L'observation visuelle

Aujourd'hui, le principal intérêt de l'observation visuelle est le plaisir de l'observateur, justifié par la beauté des objets vus à l'oculaire.

La structure de l'œil

  L'instrument de base utilisé est bien évidemment l'œil, il est donc intéressant de connaître un peu son fonctionnement. La rétine de l'œil est constituée de 250 millions de photorécepteurs répartis en deux types, soit les bâtonnets et les cônes. Les premiers, plus nombreux que les seconds, sont à l'origine de la vision périphérique et de la vision crépusculaire. Ils sont plus sensibles à la lumière que les cônes, mais fournissent des images floues et incolores. C'est pourquoi les couleurs et contours des objets sont indistincts dans la pénombre et à la périphérie du champ visuel. Les cônes, en revanche, s'activent en pleine lumière et fournissent une vision très précise des couleurs. A côté du disque du nerf optique de chaque oeil se trouve une zone ovale appelée tache jaune dont le centre est creusé d'une minuscule dépression, la fossette centrale (ou fovéa centralis). Dans cette région, les structures rétiniennes contiguës au corps vitré sont déplacées vers les côtés. La lumière peut ainsi atteindre presque directement les photorécepteurs (des cônes pour la plupart) plutôt que de traverser les couches de la rétine, ce qui améliore considérablement l'acuité visuelle. Les cônes sont les seuls photorécepteurs de la fossette centrale, et ils sont majoritaires dans la tache jaune ; puis, du bord de la tache jaune à la périphérie de la rétine, la densité des cônes décroît graduellement. La périphérie de la rétine contient seulement des bâtonnets, dont la densité décroît constamment à mesure que l'on s'approche de la tache jaune. Par conséquent, l'observateur du ciel profond pourra tirer partie de la présence de bâtonnets à la périphérie pour distinguer les objets faibles en utilisant la vision dite décalée (l'observateur regarde légèrement à côte de l'objet).
 

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Observation des objets du ciel profond

    Choix du site 

  Afin d'accéder aux faibles lueurs des galaxies et des nébuleuses, il est nécessaire de respecter quelques règles. L'observation des objets faibles et diffus exige un ciel pur et noir, éloigné de toute pollution lumineuse. Il existe des repères pour estimer la qualité d'un site d'observation: un bon ciel doit permettre de distinguer la galaxie d'Andromède et l'amas d'Hercule à l'œil nu. On rencontre souvent ces conditions en pleine campagne ou en montagne, les nuits clairs où la lune reste invisible. L'observateur lui-même doit prendre des précautions afin de ne pas détériorer le site d'observation. Les lumières d'éclairage pour consulter une carte doivent être filtrées et rouges de préférence, et rester aussi faibles que possible. D'autre part, du comportement du pigment visuel,  l'observateur doit acclimater sa vue à l'obscurité nocturne durant 20 minutes minimum avant d'entreprendre l'observation des faibles lueurs célestes. Cette période d'adaptation est à recommencer systématiquement dès que l'œil est soumis à une lumière vive, même quelques secondes. De plus, compte tenu de la structure de l'œil, l'observateur du ciel profond pourra tirer partie de la présence de bâtonnets à la périphérie pour distinguer les objets faibles en utilisant la vision dite décalée (l'observateur regarde légèrement à côte de l'objet).
 

    Matériel

  Dans le mesure où le site d'observation le permet, l'exploration du ciel profond impose l'instrument le plus gros possible. Mais tout type d'instrument peut apporter sa contribution, même modeste.
Le choix du grossissement à employer dépend du type d'objet observé. Les amas d'étoiles,  les nébuleuses ou les galaxies étendues offrent une vision intéressante avec un grossissement équipupillaire (grossissement = diamètre de l'instrument/diamètre de la pupille de l'œil) soit D/7, soit 28X environ pour un instrument de 200mm. En fait le grossement équipupillaire évolue en fonction de l'age de l'observateur. A partir de 40 ans la pupille de l'oeil n'excède pas 6mm et au delà de 50 ans cette valeur passe à 5 mm (ce qui fait respectivement, pour un instrument de 200mm, 33X et 40X) . En dessus de ce grossissement, la pupille de l'œil diaphragme l'instrument. Pour la plupart des galaxies, un grossissement correspondant à D/2 (grossissement résolvant) environ semble bien approprié. En ce qui concerne les amas globulaires et le petites nébuleuses planétaires, à forte brillance surfacique, un grossissement plus poussé, entre D/2 et 2D, pourra être exploité avec profit, surtout si la turbulence est faible. Le choix du grossissement dépend également de la luminosité du fond ciel du site et de la turbulence. Par exemple, un grossissement plus important permet d'assombrir le fond du ciel et d'augmenter un peu le contraste. Par contre, le présence de turbulence va limiter l'exploitation de forts grossissements.
 

   Notion de brillance surfacique d'un objet

  Pour déterminé le visibilité d'un objet, en général on pense à la magnitude de celui-ci. La magnitude  traduit la lumière totale émise par l'objet. Cependant le paramètre la plus important à prendre en compte concerne sa brillance surfacique. Par exemple, messier 33, la galaxie du triangle, est globalement très lumineuse avec sa magnitude de 5.8, mais sa surface importante de 60'x40' la rend difficile à percevoir. Par contre, la nébuleuse de la Lyre de 76", malgré sa magnitude de 9, est parfaitement visible même dans une petite lunette de 78 mm avec un site de mauvaise qualité, alors que messier 33 reste invisible dans les même conditions d'observation. La brillance surfacique est donnée par l'expression:

Bf = magnitude + 2.5log(a.b)-.26 (où a et b représentent les dimensions de l'objet)

Ce qui donne Bf=14 pour messier 33 et Bf=9 pour la nébuleuse de la Lyre.