Apprendre
Les amas globulaires Palomar
Quinze amas globulaires sortis d'un jeu de plaques photographiques dans les années 1950, et une liste que beaucoup d'observateurs abandonnent après trois cibles. La raison tient dans un chiffre : la magnitude imprimée en face de chaque nom décrit une somme de lumière, jamais la densité à laquelle cette lumière arrive sur la rétine. Cette page recalcule les quinze, une par une, désigne celui qui se voit vraiment et les cinq qui resteront hors d'atteinte, puis chiffre les deux leviers qui décident — la noirceur du site et le grossissement, dans cet ordre. La technique ordinaire des globulaires et la classification de concentration vivent dans le guide « Chasser les amas globulaires » ; les onze Terzan du bulbe, encore un cran plus bas, ont leur page à eux.
- 15
- amas globulaires catalogués Pal 1 à Pal 15, dont deux seulement figuraient déjà dans les registres du XIXᵉ siècle
- 9.28 mag
- l'éclat intégré de Pal 9, alias NGC 6717 : le seul de la série qu'un 200 mm attrape sans discussion
- 25.08
- la brillance de surface calculée de Pal 14, en magnitudes par seconde d'arc carrée — trois magnitudes et demie sous un très bon fond de ciel
- 356200 al
- la distance de Pal 4, plus loin que les Nuages de Magellan et presque au bord du halo galactique
- 300 ×
- le grossissement de travail sur un 254 mm : c'est lui qui noircit le fond, pas le diamètre seul
Le périmètre
Quinze taches trouvées sur du verre
La série tient son unité d'un relevé photographique dont les plaques, numérisées depuis, servent aujourd'hui de carte de terrain à l'observateur.
Ce que cette page tranche, et les deux voisines qui prennent le reste
Trois pages de ce site parlent d'amas globulaires, et elles se partagent le terrain proprement. La méthode courante — repérer, grossir, granuler la périphérie puis le cœur, et lire la classe de concentration qu'un catalogue affiche — appartient au guide Chasser les amas globulaires. Les objets du bulbe que l'extinction interstellaire éteint au point de les rendre invisibles même à 400 mm forment la matière du guide Les amas Terzan, un étage plus bas que celui-ci. Reste ce qui est traité ici : la série Palomar, sa comptabilité de lumière, son verdict objet par objet. Le mécanisme qui explique tout — l'écart entre une magnitude totale et une brillance de surface — est établi et chiffré dans Observer les galaxies : la bonne technique. Il sert ici d'outil, appliqué à quinze cas réels.
Le survol qui a mis quinze amas au catalogue
Entre le 11 novembre 1949 et le 10 décembre 1958, le Schmidt de 48 pouces du mont Palomar a photographié le ciel visible depuis la Californie pour le compte de la National Geographic Society : 936 paires de plaques de verre de 36 cm de côté, chacune couvrant 6° de ciel, une en émulsion bleue Kodak 103a-O et une en émulsion rouge 103a-E, jusqu'à la 22ᵉ magnitude environ. Le relevé descendait au sud jusqu'à −34° de déclinaison. En dépouillant ces plaques, George Abell, Albert Wilson, Walter Baade, Robert Harrington et Fritz Zwicky ont isolé une famille d'objets ronds, granuleux, qu'aucun observateur visuel n'avait signalés : quinze amas globulaires appartenant bel et bien à la Voie lactée, mais si ténus qu'ils avaient traversé un siècle et demi de balayages sans être vus. Deux seulement portaient déjà un nom : Pal 7 est l'IC 1276 de Lewis Swift, relevé en 1889, et Pal 9 est le NGC 6717 que William Herschel avait noté le 7 août 1784.
Ces mêmes plaques préparent aujourd'hui votre soirée
Le verre a été numérisé. Entre 1983 et 2006, le Space Telescope Science Institute a passé les plaques du relevé au microdensitomètre pour produire le Digitized Sky Survey : la première génération, publiée en 1994 sur cent deux disques optiques, échantillonne à 25 micromètres, soit 1,7″ par point ; la seconde, achevée en 2006, descend à 1,0″ et intègre les clichés du second relevé réalisé avec le même Schmidt rebaptisé Oschin. Conséquence pratique pour l'observateur d'aujourd'hui : le champ exact que scrutaient Abell et Wilson s'affiche gratuitement sur un écran, à l'échelle que vous voulez. Ouvrez la position, cadrez sur 15′, imprimez en négatif, et vous emportez sur le terrain le document même qui a servi à la découverte — avec le motif d'étoiles de repère qu'aucun atlas commercial ne descend chercher. C'est la préparation qui fait la différence entre une tentative et une nuit perdue à balayer.
L'arithmétique
Recalculer les quinze, colonne par colonne
Une opération d'une ligne convertit les deux nombres du catalogue en densité de lumière, et le classement qui en sort désigne les cibles atteignables comme ses propres exceptions.
Trois nombres suffisent à changer le classement
Un catalogue donne deux nombres par amas : un éclat intégré et un diamètre apparent. Étalez le premier sur la surface qu'annonce le second et vous obtenez la densité de lumière que l'œil reçoit réellement, en magnitudes par seconde d'arc carrée. L'opération tient sur une ligne et se fait de tête à la virgule près. Elle réordonne complètement la série : Pal 11 brille à 9,80 mag, un chiffre qui promet une cible de jumelles, mais ses 10′ de diamètre diluent cette lumière jusqu'à 23,4 mag par seconde d'arc carrée. Pal 13, quarante fois plus faible en éclat total à 13,80 mag, tient l'essentiel de sa lumière dans 0,7′ et ressort à 21,6 — soit une densité plus de cinq fois supérieure. Le second est vu là où le premier se dérobe, et aucune des deux magnitudes imprimées ne le laissait deviner.
| Amas | Constellation | Éclat intégré | Diamètre | Brillance calculée | Écart au ciel |
|---|---|---|---|---|---|
| Pal 1 | Céphée | 13,18 mag | 2,8′ | 24,04 | +2,54 |
| Pal 2 | Cocher | 13,04 mag | 2,2′ | 23,38 | +1,88 |
| Pal 3 | Sextant | 14,26 mag | 1,6′ | 23,91 | +2,41 |
| Pal 4 | Grande Ourse | 14,20 mag | 1,3′ | 23,40 | +1,90 |
| Pal 5 | Serpent | 11,75 mag | 8,0′ | 24,89 | +3,39 |
| Pal 6 | Ophiuchus | 11,55 mag | 1,2′ | 20,57 | −0,93 |
| Pal 7 (IC 1276) | Serpent | 10,34 mag | 8,0′ | 23,48 | +1,98 |
| Pal 8 | Sagittaire | 11,02 mag | 5,2′ | 23,23 | +1,73 |
| Pal 9 (NGC 6717) | Sagittaire | 9,28 mag | 5,4′ | 21,57 | +0,07 |
| Pal 10 | Flèche | 13,22 mag | 4,0′ | 24,86 | +3,36 |
| Pal 11 | Aigle | 9,80 mag | 10,0′ | 23,43 | +1,93 |
| Pal 12 | Capricorne | 11,99 mag | 2,9′ | 22,93 | +1,43 |
| Pal 13 | Pégase | 13,80 mag | 0,7′ | 21,65 | +0,15 |
| Pal 14 | Hercule | 14,74 mag | 2,2′ | 25,08 | +3,58 |
| Pal 15 | Ophiuchus | 14,00 mag | 3,0′ | 25,01 | +3,51 |
| Aucune ligne ne correspond au filtre. | |||||
Ce que la colonne de droite dit, et l'exception qu'elle contient
Onze des quinze rendent une lumière plus diffuse que le fond du ciel d'un très bon site. Pal 14, Pal 15, Pal 5 et Pal 10 flottent entre 3,3 et 3,6 magnitudes en dessous : à ce régime, l'amas verse sur la rétine à peu près 4 % de ce que la nuit y verse déjà. Deux membres tiennent la comparaison, Pal 9 et Pal 13, tous deux à moins d'un dixième de magnitude du fond. Et Pal 6 sort du tableau par le haut, à 20,57 : sur le papier, le plus dense des quinze. Il reste pourtant très difficile, pour une raison que l'arithmétique ne voit pas — l'amas se tient à trois degrés du centre galactique, derrière un voile de poussière qui absorbe son rayonnement, et son 1,2′ de diamètre catalogué décrit un noyau, pas l'étendue réelle d'un objet classé XI, c'est-à-dire parmi les plus lâches qui soient. Un calcul de densité corrige une magnitude ; il ne corrige pas un champ d'étoiles surchargé du Sagittaire voisin.
Le vrai signal d'alarme : un grand diamètre affiché
Feuilletez la colonne des tailles et le classement des difficultés se lit presque directement. Les 8′ de Pal 5 et les 10′ de Pal 11 sont des condamnations : l'éclat que ces amas possèdent part se noyer sur une surface énorme. Pal 5 mérite d'ailleurs le détour intellectuel, parce que sa dilution a une cause mesurée — la Voie lactée le démantèle. L'amas ne pèse plus que 30 000 masses solaires et traîne derrière lui un ruban d'étoiles arrachées long de 30 000 al, l'un des courants de marée les mieux cartographiés du halo. Ce que vous cherchez à l'oculaire est un résidu en cours de dissolution, et sa brillance de surface calculée à 24,89 raconte précisément cette dissolution. À l'inverse, une taille sous 1,5′ concentre le peu de lumière disponible et rend l'objet détectable, à condition de le grossir assez pour qu'il cesse de ressembler à une étoile faible du champ.
Le site
Ce que la noirceur du ciel achète, et ce qu'elle ne rattrape pas
Une échelle de sites, traduite en amas gagnés
Un ciel périurbain plafonne vers 19,5 à 20,5 magnitudes par seconde d'arc carrée. Une campagne correcte donne 21,0. Un site classé bon monte à 21,3-21,6, et c'est la fourchette dans laquelle il faut se placer pour entamer sérieusement la série : 21,5 est le seuil au-delà duquel les écarts de la colonne de droite deviennent franchissables un à un. Le déplacement paie plus que l'achat, et la différence se compte en objets : entre un fond à 20,5 et un fond à 21,5, un amas dont la brillance vaut 22,9 passe d'un écart de 2,4 magnitudes à un écart de 1,4. Le repérage du site est traité dans le guide Trouver un ciel sombre ; le choix de la nuit relève de la transparence, que le guide Seeing et résolution distingue du calme de l'air.
Sous 300 mm et sous un ciel ordinaire, la plupart restent hors du champ perceptible
Cette phrase est la plus utile de la page. Avec un 200 mm ou un 250 mm depuis une campagne moyenne, comptez sur Pal 9, parfois Pal 7, et sur une longue série de soupçons que vous ne pourrez pas confirmer. Le reste demande 350 à 400 mm et un site de haute qualité, et même là plusieurs membres se limitent à une différence de grain perçue par intermittence. Il s'agit d'une propriété des objets, mesurée dans le tableau ci-dessus, et l'échec de détection est le résultat correct — les comptes rendus les plus solides de la littérature amateur disent exactement cela. Barbara Wilson, qui a établi la référence d'observation de la série, note à propos de Pal 1 qu'il faut savoir exactement où regarder, l'amas étant plus difficile que sa magnitude publiée ne l'annonce. Le carnet prend alors toute sa valeur : la mention d'une tentative infructueuse, avec l'heure, le grossissement et la qualité du ciel, vaut une détection — le guide Tenir un carnet d'observation en donne le format.
Un filtre à bande étroite retire de la lumière et n'apporte rien
La question revient à chaque programme difficile, et la réponse est arithmétique : un amas globulaire rayonne comme les milliers d'étoiles qui le composent, sur toutes les longueurs d'onde à la fois. Un OIII ou un UHC coupe la quasi-totalité de ce spectre pour ne laisser passer qu'une fenêtre étroite ; l'amas s'assombrit, le fond s'assombrit d'autant, et l'écart de la colonne de droite reste identique au dixième près. Ces filtres travaillent sur les nébuleuses en émission et les nébuleuses planétaires, où la lumière est concentrée dans quelques raies — la démonstration chiffrée en magnitudes est menée dans le guide Observer les galaxies : la bonne technique, et le guide Choisir ses filtres visuels range chaque référence à son usage. Sur les Palomar, l'argent d'un filtre est mieux placé dans un plein d'essence vers un site à 21,5.
Le levier
Le grossissement qui éteint le fond
Le grossissement agit sur l'observateur plutôt que sur l'objet, et cette action se traduit en une séquence d'oculaires qui va du repérage à la confirmation.
Le contraste ne bouge pas ; le seuil de l'œil, si
Voici le point que les listes recopiées passent sous silence. Grossir un objet étendu abaisse sa densité de lumière et celle du fond dans la même proportion : le rapport entre les deux ne change pas d'un iota. Ce qui change, c'est la capacité de l'œil à trancher ce rapport, et cette capacité dépend de deux choses — la taille sous laquelle la tache se présente, et le niveau d'éclairement de la rétine. Roger Clark a mesuré et publié l'essentiel : une plage très faible se détecte au mieux lorsqu'on l'amène à occuper environ 100′ de champ apparent, avec un optimum large qui tolère un facteur 2 de part et d'autre. Traduit en gestes, cela signifie qu'un amas catalogué 0,7′ réclame déjà 143 × pour atteindre cette taille utile, et que le noyau visuellement détectable d'un amas catalogué 3′ — souvent le tiers de son étendue photographique — en réclame près de 100 ×. Le geste consistant à chercher un objet faible à faible grossissement est le contresens le plus répandu de la discipline.
Deuxième effet, celui qui fait toute la différence sur les Palomar
Au-delà de cette taille utile, pousser encore continue de payer, pour une raison distincte : le fond de ciel s'assombrit jusqu'à passer sous le seuil où la rétine le perçoit comme une nappe grise. La tache, elle, reste étalée sur assez de récepteurs pour que le système visuel l'intègre. C'est ce régime qu'exploitent les observateurs de la série. Doug Snyder a confirmé Pal 9 à 212 × dans un télescope de 508 mm en le qualifiant de très aisé, puis a passé près d'une heure sur Pal 15 à 423 × dans le même instrument, en vision décalée soutenue et en profitant des instants de calme atmosphérique, pour n'obtenir qu'une détection intermittente. Rapportés à la pupille de sortie, ses deux réglages correspondent à 106 × et 212 × sur un 254 mm — la fourchette de travail à retenir. Le plafond arrive quand l'agitation de l'air étale la tache : le guide Seeing et résolution fixe ce plafond, et la manière dont le régime d'éclairement se règle par la pupille de sortie est établie dans Observer les galaxies : la bonne technique.
| Oculaire | Grossissement | Taille rendue à un noyau de 1,5′ | Rôle dans la séquence |
|---|---|---|---|
| 26 mm | 46 × | 69′ | cadrer la zone et poser les derniers sauts d'étoiles |
| 16 mm | 75 × | 113′ | vérifier le motif d'étoiles repère et centrer |
| 8 mm | 150 × | 225′ | premier régime de détection, vision décalée |
| 8 mm + Barlow 2× (4 mm) | 300 × | 450′ | confirmation : le fond noircit, le grain persiste |
| 8 mm + Barlow 3× (2,7 mm) | 450 × | 675′ | réservé aux nuits très calmes, sur les plus petits noyaux |
| Aucune ligne ne correspond au filtre. | |||
Ce que cette séquence coûte, et où elle se trouve
La série demande donc trois focales et un doubleur, montés sur le plus grand miroir qu'on puisse transporter. Pour le repérage, le Svbony SV154 de 26 mm ouvre 70° au coulant de 50,8 mm et donne 46 × sur 1 200 mm, à 71,99 €. Le palier intermédiaire revient à l'Explore Scientific 68° de 16 mm, net jusqu'au bord sur un tube ouvert, 75 × pour 96,00 €. Le régime de détection appartient au POFET TMB de 8 mm, qui donne 150 × pour 44,99 € — la pièce la plus utilisée du programme. Le doublement se fait avec la Celestron X-Cel LX 2× à 111,95 € quand le piqué compte plus que le budget, ou la Svbony SV137 2× à 29,99 € pour tester le principe avant d'investir. Côté miroir, le Sky-Watcher Skyliner 250PX (254 mm à f/4,7, 763,73 €) et l'Omegon Advanced X 254/1250 (706,00 €) constituent le haut de ce que ce site propose. Enfin, aucune de ces cibles n'est atteignable au chercheur d'origine : le Bresser Messier 8×50, à 95,89 €, montre les étoiles de 9 à 10 mag sur lesquelles les derniers sauts s'appuient. Prix relevés fin juillet 2026 ; le choix d'une gamme complète d'oculaires pour un tube ouvert est détaillé dans le guide Gamme d'oculaires pour Dobson f/4.
La cible qui passe
Pal 9, ou NGC 6717 : la seule entrée franche
Le noyau réellement perçu, recalculé à part du halo photographique, explique cette accessibilité, et l'étoile-repère voisine fournit à la fois le chemin et la difficulté.
Pourquoi celui-là et pas un autre
Le tableau donne 21,57 pour Pal 9, à peine plus diffus qu'un très bon ciel. Le chiffre est déjà favorable, et la réalité de l'oculaire est meilleure encore, parce que le 5,4′ catalogué décrit un halo photographique dont l'œil ne voit rien. Reprenez le calcul sur le noyau que les observateurs décrivent, une tache d'environ 1,5′ : la brillance passe à 18,8 magnitudes par seconde d'arc carrée, soit près de 3 magnitudes au-dessus du fond d'un bon site. Voilà l'écart mesuré entre le nombre imprimé et la réalité perceptive, et voilà pourquoi cet amas se laisse prendre par un 200 mm quand ses quatorze frères résistent à des instruments deux fois plus grands. Herschel l'avait d'ailleurs relevé le 7 août 1784, à une époque où personne ne soupçonnait qu'il rejoindrait un jour une liste de défis.
Le trouver : ν² Sagittarii, et la gêne qu'elle apporte
L'amas se tient juste au sud de ν² Sagittarii, une étoile de 5 mag repérable dans un chercheur de 50 mm depuis la queue du Sagittaire. Cette proximité est à la fois le chemin et l'obstacle : l'étoile éclabousse le champ et masque le peu de contraste disponible. La parade se fait en deux temps — centrer ν² à 75 ×, puis la sortir volontairement du champ en montant à 150 × ou 300 ×, l'amas restant seul dans le noir. Le voisinage offre par ailleurs une nuit entière de repères confortables pour caler l'œil avant de chercher du difficile : M22 à quelques degrés, M28 près de λ Sgr, puis M55, M69 et M70. La carte détaillée du Sagittaire donne les chemins.
Le refus assumé
Pal 1, 3, 4, 13 et 15 : ce que vous n'aurez pas
Cinq dossiers, cinq causes distinctes
Pal 3 et Pal 4 sont des objets de halo lointain, à 302 300 et 356 200 al : leurs 1,6′ et 1,3′ concentrent une lumière que la distance a déjà presque épuisée, et les rapports d'observation les décrivent comme confirmables seulement sous un ciel exceptionnel, après un long temps de fixation. Pal 14 et Pal 15 ferment la marche du tableau, à 25,08 et 25,01 ; Barbara Wilson tient le second pour le plus difficile des quinze. Pal 13 présente le cas inverse et instructif : sa densité de 21,65 est excellente, mais ses 0,7′ le déguisent en étoile faible parmi les étoiles faibles de Pégase — c'est un problème de reconnaissance, pas de photons, et il se règle au grossissement plutôt qu'au diamètre. Pal 1 enfin illustre le titre de cette page : à 13,18 mag pour 2,8′, il se cache à 24,04, deux magnitudes et demie sous le fond d'un bon site.
Avantages
- Pal 9 : une confirmation nette dès 200 mm sous un ciel de campagne, avec un noyau qui répond au grossissement
- Pal 7 : 8′ diffus, mais un éclat de 10,34 mag qui le rend soupçonnable dès 250 mm sur un site correct
- Pal 13 : une densité de 21,65 qui le met à portée d'un 300 mm, dès lors qu'on monte à 200 × pour le distinguer du champ
- Pal 12 : à 22,93, le premier des difficiles à céder quand le ciel atteint 21,5
Inconvénients
- Pal 5 : 8′ pour 11,75 mag, un amas en cours de démantèlement dont la lumière est déjà répandue le long d'un courant de marée
- Pal 14 et Pal 15 : plus de 3,5 magnitudes sous le fond, une heure d'observation à 400 mm pour une détection par intermittence
- Pal 3 et Pal 4 : plus de 300 000 al, aucune structure à espérer, un point de grain à confirmer par la position seule
- Pal 6 : dense sur le papier, mais posé à 3° du centre galactique derrière la poussière du bulbe et un champ stellaire saturé
L'inventaire honnête
Ce que le programme complet exige vraiment
Le miroir que la série réclame, et son prix de marché
Boucler les quinze est un projet de gros diamètre. Les rapports qui font autorité s'appuient sur des instruments de 500 mm et plus, et le seuil pratique se situe autour de 400 mm pour espérer une majorité de confirmations. Ces tubes sortent du périmètre de ce site : un Dobson de 400 mm se négocie entre 3 000 et 5 000 € selon la structure et l'optique, un 350 mm autour de 2 500 €, et l'ordre de grandeur importe autant que le modèle — à ce niveau, le transport, le stockage et la mise en température pèsent aussi lourd que le chèque. Les guides Dobson de gros diamètre 400 mm et Choisir un miroir de gros diamètre traitent cette marche. Un 254 mm reste un instrument honnête pour l'entrée du programme, à condition d'annoncer ce qu'il donne : Pal 9, un ou deux soupçons, et l'expérience de la méthode.
L'atlas de poche, et pourquoi il ne suffit pas ici
L'atlas de poche de référence, vendu autour de 25 € par son éditeur, descend à la 7,6ᵉ magnitude stellaire et porte l'essentiel des objets NGC. Aucun amas Palomar n'y figure, et c'est logique : il a été conçu pour le ciel qu'on trouve, pas pour celui qu'on traque. Sur cette série, il sert de carte de niveau intermédiaire et rien de plus ; les derniers degrés se préparent avec un tracé personnel imprimé, descendu à la 14ᵉ ou 15ᵉ magnitude autour de la position exacte, dessiné à l'échelle du champ de l'oculaire de 8 mm. Ce document se prépare la veille, chez soi, et il fait plus pour le résultat que cent millimètres de miroir supplémentaires. Nous ne proposons volontairement aucun lien d'achat pour cet atlas : les offres relevées mi-2026 sur les places de marché tournaient autour de 163 €, six fois le prix éditeur.
Un ordre d'attaque qui évite la démoralisation
La série se travaille par saison et par difficulté croissante, en s'appuyant sur les globulaires classiques comme étalons de la nuit. En été, Pal 9 dans le Sagittaire et Pal 7 dans le Serpent, avec M22 et M5 comme étalons de contraste. En fin d'été, Pal 10 dans la Flèche près de M71, et Pal 11 dans l'Aigle. En automne, Pal 12 dans le Capricorne avec M30 à portée, et Pal 13 dans Pégase, où M15 sert de mise en jambes. En hiver, Pal 2 dans le Cocher et Pal 1 dans Céphée, deux circumpolaires commodes. Au printemps, Pal 3 dans le Sextant, Pal 4 dans la Grande Ourse et Pal 14 dans Hercule, où M13 et M92 rappellent à quoi ressemble un amas généreux. Pal 6 et Pal 15 dans le Serpentaire viennent en dernier, après M10 et M12.
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Sortez la position au format de votre champ
Coordonnées exactes, carte tracée à l'échelle du champ apparent de l'oculaire de 8 mm, étoiles jusqu'à la 14ᵉ magnitude. Imprimée, pliée, glissée dans la poche avant de partir.
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Étalonnez la nuit sur un globulaire connu
M13, M22 ou M15 à 150 ×, dix minutes. Vous mesurez l'état du ciel et l'état de votre œil sur un objet dont vous connaissez le rendu habituel, avant d'engager une cible qui ne pardonne rien.
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Montez au régime, puis attendez
150 × d'abord, 300 × ensuite, trois à cinq minutes par palier sans lumière blanche. La détection d'une plage à 23 magnitudes par seconde d'arc carrée arrive rarement dans les vingt premières secondes.
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Écrivez le verdict, y compris négatif
Date, heure, instrument, grossissement, qualité du fond, et la formule exacte : vu, soupçonné, ou non vu. Un « non vu » daté et documenté vaut une ligne de programme ; il oriente la tentative suivante.
Continuer
Autour de ce défi
La méthode ordinaire des globulaires Ce qui se résout et à partir de quel diamètre, la lecture d'une classe de concentration, et pourquoi le calme de l'air décide du grain d'un cœur dense. 
Un cran plus bas : les Terzan Onze globulaires du bulbe, rougis par la poussière au point que la confirmation visuelle échappe même aux très gros diamètres. La limite, dite franchement. Le socle : brillance de surface et vision décalée La démonstration complète de l'écart entre une magnitude totale et la densité de lumière reçue, le bord de la rétine, et le refus chiffré du filtre sur objet à spectre continu. 
Une liste longue pour occuper les autres nuits Quatre cents NGC de magnitudes 8 à 12, un programme qui se déroule sur deux à quatre ans et forme exactement la compétence que les Palomar exigent. Le grossissement d'abord, le diamètre ensuite
Un oculaire court et un doubleur transforment un 254 mm en instrument de détection ; ils coûtent le dixième du miroir supplémentaire qu'on croyait devoir acheter. Notre rayon d'oculaires et de Barlow, classé par focale et par usage.