L'observation du passage de Vénus devant le Soleil

L'observation des passages de Vénus, tout comme celle des phases partielles des éclipses de Soleil, ne présente pas de difficulté technique majeure à condition de respecter quelques règles élémentaires de protection oculaire. Naturellement, la beauté du phénomène se révélera au mieux dans un petit instrument astronomique.

Dans tous les cas de figure, que l'on observe à l'œil nu ou avec un instrument d'optique (jumelles, lunette, télescope), on ne répétera jamais assez qu'une atténuation de la lumière d'un facteur cent mille fois est incontournable sous peine de risquer une brûlure de la rétine pouvant être irrémédiable et entraîner la perte de la vue. Le mot d'ordre est donc « attention aux yeux ». D'ailleurs, différents moyens de prévention existent, adaptés à chaque type d'observation.

1. Observation à l'œil nu en lumière filtrée et atténuée

Le diamètre apparent de Vénus lors des passages devant le Soleil, voisin d'une minute de degré (soit le trentième du diamètre solaire), rend le phénomène facilement observable à l'œil nu au travers de lunettes de protection spécialement conçues pour cet usage. Le pouvoir séparateur de l'œil est en fait de cet ordre de grandeur, mais la visibilité sera fortement améliorée par un contraste d'environ 100 %. L'observation directe du Soleil est dangereuse pour l'œil et nécessite un filtrage et une atténuation très rigoureux du rayonnement ultraviolet, visible et infrarouge, pour éviter une agression de la rétine pouvant provoquer des lésions irréversibles, voire la cécité totale.

La protection la plus sûre consiste à se procurer des lunettes prévues pour l'observation des phases partielles des éclipses de Soleil, certifiées CE et constituées généralement d'écrans en polyester aluminé¹ ou en polymère noir ne transmettant qu'un cent millième de la lumière (densité 5 ou ND 5). Le coût unitaire ne dépasse pas les 3 euros. D'autres systèmes, non conçus à l'origine pour l'observation du Soleil, tel le verre de soudeur de grade 14 (protane 14), peuvent être utilisés avec prudence.

Que ce soit en temps normal ou au cours des phénomènes astronomiques (éclipse de Soleil ou passage d'une planète devant le Soleil), il ne faut à aucun moment — sauf rares exceptions mentionnées ci-dessous — tenter de regarder directement le Soleil sans protection oculaire spécialement adaptée à ces circonstances, au risque d'être victime d'une cécité totale.

Si l'on peut observer sans perception d'éblouissement un lever ou un coucher de Soleil à l'horizon, c'est que sa brillance (intensité lumineuse par unité de surface apparente) est atténuée d'un facteur au-delà de 1/100 000^e par la traversée sur de grandes distances des couches denses de l'atmosphère terrestre. Il en va tout autrement lorsque le Soleil est assez haut dans le ciel et brille de tous ses feux.

Alors qu'il ne viendrait à l'idée de personne d'observer le Soleil à l'œil nu en temps normal, au cours d'une éclipse de Soleil ou du passage d'une planète devant le Soleil, la tentation est instinctivement forte d'observer directement l'astre du jour pour suivre le déroulement du phénomène, d'où le risque d'accident oculaire connu sous le nom d'« héliotraumatisme », notamment brûlure de la rétine, pouvant conduire à une cécité totale.

Au cours d'une éclipse de Soleil, tant qu'il reste la moindre parcelle de photosphère solaire non masquée par le disque lunaire, le danger reste le même, compte tenu du fait que, si l'astre du jour est partiellement occulté et si la luminosité générale est plus faible, il n'en demeure pas moins que la fraction de Soleil restant visible — aussi infime soit-elle — présente toujours la même brillance et le même pouvoir destructeur pour l'œil. Ce raisonnement s'applique à plus forte raison pour un passage de Vénus devant le Soleil, pour lequel la fraction occultée du disque solaire est dérisoire (1/900^e).

Aussi, il est indispensable pour regarder le Soleil d'utiliser en permanence des moyens de protection oculaire idoines durant toutes les phases d'un passage de Mercure ou de Vénus devant le Soleil de même que durant les phases partielles d'une éclipse de Soleil (partielle, annulaire ou totale) ainsi que durant la phase annulaire d'une éclipse annulaire de Soleil. Ce n'est que pendant les quelques poignées de secondes d'obscurité complète de la phase totale d'une éclipse totale de Soleil, et seulement à ce moment là, que les personnes qui ont la chance d'être situées dans la bande de totalité peuvent ôter leur protection pour profiter du magnifique spectacle offert par la couronne solaire. La couronne solaire ne produit aucun rayon nocif et peut donc être observée en toute sécurité sans aucun moyen de protection durant la phase totale d'une éclipse.

Avec les rayons visibles du Soleil qui déclenchent des réactions chimiques conduisant à la destruction des cellules de la rétine, le danger d'accident oculaire est bien réel, car la brûlure de la rétine ne s'accompagne d'aucune douleur (pas de terminaisons nerveuses), et les cellules détruites ne se régénèrent jamais.

Plus pernicieux sont les rayons invisibles du spectre solaire qui parviennent jusqu'à l'œil : les rayons infrarouges (IR) et les rayons ultraviolets (UV). Les IR à forte dose produisent littéralement la coagulation de l'humeur vitrée, tel le blanc d'un œuf sur le plat. Les UV sont responsables quant à eux du vieillissement précoce du cristallin conduisant à son opacification connue sous le nom de « cataracte ». Ces effets étant cumulatifs, le fait d'observer le Soleil par intermittence ne réduit pas le danger. Il est donc indispensable de se munir de filtres spéciaux pour observer le Soleil en toute sécurité.

En matière de protection lors des éclipses, et en conséquence lors des passages de planètes devant le Soleil, il n'existe à ce jour aucune norme internationale en vigueur. Il existe bien une directive européenne 89/686 CEE relative aux lunettes de soleil, mais la Direction de la Répression des Fraudes a contesté la validité de cette norme qui ne serait pas applicable aux éclipses de Soleil selon une autre directive européenne de 1997. La vérification de l'application de la norme 89/686 CEE dépend en France de l'INRS, en Allemagne du PTB, etc. organismes accrédités à délivrer le label CE. Dans tous les cas de figure, les filtres spéciaux devront être revêtus du sigle CE garant de leur homologation.

¹Le film polyester aluminé est couramment et improprement désigné sous le terme Mylar^®, marque déposée de la société Du Pont de Nemours, lequel produit n'a pas été conçu pour cet usage.

2. Observation avec un instrument

On commencera par préciser que les lunettes d'éclipse décrites ci-dessus sont conçues uniquement pour l'observation à l'œil nu, et ne doivent en aucun cas être utilisées pour observer au travers d'un instrument d'optique, qui concentre fortement la lumière : il y a là un risque très élevé de détérioration des lunettes par échauffement qui rendrait leur protection illusoire et donc leur usage dangereux.

Il existe une grande variété de paires de jumelles dans une large gamme de grossissements et de luminosités. Pour observer le passage de Vénus devant le Soleil, une paire de jumelles ordinaires (typiquement 8 × 40 à 10 × 50, le premier chiffre indiquant le grossissement et le second le diamètre des objectifs) est largement suffisante. Au-delà de ces grossissements, il faudra utiliser un trépied pour observer confortablement.

Le filtrage et l'atténuation de la lumière sont absolument indispensables et doivent être réalisés avec grand soin. Pour ce faire, les deux objectifs devront être recouverts d'un écran protecteur en polyester aluminé ou en polymère noir atténuant le rayonnement au moins cent mille fois (densité 5 ou ND 5). Il faut être extrêmement attentif à la qualité du film protecteur utilisé et à sa bonne fixation : celui-ci ne doit en aucun cas être endommagé, donc être exempt de toute micro déchirure ou micro perforation. Le polyester aluminé ou le polymère noir peuvent s'acheter en feuilles A4 à découper aux dimensions voulues dans les magasins spécialisés en articles d'astronomie (environ 10 euros la feuille). Attention, le filtre doit être interposé entre le Soleil et les objectifs, jamais entre l'oculaire et l'œil.

Le « Venuscope^® » (ou « Solarscope ») est un petit appareil pliable et cartonné de faible coût (environ 65 euros) permettant une observation de groupe sans danger pour la vue par projection d'une image solaire d'environ 12 cm de diamètre sur un écran blanc. Ce système, qui présente une grande sécurité, est très recommandé pour les séances collectives d'observation (clubs d'astronomie, scolaires). L'image du Soleil obtenue dans ce cas est cependant de moins bonne qualité que celle obtenue par projection.

Une lunette astronomique est constituée fondamentalement d'un objectif convergent (généralement un doublet achromatique à deux lentilles de focale f₁) donnant une image dans le plan focal image (F'₁) de l'objet observé. La lumière traversant l'objectif, la lunette est aussi appelée réfracteur ; l'indice de réfraction étant fonction de la longueur d'onde de la lumière, le foyer bleu n'est en général pas superposé au foyer rouge (chromatisme). Cet effet est très largement atténué par le choix d'un bon objectif à deux lentilles dit achromatique.

Dans un télescope, l'objectif dont on a parlé à propos de la lunette est remplacé par un miroir concave (sphérique ou parabolique) qui forme une image dans le plan focal image (F'₁). On parle alors de réflecteur, puisque les rayons lumineux se réfléchissent sur la couche d'argent ou d'aluminium qui recouvre le miroir avant de converger au foyer. Il n'y a pas de chromatisme.

Pour former une image à l'extérieur du tube du télescope, on interpose dans le faisceau un petit miroir dit secondaire, plan et incliné à 45° dans les montages de type Newton, convexe et coaxial dans les montages de type Cassegrain (le miroir primaire étant alors percé d'une ouverture circulaire en son centre). Dans le cas des systèmes Cassegrain, il existe de nombreuses variantes (Maksutov, Schmidt-Cassegrain) avec des formules optiques différentes mettant toujours en jeu une combinaison primaire-secondaire parfois perfectionnée par une lame de fermeture correctrice de champ.

Un télescope de grand diamètre (200 mm ou plus) assez ouvert est à privilégier pour l'observation du ciel profond ; par contre, en observation solaire ou planétaire, une lunette de 60 mm ou un télescope de 100 mm de diamètre, même peu ouverts (f/D = 10 à 15), conviennent indifféremment.

Là encore, l'objectif (ou l'entrée du tube du télescope) devra être recouvert d'un filtre pleine ouverture ou d'un écran protecteur en polyester aluminé ou en polymère noir atténuant le rayonnement au moins cent mille fois (densité 5 ou ND 5).

Dans le plan focal image (F'₁) de la lunette ou du télescope, on peut disposer un récepteur de lumière pouvant être constitué soit du film chargé dans un boîtier 24 × 36 mm classique, soit du capteur CCD ou CMOS d'un boîtier numérique ou encore du capteur d'une webcam dont on aura préalablement ôté l'objectif. Au plan focal F'₁, le diamètre de l'image solaire vaut  × f₁, étant le diamètre apparent du Soleil (32’) exprimé en radians ; cette formule nous donne 9.3 mm × f₁, f₁ étant exprimé en mètres.

On peut également observer l'image formée au plan focal image (F'₁) de la lunette ou du télescope au moyen d'un oculaire (qui fonctionne comme une loupe) derrière lequel on placera soit son œil, soit un appareil photo numérique ou un caméscope équipés tous deux de leur propre objectif, ce dernier étant bridé sur l'infini (montage afocal). Dans ce cas, l'œil ou le dispositif d'acquisition de données devront se placer au cercle oculaire, que constitue l'image donnée par l'oculaire de la pupille d'entrée de l'instrument, pour recueillir le maximum de lumière.

Une observation de qualité pourra être réalisée avec une petite lunette astronomique pour laquelle on conseille un rapport f/D (distance focale divisée par le diamètre utile de l'objectif) voisin de 10 ou 12.

Par exemple, une lunette dans la gamme des instruments de 60 à 80 mm de diamètre et d'une distance focale de 800 à 900 mm convient bien, pourvu que l'objectif soit constitué d'un doublet achromatique (à partir de 250 euros). La lunette aura avantage à être montée sur une monture bien stable, pouvant être azimutale à mouvements lents manuels, ou mieux équatoriale motorisée en angle horaire pour suivre aisément le Soleil dans son mouvement diurne (déplacement de 15° par heure ou encore de 15 secondes de degré, soit le quart du diamètre apparent de Vénus, par seconde de temps).

On peut également utiliser un petit télescope à miroirs, par exemple un classique Newton de diamètre 115 mm et de 900 mm de distance focale ou encore un Maksutov de diamètre 90 mm et de 1200 mm de distance focale (à partir de 450 euros avec monture basique).

Il existe plusieurs techniques d'observation solaire que l'on va détailler maintenant.

Cette méthode a l'immense avantage de ne présenter aucun danger pour les yeux et de permetre une observation collective. Elle consiste à utiliser l'oculaire de l'instrument comme objectif de projection et n'emploie pas d'atténuateur de lumière (prudence nécessaire). Elle fournira une image de meilleure qualité que le « Venuscope^® ».

La méthode d'observation par projection est formellement déconseillée dans le cas d'un télescope, en raison du risque élevé de détérioration du miroir secondaire par échauffement. En effet, le faisceau lumineux issu du miroir primaire est convergent et concentre donc beaucoup d'énergie sur le secondaire (miroir plan dans le cas d'un Newton ou convexe dans le cas d'un Cassegrain). Nous ne traiterons donc que le cas de la lunette.

Dans le cas de l'observation visuelle à l'oculaire sans accommodation (vision à l'infini pour un œil normal), le foyer objet de l'oculaire (F₂) est confondu avec le foyer image (F'₁) de l'objectif de la lunette (système afocal, cf. Fig. 1), et l'on place son œil au cercle oculaire qui est l'image donnée par l'oculaire de l'objectif, ou encore pupille (son diamètre est égal à D × (f₂/f₁), numériquement de l'ordre du millimètre). L'oculaire fonctionne alors comme une loupe.

Dans le cas de l'observation par projection, on tire très légèrement l'oculaire par rapport à cette position de telle sorte qu'il fonctionne maintenant comme un objectif de projection ou d'agrandissement et forme une image sur un écran blanc situé à faible distance, sur l'axe optique (qui peut être coudé à 90° vers le bas à l'aide d'un renvoi pour plus de commodité). Par exemple, tirer l'oculaire de 5 % de sa distance focale donne un agrandissement de 20 fois de l'image, cette dernière étant projetée à 20 fois la distance focale de cet oculaire en arrière de son foyer image, soit pour un instrument dont l'objectif a une distance focale d'un mètre, une image solaire d'environ 20 cm de diamètre.

La méthode n'utilisant pas de filtre atténuateur de lumière, on veillera en permanence à ce que personne ne vienne placer son œil dans le faisceau lumineux, et on démontera par précaution le chercheur s'il en existe un avant toute observation du Soleil, ne serait-ce que pour ne pas risquer de griller les fils du réticule. On prendra également soin de maintenir le Soleil au centre du champ afin d'éviter une surchauffe de l'oculaire au travers duquel passe la totalité du flux lumineux.

On recommande le choix d'oculaires de bonne qualité à quatre lentilles ou même davantage (orthoscopique ou super Plössl) dont le coût avoisine les 100 euros et de rester, sauf si l'on bénéficie de conditions d'observation exceptionnelles (faible turbulence, site de montagne), dans une gamme de grossissements n'excédant pas 1,5 × D, D étant le diamètre de l'objectif exprimé en millimètres. Le grossissement étant donné par le rapport des distances focales de l'objectif de la lunette ou du télescope à celui de son oculaire (f₁/f₂), on constate, pour une distance focale de l'objectif voisine du mètre, qu'il faudra employer un oculaire de 10 mm de focale environ pour obtenir un grossissement de 100 fois.

L'objectif de la lunette ou l'ouverture du tube du télescope devra impérativement être recouvert d'un filtre pleine ouverture, que l'on trouvera chez les revendeurs de matériel astronomique, composé d'une lame de verre à faces parallèles recouverte d'un dépôt d'aluminium ne transmettant dans l'instrument qu'environ un cent millième de la lumière solaire (coût approximatif de 75 euros dépendant du diamètre). Ces filtres ont bien souvent des transmissions variant en fonction de la longueur d'onde de la lumière, et l'on ne s'étonnera pas d'obtenir une image orangée qui ne nuit en rien à la qualité de vision. Ils filtrent également les rayons infrarouges, ce qui est indispensable.

La méthode consistant à placer un filtre au foyer de l'instrument, dans le plan image F'₁ de l'objectif, doit être absolument proscrite en raison des risques très importants d'éclatement du filtre par la chaleur solaire qui se concentre fortement au foyer.

Pour la même raison, il est vivement déconseillé d'utiliser des filtres se vissant directement sur l'oculaire, y compris ceux dits « filtre solaire » parfois livrés d'origine et à plus forte raison s'il le sont avec un instrument d'entrée de gamme. À défaut de filtre pleine ouverture en verre optique aluminé, on pourra recouvrir l'objectif ou l'entrée de l'instrument de feuilles de polyester aluminé ou de polymère noir de densité 5 (ND 5), mais il faudra redoubler d'attention quant à leur état et à leur bonne fixation sur l'instrument.

La photographie argentique ou l'imagerie avec une webcam au foyer primaire (F'₁ sur les figures) de l'instrument peuvent être envisagées avec profit pour le passage de Vénus devant le Soleil. L'instrument (lunette ou télescope) sera protégé par un filtre pleine ouverture comme décrit pour l'observation à l'oculaire, à cette différence près qu'il faudra généralement préférer un filtre à usage photographique de densité 4 (ND 4) ; le récepteur d'image (boîtier reflex 24 × 36 mm ou webcam sans leurs objectifs) se fixant en lieu et place de l'oculaire à l'aide d'un adaptateur, généralement au coulant de 31,75 mm, qui sera spécifique à chaque modèle (environ 40 euros). On gardera à l'esprit que le diamètre du Soleil au foyer de l'instrument est de 9,3 mm par mètre de focale, et que la dimension du récepteur est complètement différente selon que l'on travaille avec un film 24 × 36 mm ou avec une webcam (capteur de l'ordre de 3 × 4 mm). Ainsi, pour une distance focale de 1 m, le Soleil sera visible en totalité sur un film 24 × 36 mm et formera un disque de 9,3 mm de diamètre, alors qu'un champ réduit à environ 10 minutes de degré seulement (un tiers du diamètre solaire) sera visible avec une webcam.

Notons que, selon la dimension du champ souhaité, notamment en photo argentique, il est possible d'allonger artificiellement la distance focale de l'instrument par l'adjonction d'une lentille de Barlow achromatique 2× ou 3× (environ 150 euros), permettant de doubler ou de tripler la distance focale, tout en réduisant d'autant les dimensions du champ observable. Avec une lentille de Barlow 2×, on aura ainsi une image solaire de 18,6 mm de diamètre par mètre de focale native au foyer résultant de l'instrument ; c'est la combinaison idéale pour la photographie au format 24 × 36 mm. Avec une webcam au foyer, on pourra tenter l'opération inverse qui consiste à élargir le champ par l'adjonction d'un réducteur de focale.

On trouve dans les magasins spécialisés en articles d'astronomie, pour 150 euros environ, des webcams vendues avec bague d'adaptation spécifique au coulant de 31,75 mm, qui se montent à la place de l'oculaire (modèle Philips). Les seules webcams recommandées sont celles à capteur CCD dont on peut enlever, sans intervention lourde entraînant la perte de la garantie, l'inutile et piètre objectif fourni en standard (modèles Philips Vesta Pro disponible uniquement sur le marché de l'occasion ou ToUcam Pro notamment). Elles se connectent habituellement à l'un des ports USB d'un ordinateur qui fixe les paramètres d'acquisition et enregistre les données.

Les webcams, lorsqu'elles sont reconnues comme périphérique d'acquisition de données TWAIN, seront vues de la plupart des logiciels photo, tel le classique « Paint Shop Pro », permettant l'enregistrement dans des formats très variés (TIFF, GIF, JPEG, etc.). Si l'on souhaite réaliser a posteriori une animation, on veillera à la précision de la mise en station de la monture et à la régularité des prises de vue (par exemple une image toutes les minutes). Les webcams permettent de travailler avec des temps de pose très courts, ce qui a pour effet de figer la turbulence (1/100^e de seconde pour un instrument à f/D = 10 et protégé par un atténuateur de densité 5), mais le bruit inhérent à ce type de capteur bon marché nécessitera souvent le compositage de nombreux clichés pour obtenir une image finale de qualité satisfaisante, qui sera par ailleurs limitée à 640 × 480 pixels avec les modèles courants. Il existe pour ce faire une large panoplie de logiciels disponibles, souvent en «  freeware », sur les sites Internet d'astronomes amateurs (QCfocus, AstroSnap, Registax, Iris, Prism^®, etc.).

Avec un film 24 × 36 mm, moins sensible qu'un récepteur électronique, on conseillera plutôt l'usage d'un filtre pleine ouverture de densité 4 (ND 4) soit une atténuation de dix mille de façon à travailler avec des temps de pose courts inférieurs à 1/100^e de seconde pour figer l'agitation des images. Il existe des atténuateurs ND 4 (Astrosolar^® par exemple) vendus en feuilles à découper.

L'usage de la couleur est en général sans intérêt pour ce type d'observation ; s'il existe des films noir et blanc, par contre on ne trouve plus de modèle de webcam noir et blanc à l'état neuf, bien qu'avec un peu de dextérité il soit possible d'adapter un capteur noir et blanc très performant sur certains modèles. Cependant, un mode monochrome de prise de vue est généralement proposé sur les webcams couleur, mais il donne naturellement des images de qualité bien inférieure à ce que pourrait donner un véritable capteur noir et blanc.

L'utilisation d'un appareil photo numérique ou d'un caméscope dont l'objectif est indissociable du boîtier reste possible derrière un oculaire, l'ensemble constitué de l'oculaire et de l'objectif de l'appareil de prise de vue travaillant dans des conditions proches d'un système afocal, avec un grandissement égal au rapport de leur distance focale (f₃/f₂ sur la Fig. 2). Le système optique fonctionne donc exactement comme dans le cas de l'observation visuelle avec un oculaire, mis à part le fait que l'œil (qui regarde à l'infini) est remplacé par l'appareil de prise de vue, son objectif et son capteur jouant respectivement le rôle du cristallin et de la rétine.

Pour avoir le maximum de lumière, l'objectif de l'appareil doit être placé près du cercle oculaire, avec son diaphragme grand ouvert. Il pourra être monté sur l'instrument au moyen d'un adaptateur photo numérique universel, ou mieux vissé directement sur l'oculaire à l'aide d'un adaptateur spécial, pourvu que l'objectif possède un filetage pour filtres (compter 120 euros). Il existe aussi sur le marché (William Optics par exemple) des adaptateurs optiques au coulant de 31,75 mm (environ 150 euros) qui remplacent l'oculaire et sur lesquels on visse directement l'objectif de l'appareil photo ou du caméscope (à condition toutefois qu'ils soient munis d'un filetage pour filtres).

À titre d'exemple, un oculaire de 20 mm de distance focale couplé à un appareil photo numérique dont le zoom peut varier dans la plage 8 à 24 mm donnera un agrandissement de l'image primaire de l'instrument (diamètre solaire de 9,3 mm par mètre de focale au foyer F'₁) allant de 8/20 = 0,4 à 24/20 = 1,2.

Connaissant les caractéristiques de l'objectif de l'appareil photo numérique, la focale de l'oculaire (ou de l'adaptateur optique) devra donc être choisie en fonction du grandissement à réaliser, sachant que la dimension des capteurs des appareils photo numériques ordinaires est petite et de l'ordre de 5 mm seulement (mis à part les boîtiers numériques reflex haut de gamme dont l'objectif est amovible et qui seront donc montés directement au foyer F'₁ comme en photographie argentique classique). La taille précise du capteur étant rarement spécifiée dans les brochures, des essais avec plusieurs combinaisons d'oculaires devront être tentés. Pour obtenir des résultats satisfaisants, les automatismes de l'appareil devront être débrayés, notamment la mise au point (réglée sur l'infini) ainsi que l'exposition (réglage manuel de la vitesse et diaphragme ouvert). La mise au point est difficile avec les appareils numériques non reflex et demandera de nombreux tâtonnements et de la patience.