Régler la netteté d'une image est la fonction de base de tout télescope. Visuellement, il suffit de porter l'oeil à l'oculaire et de touner la molette de mise au point, jusqu'à l'obtention de l'image la plus fine possible. Les appareils photographiques conventionnels possèdent des verres de visée plus ou moins clairs, munis pour certains d'une petite loupe aidant à la mise au point des images. Les adeptes de la Haute Résolution utilisent par ailleurs la fameuse méthode du couteau de Foucault.

En ce qui nous concerne, le problème est différent, et parvenir à une netteté "aux petits oignons" peut s'avérer long et délicat.
Il existe plusieurs méthodes pour cela, chaque utilisateur ayant plus ou moins sa préférence...

LES DIFFERENTES METHODES

Il faut déjà avoir bien présent à l'esprit que, par nuit turbulente, une focalisation précise sera toujours plus ardue à obtenir.
Ensuite, sachons qu'une mise au point n'est pas définitive. Elle varie, pour la même nuit, suite aux changements de température et à la hauteur des objets visés.
Troisième point : le réglage de cette focalisation laissera très peu de marge d'erreur pour les télescopes très ouverts. A ce titre, pour prendre l'exemple d'un Schmidt-Cassegrain ouvert à F/10, la profondeur de champ va s'amenuir de façon critique dès qu'on l'utilise avec un réducteur à F/3.3 genre MaxField d'Optec (tolérance se comptant alors en centièmes de millimètres !)
Enfin, n'oublions pas, avant toute chose, de verifier la parfaite collimation du télescope.

L'appréciation visuelle de l'image

Cette "méthode" consiste tout simplement à centrer sur le capteur des étoiles de plus en plus faibles, tout en examinant l'aspect de leur disque à l'écran et en modifiant la mise au point en conséquence.
Il va sans dire que ce moyen ne permet pas d'obtenir des images bien piquées. On peut cependant parvenir à des résultats plus encourageants en focalisant sur des amas globulaires.

Le repérage à l'oculaire

Il s'agit ici de réaliser une série d'images d'un même champ, et de tourner simultanément la molette de mise au point jusqu'à ce que l'image à l'écran soit la plus fine possible. Une fois la meilleure netteté réalisée, cette opération pourra être grandement facilitée la fois suivante si l'on ôte à présent la caméra CCD sans toucher surtout à la molette de mise au point. On insère à la place un oculaire à fort grossissement, que l'on fait coulisser d'arrière en avant pour obtenir la netteté la plus fine, puis l'on marque d'une raye le tube de l'oculaire. Lors de la prochaine sortie CCD, on glissera d'abord cet oculaire jusqu'au repère, puis, avec la molette, on réalisera la mise au point sur l'objet désiré.
Là aussi, à moins de graver le tube au laser (!), on n'est pas assuré d'une focalisation précise, et surtout durable.

L'intensité du pixel le plus brillant

Une pratique courante pour mettre au point une image CCD est de réaliser une série d'acquisitions de la même portion du ciel, tout en modifiant la focalisation du télescope, de manière à ce que l'intensité du pixel le plus brillant du champ soit maximale. (C'est la méthode que préconise Sbig pour ses caméras).
S'il est exact qu'une focalisation optimale produit des pixels d'intensité maximale, déterminer exactement quand cette valeur est atteinte n'est pas toujours facile :
        Position du pixel : la valeur de l'intensité d'un pixel dépend de l'endroit où l'image de l'étoile se forme sur le capteur CCD. Si toute la lumière frappe un seul pixel, la valeur de l'intensité sera supérieure à celle obtenue dans le cas où l'image chevauche deux pixels. Le résultat sera même inférieur si la lumière est partagée sur les coins de quatre pixels adjacents. D'une acquisition à la suivante, la position d'une étoile peut varier sur le capteur, du fait de la turbulence atmosphérique, l'imperfection du suivi du télescope, ou l'action de la focalisation elle-même (causant des déplacements notoires sur les Schmidt-Cassegrain par exemple).
        Caprices du ciel : les conditions atmosphériques peuvent varier d'un moment à l'autre, notamment quand survient un léger voile de cirrus, parfois invisible. La valeur de l'intensité des pixels sera alors altérée.

La coupe photométrique d'une étoile

C'est la routine de focalisation proposée notamment par le logiciel Prism. A l'aide d'une modélisation de gaussienne 2D, on calcule la largeur à mi-hauteur d'une étoile de référence, sur laquelle on effectue des poses successives. Plus le nombre obtenu est faible, meilleure sera la netteté.
Je n'ai pas encore testé cette méthode ; d'après leurs auteurs, elle dépend elle-aussi des conditions de turbulence du ciel...

Le test de l'aigrette de diffraction

Ici, il faut centrer une étoile relativement brillante. On pose quelques secondes afin d'obtenir une aigrette contrastée - cette aigrette est produite par l'araignée supportant le miroir secondaire du télescope. Pour les Schmidt-Cassegrain, il suffit d'en fabriquer une (deux baguettes de bois perpendiculaires que l'on place à l'avant du pare-buée font très bien l'affaire) -. Le but est d'obtenir une aigrette aussi fine et droite que possible ; dans le cas contraire, elle apparaîtra plus ou moins dédoublée.
Là aussi, c'est une méthode que je vais tester sous peu. Je ferai part ici des résultats obtenus.

LA METHODE DU DISQUE DE HARTMANN

C'est la méthode que j'utilise depuis peu, et avec laquelle j'ai obtenu pour le moment les meilleurs résultats.
Principe : on place un disque (bois, carton fort, plastique...) percé de quatre trous - ou simplement deux - à l'avant du télescope, en lieu et place du cache.

Le mieux est de donner au masque la même dimension que le cache ; on sera ainsi assuré qu'il sera bien fixé au tube du télescope. Le côté intérieur aura avantage à être peint en noir, et l'extérieur en blanc.

Les trous doivent être positionnés assez proches de la circonférence du disque. Par contre, leur diamètre n'est pas critique ; pour ma part, je leur ai donné une dimension représentant 1/5ème du diamètre du miroir.

On pointe alors le télescope vers un groupe d'étoiles de magnitudes variées (amas globulaire par exemple). Lorsque la mise au point n'est pas bonne, chaque étoile apparaît quatre fois - une pour chaque trou du disque -.

On réalise alors des acquistions en série, tout en tournant la molette de mise au point du télescope. Les quatre images se rapprocheront - ou s'éloigneront si l'on défocalise - de plus en plus, jusqu'à ce qu'elles n'en forment plus qu'une seule.
On reproduit ensuite le processus sur des étoiles de plus en plus faibles, jusqu'à obtenir satisfaction. La mise au point ultime sera vérifiée en zoomant 3 ou 4 fois l'image à l'écran.

Ma première image réalisée avec focalisation par disque de Hartmann : le Grand Amas d'Hercule