La lunette astronomique.

 

 

Déjà au Moyen-âge on savait corriger les défauts de la vue par l'usage de lentilles. A la fin du XVIe siècle Giovanni Battista Della Porta publie un ouvrage d'optique où on y trouve tous les éléments théoriques qui auraient pu permettre la construction d'une lunette. Certains historiens pensent pensent qu'il l'a inventée , d'autres que c'est un artisan italien vers 1590.

Galilée en entend parler et dès 1609 il en fabrique une à partir d'écrits produits par des lunetiers hollandais.

Si donc Galilée n'est pas le père de la lunette , c'est lui qui l'utilise pour la première fois à des observations astronomiques.

Sa première lunette (grossissement x 3) , lui révéla des étoiles invisibles à l'oeil nu de la voie lactée , les satellites de Jupiter , les cratères de la lune , les phases de Vénus ect...

En 1611 Kepler expose la théorie de la lunette et suggère de remplacer l'oculaire divergent (qui redressait les images) par une lentille convergente.(lunette astronomique).

Les lunettes ou "télescopes réfracteurs" vont alors voir leurs dimensions augmenter , mais très vite apparaissent des problèmes liés aux phénomènes d'aberrations. Euler (1750) propose de les corriger en associant des lentilles taillées dans des verres différents.

Au début du XXe siècle les dimensions limites sont atteintes (Meudon, Yerkes ) , Les télescopes réflecteurs prennent la relève.

 

Principe rapide.

La lunette astronomique est constituée de deux lentilles convergentes , l'objectif de distance focale assez grande (pouvant atteindre 20m pour les lunettes d'observatoires) et l'oculaire de courte distance focale.

L'objectif donne une image de l'astre (A1 B1 )dans son plan focal image . Cette image est d'autant plus grande que la distance focale de l'objectif est élevée.

L'oculaire donne par effet loupe une image virtuelle de A1 B1 , soit A'B' cette image. Pour éviter la fatigue de l'oeil l'image définitive est rejetée à l'infini , c'est la mise au point qui s'effectue par déplacement de l'oculaire de façon à amener l'image intermédiaire dans le plan focal objet de l'oculaire. La lunette est dite afocale.

Le grossissement

Le grossissement G est le rapport de deux angles : L'angle sous lequel est vu l'image de l'objet à travers l'instrument sur l'angle sous lequel est vu l'astre à l'oeil nu. On démontre que pour la lunette afocale G = f'1/f'2 . En choisissant votre oculaire vous déterminez votre grossissement.

En astronomie le grossissement G n'est pas un paramètre essentiel , le rôle de la lunette est de collecter un maximum de lumière. Le flux lumineux qui entre dans la lunette étant proportionnel à l'aire du diaphragme de l'objectif de diamètre D. Le pouvoir de résolution (c'est à dire la quantité de détails visibles) augmente avec le diamètre de l'optique , pas avec le grossissement.

Il faut admettre que le grossissement correspondant au rendement normal d'une lunette s'obtient en multipliant par deux le diamètre de son objectif (en mm). Ainsi une lunette de D = 60 mm travaille bien avec un grossissement de 120. On peut pousser jusqu'à 150 ( = 60x2,5) si les conditions d'observation sont parfaites....mais jamais plus. Il faut savoir que plus le grossissement augmente plus la luminosité se réduit et plus le champ observé devient petit. Ne pas oublier non plus que le ciel "bouge" et qu'une étoile ou une planète sortira d'autant plus vite du champ que le grossissement est important. D'où la nécessité d'un système permettant de compenser la rotation de la terre.

Observation du ciel profond.

Un instrument observant le ciel profond doit être lumineux et la luminosité est un compromis entre D (diamètre de l'optique) et G (le grossissement). Quel que soit l'intrument observant un objet faible ,la luminosité maximale sera atteinte quand le diamètre de la pupille de sortie* (a) = D/G est égale au diamètre de la pupille de l'observateur. En vision nocturne la pupille de l'observateur peut atteindre 7 mm , mais pour un adulte elle est de l'ordre de 5 à 6mm..

Ainsi donc une lunette de D = 60 mm de G = 10 offre une pupille de sortie de 6 mm mais un télescope de 400 mm à pupille de sortie égale donnera un grossissement de 66 et sera donc plus adapté à l'observation du ciel profond.

*Le diamètre de la pupille de sortie est le diamètre du faisceau lumineux qui sort de l'instrument pour entrer dans l'oeil.C'est aussi l'image de l'objectif formé par l'oculaire.


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