L’observation à l’œil nu :
Observer à l’œil nu pour : Apprendre le ciel, les constellations, se
repérer, Nord/Sud, Est/Ouest, estimer du ciel. (voir l’amas globulaire M13
à l’œil nu est preuve d’un ciel propice aux observations d’objets faibles
comme les galaxies, nébuleuses Etc.)
Les moyens : Carte tournante ou
planiciel ; Carte donnant pour un jour et une heure donnés, l’aspect du
ciel.
Les objets ou phénomènes observables à
l’œil nu sont : Taches solaires (à travers un verre de soudeur), la Lune,
les planètes jusqu’à Saturne, galaxie d’Andromède et voie lactée (La
Galaxie), amas globulaire M13, amas ouverts tels que les Pléiades et les
Yades, phénomènes exceptionnels comme les éclipses et les comètes.
Observations aux jumelles :
Observation d’objets étendus, Grands champs d’étoiles, voie lactée
et galaxies (Andromède, M81 & M82 Etc.), amas ouverts etc.
Avant d’entamer la recherche d’un objet
au chercheur du télescope, il est préférable de le localiser une première
fois à l’aide des jumelles. La recherche est plus facile et l’observateur
est dans une position plus confortable que derrière l’oculaire du
chercheur.
Il existe deux types de jumelles. Les
jumelles classiques à prismes Poro et les jumelles à prismes en toit (voir
schéma). Le système à prismes en toit permet, pour un encombrement plus
réduit, d’avoir un champ plus grand dans l’oculaire. C’est aussi un modèle
de jumelles plus compact.
Une paire de jumelles est composée de
deux petites lunettes identiques et rigoureusement parallèles et ayant un
système de mise au point couplé. Chacune de ces lunettes est équipée d’un
système à prisme ayant la fonction de redresser l’image donnée par
l’objectif. Un système optique simple (un objectif ou un miroir) donne une
image inversée (c’est pourquoi, pour projeter des diapositives, nous les
plaçons à l’envers dans le projecteur). En astronomie, le haut et le bas
sont des notions sans valeur, il n’y a donc pas d’inconvénients à ce que
l’image dans la lunette ou le télescope soit inversée. Dans une paire de
jumelle, il faut par contre remettre l’image à l’endroit. Dans le système
à prismes Poro, nous voyons sur le schéma, qu’une image entrant dans un
prisme en ressort inversée dans le plan du prisme. Il suffit donc d’un
deuxième prisme à 90° pour remettre l’image à l’endroit suivant les deux
axes.
Une paire de jumelles est un instrument
à part entière pouvant permettre de très bonnes et très agréables
observations. C’est aussi un instrument qui peut être utilisé dans
d’autres domaines que l’astronomie. Il est donc conseillé, dans la mesure
de nos finances, de ne pas négliger la qualité optique. Pour être
parfaites, une paire de jumelles doit avoir des qualités optiques et
mécaniques parfaites, des prismes au baryum (plus transparents), des
traitements anti-reflets sur toutes les faces air/verre (prismes compris).
On désigne une paire de jumelles par son
grossissement et le diamètre des objectifs, ainsi, une paire de jumelles
grossissant 10 fois et ayant des objectifs de 50mm de diamètre sera dite
« 10x50 ».
On ne choisira pas une paire de jumelles
ayant un grossissement trop important. Etant donné que c’est un instrument
tenu à la main lors de l’observation, un grossissement entre 7 et 10 fois
est très raisonnable. Au-dessus, les mouvements du corps rendent
l’observation très difficile. On aura de toute façon intérêt à se
stabiliser sur un mur, un piquet ou autre pour mieux profiter de
l’observation.
En astronomie, la luminosité de
l’instrument sera primordiale. C’est-à-dire que le diamètre des objectifs
sera important (40mm au minimum). Le grossissement n’aura par contre pas
la même importance. Si un grossissement faible a la réputation d’être très
lumineux, un grossissement moyen sera par contre plus confortable et
donnera un fond de ciel plus noir. L’idéal serait donc un grossissement de
8x à 10x et un diamètre de 40 à 60mm. Mieux vaut aussi des jumelles de
diamètre raisonnable (40 à 50mm) qui seront plus facilement utilisables,
vite sorties et légères, mais qui seront plus souvent et plus agréablement
utilisées que des 11x80.
Il faut toutefois préciser qu’un grand
diamètre d’objectif n’est pas obligatoirement synonyme de luminosité.
L’observation des objets faiblement lumineux ne peut se passer d’un bon
contraste qui est lié à la qualité de l’optique et des verres, et surtout
aux traitements anti-reflets sur toutes les faces air/verre.
Observations à
la lunette ou au télescope :
La Lunette :
Une lunette est composée d’un objectif
et d’un oculaire (voir schéma).
L’objectif est une «loupe » caractérisée
par son diamètre D et sa focale F exprimés en millimètres.
L’objectif donne une image d’un objet situé à l’infini (en optique, nous
considérons que tous les objets astronomiques sont vus à l’infini).
Nous voyons sur le schéma de la chambre
noire que l’image est d’autant plus grande que la distance focale est
importante. C’est ce que l’on retrouve dans les appareils photo, un
téléobjectif de 200mm donne une image agrandie par rapport à un objectif
de 50mm.
Nous pouvons voir l’image donnée par l’objectif en plaçant un verre dépoli
au plan focal. C’est sur ce plan focal que l’on peut placer un film
photographique. En avançant et reculant ce verre dépoli, nous pouvons
faire l’image plus ou moins nette, c’est la mise au point. Nous
pouvons observer cette image à l’aide d’une loupe que l’on nomme
oculaire. Cet oculaire, comme l’objectif, a une longueur focale nommée
f. Plus cet oculaire sera puissant (donc plus sa focale sera courte),
plus nous pourrons voir l’image donnée par l’objectif grossie et voir des
détails fins. Le calcul du grossissement d’une lunette est donc
proportionnel à la focale de l’objectif et inversement proportionnel à la
focale de l’oculaire. La formule s’écrira donc tout simplement : G
=F/f . Une lunette de focale F=1000mm équipée d’un oculaire
de f=25mm de focale donnera un grossissement de G=1000/25=40 fois.
Le
chromatisme : La lumière blanche traversant un verre sera d’autant
plus décomposée (arc-en-ciel) que l’angle incident (I sur le schéma)) sera
grand. C’est ce même arc-en-ciel que nous obtenons en observant à travers
un prisme. Une simple loupe donne une image entachée de chromatisme,
c’est-à-dire dont les couleurs s’étalent les unes sur les autres et
manquent ainsi de netteté. Pour y remédier, un second verre est ajouté à
l’objectif (voir schéma). Sa courbure est conçue de manière à re-focaliser
la dispersion des différentes couleurs. Ce type d’objectif est appelé
un doublet achromatique. Notons tout de suite que le télescope à
miroir n’est pas sujet au chromatisme, la lumière étant réfléchie sans
avoir traversé le verre.
La pupille de sortie : C’est
le diamètre sous lequel l’image sort de l’oculaire et entre dans l’œil de
l’observateur (voir schéma de la lunette). Ce diamètre est d’autant plus
petit que le grossissement est élevé. Le calcul de ce diamètre se fait
tout simplement en divisant le diamètre de l’objectif par le grossissement
utilisé. Par exemple, un grossissement de 50x sur un T200 (un télescope de
200mm de diamètre) donne une pupille de sortie de 200/50=4mm. Connaître la
pupille de sortie est utile pour le calcul du grossissement minimum. La
pupille de l’œil s’ouvre, dans le noir absolu, jusqu’à un diamètre de 7mm.
Un grossissement qui donnerait une pupille de sortie supérieure à 7mm ne
serait pas judicieux puisqu’une partie de la lumière sortant de l’oculaire
serait arrêtée par l’iris de l’œil et serait donc perdue. C’est pourquoi
le grossissement minimum des instruments est défini à D/7, et que l’on
trouve dans le commerce des jumelles de 7x50, 8x56, 11x80 Etc. à chaque
fois dans le rapport 7. Dans la pratique, il serait plutôt conseillé de
choisir une pupille de sortie entre 5 et 6. Si une pupille de 7mm est
courante chez les personnes jeunes et ayant une vue excellente, chez les
plus anciens, l’iris ne se dilate plus autant.
Le
chercheur : C’est une petite lunette (environ 10x30 –
grossissement 10x et diamètre 30mm) montée en parallèle sur le tube de la
lunette ou du télescope, dans un support réglable. Son oculaire est équipé
d’un réticule. Elle servira à chercher et pointer un objet ou une zone du
ciel qui sera ensuite observée dans l’instrument. Le chercheur devra être
soigneusement réglé afin que l’objet placé au centre du réticule soit bien
centré dans l’oculaire de l’instrument sur lequel il est monté. Ce réglage
peut se faire de nuit mais plus commodément de jour en visant un objet au
loin (antenne, tour, cime d’un arbre etc.) et en agissant sur les vis de
réglage du chercheur afin que cet objet soit bien centré dans le chercheur
et dans l’instrument.
Télescopes :
Dans un télescope, l’objectif est
remplacé par un miroir concave qui focalise la lumière en avant de
l’instrument. La surface du miroir est sphérique ou parabolique et a une
précision qui se chiffre en centième de microns. Le verre est du type
pyrex, c’est-à-dire un verre sans dilatation. C’est aussi un verre auquel
on ne demande pas d’avoir de qualité optique étant donné que la lumière ne
le traverse pas, d’où un coût très faible par rapport à une lunette. La
surface du miroir est recouverte d’une couche réfléchissante d’aluminium
qui est déposée par vaporisation du métal sous vide.
Les
différents types de télescopes :
Le
Newton : Le principe le plus simple, donc le plus utilisé par les
astronomes amateurs. Il est constitué d’un miroir primaire parabolique
(jusqu’à 100mm de diamètre, un miroir sphérique est utilisable) monté au
fond d’un tube ouvert. Un miroir plan de forme elliptique en tranche de
saucisson (le secondaire) est monté à 45° sur l’axe optique. Ce miroir
permet de sortir le foyer sur le coté du télescope pour le rendre
accessible. Le porte oculaire est monté face à ce miroir secondaire (voir
schéma).
Si c’est le système le plus simple
rencontré chez les amateurs, ce n’est pas le moins efficace. On trouve
bien des avantages dans le Newton. Le faible nombre de composants optiques
(primaire et secondaire) limite les pertes de lumière. Une lame de
fermeture (télescopes fermés) et un renvoi coudé (lunettes et Cassegrains)
sont autant d’élément qui influent sur le prix de revient, ajoutent des
défauts optiques (rien n’est parfait), et perdent de la lumière.
Il faut savoir que la réflexion sur une
surface aluminée (miroir) n’est pas totale, il y a une perte d’environ 6 à
10%. Sur une lentille ou une lame de fermeture, la perte par réflexion est
supérieure à 10% par transition air/verre sur un verre non traitée. Avec
des traitements anti-reflets la perte est réduite à 6% et jusqu’à 2% pour
les traitements multicouches haut de gamme.
Le miroir secondaire, sur un newton, est
placé très près du porte oculaire, on voit aisément sur le schéma, que
plus le secondaire sera éloigné du porte oculaire, plus sa taille devra
être grande. Le rapport entre le diamètre du secondaire et celui du
primaire est appelé l’obstruction (40/200=0,2 pour un Télescope de 200mm
avec un secondaire de 40mm de diamètre apparent). Cette obstruction devra
être la plus réduite possible mais suffisamment tout de même pour que tout
le champ de l’oculaire au plus petit grossissement soit en pleine lumière.
Un secondaire trop petit donne un obscurcissement des bords, aussi appelé
vignetage. Un secondaire trop grand fait perdre en luminosité et en
définition.
Le
Cassegrain : Un principe beaucoup moins courant chez les amateurs
dans sa version d’origine. C’est un miroir parabolique de focale assez
courte. Le miroir secondaire, de forme circulaire, renvoie le foyer en
arrière à travers une ouverture au centre du miroir primaire. La face
hyperbolique de ce secondaire va multiplier la focale du primaire. Le
miroir primaire aura un F/D entre 3 et 5 et le F/D résultant sera entre 8
et 15.
Le Schmidt Cassegrain :
(voir schéma) Télescope fréquemment rencontré dans le commerce
combinant le principe du télescope Cassegrain avec un miroir primaire de
courbure sphérique, et la lame correctrice utilisée sur les télescopes
Schmidt. Cette lame, par la courbure de sa surface, corrige les défauts de
sphéricité du miroir primaire. Ce type de télescope est fabriqué par
Celestron et Meade. Il est équipé d’une monture équatoriale motorisée, à
fourche ou allemande. On trouve aussi la monture azimutale pilotée par un
micro-ordinateur avec le système Go-To de pointage automatique, qui
s’avère efficace. Si la qualité optique n’est pas toujours maîtrisable,
c’est un bon appareil pour celui qui désire se lancer dans la
photographie.
Le réglage :
Un télescope doit facilement être
réglable. Cette condition est primordiale. L’alignement des miroirs sur
l’axe optique doit pouvoir se faire rapidement et de façon aisée, car
souvent fait dans l’obscurité.
La lentille de Barlow :
C’est une lentille (un doublet achromatique) divergente. Elle ne va pas
focaliser une image comme le fait un objectif, mais au contraire, en
agissant inversement, éloigner le plan focal donc grandir l’image. Elle a
généralement un pouvoir multiplicateur de 2x. Monté sur un T200x1200, elle
lui donnera une focale résultante du double, soit 2400. Elle va donc
servir à multiplier par deux les grossissements des oculaires. L’astronome
amateur y trouvera une façon économique d’élargir la gamme de
grossissements de son instrument
Les oculaires :
L’oculaire est une loupe qui permet
d’observer l’image donnée par le télescope ou la lunette (voir schéma). Il
existe plusieurs types d’oculaires. Ces différents types, du plus simple
au plus élaboré, donnent pour une même focale, donc pour un même
grossissement, des champs apparents plus ou moins larges. Cela signifie
que plus l’oculaire sera perfectionné, plus il sera en mesure de donner
une image plane et sans défaut, sur une largeur importante. Un simple
oculaire de Huygens à deux lentilles donne un champ d’environ 30°, le type
Nagler qui comporte 6 à 8 lentilles parvient à un champ de 82°. Entre ces
deux extrêmes il y a le Kellner à 3 lentilles et 40° de champ,
l’orthoscopique à 4 lentilles et 45° de champ, le Plössl à 4 lentilles et
50° de champ, Etc. Pour les instruments à focale courte, F/D<6 le type
Kellner peut amener des défauts de sphéricité et de chromatisme, le type
Plössl ou mieux s’impose. C’est le diaphragme placé dans l’oculaire qui
limite le champ, c’est le rond que nous voyons dans l’oculaire et dans
lequel apparaît l’image. C’est sur ce diaphragme que l’on peut placer un
réticule, comme dans le chercheur, qui sera visible dans l’oculaire.
Le coulant est le diamètre d’emboîtement
dans le porte oculaire. Un gros diamètre est à préférer car il permettra
d’obtenir un champ plus large à faible grossissement. Les coulants
disponibles sur le marché sont : Diamètres 24.5, 31.75 (1.25 pouces), 50.8
(2 pouces).
Pour l’observation, nous devrons choisir
une gamme d’oculaires qui devra satisfaire les critères suivants :
Un grossissement minimum (<50x), pour
l’observation des amas ouverts, d’objets faibles et étendus, nébuleuses et
galaxies.
Un grossissement moyen (50x à 120x),
pour les amas globulaires, la Lune et les planètes, les nébuleuses
planétaires et les galaxies.
Un grossissement fort (100x à 200x ou
une fois le diamètre du primaire) pour les fins détails sur la Lune et les
planètes, et pour les étoiles doubles.
Un grossissement maxi (deux à trois fois
le diamètre du primaire) pour l’observation des étoiles doubles très
serrées.
Par exemple, pour un T200x1200
(télescope de D=200mm et F=1200mm), un choix raisonnable sera :
Un oculaire de 30mm (maxi des Plössl en
coulant 31.75) qui donne un G=40x.
Un oculaire de 12mm qui donne un G=100x.
Un oculaire de 8mm qui donne un G=150x
Une lentille de barlow supplémentaire
permettra de doubler ces derniers grossissements et donnera avec les
oculaires de 12mm et 8mm respectivement 200x et 300x.
Il n’est pas souhaitable d’utiliser la
lentille de Barlow avec l’oculaire de 30mm, car avec les grossissements
faibles, cela entraîne souvent une perte de luminosité sur les bords du
champ si le diamètre de la Barlow est trop faible.
Nous voyons que si le grossissement
minimum d’un instrument est limité physiquement par la focale de
l’oculaire et sa dimension (il n’existe pas d’oculaire de plus de 75mm de
focale au coulant de 50mm), il n’y a pas de limite pour le grossissement
maximum. En effet, rien ne nous empêche sur le T200 cité en exemple, de
placer un oculaire de 4mm (la plus petite focale disponible sur le marché)
et d’y ajouter une lentille de Barlow, cela donnerai alors un
grossissement de 600x. Pourquoi pas une deuxième lentille de barlow qui
porterai le grossissement à 1200x ?
Le
grossissement maximum utilisable sur un instrument est limité par
deux choses :
La
diffraction : C’est elle qui va donner la résolution de
l’instrument. Elle est environ égale à 12, divisée par le diamètre du
miroir en centimètre et est exprimée en seconde d’arc. Un T200 a une
résolution de 12/20=0,6’’, c’est-à-dire qu’il est capable de séparer deux
étoiles dont l’écart est vu sous un angle apparent de 0,6’’ (ce qui
équivaut dans ce cas là à la dimension d’une pièce de 1 euro vue à
une distance de 8 Km). Pour pouvoir atteindre la résolution maximum d’un
instrument, un grossissement d’au moins une fois le diamètre en millimètre
est nécessaire. Pour plus de commodité, le grossissement peut aller
jusqu’à deux fois le diamètre (jusqu'à trois fois sur les petits
instruments). Au-dessus, l’observation devient vite incommode à cause des
vibrations et de la difficulté de mise au point et n’apporte rien de plus
sur la résolution.
La Magnitude
:
Hipparque, au cours du 2ème
siècle avant notre ère, avait dressé un catalogue d’étoiles qu’il avait
classé selon leur éclat. Les étoiles les plus brillantes étaient appelées
de première grandeur, jusqu‘aux plus faibles étoiles visibles qui étaient
nommées étoiles de sixième grandeur.
Cette estimation, qui était très
personnelle et ne s’appuyant évidement sur aucune mesure instrumentale fut
pourtant conservée. On fabriqua donc une formule qui ‘collait’ avec le
catalogue d’Hipparque, afin d’avoir une échelle de grandeur bien
déterminée, universelle et chiffrable.
L’échelle de magnitude fit donc sont
apparition et fut définie aux environs de 1850 par Pogson, comme une
échelle logarithmique dont chaque degré correspond à une différence
d’intensité lumineuse d’environ -2,5.
Le calcul des magnitudes fait appel aux
logarithmes. On sait qu’une différence de 5 magnitudes est égale à un
facteur de luminosité de 100 fois. Donc, une différence d’une magnitude
(x) est égale à : x5 = 100, soit 5log(x) = log(100) = 2,
log(x)=0,4 donne x=2,512.
Une étoile de magnitude 6 est donc 2,512
fois moins lumineuse qu’une étoile de magnitude 5. Il ne faut pas être
surpris par cette échelle car dans l’œil de l’observateur, une étoile qui
paraît deux fois moins lumineuse à réellement une luminosité environ 2,5
fois moins forte. Remarquons que plus la magnitude est grande, moins
l’étoile apparaît brillante. Les astres éblouissants, comme le Soleil ou
la Lune, se trouvent donc dotés d’une magnitude négative, par exemple -27
pour le Soleil, -14 pour la pleine Lune.
Prenons deux étoiles de luminosités L1
et L2. Leur différence de magnitude (M1-M2) est :
(L1/L2) = 2,512(M1-M2), ce qui donne
M1-M2 = log(L1/L2) / log(2,512) = log(L1/L2) / 0,4.
Ce qui est égal à : 2,5 log(L1/L2) (loi
de Pogson)
Concrètement, une étoile mille fois
moins lumineuse que sa voisine de magnitude 7, a une différence de
magnitude de 2,5log(1000)=7,5, soit une magnitude de = 7 + 7,5 = Magnitude
14,5.
Nota : Ne pas confondre le facteur 2,5
de cette formule, qui provient de la simplification de la formule
ci-dessus qui avait 0,4 en dénominateur, et la valeur de 2,512, qui est la
racine cinquième de 100.
Nous avons vu qu’à l’œil nu, nous
pouvons voir des étoiles jusqu’à la magnitude 6. Au-delà, il nous faut
utiliser un instrument d’optique. Mais quelle magnitude peut être atteinte
par ces instruments ?
Il y a différentes formules pour
calculer la magnitude limite d’un instrument. La plus simple est :
M = 2,1 x 5log ( D )
Où D est le diamètre de l’objectif ou du
miroir, en mm.
Voici quelques exemples : Diamètres
Magnitude limite
50
0,6
60
11
80
11,6
114
12,4
150
13
200
13,6
250
14,1
La
turbulence :
Les mouvements d’air de l’atmosphère mais aussi les mouvements de
convection à l’intérieur du tube du télescope, dégradent l’image. Plus
l’instrument aura un grand diamètre, plus il sera sensible à la
turbulence. Pour limiter les mouvements d’air à l’intérieur du tube, il
est conseillé de sortir l’instrument quelques heures avant l’observation
afin que les températures des différents éléments s’équilibrent avec la
température ambiante. Les instruments à tubes fermés (Schimdt-Cassegrain
et Lunette) sont bien entendus peu sensibles à ce type de turbulence. La
turbulence atmosphérique est par contre imparable mais elle peut évoluer
au cours de la nuit. Il faut donc surveiller son évolution et profiter du
moment où elle sera la plus faible pour se consacrer aux observations
nécessitant des grossissements importants. Avec une turbulence moyenne, un
grossissement de 200x sur un T200 est un maximum, au-dessus on obtiendrait
une image très floue et mouvante.
Pour limiter la turbulence, on évitera d’observer au dessus d’un sol qui a
été chauffé par le soleil, préférez une champ ou une pelouse. Evitez aussi
d’observer à travers une fenêtre ouverte, les échanges d’air entre
l’intérieur et l’extérieur sont très importants.
La monture azimutale : C’est une monture qui permet d’orienter le
télescope ou la lunette, suivant deux axes, l’un vertical (l’azimute),
l’autre horizontal (la hauteur). Ce type de monture peut être préféré pour
un instrument transportable et pour l’observation à l’oculaire. Elle n’est
pas motorisée et le suivi doit être manuel. Cette monture est conseillée
pour les débutants car d’un emploie très facile. C’est ce type de monture
simplifiée qui est utilisé sur les Dobsons.
La monture équatoriale : Cette monture est articulée suivant deux axes.
L’un parallèle à l’axe de rotation de la Terre (L’ascension droite) permet
le suivi des astres en agissant sur ce seul axe. L’autre perpendiculaire
(la déclinaison) balaie la hauteur d’un pôle céleste à l’autre. L’axe
d’ascension droite peut être motorisé pour suivre les astres dans leurs
déplacements, ce qui est commode en visuel et qui permet la pratique de
l’observation en groupe (l’objet reste au centre de l’oculaire pendant
l’observation par tous les membres du groupe) et permet la pratique de la
photographie. La monture équatoriale est d’un emploi moins pratique pour
la visée que la monture azimutale et demande un peu d’expérience.
Dans le commerce :
L’achat d’un premier instrument dans le commerce est souvent sujet au
hasard. Le débutant ou un néophyte va souvent porter son choix sur un
instrument ayant de l’allure mais n’ayant pas obligatoirement les qualités
optiques et mécaniques nécessaires. Il n’est pas non plus aidé par le
commerçant qui cherchera à placer un instrument dans un budget sans
se soucier des désirs de son client et de l’efficacité de son matériel.
Les magasins, en France, où l’on pourrait trouver un vendeur connaissant
le matériel qu’il commercialise et pouvant donner de bons conseils,
peuvent sans doute être comptés sur les doigts d’une main. A ma
connaissance, aucun opticien ne peut donner une garantie ou des
justificatifs de qualité, sur les instruments pour débutants qu’il
distribue. Il faudra donc porter son attention sur un instrument de marque
(Meade, Pearl, Etc.) pour ne pas avoir de trop mauvaises surprises.
Le grossissement annoncé sur une publicité n’est pas un gage de
performance. On voit couramment proposé des lunettes de 60mm avec des
grossissements allant jusqu’à plus de 400x. Nous savons maintenant que
c’est fantaisiste et que le grossissement maxi utilisable pour un
tel instrument ne dépassera pas 3x60=180x. L’observation des planètes se
fera à environ 100x à 120x. Seul le diamètre de l’objectif et sa qualité
sont donc significatifs. Par contre il serait judicieux d’étudier la gamme
d’oculaires proposés avec l’instrument pour voir si elle couvre les divers
grossissements nécessaires, que nous avons vu plus haut.
On trouve les termes Luminosité et Indice crépusculaire,
dans les descriptions d’un instrument. On qualifie un instrument de
lumineux, lorsque sont rapport F/D est petit. (entre 4 et 6). Ceci n’est
valable que pour la photographie au foyer de l’instrument. Un télescope de
200mm à F/D=10 ne sera ni plus ni moins lumineux qu’un autre télescope de
200mm à courte focale, à grossissement égal. Tout au plus, on pourrait
dire qu’un faible grossissement, propice à l’observation des objets
faibles, serait plus commode à utiliser sur un instrument à courte focale.
Quand à l’indice crépusculaire, il n’est significatif que pour comparer
des instruments qui auraient des qualités lumineuses identiques. (qualité
des traitements anti-reflets par exemple). Si dans la théorie, une paire
de jumelles 7x50 a un indice crépusculaire supérieur à des 10x40, dans la
pratique, les 10x40 haut de gamme peuvent se révéler très supérieur à de
médiocres 7x50.
A éviter absolument : Les télescopes courts de type Newton. On trouve de
petits T115/900 (ou 114/1000) dont le tube est raccourci (environ 500mm)
au lieu des 900mm attendus. Cette petite taille est obtenue en utilisant
un primaire de focale courte (environ 450mm) et en plaçant une lentille de
barlow dans le porte oculaire afin de ramener la focale à 900mm. Si ce
type de télescope peut paraître séduisant car très compact et rappelant
les Schmidt-Cassegrains, c’est une conception qui s’avère le plus souvent
désastreuse car sous dimensionnée. Le secondaire et la Barlow sont
toujours de diamètre trop faible et diaphragment l’instrument le rendant
pratiquement inutilisable et très loin des performances attendues. Un
T115/900 Newton doit absolument faire environ 900mm de long.
La fabrication
personnelle :
Il est courant de rencontrer des télescopes de
fabrication amateur. Le type Newton s’y prête bien, par sa simplicité. La
taille d’un miroir parabolique peut être exécutée par un amateur, cela
demande patience et persévérance mais il y a au bout la satisfaction
d’avoir un miroir excellent. Le miroir primaire peut aussi être acheté
dans le commerce. Il est à noter que la parabolisation d’un miroir, même
du commerce, n’est possible que manuellement, avec de fréquents contrôles.
Pour tout achat de miroir, il faut impérativement exiger un bulletin de
contrôle. Les autres pièces d’optique ainsi que les supports et le porte
oculaire, se trouvent facilement. Une simple monture azimutale est très
facile à réaliser, même pour un ‘bricoleur’ moyen. Attention toutefois à
ne pas inventer des procédés malheureux , mais plutôt étudier les
instruments déjà réalisés pour en tirer des idées et des principes déjà
éprouvés.
La construction de son télescope personnel réduit considérablement le prix
de revient. Cela permet aussi de choisir soi-même les diamètres du
primaire (selon son budget), du secondaire, de composer la gamme
d’oculaires selon les observations désirées etc… On peut ainsi selon son
goût réaliser un télescope de longue focale et soigner les critères
permettant l’utilisation de forts grossissements si l’on est adepte de
l’observation planétaire ou des étoiles doubles. On fera un télescope de
focale courte et transportable, avec des oculaires grands champs et
faibles grossissements, si l’on est adepte de l’observation du ciel
profond. L’instrument sera alors parfaitement adapté à son propriétaire.
Lexique :
Achromatisme : Propriété qu’a un objectif de corriger le chromatisme.
Champ : Champ de vision. Dimension de la vue dans l’oculaire. Le champ est
plus ou moins large suivant le type d’oculaire de l’instrument. Un champ
faible donnera une vue resserrée sur le centre de l’image, un champ large
donnera pour le même grossissement une vision plus large autour du centre
de l’image.
Chercheur : Petite lunette de visée permettant de pointer le télescope sur
une zone du ciel à observer.
Chromatisme : Décomposition de la lumière blanche. La lumière est étalée
du rouge au bleu, le rouge étant moins réfracté que le bleu.
Dobson : Télescope Newton de grand diamètre (entre 300 et 1000mm) et de
courte focale (F/D<5). L’idée de ce type de télescope est de pouvoir
posséder un télescope important et malgré tout facilement transportable.
Le style très dépouillé de ces instruments cache des astuces et des
techniques particulières qui en font des instruments très intéressants.
Attention toutefois à l’appellation Dobson qui est souvent donnée à tort à
certains télescopes du commerce.
F/D : Rapport entre la focale et le diamètre de l’instrument. C’est aussi
ce que l’on nomme l’ouverture. Par exemple un T200/1200 à un
F/D=1200/200=6. C’est le même F/D que l’on appel diaphragme sur les
appareils photo.
Focale : Distance à laquelle se forme l’image donnée par l’objectif. C’est
aussi la distance de mise au point de l’oculaire.
Luminosité : (sous entendu : d’un instrument). Terme très peu
significatif, voir plus haut.
Lunette : Instrument composé d’un objectif réfracteur.
Objectif : Lentille principale d’une lunette donnant une image sur un plan
focal. Généralement composé de deux éléments (doublet achromatique).
Obstruction : C’est le rapport entre le diamètre du miroir secondaire et
le primaire.
Oculaire : Elément d’optique permettant d’agrandir et d’observer l’image
donnée par l’objectif ou le miroir.
Ouverture : Voir F/D.
Primaire : Miroir principal d’un télescope. Caractérisé par son diamètre
et sa focale. On dira par exemple 200x1200 ou 200 F/D=6. La précision
optique peut être rajoutée Exp. Lambda/10. Lambda étant la longueur d’onde
de la lumière jaune à 0,56nm servant de mesure lors du contrôle.
Porte oculaire : A crémaillère pour la lunette, à cabestan de préférence
pour le télescope, il permet le montage des oculaires et d’effectuer la
mise au point.
Secondaire : Miroir servant à détourner la focalisation du primaire pour
rendre accessible le plan focal.
T115/900 : Télescope de diamètre 115mm et de focale 900mm.
Télescope : Instrument dont la pièce maîtresse est un miroir.
Vignetage : Obscurcissement de l’image sur les bords du champ de vision.
Se manifeste lorsque les composants d’un instrument sont sous développés.
Le plus souvent : prismes trop petits dans une paire de jumelles,
diaphragmes dans une lunette (souvent rencontrés dans les chercheurs),
trop faible diamètre du secondaire dans un télescope.
Claude FERRAND
