L'UTILISATION D'UN INSTRUMENT ASTRONOMIQUE
(jumelles, lunette, télescope)

Texte original de Pierre Paquette
Conférence donnée au Club Astronomie des Moulins
par Pierre Paquette le 4 novembre 2002
Bonsoir !

Plusieurs personnes débutent en astronomie suite à l'acquisition (par suite d'un achat ou d'un cadeau ou don) d'un instrument d'optique. La plupart du temps, surtout dans le cas d'un cadeau, il s'agit d'un appareil provenant des rayons d'un supermarché, c'est-à-dire auquel on peut presque inconditionnellement associer une mauvaise qualité d'optique. On ne peut pas nécessairement en vouloir alors à la personne qui nous a donné l'appareil, parce qu'elle n'est pas forcément experte en optique ! Et quand on achète l'appareil soi-même et que l'on est débutant, on ne sait évidemment pas quels critères rechercher pour obtenir de la qualité!

Mais peu importe la qualité de l'appareil quand on ne sait pas s'en servir. Ainsi, il ne sert à rien d'avoir un appareil qui vaut des milliers de dollars si c'est pour qu'il amasse la poussière dans un coin du salon ou, pire, du placard.

J'ai aussi eu un ami qui avait retourné son appareil au magasin parce que l'image vibrait excessivement « au moindre battement de cœur », selon lui.

Connaître le fonctionnement et connaître les limites de son instrument, donc, voilà les deux conditions essentielles à remplir pour profiter pleinement de l'astronomie.

La première chose à savoir, ou plutôt à savoir faire, est de mettre l'image au point. Parce que peu importe où on regarde, si l'image est floue, ça ne donne rien de regarder là ! Un fait d'une importance capitale par rapport au à la mise au foyer est que si quelqu'un d'autre le fait pour vous, ça ne sera pas nécessairement correct. Deux personnes n'ont jamais exactement la même vision, et c'est pourquoi si vous observez, ne serait-ce que quelques secondes, avec un instrument qui vient d'être utilisé par quelqu'un d'autre, prenez le temps de mettre l'image au point.

Cette opération se fait généralement en tournant une poignée située sur le côté de l'oculaire. En la tournant toujours dans le même sens, on devrait normalement passer d'une image de l'étoile qui va d'une tache floue assez large et faible à une tache toujours floue, mais plus étroite et plus brillante, à un point brillant et net, puis encore à une tache floue mais encore relativement brillante et petite, puis enfin la grande tache floue et faible. On sera donc passé d'un côté du foyer à l'autre, le foyer lui-même étant atteint lorsque l'image sera « la plus petite possible et la plus brillante possible », comme on m'a expliqué à mes propres débuts.

Dans le cas de jumelles, l'opération se complique légèrement, parce qu'on a alors deux oculaires à ajuster. Il existe pour ce faire deux boutons d'ajustements : un se trouve au milieu des jumelles, et prend la forme d'une rondelle ou d'une sorte de levier à deux côtés ; l'autre est une sorte de pivot d'un des oculaires. On commence en fermant l'œil qui se trouve vis-à-vis de l'oculaire ajustable, puis on règle l'image (donc pour l'autre œil) avec le premier bouton. Ensuite, on ferme l'autre œil et on rouvre le premier, pour ajuster par le pivot d'oculaire comme tel.

La seule chose qui me reste à dire à propos des jumelles, c'est que leur opération n'est pas plus compliquée ! Il s'agit seulement de les pointer vers ce qu'on veut observer, de mettre l'image au point, et d'observer. Ou, comme on dit en anglais, « enjoy the view » ! On devra seulement garder en mémoire que l'image ne sera pas extrêmement stable, puisque l'on tient les jumelles à la main, et non avec un trépied. Cette option est disponible sur plusieurs modèles de jumelles : un capuchon de plastique placé entre les deux objectifs (les grosses lentilles) s'enlève pour laisser place à un trou fileté dans lequel vient se visser un adaptateur pour trépieds d'appareils photo.

Pour une lunette ou un télescope, ça se complique, puisque ces instruments sont installés sur des montures, montures dont il existe deux catégories : azimutale (ou parfois « altazimutale ») et équatoriale. Et attention, parce qu'on trouve des sous-catégories : ainsi, on trouve des montures équatoriales allemandes et des montures équatoriales à fourche, par exemple.

La monture azimutale est simple, peu importe son style. On pointe simplement l'appareil selon deux axes : gauche/droit ou en azimut, et haut/bas, ou en altitude. Ainsi, c'est très simple : si l'objet à observer est à droite et en haut de la direction pointée par l'instrument, on n'a qu'à pivoter l'axe d'azimut vers la droite et à abaisser l'axe d'altitude.

On trouve en fait de montures azimutales le modèle dit de Dobson, du nom de son inventeur, John Dobson, du groupe Sidewalk Astronomers de San Francisco, en Californie. Il s'agit grosso modo d'une boîte en bois faite en hauteur et sans couvercle, et avec un des côtés presque inexistants et le côté opposé quelque peu rabaissé. Sur les deux autres côtés, viennent s'appuyer deux disques de bois ou deux bouts de tuyau large qui tiennent à leur tour le tube optique. La boîte pivote de gauche à droite sur un axe qui peut être aussi simple qu'un boulon. L'ensemble est ainsi facile à construire, donc par n'importe qui, même nul en bricolage, et vu qu'il est fait de matériaux simples et faciles à trouver, son coût est très bas. Ces deux facteurs combinés expliquent la grande popularité de ce type de monture.

Un autre style de monture azimutale est celui que l'on retrouve sur plusieurs appareils commerciaux. Il s'agit essentiellement d'un « U » de métal dont les branches supportent le tube optique par un axe horizontal, qui permet donc le mouvement haut/bas. Un pivot passant par la base du « U » permet le mouvement gauche/droite, et le tour est joué ! Le « U » est habituellement incliné pour permettre à l'appareil de pointer à la verticale, sinon il buterait contre la base du « U ».

Le principal problème avec une monture azimutale est que la Terre tourne sur son axe. Si on prend la trajectoire apparente d'un astre dans le ciel, par exemple le Soleil, il se lève à l'horizon est le matin, passe à une certaine hauteur au sud le midi, et se couche à l'ouest le soir. Avec une monture azimutale, on devrait donc viser d'abord l'horizon est, puis tourner le tube lentement vers le sud puis vers l'ouest, tout en montant le tube le matin jusqu'à midi, mais ensuite en le redescendant après midi jusqu'au soir.

Toujours deux mouvements, donc, pour suivre un astre. Plutôt fatigant !

La monture équatoriale évite ce problème, puisqu'un de ses axes est parallèle à celui de la Terre. Si on tourne l'appareil suivant cet axe, on imite donc un mouvement similaire de la Terre sur son axe –en supposant que les deux sens soient permis, ce qui n'est évidemment pas le cas. Mais si on reste dans le domaine du possible, et qu'on tourne l'instrument vers l'ouest à un tour en vingt-quatre heures, on compense parfaitement le mouvement de la Terre, et un astre pointé par le tube au début de la session d'observation sera encore dans le champ de l'oculaire à la fin de celle-ci !

On l'a vu, il existe différents genres de montures équatoriales. Je parlerai ici des deux plus communs, la monture allemande et la monture à fourche. D'autres genres existent, comme la monture anglaise ou la monture « split ring », mais ils sont plus difficiles à construire, alors on les retrouve beaucoup moins souvent –je peux vous les expliquer sur demande, cependant.

La monture allemande fut la première inventée, par un Allemand, d'où son nom. Dans cette monture, on trouve un axe pointant vers le pôle céleste, et donc parallèle à l'axe de la Terre, bien entendu, comme sur toute monture équatoriale. On peut le faire par exemple avec un bout de tuyau, ce qui est bien pratique parce qu'on peut se fournir entièrement au rayon de plomberie de la quincaillerie du coin pour en fabriquer une. Au bout de ce tuyau, on pose un « T », dont la barre horizontale deviendra l'autre axe. L'instrument d'optique sera placé en porte-à-faux sur un des côtés de ce « T », et se trouvera à pivoter suivant un axe perpendiculaire à celui de la Terre –donc du nord au sud. Afin d'éliminer l'instabilité de son emplacement, on place un contrepoids sur l'autre moitié du « T », évidemment de poids semblable au tube optique.

En plaçant une monture allemande sur un trépied, on a l'inconvénient que le tube pourra parfois heurter une des pattes de celui-ci quand il pointera vers le haut. On devra par conséquent faire une manœuvre un peu compliquée quand viendra le temps de passer de l'est à l'ouest d'une zone déterminée autour du zénith.

Un des moyens d'éviter ce problème est d'utiliser une monture à fourche. Il s'agit essentiellement d'une monture azimutale en « U » dont je parlais plus tôt, mais avec l'axe du « U » aussi incliné, et non seulement le « U » lui-même. Mais l'instrument pèse de tout son poids sur le « U », comme dans la monture azimutale, et ne peut pas couvrir la zone polaire.

On peut régler ce dernier problème –mais pas le premier– en faisant en sorte que seule une petite partie du tube passe entre les branches du « U » quand on pointe vers le pôle. Cela se fait en mettant par exemple des contrepoids ou en utilisant un tube très léger du côté tourné vers le ciel.

Si on place une monture à fourche sur un trépied ou sur une colonne, il y aura un grand débalancement, et c'est pourquoi les montures de ce type que l'on retrouve dans le commerce sont placées sur une sorte de table décentrée par rapport au dessus du trépied ou de la colonne. Le centre de gravité de l'ensemble passe alors à l'intérieur du support au sol, et on a un instrument globalement stable.

Voilà pour le fonctionnement mécanique. Il reste de nombreux détails, parfois importants, mais ils dépendent largement du type de monture, et souvent même de son fabricant et à l'extrême de son modèle particulier. Il est donc fortement recommandé de lire les manuels d'instructions qui viennent avec chaque appareil.

Un petit mot en passant avant d'en finir avec les montures. Il existe aujourd'hui de plus en plus d'instruments contrôlés par ordinateur, externe ou intégré. Deux séries populaires sont le Autostar de Meade et le Nexstar de Celestron. Ces instruments viennent avec une banque de données intégrée contenant des milliers d'objets célestes de toutes sortes –pas toujours à la portée de l'instrument, malheureusement, et on verra pourquoi plus tard–, accessibles avec de simples pressions sur des touches d'une sorte de manette de commande. Un tel « gadget » n'est pas nécessairement une chose positive. Je m'explique : vous appuyez sur quelques boutons, et l'appareil se pointe tout seul vers l'astre que vous désirez observer. C'est un peu comme d'embarquer dans un taxi et d'indiquer où on veut se rendre. C'est bien. Mais si jamais le taxi décide de faire la grève, comment vous rendrez-vous à destination ?

Dans ma dernière conférence (http://starpete.freewebspace.com/20021007.doc), j'ai expliqué que la connaissance du ciel était importante. Si vous pointez vous-même ce que vous voulez observer, d'accord, ça va prendre plus de temps, et vous allez peut-être même devoir vous essayer plusieurs fois avant de « tomber » sur l'astre que vous cherchez, mais vous aurez au moins le mérite de pouvoir le faire vous-même. Après, si ça vous chante, vous achèterez une monture automatisée !

De toute façon, de telles montures demandent normalement le pointage semi-manuel de deux astres au début de chaque utilisation pour bien fonctionner… Ça va mal de pointer l'étoile Véga quand on ne sait pas laquelle c'est !

Bonne connaissance du ciel, donc, mais comme je le disais au début, une bonne connaissance de l'instrument est aussi nécessaire pour bien apprécier l'astronomie. Fonctionnement de l'instrument de un, mais aussi limites de celui-ci.

La lumière émise ou reflétée par les astres franchit plusieurs milieux avant d'arriver à notre cerveau qui la traite au bout de la ligne. Le vide de l'espace interplanétaire, interstellaire ou intergalactique de un, puis l'atmosphère terrestre, et enfin l'œil lui-même, quand il n'y a pas d'instrument.

Penchons-nous un peu sur ce dernier maillon de la chaîne, l'œil. Il s'agit essentiellement d'un détecteur de lumière, certainement très perfectionné, mais différemment en cela d'une espèce animale à l'autre. L'œil humain n'est pas aussi sensible dans le noir que celui d'un chat, par exemple, et on ne serait certainement pas capable de voir un lapin courir si on était à la place de l'aigle quelques centaines de mètres plus haut. Tout cela pour des raisons biologiques, bien sûr, mais aussi optiques, surtout !

Ce qui nous permet de détecter la lumière est un ensemble formé de milliers de cellules disposées au fond de l'œil, formant une membrane très mince que l'on appelle la rétine. Ces cellules contiennent un dérivé de la vitamine A qui réagit à la lumière, envoyant un influx nerveux le long du nerf optique auquel elles sont rattachées, jusqu'au cerveau. Elles sont divisées en deux groupes : les cônes et les bâtonnets. La différence fondamentale entre les deux, outre leur forme, est que les cônes ont besoin d'une plus grande quantité de lumière que les bâtonnets pour envoyer leur message au cerveau. Par conséquent, les cônes sont à peu près inutiles dans le noir, où la lumière est si faible qu'elle n'arrive pas à les exciter.

Détail majeur aussi, les cônes sont les seuls à percevoir les couleurs, certains d'entre eux n'étant sensibles qu'au rouge, d'autres qu'au vert, et d'autres enfin, au bleu seulement. Les bâtonnets réagissent à toutes les couleurs, mais n'existent que dans une seule version, alors le cerveau ne sait pas de quelle couleur il s'agit, et n'y voit que du gris, comme les chats de la nuit ! Ça explique pourquoi il est très rare de voir de la couleur dans les astres observés, à moins d'avoir un instrument qui ramasse beaucoup de lumière –on verra plus tard comment.

Aussi, les cônes sont surtout placés au centre de la rétine, donc au centre du champ visuel, et ne laissent à cet endroit à peu près pas de place aux bâtonnets, qui sont plutôt situés en périphérie. C'est pourquoi il est plus facile de détecter les astres faibles lorsqu'on regarde un peu à côté d'eux.

Enfin, les cônes sont plus sensibles à la lumière jaune, tandis que les bâtonnets sont plus sensibles au bleu. C'est pourquoi une lumière rouge ne les affectera que peu, et on utilisera donc une lampe rouge pour s'éclairer quand on ira observer.

Tout ceci s'explique par l'évolution. Quand nous n'étions que des singes, et même encore quand nous sommes devenus des humains, nous avions pour ennemis des animaux sauvages comme les tigres et les lions, par exemple. Ceux-ci sortant surtout la nuit, on devait être capable de les voir avant qu'ils ne soient placés droit devant nous, donc en périphérie de notre champ de vision. Et la lumière la plus forte alors était celle de la Voie lactée, légèrement bleutée. (Demandez à quelqu'un qui est allé dans le désert, par exemple, et ils vous diront que la Voie lactée projette des ombres au sol, et que Jupiter ou Vénus sont aveuglantes.)

Le jour, pour bien voir les choses, il fallait utiliser au maximum la lumière disponible, c'est-à-dire celle du Soleil, plus jaune. Comme on prenait plus de temps pour chercher la nourriture (des graines, fruits et racines surtout, la viande n'étant réellement qu'un complément), on devait bien voir devant nous !

Avant d'arriver à la rétine, la lumière traverse diverses parties de l'œil, toutes différentes. De l'intérieur à l'extérieur, ce sont l'humeur vitrée, le cristallin, l'humeur aqueuse et la cornée.

L'humeur vitrée est une sorte de sac d'eau qui maintient la forme de l'œil et colle la rétine au fond de celui-ci.

Le cristallin constitue la lentille de l'œil, qui focalise les rayons lumineux sur la rétine ; un muscle le bombe ou l'étire pour lui permettre de faire la mise au point sur des objets rapprochés ou lointains, respectivement.

Constituée d'eau, de vitamine C, de glucose, d'acide lactique et de protéines, l'humeur aqueuse maintient aussi la forme de l'œil et assure sa propreté interne, en étant renouvelée continuellement, sur un cycle de deux à trois heures.

La cornée, mince de quatre dixièmes de millimètre et large de onze millimètres environ, est la fenêtre de l'œil au monde extérieur. C'est l'une des seules parties du corps humain qui n'a pas de veines, et elle reçoit son oxygène directement de l'air ambiant, filtré par les larmes qui sont continuellement fournies par des glandes autour de chaque œil. Comme quoi ça fait vraiment du bien de pleurer, parfois !

Tous ces milieux perturbent à leur manière la lumière qui les traverse. Comme ils contiennent des impuretés, si microscopiques soient-elles, la lumière est légèrement diffusée par celles-ci, et on ne peut malheureusement pas s'attendre à avoir une image parfaitement exacte de la réalité.

En entrant dans l'œil, la lumière traverse une ouverture située derrière le cristallin. Il s'agit de la pupille, le rond noir du milieu de nos yeux. C'est un trou dans l'iris, qui est une sorte de membrane qui s'ouvre et se ferme selon la quantité de lumière qui arrive à l'œil : trop de lumière, et l'iris se referme. Il va sans dire que dans le noir, l'iris est ouvert au maximum (environ 7 millimètres ou un peu plus pour les jeunes enfants, mais 4 millimètres environ pour une personne de l'Âge d'Or), et qu'il se refermera si on est éclairé par une lumière plus forte, d'où l'avantage de ne pas utiliser de lampe de poche trop puissante –le rouge est l'idéal comme on l'a déjà vu, mais même avec cette couleur, on fait refermer l'iris, et il faut donc limiter la puissance de la lampe de poche.

Le fait que la lumière doive passer par une ouverture (de diamètre D, exprimé en millimètres) crée un phénomène intéressant : un détecteur placé au foyer ne pourra pas séparer deux points de la source lumineuse (ou deux sources lumineuses ponctuelles) si l'angle les séparant est inférieur à :

120 / Dmm secondes d'arc, en théorie.

Cet angle minimal est la limite de résolution d'un instrument d'optique. Cette limite vaut 40" pour l'œil humain, en supposant un diamètre de trois millimètres pour la pupille. Si on a la pupille plus dilatée, on peut distinguer des détails plus petits (théoriquement 17" pour une pupille de 7 mm de diamètre). À strictement parler, il s'agit de la tache formée par la diffraction des rayons lumineux en passant par l'ouverture, chaque point du contour de celle-ci devenant à sa façon une source de lumière semblable à l'originale. Cette tache s'appelle tache d'Airy, et elle est accompagnée d'anneaux lumineux concentriques successivement plus faibles, formés par l'interférence des rayons diffractés.

On a un autre problème pour l'œil humain : la rétine est formée de cellules, qui ont une certaine taille non nulle. Comme une seule cellule ne peut donner deux images, on aura besoin de deux cellules minimum. Au moins 2,6 µm les séparent, et les lois de l'optique nous indiquent que l'angle minimal qui pourra être résolu par elles sera de 26" environ.

La règle s'applique donc aux instruments fabriqués par l'homme : un objectif de 60 mm permettra de distinguer des détails de 2", tandis qu'un appareil de 200 mm pourra résoudre des détails de 0,6" en théorie. Il faudra bien entendu utiliser un oculaire suffisamment puissant pour que l'angle résolvable par l'instrument soit grossi à une valeur résolvable par l'œil ! Cependant, les lois de l'optique limiteront les grossissements utiles à 0,2 Dmm au minimum et à 2 Dmm au maximum.

On a donc une limite au plus petit détail que l'instrument nous permettra d'observer, mais il y a aussi d'autres raisons pour les instruments plus grands : la capacité à collecter la lumière.

Celle-ci dépend aussi du diamètre de l'objectif, ou pour être plus précis, de sa surface. En effet, si l'œil humain n'était qu'une fente horizontale, nous pourrions distinguer des détails horizontaux aussi petits que le permettrait la longueur de la fente. Mais nous ne capterions qu'un peu de lumière, comme on peut en faire l'expérience en se fermant presque complètement les paupières –un peu comme lorsque l'on est ébloui, justement !

De la même façon, si l'objectif d'un instrument astronomique était fait en long, il ne ramasserait pas autant de lumière que si sa surface était ronde. De toute façon, sa résolution ne serait bonne que dans le sens de son objectif, ce qui est peu pratique !

Une petite surface ronde intercepte une petite quantité de lumière, mais une grande surface ramasse beaucoup de lumière, un peu comme deux verres de hauteur égale contiennent des quantités différentes d'eau s'ils ont des diamètres différents –un carton d'un litre de lait est d'ailleurs à peine moins haut qu'un carton de deux litres !

C'est pourquoi il importe en astronomie d'avoir un diamètre d'instrument aussi grand que possible : cela permettra de distinguer des détails minuscules, mais aussi de ramasser beaucoup de lumière, donc d'observer des astres foutument faibles ! La magnitude limite d'un instrument est égale environ à :

2,7 + 5 log Dmm, en théorie.

Je dis « en théorie » comme je l'ai dit pour le pouvoir de résolution, puisque un autre milieu, le dernier avant le vide spatial qui ne change rien à la lumière, vient modifier l'image que nous nous faisons de l'Univers extérieur : il s'agit de l'atmosphère terrestre.

Toujours en mouvement et en bouillonnement, mais pas toujours aussi intensément, l'atmosphère agit comme un groupe d'innombrables lentilles entre l'instrument (œil, jumelle, lunette ou télescope) et l'astre observé (qu'il soit aussi près que la Lune ou aussi loin qu'une galaxie). L'air est formé de cellules de convection, qui montent ou descendent selon leur température, et se déplacent latéralement selon le vent qui souffle à leur altitude. Chacune a sa propre densité, et les lois de l'optique nous indiquent que la lumière sera davantage déviée dans un milieu plus dense qu'un autre.

Beau mélange de rayons lumineux en perspective !

Supposons un cas hypothétique et très optimiste : mille cellules de convection dans la ligne passant de l'appareil à l'astre. C'est donc mille lentilles différentes, qui dévient toutes la lumière à leur façon. La trajectoire finale de celle-ci sera donc loin d'être une droite ! Et cela, en supposant même que lesdites cellules de convection soient fixes !

Ajoutez à cela la chaleur de certaines, qui les fait remonter, et le froid relatif d'autres, qui les fait redescendre, et le vent soufflant à différentes vitesses à différentes altitudes. On a donc un changement continuel de la position et même de l'identité de chaque cellule de convection entre nous et l'espace extérieur. Beau capharnaüm ! C'est bien normal, à ce moment, que les étoiles scintillent ! Mais ce scintillement, si joli et même « romantique » qu'il soit (ahem !) fait en sorte qu'au bout de ne serait-ce qu'une fraction de seconde, l'image d'une étoile est plutôt une tache qu'un point ! L'œil amassant la lumière pendant un dixième de seconde, tout scintillement de l'atmosphère plus rapide augmentera la taille de la tache de diffraction. Lors de grande turbulence atmosphérique, par exemple de grand vent, on aura une tache de diffraction très large, et il sera alors impossible d'atteindre la limite théorique de l'instrument.

William H. Pickering, astronome à l'Université Harvard entre 1880 et 1935 environ, a proposé une échelle permettant d'estimer la qualité de l'air, ou plutôt de l'observation que celui-ci nous permet de faire. On appelle cela le « seeing ». Cette échelle a été crée pour un télescope de 5 pouces (127 mm), mais est facilement adaptable ; cependant, un grossissement élevé est obligatoire pour distinguer les éventuels anneaux de diffraction. Les dix points qu'elle comporte ont été détaillés dans le magazine Sky & Telescope d'avril 1995, page 42 :

1)La tache formée par l'image mesure plus de 13" et est floue.
2)La tache image mesure environ 13" ou un peu moins.
3)La tache image mesure environ 6 à 7" et est plus brillante au centre.
4)La tache image est encore floue, mais laisse parfois entrevoir la tache d'Airy.
5)La tache image laisse voir la tache d'Airy, toutefois floue, et est encore trop instable pour montrer plus que des anneaux de disques de diffraction occasionnels.
6)La tache d'Airy et des arcs de disques de diffraction sont toujours visibles, mais flous.
7)La tache d'Airy est parfois bien définie, et les disques de diffraction parfois complets.
8)La tache d'Airy est toujours bien définie, les disques sont complets ou presque, mais l'image est toujours mouvante.
9)La tache d'Airy et le premier anneau de diffraction sont stationnaires, mais les autres anneaux changent constamment.
10)L'image est parfaite et ressemble à l'image théorique idéale d'une petite tache ronde bien nette entourée d'anneaux concentriques successivement plus faibles.

On peut considérer que le seeing est médiocre quand sa valeur est inférieure ou égale à 3 ; pauvre entre 4 et 5 ; bon pour 6 ou 7 ; et excellent lorsque égal ou supérieur à 8.

Pour terminer, voyons la constitution des divers types d'instruments optiques, à commencer par la lunette. Celle-ci comporte une lentille d'une certaine largeur, l'objectif, qui converge les rayons lumineux en un foyer derrière lequel se trouve un oculaire, ensemble de lentilles à tendance convergente qui grossit l'image fournie par l'objectif. Dans certaines lunettes, dites galiléennes, on a un oculaire divergent placé devant le foyer, mais cela donne un très petit champ de vision. Le problème de l'autre sorte de lunette, dite astronomique, est que le champ de vision est inversé, mais cela n'est pas très important, réellement, en astronomie.

Une jumelle est essentiellement une lunette, dans laquelle on a introduit un jeu de miroir ou de prismes pour plier les rayons lumineux dans un ensemble plus compact.

Le principal défaut de la lunette et de la jumelle est que la lumière doit traverser un morceau de verre en entier : la qualité de celui-ci doit donc être parfaite, tant sur une surface que sur l'autre qu'à l'intérieur. Le coût de fabrication est donc très élevé pour un diamètre donné, et on doit veiller à contrôler très étroitement sa qualité.

Aussi, les rayons lumineux ne seront pas tous concentrés au même foyer selon leur couleur (problème d'aberration chromatique), et on devra alors ajouter une autre lentille, à l'effet contraire, pour obtenir le moins de foyers possibles. Le résultat est un objectif achromatique pour une correction partielle et apochromatique pour une correction complète. De plus, si le foyer se trouve trop près de l'objectif, l'aberration chromatique deviendra très forte et sera très difficile à corriger.

Le problème est évité avec l'emploi d'un miroir concave, mais cette fois, on a un problème différent : si le miroir est sphérique, les rayons réfléchis par le bord auront leur foyer plus près du miroir que ceux réfléchis par les zones plus centrales. C'est l'aberration sphérique, qui donne des étoiles floues en périphérie du champ. On peut la corriger facilement par l'emploi d'un miroir parabolique ; essentiellement un miroir sphérique dans lequel on a creusé davantage le centre et dont les bords sont quelque peu raplatis.

Le miroir parabolique a cependant ses défauts, notamment celui de la coma : les rayons frappant le miroir selon des angles différents n'auront pas leur foyer aux mêmes endroits, et l'image des étoiles ressemblera à une petite comète, d'où le nom du problème. La coma est plus forte pour un miroir dont le foyer est rapproché. Seule une lentille ou un miroir sphérique sont absolument exempts de coma –on ne s'en sauve donc pas !.

Les télescopes dits de Newton (inventés en 1672) utilisent un miroir parabolique, qui dirige les rayons lumineux vers un miroir plat placé à angle, juste avant le foyer. Ce miroir renvoie les rayons vers le côté du tube, où se trouve l'oculaire.

Vers 1930, l'opticien allemand Bernhard Schmidt a inventé un système sans coma, grâce à un miroir sphérique dont l'aberration de sphéricité était corrigée par une lentille spécialement taillée. En combinant ce principe avec celui du télescope de Cassegrain (datant de la fin du XVIIe siècle), on obtient le télescope de Schmidt-Cassegrain, très populaire sur le marché. On a un miroir secondaire convexe hyperbolique, qui renvoie les rayons vers un trou pratiqué au centre du miroir principal. Dans ces instruments, c'est plutôt le miroir que l'oculaire qui se déplace pour faire la mise au point.

Voilà ! Nous avons couvert à peu près tout ce qu'il y avait à dire de général sur les instruments d'optique et leur utilisation. Il va sans dire que chaque modèle d'instrument est particulier, mais nous aurons certainement l'occasion d'y revenir au cours de l'année ! En attendant, vous pouvez m'écrire au starpete@arobas.net si vous avez des questions, ça me fera un grand plaisir d'y répondre !

Merci, et bonne soirée !

Pierre Paquette
4 novembre 2002