Lunettes et télescopes

SOMMAIRE

Définitions d’optique

Principes de base en optique

Les différents types de télescopes

la lunette astronomique de Galilée
le télescope Newton
le télescope Schmidt-Cassegrain
le télescope Maksutov-Cassegrain

Définitions d’optique

Lunettes achromatiques sont composées de deux lentilles (une biconvexe, une concave). L’association de ces lentilles améliore le chromatisme et la planéité de champ.

Lunettes apochromatiques sont composés de deux à quatre lentilles corrigeant quasi totalement tous les défauts optiques traditionnels.

Le diamètre (d) quantifie la lumière reçue par l’instrument. Un diamètre de grande taille octroie la possibilité d’observer des objets de faible luminosité.

La focale (F) ou longueur focale est la distance entre l’objectif et le point de convergence des rayons lumineux. Elle détermine les possibilités de grossissement de l’appareil.

L’ ouverture (F/d) est le rapport entre la focale et le diamètre de l’appareil. Plus ce rapport est faible, plus l’appareil est adapté à l’observation du ciel profond

Rapport d’ouverture (F/d)

Type d’observations possibles

(F/d) < 6

Ciel profond

6 < (F/d) < 10

Ciel profond et observations planétaires

(F/d) > 10

Observations planétaires

Le pouvoir séparateur, également appelé résolvant, correspond à la capacité d’un instrument à pouvoir séparer deux points rapprochés. Plus le diamètre d’un instrument est élevé plus le pouvoir séparateur est élevé.

Le grossissement dépend de l’oculaire que l’on utilise. Il convient de ne pas utiliser des oculaires en deçà et au delà des valeurs de grossissement fixes indiquées sur les lunettes. Mais attention, ce n’est pas le grossissement maximum indiqué qui fera la qualité d’une lunette ou d’un télescope. En général, il faut considérer que le grossissement maximum d’un instrument pour obtenir des images de qualité satisfaisante s’obtient en multipliant le diamètre de la lunette ou du télescope par deux (exemple : une lunette de 60 mm de diamètre a un grossissement maximum de 120 fois). Plus le grossissement est important et plus la qualité de l’image se dégrade.

Exemple de possibilités avec des lunettes de 60 à 75 mm (G = 100x à 120 x)

Observations possibles
La Lune

Plaines de la lune, ondulation des mers et détail des chaînes montagneuses

Jupiter

Quelques détails des bandes nuageuses et les éclipses satellitaires perceptibles

Saturne

Planète et son satellite Titan.

Vénus

les phases de Vénus même si aucun détail de la planète n’est visible

Mars

apparaît comme une étoile de couleur orangée.

Mercure

phases visibles

Uranus

perceptible sous la forme d’un point terne et flou.

Ciel profond

permet d’observer ses premières étoiles doubles jusqu’à 5″ d’écartement.

Principes de base en optique

L’objectif premier des lunettes et télescopes sont avant tout de collecter la lumière et de reconstruire l’image d’une portion du ciel dans leur plan focal.

 

Lunettes et télescopes sont des systèmes optiques qui forment dans le plan focal, une image stigmatique d’un objet situé à l’infini, donc d’une fraction du ciel.

rayonlunette.jpg

Premier paramètre fondamental : l’échelle de l’image : A un angle donné sur le ciel va correspondre une distance en millimètres sur l’image du plan focal. La portion de sphère céleste dont l’instrument donne l’image au foyer aura pour rayon la focale de cet instrument. Ainsi un angle d’un radian aura pour image un arc de cercle dont la longueur sera la focale de la lunette ou du télescope.

distancefocalangle.jpg

Deuxième paramètre fondamental : l’ouverture, c’est-à-dire le diamètre du miroir du télescope ou de l’objectif pour une lunette. On lui associe l’ouverture du faisceau qui est égal au rapport f/D de la focale sur le diamètre. Plus ce rapport est petit, plus la lumière par unité de surface au foyer est grande et donc moins les temps de pose seront longs.

Troisième paramètre fondamental : le champ disponible en pleine lumière. Ce champ est caractérisé en angle sur le ciel et en millimètres dans le plan focal.

Quatrième paramètre fondamental : pouvoir de résolution (ou résolution angulaire), c’est-à-dire la taille angulaire du plus petit objet mesurable. Par exemple, si deux points distants d’une seconde de degré sont les points les plus proches vus par la lunette ou le télescope comme deux points distincts dans le plan focal, alors le pouvoir de séparation de l’instrument est d’une seconde de degré. Ce pouvoir est limité par le phénomène de diffraction.

Pour augmenter le pouvoir de résolution d’un instrument il suffit d’augmenter son diamètre. Cette résolution est cependant théorique car l’atmosphère la limite. On constate une agitation par le « seeing » (turbulence) du ciel au moment de l’observation.

Les différents types de télescopes

La lunette astronomique de Galilée

telescopegalilee1609.jpg

 

La lunette de Galilée (Florence, 1609)

La lunette astronomique est un télescope réfracteur inventée par Galilée en 1609. Elle réfracte la lumière passant en ligne droite à travers les lentilles placées à l’intérieur du tube et le système oculaire. Un objectif placé à l’avant du tube fait converger la lumière captée en un point (le foyer image) situé à l’arrière du tube et à l’extrémité un deuxième système optique appelé oculaire que l’on peut faire varier selon la lumière et le grossissement souhaité permet d’obtenir l’image.

 

rayonslunette.jpg

Inventé il y a plus de quatre siècle, ce système est le plus simple et permet une observation terrestre et astronomique. L’astre observé étant dans l’axe du tube optique, on peut donc très facilement repérer un objet et la lumière captée voyage en ligne droite jusqu’à l’œil de l’observateur, ce qui garantie un contraste élevé de l’image obtenue. La longueur focale est très élevée, idéal pour l’observation planétaire.

Note : excellent en planétaire veut souvent dire médiocre en ciel profond. Remarquons que certaines longueurs d’onde du spectre sont arrêtées par le verre : une lunette est complètement aveugle dans l’infrarouge.

Le télescope Newton

replique1672telescopenewton.jpg

Réplique du teléscope présenté par Isaac Newton en 1672

C’est le plus courant des télescopes réflecteurs. Le principe optique est basé sur la réflexion des rayons lumineux sur des miroirs. Le réflecteur est constitué d’un miroir primaire concave et d’un miroir secondaire (incliné à 45°) qui assure la transition vers l’oculaire situé sur le côté du tube (et non plus dans l’axe comme pour la lunette).

rayonstelescopenewton.jpg

 

Ce télescope a été conçu par Isaac Newton, dans le but de corriger le léger défaut chromatique de la lunette de Galilée et est donc parfaitement achromatique. Sa longueur focale est bien inférieure à celle d’une lunette, en faisant un instrument polyvalent, aussi performant en planétaire qu’en ciel profond.

Note : l’image que l’on regarde est inversée.

Le télescope Schmidt-Cassegrain

Ce système est un dit catadioptrique. C’est un compromis entre le système réflecteur et le système réfracteur. Ces télescopes sont donc composés de lentilles et de miroirs.
La lumière rencontre une lame de fermeture asphérique (à faces non parallèles), parvient sur le miroir secondaire (convexe), où l’image est examinée par un oculaire. Ce miroir secondaire, convexe et asphérique lui aussi, joue le rôle d’élément grossissant : il multiplie la focale du miroir primaire. Les rayons lumineux sont ainsi déviés par deux fois.
Cette configuration en jeu de miroirs permet de réduire au maximum la taille du tube.

rayonstelescopecassegrain.jpg

Télescope polyvalent, la qualité des images obtenues est excellente de netteté et sur un grand champ. Sa conception lui permet d’être aussi bien à l’aise en ciel profond, qu’en planétaire de même qu’en observation terrestre. Notons néanmoins une perte sensible de la luminosité du fait de l’obstruction partielle de la lentille par le miroir secondaire.

Le télescope Maksutov-Cassegrain

Le Maksutov est pourvu d’un rapport focal plus important que le Schmidt-Cassegrain, permettant de se spécialiser dans l’observation planétaire.

La lumière entre par une lentille correctrice, qui sert à corriger les aberrations sphériques du miroir primaire. D’une manière générale, son système optique ne diffère pas de celui du Schmidt-Cassegrain, et conserve les mêmes avantages et inconvénients.

L’obstruction par le miroir secondaire est plus faible que sur un Schmidt-Cassegrain ; mais par contre le mise en température du ménisque plus longue.

 



2 commentaires

  1. cedric 9 novembre

    svp j’ai un tpe a faire et il me faudrai les differents telescope depuis sa cration et quelle sont leurs but

  2. lunettes Dior 3 mai

    Je suis plus un expert en lunettes de soleil mais tu devrais aller dans la bible du net sur wiki tu trouveras surement tous les infos.

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