision a été fait grâce à la radio-interférométrie à longue base, puis à l'interférométrie optique et, enfin, à l'astrométrie spatiale, avec le satellite Hipparcos (fig. 5).

Évolution des précisions

Dessin : Évolution des précisions

Évolution des précisions des observations astrométriques de types divers. 

Crédits : Encyclopædia Universalis France

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La lunette méridienne

L'instrument le plus utilisé pour observer le passage des étoiles est la lunette méridienne, ou cercle méridien. Il est formé d'une lunette d'environ 20 centimètres d'ouverture et de 2 à 4 mètres de distance focale, montée sur un axe fixe horizontal dirigé suivant une ligne est-ouest. Cet axe est formé d'un cube central creux sur lequel se fixent deux tubes coniques terminés par des tourillons cylindriques. Le cube central sert aussi de support pour le tube de la lunette.

Les tourillons sont posés sur des coussinets eux-mêmes portés par des piliers. Ceux-ci sont solidaires l'un de l'autre, et leurs fondations, indépendantes du bâtiment qui abrite la lunette, s'enfoncent profondément dans le sol. Ces précautions assurent une bonne stabilité à la lunette et une bonne reproductibilité dans la direction visée. Toutefois, l'axe optique n'est jamais parfaitement perpendiculaire à l'axe des tourillons, et celui-ci n'est pas exactement orienté est-ouest. Cela introduit respectivement des erreurs de collimation, d'azimut et d'inclinaison qui peuvent atteindre plusieurs secondes d'angle et qu'il faut déterminer à l'aide d'observations d'étoiles de positions connues.

Les meilleurs instruments méridiens actuels sont munis de capteurs à transfert de charges (C.C.D., pour charged coupled device) et sont automatiques. Un cercle gradué est solidaire des tourillons. Au foyer de l'instrument se trouve un chariot qui peut se déplacer avec la vitesse de défilement de l'étoile dans le champ. Il est muni d'un analyseur d'images qui se déplace avec le temps. Au cours de ce déplacement, l'image de l'étoile est partiellement ou totalement occultée selon une loi bien déterminée. Le capteur recueille la lumière transmise et l'analyse en fonction du temps. De cette analyse on déduit la correction en déclinaison par rapport au calage des cercles et la correction en ascension droite par rapport à l'origine du mouvement du chariot.

À titre d'exemple, dans l'instrument méridien de l'Observatoire de Bordeaux (fig. 6), l'analyseur d'images est un demi-cercle qui tourne, alors que dans celui du Carlsberg Meridian Telescope de l'Observatorio del Roque de los Muchachos à La Palma (îles Canaries) c'est une double fente inclinée à ± 450 qui a un mouvement de va-et-vient.

Le principe des observations s'inspire des formules données dans la première partie. La direction du zénith est obtenue en plaçant un miroir de mercure sous l'instrument et en notant l'indication du cercle gradué lorsque l'image d'une marque au foyer sur l'axe optique se fait au même point.

La précision des observations est de l'ordre de 0,008 s à 0,010 s en ascension droite et de 0,11″ à 0,15″ en déclinaison pour ces instruments modernes. Ils peuvent observer des étoiles faibles jusqu'à la magnitude 13 à 16. C'est cette possibilité d'observer avec précision la position des étoiles faibles qui fait l'importance actuelle de ces instruments.

L'astrolabe photoélectrique

Un astrolabe est un instrument qui détermine l'instant de passage d'un astre sur un cercle de distance zénithale donnée, en général 300 ou 450. Nous allons décrire l'astrolabe photoélectrique du département Gemini de l'Observatoire de la Côte d'Azur, (anciennement C.E.R.G.A.) à Grasse (fig. 7). La pièce principale est une équerre optique comprenant une face semi-transparente et une face réfléchissante, toutes deux inclinées par rapport à la verticale d'un angle égal à la distance zénithale d'observation. Alors que la lame semi-transparente renvoie les rayons vers le télescope, la face réfléchissante intérieure reçoit la lumière provenant de la même région du ciel préalablement réfléchie par un miroir de mercure. Il se forme donc deux images au foyer qui coïncident lorsque la distance zénithale de l'étoile est exactement égale à l'inclinaison des lames plus la réfraction (fig. 8).

Astrolabe du C.E.R.G.A.

Dessin : Astrolabe du C.E.R.G.A.

Principe de l'astrolabe du C.E.R.G.A. 

Crédits : Encyclopædia Universalis France

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Avant et après cet instant, les deux images se déplacent sur le plan focal, qui est obstrué par une grille composée de fentes transparentes parallèles. Un capteur analyse la lumière transmise par la grille placée de telle façon qu'au plus une seule des images est transmise. Cela permet de déduire la trajectoire de chaque image avec le temps et, par suite, de déterminer l'instant de leur coïncidence.

Lorsqu'une étoile est observée à la fois à son passage est et ouest, on peut déduire des observations son ascension droite et sa déclinaison. Il faut toutefois se servir des observations d'étoiles de positions connues pour affiner la valeur de la réfraction et déterminer les constantes instrumentales, dont la principale est une correction à la distance zénithale d'observation.

L'astrolabe photoélectrique est un peu plus précis que le méridien, mais ne peut observer que des étoiles brillantes (magnitude inférieure à 8) et, pour constituer un catalogue de positions, il faut systématiquement observer pendant un an un ensemble ne dépassant pas 300 étoiles. L'instrument méridien est beaucoup plus performant quant au nombre d'étoiles pouvant être observées en un an, mais l'astrolabe a pour lui l'avantage que les paramètres instrumentaux sont faibles (de l'ordre de 0,2″ à 0,3″), ce qui lui laisse une plus grande marge d'amélioration.

L'astrométrie photographique

La mesure des coordonnées des étoiles à l'aide des instruments précédents est une opération longue et ne s'applique qu'aux astres lumineux. Pour étudier un nombre beaucoup plus important d'étoiles, de magnitudes plus faibles, on emploie une méthode photographique.

La plaque photographique est placée au foyer d'une lunette ou [...]

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  • : membre de l'Académie des sciences, astronome émérite à l'Observatoire de la Côte d'Azur

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Pour citer l’article

Jean KOVALEVSKY, « ASTROMÉTRIE », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 01 décembre 2021. URL : https://www.universalis.fr/encyclopedie/astrometrie/