L'autoguidage avec PHD2

Au moment où vous lancez l'asservissement, le programme enregistre les coordonnées de l'astre témoin retenu : c'est la position de verrouillage, l'unique repère qu'il conserve d'un tour sur l'autre. À chaque pose suivante, il recalcule le barycentre lumineux de la tache stellaire — un centroïde pondéré par le flux, qui atteint le dixième de pixel bien au-delà de la grille du capteur — puis soustrait ce résultat au repère verrouillé. L'écart obtenu est un vecteur de deux composantes, projeté sur l'ascension droite et sur la déclinaison. Reste à le convertir en commande : la calibration a mesuré, une fois, combien de pixels la tête équatoriale parcourt par milliseconde de moteur sur chaque axe ; l'écart se traduit donc en durée d'impulsion, envoyée soit par le pilote, soit par le câble à quatre fils. Le guide principes et matériel de l'autoguidage détaille cette double route de commande et le choix entre optique parallèle et diviseur.

Le contexte éclaire certaines habitudes de l'interface. Craig Stark, de Stark Labs, a ouvert le code source de son application de guidage en 2009. Bret McKee en a refondu l'architecture en 2012, avec le fonctionnement multi-fils encore en place aujourd'hui, et Andy Galasso puis Bruce Waddington en ont repris la maintenance en 2013 — ils la tiennent toujours. Plus de 40 développeurs et traducteurs y ont contribué depuis, et certains apports viennent de la recherche : l'algorithme prédictif de correction d'erreur périodique a été donné au projet par l'institut Max Planck des systèmes intelligents. Cela se paie en documentation dense et en réglages nombreux ; cela se gagne en transparence — chaque décision de correction est journalisée, relisible, et discutée publiquement sur les listes du projet. Vous n'utilisez pas un produit fermé : vous utilisez un instrument de mesure dont le fonctionnement est écrit noir sur blanc. Cette généalogie a deux conséquences très concrètes pour vous. D'abord la traduction française existe, tenue par des bénévoles, et l'interface passe dans notre langue par un simple changement de préférence — un confort réel à trois heures du matin, quand la fatigue rend l'anglais technique pénible. Ensuite le rythme de publication suit celui d'un projet bénévole : les versions sortent quand elles sont prêtes, les corrections des anomalies signalées arrivent parfois en quelques jours, et les échanges avec les développeurs se tiennent au grand jour sur les listes de discussion du dépôt. Signaler une anomalie précise, journal à l'appui, y reçoit une réponse — ce qui n'est pas la règle chez les éditeurs commerciaux du domaine.

L'assistant de profil réclame la taille de pixel de la caméra employée pour le suivi, la focale de l'optique devant laquelle elle est placée, et le mode de dialogue avec la tête équatoriale. Sur ce dernier point, préférez le pilote ASCOM sous Windows ou le serveur INDI sous Linux au simple câble à quatre fils : le pilote informe le programme de la déclinaison visée et du côté du pied où se trouve l'instrument, deux renseignements qu'un câble d'impulsions ignore par construction. Deux erreurs de saisie reviennent sans cesse. La première consiste à entrer la focale de l'instrument principal au lieu de celle de la petite optique — tous les seuils s'en trouvent faux d'un facteur 2 à 4. La seconde consiste à oublier un réducteur ou une bague d'allonge qui a modifié la focale réelle. Un profil vaut pour un attelage : le jour où la caméra change de porteur, on refait le profil, on ne rectifie pas un champ au passage. L'ordre exact d'installation des pilotes, lui, appartient au tutoriel d'installation et de calibration.

De ces deux nombres, le programme tire l'échelle de guidage : combien de ciel couvre un pixel. La relation est celle de tout train optique — 206 265 × taille de pixel ÷ focale, les deux exprimées dans la même unité. Déroulons-la sur un attelage courant : une caméra monochrome à pixels de 3,75 µm derrière une Sky-Watcher EvoGuide 50DX — 242 mm de focale derrière un doublet à verre spécial, ouverture de 50 mm, rapport f/4,8, comptez 340 €. Le calcul donne 206 265 × 3,75 ÷ 242 000 = 3,20 ″/px. Poussons plus loin : le capteur mesure 4,8 × 3,6 mm, soit un champ de 68′ × 51′ — deux fois la pleine Lune en largeur, largement de quoi trouver une étoile utilisable où que pointe l'instrument. Ce nombre de 3,20 ″/px est celui auquel se rapporteront ensuite tous les écarts affichés ; la façon de les lire et de les juger est le sujet du guide consacré au RMS de guidage.

Un détail d'organisation qui vaut son pesant d'heures perdues. Le gestionnaire de profils accepte autant d'entrées que vous avez d'attelages, et il les exporte dans un petit fichier que rien n'empêche de ranger avec vos images. Nommez chaque entrée d'une façon parlante — le diamètre, la focale, le modèle de capteur — plutôt que « Profil 1 » : au bout de trois saisons, la liste déroulante devient illisible et l'on choisit au hasard. Exportez le fichier après chaque campagne réussie, et rangez-le à côté du carnet de la saison. Le jour où l'ordinateur portable rend l'âme en février, la restauration prend deux minutes au lieu d'une soirée de ressaisie sous une lampe frontale. La même prudence vaut pour l'ordinateur lui-même : un poste dédié, débarrassé des mises à jour automatiques et des économiseurs d'écran, évite l'interruption qui casse une nuit entière. Quelques amateurs préfèrent d'ailleurs un boîtier autonome à l'ordinateur classique — notre article sur le boîtier de pilotage tout-en-un décrit ce qu'on y gagne et ce qu'on y perd en liberté de réglage.

Le manuel de référence est catégorique sur ce point : la netteté de la caméra guide se soigne avec méthode, et une mise au point approximative produit un suivi approximatif. La raison tient au centroïde — une tache floue et étalée place son barycentre avec moins de fermeté qu'une tache serrée, et le bruit de fond y pèse davantage. La bonne façon de procéder consiste à ouvrir l'affichage du profil d'étoile pendant que la boucle tourne, puis à tourner la molette jusqu'à ce que le pic monte au plus haut et la largeur au plus étroit. Le chiffre affiché descend, remonte, redescend : on s'arrête au minimum, on bloque la bague. Sur les instruments qui ne pardonnent pas la manipulation, un moteur de mise au point Celestron (environ 295 €) supprime les vibrations que la main transmet à l'instrument pendant l'opération. La flexion différentielle entre les deux tubes — cette dérive lente que la boucle ne voit pas — a son propre guide sur ce site.

Le manuel recommande de démarrer avec des poses comprises entre 1 et 3 s : assez longues pour lisser l'agitation atmosphérique, assez courtes pour que la mécanique reçoive ses corrections à un rythme utile. Une fois la boucle lancée, résistez à la tentation de cliquer sur l'astre le plus brillant du champ : il est très souvent saturé, et le programme le signale d'ailleurs par un témoin rouge SAT dans la barre d'état. Une étoile saturée a un sommet plat, donc un barycentre instable. La sélection automatique fait mieux qu'une main humaine : elle retient jusqu'à 12 candidates du champ en écartant la saturation, les objets qui n'en sont pas, les astres trop proches d'un voisin et ceux collés au bord du capteur. Une magnitude 8 à 11 dans un champ ordinaire fait un excellent sujet ; le champ de 68′ calculé plus haut en contient presque toujours plusieurs, y compris à l'écart du plan galactique.

Un même mouvement du moteur horaire ne produit pas le même déplacement apparent selon l'endroit du ciel visé. La composante est-ouest se contracte proportionnellement au cosinus de la déclinaison : à 60° de latitude céleste, elle vaut la moitié de ce qu'elle vaut sur l'équateur ; à 80°, moins d'un cinquième. Une correction calibrée sur une cible équatoriale devient donc trop faible dès qu'on pointe la Petite Ourse, et trop forte au retour vers le Cocher. C'est précisément pourquoi une liaison par pilote vaut mieux qu'un câble à quatre fils : connaissant la déclinaison instantanée, le programme applique lui-même ce facteur et conserve une réponse homogène du zénith à la ceinture équatoriale. Sur une cible circumpolaire comme la nébuleuse de la Bulle, l'écart de comportement entre les deux liaisons se voit à l'œil dès la première demi-heure.

Deux autres phénomènes changent la donne en cours de nuit. Le premier est la réfraction atmosphérique différentielle : l'air courbe les rayons d'autant plus que la cible est basse, et il les courbe légèrement plus au bas du champ qu'à son sommet. Il en résulte une lente migration nord-sud, purement optique, qu'aucun réglage mécanique ne fera disparaître — elle devient sensible sous 25° de hauteur et cesse de peser au-dessus de 50°. La conclusion pratique est simple : on laisse une cible monter avant de l'attaquer, et l'on cesse de s'acharner quand elle plonge vers la brume. Le second est le retournement au méridien, cette bascule que toute monture allemande impose quand la cible franchit le sud. L'instrument change de côté, l'axe nord-sud s'inverse, et les repères établis à la calibration ne valent plus tels quels : on relance la procédure de calibration après la bascule, ou l'on emploie l'option qui retourne les repères automatiquement. La turbulence atmosphérique, elle, se dégrade elle aussi près de l'horizon, où l'épaisseur d'air traversée double dès 30° de hauteur.

Le manuel de dépannage pose un seuil chiffré que peu d'amateurs connaissent : la mise en station doit être à moins de 10′ du pôle céleste avant d'espérer un asservissement sain, et il ajoute que cela s'obtient en desserrant des vis et en tournant des molettes, jamais par informatique. La raison est physique. Une tête équatoriale mal orientée fait dériver l'astre en déclinaison de manière régulière et croissante ; la boucle la rattrape, corrige toujours dans le même sens, et cette correction permanente devient elle-même une source d'erreur — sans compter la rotation de champ qui, elle, ne se corrige d'aucune façon. Notre guide sur la mise en station équatoriale donne les méthodes de terrain ; l'affinage assisté par ordinateur fait l'objet d'un tutoriel distinct. Une tête équatoriale qui tient franchement ce seuil, comme la Sky-Watcher EQ6 SynScan (environ 1 400 €, port d'autoguidage à quatre fils intégré, capacité voisine de 18 kg), part avec une avance que trois heures de réglages logiciels ne rachètent pas.

Trois autres défauts se lisent en clair dans un journal de séance. Un déséquilibre franc de la charge fait travailler l'engrenage tantôt en poussée, tantôt en retenue, et le comportement change au passage du méridien : le guide consacré à l'équilibrage détaille le protocole axe par axe. Un câble qui accroche — le manuel insiste sur ceux qui relient la caméra guide — produit des sauts brusques que rien dans l'algorithme ne peut anticiper, et le même manuel range dans cette catégorie les micro-déplacements causés par la gravité changeante pendant que le suivi se poursuit. Enfin, le jeu de l'axe de déclinaison se manifeste quand le sens de rotation s'inverse : le moteur tourne, la charge ne bouge pas encore. Au-delà de trois secondes de rattrapage, la compensation automatique atteint sa limite et la correction sur un seul sens devient l'option raisonnable — c'est le domaine du tutoriel sur l'assistant de guidage et le rattrapage de jeu. Retenez la phrase du manuel : un défaut mécanique ne s'en va jamais de lui-même, il revient toujours mordre.