Dinastro

Prochaine soirée d'observation publique :

Yves Argentin — 2026-06-26T21:00:00Z

Vendredi 26 juin 2026

A partir de 21h30. Entrée libre et gratuite.
Plan d'accès ici sur Google Maps.
Calendrier complet soirées publiques : Cliquez ici

Mesures sur les étoiles doubles réalisées à Dinastro en 2023, 2024 et 2025

Yves Argentin — 2026-04-15T14:28:59Z

Objet : Mise au point des procédures de mesures d'étoiles doubles adaptées à notre matériel. Comparaison de nos propres mesures avec les mesures officielles figurant dans l'application WDS Tool accessible par Internet.

Toutes les mesures présentées ici ont été faites par Jean-Pierre Dupré avec le T305 Dinastro et par Gérard Vaudescal avec son Ritchey-Chrétien 10" personnel.

Plan de l'article

Partie 1 : Descriptif du matériel utilisé et procédure

Partie 2 : Mesures effectuées

Partie 1 : Descriptif du matériel utilisé et procédure

1) Télescope et chaîne d'acquisition

Deux installations sont concernées :

– L'installation du club Dinastro, soit un télescope Newton diamètre 305mm et focale 1188mm (F/D = 3,9, à priori pas très adapté à cette application) associé à une forte lentille de Barlow (Televue x5). La focale du télescope se trouve amenée à au moins 5940mm. La collimation du télescope doit être soignée.
L'acquisition d'images a été faite à l'aide d'une caméra ASI533MC, soit en mode vidéo (fichier .ser), soit en mode d'acquisition d'images simple (fichiers .fits) sous le logiciel de capture SharpCap. Un nombre minimal de 150 images (maximum 300) a été réalisé sur chaque système ED.

– Une installation personnelle sur la base d'un télescope RC10 Ritchey-Chretien.

Les prises de vue ED doivent être réalisées à proximité du méridien Sud (+- 2 heures d'arc), au maximum de leur hauteur, afin de limiter au maximum les effets néfastes liés à la traversée de l'atmosphère, en particulier les turbulences.
La qualité d'image est améliorée en insérant un filtre rouge devant la caméra.
Par convention, deux séries de prises de vue sont réalisées, une avec le tube visant un champ à l'Est du méridien, une autre avec le tube visant le même champ à l'Ouest. C'est la moyenne des résultats qui est prise en compte.

2) Procédure de sélection des étoiles doubles à mesurer

Préalablement à chaque séance de mesures, une population d'étoiles doubles a été sélectionnée via l'application C2a (sélectionner la table WDS) dans une zone du ciel relativement limitée afin de réduire au maximum les problèmes de recherche et d'identification de chaque système ED.

Dans les manipulations qui suivent, deux critères de sélection ED ont été appliqués à la population
présentée par C2a. :

– Pour le composant principal du couple ED, une magnitude comprise en 5 et 9 ; le composant
secondaire se situant entre 6 et 10 ;

– Un écart (Rho) entre les deux composants supérieur à 2 secondes d'arc (en dessous, les deux
astres sont difficiles à discriminer) et inférieur à 30 secondes d'arc.
Nous cherchons à constituer un programme d'observation d'environ 25 ED, ce qui est un maximum pouvant être capturé en une soirée. Les étoiles sont classées en angle horaire croissant.

Exemple de programme d'observations sous C2a :

Exemple d'écran C2a associé à un programme d'observation :

L'étoile sélectionnée est identifiée par son code dans le catalogue WDS (ex : 07346+3153), ce qui ne correspond pas à la désignation exacte WDS du système concerné. Nous sommes très souvent en présence d'étoiles multiples.
A un code donné vont correspondre un ou plusieurs systèmes correspondant à autant de références WDS.
Il est nécessaire d'interroger l'application WDS Tool qui peut alors donner :
– la référence du système concerné (ici, c'est STF 1110AB) ;
– les dernières mesures d'angle (Thêta) et d'écartement entre les composants (Rho).
Ces mesures étant désormais réalisées par les satellites d'observation du type Gaia, les mesures sont en général récentes (moins de 10 ans).

3) Que fait-on ?

Dans un premier temps, il s'agit de collecter, pour chaque système, un nombre minimal d'images (de 150 à 300), soit sous la forme de fichiers video (.ser), soit directement sous la forme de fichiers image (.fits) en format réduit (760x760 pixels).

Dans un second temps, ces fichiers image sont ensuite ouverts dans l'application Réduc. (créateur Florent Losse).
Voir l'article « premiers essais d'évaluation de couples d'étoiles » qui présente cette application. La caméra va servir de capteur et d'instruments de mesure, car la taille des photosites de son capteur (pixels) est connue de façon très précise.

Sous Réduc, ces fichiers image vont être analysés, triés, classés et exploités de manière statistique afin de fournir les deux caractéristiques géométriques permettant de définir un couple ED, soit :
– l'angle de position Thêta existant entre :
– la droite passant par le centroïde du composant principal (pas parfaitement rond) du système et le Nord
– la droite passant par les centroïdes du composant principal et du composant secondaire exprimé en degrés, dixièmes et centièmes de degrés.
– l'écartement entre le composant principal et le composant secondaire (mesurés de centroïde à centroïde), Rho, exprimé en secondes d'arc.
Voir l'article « premiers essais d'évaluation de couples d'étoiles » dans le site Dinastro qui détaille ces deux caractéristiques.

Il est absolument nécessaire d'inclure des étoiles étalons dans le programme d'observations. Ces étoiles étalons présentent des caractéristiques particulièrement stables en matière d'angle de position et d'écartement et ne posent pas de problème au niveau de la capture d'images. La caméra est utilisée comme moyen de mesure par comparaison à ces étalons.

Les étoiles étalons sont extraites d'une liste de 387 ED établie par la SAF. Les valeurs exactes de Thêta et de Rho de ces étalons viennent du fichier WDS, comme les autres étoiles du programme d'observation.
Dans notre cas, nous allons choisir deux (ou trois) étoiles étalons situées le plus près possible de la population ED du programme d'observation.
Une étoile étalon sera saisie en début de programme, une autre à la fin (possibilité d'une troisième en cours de manip).

4) Description de la manipulation

Les paragraphes suivants décrivent les opérations réalisées sur l'équipement du club Dinastro (T305 + Barlow 5x + filtre rouge + caméra ASI533MC).
Le premier problème et non le moindre est celui de la reconnaissance du champ contenant l'ED recherchée. Le recours à la Barlow 5x réduit considérablement le champ caméra télescope (ramené à 6x6 minutes d'arc). Il a été nécessaire de disposer d'une autre optique placée rigoureusement en parallèle avec le télescope pour la reconnaissance du champ ED. Dans le cas présent, nous avons utilisé la lunette guide du télescope (Meade 90x1000 mm) associée à la caméra QHY8L du club fonctionnant en mode Preview. Le champ de cette caméra est grand (1°09' x 45'). Le réglage d'orientation de la lunette doit être tel que le champ ED se situe au centre du champ de la lunette guide.
– La première séance de prises de vue est réalisée quand le champ ED à saisir est à l'Est du méridien Sud, au maximum à 2h d'arc.

Opérations :

– Calibration du télescope. Prise en compte du programme d'observation sous C2a.

– Montage caméra, Barlow 5x, filtre rouge, liaison ordi. Focalisation précise au masque de Bahtinov.

– Recherche de la première étoile étalon à l'issue d'un cheminement pouvant inclure des calibrations intermédiaires.

– Réglage des paramètres de pose sous SharpCap ; il faut prendre en compte le niveau de turbulence de l'atmosphère, le vent au sol, le seeing, la Lune,...Il vaut mieux ne pas trop monter le gain et avoir un temps de pose inférieur à 1 seconde.

– Les deux composants doivent être séparés (systèmes serrés) et nets. Le composant principal ne doit pas être saturé. ll faut éviter l'image empâtée (temps pose trop long) et l'image instable (moins de 0,1s de pose).

– Il faut reconsidérer ces paramètres pour chaque système imagé.

– Capture et enregistrement de 150 images (jusqu'à 300) en formats .fits ou video .ser en taille réduite afin de réduire le volume mémoire requis (en général 720x720 pixels).

– Recalibration du Goto télescope.

– Passage à la première ED de la population à étudier. Si nécessaire, procéder à une calibration intermédiaire si le système est trop éloigné. Recherche, réglages paramètres et capture ne doivent pas durer plus de 10mn. Recalibrer le télescope sur cette étoile.

– Passage au système suivant jusqu'à la dernière étoile étalon.

– La seconde séance de prises de vue est réalisée sur la même population quelques jours (ou semaines selon météo) plus tard. Le champ ED est à l'Ouest cette fois et on ne risque plus le contact avec le pilier.
La procédure suivie est la même.

5) Travail sous l'application Réduc

Si nécessaire, les images sont séparées, améliorées, renommées, réduites (format .ser devient format .fits sous PIPP). Attention, les images sont renversées à l'issue de cette transformation. Il y a un dossier images pour chaque système étudié.
Ensuite, l'ensemble des images de chaque dossier est chargé sous Réduc.

L'application Réduc est décrite dans l'article « premiers essais d'évaluation de couples d'étoiles » du site Dinastro. Voir cet article pour la présentation générale. Seules les opérations spécifiques au traitement des populations ED qui ont fait l'objet de cette étude sont traitées ci-après.

Suite à de multiples manipulations, une procédure de traitement peut être proposée :

– chargement de l'ensemble des images du système concerné en format .fits (onglet Fichiers) ;

– utilisation de la commande « Compositage automatique » (onglet Traitement) ; renseigner la taille désirée de l'image après traitement, valeurs de l'offset en X et Y) ; toute la population se trouve recentrée et recadrée.

A l'issue du traitement ; les images sont classées selon le niveau de qualité estimé par Réduc. Par défaut, l'onglet work est sélectionné, donnant la possibilité de consulter chaque image. L'onglet stack, donne accès aux images cumulées.

Selon l'écartement entre les deux composants du système, il est possible de choisir entre deux procédures de
réduction (d'autres existent, mais n'ont pas été testées) :

– écartement supérieur à 3 arc.seconde, recours à la procédure ‘Autoréduction »

– écartement compris entre 2 et 3 arc.seconde, possibilité de recours à la procédure « Surface »

Chacune de ces procédures est expliquée dans l'assistance Réduc (onglet Aide).

- Procédure autoréduction

– Il faut définir avec précision les centres des deux étoiles. Se placer sur l'image stack 10 % et faire appel aux
réglages de gain et de contraste afin de définir ces deux points le plus précisément possible. Lancer la
procédure. Une analyse statistique de la population d'images est réalisée.

Passer sous l'onglet Réduites puis sélectionner Trier, puis Résidu Thêta ascendant /descendant et résidu Rho ascendant/descendant.
Toute la population apparaissant en rose dans les écrans successifs doit être supprimée. Cela revient à supprimer tous les points aberrants dans la distribution statistique.
Suite à l'analyse de nos premières mesures, nous avons convenu de limiter les valeurs du sigma Thêta (dispersion sur l'angle) à 1° maximum et le sigma Rho (dispersion sur l'écartement) à 0,2 arc.seconde maximum.
La moitié de la population, voire beaucoup plus peut être supprimée à cette occasion. C'est pourquoi il faut beaucoup de points au départ, notamment quand les conditions de prise de vue ne sont pas excellentes.
Seule la population significative sur le plan statistique est retenue.
Les premiers systèmes traités sont les étoiles étalons.
Il faut se mettre en mode étalonnage et introduire les valeurs de Thêta et Rho issues des dernières mesures WDS sur ces étoiles, puis re-sélectionner le mode mesure.
De ce fait, les valeurs de Delta (erreur d'alignement par rapport au Nord) et de E (échantillonnage télescope + Barlow) évoluent.

Répéter le traitement et la réduction pour la seconde étoile étalon (fin des acquisitions) et éventuellement de l'étoile étalon intermédiaire.
Les valeurs de Delta et E qui seront retenues et introduites (se mettre en mode étalonnage) pour le traitement de la population ED saisie sont les valeurs moyennes de ces deux ou trois mesures. Nous restons ensuite en mode mesure.

- Procédure « Surface »

Nous l'avons appliqué aux systèmes pour lesquels l'écartement se situe entre 2 et 3 arc.seconde.
Cette fois, l'analyse est réalisée sur une sélection des meilleures images de la population ou sur la meilleure. Nous avons sélectionné l'image cumulée la mieux définie, ce qui nous conduit en général à prendre en compte l'image stack 10 %.
L'analyse est alors réalisée sur cette seule image.
Nous prenons en compte le nombre d'itérations successives nécessaires à Réduc pour donner un résultat. Plus le nombre d'itérations est réduit, plus grande est la fiabilité du résultat. Il n'a pas été possible de descendre en dessous de 5 itérations. Reprendre la mesure plusieurs fois en modifiant les réglages de contraste et de gain en recherchant à obtenir le nombre d'itérations le plus faible.

Partie 2 : Mesures effectuées

Quatre séries d'acquisitions ont été réalisées sur des populations différentes :

Mars 2023 : 18 étoiles doubles
Février 2024 : 17 étoiles doubles
Novembre 2024 : 25 étoiles doubles
Janvier à Mars 2025 : 19 étoiles doubles

Les résultats figurent dans les tableaux ci-dessous. L'objet de tout cela a été de mettre au point une procédure d'acquisition et une méthode de travail sous Réduc afin de retrouver des résultats les plus rapprochés possible des résultats WDS.

1) Campagne de mesures du 05/03/2023 et du 21/03/2023 : 18 étoiles doubles

Remarques :

Evolution des données optiques du T305+Barlow 5x + caméra ASI533 Echantillonnage évalué par Réduc = 0,1145 (valeur typique)
E= 206xP/F P taille du pixel caméra en microns, F focale de l'ensemble T305+Barlox+caméra - taille du pixel caméra = 3,76 micronmètres
Focale de l'ensemble F = 206x3,76/0,1145 = 6,765 mm ; la focale F0 du T305 est de 1188mm ; le rapport de grandissement F/F0 est de 5,69 (soit 5 pour la Barlow et 0,69 de tirage caméra). Le rapport d'ouverture F/D du télescope (1188/305) passe de 3,9 (télescope très ouvert) à 22,18, au prix d'une grande sensibilité au défaut de collimation.
– Pour les systèmes mesurés selon la procédure « Autoréduction », il n'y a pas eu de limitations aux valeurs de sigma Théta et de sigma Rho.
– Pas de prise en compte des mesures du 20230305 tube Est (champ Ouest), les observations ayant été réalisées au delà de la limite des 2h d'angle horaire.
– L'étoile étalon début séance et fin de séance est la même. Par contre, les étoiles étalons choisies pour la première et la seconde séance étaient différentes.
– Difficultés pour reconnaître les champs ED. Certaines étoiles n'ont pas pu être détectées.
– Phase d'apprentissage. Il y a eu des hésitations et trop de lenteurs lors des prises de vue (certaines étoiles ont dû être abandonnées pour tenir le programme d'observations)
– Mauvais calage de la caméra, notamment lors de la séance du 21/03/2023 (Delta=-13,20 degrés). Le Nord n'est pas tout à fait en haut de l'image.

Conclusions

Les écarts entre mesures WDS et mesures Dinastro sont importants et dispersés, que ce soit sur l'angle de position Thêta ou sur l'écartement Rho.
La mesure de Thêta et de Rho sur couple serré (COU951 Rho=3,1 arc.sec) n'est pas facile, mais a pu être réalisée suivant la procédure autoréduc.
La qualité des images est faible (étoiles saturées, déformées), la collimation du télescope doit être améliorée.

2) Campagne de mesures du 03/02/2024 et du 13/02/2024 : 17 étoiles doubles

Conclusions :

Les choses se sont mieux passées et la manipulation de Réduc était mieux maîtrisée. Il y a toujours des problèmes de qualité d'image non optimale.
– Pour les systèmes mesurés selon la procédure « Autoréduction », il n'y a pas eu de limitations aux valeurs de sigma Théta et de sigma Rho.
Il y a eu deux écarts importants entre nos résultats et les valeurs de WDS :
– sur l'angle Thêta du système STF616AB, un écart de 4,18 degrés (1 seule mesure Dinastro). Pas d'explication sur l'origine de la mesure manquante (champ à l'Est). Etait-ce manque de temps ou objet non trouvé ? Normalement, cette valeur ne devrait pas dû être retenue.
– l'écart Rho, du système STF533AB (moy mesures Dinastro-WDS=0,620arc.seconde, 2 mesures) est surprenant, d'autant que la valeur de Rho (WDS) est grande :19,01 arc.seconde.

Ecarts (moyenne Dinastro – valeur WDS) sur l'angle Theta en degrés sans prise en compte de STF616AB :

Ecarts (moyenne Dinastro – valeur WDS) sur Rho en arc.seconde :

3) Campagne de mesures des 06/11/2024 et du 27/11/2024 : 25 étoiles doubles

Les défauts de focalisation ont pu être réduits grâce à l'emploi d'une caméra de collimation OCAL3 acquise par le club en 2024.
Deux opérateurs sont intervenus sur des équipements distincts (T305 du club et RC10 privé).
La majorité des mesures a été réalisée selon la procédure autoréduction. Dans certains cas, la procédure surface a été appliquée.
28 ED ont été ciblées pour mesure. Trois étoiles étalons ont été utilisées. Le défaut d'alignement sur le Nord était faible (Delta=-0,97°/1,402°) . Les valeurs d'échantillonnage ont été stables (E=0,11425/0,11503arc.sec/pixel).
Une première campagne de réduction a été réalisée sans prise en compte des niveaux de dispersion observés sur l'angle Thêta et l'écartement Rho, lorsque l'on applique la procédure Auroréduction. Une seconde campagne a été entreprise à partir des mêmes enregistrements, en limitant les valeurs de sigma Thêta à 1° et de sigma Rho à 0,2 arc.seconde. Cela revient à sortir plus d'images de la population. Rappelons que les populations sont constituées de 200 à 300 images pour chaque système mesuré.
Une amélioration des résultats (réduction de l'écart (moy mesures Dinastro-WDS) a été constatée que ce soit pour Thêta ou pour Rho, lorsque l'on tient compte des valeurs des sigmas. Les tableaux figurant ci-après correspondent à des mesures prenant en compte les limitations accordées aux sigmas.

Les diagrammes figurant ci-après présentent les écarts (moy Dinastro-WDS) pour Theta et Rho, pour les opérateurs JP et Gégé. Les mesures ont été faites aux mêmes moments sur des installations différentes et chaque opérateur a réalisé les réductions de son côté. Dans l'ensemble, les écarts de mesure entre opérateurs sont faibles. Noter la dispersion en Thêta sur STF19AB, système assez serré.

Conclusions :

Il y a des écarts avec le WDS, notamment :
– sur Thêta, STF232 (moy Dinastro-WDS) = -2,96°, 3 mesures), STF30AB (moy Dinastro-WDS)=1,16°,3 mesures).
– sur Rho, STF45AB (moy Dinastro-WDS)=0,673 arc.sec, 2 mesures.
Pour STF232, les écarts avec les valeurs WDS interpellent car les mesures Dinastro sont groupées (66,35°,66,39°,66,46° ; valeur WDS=69,4°, valeur 2019). Même remarque pour STF30AB (Dinastro : 316,55°,316,37°, 315,73°, WDS=315°).
Le recours à la procédure surfaces ne conduit pas à des écarts plus importants que la procédure autoréduc.
Les mesures avec le champ à l'Ouest demeurent les plus délicates à réaliser.

4) Campagne de mesures de janvier 2025 à mars 2025 : 19 étoiles doubles

19 ED ont été ciblées ; 3 étoiles étalons ont été utilisées. Les mesures se sont étalées sur quatre jours (14/01, 19/02,3/04, 4/04/25), notamment pour des problèmes météo.
L'alignement sur le Nord était correct (Delta=-0,385, -1,775,-1,033°) et l'échantillonnage a été stable (E=0,11423, 0,11359, 0,11404 arc.seconde/pixel)
Certaines ED n'ont pas pu être détectées (TDS3701, J241, ALI834), d'autres difficiles à trouver (cause probable : météo).
Le processus d'autoréduction prend en compte la limitation des valeurs de sigma Thêta (<1°) et sigma Rho (<0,2 arc.seconde).

Conclusions

Les mesures réalisées par les opérateurs JP et Gégé sont rapprochées en général (sauf STF1008), que ce soit sur l'angle Thêta que sur l'écartement Rho.
Par ailleurs, il y a des écarts entre les mesures Dinastro te les références WDS :
– sur Thêta : STF957AB (-1,17°, 4 mesures),STF979 (-1,5° 4 mesures), STF905AB (1,76°, 1 mesure),
– sur Rho : STF905AB (-0,279 arc.seconde, 2 mesures). Le couple est serré (Rho WDS=1,68 arc.sec). Nous sommes en limite de capacité de mesure.
Il apparaît quet la mesure de Thêta est la plus problématique quand les composants sont très proches.

Occultations d'étoiles par les astéroïdes 2026

Yves Argentin — 2026-04-07T09:20:08Z

Liste des rapports d'occultation transmis par nos adhérents à la base de données SODIS depuis le début de l'année 2026.

Date	Astéroïdes	Observatoire de Visker	Observatoire d'Azereix	Observatoire de Cannet
Date	Astéroïdes	*Yves Argentin*	*Gérard Vaudescal*	*Jean Jacques Castellani*
06-avr-26	(194) Prokne	Positive 8.28 s	-	-
Totaux :	1 rapport	1	0	0
	dont 1 positive	1	0	0

Les données des années précédentes sont visibles ici :

2025

2024

2023

2022

2021

2020

2019

2018

2017

2016

2015

2014

Carte des stations d'observation Dinastro :

6 avril 2026 : (194) Prokne Positive à Visker

Courbe de lumière et traitement AOTA :

Calendrier soirées publiques 2026

Yves Argentin — 2026-01-30T10:50:40Z

Calendrier de nos soirées publiques pour l'année 2026 :

Vendredi 16 janvier 2026
Vendredi 6 février 2026
Vendredi 13 mars 2026
Vendredi 10 avril 2026
Vendredi 26 juin 2026
Samedi 8 août 2026 (Nuits des Etoiles)
Vendredi 4 septembre 2026
Vendredi 9 octobre 2026 (Fête de la Science)

– A partir de 21h00 à l'observatoire de Visker. Accès libre et gratuit.

Retrouvez également le calendrier Dinastro sur le site de l'AFA en cliquant : Ici

Compte-rendu Fête de la Science 2025

Yves Argentin — 2025-10-11T12:31:51Z

Vendredi 10 octobre 2025 a eu lieu notre Fête de la Science à Visker. Une dizaine de personnes étaient présentes à l'observatoire.

2 télescopes étaient à la disposition des visiteurs : Le T305 de l'observatoire un T200 installé à l'extérieur.

Après avoir assisté à la projection d'un diaporama sur l'astronomie, les personnes présentes ont pu observer la planète Saturne, et la Lune. Chaque visiteur est reparti avec une série de photos de la Lune, prises avec leur smartphone, à l'oculaire du T305.

Occultations d'étoiles par les astéroïdes 2025

Yves Argentin — 2025-10-07T09:40:00Z

Liste des rapports d'occultation transmis par nos adhérents à la base de données SODIS depuis le début de l'année 2025.

Date	Astéroïdes	Observatoire de Visker	Observatoire d'Azereix	Observatoire de Cannet
Date	Astéroïdes	*Yves Argentin*	*Gérard Vaudescal*	*Jean Jacques Castellani*
09-nov-25	(219087) 1998 QT86	-	-	Négative
18-oct-25	(34521) 2000 SA191	Positive 2.36 s	-	-
07-oct-25	(47524) 2000 AJ90	-	-	Négative
06-sept-25	(183) Istria	-	Négative	Négative
05-sept-25	(189213) 2003 UU122	Négative	-	-
02-sept-25	(1379) Lomonosowa	Négative	-	-
25-août-25	(16235) 2000 FF46	-	-	Positive 1.36 s
04-août-25	(3957) Sugie	Positive 1.6 s	Positive 2.3 s	-
30-juin-25	(2976) Lautaro	-	Négative	-
01-avril-25	(2291) Kevo	-	Positive 1.77 s	-
10-mars-25	(361) Bononia	-	Positive 3.2 s	-
26-fév-25	(888) Parysatis	-	Positive 3.2 s	-
15-jan-25	(45019) 1999 WU4	Négative	-	-
Totaux :	15 rapports	5	6	4
	dont 7 positives	2	4	1

Les données des années précédentes sont visibles ici :

2024

2023

2022

2021

2020

2019

2018

2017

2016

2015

2014

Carte des stations d'observation Dinastro :

18 octobre 2025 : (34521) 2000 SA191 Positive à Visker

Courbe de lumière et traitement AOTA :

25 août 2025 : (16235) 2000 FF46 Positive à Cannet

Courbe de lumière :

4 août 2025 : (3957) Sugie Positive à Visker et Azereix

Courbe de lumière, traitement AOTA et résultat Sodis :

1 avril 2025 : (2291) Kevo Positive à Azereix

Courbe de lumière et traitement AOTA :

10 Mars 2025 : (361) Bononia Positive à Azereix

Courbe de lumière et traitement AOTA :

26 Février 2025 : (888) Parysatis Positive à Azereix

Courbe de lumière et traitement AOTA :

Les désignations et les catalogues d'objets célestes

Yves Argentin — 2025-08-29T00:11:00Z

La voûte céleste comprend environ 6 000 étoiles visibles à l'œil nu. Mais les progrès en astronomie de ces derniers siècles, nous ont montré qu'elle recelait des millions d'autres objets moins lumineux, observables avec des télescopes appropriés. Tout ces astres ont été classés de diverses manières au cours de l'histoire, ce qui fait qu'aujourd'hui, le néophyte qui s'intéresse à l'astronomie, peut facilement se retrouver perdu au milieu de cette jungle de nombres et de lettres.

Le but de cet article est donc de récapituler le plus simplement possible, les désignations et les catalogues, qui sont le plus souvent utilisés en astronomie. Il permettra à l'astronome débutant d'y voir plus clair, et à l'astronome confirmé de mieux comprendre d'où viennent toutes ces appellations, qu'il utilise de manière familière.

Tout d'abord, un rappel sur les constellations :

Ce sont des groupements apparents d'étoiles dus à des effets de perspective. Les étoiles d'une constellation, ne sont en général aucunement associées dans l'espace.

Certaines constellations sont connues depuis l'Antiquité. D'autres, notamment dans l'hémisphère sud, on été nommées plus récemment. Nous les appelons aujourd'hui communément la Grande Ourse, Cassiopée, Orion, Pégase, etc…

Il y a 88 constellations. Chacune d'elles porte un nom commun, et un nom latin qui peut être décliné au génitif. Elles peuvent également être désignées par une abréviation officielle en trois lettres.

L'intérêt du nom latin est qu'il reste le même dans tous les pays et dans toutes les langues, alors que le nom commun est différent d'une langue à l'autre.

Exemples :

Andromède - Andromeda/ae - And
La Grande Ourse - Ursa/ae Major/is - UMa
Orion - Orion/is – Ori

Liste complète des 88 constellations en cliquant : ici

Plan de l'article

1 Les désignations d'étoiles et les principaux catalogues stellaires

2 Les catalogues d'objets du ciel profond

3 Les listes d'objets du système solaire

1 Les désignations d'étoiles et les principaux catalogues stellaires

Les étoiles les plus brillantes du ciel sont connues depuis l'Antiquité, et possèdent toutes un nom propre, en général d'origine arabe. Mais la découverte progressive de multitudes d'étoiles invisibles à l'œil nu, a obligé de tout temps les astronomes, à trouver une manière de les répertorier. Différentes désignations et catalogues sont donc apparus au cours de l'histoire, et beaucoup sont toujours utilisés de nos jours.

Par exemple Bételgeuse, l'étoile la plus brillante de la constellation d'Orion , peut également être nommée : Alpha Orionis, α Ori, 58 Ori, HR 2061, HD 39801, SAO 113271, HIP 27989.

De même Deneb, l'étoile la plus brillante du Cygne peut être nommée : Alpha Cygni, α Cyg, 50 Cyg, HR 7924, HD 197345, SAO 49941, HIP 102098.

Pour permettre de s'y retrouver dans cette jungle de noms, voici un récapitulatif des principales désignations d'étoiles, employées de nos jours :

a) Les désignations de Bayer et de Flamsteed

La désignation de Bayer

Elle a été introduite par l'astronome Johann Bayer dans son atlas céleste Uranometria en 1603. Elle consiste en une lettre grecque, suivie par le génitif du nom de la constellation où l'étoile se trouve. Elle regroupe les étoiles visibles à l'œil nu, c'est à dire jusqu'à la magnitude 6.

Ainsi, α Tauri (prononcé Alpha Tauri) désigne l'étoile Aldébaran, la plus brillante de la constellation du Taureau. Il est également possible d'utiliser l'abréviation à trois lettres de la constellation. Aldébaran est ainsi désignée par α Tau.

Les étoiles d'une constellation sont nommées par luminosité décroissante dans l'ordre de l'alphabet grec. Bételgeuse, l'étoile la plus brillante d'Orion est donc Alpha Orionis, et Rigel, la deuxième plus brillante est Bêta Orionis.

Si une constellation possède plus de 24 étoiles, Bayer passe aux minuscules de l'alphabet latin :
s Carinae, d Centauri.
Pour les constellations constituées d'un grand nombre d'étoiles visibles, Bayer utilise des lettres latines majuscules :
G Scorpii, N Velorum.
La dernière lettre latine majuscule employée par Bayer est Q.

Bayer n'a pas dépassé la lettre Q. Les étoiles employant les lettres latines majuscules suivantes sont en réalité des étoiles variables.

Cas particulier des étoiles variables

Pour les étoiles variables on utilise une ou deux lettres latines, attribuées dans l'ordre des découvertes, suivies du nom de la constellation.

Ces lettres sont dans l'ordre, R, S, ..., Z, puis RR, RS, ..., RZ, SS, ..., SZ, ..., ZZ, puis AA, ..., AZ, BB, ..., BZ, QQ, ...QZ. La lettre J n'est pas utilisée. Ce système permet de designer les 334 premières variables d'une constellation. On poursuit alors avec V335, V336, ...

Les variables déjà désignées par une lettre grecque suivie du nom de la constellation ne reçoivent pas de nouvelle désignation.

Exemples de désignations d'étoiles variables connues : Delta Cephei, (le modèle des étoiles de type Cépheïdes.) RR Lyrae, W Virginis, RV Tauri, V340 Tauri.

Cas particulier des étoiles doubles

Les composantes d'une étoile double sont notées par la lettre A pour l'étoile la plus brillante et B pour l'étoile la plus faible. Par exemple Sirius, l'étoile la plus brillante du ciel, est une double dont les composantes s'appellent Sirus A et Sirius B. Comme Sirius fait partie de la constellation du Grand Chien, on peut aussi dire α Canis Majoris A et α Canis Majoris B.

Dans le cas d'étoiles multiples, les lettres C et D, et ainsi de suite, sont utilisées pour noter des composantes additionnelles, souvent dans l'ordre croissant de séparation d'avec l'étoile A, la plus brillante.

La désignation de Flamsteed

Elle est similaire à la désignation de Bayer, mais elle utilise un nombre au lieu d'une lettre grecque. On assigne ainsi à chaque étoile un nombre, suivi du génitif latin de la constellation dont elle fait partie. La désignation de Flamsteed a connu une forte popularité au cours du XIXe siècle. De nos jours, elle est utilisée lorsque aucune désignation de Bayer existe pour l'étoile considérée.

Un exemple connu : 51 Pegasi est la première étoile autour de laquelle on a découvert une exoplanète en 1995.

b) Les catalogues d'étoiles du XXème siècles (HR, HD, SAO, Gliese, HIP) :

Le catalogue HR (Harvard observatory, Revised photometry.)

Ce catalogue date de 1908 et se base sur la photométrie. Il se limite aux magnitudes inférieures à 6.5. Il compte seulement 9110 étoiles, (celles visibles à l'œil nu.).

Exemple : HR 5340 = Arcturus.

Le catalogue HD (Henry Draper)

Publié en 1949, il regroupe plus 350 000 étoiles et se base sur les données astrométriques et photométriques. Toutes ces étoiles ont une magnitude inférieure à 10.

Ce catalogue est très utilisé de nos jour. C'est avec lui que l'on nomme le plus souvent les étoiles, dans le milieu des astronomes professionnels.

Exemple : HD 34085 = Rigel.

Le catalogue SAO

Le catalogue SAO (Smithsonian Astrophysical Observatory) à été publié en 1966. Il comporte 258 944 étoiles jusqu'à la magnitude 9. Il regroupe donc à peu près toutes les étoiles visibles dans une paire de jumelles 10x50.

Les numéros d'étoiles SAO sont fonction de la déclinaison. Plus le numéro est élevé, plus la déclinaison est basse.

Exemples : SAO308 = l'Etoile Polaire et SAO184415 = Antares

Le catalogue Gliese

Ce catalogue recense toutes les étoiles les plus proches du soleil, jusqu'à la distance de 80 années lumières. Il porte le nom de Wilhelm Gliese, et sa dernière version de 1991 comporte 4388 étoiles.

Exemple : L'étoile Gliese 581, est connue pour posséder six planètes extrasolaires, découvertes en 2005, dont deux seraient situées en zone habitable.

Le catalogue HIP (Hipparcos)

Ce catalogue date de 1993 et a été établi grâce à la mission spatiale Hipparcos. Il recense 118 218 étoiles et un peu plus de 30 000 étoiles multiples ou variables, dont il a permis d'obtenir la parallaxe, et donc la distance exacte.

Exemple : HIP 91262 = Véga

c) Les catalogues d'étoiles du début du XXIème siècle (Guide Star, Tycho, UCAC)

Le catalogue Guide Star (GSC)

Ce catalogue est issu des observations du télescope spatial Hubble. Il contient environ 20 millions d'étoiles entre la magnitude 6 et la magnitude 15. La dernière version du catalogue (2008) contient plus de 900 millions d'étoiles jusqu'à la magnitude 21. C'est l'un des plus gros catalogues d'étoiles existants.

En pratique, pour l'astronome amateur, ce catalogue est le meilleur pour repérer un champ stellaire, en utilisant un logiciel de carte du ciel. En réglant correctement le seuil de magnitude visible, l'image à l'écran correspond exactement à celle visible dans un oculaire, où sur une caméra CCD.

Exemple de désignation pour l'étoile Aldébaran : GSC 01266-01416

Le catalogue Tycho

Ce catalogue résulte de la mission spatiale Hipparcos (comme le catalogue HIP). Il existe deux versions du catalogue : Tycho-1 et Tycho-2. Le catalogue Tycho-2 contient des mesures astrométriques et photométriques pour les 2,5 millions d'étoiles les plus brillantes du ciel.

Exemple de désignation : TYC 6853-677-1

Le catalogue UCAC

Le catalogue UCAC (U.S. Naval Observatory CCD Astrograph Catalog) couvre tout le ciel entre les magnitudes 8 et 16 environ. La dernière version éditée en 2012 (UCAC-4) comporte plus 113 millions d'étoiles. (La précédente version, UCAC-2, en comportait 48 millions.)

Exemple de désignation : UCAC4 562-018567

d) Les catalogues d'étoiles doubles WDS et CCDM et d'étoiles variables GCVS

Le catalogue WDS (Washington Double Star Catalog)

Le catalogue d'étoiles doubles de Washington, est publié par l'observatoire naval des États-Unis. Il contient les positions, les magnitudes, les mouvements propres et les types spectraux de 157222 paires d'étoiles (en août 2025).
Les étoiles sont classées par leurs coordonnées (ascension droite croissante), dans un tableau qui contient plusieurs colonnes. On y trouve notamment l'année de découverte de la double, et l'année de la dernière mesure effectuée sur cette double.
On y trouve aussi les valeurs angulaires Rho (écart entre les composantes) et Thêta (angle par rapport au nord) caractéristiques de la double.
Infos sur Internet ici : WDS
Catalogue complet ici : Tableau WDS

Le catalogue CCDM (Catalog of Components of Double and Multiple Stars)

Le CCDM a été édité en 2002. Il répertorie 49 325 étoiles doubles ou multiples.
Pour effectuer une recherche dans les catalogues CCDM et WDS : Cliquez ici

Le catalogue GCVS (General Catalog of Variable Stars)

Ce catalogue répertorie les étoiles variables connues sous la forme d'un tableau. Les étoiles sont ordonnées dans le tableau par constellations puis par leur dénomination de Bayer.
La première version de ce catalogue a été publiée en 1948 et contenait 10820 étoiles variables.
En 2024, on en est à la cinquième version, qui répertorie 60719 étoiles variables connues.
Site officiel : GCVS
Tableau complet de la cinquième version : GCVS5

e) Les catalogues d'étoiles Gaia (DR1, DR2, EDR3, DR3)

Cette série de catalogues est issue de la mission spatiale Gaia de l'ESA, lancée dans l'espace en 2013.
Voir ici : Mission Gaia

Le satellite Gaia a été conçu pour cartographier plus de 1 milliard d'étoiles dans notre galaxie et au-delà. Il a permis d'obtenir les positions, les parallaxes et les mouvements propres à un niveau de précision sans précédent, bien au-dessous d'une milliseconde de degré.
Les précisions ultimes n'ont pu être atteintes qu'après un traitement informatique complexe utilisant l'ensemble des observations qui ont été effectuées par Gaia pendant 5 ans. C'est pour cette raison que les résultats définitifs de la mission n'ont été disponibles qu'en 2022 (Catalogue Gaia DR3).
Cependant, 3 catalogues intermédiaires ont été édités en 2016 (Gaia DR1), en 2018 (Gaia DR2), et en 2020 (Gaia EDR3).

– Gaia DR1 : Data Release 1, publié en 2016 contient plus de 1 milliard d'étoiles.
Info ici : Gaia DR1

– Gaia DR2 : Data Release 2, publié en 2018 contient plus de 1.3 milliard d'étoiles.
Info ici : Gaia DR2

– Gaia EDR3 : Early Data Release 3, publié en 2020 est la première version du catalogue DR3. Il contient plus de 1,8 milliard d'étoiles.
Info ici : Gaia EDR3

– Gaia DR3 : Data Release 3, publié en 2022 est la version finale du catalogue DR3.
Info ici : Gaia DR3

Les objets Gaia sont désignés de la manière suivante : Nom du catalogue suivi de 19 chiffres.
Exemples :
Gaia DR2 1835040758820804736
Gaia EDR3 2027928564693625472
Gaia DR3 2026685566817764352

Les versions DR4 et DR5 devraient paraitre en 2026 et 2030. Le catalogue DR5 contiendra plus de 2 milliards d'étoiles.

f) La désignation des Pulsars (PSR)

Depuis les années 70, la désignation des Pulsars est unifiée en PSR (pour Pulsar), suivi de l'ascension droite et de la déclinaison, exprimée en degrés.

Dans certains cas, il existe des pulsars ayant la même ascension droite à la minute près et la même déclinaison au degré près. Dans ce cas, la déclinaison est donnée en dixièmes de degrés. C'est notamment le cas pour PSR 1913+167, situé dans une direction très proche du célèbre pulsar binaire PSR 1913+16 .

À l'époque de la découverte des pulsars, le système de coordonnées utilisé était B1950.0. À mesure que le système de coordonnées a pris l'époque J2000.0 comme référence, il est devenu nécessaire de préciser l'époque utilisée. La lettre B (pour B1950.0) ou J (pour J2000.0) a donc précédé les coordonnées dans le nom du pulsar.

Ainsi le premier pulsar découvert en 1967 par Jocelyn Bell s'est appelé successivement :
PSR 1919+21 puis PSR B1919+21 puis PSR J1921+2153

Autre exemple connu, le Pulsar du Crabe : PSR B0531+21 ou PSR J0534+2200

Un nombre important de pulsars ont leurs coordonnées commençant par 19. Cela provient du fait qu'il s'agit de la direction approximative du centre galactique, plus riche en étoiles de notre Galaxie que toute autre région.

g) La liste des étoiles avec transits d'exoplanètes (TOI)

Cette liste répertorie les exoplanètes découvertes grâce au satellite TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), lancé en 2018 par la NASA.
Voir ici : Mission TESS

Les objets observés par TESS sont listés dans le catalogue d'entrées TIC (TESS Input Catalog).
Ensuite les objets soupçonnés d'abriter une planète sont numérotés comme objet d'intérêt TOI (TESS Object of Interest) où les planètes sont notées par les lettres b, c, d etc... en fonction de leur nombre, après le numéro de l'étoile TOI.

Au 13 avril 2023, parmi les 6 400 objets d'intérêt de TESS (TOI), 329 candidats découverts ont été publiés comme confirmés. Exemples :

Étoile TOI 1338 et exoplanète TOI 1338b
Étoile TOI 700 et exoplanète TOI 700d

2 Les catalogues d'objets du ciel profond

Ils répertorient des objets célestes non stellaires. On y trouvent des amas ouverts ou globulaires, des nébuleuses et des galaxies. L'immense majorité des objets de ces catalogues sont invisibles à l'œil nu.

Ce sont de véritables références pour les astronomes amateurs, que ce soit pour l'observation visuelle, ou pour l'imagerie.

a) Le catalogue Messier

Il s'agit d'un recueil de 110 objets d'aspect diffus appartenant au ciel profond. Il a été initié par l'astronome français Charles Messier en 1774, dans le but d'aider les chercheurs de comètes à éviter ces objets parasites.

Le catalogue Messier est aujourd'hui le catalogue d'objets le plus connu des astronomes amateurs. Les objets sont notés par la lettre M suivi d'un numéro. Il comprend les objets du ciel profond les plus célèbres.

Exemples : M31= la galaxie d'Andromède, M45= l'amas ouvert des Pleïades, M42= la grande nébuleuse d'Orion...

La liste complète des 110 objets de Messier en cliquant : ici

b) Les catalogues NGC et IC

Le catalogue NGC (New General catalogue)

C'est le deuxième catalogue le plus connu des astronomes amateurs. Il contient 7840 objets du ciel profond recensés par John Dreyer en 1888. C'est un élargissement du General Catalogue de William Herschel, paru en 1864, auquel il apporte de nombreuses améliorations. Il est à noter que les objets de Messier appartiennent aussi au catalogue NGC (Ex : M31 = NGC224.)

Les objets du NGC sont classés en fonction de leur ascension droite, ce qui permet de déduire directement le meilleur moment de l'année pour les observer, en fonction du numéro. Ainsi, les objets compris entre 0 et 2000 sont observables les soirs d'automne, ceux compris entre 2000 et 4000 les soirs d'hiver, ceux compris entre 4000 et 6000 les soirs de printemps et ceux compris entre 6000 et 7840 les soirs d'été.

Quelques exemples d'objets très connus du catalogue NGC : NGC7293 = la nébuleuse Hélix, NGC884 et 869 = le double amas de Persée, NGC 7000 = la nébuleuse América.

Tous les objets du catalogue NGC sont : ici

Le catalogue IC (Index catalogue)

C'est un complément du catalogue NGC. John Dreyer ayant poursuivi ses recherches après la publication du NGC, il présenta en 1908 un catalogue complémentaire de 5 386 objets, le catalogue IC. Celui-ci porta le nombre d'objets répertoriés par Dreyer à plus de 13 000.

De manière générale, les objets du catalogue IC sont plus difficiles à observer que ceux du NGC. Mais il y a quelques exceptions. Par exemple IC418 est une très belle nébuleuse planétaire dans le Lièvre.

c) Le catalogue de Caldwell

C'est un catalogue d'objets du ciel profond qui a été publié en 1995 par sir Patrick Moore Caldwell. Il regroupe 109 objets (comme le catalogue Messier à l'époque), mais au lieu de ne couvrir que le ciel de l'hémisphère nord, il rassemble aussi des objets de l'hémisphère sud. De plus certains objets brillants de l'hémisphère nord, qui n'étaient pas des Messier, ont été inclus dans le catalogue. (Par exemple le double amas de Persée et la galaxie du sculpteur NGC253.)
Les objets Caldwell sont référencés par la lettre C suivi d'un numéro d'ordre. Ce catalogue est classé dans l'ordre des déclinaisons. Les objets C1 à C65 sont visibles en France. A partir de C66 (et jusqu'à C109), ils sont trop australs pour être vus en France.

Tous les objets du catalogue Caldwell sont : ici

d) Les catalogues de nébuleuses (Barnard, Sharpless, LBN, LDN)

Le catalogue de nébuleuses sombres de Barnard

Publié en 1923, le catalogue de Barnard regroupe 366 nébuleuses obscures. Elles sont classées par ordre de découverte, et notées B suivi d'un numéro.

La plus connue d'entre elles est la nébuleuse de la Tête de Cheval : B-33

Une bonne description des objets de ce catalogue est visible ici sur le site du Club d'Astronomie des Moulins (Quebec) : Catalogue Barnard

Le catalogue Sharpless (Sh2)

C'est une liste de 313 régions HII (nébuleuses en émission), publié en 1959, située au nord de la déclinaison –27°. Elles sont notées par les termes Sh2-, suivis d'un numéro. Les 313 objets du catalogue se chevauchent avec de nombreux autres catalogues, comme Messier et NGC.

Exemples : Sh2–25 = M8 la Lagune. Sh2-220 = NGC1499 la nébuleuse Californie. Par contre Sh2-101, la nébuleuse de la Tulipe, n'est référencée dans aucun autre catalogue.

Une bonne description des objets de ce catalogue est visible ici sur le site du Club d'Astronomie des Moulins (Quebec) : Catalogue Sh2

Les catalogues Lynds de nébuleuses brillantes et sombres (LBN et LDN)

Il s'agit de deux catalogues de nébuleuses publiés respectivement en 1960 et 1962 par l'américaine Berverly Turner Lynds.

Le catalogue LBN pour Lynds' Catalogue of Bright Nebulae contient 1971 nébuleuses brillantes.
Préfixe LBN suivi d'un numéro. Exemple : LBN 974 = Nébuleuse d'Orion

Le catalogue LDN pour Lynds' Catalogue of Dark Nebulae contient 1802 nébuleuses sombres.
Préfixe LDN suivi d'un numéro. Exemple LDN 11 = B-57

e) Les catalogues d'amas d'étoiles (Collinder, Melotte)

Le catalogue Collinder

Ce catalogue répertorie 471 amas ouverts. Il fut publié en 1931 par l'astronome suédois Per Collinder. Quelques exemples connus :
Collinder 50 = L'amas des Hyades
Collinder 399 = L'amas du Cintre
Collinder 144 = L'amas de la Crèche M44
Les 471 amas Collinder sont décrits ici

Le catalogue Melotte

Ce catalogue répertorie 245 amas ouverts ou globulaires. Il fut publié en 1915 par l'astronome britannique Philibert Jacques Melotte. Il y a de nombreux objets communs aux catalogues Melotte et Collinder. Par exemple Melotte 25 = Collinder 50 = l'Amas des Hyades.
Deux autres exemples Melotte connus :
Melotte 1 = 47 du Toucan
Melotte 111 = L'amas de la Chevelure de Bérénice
Les 245 amas Melotte sont décrits ici

f) Le catalogue de nébuleuses planétaires Perek et Kohoutek (PK)

Ce catalogue répertorie 1759 nébuleuses planétaires. La version actuelle a été publiée en 2001 par les astronomes tchèques Perek et Kohoutek. (Une précédente version contenant 1036 objets avait été publiée en 1967.)

Dans ce catalogue, les nébuleuses planétaires sont classées dans l'ordre de leurs coordonnées galactiques. La deuxième coordonnée (déclinaison galactique) est donc souvent proche de zéro, car la plupart des nébuleuses planétaires se trouvent près du plan galactique, puisqu'elles appartiennent à la Voie Lactée. Celles qui ont une grande déclinaison galactiques font figure d'exception.

Le catalogue PK se veut être un catalogue exhaustif. Toutes les nébuleuses appartenant à d'autres catalogues (Messier, NGC, IC etc...) sont donc reprises dans le catalogue PK.

Exemple de désignation : PK 083+12 1 (= NGC 6826 la "nébuleuse clignotante")

Une bonne description des objets de ce catalogue est visible ici sur le site du Club d'Astronomie des Moulins (Quebec) : Catalogue PK

g) Les catalogues de galaxies (Abell, Arp, Hickson, UGC, PGC et projet HyperLeda)

Le catalogue d'amas de galaxies Abell

La dernière version de ce catalogue a été publiée en 1989 par l'astronome américain George Abell (assisté par Harold Corwin et Ronald Olowin ). Il regroupe 4073 amas galactiques dont le redshift est compris entre 0,02 et 0,2.

La plupart des amas de ce catalogue sont de faible magnitude mais quelques uns sont accessibles avec des instruments modestes. En voici trois exemples parmi les plus connus :
Abell 1656 = l'Amas de Coma. Il contient les galaxies NGC 4884 (mag 11,5) et NGC 4872 (mag 11,7) distantes de 310 millions d'années-lumière.
Abell 1367 = l'Amas du Lion. Il contient la galaxie NGC 3842 (mag 11,8) située à 298 millions d'années-lumière.
Abell 2199. Cet amas situé dans la constellation d'Hercule contient la galaxie NGC 6166 de mag 11,8. Cette galaxie est probablement la plus lointaine du catalogue NGC qui soit accessible dans un instrument modeste. Elle est distante de 465 millions d'années-lumière. C'est en fait un quasar (3C 338.0) ce qui explique sa forte luminosité.

Le catalogue de galaxies particulières Arp (Atlas of Peculiar Galaxies)

L'Atlas of Peculiar Galaxies, aussi appelé "atlas Arp", est un catalogue issu du travail de l'astronome américain Halton Arp, publié en 1966. Il recense 338 galaxies particulières, dont l'aspect parait déformé par l'interaction gravitationnelle des galaxies voisines.

Quelques exemples connus :
Arp 214 = Galaxie du Bonbon (NGC 3718)
Arp 244 = Galaxies des Antennes (NGC 4038/4039)
Arp 281 = Galaxie de la Baleine (NGC 4631)

Le catalogue Arp complet est visible ici

Le catalogue de groupes compacts de galaxies Hickson (HCG)

Ce catalogue a été publié en 1982 par Paul Hickson. Il répertorie 100 groupes compacts de galaxies. Beaucoup d'objets de ce catalogue font aussi partie du catalogue Arp.
Un des plus connu est le Quintette de Stephan : HCG 92
Les 100 groupes de Hickson sont décrits ici

Le catalogue de galaxies UGC (Uppsala General Catalogue)

Le "Uppsala General Catalogue of Galaxies" (UGC) à été publié en 1973 par l'astronome suédois Peter Nilson, de l'université d'Uppsala. Ce catalogue recense environ 12 921 galaxies visibles dans l'hémisphère nord, et comprend quasiment toutes les galaxies situées au nord de la déclinaison -02°30', jusqu'à un diamètre limite de 1,0 minute d'arc, ou une magnitude apparente limite de 14,5.

Exemple : UGC8493 = M51 la galaxie du Tourbillon

Un additif à ce catalogue, appelé Uppsala General Catalogue Addendum (UGCA en abrégé) a été publié en 1974. Certaines galaxies de ce complément ont une déclinaison plus basse que -02°30'.

Exemple : UGCA293 = M104 la galaxie du Sombrero (Déclinaison -11°37')

Le catalogue de galaxies PGC (Principal Galaxies Catalogue), et le projet HyperLeda

Le catalogue PGC a été publié en 1989 par Georges Paturel (Observatoire de Lyon), Lucie Bottinelli, Lucienne Gouguenheim et Pascal Fouqué (Observatoire de Paris-Meudon).
En 1989, il regroupait 73 197 galaxies mais cette première version a été rendue obsolète en 2003 par le catalogue PGC2003. Il comporte désormais 983 261 galaxies confirmées dont la magnitude B est grosso modo inférieure à 18.

Exemple : PGC042407 = M104 la galaxie du Sombrero

Le catalogue PGC a servi de base, pour développer un projet de base de données appelée LEDA (Lyon-Meudon extragalactic database). Puis avec la parution du catalogue PGC2003, la base de donnée LEDA a évolué vers un projet plus vaste, appelé HyperLeda.
Depuis 2009, cette base de donnée englobe de nombreux autres catalogues de galaxies :

SDSS (Sloan Digital Sky Survey) : 3.459.770 Galaxies
PGC (Principal Galaxies Catalogue - Paturel G. et al) : 1.743.411 Galaxies
2MASS (Two Micron All-Sky Survey) : 264.030 Galaxies
MCG (Morphological Catalogue of Galaxies - Vorontsov et al 1962/74) : 30.563 Galaxies
CGCG (Catalogue of Galaxies and Clusters of Galaxies Zwicky F. 1961/68) : 29.812 Galaxies
ESO (Lauberts A. et al., 1982) : 17.060 Galaxies
IRAS (IRAS, Point Source Catalogue, 1984) : 15.792 Galaxies
UGC (Uppsala Galaxies Catalogue - Nilson P. 1973) : 13.856 Galaxies
NGC (New General Catalogue - Dreyer J.L.E., 1888) : 6.502 Galaxies
IC (Index Catalogue - Dreyer J.L.E. 1895/1910) : 3.508 Galaxies
ARP (Atlas of Peculiar Galaxies -Arp H. 1966) : 561 Galaxies
MESSIER (Messier Charles 1781) : 40 Galaxies

La base de donnée HyperLeda est consultable ici : HyperLeda

h) Le catalogue de sources radio et de Quasars (3C)

Le catalogue de sources radio 3C est le troisième catalogue produit par le Laboratoire Cavendish à Cambridge dans les années 1950, par une équipe comprenant Antony Hewish, Martin Ryle et Francis Graham-Smith.

Il a été publié en 1959 et est toujours considéré comme un des catalogues les plus importants de sources radio. Une révision 3CR de ce catalogue a été publiée en 1962. le catalogue 3C est basé sur des observations à 158 MHz, et le catalogue 3CR à 178 MHz.

Toutes les sources 3C sont situées au nord de la déclinaison -22°, mais le 3CR exclut les sources situées au sud de -5°.

Le catalogue 3C n'est pas limité par la sensibilité des flux, mais par la « confusion » de sources à de faibles niveaux de flux. Les sources à faible flux deviennent si nombreuses sur le ciel qu'elles ne peuvent pas être distinguées les unes des autres.

Il existe 471 sources 3C et 328 sources 3CR.

Les sources de ce catalogue sont indexées par une désignation commençant par 3C suivi d'un numéro.

Exemple connu : 3C 273 a été le premier objet identifié comme un quasar.

3 Les listes d'objets du système solaire

Les planètes du système solaire étant au nombre de 8, elles ne font pas partie d'une liste particulière. Il en est de même pour leurs satellites, qui sont relativement peu nombreux.

Par contre, pour ce qui est des astéroïdes et des comètes, leurs très grands nombres a obligé les astronomes à inventer une méthode de classification.

a) Les astéroïdes (planètes naines et planètes mineures)

Les astéroïdes sont classés par numéro, dans l'ordre de leur date de découverte. Ils possèdent aussi un nom propre spécifique. Pour les désigner, on écrit le numéro entre parenthèses suivi du nom.

Le premier astéroïde à avoir été découvert est (1) Cérès en 1801.
Les suivants dans la liste sont (2) Pallas, (3) Junon, (4) Vesta, (5) Astrée, etc...

La liste des 100 premiers astéroïdes est visible en cliquant : ici

En 1982 on connaissait 100 000 astéroïdes.
En 2020, le nombre d'astéroïdes connus dépasse les 800 000 !

Quand l'orbite de ce qui semble être un nouvel astéroïde est déterminée, l'objet reçoit une désignation provisoire constituée de l'année de découverte suivie d'une lettre représentant la quinzaine durant laquelle s'est produite la découverte, et d'une seconde lettre indiquant l'ordre de découverte pendant cette quinzaine (la lettre I n'est pas utilisée). Si plus de 25 objets sont découverts dans une quinzaine, on recommence l'alphabet en ajoutant un numéro qui indique combien de fois la seconde lettre est réutilisée.
Exemple : 1998 FJ74
Après plusieurs observations concordantes, la découverte est confirmée et l'astéroïde reçoit une désignation définitive constituée d'un numéro permanent, noté entre parenthèses, suivi de sa désignation provisoire.
Exemple : (16235) 2000 FF46
Certains astéroïdes reçoivent par la suite un nom qui remplace alors la désignation provisoire.
Exemple : (10065) Greglisk

Planètes naines et planètes mineures

En 2006, celle que l'on appelait jusqu'à présent la planète Pluton a été déclassée en Planète naine".
Ce nouveau concept est dès lors apparu dans le langage des astronomes, entrainant une petite révolution. La raison du déclassement de Pluton est tout simplement que l'on commençait à découvrir beaucoup d'astéroïdes orbitant au delà de l'orbite de Neptune, et qui pour certains étaient plus gros que Pluton lui-même.
La création de cette terminologie "Planète naine" a permis de supprimer la confusion, car la frontière entre planète et astéroïde était devenue floue.

La désignation des planètes naines est identique à celle des astéroïdes, car elles en font partie.

Pour cette raison Pluton s'est vu attribuer un numéro d'astéroïde : (134340) Pluton
Et dans la foulée, le plus gros des astéroïdes connus s'est fait surclasser. (1) Cérès est depuis 2006 considéré comme une planète naine.

Pour tous les autres astéroïdes qui ne sont pas des planètes naines, on les appelle dorénavant des Planètes mineures.

En 2025, seulement 5 planètes naines sont reconnues officiellement parmi les astéroïdes :
(1) Cérès, (134340) Pluton, (136108) Hauméa, (136199) Éris, (136472) Makémaké

Mais il existe une liste de planètes naines potentielles, susceptible d'augmenter ce nombre dans les années à venir. Une quarantaine de candidats très sérieux figurent dans cette liste.

La liste des planètes naines potentielles est visible en cliquant : ici

La liste des 800 000 planètes mineures connues est visible en cliquant : ici

b) Les comètes

Les comètes périodiques

Une comète périodique est une comète qui revient régulièrement près du soleil. Si la période est inférieure à 200 ans, on leur attribue un numéro par ordre de découverte, suivi de la lettre P (comme Périodique ), puis du nom de leur découvreur.

La première comète de cette liste, est aussi la plus connue de toutes. Il s'agit de 1P/Halley. La suivante est 2P/Encke. Actuellement, environ 300 comètes périodiques sont connues.

Quelques exemples : 17P/Holmes est célèbre pour avoir connu un énorme sursaut d'activité lors de son passage en 2007. 67P/Tchourioumov-Guérassimenko, est la comète cible de la sonde Rosetta.

La liste complète des comètes périodiques en cliquant : ici

Les comètes non périodiques

Elles ne reçoivent pas de numéro. Elles sont nommées par la lettre C (comme Comète), suivie de l'année de leur découverte, puis une lettre majuscule identifiant le demi-mois de la découverte, puis un nombre indiquant l'ordre de la découverte dans ce demi-mois, et enfin le nom de leur découvreur entre parenthèses.

Quelques exemples connus : C/1995 O1 (Hale-Bopp), C/1996 B2 (Hyakutake), C/2006 P1 (McNaught), C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS).

Compte-rendu Nuit des Étoiles 2025

Yves Argentin — 2025-08-03T20:47:53Z

Cette année le ciel est malheureusement resté couvert. Nous espérions pouvoir montrer la Lune aux visiteurs et faire des images à l'oculaire avec leurs smartphones, mais les nuages en ont décidé autrement. En compensation, nous avons présenté un diaporama sur les supernovæ à la cinquantaine de visiteurs présents.

8 animateurs étaient présents pour accueillir le public : Pascal, Gérard, Simon, Jean-Pierre, Loïc, Stéphane, Ronan, Jacques et Yves.

6 instruments étaient à la disposition des visiteurs : Le télescope de 305mm de l'observatoire, un télescope de 250mm, deux télescopes de 200mmn, un télescope de 130mm et une lunette de 140mm.

Quelques photos de cette soirée ci-dessous :

Calendrier soirées publiques 2025

Yves Argentin — 2025-01-17T19:03:58Z

Calendrier de nos soirées publiques pour l'année 2025 :

Vendredi 31 janvier 2025
Vendredi 21 février 2025
Vendredi 21 mars 2025
Vendredi 11 avril 2025
Vendredi 23 mai 2025
Vendredi 6 juin 2025 (On The Moon Again)
Samedi 2 août 2025 (Nuits des Etoiles)
Vendredi 26 septembre 2025
Vendredi 10 octobre 2025 (Fête de la Science)
Vendredi 28 novembre 2025
Vendredi 19 décembre 2025
Vendredi 16 janvier 2026
Vendredi 6 février 2026

– A partir de 21h00 à l'observatoire de Visker. Accès libre et gratuit.

Retrouvez également le calendrier Dinastro sur le site de l'AFA en cliquant : Ici

Occultations d'étoiles par les astéroïdes 2024

Yves Argentin — 2024-12-31T21:55:00Z

Liste des rapports d'occultation transmis par nos 3 observatoires à la base de données SODIS depuis le début de l'année 2024.

Date	Astéroïdes	Observatoire de Visker	Observatoire d'Azereix	Observatoire de Cannet
Date	Astéroïdes	*Yves Argentin*	*Gérard Vaudescal*	*Jean Jacques Castellani*
30-dec-24	(31762) 1999 JB104	-	Positive 1.25 s	-
27-dec-24	(2483) Guinevere	-	Positive 2.7 s	-
13-oct-24	(4958) Wellnitz	-	Positive 0.55 s	-
04-oct-24	(32440) 2000 RC100	-	Négative	-
13-juil-24	(46471) 1160 T-1	-	Positive 0.83 s	-
15-juin-24	(1315) Bronislawa	Positive 6.64 s	Positive 7.1 s	-
10-avr-24	(530) Turandot	-	Positive 8.9 s	-
28-fév-24	(120428) 2128 T-3	Négative	-	-
04-fév-24	(1143) Odysseus	Positive 12.68 s	-	-
23-jan-24	(248) Lameia	-	Négative	-
21-jan-24	(2444) Lederle	Négative	Négative	-
20-jan-24	(56) Melete	Positive 1.32 s	Positive 2.07 s	-
08-jan-24	(37015) 2000 TY55	-	Négative	-
03-jan-24	(1255) Schilowa	Positive 1.44 s	-	-
Totaux :	17 rapports	6	11	-
	dont 11 positives	4	7	-