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La tache de diffraction |
La limite de résolution d’un instrument optique est limité par ce que l’on appelle la diffraction. Considérons le cas très simple de l’observation d’une étoile centrée dans l’axe optique. L’image que nous obtenons de cette étoile n’est pas, comme nous devons nous y attendre, un point lumineux de surface quasi nulle, mais un minuscule disque de lumière entouré d’anneaux concentriques. Chacun de ces anneaux étant d’autant plus faible, qu’il est plus éloigné du disque central. On peut voir un, deux, rarement trois anneaux. (Voir schéma)
Ce disque central est appelé faut disque, disque d’Airy ou disque de diffraction. Il a été expliqué en 1831 par l’astronome anglais Airy. Il est provoqué par l’aspect ondulatoire de la lumière. La lumière de l’étoile observée entre dans l’instrument par la ‘pupille’ formée par l’objectif ou le miroir. Cette pupille est définie par son diamètre et c’est ce diamètre qui va définir l’image de diffraction observée. Les lois de l’optique nous donnent une formule simple pour calculer le rayon angulaire du premier anneau sombre.
α = 250 λ / D
Où α est le rayon angulaire du premier anneau sombre en secondes d’arc, λ est la longueur d’onde observée en μm, D est le diamètre de l’objectif en mm.
Nous voyons dans cette formule que le rayon angulaire sera d’autant plus petit que le diamètre de l’instrument sera grand. A l’inverse, le rayon angulaire sera d’autant plus grand que la longueur d’onde observée sera grande.
On comprend pourquoi nous devons avoir de grands télescopes pour avoir une définition plus grande et pourquoi les radiotélescopes opérant dans les grandes longueurs d’onde ont une définition si faible, pour des diamètres très importants.
Prenons un exemple :
L’observation des étoiles doubles a démontré que la limite de séparation d’un couple d’étoiles est atteinte pour des étoiles dont l’écartement est de 0,85α.
La longueur d’onde à laquelle l’œil est le plus sensible est vers le jaune à 0,56μm.
Considérons un instrument ayant une ouverture de 100mm.
La formule devient : α / 0,85 = 250 x 0,56 / 100 = 1,2 seconde d’arc
Avec ce résultat, nous pouvons extrapoler et dire par exemple que si un T100 a une résolution de 1,2 seconde d’arc, un T200 a une résolution théorique de 1,2 x 100 / 200 = 0,6 seconde d’arc.
Ce résultat n’est bien évidemment valable que pour une observation sans turbulence atmosphérique d’un couple d’étoiles de même magnitude, avec un instrument optiquement parfait.
Il convient de noter que la dimension de la tache de diffraction et des anneaux, est fonction de la longueur d’onde (λ dans la formule). C’est pourquoi ils apparaissent irisés et leurs bords dégradés.
Si la lunette peut être un instrument approchant de près la perfection, le télescope subira toujours les désagréments de l’obstruction du miroir secondaire. Cette obstruction se traduira sur l’image de diffraction par un renforcement des anneaux au détriment de la tache centrale et donc du contraste, rendant la séparation d’objets serrés plus difficile.
Claude FERRAND
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