Instruments d'astronomie et principes d'optique

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La magnitude apparente (m) est la luminosité d'un objet tel qu'il apparaît dans le ciel nocturne depuis la Terre. Chaque intervalle d'une unité équivaut donc à une variation de luminosité d'un facteur 2,5 (environ). Par conséquent, une étoile de magnitude 1 est environ 2,5 fois plus brillante qu'une étoile de magnitude 2 ; 2,5 plus brillante qu'une étoile de magnitude 3 ; 2,5 plus brillante qu'une étoile de magnitude 4, et ainsi de suite. les objets de magnitude négative étant plus lumineux que ceux de magnitude positive. Plus la valeur est petite, plus l'objet est lumineux.

Le Soleil (-26,7) et la pleine Lune (-12,6) sont les l'objets du ciel qui possèdent la plus grande magnitude apparente. La limite de la vision à l'oeil nu se situe à la magnitude de +6. Au dela, il est indispensable d'utiliser un instrument d'astronomie.

Plus le diamètre de l'instrument est important et plus il augmente la captation de lumière et par voie de conséquence plus il sera possible d'observer des astres de plus faible magnitude.

Pupille de sortie

Définition : La taille de l’image sortant de l’oculaire et arrivant dans l’œil de l’observateur.

La pupille d’un adolescent peut s’ouvrir jusqu’à 7 voire 8 mm lorsque sa vision est complètement adaptée à l’obscurité. Celle d’un jeune trentenaire se dilate jusqu’à 6,5 mm, l’ouverture diminuant d’environ 0,5 mm par décennie. Ainsi, la pupille d’un sexagénaire s’ouvrira jusqu’à 5 mm au mieux.

Calcul : Diamètre de l'objectif divisé par le grossissement = pupille de sortie.

Exemple :
• Pour un Newton de 203/1000mm
• Focale oculaire de 25mm
• Grossissement ➔ 40x
• Angle de champ ➔ 50°
• Champ réel sur le ciel ➔ 1,3°
➔ Pupille de sortie : 203 / 40 = 5mm.

Jumelles

Les jumelles ne sont rien d’autre qu’un ensemble de deux lunettes symétriques montées en parallèle. Grâce à un dispositif composé de prismes, on redresse les images inversées fournies par les lunettes tout en limitant l’encombrement de l’instrument.

Crédit : d’après Antiliver

Sur les jumelles, on trouve toujours deux nombres a et b écrits sous la forme a × b, comme, par exemple, 7 × 50 ou 10 × 60. Le premier nombre donne le grossissement et le second, le diamètre de l’objectif exprimé en millimètres. Des jumelles 10 × 50 grossissent ainsi dix fois et sont pourvues d’objectifs de cinquante millimètres de diamètre. Les jumelles 7 × 50 et 10 × 50 sont idéales pour l’observation du ciel. Elles combinent une bonne luminosité et un poids ainsi qu’un encombrement encore supportables.

Conseil pour l'utilisation des jumelles :

• Mettre au point le réglage interpupillaire
• Assembler une jumelle sur un trépied photo
• Pour les porteurs de lunettes corriger si besoin le relief d'oeil. Le Relief d’œil ou «dégagement oculaire» c'est la distance entre la dernière lentille et la pupille. La myopie, hypermétropie et la presbytie peuvent être réglées par mise au point, pas l'astigmatisme

Lunette astronomique

Une lunette est un instrument d’optique qui trouve certainement son origine dans les Pays-Bas du début du XVIIe siècle. Galilée (1564 – 1642) la perfectionne et l’utilise pour observer le ciel de manière systématique à partir du mois d’août 1609.
Une lunette possède une lentille comme objectif et utilise la réfraction de la lumière pour fonctionner. Le dispositif permettant d’agrandir l’image produite par l’objectif est une lentille, l’oculaire. Objectif et oculaire sont disposés de part et d’autre d’un tube fermé.

Il revient à Johannes Kepler (1571 – 1630) de remplacer la lentille divergente de l’oculaire de la lunette par une lentille convergente. Certes, l’image ainsi formée est inversée – ce qui n’est finalement pas gênant lorsqu’on observe le ciel – mais elle est réelle et l’on gagne nettement en confort visuel : en sortie, les rayons lumineux correspondant aux différents points de l'image convergent sur la pupille de l'observateur. Ni le grossissement ni le champ visuel ne sont limités par le principe même de l'instrument. Le grossissement se calcule en divisant la distance focale de l'objectif par celle de l'oculaire.

Les faiblesses des lunettes

Le verre des lentilles est un matériau dispersif : la valeur de l’indice de réfraction dépend de la longueur d’onde de la radiation incidente considérée. La lentille sépare donc les différentes radiations monochromatiques qui étaient « mélangées » dans la lumière polychromatique incidente. Les images présentent alors le défaut d’être irisées. On appelle ce phénomène aberration chromatique. Les rayons bleus convergent plus que les rayons verts, les rayons verts convergent plus que les jaunes qui, eux-mêmes, convergent plus que les rouges. On obtient ainsi une zone focale le long de l’axe optique et la mise au point ne peut être effectuée simultanément pour toutes les couleurs.

Les corrections possibles à l'aberration chromatique

Crédit : Société Lorraine d'Astronomie

Le télescope

Convaincu par ses expériences que les lentilles seront toujours, par nature, affligées d’aberrations chromatiques et sachant que la réflexion sur un miroir ne présente pas ce défaut, Isaac Newton (1643 – 1727) s’engage dans la construction d’un nouvel instrument d’optique, le télescope.

Le télescope de Newton est opérationnel dès 1668 et sa présentation à la Royal Society en 1671 déclenche des réactions enthousiastes.

Un télescope possède un miroir comme objectif et utilise la réflexion de la lumière pour fonctionner. Comme pour la lunette, le dispositif permettant d’agrandir l’image produite par l’objectif est une lentille, l’oculaire. Le grossissement d’un télescope se calcule également en divisant la distance focale de l'objectif par celle de l'oculaire.

Le Télescope de Newton

Crédit : www.cite-sciences.fr

Le miroir primaire collecte la lumière et la réfléchit vers un miroir secondaire plan et incliné de 45°. Sa fonction est de dévier la lumière hors de l’axe optique pour éviter, bien évidemment, que la tête de l’observateur n’occulte les rayons lumineux. La lumière est ensuite récupérée par un oculaire et donc par l’œil. Les avantages du télescope par rapport à la lunette n’apparaîtront vraiment qu’au XIXe siècle, lorsque la course au diamètre sera lancée : absence d’aberration chromatique, facilité de construction et de polissage des miroirs par rapport au même travail sur les lentilles, perte de luminosité minime lors des réflexions sur les miroirs par rapport aux pertes subies lors de la traversée de la lentille.

Pour obtenir de belles images avec un télescope de type Newton, il est important de veiller au bon alignement de ses éléments optiques. Voici comment réaliser ce réglage qu’on appelle la collimation.

Le Télescope Cassegrain

Crédit : www.cite-sciences.fr

Dans ce type de télescope, le miroir primaire est toujours concave et parabolique mais le miroir secondaire n’est plus plan : on lui donne une forme convexe et hyperbolique. Le miroir primaire est percé en son centre et les axes optiques coïncident. Le miroir secondaire renvoie la lumière à travers le trou du miroir primaire vers l'oculaire. La présence d’un renvoi coudé sur notre schéma rend l’observation plus confortable.

Le télescope Schmidt-Cassegrain

Le «Schmidt-Cassegrain». Il diffère du télescope «Cassegrain» par son miroir primaire sphérique et non plus parabolique et dispose en entrée d’une lentille appelée lame de Schmidt pour corriger l’aberration de sphéricité engendrée par le miroir primaire.

Le télescope Maksutov-Cassegrain

Créé par l’ingénieur opticien russe Dimitri Maksutov (1896-1964), cet instrument utilise le même principe que le télescope Schmidt-Cassegrain. La différence réside dans le fait que toutes les surfaces optiques du Maksutov-Cassegrain sont sphériques (surface avant et arrière de la lame correctrice (ménisque), miroirs primaires et secondaires). Ce qui lui confère une qualité optique inégalable. La lame de Schmidt très coûteuses à produire a été retirées, pour faire place à un ménisque épais dont la fabrication est plus facile et moins onéreuse. Ce type de télescope se caractérise par des rapports F/D plus importants que ceux des Schmidt-Cassegrain. Ceci l'amène à être spécialisé pour l'observation des surfaces planétaires mais également les galaxies, les amas globulaire, les nébuleuses ou encore les étoiles doubles.

Le télescope Dobson

Généralement volumineux, le télescope Dobson est une variante du télescope de Newton.
A la fin des années 60, l'américain John Dobson, astronome amateur, imagine une formule simplifiée de télescope facile à construire et à moindre coût, le miroir primaire utilisé est mince et de gros diamètre, ce qui confère à l'instrument un rapport qualité /prix imbattable pour l'observation visuelle. En revanche cet instrument n'est pas adapté à l'astrophotographie. Il est installé sur une monture nommée alt-azimutale. Le déplacement de ce télescope se fait manuellement sur un axe horizontal pour le pointage en azimut, et sur un axe vertical pour le pointage en hauteur. L’instrument est composé d’une cage supportant. Ce télescope permet d’utiliser des miroirs de dimensions supérieures à 300 mm de diamètre.

Les occulaires

L’occulaire est un système optique qui permet d'agrandir l'image produite au plan focal de l'objectif. Un oculaire est en fait une loupe perfectionnée pour fournir une image à l'infini, c'est-à-dire une image nette sans accommodation de l'œil, et avec le moins d'aberration optique possible. les principales caractéristiques d’un oculaire sont : - La focale - La qualité - La conception optique - Le champ apparent

Le grossissement

Grossissement = Diamètre de l'objectif divisé par le diamètre de l'occulaire

Exemple : Observation de la nébuleuse d'Orion avec un télescope de 200 mm de diamètre et 1000 mm de focale : Crédit des 2 photos : Stelvision

Avec un occulaire 25 mm : - Champ apparent 50° - Grossissement: 1000 / 25 = 40x - Champ réel 1,3°	Avec un occulaire 10 mm : - Champ apparent 50° - Grossissement: 1000 / 10 = 100x - Champ réel 0.5°

Grossissements conseillés :
- Grossissement minimum = diamètre objectif (exprimé en mm) / 6 - pour 200mm ➔ 33x.
- Grossissement maximum = diamètre objectif (exprimé en mm) X 2 - pour 200mm ➔ 400x.

Le champ réel

Le champ réel observé est la portion du ciel que l’on voit au travers l’oculaire.

Champ réel = Angle de champ de l'oculaire divisé par le grossissement

• Télescope 203/1000 mm • Focale oculaire de 25mm • Grossissement : 40x • Angle de champ : 50° • Champ réel = 50° / 40x = 1°3' Crédit photo : Stelvision	• Télescope 203/1000 mm • Focale oculaire de 25mm • Grossissement : 40x • Angle de champ : 100° • Champ réel = 100° / 40x = 2°5' Crédit photo : Stelvision

Les accessoires optiques

Lentille de Barlow

C'est une lentille divergente permettant de multiplier artificiellement la distance focale d'un instrument ce qui a pour conséquence d'augmenter le grossissement. Elle permet d'augmenter la focale de l'instrument de 1,6 à 5 fois. Si la lentille de Barlow multiplie par deux la focale de l'instrument, le grossissement est doublé. Elle se fixe sur le porte-occulaire, et elle reçoit à son tour l'occulaire. Son utilisation entraine une perte de la luminosité qui occasionne une certaine perte de la qualité de l'image.

Le viseur point rouge

Petit instrument d'optique monté parrallèlement à l'instrument principal et doté d'un grand champ angulaire (faible grossissement) pour faciliter le pointage d'un objet céleste. Après un alignement correct, le viseur à point rouge superpose un petit point rouge sur le ciel, là où le télescope est pointé. Le chercheur à point rouge doit être correctement aligné avec le télescope principal avant utilisation. Il s'agit d'un processus simple utilisant les boutons de contrôle d'azimut et d'altitude.

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