Manuel de KStars

Maintenant que votre lieu et votre heure sont ajustés, faisons le tour du propriétaire. Vous pouvez bouger l'image à l'aide des flèches sur votre clavier. L'image bougera deux fois plus vite si vous gardez enfoncée la touche Maj. Une autre façon de bouger l'image est de laisser enfoncé le bouton de la souris tout en la bougeant. Vous noterez que certains objets disparaissent temporairement lorsque l'image est bougée. Cela réduit la charge sur votre microprocesseur et permet un défilement plus en douceur (vous pouvez configurer ce qui est caché pendant le déplacement dans la fenêtre de Configuration de KStars). Il y a sept manières de changer le grossissement (ou Niveau de zoom) de l'affichage :

Notez que lorsque vous zoomez vers l'avant, vous pouvez voir des étoiles plus pâles qu'en zoom arrière.

Faites un zoom arrière jusqu'à ce que vous aperceviez une courbe verte ; cette courbe représente votre horizon local. Si vous n'avez pas modifié la configuration par défaut de KStars, l'image sous l'horizon devrait être complètement verte, ce qui représente le sol terrestre. Vous apercevrez aussi une courbe blanche qui représente l'équateur céleste et une courbe brunâtre, qui représente l'écliptique, c'est-à-dire le chemin que le Soleil semble suivre dans le ciel au cours d'une année. Le Soleil se trouve toujours quelque part le long de l'écliptique, et les planètes n'en sont pas bien loin.

KStars affiche des milliers d'objets célestes : étoiles, planètes, comètes, astéroïdes, amas, nébuleuses et galaxies. Vous pouvez interagir avec les objets affichés pour réaliser des actions sur eux ou obtenir plus d'informations à leur propos. En cliquant sur un objet, il s'identifie dans la barre d'état, et simplement en le survolant avec la souris, un libellé s'affichera temporairement sur la carte. En double-cliquant, l'affichage se recentrera sur l'objet et commencera un suivi (de telle manière qu'il restera centré quand le temps s'écoulera). En cliquant du bouton droit sur un objet s'ouvrira un menu contextuel, qui fournira d'autres options.

Le menu contextuel

Voici un exemple de menu contextuel obtenu d'un clic droit sur la nébuleuse d'Orion.

---

---

L'apparence du menu contextuel dépend quelque peu de la sorte d'objet sur lequel vous cliquez avec le bouton droit, mais la structure de base est listée ci-dessous. Vous pouvez obtenir plus d'informations détaillées sur le menu contextuel.

La section du haut contient des libellés d'information (que l'on ne peut sélectionner). Celui du haut affiche le nom et le type des objets. Les trois libellés suivants affichent l'ascension de l'objet, le transit et l'heure de coucher. Si les heures de lever et de coucher disent « Cercle polaire », cela signifie que l'objet est toujours au-dessus de l'horizon pour l'endroit courant.

La section du milieu contient des éléments pour effectuer des actions sur l'objet, comme Centrer et suivre, Détails... et Attacher un libellé. Voyez la description du menu contextuel pour la liste complète et la description de chaque action.

La section du bas contient des liens vers les images et / ou des pages web d'information sur l'objet sélectionné. Si vous connaissez une URL supplémentaire avec des informations ou une image de l'objet, vous pouvez ajouter un lien personnalisé dans le menu contextuel de l'objet en utilisant l'élément Ajouter un lien....

Trouver des objets

Vous pouvez chercher des objets nommés en utilisant la fenêtre Chercher l'objet, que vous pouvez ouvrir en cliquant sur l'icône Recherche d'objet dans la barre d'outils, en sélectionnant Trouver un objet... du menu Pointage ou en actionnant Ctrl+F. La fenêtre Trouver un objet est affichée ci-dessous :

---

---

La fenêtre contient la liste de tous les objets dans KStars qui ont un nom. Beaucoup d'entre eux possèdent seulement un nom de catalogue comme NGC 3077, et certains possèdent aussi un nom propre comme Whirlpool Galaxy. Vous pouvez filtrer la liste selon le nom ou le type d'objet. Pour filtrer par nom, donnez une chaîne dans la zone d'édition en haut de la fenêtre ; la liste ne contiendra alors que les noms qui commencent par cette chaîne. Pour filtrer par type, sélectionnez un type dans la liste déroulante combinée en bas de la fenêtre.

Pour centrer l'affichage sur un objet, surlignez l'objet désiré dans la liste et actionnez le bouton OK. Notez que si l'objet est situé sous l'horizon, vous serez averti que vous ne verrez probablement que le sol terrestre (vous pouvez rendre le sol invisible à partir de la fenêtre Options d'affichage ou en actionnant le bouton Sol dans la barre d'outils d'affichage).

Ceci conclut la visite de KStars, bien que nous ayons à peine égratigné la surface des fonctionnalités disponibles. KStars inclut beaucoup d'outils astronomiques, il peut contrôler directement votre télescope, et il offre une grande variété d'options de configuration et personnalisation. De plus, ce manuel inclut le Projet AstroInfo, une série de petits articles liés entre eux, expliquant certains des concepts célestes et astrophysiques qui sous-tendent KStars.

Quand KStars démarre, l'heure est positionnée selon l'horloge de votre ordinateur, et l'horloge de KStars fonctionne pour rester en phase avec l'heure réelle. Si vous voulez arrêter l'horloge, sélectionnez Arrêter l'horloge dans le menu Heure, ou cliquez simplement sur l'icône de barre d'outils Pause. Vous pouvez faire aller l'horloge plus vite ou moins vite que la normale, ou même la faire reculer, en utilisant le compteur de pas de temps dans la barre d'outils. Ce compteur a deux jeux de boutons haut/bas. Le premier circule parmi les 83 pas disponibles, un par un. Le deuxième sautera vers l'unité de temps suivante plus haute (ou plus basse), ce qui permet de faire de grands changements plus rapidement.

Vous pouvez déterminer l'heure et la date en sélectionnant Détfinir l'heure... dans le menu Heure, ou en actionnant l'icône de barre d'outils Heure. La fenêtre Définir l'heure utilise un élément graphique de date standard de KDE, couplé avec trois compteurs pour régler les heures, minutes et secondes. Si vous voulez resynchroniser l'horloge de simulation avec l'heure du système, sélectionnez simplement Positionner l'heure à maintenant dans le menu Heure.

La fenêtre Configurer KStars vous permet de modifier une grande variété d'options d'affichage. Vous pouvez accéder à la fenêtre avec l'icône de barre d'outils Configurer ou en sélectionnant Configurer KStars... dans le menu Configuration. Cette fenêtre est décrite ici :

---

---

La fenêtre Configurer KStars est divisée en cinq onglets : Catalogues, Système solaire, Guides, Couleurs et Avancé.

Dans l'onglet Catalogues, vous déterminez quels catalogues d'objets sont affichés dans la carte. La section étoiles vous permet aussi de déterminer la « limite basse de magnitude » pour les étoiles et la limite de magnitude pour afficher le nom et/ou la magnitude des étoiles. Sous la section des étoiles, la section Objets du ciel profond contrôle l'affichage de plusieurs catalogues d'objets non stellaires. Par défaut, la liste inclut les catalogues Messier, NGC et IC. Vous pouvez ajouter vos propres catalogues d'objets en actionnant le bouton Ajouter un catalogue.... Pour des instructions sur la préparation d'un fichier de données de catalogue, voyez le fichier README.customize fourni avec KStars.

Dans l'onglet Système solaire, vous pouvez spécifier si le Soleil, la Lune, les planètes et astéroïdes seront affichés, et si les corps principaux sont dessinés comme des cercles colorés ou comme de vraies images. Vous pouvez aussi choisir si les corps du système solaire ont leurs noms attachés ou non, et contrôler combien de comètes et astéroïdes ont leur nom en libellé. Il y a une option pour attacher automatiquement une « trace orbitale » temporaire si un corps du système solaire est suivi, et une autre pour choisir si la couleur des traces de l'orbite disparaît dans la couleur de fond du ciel.

L'onglet Guides vous permet d'inverser l'affichage des non-objets (c'est-à-dire lignes des constellations, noms des constellations, contour de la Voie Lactée, équateur céleste, écliptique, ligne d'horizon et sol opaque). Vous pouvez aussi choisir si vous préférez voir les noms latins des constellations, les abréviations standard IAU à trois lettres ou les noms dans votre langue locale.

Enfin, vous pouvez ajuster les couleurs et définir des modèles de couleurs dans la section Couleurs. Cette section est séparée en deux :

À la gauche se trouve la liste de tous les aspects graphiques qui sont ajustables. Cliquez pour faire apparaître une fenêtre de sélection de couleurs. Après la liste, se trouve une boîte de sélection Mode de couleurs des étoiles. Par défaut KStars utilise des teintes de couleur réalistes qui se basent sur le type spectral des étoiles. Cependant, vous pouvez dire à KStars de dessiner les étoiles comme des cercles en utilisant seulement le blanc, le noir et le rouge. En mode réaliste, vous indiquez aussi le niveau de saturation des couleurs (à l'aide de l'outil Intensité des couleurs des étoiles).

À droite se trouvent des ensembles de couleurs prédéfinis. Quatre ensembles existent déjà : l'ensemble par défaut, l'ensemble Carte stellaire en couleur (étoiles noires sur fond blanc), l'ensemble Vision Nocturne (étoiles de teinte rouge pour protéger les yeux adaptés à l'obscurité) et l'ensemble Nuit sans Lune, un thème sombre plus réaliste. Vous pouvez ajouter votre propre ensemble en cliquant sur Enregistrer les couleurs actuelles.... On vous demandera alors un nom descriptif, puis ce modèle apparaîtra dans la liste lors des sessions futures de KStars. Pour supprimer un modèle personnalisé, surlignez-le dans la liste et actionnez le bouton Enlever le modèle de couleurs.

L'onglet Avancé fournit un contrôle fin des comportements les plus obscurs de KStars.

La case à cocher Correction pour la réfraction atmosphérique contrôle si la position des objets est corrigée pour les effets de l'atmosphère. Du fait que l'atmosphère est une coquille sphérique, la lumière provenant de l'espace extérieur est « courbée » lorsqu'elle passe à travers l'atmosphère vers nos télescopes ou nos yeux à la surface de la Terre. L'effet est plus grand pour les objets proches de l'horizon et change vraiment l'heure de lever ou de coucher de quelques minutes. En fait, quand vous « voyez » un coucher du Soleil, la vraie position du Soleil est déjà au-dessous de l'horizon ; la réfraction atmosphérique le fait apparaître comme s'il était encore dans le ciel. Notez que la réfraction atmosphérique n'est jamais appliquée si vous utilisez les Coordonnées équatoriales.

La case à cocher Utiliser la rotation animée contrôle comment l'affichage change lorsqu'une nouvelle position du focus est sélectionnée dans la carte. Par défaut, vous verrez le ciel bouger ou « tourner » vers la nouvelle position ; si vous décochez cette option, l'affichage « sautera » immédiatement vers la nouvelle position du focus.

Si la case à cocher Attacher un libellé à l'objet centré est cochée, un libellé de nom sera automatiquement attaché à un objet lorsqu'il est suivi par le programme. Le libellé sera supprimé lorsque l'objet n'est plus suivi. Notez que vous pouvez aussi attacher à la main un nom persistant à n'importe quel objet avec son menu contextuel.

Il y a trois situations où KStars doit redessiner le ciel très vite : quand il est demandé une nouvelle position du focus (et Utiliser la rotation animée est coché), quand le ciel est tiré avec la souris et quand le pas de temps est grand. Dans ces situations, la position de tous les objets doit être recalculée aussi vite que possible, ce qui peut demander une grosse charge processeur. Si le processeur ne peut suivre la demande, l'affichage semblera instable. Pour tempérer ceci, KStars cachera certains objets pendant ces situations de rafraîchissement rapide, tant que la case Cacher les objets lors des déplacements est cochée. Le seuil de temps élémentaire au-dessus duquel les objets seront cachés est déterminé par le compteur Cacher également si le pas de temps est plus grand que. Vous pouvez spécifier les objets que vous voulez cacher dans la boîte de groupe Configurer les objets cachés.

Il y a plusieurs manières de modifier l'affichage à votre convenance.

Lors de l'étude du ciel, la quête la plus fondamentale est de savoir à quel endroit se trouvent les objets célestes. Afin de spécifier les positions des objets, les astronomes ont créé plusieurs systèmes de coordonnées. Chacun d'entre eux se sert d'une grille de coordonnées projetée sur la sphère céleste, analogue au système de coordonnées géographique qu'on utilise sur terre. Les systèmes de coordonnées diffèrent sur un seul point : le plan fondamental qu'ils utilisent. Le plan fondamental divise le ciel en deux hémisphère égaux le long d'un grand cercle. (Le plan fondamental du système de coordonnées géographique est l'équateur terrestre). Chaque système de coordonnées est nommé selon le plan fondamental qu'il utilise.

L'équateur céleste est un grand cercle imaginaire sur la sphère céleste. L'équateur céleste est le plan fondamental du système de coordonnées équatoriales. Ainsi, il est défini comme étant le lieu des points avec une déclinaison de zéro degrés. C'est aussi la projection de l'équateur terrestre dans le ciel.

L'équateur céleste et l'écliptique sont positionnés selon un angle de 23,5 degrés dans le ciel. Les points d'intersection sont les équinoxes d'Automne et de Printemps.

Le ciel nocturne semble se déplacer vers l'Ouest et retourner à son point de départ en 24 heures (sidérales). Ce phénomène est en fait causé par la rotation de la Terre autour de son axe de rotation. L'axe de rotation de la Terre (si on étirait ses deux bouts jusqu'au fond de l'univers) aboutirait finalement à deux points : les deux pôles célestes de la sphère céleste. Ces deux points sont en quelque sorte les deux extrémités de l'Univers. Ils sont immobiles et tous les autres objets nous semblent bouger (à cause de la rotation de la Terre autour de l'axe de rotation terrestre). Les pôles célestes sont aussi les pôles du système de coordonnées équatorial ; ils possèdent des déclinaisons de +90 degrés et -90 degrés (pour les pôles célestes Nord et Sud respectivement).

Il est utile de garder en mémoire que le pôle céleste nord possède à peu près les mêmes coordonnées que la très brillante étoile Polaris (latin, signifie « étoile polaire »). Cela fait de Polaris un outil de navigation exceptionnel : non seulement se trouve-t-il toujours au-dessus du point nord, mais aussi son angle d'altitude est toujours égal (presque égal) à la latitude géographique de l'observateur. En revanche, Polaris n'est visible que dans l'hémisphère Nord.

Le fait que Polaris se trouve près du pôle est une coïncidence. En fait, du fait du phénomène de précession, Polaris se trouve près du pôle pour une courte durée seulement.

La sphère céleste est une sphère imaginaire d'un diamètre immense, avec la Terre au centre. On considère que tous les objets visibles dans le ciel se trouvent sur la surface de la sphère céleste.

Bien sûr on sait qu'en réalité les objets célestes ne se trouvent pas sur un sphère ayant la Terre en son centre, alors pourquoi avoir créé cette sphère imaginaire ? C'est que les objets que l'on voit dans le ciel sont si loin de nous qu'il est impossible, à l'oeil, de juger de leur distance. Leur distance est donc indéterminée, mais tout ce que l'on a besoin de savoir pour trouver un objet dans le ciel est la direction dans laquelle il se trouve. C'est ce qui fait de la sphère céleste un outil pratique pour s'y retrouver dans le ciel.

La « direction » des objets peut être quantifiée de façon précise à l'aide d'un système de coordonnées céleste.

L'écliptique est un Grand Cercle imaginaire autour de la sphère céleste le long duquel se Soleil semble se déplacer au cours d'une année. Comme on le sait, c'est en fait l'orbite de la Terre autour du Soleil qui cause ce changement apparent de la position du Soleil. L'écliptique est inclinée de 23,5 degrés par rapport à l'équateur céleste. Les deux points où l'écliptique croise l'équateur céleste sont appelés équinoxes.

Notre système solaire étant relativement plat, les orbites des planètes suivent à peu près l'écliptique. De plus, les constellations du zodiaque se situent le long de l'écliptique. Cela fait de l'écliptique une ligne de référence très utile pour savoir où se trouvent les planètes ou les constellations du zodiaque, puisqu'elles semblent toutes « suivre le Soleil ».

Du fait de l'inclinaison de 23,5 degrés sur l'écliptique, l'élévation du Soleil à midi change au cours de l'année, car elle suit le chemin de l'écliptique dans le ciel. Ceci provoque les saisons. En été, le Soleil est haut dans le ciel à midi, et il reste plus haut que l'horizon plus de 12 heures. Alors qu'en hiver, le Soleil est bas dans le ciel à midi, et reste au-dessus de l'horizon moins de 12 heures. De plus, la lumière du Soleil est reçue à la surface de la Terre sous un angle plus ou moins direct en été, ce qui fait qu'une surface donnée reçoit plus d'énergie par seconde en été qu'en hiver. Les différences dans la durée du jour et dans l'énergie reçue par unité de surface conduisent à des différences de température que nous ressentons en été et en hiver.

La plupart des gens connaissent déjà l'équinoxe vernal et l'équinoxe automnal en tant que dates du calendrier : le début du printemps et de l'automne respectivement, dans l'hémisphère Nord. Saviez-vous que les équinoxes sont aussi des positions dans le ciel ?

L'équateur céleste et l'écliptique sont deux grands cercles sur la sphère céleste, disposés à un angle de 23,5 degrés. Les deux points où ces deux grands cercles se croisent sont appelés équinoxes. L'équinoxe vernal possède les coordonnées AD=0,0 heures, Déc=0,0 degrés. L'équinoxe automnal possède les coordonnées AD=12,0 heures, Déc=0,0 degrés.

Les équinoxes sont important pour marquer les saisons. Puisqu'ils se situent sur l'écliptique, le Soleil passe à travers chaque équinoxe à chaque année. Quand le Soleil passe à travers l'équinoxe vernal (habituellement le 21 Mars), il croise l'équateur céleste du Sud vers le Nord, indiquant la fin de l'hiver pour l'hémisphère Nord. De la même manière, quand le Soleil passe à travers l'équinoxe automnal (habituellement le 21 septembre), il croise l'équateur céleste du Nord vers le Sud, indiquant la fin de l'hiver pour l'hémisphère Sud.

Un endroit sur Terre peut être spécifié à l'aide d'un système de coordonnées sphériques. Le système de coordonnées géographiques (earth-mapping) est aligné avec l'axe de rotation de la Terre. Il utilise deux angles mesurés à partir du centre de la Terre. Le premier angle, appelé latitude, est l'angle entre un endroit sur Terre et l'équateur. Le deuxième angle, qu'on appelle la longitude, mesure l'angle le long de l'équateur à partir d'un point sur Terre (Greenwich en Angleterre possède une longitude de zéro degrés).

En combinant ces deux angles, on peut spécifier tout endroit sur Terre. Par exemple, Baltimore, Mariland (USA) possède une latitude de 39,3 degrés nord et une longitude de 76,6 degrés ouest. En d'autres mots, si l'on dessine une ligne entre le centre de la Terre et un point qui se trouve à 39,3 degrés au-dessus de l'équateur et à 76,6 degrés à l'ouest de Greenwich, passera à travers Baltimore.

L'équateur est important pour le système de coordonnées géographiques. Il représente le point zéro de l'angle de latitude, et le point milieu entre les pôles. L'équateur est le plan fondamental du système de coordonnées géographiques. Tous les systèmes de coordonnées sphériques utilisent un plan fondamental.

Les lignes possédant la même latitude sont appelées les parallèles. Les parallèles tracent des cercles sur la surface de la Terre, mais un seul parallèle, l'équateur (latitude de 0 degrés), est un grand cercle. Les lignes possédant la même longitude sont appelées les méridiens. Le méridien qui passe par Greenwich est le méridien principal (longitude de 0 degrés). Contrairement aux parallèles, les méridiens sont tous des grands cercles, et les méridiens ne sont pas parallèles l'un à l'autre : ils se rejoignent tous au pôle nord et au pôle sud.

Prenez une sphère comme la Terre ou la sphère céleste. L'intersection entre tout plan et la sphère résulte en un cercle sur la surface de la sphère. Si le plan passe par le centre de la sphère, le cercle est appelé un grand cercle. Les grands cercles donc, sont les plus grands cercles que l'on peut dessiner sur une sphère. Aussi, une ligne entre toute paire de points se trouvant sur une sphère se trouve obligatoirement le long d'un grand cercle.

Des exemples de grands cercles sur la sphère céleste : l'horizon, l'équateur céleste, et l'écliptique.

L'horizon est la ligne qui sépare la Terre et le ciel. Plus précisément, c'est une ligne qui divise les « directions » en deux catégories : les directions qui croisent la Terre, et les autres directions. Souvent, l'horizon est obstrué par les arbres, les édifices, les montagnes, etc. Mais sur un bateau en mer, par exemple, l'horizon est parfaitement visible.

L'horizon est le plan fondamental du système de coordonnées horizontal. En d'autres mots, c'est le « locus » des points qui ont une altitude de zéro degrés.

Comme nous l'avons déjà mentionné dans la section sur le temps sidéral, l'ascension droite d'un objet indique l'heure sidérale à laquelle il traversera votre méridien local. L'angle horaire d'un objet est défini comme étant la différence entre l'heure locale sidérale et l'ascension droite de l'objet :

HA_obj = LST - RA_obj

Ainsi, l'angle horaire d'un objet indique la quantité de temps sidéral qui s'est écoulé depuis que l'objet se trouvait sur le méridien local. C'est aussi la distance angulaire entre l'objet et le méridien, mesuré en heures (1 heure = 15 degrés). Par exemple, si un objet possède un angle horaire de 2,5 heures, cet objet a traversé le méridien local 2,5 heures plus tôt, et se trouve présentement à 37,5 degrés à l'ouest du méridien. Un angle horaire négatif indique dans combien de temps l'objet traversera à nouveau le méridien local. Et un angle horaire de zéro signifie que l'objet se trouve présentement sur le méridien local.

Le méridien est un grand cercle imaginaire, le long de la sphère céleste, qui est perpendiculaire à l'horizon local. Il passe à travers le point Nord de l'horizon, à travers le pôle céleste, jusqu'au zénith, puis à travers le point Sud de l'horizon.

Le méridien local étant fixé à l'horizon local, les étoiles semblent passer devant le méridien local (du fait de la rotation de la Terre). Vous pouvez utiliser l'ascension droite et le temps sidéral local d'un objet pour déterminer quand l'objet traversera votre méridien local (voir angle horaire).

La précession est le changement graduel de la direction de l'axe de rotation de la Terre. L'axe de rotation trace un cône, effectuant un tour complet en 26 000 ans. Si vous avez déjà joué avec une toupie ou un dreidel, la toupie ne demeure pas fixée sur place, elle vacille ; c'est ce qu'on appelle précession.

Donc, puisque la direction de la rotation de la Terre varie, l'emplacement des pôles célestes varie aussi.

Les causes du phénomène de précession sont complexes. La Terre n'est pas une sphère parfaite, elle est un peu aplatie, et donc le grand cercle de l'équateur est plus long que le grand cercle « méridional » qui passe par les pôles. De plus, la Lune et le Soleil se trouvent à l'extérieur du plan équatorial de la Terre. Il en résulte que l'attraction gravitationnelle de la Lune et du Soleil, agissant sur la Terre oblongue, cause un minuscule moment de torsion en plus d'une force linéaire. Cette force de torsion, agissant sur la Terre, cause le mouvement de précession.

Le zénith est le point que vous voyez lorsque vous regardez droit au-dessus de votre tête. En d'autres mots, c'est le point dans le ciel qui possède une altitude de +90 degrés ; c'est le pôle du système de coordonnées horizontal. Géométriquement, c'est le point sur la sphère céleste qui est coupée par une ligne qui part du centre de la Terre, sort de la Terre là où l'observateur se situe, et monte jusqu'à la sphère céleste.

Le zénith est, par définition, un point qui suit le méridien local.

Les jours juliens sont un moyen de trouver la date courante en comptant le nombre de jours qui se sont écoulés depuis une date lointaine quelconque. Ce nombre de jours s'appelle le jour julien, abréviation JD. Le point de départ, JD=0, est le 1er janvier 4713 Avant J.-C. (ou 1er janvier -4712, puisqu'il n'y a pas d'an 0). Les jours juliens sont très utiles parce qu'ils permettent de déterminer facilement le nombre de jours entre deux événements simplement en soustrayant les deux jours juliens. Un tel calcul est plus difficile avec le calendrier standard (grégorien) puisque les jours sont groupés en mois, qui contiennent un nombre variable de jours, et les difficultés liées aux années bissextiles.

Il est préférable d'effectuer les conversions entre calendrier grégorien et calendrier julien à l'aide de programmes spécialisés comme la calculette astronomique. Mais pour ceux qui désirent savoir, voici un exemple de convertisseur de jour grégorien en Julien :

JD = D - 32075 + 1461*( Y + 4800 + ( M - 14 ) / 12 ) / 4 + 367*( M - 2 - ( M - 14 ) / 12 * 12 ) / 12 - 3*( ( Y + 4900 + ( M - 14 ) / 12 ) / 100 ) / 4

où D est le jour (1-31), M est le mois (1-12), et Y est l'année (1801-2099). Notez que cette formule fonctionne seulement pour les dates entre 1801 et 2099. Les dates plus lointaines nécessitent des calculs plus complexes.

Un exemple de jour julien : JD 2440588, qui correspond à la date 1er janvier 1970.

Les jours juliens servent aussi à déterminer l'heure, exprimée en une fraction d'une journée complète, ayant 12:00 PM (midi) comme point zéro. Donc, 3:00 PM le 1er janvier 1970 est JD 2440599.125 (trois heures séparent 3:00 PM et 12:00 PM, et 3 / 24=0.125). Notez que l'on calcule toujours le jour julien à partir de l'heure universelle, et non pas l'heure locale.

Les astronomes qui utilisent certains jours juliens comme référence leur donnent le nom d'époques. Un exemple d'époque utile est J2000 ; il s'agit du jour julien pour le 1er janvier 2000 à 12:00 PM, ou JD 2451545,0.

Beaucoup plus d'informations sur les jours juliens sont disponibles sur l'internet. Un bon point de départ est le U.S. Naval Observatory. Si ce lien n'est plus valable, essayez le terme « Julian Day » dans votre moteur de recherche favori.

La Terre possède deux composantes principales ayant trait au mouvement. Premièrement, elle tourne sur son axe de rotation ; un tour complet prend une journée. Deuxièmement, la Terre tourne autour du Soleil ; une orbite complète prend une année.

Normalement, une année de calendrier compte 365 jours, mais une vraie année (c'est-à-dire, un tour orbital complet de la Terre autour du Soleil, ce qu'on appelle aussi une année tropicale) est un peu plus longue que 365 jours. En d'autres mots, lors d'un tour orbital, la Terre réalise 365,24219 rotations sur elle-même. Rien de surprenant ; il n'y a aucune raison de s'attendre à ce que la rotation de la Terre sur son axe et la rotation de la Terre autour du Soleil soient synchronisés. En revanche, cela cause problème au calendrier !

Qu'arriverait-il si l'on ignorait simplement le surplus de 0,24219 de rotation à la fin de l'année, et simplement définir l'année de calendrier comme étant toujours 365 jours ? Le calendrier est en quelque sorte le suivi de la progression de la Terre autour du Soleil. Si l'on ignore le petit surplus à la fin de chaque année, chaque année les dates du calendrier seront un peu en retard relativement à la position réelle de la Terre autour du Soleil. En seulement quelques années, les dates des solstices et des équinoxes auront notablement glissé.

En fait, il fut un temps où les années étaient en effet définies comme ayant 365,0 jours, et en conséquence, le calendrier s'éloigna lentement des vraies saisons. En l'an 46 Av J.-C., Jules César établit le calendrier julien, qui introduisit pour la première fois le concept de l'année bissextile : il décréta que tous les quatre ans, l'année durerait 366 jours afin que, en moyenne sur le long terme, un année dure 365,25 jours. En gros, cela résolut le problème du calendrier.

En revanche, le problème n'était pas encore complètement résolu par le calendrier julien, parce qu'une année tropicale dure 365,24219 jours et non pas 365,25 jours. Le calendrier dérive encore un peu, même si l'effet n'est apparent que sur de très longs intervalles. C'est pourquoi en 1582, le pape Grégoire XIII a institué le calendrier grégorien, qui est très semblable au calendrier julien mais avec un truc de plus pour les années bissextiles : les années de début de siècle (celles qui se terminent par « 00 » sont bissextiles seulement si elles sont divisibles par 400. Ainsi, les années 1700, 1800, 1900 ne sont pas des années bissextiles (elles le seraient sous le calendrier julien), et l'année 2000 est une année bissextile. Cette modification produit une année qui en moyenne dure 365.2425 jours. Il y a donc encore une très minime dérive du calendrier, mais c'est une erreur de seulement 3 jours sur 10 000 ans ! Le calendrier grégorien est aujourd'hui le calendrier standard utilisé à peu près partout sur la planète.

Le temps sidéral signifie littéralement « temps d'étoile ». Le temps que nous utilisons dans la vie quotidienne s'appelle le temps solaire. L'unité fondamentale du temps solaire est la journée : le temps nécessaire pour que le Soleil effectue une rotation de 360 degrés autour du ciel, dû à la rotation de la Terre. Les autres unités du temps solaire sont des divisions de la journée :

Mais il y a un problème : en réalité la Terre n'effectue pas une rotation de 360 degrés en une journée solaire. La Terre orbite autour du Soleil et au cours d'une journée elle parcourt environ 1 degré (360 / 365.25 = 1 degré par jour). Donc en 24 heures la direction face au Soleil change d'environ 1 degré. Résultat : la Terre doit effectuer une rotation de 361 degrés pour que le Soleil semble avoir parcouru 360 degrés dans le ciel.

En astronomie, on s'intéresse seulement à la durée de rotation de la Terre relativement aux étoiles « fixes », et non pas au Soleil. Alors on désire une mesure du temps qui enraye la complication de l'orbite de la Terre autour du Soleil qui se charge uniquement de savoir combien de temps prend la Terre à effectuer une rotation de 360 degrés par rapport aux étoiles. Cette durée de rotation s'appelle une journée sidérale. En moyenne, une journée sidérale est 4 minutes plus courte qu'une journée solaire, à cause du 1 degré de rotation terrestre supplémentaire dans la journée solaire. Au lieu de définir la journée sidérale comme étant de 23 heures 56 minutes, on définit l'heure sidérale, la minute sidérale et la seconde sidérale comme étant la même fraction d'une journée que leurs homonymes solaires. Donc, 1 seconde solaire = 1,00278 secondes sidérales.

Le temps sidéral est très utile pour déterminer où se trouvent les étoiles à un moment donné. Le temps sidéral divise une rotation complète de la Terre en 24 heures sidérales ; de la même manière, la carte du ciel est divisée en 24 heures d'ascension droite. Ce n'est pas une coïncidence ; l'heure locale sidérale (HLS) indique l'ascension droite qui est présentement en train de traverser le méridien local. Donc si une étoile a une ascension droite de 05h 32m 24s, elle passera votre méridien à HLS=05:32:24. En d'autres mots, la différence entre l'AD d'un objet et l'HLS indique à quelle distance du méridien l'objet se trouve. Par exemple, ce même objet à HSL=06:32:24 (une heure sidérale plus tard), se trouve à une heure d'ascension droite à l'Ouest de votre méridien, c'est-à-dire 15 degrés. Cette distance angulaire entre l'objet et le méridien s'appelle l'angle horaire de l'objet.

La Terre est ronde et à tout moment a une moitié illuminée et l'autre moitié non illuminée par le Soleil. Mais comme la Terre tourne, la moitié illuminée n'est jamais la même région. Ainsi on remarque que les jours s'écoulent, peu importe l'endroit où l'on se trouve sur Terre. À tout instant, il existe des endroits qui passent de la moitié sombre à la moitié claire (ce qu'on appelle dawn/lever du Soleil). Au même moment, de l'autre côté de la Terre, des endroits passent de la moitié claire à la moitié sombre (ce qu'on appelle dusk/coucher du Soleil). Donc à tout moment différents endroits sur Terre vivent à différentes parties de la journée. Ainsi, l'heure solaire est définie localement, et l'heure sur horloge à tout endroit décrit de façon cohérente quelle est la portion de la journée.

Cette localisation de l'heure est réalisée en divisant le globe en 24 tranches verticales appelées fuseaux horaire. L'heure locale est la même dans un fuseau horaire donné, mais l'heure dans chaque zone est une heure plus tôt que l'heure dans la zone voisine à l'est. En réalité les démarcations des zones ne sont pas des lignes parfaites ; souvent elles suivent le long des frontières des pays et autres.

Notez que lorsqu'on se déplace vers l'est et qu'on traverse les 24 zones, on se trouve un journée plus tôt. On fait face à ce paradoxe en définissant la ligne de date internationale, qui se trouve dans l'océan Pacifique entre l'Asie et l'Amérique. Les endroits qui se trouvent tout juste à l'est de cette ligne sont 24 heures derrière les points qui se trouvent tout juste à l'ouest de la ligne. Cela entraîne des conséquences intéressantes : un vol arrive en Californie avant de décoller d'Australie ! Aussi, les îles Fiji chevauchent la ligne de date internationale ; si vous passez une mauvaise journée du côté ouest, vous pouvez aller à l'est et recommencer la journée.

L'heure affichée sur nos horloges est une mesure de la position que possède le Soleil dans le ciel. Cette heure n'est pas la même si l'observation est faite à différents endroits, puisque la Terre est ronde (voir Fuseaux horaires).

Cependant, il est parfois nécessaire de définir une heure globale, une heure qui est la même peu importe l'endroit où l'on se trouve sur la Terre. Un façon de réaliser ce but est de choisir un endroit sur Terre et d'adopter l'heure locale de cet endroit comme l'heure universelle, abréviation UT. (notez que le terme heure universelle n'a rien à voir avec l'« univers ». Il serait peut-être pratique de dire heure globale).

L'endroit choisi pour représenter l'heure universelle est Greenwich en Angleterre. C'est un choix arbitraire et historique. L'heure universelle a pris son envol à l'époque où, en Europe, les bateaux ont commencé à explorer en haute mer, loin de tout point de repère terrestre. Un navigateur pouvait déterminer la longitude du vaisseau en comparant l'heure locale (qu'il mesurait à l'aide de la position du Soleil) et l'heure à la ville du port (en utilisant une horloge à bord du navire). Greenwich était l'endroit où se trouvait l'Observatoire Royal d'Angleterre, qui avait pour fonction de tenir le compte précis de l'heure afin de permettre aux navires de recalibrer leurs horloges avant de prendre le large.

Un Corps noir se réfère à un concept d'objet opaque qui émet des rayonnements thermiques. Un corps noir parfait absorbe toute la lumière entrante et n'en reflète pas du tout. À la température de la pièce, un corps noir parfait apparaît parfaitement noir (d'où le nom de corps noir). Cependant, lorsqu'on le chauffe à haute température, un corps noir commencera à briller avec les radiations thermiques.

En fait, tous les objets émettent des rayonnements thermiques (tant que leur température est au-dessus du zéro absolu, soit -273,15 degrés Celsius), mais aucun objet n'émet réellement des radiations parfaites ; plus précisément, ils sont meilleurs pour l'émission/absorption de lumière pour certaines longueurs d'onde que pour les autres. Ce comportement irrégulier rend difficile l'étude de l'interaction avec la lumière, la chaleur et la matière en utilisant des objets normaux.

Heureusement, il est possible de construire un corps noir presque parfait. Construisons une boîte faite d'un matériau conduisant la chaleur, comme le métal. La boîte doit être complètement fermée sur tous les côtés, de telle manière que l'intérieur forme une cavité qui ne reçoit pas de lumière de l'extérieur. Puis, faisons un petit trou quelque part sur la boîte. La lumière sortant de ce trou ressemblera presque parfaitement à la lumière émise par un corps noir parfait pour la température de l'air qui se trouve à l'intérieur.

Au début du 20° siècle, les scientifiques Lord Rayleigh et Max Planck (entre autres) ont étudié les rayonnements du corps noir en utilisant un tel matériel. Après beaucoup de travail, Planck a pu décrire empiriquement l'intensité de la lumière émise par un corps noir comme une fonction de la longueur d'onde. De plus, il a pu décrire comment ce spectre changeait avec la température. Le travail de Planck sur les rayonnements du corps noir est l'une des zones de la physique qui a mené à la fondation de la merveilleuse science de la mécanique quantique, mais est malheureusement au-delà du but de cet article.

Ce que Planck et les autres ont trouvé est que lorsque la température d'un corps noir augmente, la quantité totale de lumière émise par seconde augmente, et la longueur d'onde du pic spectral se déplace vers les couleurs bleues (voir la figure 1).

---

Figure 1

---

Par exemple, une barre de fer devient orange-rouge lorsqu'elle est chauffée à haute température et sa couleur se modifie progressivement vers le bleu et blanc lorsqu'elle est chauffée plus fort.

En 1893, le physicien allemand Wilhelm Wien a quantifié la relation entre la température du corps noir et la longueur d'onde du pic spectral par l'équation suivante :

---

---

où T est la température en Kelvin. La loi de Wien (aussi connue comme loi de déplacement de Wien) dit que la longueur d'onde d'émission maximale d'un corps noir est inversement proportionnelle à sa température. Ceci signifie que les longueurs d'onde courtes (plus haute fréquence) correspondent à des photons de plus haute énergie, ce que vous attendez d'un objet plus chaud.

Par exemple, le Soleil a une température moyenne de 5 800 K, donc sa longueur d'onde d'émission maximale est donnée par :

---

---

Cette longueur d'onde tombe dans la région verte du spectre visible, mais les radiations continues des photons du Soleil, à la fois plus longues et plus courtes que lambda(max) font que l'oeil humain perçoit la couleur du Soleil comme jaune / blanche.

En 1879, le physicien autrichien Stephan Josef Stefan montra que la Luminance L d'un corps noir est proportionnelle à la puissance quatrième de sa température T.

---

---

où A est la superficie de la surface, alpha est une constante de proportionnalité et T est la température en Kelvin. Ceci posé, si nous doublons la température (par ex. 1 000 K à 2 000 K), l'énergie totale rayonnée par un corps noir augmente d'un facteur 2^4, soit 16.

Cinq années plus tard, le physicien autrichien Ludwig Boltzman a dérivé la même équation qui est maintenant connue comme loi de Stefan-Boltzman. Si nous prenons une étoile sphérique avec un rayon R, la luminance d'une telle étoile est

---

---

où R est le rayon de l'étoile en cm et alpha est la constante de Stefan Boltzman, qui a la valeur :

---

---

Les scientifiques sont maintenant convaincus que 90 % de la masse de l'univers est dans une forme de matière qui ne peut être vue.

En dépit de cartes exhaustives de l'univers voisin qui couvrent le spectre depuis les ondes radio jusqu'aux rayons gamma, nous ne pouvons comptabiliser que 10 % de la masse qui doit s'y trouver. Comme Bruce H. Margon, un astronome de l'université de Washington, l'a dit au New York Times en 2001 : [Il est très embarrassant d'admettre que nous ne pouvons trouver 90 % de l'univers]

Le terme donné à cette « masse manquante » est de la matière sombre, et ces deux mots s'ajoutent bien à tout ce que nous savons actuellement pour ce point. Nous savons qu'il y a de la « matière », car nous pouvons voir les effets de son influence gravitationnelle. Cependant, la matière n'émet pas de radiation électromagnétique du tout, donc elle est « sombre ». Il existe plusieurs théories pour comptabiliser la masse manquante, allant des particules subatomiques à une population de trous noirs isolés, à des moins exotiques naines blanches et brunes. Le terme « masse manquante » pourrait tromper, car la masse elle-même ne manque pas, seulement la lumière. Mais qu'est exactement la matière sombre et comment savons-nous vraiment qu'elle existe, si nous ne pouvons pas la voir ?

L'histoire commença en 1933, quand l'astronome Fritz Zwicky étudia les mouvements d'amas de galaxies lointains et massifs, spécialement l'amas de la Chevelure et l'amas de la Vierge. Zwicky a estimé la masse de chaque galaxie dans l'amas selon leur luminosité, et les a ajoutées pour obtenir la masse totale de l'amas. Il a fait une seconde estimation de la masse de l'amas, en fonction de la mesure de l'étalement des vitesses des galaxies individuelles dans l'amas. À sa surprise, cette deuxième masse dynamique estimée était 400 fois plus grande que la masse estimée sur la luminosité des galaxies.

Bien que la preuve fut solide à l'époque de Zwicky, ce n'est que dans les années 1970 que les scientifiques commencèrent à explorer cette différence. C'est à cette époque que l'existence de la matière sombre fut considérée sérieusement. L'existence d'une telle matière ne résoudrait pas seulement le déficit de masse dans les amas de galaxies, il aurait aussi d'autres conséquences pour l'évolution et le destin de l'Univers lui-même.

Un autre phénomène qui suggère le besoin de matière sombre est la courbe rotationnelle des galaxies spirales. Les galaxies spirales contiennent une grande population d'étoiles qui orbitent autour du centre galactique, sur des orbites presque circulaires, presque comme les orbites des planètes d'une étoile. Comme les orbites des planètes, les étoiles avec des orbites plus grandes sont supposées avoir des vitesses orbitales plus lentes (c'est juste une application de la 3ème loi de Kepler). En fait, la 3ème loi de Kepler ne s'applique qu'aux étoiles proches du périmètre d'une galaxie spirale, car elle suppose que la masse interne à l'orbite soit constante.

Cependant, les astronomes ont fait des observations des vitesses orbitales des étoiles dans le pourtour d'un grand nombre de galaxies spirales, et aucune d'entre elles n'obéissait à la troisième loi de Kepler conformément aux attentes. Au lieu de diminuer aux grands rayons, les vitesses orbitales restaient remarquablement constantes. L'implication est que la masse encerclée par les grandes orbites augmente, même pour les étoiles qui sont apparemment proches du bord de la galaxie. Pendant qu'elles sont proches du bord de la partie lumineuse de la galaxie, la galaxie a un profil de masse qui continue apparemment bien au-delà des régions occupées par les étoiles.

Voici une autre manière de comprendre ceci. Considérez que les étoiles proches de la périphérie d'une galaxie spirale, avec des vitesses orbitales typiquement observées de 200 kilomètres par seconde. Si la galaxie ne consistait qu'en matière que nous pouvons voir, ces étoiles seraient rapidement éjectées de la galaxie, car leur vitesse orbitale est quatre fois plus grande que la vitesse de libération de la galaxie. Comme les galaxies ne sont pas vues tournant à part, il doit y avoir une masse dans la galaxie que nous ne comptabilisons pas quand nous ajoutons les parties que nous pouvons voir.

Plusieurs théories ont émergé dans la littérature pour comptabiliser la masse manquante, telles que WIMP (Weakly Interacting Massive Particles), MACHOs (MAssive Compact Halo Objects), les trous noirs primordiaux, les neutrinos massifs et autres, chacune avec ses pour et ses contre. Aucune théorie seule n'a encore été acceptée par la communauté astronomique, car nous manquons jusqu'à maintenant de moyens pour tester valablement une théorie contre une autre.

Le flux est la quantité d'énergie qui passe par une unité de surface chaque seconde.

Les astronomes utilisent le flux pour dénoter la luminosité apparente d'un corps céleste. La luminosité apparente est définie comme la quantité de lumière reçue d'une étoile au-dessus de l'atmosphère terrestre passant par une unité de surface chaque seconde. Pour cela, la luminosité apparente est simplement le flux que nous recevons d'une étoile.

Le flux mesure le débit d'énergie qui passe par cm² (ou n'importe quelle unité de surface) de la surface d'un objet chaque seconde. Le flux détecté dépend de la distance de la source qui irradie l'énergie. C'est dû au fait que l'énergie doit se répandre dans un volume de l'espace avant de nous atteindre. Supposons que nous avons un ballon imaginaire qui entoure une étoile. Chaque point sur le ballon représente une unité d'énergie émise de l'étoile. Initialement, les points dans une zone de un cm² sont proches les uns des autres et le flux (énergie émise par centimètre carré par seconde) est élevé. À une distance d, le volume et la surface du ballon augmentent, faisant que les points s'éloignent les uns des autres. En conséquence, le nombre de points (ou énergie) compris dans un cm² a diminué, comme illustré sur la figure 1.

---

Figure 1

---

Le flux est inversement proportionnel à la distance par une simple relation r². De ce fait, si la distance double, nous recevons 1/2², soit 1/4 du flux original. D'un point de vue fondamental, le flux est la luminosité par unité de surface.

---

---

où (4 * PI * R²) est la surface d'une sphère (ou d'un ballon) de rayon R. L'éclairement est mesuré en Watt/m², ou, comme les astronomes en ont l'habitude, en ergs/cm². Par exemple, la luminosité du Soleil est L = 3,90 * 10^26 W. Cela signifie que le Soleil irradie 3,90 * 10^26 joules d'énergie dans l'espace en une seconde. Ainsi, le flux que nous recevons du Soleil, passant par un centimètre carré à une distance d'une UA (1,4 * 10^13 cm) est :

---

---

La luminosité est la quantité d'énergie émise par une étoile à chaque seconde.

Toutes les étoiles irradient de la lumière dans une large bande de fréquences du spectre électromagnétique, des ondes radio de basse énergie jusqu'aux rayons gamma de haute énergie. Une étoile qui émet surtout dans la région ultra-violette du spectre produit une quantité d'énergie plus grande qu'une qui émet principalement dans l'infrarouge. De ce fait, la luminosité est une mesure de puissance émise par une étoile dans l'ensemble des longueurs d'onde. La relation entre la longueur d'onde et l'énergie a été quantifiée par Einstein comme E = h * v, où v est la fréquence, h est la constante de Planck et E est l'énergie du photon en Joules. Cela dit, les longueurs d'onde plus courtes (et donc de plus hautes fréquences) correspondent aux énergies plus hautes.

Par exemple, une longueur d'onde de lambda = 10 mètres se trouve dans la région radio du spectre électromagnétique et a une fréquence de f = c / lambda = 3 * 10^8 m/s /10 = 30 MHz, où c est la célérité de la lumière. L'énergie de ce photon est E = h * v = 6.625 * 10^-34 J s * 30 Mhz = 1.988 * 10^-26 joules. Par ailleurs, la lumière visible a une longueur d'onde bien plus petite et une fréquence bien plus haute. Un photon qui a une longueur d'onde de lambda = 5 * 10^-9 mètres (un photon vert) a une énergie de E = 3.975 * 10^-17 joules, ce qui est un milliard de fois plus haut que l'énergie d'un photon radio. De la même manière, un photon de lumière rouge (longueur d'onde lambda = 700 nm) est moins énergétique qu'un photon de lumière violette (longueur d'onde = 400 nm).

La luminosité dépend à la fois de la température et de la superficie. Ceci a du sens car un journal qui brûle émet plus d'énergie qu'une allumette, même si les deux ont la même température. De la même manière, un fer chauffé au rouge à 2 000 degrés émet plus d'énergie que quand il n'est chauffé qu'à 200 degrés.

La luminosité est une grandeur fondamentale en astronomie et en astrophysique. Le plus gros de ce qu'on apprend des objets célestes vient de l'analyse de la lumière. C'est à cause du fait que le processus physique qui se produit dans les étoiles est enregistré et transmis par la lumière. La luminosité est mesurée en unités d'énergie par seconde. Les astronomes préfèrent utiliser les Ergs plutôt que les Watts lorsqu'ils quantifient la luminosité.

La Parallaxe est le changement apparent de la position d'un objet observé provoqué par un changement de position de l'observateur. Par exemple, tenez votre main devant vous à longueur de bras et observez un objet à l'autre bout de la pièce derrière votre main. Maintenant, inclinez votre tête sur votre épaule droite, et votre main apparaîtra à gauche de l'objet. Inclinez votre tête sur votre épaule gauche, et votre main apparaîtra à droite de l'objet distant.

Du fait que la terre est en orbite autour du Soleil, nous observons le ciel d'une position en mouvement constant. De ce fait, nous devons nous attendre à voir un effet de parallaxe annuelle dans lequel les positions des objets proches apparaît « osciller » en arrière et en avant en fonction de notre position autour du Soleil. Ceci survient bien en fait, mais les distances par rapport aux étoiles les plus proches sont tellement grandes que vous devez faire des observations très soigneuses au télescope pour le détecter^[2].

Les télescopes modernes permettent aux astronomes d'utiliser la parallaxe annuelle pour mesurer les distances des étoiles proches en utilisant la triangulation. L'astronome mesure avec soin la position de l'étoile à deux dates espacées de 6 mois. Plus l'étoile est proche du Soleil, plus la modification apparente de sa position sera importante.

Pendant une période de 6 mois, la Terre a bougé de la moitié de son orbite autour du Soleil ; dans cette période, sa position a changé de 2 Unités astronomiques (abrégé UA ; 1 UA est la distance de la Terre au Soleil, soit environ 150 millions de kilomètres). Ceci semble être une très grande distance, mais même l'étoile la plus proche est à environ 40 trillions de kilomètres. De ce fait, la parallaxe annuelle est très petite, typiquement plus petite qu'un parsec, qui fait seulement 1/3600 degré. Une unité pratique de distance pour les étoiles proches est le parsec, qui est l'abréviation de « parallax arcsecond ». Un parsec est la distance qu'une étoile aurait si son angle de parallaxe observé était d'une seconde d'arc. Il est égal à 3,26 années-lumière, soit 31 trillions de kilomètres^[3].

Le mouvement rétrograde est le mouvement orbital d'un corps céleste dans une direction opposée à la direction normale des autres corps céleste d'un système donné.

Lorsqu'on observe le ciel, on s'attend à ce que les objets se déplacent dans une certaine direction, et la plupart des corps célestes se déplacent en effet vers l'ouest. Mais on peut parfois remarquer des corps qui se déplacent vers l'est, par exemple un satellite artificiel ou une station spatiale. Cette orbite est considérée comme étant un mouvement rétrograde.

Le mouvement rétrograde est le plus souvent utilisé en référence au mouvement des planètes extérieures (Mars, Jupiter, Saturne et les suivantes). Si l'on observe chaque nuit leur position, elles nous semblent se déplacer vers l'ouest (à cause de la rotation de la Terre), mais en fait elles dérivent lentement vers l'est (par rapport aux étoiles), et cela peut aussi être observé aisément en passant quelques nuits à analyser leur position. Mais il ne s'agit pas ici de mouvement rétrograde ; il s'agit seulement du mouvement normal de ces planètes. Là où le phénomène de mouvement rétrograde fait apparition est quand la Terre « dépasse » une autre planète (le système solaire est un peu comme une autoroute à neuf lignes). À ce moment, la planète semble s'immobiliser complètement, puis un peu plus tard commencer à se déplacer vers l'ouest. Il s'agit de mouvement rétrograde parce que c'est un déplacement dans la direction opposée à la direction normale des planètes. Enfin, lorsque la Terre passe la planète dans son orbite, elle semble reprendre son mouvement normal d'Ouest en Est d'une nuit sur l'autre.

Le mouvement rétrograde des planètes a causé beaucoup de difficultés aux anciens astronomes grecs, et est en partie responsable du nom « planète » qui signifie en grec « vagabond ».

Les galaxies elliptiques sont des concentrations sphéroïdales de milliards d'étoiles qui ressemblent à des amas globulaires à grande échelle. Elles ont une très petite structure interne ; la densité des étoiles diminue doucement du centre concentré vers des bords diffus et elles peuvent avoir une large plage d'ellipticité (ou proportions). Elles contiennent typiquement très peu de gaz et de poussière interstallaires et pas de population d'étoiles jeunes (bien qu'il y ait des exceptions à ces règles). Edwin Hubble rapporta les galaxies elliptiques comme des galaxies « précoces », car il pensait qu'elles évoluaient pour devenir des galaxies spirales (qu'il appelait « tardives »). Les astronomes pensent maintenant le contraire dans ce cas (c'est-à-dire que les galaxies spirales peuvent se transformer en galaxies elliptiques), mais les types précoces et tardives de Hubble sont toujours utilisés.

Supposé pendant un temps être un type de galaxies simple, les elliptiques sont maintenant connues comme étant des objets complexes. Une partie de cette complexité est due à leur histoire étonnante : les galaxies elliptiques sont supposées être le produit final de la fusion de deux galaxies spirales. Vous pouvez voir une simulation par ordinateur en film MPEG d'une telle fusion sur cette page HST de la NASA (attention : le fichier fait 3,4 Mo).

Les galaxies elliptiques s'étalent sur une grande plage de taille et de luminosité, des géantes elliptiques, d'une taille de centaines de milliers d'années-lumière et presque un billion de fois plus brillantes que le Soleil, aux naines elliptiques, juste un peu plus brillantes que l'amas globulaire moyen. Elles se divisent en plusieurs groupes morphologiques :

Les galaxies spirales sont d'énormes collections de milliards d'étoiles, la plupart d'entre elles étant aplaties en forme de disque, avec un bombement lumineux et sphérique au centre. Dans le disque, il y a typiquement des bras lumineux, où les étoiles les plus jeunes et les plus lumineuses se trouvent. Ces bras s'enroulent autour du centre en un dessin spiralé, donnant aux galaxies leur nom. Les galaxies spirales ressemblent à des cyclones, ou comme de l'eau qui s'écoule dans un lavabo. Ce sont certains des objets les plus beaux du ciel.

Les galaxies sont classées en utilisant un « diagramme de fourche de réglage ». L'extrémité de la fourche classifie les galaxies elliptiques sur une échelle depuis la plus ronde, qui est cotée E0, jusqu'à celles qui apparaissent les plus aplaties, qui sont cotées E7. Les « branches » de la fourche de réglage sont là ou les deux types de galaxies spirales sont classifiées : spirales normales et spirales « barrées ». Une spirale barrée en est une dont le noyau est étiré en une ligne, de telle manière qu'elle a une « barre » d'étoiles en son centre.

Les deux types de galaxies spirales sont subdivisées selon la proéminence de leur « renflement » central, leur surface brillante et le resserrement de leurs bras. Ces caractéristiques sont en relation, de telle manière qu'une galaxie Sa a un gros renflement central, une grande surface lumineuse et des bras et des bras enroulés serrés en spirale. Une galaxie Sb a un renflement plus petit, un disque plus pâle et des bras plus relâchés, et ainsi de suite pour Sc et Sd. Les galaxies barrées utilisent le même schéma de classification, indiqués comme SBa, SBb, SBc et SBd.

Il y a une autre classe de galaxies nommée S0, qui est morphologiquement un type de transition entre les vraies galaxies spirales et les galaxies elliptiques. Ses bras spiralés sont enroulés tellement serrés qu'ils ne sont pas distinguables ; les galaxies S0 ont un disque avec une luminosité uniforme. Elles ont aussi un renflement très important.

La Voie Lactée, qui est la maison de la Terre et de toutes les étoiles de notre ciel, est une galaxie spirale, et on pense que c'est une spirale barrée. Le nom « Voie Lactée » se rapporte à une bande d'étoiles très pâles dans le ciel. Cette bande est le résultat de l'aspect dans un plan du disque de notre galaxie depuis notre position à l'intérieur.

Les galaxies spirales sont des entités très dynamiques. Elles sont le lit de formation des étoiles, et contiennent beaucoup de jeunes étoiles dans leurs disques. Leur renflement central tend à être fait d'étoiles plus vieilles, et leur halo diffus est fait des plus vieilles étoiles de l'Univers. La formation des étoiles est active dans le disque car c'est l'endroit où le gaz et la poussière sont le plus concentrés ; les gaz et la poussière sont les briques élémentaires de la formation des étoiles.

Les télescopes modernes ont révélé que beaucoup de galaxies spirales hébergent des trous noirs supermassifs en leur centre, avec des masses qui peuvent excéder un milliard de Soleils. À la fois les galaxies spirales et elliptiques sont connues pour contenir ces objets exotiques ; en fait, beaucoup d'astronomes croient maintenant que toutes les grandes galaxies contiennent un trou noir supermassif en leur noyau. Notre voie lactée est connue pour héberger un trou noir dans son centre, d'une masse plusieurs millions de fois plus grande qu'une étoile.

Il y a 2 500 ans, l'astronome grec Hipparque classifia la luminosité des étoiles visibles dans le ciel sur une échelle de 1 à 6. Il qualifia les étoiles les plus brillantes du ciel de « première magnitude », et les plus pâles « sixième magnitude ». Étonnamment, deux millénaires et demi plus tard, la classification d'Hipparque est toujours largement utilisée par les astronomes, bien qu'elle ait été depuis modernisée et quantifiée.

L'échelle moderne des magnitudes est une mesure quantitative du flux de lumière venant d'une étoile, avec une échelle logarithmique :

m = m_0 - 2.5 log (F / F_0)

Si vous ne comprenez pas les mathématiques, cela dit juste que la magnitude d'une étoile donnée (m) est différente d'une étoile standard (m_0) d'un facteur 2,5 fois le logarithme de leur rapport de flux. Le facteur 2,5*log signifie que si le rapport de flux est 100, la différence est magnitude 5. Ainsi, une étoile de 6ème magnitude est 100 fois plus pâle qu'une étoile de 1ère magnitude. La raison pour laquelle la simple classification d'Hipparque se traduit en une fonction relativement complexe est que l'œil humain réagit de manière logarithmique à la lumière.

Il y a plusieurs échelles de magnitude différentes en usage, chacune d'entre elles pour un but différent. La plus commune est l'échelle de magnitude apparente, qui est juste la mesure de comment les étoiles brillent (ainsi que les autres objets) pour l'œil humain. L'échelle de magnitude apparente définit l'étoile Vega comme magnitude 0,0, et assigne des magnitudes à tous les autres objets en utilisant l'équation ci-dessus, et une mesure du rapport de flux de chaque objet par rapport à Vega.

Il est difficile de comprendre les étoiles en utilisant simplement les magnitudes apparentes. Imaginez deux étoiles dans le ciel avec la même magnitude apparente, c'est-à-dire apparemment de même luminosité. Vous ne pouvez pas savoir simplement en regardant si elles ont la même luminosité intrinsèque ; il est possible qu'une des deux étoiles soit bien plus brillante, mais bien plus loin. Si nous connaissions les distances aux étoiles (voyez l'article parallaxe), nous pourrions en tenir compte et assigner des magnitudes absolues qui refléteraient la réalité, la luminosité intrinsèque. La magnitude absolue est définie comme la luminosité apparente que l'étoile aurait si elle était observée d'une distance de 10 parsecs (1 parsec=3,26 années-lumière, soit 3,1 x 10^18 cm). La magnitude absolue (M) peut être déterminée à partir de la magnitude apparente (m) et de la distance en parsecs (d) en utilisant la formule :

M = m + 5 - 5 * log(d) (notez que M=m quand d=10).

L'échelle moderne des magnitudes n'est plus basée sur l'œil humain, elle est basée sur des plaques photographiques et des photomètres photoélectriques. Avec les télescopes, nous pouvons voir des objets bien plus pâles qu'Hipparcus ne pouvait voir à l'œil nu, ainsi, l'échelle de magnitude a été étendue au-delà de 6. En fait, le télescope spatial Hubble peut voir des images d'étoiles proches d'une magnitude 30, qui est un trillion de fois plus pâle que Vega.

Note finale : la magnitude est habituellement mesurée à travers un filtre de couleur d'une certaine sorte et ces magnitudes sont notées avec un indice décrivant le filtre (c'est-à-dire que m_V est la magnitude à travers un filtre « visuel », qui est vert, m_B est la magnitude à travers un filtre bleu, m_pg est la magnitude de plaque photographique, etc.).

Les étoiles apparaissent être exclusivement blanches au premier coup d'oeil. Mais si nous regardons attentivement, nous pouvons noter une plage de couleurs : bleu, blanc, rouge et même doré. Dans la constellation d'hiver d'Orion, un beau contraste se voit entre la rouge Betelgeuse au coude d'Orion et la bleue Bellatrix à l'épaule. Ce qui fait que les étoiles montrent différentes couleurs resta longtemps un mystère jusqu'à il y a deux siècles, quand les physiciens eurent suffisamment de compréhension de la nature de la lumière et des propriétés de la matière aux très hautes températures.

Spécifiquement, c'était la physique du rayonnement du corps noir qui nous a permis de comprendre les variations de couleur des étoiles. Peu de temps après que le rayonnement du corps noir a été comprise, on a remarqué que le spectre des étoiles était très semblable aux courbes de radiations du corps noir des différentes températures, allant de quelques milliers de Kelvin à environ 50 000 Kelvin. La conclusion évidente était que les étoiles étaient semblables à des corps noirs, et que les variations de couleur des étoiles était une conséquence directe de leur température de surface.

Les étoiles froides (c'est-à-dire les types spectraux K et M) rayonnent le plus gros de leur énergie dans les régions rouge et infrarouge du spectre électromagnétique et ainsi apparaissent rouges, alors que les étoiles chaudes (c'est-à-dire. les types spectraux O et B) émettent surtout dans les longueurs d'onde bleues et violettes, le faisant apparaître bleues ou blanches.

Pour estimer la température de la surface d'une étoile, nous pouvons utiliser la relation connue entre la température du corps noir et la longueur d'onde de la lumière dans les pics spectraux. C'est-à-dire que lorsque vous augmentez la température d'un corps noir, le pic de son spectre se déplace vers les longueurs d'onde (plus courtes) bleues de la lumière. Ceci s'illustre dans la figure 1, où l'intensité de trois étoiles hypothétiques est reliée aux longueurs d'onde. L'arc-en-ciel indique la zone de longueur d'onde qui est visible pour l'oeil humain.

---

Figure 1

---

Cette méthode simple est correcte en théorie, mais elle ne peut pas être utilisée pour obtenir la température des étoiles avec précision, car les étoiles ne sont pas de parfaits corps noirs. La présence d'éléments variés dans l'atmosphère de l'étoile fera que certaines longueurs d'onde de lumière seront absorbées. Du fait que ces lignes d'absorption ne sont pas uniformément distribuées de par le spectre, elles peuvent fausser la position du pic spectral. De plus, l'obtention d'un spectre utilisable d'une étoile est un processus gourmand en temps et est trop inefficace pour un grand échantillon d'étoiles.

Une méthode alternative utilise la photométrie pour mesurer l'intensité de la lumière passant à travers différents filtres. Chaque filtre autorise seulement une partie spécifique du spectre lumineux à passer et rejette toutes les autres. Un système photométrique largement utilisé est nommé Johnson UBV system. Il emploie trois filtres de bande passante : régions U (« Ultra-violet »), B (« Blue »), et V (« Visible »), chacun occupant une région différente du spectre électromagnétique.

Le procédé de la photométrie UBV implique l'utilisation de matériel sensible à la lumière (comme le film ou les caméras CCD) et la visée par un télescope d'une étoile dont on mesure l'intensité lumineuse qui passe à travers chaque filtre individuellement. Ce procédé donne trois brillances apparentes de flux (quantité d'énergie par cm² par seconde) désigné par Fu, Fb et Fv. Le rapport de flux Fu/Fb et Fb/Fv est une mesure quantitative de la « couleur » de l'étoile, et ces rapports peuvent être utilisés pour établir une échelle de température pour les étoiles. En général, plus les rapports Fu/Fb et Fb/Fv sont grands, plus la température de la surface de l'étoile est élevée.

Par exemple, l'étoile Bellatrix dans Orion a un Fb/Fv = 1,22, qui indique qu'elle est plus brillante à travers le filtre B qu'à travers le filtre V. Par ailleurs, son rapport Fu/Fb est 2,22, et donc elle est plus brillante à travers le filtre U. Ceci indique que l'étoile doit être très chaude, car la position de son pic spectral doit être quelque part entre la plage du filtre U ou une longueur d'onde encore plus courte

Nous pouvons répéter cette analyse pour l'étoile Betelgeuse. Ses rapports Fb/Fv et Fu/Fb sont respectivement 0,15 et 0,18, ainsi, elle est plus lumineuse en V et plus sombre en U. Ainsi, le pic spectral de Betelgeuse doit être quelque part dans la zone du filtre V, ou même à une longueur de longueur d'onde plus grande. La température de surface de Betelgeuse est seulement 2 400 Kelvin.

Les astronomes préfèrent exprimer la couleur des étoiles en termes de différence de magnitude plutôt qu'en proportion de flux. Pour cela, en retournant à la bleue Bellatrix, nous avons un indice de couleur égal à

B - V = -2.5 log (Fb/Fv) = -2.5 log (1.22) = -0.22,

De même, l'indice de couleur pour la rouge Betelgeuse est

B - V = -2.5 log (Fb/Fv) = -2.5 log (0.18) = 1.85

Les indices de couleur, comme l'échelle de magnitude, fonctionnent à l'envers. Les étoiles chaudes et bleues ont des valeurs plus petites et négatives de B-V que les étoiles plus froides et plus rouges.

Un astronome peut alors utiliser l'indice de couleur pour une étoile, après correction pour rougissement et extinction interstellaire pour obtenir une température précise de l'étoile. La relation entre B-V et la température est illustrée dans la figure 2.

---

Figure 2

---

Le Soleil avec une température de surface de 5 800 K a un indice B-V de 0,62.

La calculatrice astronomique de KStars fournit plusieurs modules qui vous donnent un accès direct aux algorithmes utilisés par le programme. Les modules sont organisés par sujet.

Module de distance angulaire

---

---

L'outil de distance angulaire sert à mesurer l'angle entre deux points dans le ciel. Vous spécifiez simplement les coordonnées équatoriales de la paire désirée de points, et actionnez le bouton Calculer pour obtenir l'angle entre les deux points.

Il y a aussi un mode automatisé pour ce module. Dans ce mode, vous spécifiez un fichier d'entrée qui contient quatre nombre par ligne : les valeurs d'AD et de Déc pour les paires de points. D'une autre manière, vous pouvez spécifier une simple valeur pour n'importe laquelle de ces coordonnées dans le panneau de calcul (les valeurs correspondantes dans le champ d'entrée doivent être sautées si elles sont spécifiées dans le calculateur).

Une fois que vous avez spécifié le nom de fichier d'entrée et un nom de fichier de sortie, actionnez simplement le bouton Lancer pour générer le fichier de sortie.

Module des coordonnées apparentes

---

---

Le module des coordonnées apparentes convertit les coordonnées du catalogue d'un point à ses coordonnées apparentes pour n'importe quelle date. Les coordonnées des objets dans le ciel ne sont pas fixées du fait des précession, nutation et aberration. Ce module prend en compte ces effets.

Pour utiliser le module, donnez d'abord les date et heure cible désirées dans la section Date et heure cibles. Puis, donnez les coordonnées de catalogue dans la section Coordonnées de catalogue. Vous pouvez également spécifier l'époque de catalogue ici (habituellement 2 000,0 pour les catalogues modernes d'objets). Finalement, actionnez le bouton Calculer, et les coordonnées de l'objet pour la date-cible seront affichées dans la section Coordonnées apparentes.

Module des coordonnées écliptiques

---

---

Ce module réalise des conversions entre les coordonnées équatoriales et les coordonnées écliptiques. Choisissez d'abord quelles coordonnées doivent être prises comme valeurs d'entrée dans la section Choix des coordonnées d'entrée. Puis, remplissez les valeurs des coordonnées correspondantes dans soit la section Géocentriques équatoriales, soit la section Géocentriques écliptiques. Enfin, actionnez le bouton Convertir, et les coordonnées complémentaires se rempliront.

Le module contient un mode automatisé pour convertir plusieurs paires de coordonnées d'un coup. Vous devez construire un fichier d'entrée dans lequel chaque ligne contient deux valeurs : les paires de coordonnées d'entrée (soit équatoriales, soit écliptiques). Puis, spécifiez quelles coordonnées vous utilisez comme entrée, et identifiez les noms de fichiers d'entrée et de sortie. Enfin, actionnez le bouton Lancer pour générer le fichier de sortie, qui contiendra les coordonnées converties (équatoriales ou écliptiques, le complément de ce que vous avez choisi comme valeurs d'entrée).

Module des coordonnées équatoriales / galactiques

---

---

Ce module convertit de Coordonnées équatoriales en Coordonnées galactiques et vice versa. Sélectionnez d'abord quelles coordonnées doivent être prises en entrée dans la section Choix des coordonnées d'entrée. Puis, remplissez les valeurs de coordonnées correspondantes soit dans la section Coordonnées équatoriales, soit dans la section Coordonnées galactiques. Enfin, actionnez le bouton Convertir, et les coordonnées complémentaires seront remplies.

Module de coordonnées horizontales

---

---

Ce module convertit depuis les Coordonnées équatoriales vers les Coordonnées horizontales. Tout d'abord, sélectionnez la date, l'heure et les coordonnées géographiques pour le calcul dans la section Heure et emplacement. Puis, remplissez les coordonnées équatoriales pour qu'elles soient converties et leur époque de catalogue dans la section Coordonnées équatoriales. Lorsque vous actionnez le bouton Calculer, les coordonnées horizontales correspondantes seront présentées dans la section Coordonnées horizontales.

Module de précession

---

---

Ce module est semblable à celui des coordonnées apparentes, mais il n'applique que l'effet de précession, pas de nutation ni d'aberration.

Pour utiliser le module, donnez d'abord les coordonnées d'entrée et leur époque dans la section des Coordonnées d'entrée. Vous devez aussi remplir l'époque-cible dans la section Coordonnées de précession. Puis, actionnez le bouton Calculer, et les coordonnées de l'objet, avec la précession de l'époque-cible sont présentées dans la section Coordonnées de précession.

Modules de coordonnées géodésiques

---

---

Le système de coordonnées géographiques suppose que la Terre est une sphère parfaite. C'est presque vrai, et ainsi, pour la plupart des besoins, les coordonnées géographiques sont bien. S'il est nécessaire d'avoir une grande précision, nous devons prendre en compte la vraie forme de la Terre. La Terre est un ellipsoïde ; la distance autour de l'équateur est environ 0,3 % plus longue qu'un grand cercle passant par les pôles. Le système de coordonnées géodésiques prend en compte cette forme ellipsoïdale, et exprime la position sur la surface de la Terre en coordonnées cartésiennes (X, Y et Z).

Pour utiliser le module, choisissez d'abord le système de coordonnées que vous utiliserez dans la section Sélection de l'entrée. Puis, remplissez les coordonnées d'entrée soit dans la section Coordonnées cartésiennes, soit dans la section Coordonnées géographiques. Lorsque vous actionnez le bouton Convertir, les coordonnées correspondantes seront remplies.

Module des coordonnées des planètes

---

---

Le module de coordonnées des planètes calcule les données de position de n'importe quel corps majeur du système solaire, pour n'importe quels heure et date, et pour tout emplacement géographique. Choisissez simplement Corps du système solaire dans la liste déroulante, et spécifiez les date, heure et coordonnées géographiques (ces valeurs sont préfinies avec les réglages courants de KStars). Puis, actionnez le bouton Calculer pour déterminer les coordonnées équatoriales, horizontales et écliptiques du corps.

Il y a un mode automatique pour ce module. Vous devez construire un fichier d'entrée dans lequel chaque ligne spécifie des valeurs pour les paramètres d'entrée (corps du système solaire, date, heure, longitude et latitude). Vous pouvez choisir de spécifier une valeur constante pour certains paramètres dans la fenêtre de calcul (ces paramètres doivent être sautés dans le fichier d'entrée). Vous pouvez aussi spécifier lesquels des paramètres de sortie (coordonnées équatoriales, horizontales et écliptiques) doivent être calculés. Enfin, spécifiez les noms des fichiers d'entrée et de sortie, et actionnez le bouton Lancer pour générer le fichier de sortie avec les valeurs calculées.

Module de durée du jour

---

---

Ce module calcule la durée du jour et les heures de lever du Soleil, du transit du Soleil (midi) et de son coucher pour n'importe quelle date du calendrier, à n'importe quel emplacement sur Terre. Remplissez d'abord les coordonnées géographiques et la date, puis actionnez le bouton Calculer.

Module des équinoxes et des solstices

---

---

Le module des équinoxes et solstices calcule la date et l'heure d'un équinoxe ou d'un solstice pour une année donnée. Vous spécifiez quel événement (Équinoxe du Printemps, Solstice d'Été, Équinoxe d'Automne ou Solstice d'Hiver) doit être traité, et l'année. Puis actionnez le bouton Calculer pour obtenir la date et l'heure de l'événement, et la longueur de la saison correspondante, en jours.

Il y a un mode automatisé pour ce module. Pour l'utiliser, générez simplement un fichier d'entrée dont les lignes contiennent une année pour laquelle les données d'équinoxe et de solstice seront calculées. Puis, spécifiez les noms de fichiers d'entrée et de sortie et actionnez le bouton Lancer pour générer le fichier de sortie. Chaque ligne du fichier de sortie contient l'année d'entrée, les date et heure pour chaque événement, et la longueur de chaque saison.

Module de jour julien

---

---

Ce module permet d'effectuer des conversions entre la date du calendrier, le Jour julien et le Jour julien modifié. Le jour julien modifié est simplement égal au jour julien - 2 400 000,5.

Pour utiliser le module, choisissez laquelle des trois dates sera l'entrée et remplissez sa valeur. Puis, actionnez le bouton Convertir, et les valeurs correspondantes pour les deux autres dates seront affichées.

Astuce

Exercice :

À quelle date du calendrier MJD = 0,0 correspond-elle ?

Module du temps sidéral

---

---

Ce module réalise des conversions entre le temps universel et le temps sidérale locale. Choisissez d'abord si vous utilisez le temps universel ou sidéral en entrée dans la section Sélection d'entrée. Vous devez aussi spécifier une longitude géographique et une date pour le calcul, en plus de la valeur soit du temps universel, soit du temps sidéral. Quand vous actionnez le bouton Convertir, la valeur correspondante pour l'autre temps s'affichera.

---

---

Cet outil trace une courbe de l'altitude de n'importe quel objet en fonction de l'heure pour tout endroit sur la terre. La section du haut est une courbe graphique de l'angle d'élévation sur l'axe vertical, et de l'heure sur l'axe horizontal. L'heure est affichée à la fois comme heure locale standard le long du bas, et le temps sidéral le long du haut. La moitié inférieure du graphique est ombrée de vert pour indiquer que les points dans cette région sont sous l'horizon.

Il y a plusieurs manières d'ajouter des courbes au diagramme. La manière la plus simple pour ajouter la courbe d'un objet existant est simplement d'écrire son nom dans le champ de saisie Nom. Si le texte que vous donnez se trouve dans la base de données, la courbe de l'objet s'ajoute au graphique. Vous pouvez aussi actionner le bouton Trouver un objet pour ouvrir la fenêtre Trouver un objet pour sélectionner un objet dans la liste des objets connus. Si vous voulez ajouter un point qui n'existe pas dans la base de données des objets, donnez simplement un nom pour le point et remplissez les coordonnées dans les champs de saisie AD et Déc. Puis, actionnez le bouton Courbe pour ajouter la courbe pour votre objet personnalisé au graphique (notez que vous devez donner un nom qui n'existe pas déjà dans la base de données pour que cela fonctionne).

Lorsque vous ajoutez un objet au graphique, sa courbe de hauteur en fonction de l'heure est tracée avec une ligne blanche épaisse, et son nom est ajouté à la liste déroulante en bas à droite. Tout objet qui était déjà présent est mis en courbe avec une courbe rouge plus fine. Vous pouvez choisir quel objet est mis en courbe avec la ligne blanche épaisse en surlignant son nom dans la liste déroulante

Ces courbes montrent la hauteur des objets (angle au-dessus de l'horizon) en fonction de temps. Quand une courbe passe de la moitié inférieure à la moitié supérieure, l'objet s'est levé. Lorsqu'il retombe dans la moitié inférieure, il s'est couché. Par exemple, dans la capture d'écran, la planète mineure Quaoar se lève à 13:00 heure locale et se couche vers 04:00.

La hauteur d'un objet dépend à la fois de votre emplacement sur la terre et de la date. Par défaut, l'outil adopte l'emplacement et la date des réglages actuels de KStars. Vous pouvez changer ces paramètres dans l'onglet Date et emplacement. Pour changer l'emplacement, vous pouvez actionner le bouton Choisir une ville... pour ouvrir la fenêtre d'emplacement géographique, ou donner les valeurs de longitude et de latitude à la main dans les champs de saisie, et actionnez le bouton Actualiser. Pour changer la date, utilisez l'élément Date, puis actionnez Actualiser. Notez que toute courbe que vous avez déjà tracée sera automatiquement mise à jour lorsque vous changerez la date ou l'emplacement.

---

---

L'outil « Dans le ciel cette nuit » affiche une liste des objets qui seront visibles la nuit à n'importe quel endroit et n'importe quelle date. Par défaut, les date et emplacement sont pris dans les réglages courants de la fenêtre principale, mais vous pouvez changer leur valeur, en utilisant les boutons Changer la date... et Changer d'emplacement... en haut de la fenêtre Dans le ciel cette nuit.

L'outil Dans le ciel cette nuit affiche un court almanach de données pour la date sélectionnée : lever et coucher du Soleil et de la Lune, durée de la nuit et la fraction illuminée de la Lune.

Sous l'almanach, se trouve l'endroit où les informations sur l'objet sont affichées. Les objets sont organisés en catégories. Choisissez un type d'objet dans la zone libellée Choix d'une catégorie, et tous les objets de ce type qui seront au-dessus de l'horizon la nuit sélectionnée seront affichés dans la zone libellée Objets correspondants. Par exemple, dans la capture d'écran, la catégorie Planètes a été sélectionnée, et deuxplanètes qui sont dans le ciel la nuit sélectionnée sont affichées (Jupiter et Saturne). Quand un objet dans la liste est sélectionné, ses lever, transit et coucher sont affichés dans le panneau en bas à droite. De plus, vous pouvez actionner le bouton Détail de l'objet... pour ouvrir la fenêtre des informations détaillées pour cet objet.

Par défaut, Dans le ciel cette nuit affichera les objets qui sont au-dessus de l'horizon entre le coucher du Soleil et minuit. (c'est-à-dire « dans la soirée »). Vous pouvez choisir d'afficher les objets qui sont entre minuit et l'aube (« Dans la matinée ») ou entre le crépuscule et l'aube (« N'importe quand dans la nuit ») en utilisant la liste déroulante près du haut de la fenêtre.

Les applications KDE peuvent être pilotées de l'extérieur par un autre programme, depuis une invite de console ou depuis un script shell en utilisant le Desktop COmmunication Protocol (DCOP). KStars utilise cette fonction pour permettre à des comportements plutôt complexes d'être scriptés et rejoués à n'importe quel moment. Ceci peut être utilisé par exemple pour créer une démonstration de salle en classe pour illustrer un concept astronomique.

Le problème avec les scripts DCOP est que leur écriture ressemble à de la programmation, et peut sembler difficile à ceux qui n'ont pas l'expérience de la programmation. L'outil de génération de scripts fournit une interface graphique de type pointer-cliquer pour construire des scripts DCOP pour KStars, rendant très facile l'écriture de scripts complexes.

Introduction au générateur de scripts

Avant d'expliquer comment utiliser le générateur de scripts, je fournis une très brève introduction à tous les composants d'interface graphique ; pour plus d'informations, utilisez la fonction « Qu'est-ce que c'est ? ».

---

---

Le générateur de scripts est affiché dans la capture d'écran ci-dessus. La zone à gauche est la zone de script courant ; elle affiche la liste des commandes que comprend le script actuellement en fonctionnement. La zone à droite est le navigateur de fonctions ; il affiche la liste de toutes les fonctions de script disponibles. Sous le navigateur de fonctions, se trouve un petit panneau qui affiche une courte documentation sur la fonction de script surlignée dans le navigateur de fonction. Le panneau sous la zone de script courante est le panneau des arguments de fonctions ; quand une fonction est surlignée dans la zone de script courant, ce panneau contient des éléments pour spécifier les valeurs pour n'importe quel argument que la fonction surlignée nécessite.

Le long du haut de la fenêtre, il y a une rangée de boutons qui opèrent sur le script comme un tout. De la gauche vers la droite, il y a : Nouveau script, Ouvrir un script, Enregistrer le script, Enregistrer le script sous... et Tester le script. La fonction de ces boutons devrait être évidente, sauf peut-être le dernier bouton. En actionnant Tester le script, vous tenterez de lancer le script courant dans la fenêtre principale de KStars. Vous devrez déplacer la fenêtre de générateur de script hors du chemin avant d'actionner cela, et ainsi, vous pourrez voir le résultat.

Au centre de la fenêtre, se trouve une colonne de boutons qui opèrent sur une fonction individuelle du script. Du haut vers le bas, ce sont : Ajouter une fonction, Supprimer une fonction, Copier une fonction, Monter et Descendre. Ajouter une fonction ajoute la fonction actuellement sélectionnée dans le navigateur de fonctions à la zone de script courant (vous pouvez aussi ajouter une fonction en double-cliquant dessus). Le reste des boutons opère sur la fonction surlignée dans la zone de script courant, soit en l'enlevant, soit en le dupliquant, soit en changeant sa position dans le script courant.

Automatisation du matériel avec INDI

La planification et l'automatisation du matériel est gérée pour tous les matériels compatibles INDI. Vous pouvez coordonner autant de matériel pour effectuer des opérations complexes avec le générateur de scripts de KStars. Ceci se fait en utilisant l'interface INDI DCOP de KStars, qui fournit différentes classes de fonctions pour s'adapter à vos tâches. Les fonctions INDI DCOP peuvent se décomposer en cinq classes différentes. Ce qui suit est un survol des fonctions et de leurs arguments, comme ils sont gérés par KStars. Il est très recommandé de lire la section Concepts INDI, car nous emploierons des concepts INDI dans ce didacticiel.

1. Fonctions génériques du matériel : fonctions pour établir/arrêter le matériel, etc.

   • startINDI (QString deviceName, bool useLocal) : établir un service INDI, soit en local, soit en serveur.

   • shutdownINDI (QString deviceName) : arrêter le service INDI.

   • switchINDI(QString deviceName, bool turnOn) : connecter ou déconnecter un service INDI.

   • setINDIPort(QString deviceName, QString port) : déterminer le port de connexion du matériel.

   • setINDIAction(QString deviceName, QString action) : active une action INDI. L'action peut êtren'importequel élément dans une propriété d'interrpution

   • waitForINDIAction(QString deviceName, QString action) : mettre en pause l'exécution du script jusqu'à ce que l'action spécifiée property retourne l'état OK.

2. Fonctions de télescope : les fonctions pour contrôler le mouvement et l'état du télescope.

   • setINDIScopeAction(QString deviceName, QString action) : détermine le mode ou l'action du télescope. Les options disponibles sont SLEW, TRACK, SYNC, PARK, et ABORT.

   • setINDITargetCoord(QString deviceName, double RA, double DEC) : détermine les coordonnées de la cible JNow du télescope à AD et DEC.

   • setINDITargetCoord(QString deviceName, double RA, double DEC) : Détermine les coordonnées de cible JNow du télescope de objectName. KStars cherchera le nom de l'objet dans sa base de données et cherchera l'AD et la Déc une fois trouvé.

   • setINDIGeoLocation(QString deviceName, double longitude, double latitude) : détermine l'emplacement géographique du télescope aux longitude et latitude spécifiées. La longitude est mesurée depuis Greenwich, Angleterre, vers l'Est. Cependant, alors qu'il est habituel d'utiliser des longitudes négatives vers l'Ouest, INDI utilise des longitudes entre 0 et 360 degrés. Ainsi, si vous avez une longitude négative, ajoutez simplement 360 degrés pour obtenir la valeur que INDI attend. Par exemple, les coordonnées de Calgary, Canada dans KStars sont -114 04 58; latitude: 51 02 58. Vous devrez fournir une longitude de 360 - 114.069 = 245.931 degrés.

   • setINDIUTC(QString ddeviceName, QString UTCDateTime) : détermine la date et l'heure UTC en format ISO 8601. Le format est AAAA-MM-JJTHH:MM:SS (par exemple 2004-07-12T22:05:32).

3. setINDIUTC(QString ddeviceName, QString UTCDateTime) : fonctions pour contrôler les propriétés et l'état des caméras et CCD.

   • setINDICCDTemp(QString deviceName, int temp) : détermine la température de la puce cible en degrés Celsius.

   • setINDIFrameType(QString deviceName, QString type) : détermine le type de cadre CCD. Les options disponibles sont FRAME_LIGHT, FRAME_BIAS, FRAME_DARK, et FRAME_FLAT.

   • startINDIExposure(QString deviceName, int timeout) : commencer l'exposition CCD/Caméra pour la durée spécifiée par timeout en secondes.

4. Fonctions de focus : fonctions pour contrôler le mouvement et l'état du viseur.

   • setINDIFocusSpeed(QString deviceName, QString action) : déterminer la vitesse du viseur. Les options disponibles sont FOCUS_HALT, FOCUS_SLOW, FOCUS_MEDIUM, et FOCUS_FAST.

   • setINDIFocusTimeout(QString deviceName, int timeout) : déterminer la durée en secondes pour n'importe quelle opération consécutive à startINDIFocus.

   • startINDIFocus(QString deviceName, int focusDir) : déplacer le viseur soit en rapprochement (focusDir = 0), soit en éloignement (focusDir = 1). La vitesse et la durée de cette opération sont déterminées par les fonctions setINDIFocusSpeed() et setINDIFocusTimeout().

5. Fonctions de filtrage : fonctions pour contrôler la position du filtre.

   • setINDIFilterNum(QString deviceName, int filter_num) : changer la position du filtre en filter_num. L'utilisateur peut assigner des alias aux numéros des filtres dans la boîte de dialogue Configuration d'INDI sous le menu Périphériques (par exemple Filter 1 = Red, Filter 2 = Green..etc).

Notez que le nom du périphérique est le premier argument de toutes les fonctions INDI. Ceci permet à différentes commandes d'être envoyées à différents périphériques INDI en étant mélangées dans le script. L'outil de génération de scripts fournit deux options pour faciliter la création et l'édition des scripts INDI.

• Append waitForINDIAction after any INDI action : lorsque coché, l'outil de génération de scripts ajoutera automatiquement waitForINDIAction() après toute action qu'il reconnaît. Par exemple, si vous ajoutez une fonction switchINDI() au script, et que cette option est cochée, le générateur de scripts ajoutera "waitForINDIAction CONNECTION" dans le script juste après switchINDI(). Ceci fera que le script s'arrêtera après switchINDI() jusqu'à ce que switchINDI() retourne l'état OK (par exemple que la connexion au périphérique a réussi). Il est vital de savoir que le générateur de scripts ne peut pas ajouter automatiquement waitForINDIAction() pour les actions génériques ajoutées en utilisant la fonction setINDIAction(). Ceci est dû au fait que KStars ne peut pas déterminer la propriété parente pour les actions génériques. Pour cela, vous devez ajouter à la main waitForINDIAction() après les actions génériques si désiré.

• Reuse INDI device name : lorsque coché, le champ de nom du périphérique de toutes les fonctions subséquentes est automatiquement rempli par le dernier nom de périphérique. Le dernier nom de périphérique est déterminé à chaque fois que la fonction startINDI() est ajoutée au script courant. Lorsqu'on travaille avec de multiples périphériques, il est recommandé que cette option soit désactivée.

Maintenant, nous sommes prêts à créer un script de démonstration qui contrôle un télescope LX200 GPS, en plusd'une caméra CCD Finger Lakes. Notre tâche est simple. Nous demanderons au télescope de se déplacer et de suivre Mars, puis nous demanderons à la caméra de prendre trois images de 10 secondes, séparées chacune de 20 secondes.

Important

Comme il n'y a pas de retour direct depuis l'interface DCOP INDI concernant la progression, la valeur ou l'état des opérations ou des paramètres du périphérique (sauf pour waitForINDIAction()), l'automatisation du périphérique dans KStars est semblable à un système de contrôle à boucle ouverte. Dans un tel système, il n'y a habituellement pas de renseignement en retour pour mesurer la progression du système et corriger les erreurs. En conséquence, vous devez concevoir vos scripts d'automatisation du périphérique avec soin. Tous les scripts d'automatisation doivent être sujets à des tests rigoureux avant déploiement.

---

---

Le script de démonstration est montré dans la capture d'écran ci-dessus. Notez que nous avons coché "Append waitForINDIAction after any INDI action" et décoché "Reuse INDI device name". La première fonction à ajouter est startINDI(), comme montré ci-dessus. Nous voulons lancer nos périphériques locaux, ainsi, nous ne changerons pas le mode de service fourni dans la fenêtre des arguments de fonction. Nous écrivons notre nom de périphérique, commençant par le télescope "LX200 GPS". Nous répétons la même opération pour "FLI CCD". Il y a une fonction waitFor() après cela. Il est généralement recommandé d'utiliser la fonction waitFor() juste après startINDI() pour mettre en pause le script pendant 1 à 5 secondes. Ceci assurera que toutes les propriétés sont construites et sont prêtes à recevoir des commandes. C'est aussi utile pour contrôler des périphériques distants, car les trouver et construire leurs propriétés peut prendre du temps. Dans la fonction suivante, switchINDI(), nous connectons chaque périphérique.

Comme "Append waitForINDIAction after any INDI action" est coché, nous n'avons pas besoin d'ajouter de fonction waitForINDIAction() après switchINDI() pour s'assurer que nous continuons seulement à exécuter le script après une connexion correcte. Ceci est dû au fait que l'outil de génération de scripts fera ceci automatiquement pour nous lorsque nous enregistrerons le script. Maintenant, réglons le télescope en mode suivi, cliquons sur la fonction setINDIScopeAction(), et sélectionnons TRACK. Notez que nous avons besoin de régler le mode du télescope sur suivi, avant de fournir les coordonnées dont il a besoin pour le suivi. La fonction setINDIScopeAction() est fournie pour des raisons pratiques, car, dans cet exemple, elle fournit simplement une fonction générique setINDIAction(), suivie par le mot-clé TRACK. Cependant, le bénéfice d'utiliser setINDIScopeAction() est que KStars peut ajouter automatiquement waitForINDIAction() après, lorsque nécessaire. Cette facilité n'est pas disponible automatiquement aux actions génériques, comme nous en avons discuté plus tôt.

Ensuite, nous utiliserons la fonction setINDITargetName() et la déterminerons sur Mars. Enfin, les quelques dernières étapes impliquent la capture d'une image pendant 10 secondes, ce qui peut se faire en utilisant la fonction startINDIExposure(), et l'attente pendant 20 secondes entre elles, ce qui peut se faire en utilisant la fonction waitFor() avec une valeur de 20.

Nous pouvons, maintenant, enregistrer notre script et l'exécuter n'importe quand. Le script enregistré sera semblable à ceci :

#!/bin/bash
    #KStars DCOP script: Demo Script
    #by Jasem Mutlaq
    #last modified: Thu Jan 6 2005 09:58:26
    #
    KSTARS=`dcopfind -a 'kstars*'`
    MAIN=KStarsInterface
    CLOCK=clock#1
    dcop $KSTARS $MAIN  startINDI "LX200 GPS" true
    dcop $KSTARS $MAIN  startINDI "FLI CCD" true
    dcop $KSTARS $MAIN  waitFor 3
    dcop $KSTARS $MAIN  switchINDI "LX200 GPS" true
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "LX200 GPS" CONNECTION
    dcop $KSTARS $MAIN  switchINDI "FLI CCD" true
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "FLI CCD" CONNECTION
    dcop $KSTARS $MAIN  setINDIScopeAction "LX200 GPS" TRACK
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "LX200 GPS" ON_COORD_SET
    dcop $KSTARS $MAIN  setINDITargetName "LX200 GPS" Mars
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "LX200 GPS" EQUATORIAL_EOD_COORD
    dcop $KSTARS $MAIN  startINDIExposure "FLI CCD" 10
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "FLI CCD" EXPOSE_DURATION
    dcop $KSTARS $MAIN  waitFor 20
    dcop $KSTARS $MAIN  startINDIExposure "FLI CCD" 10
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "FLI CCD" EXPOSE_DURATION
    dcop $KSTARS $MAIN  waitFor 20
    dcop $KSTARS $MAIN  startINDIExposure "FLI CCD" 10
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "FLI CCD" EXPOSE_DURATION

Note

La bibliothèque INDI fournit des outils de scriptage robustes pour permettre aux développeurs d'orchestrer des scripts très complexes. Pour plus de détails, référez-vous au Manuel du développeur INDI.

---

---

Cet outil affiche un modèle de notre système solaire comme vu de dessus. Le Soleil est dessiné comme un point jaune au centre du diagramme, et les orbites des planètes sont dessinées comme des ellipses avec les formes et orientations correctes. La position courante de chaque planète sur son orbite est dessinée comme un point coloré à côté de son nom. L'affichage peut être zoomé dans les deux sens avec les touches + et -, et l'affichage peut être recentré avec les touches fléchées, ou en double-cliquant n'importe où dans la fenêtre avec la souris. Vous pouvez aussi centrer sur une planète avec les touches 0–9 (0 est le Soleil ; 9 est Pluton). Si vous centrez sur une planète, elle sera suivie au fur et à mesure que le temps s'écoule dans l'outil.

L'afficheur du système solaire a sa propre horloge, indépendante de l'horloge de la fenêtre principale de KStars. Il y a un sélecteur de vitesse du temps, semblable à celui de la fenêtre principale. Cependant, sa valeur par défaut est de 1 jour (ainsi, le mouvement des planètes est visible), et il commence avec l'horloge en pause à l'ouverture de l'outil.

---

---

Cet outil affiche la position des quatre principales Lunes de Jupiter (Io, Europa, Ganymède et Callisto) en fonction de l'heure. L'heure est représentée verticalement, les unités sont les jours et « heure=0,0 » correspond au temps actuel de la simulation. L'axe horizontal affiche le décalage angulaire par rapport à la position de Jupiter, en arcminutes. Le décalage est mesuré le long de la direction de l'équateur de Jupiter. Chaque position de Lune en fonction du temps trace une sinusoïde dans le graphique, en fonction de l'orbite autour de Jupiter. Chaque trace a une couleur différente pour la distinguer des autres. Les libellés de noms en haut de la fenêtre indiquent la couleur utilisée par chaque Lune.

Le graphique peut être manipulé avec la clavier. L'axe des heures peut être agrandi ou rétréci en utilisant les touches + et -. L'heure affichée au centre de la fenêtre peut être changée avec les touches [ et ].

---

---

Le propos de l'outil de listes d'observations est de fournir un accès pratique à certaines fonctions communes pour une liste d'objets choisis par l'utilisateur. Les objets sont ajoutés à la liste en utilisant l'action « Ajouter à la liste » dans le menu contextuel, ou simplement en actionnant la touche 0 pour ajouter l'objet actuellement sélectionné.

Il est possible de trier les objets dans la liste par n'importe quelle colonne (nom, ascension droite, déclinaison, magnitude et type). Pour effectuer une action sur un objet, surlignez-le d'abord dans la liste, puis actionnez l'un des boutons Actions en haut de la fenêtre. Certaines actions peuvent être effectuées pendant que pusieurs objets sont sélectionnés. D'autres n'opèrent que sur des objets séparés. Les actions disponibles sont :

Le Flexible Image Transport System (FITS) est le format standard pour représenter les images et les données en astronomie.

L'outil afficheur FITS de KStars est intégré avec le cadre INDI pour un affichage sans peine ni manipulation des images FITS capturées. De plus, l'afficheur FITS peut servir à traiter après-coup les données brutes. Pour ouvrir le fichier FITS, sélectionnez Ouvrir FITS... dans le menu Fichier ou actionnez Ctrl+O.

Fonctionnalités de l'afficheur FITS :

---

---

Le diagramme ci-dessus illustre la zone de travail et la fenêtre de l'afficheur FITS. L'outil fournit les fonctions de base pour le traitement des images. La profondeur des données FITS est préservée durant tout le processus et les fonctions d'ouverture et d'enregistrement. Bien que l'outil adhère au standard FITS, il ne gère pas toutes les fonctions possibles :

La suite est une brève description des unités fonctionnelles de l'outil :

La plupart des télescopes sont équipés d'une interface RS232 pour la télécommande. Connectez la prise RS232 de votre télescope dans la prise série / USB de votre ordinateur. Habituellement, le RS232 se connecte au port série de votre ordinateur, mais, comme beaucoup de nouveaux portables ont abandonné le port série en faveur de ports USB / FireWire, vous pouvez avoir besoin de vous procurer un adaptateur USB pour utilisation avec les nouveaux portables.

Après avoir connecté votre télescope au port Série / USB, allumez votre télescope. Il est hautement recommandé que vous téléchargiez et installiez le firmware (logiciel embarqué) le plus récent pour votre contrôleur de télescope.

Le télescope doit être aligné avant de pouvoir être utilisé correctement. Alignez votre télescope (une ou deux étoiles d'alignement) comme illustré dans le manuel de votre télescope.

KStars a besoin de vérifier les réglages d'heure et d'emplacement avant de se connecter au télescope. Ceci assure un suivi propre et une synchronisation entre le télescope et KStars. Les étapes suivantes vous permettront de connecter un matériel qui est connecté à votre ordinateur ; pour connecter et contrôler les périphériques distants, veuillez vous rapporter à la section Contrôle des périphériques distants.

Vous pouvez utiliser cet assistant de configuration de télescope, et il vérifiera toutes les informations nécessaires au processus. Il peut balayer automatiquement les ports pour les télescopes attachés. Vous pouvez lancer l'assistant de configuration en sélectionnant Assistant de télescope dans le menu Périphériques.

D'une autre manière, vous pouvez connecter un télescope local en effectuant les étapes suivantes :

Vous êtes maintenant prêt à utiliser les fonctions du périphérique. KStars fournit deux interfaces graphiques interchangeables pour contrôler les télescopes :

Vous n'êtes pas limité à l'utilisation d'une interface par le chevauchement, car les deux peuvent être utilisées simultanément. Les actions de Carte du ciel sont reflétés automatiquement dans le Panneau de contrôle INDI et vice versa.

Pour connecter votre télescope, vous pouvez soit sélectionner Connecter du menu contextuel des périphériques, soit actionner Connecter sous votre onglet de périphérique dans le panneau de contrôle d'INDI.

KStars met à jour automatiquement la latitude, la longitude et l'heure en fonction sur les réglages en cours de KStars. Vous pouvez activer / désactiver ces mises à jour dans la boîte de dialogue Configurer INDI sous le menu Périphériques.

Si KStars réussit à communiquer avec le télescope, il retrouvera l'AD et la Déc courantes depuis le télescope et affichera un croix sur la carte du ciel, indiquant la position du télescope.

Voilà ! Votre télescope est prêt à explorer les cieux !

KStars gère les matériels d'imagerie suivants ;

Vous pouvez lancer des périphériques CCD et de capture vidéo depuis le Gestionnaire de périphériques dans le menu Périphériques. Comme tous les périphériques INDI, certains des contrôles seront accessibles depuis la carte du ciel. Le périphérique peut être contrôlé pleinement depuis le Panneau de contrôle INDI.

Le format standard pour la capture d'images est FITS. Une fois qu'une image est capturée et téléchargée, elle sera affichée dans l'afficheur FITS de KStars. Pour capturer une séquence d'images, utilisez l'outil Capturer une séquence d'images... du menu Périphériques. Cet outil est inactif jusqu'à ce que vous établissiez une connexion à un périphérique d'imagerie.

L'outil de séquence de captures d'images peut servir à acquérir des images depuis des caméras et CCD en modes interactif et batch. De plus, vous pouvez sélectionner quel filtre, éventuellement, vous voulez pour vos images. L'outil de capture reste désactivé jusqu'à ce que vous établissiez une connexion à un périphérique d'imagerie.

---

---

La capture d'écran ci-dessus décrit un example de session de capture. L'outil fournit les options suivantes :

Après que vous avez empli les options désirées, vous pouvez commencer la procédure de capture en actionnant le bouton Commencer. Vous pouvez abandonner à n'importe quel moment en utilisant le bouton Arrêt. Toutes les images capturées seront enregistrées dans le dossier FITS par défaut, qui peut être spécifié dans la fenêtre Configuration d'INDI.

Si vous avez des besoins de capture plus complexes et des conditions ) remplir, il est recommandé de créer un script pour correspondre à vos besoins spécifiques en utilisant l'outil de génération de scripts dans le menu Outils.

La fenêtre de configuration d'INDI vous permet de modifier les options spécifiques du Côté client d'INDI. La fenêtre est divisée en quatre catégories principales : Général, Mises à jour des périphériques automatique, Affichage et roue de filtres :