Les matériels d`astronomie - Cap Astro

Les matériels d’astronomie
1. L’œil
Depuis toujours, notre œil est un « instrument astronomique » performant. En effet, à l’œil nu, nous
pouvons voir près de 6000 étoiles jusqu’à magnitude 6,5, voire 7 dans des endroits bien sombre (en altitude,
sur des îles comme aux Canaries ou à Hawaï).
Les observateurs de la préhistoire ainsi que les astronomes de l’antiquité ne possédaient pas d’instrument
d’observation, seulement de rudimentaires instruments de mesure, et cela ne les a pas empêché de faire
des découvertes importantes comme par exemple d’établir un calendrier, calculer le cycle des éclipses,
repérer les planètes, calculer le diamètre de la Terre, de la Lune et la distance qui les sépare.
Le principe de fonctionnement de l'œil est très simple : une lentille convergente, le cristallin, crée une image
sur la rétine qui la converti en impulsions électriques que le nerf optique achemine au cerveau. La
focalisation des rayons sur la rétine est assurée par la variation de la courbure du cristallin.
Pour percevoir nettement le point lumineux, les rayons lumineux doivent se projetter en un point précis sur
la rétine par le phénomène de réfraction.
La distance focale est la distance entre le centre de la lentille (centre de la cornée dans ce cas) et le foyer
(point sur la rétine), c'est-à-dire l'endroit où convergent les rayons lumineux
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2. Les caractéristiques importantes des instruments d’astronomie
LE DIAMÈTRE
Il correspond à la dimension de l’objectif ou du miroir primaire. C’est lui qui conditionne la quantité de
lumière qui va rentrer dans l’instrument et par conséquent dans notre œil, ou dans le capteur
photographique.
LA DISTANCE FOCALE
Il s’agit de la distance qui sépare le centre de la lentille ou de la surface du miroir et du point appelé foyer
image. Celui-ci étant le point de convergence des rayons lumineux.
Elle entre pour partie dans la puissance de grossissement de l’instrument. Plus la distance focale est grande,
plus le grossissement est grand.
LE RAPPORT F/D
C’est le rapport de deux grandeurs : la focale (F) et le diamètre de l’instrument (D). Ce rapport nous indique
la luminosité de l’instrument, sa capacité à voir les faibles luminosités.
De manière générale, un rapport F/D faible indique un instrument adapté à l’observation du ciel profond, car
très lumineux ; à contrario, un rapport F/D important est plutôt préconisé pour l’observation planétaire.
Rapport F/D
<6
6 < < 10
> 10
Destiné à
Ciel profond
Ciel profond et planétaire
Planétaire
LE POUVOIR SEPARATEUR
C’est l’aptitude à discerner de fins détails sur une surface (pour la Lune par exemple) ou à dissocier deux
étoiles très proches l’une de l’autre. Il s’exprime en seconde d’arc (on écrit ‘’).
Cette notion est à mettre en relation avec la turbulence atmosphérique. Pour comprendre ce qu'est la
turbulence atmosphérique, il suffit de se remémorer la vision d'une route l'été : le sol constituant cette
route libère une grande quantité de chaleur et vient "troubler" l'atmosphère, ce qui empêche de bien
distinguer les détails d'une voiture arrivant en face par exemple.
C'est cela la turbulence. Les couches d'air soumises à de fortes chaleurs bougent énormément et se
comportent alors comme des lentilles qui viennent déformées l'incidence des rayons lumineux. En
astronomie, la turbulence joue un rôle non négligeable dans la perturbation des images.
Un ciel exempt de turbulences, par grand froid par exemple, ou lorsque la chaleur résiduelle contenue dans
le sol s'est échappée, donnera des images bien plus nettes.
LE GROSSISSEMENT
Il se détermine par le rapport des distances focales de l’objectif (ou de l’instrument) et de l’oculaire. Il varie
selon l’oculaire choisi. En théorie, rien n'empêche d'obtenir de très forts grossissements, surtout si
l'instrument possède une grande longueur focale sauf que l’on est très souvent limités par les effets de la
turbulence (expliqué plus haut).
En conclusion, mieux vaut une petite image nette qu’une grosse image floue.
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3. Les jumelles
Les jumelles sont un instrument d’astronomie, tout comme les lunettes et les télescopes, pour arpenter le
ciel et découvrir de vastes champs d’étoiles et de gaz. Leur encombrement réduit, ainsi que leur luminosité
importante alliée à la vision binoculaire, les rendent très confortables à utiliser.
Il existe deux systèmes de montage de prismes. Les différences entre les deux systèmes sont les suivantes :
 L'emplacement des prismes dans les cages à prismes et par conséquent par la forme de la paire de
jumelle.
 Le dispositif de mise au point est différent :
o Sur les modèles à prismes de Porro, celui-ci est externe et la mise au point se fait par le
déplacement des oculaires dans l'axe optique ;
o Sur les jumelles à prismes en toit, ce dispositif est différent par le fait que les oculaires ne
se déplacent pas. Il s'agit d'un déplacement d'un groupe de lentilles situées à l'intérieur du
corps de la jumelle.
LES JUMELLES A PRISMES DE PORRO
Elles sont constituées d’un système fiable et simple à monter, inventé par l’italien Ignazio Porro au 19ème
siècle : deux jeux de prismes se font face, qui permettent d’augmenter la longueur focale sans modifier
l’aspect des jumelles.
LES JUMELLES A PRISMES EN TOIT
Ce système permet la transmission de la lumière de manière quasi-linéaire. Le volume de l’instrument est
plus réduit et en fait un instrument plus maniable. L’avantage d’être compact permet d’avoir une meilleure
transmission lumineuse et linéaire.
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CARACTERISTIQUES OPTIQUES
Le grossissement :
Il correspond au rapport entre la taille d'un objet observé à l'œil nu et celle d'un objet observé avec des
jumelles. C'est le premier chiffre des dénominations 4x21, 8x25, 8x50, 10x30… qui caractérise le degré de
rapprochement apparent du sujet d'observation. Par exemple, un objet observé avec des jumelles à
grossissement 10x semblera 10 fois plus grand qu'à l'œil nu.
Exemple de grossissement
Le diamètre de l’objectif :
Le 2ème chiffre des dénominations 8x25, 8x42, 12X50, 16x50… caractérise le diamètre de l'objectif exprimé
en millimètres. Plus l'objectif est grand, plus il y a de lumière recueillie, plus l'image est lumineuse.
Le champ de vision :
Les fabricants expriment souvent le champ des jumelles en un nombre de mètres à 1000 mètres. Par
exemple, un champ de 123 m à 1000 m. On l'exprime aussi en degrés (angle de visée), ainsi le champ de 123
m correspond à un champ visuel de 7 degrés. Le rapport entre mètres à 1000 mètres et degrés est constant :
1° = 17,4 m.

Champ visuel réel
Il s'agit du champ angulaire observé et calculé à partir du centre des objectifs des jumelles, il est
donné par le constructeur en degrés (par exemple 3,5°). Plus le grossissement est faible, plus le
champ visuel réel est large, et inversement, un grossissement plus fort donne un champ visuel plus
étroit. Par conséquent, les champs visuels réels de jumelles à grossissement différent ne sont pas
comparables.
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
Champ visuel apparent
Le champ visuel apparent s'obtient en multipliant le champ visuel réel par le grossissement. Par exemple,
si des jumelles à grossissement 16x ont un champ visuel réel de 3,5°, leur champ visuel apparent est de
56°. Cette valeur correspond au champ visuel effectivement observable dans les jumelles.
Le diamètre de la pupille de sortie :
Aussi appelé cercle oculaire, c’est le point lumineux rond que l’on observe lorsque l’on tient les jumelles à
bout de bras et qui représente le diamètre en millimètres de l’image de l’objectif donnée par l’oculaire.
Il est défini par le rapport : "diamètre des objectifs divisé par le grossissement".
L'idéal est que ce diamètre soit égal à celui de la pupille de
l'œil. Par exemple sur une jumelle 7x50, le diamètre de la
pupille de sortie sera de : 50÷7 = 7,1 mm.
La pupille de l'œil humain s'ouvrant
de 2 à 3 mm maximum en plein
jour, les pupilles de sortie des
jumelles devraient mesurer 3 mm
environ pour une utilisation dans
les mêmes conditions.
Ø de la pupille de sortie : 2,9 mm
Ø de la pupille de l'oeil : 2 à 3 mm
De nuit, les pupilles se dilatent afin de permettre de mieux voir. Il faut cependant un bon quart d'heure
pour que les yeux soient dilatés au maximum. Cette dilatation des pupilles devient de plus en plus
difficile avec l'âge, la pupille étant moins souple.
Après 15 minutes dans l'obscurité :
Âge
Ø de la pupille
> 30 ans
6 à 7 mm
30 à 50 ans
5 à 6 mm
< 50 ans
4 à 5 mm
La nuit par contre, nos pupilles se
dilatent jusqu'à 7 mm dans
l'obscurité, une pupille de sortie
d'environ 3 mm ne transmettra pas
suffisamment de lumière, ce qui
rendra l'image sombre.
Ø de la pupille de sortie : 2,9 mm
Ø de la pupille de l'œil : 7 mm
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Les jumelles destinées à un usage
nocturne doivent donc être dotées
de larges pupilles de sortie ce qui
les rend malheureusement plus
lourdes et plus encombrantes.
Ø de la pupille de sortie : 7,1 mm
Ø de la pupille de l'œil : 7 mm
4. La lunette astronomique
Précurseur du télescope, la lunette astronomique a été conçue en Hollande vers 1608. On en attribue
l'invention à l'opticien hollandais Hans Lippershey. Mais c'est en 1609 que l'astronome italien Galilée
présenta la première lunette astronomique. Son confrère allemand Johannes Kepler en perfectionna le
principe, en proposant une formule optique à deux lentilles convexes.
Les instruments d'observation astronomique sont généralement constitués de deux systèmes optiques
complémentaires : l'objectif et l'oculaire.
La lunette est l'instrument astronomique le plus ancien : il comporte un objectif formant l'image dans le plan
focal. Cet objectif est formé de deux lentilles collées : une lentille convergente et une lentille divergente de
façon à optimiser, pour une longueur d'onde définie, la concentration de lumière dans le plan focal (une
lentille unique forme des images pour chaque longueur d'onde dans des plans focaux différents puisqu'on
fait appel à la réfraction des rayons lumineux dans le verre).
Les lunettes n'ont pas pu dépasser un diamètre d'un mètre pour des raisons techniques.
La position du plan focal par rapport à l'objectif dépend de la longueur d'onde de la radiation considérée.
Une deuxième lentille -divergente- doit être accolée à la première pour limiter cet effet.
5. Le télescope
En 1663, le mathématicien écossais James Gregory fut le premier à proposer la formule du télescope, le
mathématicien et physicien anglais Isaac Newton en construisit une première version en 1671.
Dans ce type d'instrument, la lumière réfléchie par le miroir primaire concave doit être amenée à une
position d'observation, en dessous ou sur le côté de l'instrument. Henry Draper, l'un des tout premiers
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astronomes américains à construire un télescope, utilisera deux siècles plus tard un prisme à réflexion totale
au lieu du miroir plan du télescope de Newton.
Le pionnier fut le télescope de 2,54 m de diamètre de l'Observatoire du mont Wilson, en Californie :
demeuré célèbre pour avoir servi dans les années 1920 aux travaux de l'astronome américain Edwin Hubble,
son utilisation cessa de 1985 à 1992 sous l'effet, de pressions financières.
La conception du télescope de Keck marque une innovation importante : la surface réfléchissante de
l'instrument est composée d'une mosaïque de trente-six miroirs hexagonaux, tous orientables
individuellement grâce à trois vérins. Elle équivaut à un miroir primaire de 10 m de diamètre, sans en avoir le
poids.
Des techniques dites d'optique active permettent de jouer en temps réel sur les vérins pour optimiser le
profil de la surface réfléchissante totale. Autre instrument remarquable, le Very Large Telescope (VLT),
possède quatre miroirs de 8.20 m, est situé au Chili, au sommet du Cerro Paranal, à 2600 m d'altitude. Il a
été équipé en 2002 du système Naos lui permettant d'être 2 fois plus précis que le télescope spatial Hubble.
PRINCIPE OPTIQUE DES TÉLESCOPES DE NEWTON
La principale différence entre le télescope et la lunette astronomique réside dans leur principe optique : le
télescope de type Newton est constitué d'un miroir concave (ou parabolique) placé au fond d'un tube, qui
réfléchi et concentre la lumière vers un second miroir incliné à 45°, dit secondaire, qui la renvoie vers
l'oculaire.
Le miroir parabolique de ce type de télescope, fournit une image parfaite d’un point infiniment éloigné de
son axe. Dès qu’on s’écarte de l’axe, on constate l’apparition d’aberrations, en particulier un « phénomène
de coma ».
Le télescope de Newton est un instrument relativement universel car il peut être employé efficacement pour
les divers types d’observations.
Cependant on peut critiquer la courte distance focale de cet instrument, peu propice aux forts
grossissements nécessaires pour l’observation des planètes ou des étoiles doubles.
PRINCIPE OPTIQUE DU TÉLESCOPE SCHMIDT-CASSEGRAIN
C’est un dispositif optique, composé de deux miroirs, un miroir primaire concave sphérique et un miroir
secondaire convexe hyperbolique, ainsi que d’une lentille appelée « lame de Schmidt ». Cette lentille est
placée à l’entrée du télescope pour corriger les aberrations sphériques engendrées par le miroir primaire.
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Le support du miroir secondaire est fixé sur la lame de fermeture. Cette disposition évite les tiges
métalliques nécessaires sur les autres dispositifs et qui génèrent les aigrettes de diffraction sur l’image des
étoiles brillantes.
PRINCIPE OPTIQUE DE TÉLESCOPE MAKSUTOV-CASSEGRAIN
C’est un télescope avec une lame de Schmidt spéciale, construit par Dmitri Dmitrievich Maksutov
(astronome et opticien russe). La lame, ainsi réalisée, est un ménisque de puissance nulle dont l’aberration
de sphéricité compense celle du miroir.
La lame de Maksutov est beaucoup plus épaisse que celle de Schmidt, elle est aussi beaucoup plus lourde.
Hormis cet aspect, la combinaison de Maksutov possède des propriétés semblables à celle de Schmidt.
6. La monture
La monture est la partie mobile qui supporte et permet d’orienter l’instrument. Il en existe trois types
principaux :
MONTURE EQUATORIALE
La monture équatoriale est constituée principalement d'un axe, dit axe polaire, qui porte l'instrument
d'observation (souvent au moyen d'une fourche). Cet axe est gradué en heures (0-24). Un deuxième axe,
perpendiculaire à l'axe polaire, est appelé axe des déclinaisons. Il est gradué en degrés (+90 à -90°).
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Pour être opérationnelle, la monture équatoriale nécessite un réglage appelé mise en station. L'inclinaison
par rapport à l'horizontale doit correspondre à la latitude du site. L'orientation doit se faire vers le Nord.
Schéma de principe
Monture équatoriale
Lorsque la monture est mise en station, l'axe polaire doit pointer vers le pôle céleste qui se trouve à trois
quarts de degré de l'étoile polaire dans l'hémisphère nord. Cela signifie que l'axe polaire de la monture est
parallèle à l'axe de rotation de la Terre. Ainsi, la rotation de l'instrument autour de cet axe permet de suivre
l'ascension droite de la sphère céleste, et la rotation autour de l'autre axe change la déclinaison. Un moteur
électrique entraîne l'axe polaire en rotation, à la vitesse de 1 tour par 24 heures (en fait 23 h 56 min 4 sec).
MONTURE AZIMUTALE
C’est une monture simple équipant les lunettes astronomiques. Elle comporte un axe d’azimut (axe vertical)
et un axe de hauteur (axe horizontal). Cette disposition permet d’orienter facilement l’instrument de visée.
Ces montures peuvent être motorisées afin de compenser la rotation de la voûte céleste. La compensation
est réalisée par des moteurs et un asservissement informatique, les défauts des deux rotations par rapport
aux objets célestes observés, permettant ainsi d'éviter (comme sur la monture équatoriale) la rotation de
l'image optique dans le champ observé.
MONTURE ALT-AZIMUTALE
Basée sur la monture azimutale (mêmes axes), la monture alt-azimutale est équipée de deux moteurs qui
permettent au télescope de suivre automatiquement un objet, horizontalement et verticalement. Elle est
souvent agrémentée d'un système GoTo, permettant à partir du pointage de deux étoiles repères en début
d'observation, la recherche automatique d’objets célestes grâce à une banque de données très complète.
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Cette monture est la plus utilisée par les télescopes dits scientifiques pour sa compacité. Très souvent
utilisée pour les optiques de type Schmidt-Cassegrain. Elle offre de multiples avantages comme la rapidité et
l'aisance de recherche ou encore la manipulation à distance.
Le seul inconvénient est la disparition de la recherche manuelle, très appréciée par les amateurs
d'astronomie, vue comme une chasse au trésor dans l'immensité de la voûte céleste.
7. Les accessoires
LES OCULAIRES
C’est la partie de l'instrument qui permet d'agrandir l'image produite par l'objectif au niveau du foyer-image.
Un oculaire n'est rien d'autre qu'une loupe perfectionné. La mise au point se fait en réglant la distance entre
l'objectif et l'oculaire. Un télescope est théoriquement un instrument afocal, c'est-à-dire qu'il est possible de
faire coïncider le foyer-image du miroir primaire avec le foyer-objet de l'oculaire.
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Les oculaires sont interchangeables, ce qui permet de modifier les caractéristiques de l'instrument. Ils sont
constitués de lentilles qui introduisent des aberrations optiques plus ou moins bien corrigées selon les
modèles. Les plus courants sont l'oculaire de Huygens et l'oculaire orthoscopique, ce dernier étant mieux
corrigé. Le diamètre des oculaires est normalisé, il est donc possible de les utiliser indifféremment sur tout
type d'instrument, y compris avec une lunette astronomique. Le standard américain de 1''1/4 (31.75 mm)
est le plus courant.
La différence majeure entre un objectif et un oculaire est l’angle d’image qu’il doit couvrir. En contraste avec
un objectif qui ne dépasse que rarement 2 °, l’angle d’image d’un oculaire peut dépasser 80 °.
Caractéristiques moyennes des oculaires :
 Le coulant (diamètre de l’oculaire) : 31,75mm ou 50,8mm. Le coulant limite la focale maximum que
l’on peut atteindre.
 La focale, de 3 à 100mm, qui déterminera le grossissement de l’instrument.
Grossissement : focale de l’objectif (ou miroir primaire) / focale de l’oculaire
 Le champ apparent : de 30 à 84º.
Champ réel : focale de l’oculaire / rapport (F/D)
LE CHERCHEUR
Ce viseur, une petite lunette généralement réticulée, doit
être correctement réglé : il doit être parallèle au tube de
l'instrument.
Pour le vérifier, visez un objet terrestre le plus éloigné
possible comme le toit d'une maison et regardez si le centre
du réticule correspond au centre du champ de vision du
télescope. Son but est de faciliter le pointage vers une zone
du ciel grâce à son champ de vision plus large, ce qui permet
de se repérer plus facilement parmi les étoiles.
LE RENVOI COUDÉ
Il permet une observation plus confortable et évite d'avoir
recours à des postures peu confortables durant
l'observation, principalement vers le zénith. Son utilisation
n'est pas nécessaire avec un télescope du type Newton du
fait de sa construction. Les renvois coudés peuvent être
constitués d'un miroir ou d'un prisme à réflexion totale.
LA LENTILLE DE BARLOW
La lentille de Barlow allonge la distance focale à laquelle se forme le foyer-image. Elle s'utilise avec l'oculaire
et permet de multiplier son grossissement par 2 fois. Celles vendues avec les télescopes sont souvent de
mauvaise qualité.
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La lentille de Barlow doit être constituée d'un doublet ou triplet achromatique pour ne pas altérer l'image et
son utilisation doit être réservé à la Lune et aux planètes. Son intérêt est d'éviter d'utiliser les lentilles de très
courtes focales qui sont coûteuses et fragiles (moins de 5 mm).
LE REDUCTEUR DE FOCALE
Cet instrument a l'effet inverse de la lentille de Barlow, c'est-à-dire qu'il raccourci la distance focale du foyerimage, pour cela, il doit être placé entre l'objectif et le foyer. En diminuant le rapport f/D (voir plus loin), il
augmente la luminosité sur tout le champ visuel. Son utilisation est réservée à la photographie au foyer
(argentique ou numérique) et permet de diminuer les temps de pose ou d'augmenter les contrastes.
Schéma de principe
Réducteur de focale
Sources :
 http://www.astronome.fr/csasp_editorial.asp?id=116
 http://www.sisl.ch/jumelles_optiques/jumelles_optiques.htm
 http://serge.bertorello.free.fr/optique/instrum/instrum.html
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