Apprendre
Le multi-star guiding
Une étoile guide isolée ne dit jamais où elle se trouve : elle dit où l'atmosphère l'a posée pendant la seconde qui vient de s'écouler. Depuis l'automne 2020, PHD2 sait interroger jusqu'à neuf étoiles au même instant et n'envoyer à la monture que la synthèse de leurs témoignages. Cette page démonte le calcul exact — le poids attribué à chaque étoile, la garde qui empêche l'algorithme de dégrader la correction —, montre où la case se coche, et dérive la formule qui dit combien de bruit de mesure vous gagnez vraiment. Elle nomme aussi les trois manœuvres qui ramènent le programme à une seule étoile sans le moindre message. Le matériel qui remplit le champ de candidats arrive en fin de page.
- 12
- les candidats que la sélection automatique retient au maximum dans le champ de la caméra secondaire
- 9
- les étoiles moyennées au même instant ; les trois autres attendent de remplacer une perdue
- 1.5 px
- le diamètre à mi-flux plancher d'un candidat, la garde qui écarte les pixels chauds
- 6
- le rapport signal sur bruit sous lequel une étoile est refusée par la sélection automatique
- 2 ″/px
- l'échelle du train secondaire sous laquelle l'assistant de profil relâche aussi le contrôle de masse
Le fond du problème
Ce que l'atmosphère fait à une étoile prise seule
Le déplacement lu sur une étoile unique mélange deux choses de nature opposée : la dérive réelle de la monture, qu'il faut corriger, et l'agitation de l'air, qu'il faut ignorer. Séparer les deux tient à un raisonnement de statistique élémentaire.
Deux signaux superposés dans la même mesure
Entre deux poses de la caméra secondaire, le programme calcule le barycentre lumineux de l'étoile suivie et le compare à la position de référence. L'écart obtenu contient la dérive mécanique — vis sans fin, mise en station imparfaite, flexion — mais aussi le tremblement optique que la colonne d'air impose à ce point précis du ciel. Sur une pose d'une seconde, ce tremblement atteint couramment quelques dixièmes de seconde d'arc, et il se renouvelle à chaque image. Corriger dessus revient à courir derrière l'air : la monture reçoit des impulsions qui répondent à un mouvement que le capteur d'imagerie, lui, moyenne tranquillement pendant ses cinq minutes de pose. Le manuel de PHD2 pose la règle qui commande tout le reste : la précision d'un barycentre est proportionnelle au rapport signal sur bruit de l'étoile qui le porte. Une étoile faible tremble davantage dans la mesure, indépendamment de ce que fait la monture.
Le tremblement de deux étoiles voisines n'est pas le même
Voilà le point sur lequel tout repose. La dérive mécanique déplace le champ entier d'un bloc : les neuf étoiles la subissent à l'identique. L'agitation atmosphérique, elle, travaille sur des cellules de quelques dizaines de centimètres qui traversent l'ouverture, et deux étoiles séparées de 20′ dans le champ ne voient pas les mêmes cellules au même instant. Leurs tremblements sont donc largement indépendants. Moyennez-les, et la composante commune — la dérive — reste intacte pendant que la composante indépendante — le bruit — s'affaisse. C'est exactement l'opération que le mode multi-étoiles applique, et c'est pourquoi il ne touche jamais à la partie du signal qu'il faut corriger. Le sujet voisin du choix de la durée de pose de la caméra secondaire, qui lisse ce même tremblement par un autre moyen, est traité dans le tutoriel des réglages avancés.
Le calcul
Le poids de chaque étoile, et la garde du programme
Le centroïde composite n'est pas une moyenne simple : chaque étoile pèse ce que vaut sa mesure, et le résultat n'est retenu que s'il améliore la situation.
Un poids qui vaut un rapport de rapports
Le code de la routine d'affinage est explicite. La primaire ouvre la somme avec un poids de 1 et son propre écart. Chaque étoile secondaire retrouvée dans sa fenêtre y ajoute son écart multiplié par un poids égal à son rapport signal sur bruit divisé par celui de la primaire. La somme est ensuite divisée par le total des poids. Une secondaire deux fois moins nette compte donc moitié moins dans le verdict, ce qui est la traduction directe du principe cité plus haut. Notez la sobriété du choix : la pondération statistiquement optimale serait en carré du rapport signal sur bruit, pas en valeur simple. Les auteurs ont préféré la version prudente, qui donne moins de pouvoir aux étoiles les plus brillantes et encaisse mieux un candidat dont la brillance varie sous un voile.
Le composite ne passe que s'il est plus court
Vient ensuite la ligne qui explique pourquoi le manuel affirme qu'il n'existe pratiquement aucun moyen pour cette fonction de dégrader le guidage. Une fois la moyenne pondérée obtenue, le programme compare sa longueur à celle de l'écart de la primaire seule. Si le vecteur composite est plus long, il est jeté et c'est la mesure de la primaire qui part vers la monture. Autrement dit, l'algorithme ne se sert des secondaires que lorsqu'elles réduisent l'amplitude de la correction — précisément le comportement attendu d'un bruit qui s'annule. Deux autres garde-fous accompagnent ce test : une secondaire dont l'écart dépasse 2,5 fois l'écart-type courant de la primaire est comptée en échec, et sa position de référence est remise à plat passé dix récidives ; une secondaire qui ne bouge d'aucun pixel sur ses deux axes est éjectée sur-le-champ, le commentaire du code disant pourquoi — c'est un pixel chaud, pas une étoile —, et celle qui rend un déplacement rigoureusement nul sur un seul axe voit son compteur monter jusqu'à 5 avant de subir le même sort.
La sélection
Douze candidats, neuf en service
La liste se constitue à la sélection automatique, une seule fois, et elle se maintient toute seule ensuite. Trois seuils décident de ce qui mérite d'y figurer.
Une réserve de trois étoiles, et un affichage qui les distingue
La fonction de recherche automatique balaie l'image et retient au plus douze objets de taille et de brillance acceptables. Neuf au maximum servent au même instant ; les trois restantes constituent une réserve, appelée dès qu'une étoile en service sort du cadre ou faiblit sous le seuil. Ce roulement se fait sans intervention et sans arrêt du guidage. L'écran vous le montre : la primaire garde le rectangle de suivi habituel, les secondaires reçoivent chacune un cercle. Toutes les valeurs affichées ailleurs dans l'interface — brillance, rapport signal sur bruit, diamètre à mi-flux — se rapportent à la seule primaire, jamais à l'ensemble. Un détail vaut d'être connu : lorsque le mode est actif, la barre d'état remplace l'indicateur de saturation par un compteur du type 7/12, soit les étoiles employées sur les candidates disponibles.
Trois seuils, et la raison de chacun
Un candidat doit franchir trois filtres. Le diamètre à mi-flux minimal, réglé d'usine à 1,5 px, écarte les amas de pixels chauds qu'un capteur non refroidi sème dans le noir : un point trop petit pour être une étoile n'est pas une étoile. Le diamètre maximal, à 5,0 px, écarte l'inverse — une paire serrée non résolue, un reflet interne, une tache de bruit étalée, une chevelure de comète. Le troisième filtre porte sur la brillance de crête : la valeur de saturation, exprimée dans l'unité brute du convertisseur, vaut 255 sur une caméra codée en 8 bits et se situe au-delà de 65 000 sur une caméra en 16 bits. Le programme fuit les étoiles saturées, dont le sommet aplati ruine le calcul du barycentre, et n'en accepte une qu'en dernier recours. S'y ajoute un plancher de rapport signal sur bruit fixé à 6, qui s'applique à la primaire comme aux secondaires — le manuel réserve ce dernier réglage aux utilisateurs avertis, parce qu'une valeur trop haute peut ne plus rien sélectionner du tout.
| Réglage | Valeur d'usine | Ce qu'il commande |
|---|---|---|
| Use multiple stars | coché | arme la moyenne pondérée ; décoché, seule la primaire pilote la monture |
| Search region | 15 px de rayon | la fenêtre de 30 × 30 px où chaque étoile est retrouvée d'une pose à l'autre |
| Minimum star HFD | 1,5 px | le plancher de taille : en dessous, c'est un pixel chaud, pas une étoile |
| Maximum star HFD | 5,0 px | le plafond : au-dessus, couple serré, reflet interne ou tache de bruit |
| Minimum star SNR for AutoFind | 6 | le seuil d'admission, primaire et secondaires confondues ; réservé aux experts |
| Auto-selection frame downsample | Auto | le sous-échantillonnage de l'image d'analyse, à monter si des étoiles déformées sont ignorées |
| Star mass detection | décoché | surveillance dépréciée du flux ; l'assistant de profil la laisse fermée sous 2,0 ″/px |
| Aucune ligne ne correspond au filtre. | ||
Le geste
Armer la fonction, puis vérifier qu'elle tourne
Cinq gestes suffisent, dont un seul se fait dans les réglages. Les quatre autres se passent devant l'écran, boucle lancée.
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Ouvrez l'onglet Guiding du bouton cerveau
La case « Use multiple stars » y est cochée d'origine, et l'assistant de profil la coche également à chaque nouveau profil d'équipement. Vérifiez-la tout de même : un profil hérité d'une installation ancienne peut arriver avec la case ouverte.
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Soignez la mise au point de la caméra secondaire avant tout le reste
Une étoile floue déborde du plafond de 5,0 px et sort de la liste ; une étoile faible passe sous le plancher de rapport signal sur bruit. La netteté du train secondaire décide donc du nombre de candidats bien avant l'algorithme. L'outil de profil d'étoile intégré donne le diamètre à mi-flux en direct.
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Lancez la boucle, puis la sélection automatique
Le raccourci clavier suffit. C'est le point qui piège : cliquer soi-même sur une étoile qu'on trouve belle ramène le programme au suivi mono-étoile, sans avertissement. La liste ne se constitue que par la voie automatique.
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Comptez les marques à l'écran
Un rectangle, puis des cercles répartis dans le champ. Le compteur de la barre d'état confirme : 9/12 annonce une liste pleine, 2/2 signale un champ pauvre où la fonction n'aura presque rien à moyenner.
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Laissez tourner dix minutes, puis décochez et comparez
Le mode s'active et se désactive pendant le guidage — décocher relance simplement une sélection automatique. Deux séries de dix minutes sur la même cible, la même nuit, à la même hauteur : c'est la seule comparaison qui vaille, la lecture des courbes et de l'écart quadratique moyen étant traitée dans son tutoriel dédié.
Le piège
Trois manœuvres qui éteignent la fonction sans le dire
La case reste cochée, l'écran ne signale rien, et pourtant le programme ne suit plus qu'une étoile. Les trois cas se reconnaissent au compteur de la barre d'état, qui retombe à 1.
Sélection manuelle, sous-trame, suivi de comète
Le premier cas est le plus fréquent : désigner soi-même l'étoile d'un clic. La liste ne se constitue pas, la moyenne n'a rien à moyenner. Le second est mécanique : si la caméra secondaire travaille en sous-trame — cette lecture partielle du capteur qui accélère la cadence sur les modèles lents —, le programme ramène d'office la taille de liste à une seule étoile, puisque les secondaires vivent hors de la fenêtre lue. Le troisième surprend même les habitués : activer le suivi de comète, qui fait dériver la position de verrouillage à une vitesse imposée, désactive le mode multi-étoiles pour la durée de la séance et restaure ensuite votre réglage. La raison tient à la géométrie : les secondaires sont repérées par leur écart à la primaire, et cet écart cesse d'avoir un sens quand la référence se déplace volontairement. À cela s'ajoute une contrainte de calibration : la liste se reconstruit à chaque sélection automatique, donc après tout changement de focale, de binning ou de matériel.
Le rendement
Le champ décide avant l'algorithme
La question n'est pas de savoir si la fonction marche, mais si votre train secondaire lui fournit de quoi travailler. Deux images prises avec le même astrographe suffisent à le montrer.
Soixante-huit fois moins de ciel derrière un diviseur optique
Posons les nombres. Une lunette-guide courante de 50 mm à f/4,8 délivre 242 mm de focale ; derrière elle, un petit capteur monochrome de 1280 × 960 photosites de 3,75 µm mesure 4,80 × 3,60 mm et couvre donc 1,14° × 0,85°, soit 68′ × 51′. Le même capteur placé sur le diviseur optique d'un Schmidt-Cassegrain de 2 000 mm ne voit plus que 8,3′ × 6,2′. Le rapport des surfaces vaut (2 000 ÷ 242)², c'est-à-dire 68 : à densité stellaire égale, le champ étroit offre soixante-huit fois moins de candidats. Voilà pourquoi la liste tombe à deux ou trois étoiles derrière un prisme, et pourquoi le gain devient anecdotique en longue focale — cas traité pour lui-même dans le tutoriel du guidage au diviseur optique.
La région du ciel pèse autant que l'optique
Le second facteur ne se règle nulle part : c'est l'endroit où vous pointez. Les deux photographies de cette page sortent du même attelage — un astrographe de 203 mm à 800 mm de focale ouvert à f/3,9, sur une équatoriale allemande guidée sous PHD2. La première vise l'amas double de Persée, NGC 869 et NGC 884, en plein plan galactique : les étoiles s'y comptent par centaines et la liste se remplit en une seconde. La seconde vise la chaîne de Markarian autour de M84 et de M86, à plus de 70° du plan galactique, là où le fond stellaire s'effondre : les galaxies dominent le cadre et les étoiles de premier plan se comptent sur les doigts. Une même monture, une même caméra secondaire, deux nuits qui n'auront pas le même compteur en bas de l'écran.
Avantages
- Champ riche du plan galactique : la liste monte à neuf étoiles employées, le bruit de mesure baisse de moitié ou davantage
- Poses secondaires courtes, d'une demi-seconde à une seconde, imposées par une monture à défauts rapides : c'est là que la moyenne rend le plus
- Seeing agité, où le tremblement domine la mesure devant la dérive mécanique
- Aucun coût : la fonction est gratuite, se coche en une seconde et se compare le soir même
Inconvénients
- Diviseur optique en longue focale : deux ou trois candidats au mieux, le gain se perd dans les arrondis
- Champ de galaxies à haute latitude galactique, où les étoiles de premier plan manquent
- Écart quadratique moyen déjà très inférieur à l'échelle d'image : la marge existe, l'amélioration ne se verra pas sur les brutes
- Défaut mécanique dominant — jeu, erreur périodique, flexion : la moyenne le transporte intact
Les mesures de terrain, et ce qu'elles valent
Les chiffres circulant sur les forums méritent d'être lus comme des témoignages, pas comme des garanties : ils viennent d'attelages différents sous des ciels différents. Un observateur ayant comparé deux mois de séances rapporte une amélioration d'environ 9,5 % sur l'écart quadratique moyen. D'autres relèvent des valeurs passant de 0,4-0,8″ en mono-étoile à 0,3-0,4″ avec cinq étoiles ou plus, ou encore une plage de 0,6-1,2″ ramenée à 0,4-0,6″. Ces ordres de grandeur collent bien à la formule posée plus haut : avec des étoiles de brillances très inégales, la somme des poids reste modeste et la réduction se compte en pourcents, pas en facteurs. La seule mesure qui vous concerne est la vôtre, faite la même nuit sur la même cible — et c'est aussi la raison pour laquelle le manuel conclut sa section par une invitation à essayer plutôt que par une promesse.
Le matériel qui remplit le champ de candidats
Trois maillons décident du nombre d'étoiles que l'algorithme aura sous la main. Le premier est l'optique secondaire : un tube court et lumineux ouvre le champ. Vendue 342,19 €, la Sky-Watcher EvoGuide 50DX ouvre 50 mm à f/4,8 : elle cadre un peu plus d'un degré avec un petit capteur et rend des points nets jusque dans les angles — deux qualités qui se traduisent directement en candidats supplémentaires. Le deuxième maillon est le capteur : c'est sa surface, et non sa finesse, qui fixe la portion de ciel analysée. Sur le train secondaire, on préfère donc un format généreux et sensible à un modèle très résolvant, et l'on écarte les capteurs couleur, dont la mosaïque de filtres retire du signal à chaque photosite exactement là où l'algorithme en réclame. Le troisième maillon est la mécanique : une moyenne pondérée ne rattrape aucun jeu, si bien qu'une monture comme la Sky-Watcher EQ6 SynScan, dimensionnée pour porter un tube d'astrophotographie sans céder au moindre souffle, reste le vrai plancher de performance. Une autre voie existe enfin pour qui veut s'affranchir du choix d'une étoile : le Celestron StarSense Autoguider recale l'instrument sur l'ensemble du champ plutôt que sur un point, une approche décrite dans le guide du principe de l'autoguidage. Prix relevé début août 2026.
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Autour de la boucle de guidage
Comprendre le RMS de guidage L'indicateur sur lequel vous jugerez le gain : ce que l'écart quadratique moyen mesure vraiment, comment le rapporter à l'échelle de votre image, et où placer la barre. 
L'autoguidage : principe et matériel La boucle complète, du chercheur secondaire à l'impulsion envoyée à la monture : ce que corrige l'asservissement, ce qu'il laisse passer, et comment choisir les deux pièces du train. Le diviseur optique et son champ étroit Là où la moyenne multi-étoiles trouve ses limites : prélever l'étoile dans le faisceau principal, placer le prisme, et travailler avec les deux ou trois candidats disponibles. L'échantillonnage, seconde d'arc par pixel Le nombre qui dit si votre écart de guidage se verra sur les brutes : la formule, le calcul mené bout en bout, et la fourchette à viser selon le seeing du site. Neuf étoiles ne remplacent pas une bonne mécanique
La moyenne pondérée efface le tremblement de l'air ; le reste se joue sur le tube secondaire, la rigidité du montage et la monture qui porte l'ensemble. Notre sélection d'astrophotographie, du chercheur-guide au train complet.