Les choix en astrophotographie (3)

Les choix en astrophotographie (3)
par Alain Kohler
3. Choix de la nature de l'objectif : lentille ou miroir
Le choix de la nature de l'objectif va influencer :
•
•
La qualité de l'image
Le genre d'objets à photographier
3.a Réflecteurs et réfracteurs
Petit rappel : pour former une image d'un objet astronomique, il faut dévier les rayons lumineux venant de cet
objet et les faire converger dans un plan, appelé plan focal. De chaque point objet part un faisceau divergent.
Mais comme l'objet est quasiment à l'infini, ce faisceau arrive de manière pratiquement parallèle sur l'objectif :
celui-ci doit être capable donc de transformer tout faisceau parallèle en faisceau convergent.
Qui plus est, tous les faisceaux convergents doivent converger en des points images qui se trouvent tous dans un
plan, le plan focal : c'est là que se situe le film photo ou le chip CCD. Voilà ce qui demandé à un objectif, ni plus
ni moins.
vers le haut
de l'objet
Objectif = lentille(s)
Plan focal
Axe optique
Image (inversée)
vers le bas
de l'objet
Il existe deux manière de dévier un rayon lumineux : par réfraction ou par réflexion.
La réfraction a lieu chaque fois qu'un rayon lumineux change de milieu. Ainsi, un rayon rentrant dans du verre se
casse, mais il se casse aussi en sortant du verre. Dans le schéma ci-dessus, les rayons subissent des réfractions en
traversant un objectif de verre.
La réflexion a lieu sur une surface réfléchissante (…) et le rayon rebondit un peu comme une boule de billard sur
le bord de la table.
vers un point
de l'objet
Objectif = miroir
Plan focal
Tout système optique dont l'objectif est formé de lentilles est appelé réfracteur ou lunette, et tout système
optique dont l'objectif est un miroir est appelé réflecteur ou télescope.
Les systèmes mixtes, comme les Schmidt-Cassegrain ou les Maksutov qui, en plus des miroirs primaires et
secondaires, ont une lentille correctrice sont appelés catadioptres.
Quelques configurations d'instruments :
Les télescopes Dobson sont des télescopes de type Newton avec une monture spéciale, dite de Dobson, qui est
simple et pratique pour l'observation visuelle. Ces télescopes ne sont pas adaptés pour l'astrophotographie.
3.b. Différences dans les défauts optiques entre réfracteur et réflecteur
Les deux sortes d'objectifs, réfracteurs et réflecteurs, présentent des défauts optiques communs sur lesquels nous
reviendrons. Mais chaque système à son défaut propre :
Les réfracteurs souffrent de l'aberration chromatique : la déviation des rayons lumineux dépend quelque peu
de la longueur d'onde du rayon, c'est-à-dire de sa couleur. Les rayons bleus sont ainsi plus déviés que les rayons
rouges.
Les réflecteurs ne souffrent pas de ce défaut. L'aberration chromatique a comme conséquence que les rayons
rouges ne focalisent pas au même endroit que les rayons bleus. Autrement dit, si l'objet astronomique a plusieurs
couleurs (ce qui est souvent le cas…), le plan focal des rayons rouges n'est pas au même endroit que le plan focal
des rayons bleus. Il est donc impossible d'avoir simultanément net le rouge et le bleu.
foyers :
bleu
vert
rouge
Images de l'étoile :
Les réflecteurs ont comme particularité de renvoyer les rayons lumineux en arrière. L'observateur ne peut se
placer à l'entrée des rayons lumineux pour observer l'image car il va obstruer l'entrée pour les rayons venant de
l'objet astronomique ! Il faut donc renvoyer les rayons à l'extérieur du tube, soit en angle droit par un miroir
secondaire de 45° (dispositif de Newton), soit par renvoi en direction du miroir principal qui est percé d'un trou
en son centre pour laisser sortir les rayons lumineux (dispositif de Cassegrain).
En photographie, on peut certes placer un plan du film directement au foyer primaire (dispositif de Schmid) mais
le problème de l'obstruction demeure : une partie des rayons lumineux est arrêté par le miroir secondaire
(Newton, Cassegrain) ou le plan du film lui-même (Schmid). Or cette obstruction ne fait pas seulement diminuer
le diamètre effectif du miroir primaire mais altère l'onde lumineuse en la diffractant ce qui amène à une baisse de
contraste de l'image. Bien sûr, les réfracteurs sont dépourvus de ce défaut.
front d'onde
Revenons un peu plus sur ces défauts.
Les déformations indiquées sont
très exagérées. Il existe par ailleurs
des déformations également à l'entrée
dans le tube (qui sont en relation avec
la tache de diffraction de l'étoile).
3b1. L'aberration chromatique
Le changement de l'indice de réfraction avec la longueur d'onde (lisez le changement de la déviation lumineuse
avec la couleur) est une caractéristique propre de la matière. Elle est donc inévitable mais on peut dans une
certaines mesure trouver des techniques qui l'amoindrissent fortement.
Une des techniques utilisées au 17ème siècle consistait à augmenter très fortement la longueur focale des lunettes :
l'idée étant par là de diminuer la déviation des rayons lumineux et ainsi diminuer l'aberration chromatique. On
trouvait ainsi des lunettes dont la longueur focale pouvait aller jusqu'à 60 mètres !!
Vers 1730, Chester Moore Hall utilisa deux lentilles d'indices de réfraction différents et de pouvoirs de
dispersion différents, l'idée étant de rattraper les variations de déviation par une lentille divergente. Il est possible
ainsi d'obtenir un foyer de la lumière rouge au même endroit que la lumière bleue. Par contre, les autres couleurs
ne sont pas au même foyer mais on réduit toutefois considérablement le défaut chromatique.
lumière blanche
rouge
bleu
vert
foyers :
vert
rouge et bleu
Si l'on ajoute un espace d'air judicieusement choisi entre les deux lentilles, on parle d'objectif de Fraunhofer ou
de doublet achromate. Ces lunettes doivent toutefois avoir une grande focale comparée au diamètre de l'objectif
(par exemple une focale 15 x supérieure au diamètre, on parle dur rapport f/d = 15, cf chapitre 4).
On peut encore réduire fortement l'aberration chromatique par des verres de forts indices de réfraction et de très
faible dispersion, habituellement la lunette contenant 2 lentilles aux traitements spéciaux (fluorites, ED) ou un
triplet ou 2 doublets, l'espace entre les lentilles étant rempli par une huile spéciale. Ces systèmes sont appelés
des lunettes apochromatiques et constituent la Rolls Royce des astronomes amateurs (qualité et prix !).
différence
de foyer
achromates
différence
de foyer
apochromates
triplet ED, fluorite
doublet ED, fluorite
bleu
vert
rouge
bleu
vert rouge
Remarques : cette classification est un peu simpliste. En réalité, il n'y a pas de protection de la dénomination
"apochromatiques" : ainsi deux apochromates peuvent être très différents, l'un étant quasiment parfait et l'autre
être presque du côté des achromates (on parle parfois de semi-apochromate).
3b2. L'obstruction centrale des réflecteurs
Le miroir secondaire des réflecteurs en direction de l'observateur ou de l'appareil photo non seulement diminue la
quantité de lumière arrivant sur le miroir primaire mais crée une modification du front d'onde qui arrive dans le
télescope : ce front d'onde qui arrive de manière perpendiculaire est un peu dévié au voisinage seulement de ce
miroir secondaire. C'est le phénomène bien connu de la diffraction observable par exemple en mer lorsque les
vagues changent un peu de direction au voisinage d'un obstacle.
Le résultat de cette diffraction se remarque dans la tache de diffraction de l'étoile (cf chapitre 2). Dans un
système sans obstruction la très grande majorité des rayons lumineux se concentrent dans le disque d'Airy.
Lorsque l'entrée du télescope est obstrué, une partie des rayons lumineux "migrent" dans les anneaux extérieurs.
Système non obstrué :
Image d’une source ponctuelle
Intensité dans la figure de diffraction
Système fortement obstrué :
Il s'agit ici de l'image d'un point. On peut alors comprendre que l'image, résultant de l'adjonction de points
images, sera plus floue dans le second cas car les anneaux extérieures, ayant passablement de lumière, se
chevauchent et car le rapport d'intensité entre le disque d'Airy et les anneaux extérieurs est bien plus faible.
Un système sans obstruction comme les réfracteurs donne donc des images plus piquées : on parle d'un meilleur
contraste, qui est la capacité d'un système optique de distinguer deux zones d'intensités différentes. A remarquer
qu'on peut distinguer des détails de dimension angulaire plus petite que la limite de diffraction, donnée au
chapitre 2, par le fait qu'un détail est visible à cause d'une différence d'intensité, alors que la limite de diffraction
est définie par l'angle minimal nécessaire pour séparer deux étoiles de même intensité.
Il n'y a pas de recettes miracles pour éviter cette perte de contraste chez les réflecteurs : cette perte est d'autant
plus importante que l'obstruction relative (comparée donc à l'entrée du télescope) est importante. Il faut donc
essayer de minimiser cette obstruction mais c'est plus facile à dire qu'à faire. En pratique, les télescopes Newton
sont moins obstrués que les Schmidt-Cassegrains et sont donc connus pour une qualité d'image sensiblement
meilleure sur l'axe optique. Il existe un télescope (le Schiefspiegler) dont le miroir principal est légèrement
incliné ce qui permet de renvoyer des rayons lumineux sur un miroir secondaire n'obstruant pas l'entrée. Ce genre
de télescope n'est que peu commercialisé.
Comparons un télescope Schmidt-Cassegrain avec un réfracteur apochromatique. Pour le télescope, seul 60 % de
la lumière va dans le disque d'Airy alors qu'il y en a 84 % pour la lunette. De plus, l'obstruction, les différentes
réflexions et absorptions d'un SC font qu'un télescope de 20 cm correspond à un télescope de 16,8 cm en terme
lumineux. Une lunette APO de 15 cm, du fait d'une très bonne transmission de lumière, reste pratiquement un
instrument de 15 cm de diamètre (14,7 cm).
Donc, une lunette APO de 15 cm est presque autant lumineuse qu'un SC de 20 cm et surtout présente une image
beaucoup plus contrastée. On peut dire, au risque d'effaroucher les heureux possesseurs de SC de 20 cm, que la
lunette APO de 15 cm est "meilleure". Elle est par contre beaucoup plus chère !
3.c. Autres défauts et problèmes importants des optiques
Sans parler de tous les autres défauts, il convient d'en énumérer les principaux qui seront propres à toutes les
optiques mais avec des niveaux bien différents.
3.c.1 La coma
Tous les faisceaux parallèles devraient en principe converger vers leur point image. Toutefois les faisceaux qui
arrivent assez inclinés par rapport à l'axe optique ne convergent pas en un point. L'image de l'étoile est en forme
de chevelure (coma) ou en "queue d'hirondelle" plus ou moins étalée.
Image
2ème foyer
er
1 foyer
Les bons réfracteurs n'ont que peu de coma. Celle-ci est par contre très présente sur les télescopes Newton et
Cassegrain qui nécessitent un correcteur de coma, lentilles placées un peu avant le foyer, si l'on veut faire des
photographies qui soient acceptables sur les bords du champ.
Les télescopes Schmidt-Cassegrain souffrent également passablement de ce
défaut qui est remédié en partie par l'adjonction de diaphragmes à l'intérieur
du tube : la coma est diminuée mais au détriment du vignettage, qui
consiste dans un gradient plus ou moins important de la densité lumineuse dès
que l'on s'écarte suffisamment de l'axe.
Ici un temps de pause assez grand permet de bien mettre en évidence le
vignettage sur un format 24 x 36 mm, consécutif à l'emploi d'un réducteur de
focale et d'une réduction de coma.
3.c.2
Mauvaise collimation
La collimation consiste à un ajustement parfait des pièces sur l'axe optique et dans la direction de cet axe. Une
mauvaise collimation n'est donc pas un défaut optique des pièces. Toutefois, l'opération d'ajustement doit se faire
beaucoup plus souvent qu'on ne le croit.
Les réfracteurs, dont les lentilles n'ont guère la possibilité de bouger, n'ont en principe pas besoin d'être
recollimatés souvent. Par contre, les réflecteurs, et tout particulièrement les Schmidt-Cassegrains dont la
focalisation se fait par un déplacement quelque peu "grossier" du primaire et dont le miroir primaire fait certaines
fois des petits sauts d'humeur, nécessitent une collimation fréquente, spécialement lorsqu'on veut faire de
l'astrophotographie de haute résolution.
Certains astrophotographes amateurs avancés recollimatent leur Schmidt-Cassegrains après chaque déplacement
de leur télescope !!
Ce problème est souvent sous-estimé et détériore parfois bien plus l'image que les autres défauts optiques.
Un télescope parfaitement collimaté peut fournir sur l'axe optique des images qui n'ont rien à envier aux images
fournies par les meilleurs réfracteurs : on en veut pour preuve les images réalisées par Thierry Legault avec un
SC de 30 cm et dont les détails sur les planètes sont à proprement parler stupéfiants.
3.c.3 Courbure de champ et astigmatisme
L'astigmatisme est lié au fait qu'un faisceau plane horizontal ne focalise pas au même endroit qu'un faisceau
plane vertical. On peut vérifier l'astigmatisme en travaillant en position intrafocale puis extrafocale : l'image de
l'étoile, elliptique, tourne de 90°. Quand on est dans la position du meilleur compromis, l'image de l'étoile n'est
pas ronde mais une sorte de quadrilatère aux côtés arrondis.
Image d'une étoile d'un système souffrant d'astigmatisme :
L'astigmatisme ne vient pas toujours de l'objectif mais souvent d'autres éléments optiques comme un miroir
secondaire, un miroir coudé, un réducteur de focale ou un oculaire. L'œil peut également être astigmate et dans ce
cas le port des lunettes pour l'observation est indispensable car les optiques astronomiques, contrairement à la
myopie ou l'hypermétropie, ne peuvent compenser ce défaut. L'astigmatisme peut aussi provenir d'une mauvaise
collimation.
L'ensemble des points images d'un champ ne se forment pas dans un plan mais, approximativement, sur une
surface sphérique dont le rayon vaut 1,5 fois la distance focale de l'objectif : on parle de la courbure du champ
image.
Pour y remédier, surtout en astrophotographie, on peut rajouter deux lentilles un peu avant le foyer qui
"aplatissent" le champ image (flat-field). Ces lentilles sont par exemple nécessaires lorsqu'on veut faire de la
photographie moyen format (6 x 7 cm) car plus on s'écarte de l'axe optique, plus la différence entre le plan du
négatif et le champ image augmente.
Dans une chambre de Schmid on donne la bonne courbure au négatif lui-même pour qu'il épouse la courbure du
champ image.
3.c.4 Tubes fermés ou tubes ouverts
Les lunettes ainsi que les télescopes Schmid-Cassegrain et Maksutov ont des tubes fermés à l'entrée par l'objectif,
respectivement par une lame correctrice. Les télescopes Newton et Cassegrain sont ouverts.
L'avantage d'être ouvert est que la mise en température de l'instrument se fait plus rapidement. Pour un
instrument fermé, il faut compter au moins une demie-heure.
Par contre un instrument fermé est bien moins sensible à une source de chaleur proche comme les
observateurs. D'autre part les miroirs primaires des télescopes Newton et Cassegrain doivent être fréquemment
nettoyés, ce qui n'est pas le cas des Schmidt-Cassegrain et Maksutov. Bien sûr, il faut de temps à autre nettoyer la
lame qui ferme le tube mais c'est assez aisé.
3.d Tabelles des principales caractéristiques des systèmes optiques les plus courants
La tabelle de comparaisons ne sert qu'à dégager des tendances moyennes et il faut bien faire attention :
•
•
•
Au fait que dans une même catégorie, on peut trouver toutes sortes de qualités. Cette remarque
s'applique tout particulièrement aux lunettes achromates et aux télescopes Newton. Les "vrais"
apochromates sont quasiment tous d'excellente qualité optique (la différence pouvant se faire sur d'autres
critères) alors que les Schmidt-Cassegrain ont une qualité optique sensiblement équivalente.
Au fait qu'une adjonction d'un élément peut modifier passablement la qualité optique d'un instrument
dans le bon sens ou dans le mauvais sens ! Ainsi la coma d'un Newton peut être bien corrigée alors que
l'utilisation d'un réducteur de focale de mauvaise qualité derrière un Cassegrain ou un Schmidt-Cassegrain
peut amener des aberrations chromatiques importantes.
Que les aberrations chromatiques peuvent être augmentées lorsqu'on travail en CCD qui sont
sensibles à l'infrarouge. Il faut alors avoir un ou des filtres pour limiter ces aberrations : une des
possibilités est de faire la photo CCD couleurs qui procède par addition de 3 images filtrées dans le rouge,
vert et bleu.
Système optique
Réfracteur
achromatique
Réfracteur
apochromatique
Désavantage
aberrations
chromatiques hors axe
longueur du tube
le prix !
Télescope Newton
coma, accès foyer,
collimation délicate
Télescope Cassegrain forte coma
Télescope SchmidtCassegrain
Télescope Maksutov
coma, contraste moyen,
collimation à faire souvent
contraste moyen
Avantage
bon contraste
très haut contraste
très peu d'aberration
chromatique
bon contraste
pas d'aberration chromatique
bon contraste
pas d'aberration chromatique
très peu d'aberration
chromatique
peu de coma, très peu
d'aberration chromatique
Utilisation
photographique
planètes
uniquement
champs stellaires,
planètes,
ciel profond
ciel profond
planètes, objets brillants
pas trop étendus
planètes, ciel profond
planètes, objets brillants
pas trop étendus
Les astronomes amateurs reconnaissent que la meilleure qualité d'image est donnée par une lunette
apochromatique. Le problème réside dans le prix de ces lunettes : pour simplifier quelque peu, on peut dire que le
prix d'une lunette APO correspond à celui d'un télescope "moyen" dont le diamètre est double ! Seuls
quelques amateurs fortunés peuvent se permettre l'achat d'une lunette de 20 cm de diamètre ou plus.
Voici quelques conseils personnels pour un choix d'un instrument en fonction de ce que l'on veut faire en
photographie :
•
Dans les petits diamètres (inférieurs à 90 mm), les réfracteurs sont rois. Les résultats donnés par des
lunettes achromatiques, en dehors de la Lune, et éventuellement de Jupiter et de Saturne, ne sont pas très
encourageants dans la mesure où les distances focales sont grandes par rapport au diamètre et dans la
mesure où les montures ne sont pas vraiment adéquates pour des photographies longue pause.
•
Lorsqu'on fait de la photographie en parallèle, on utilise un objectif d'appareil photo ou un téléobjectif. Làaussi, on trouve toutes sortes de qualité. Les objectifs APO sont évidemment là aussi très chers. Comme
ces objectifs ne servent ici qu'à la photographie à grand champ et que l'observation visuelle n'est pas
possible, l'amateur ne devrait pas exagérer dans les dépenses : on peut diaphragmer les objectifs pour
réduire les aberrations, en particulier la coma (on perd toutefois de la lumière mais bon on ne peut pas tout
avoir). Et puis, on peut tomber sur des bonnes surprises.
•
Les Maksutov de petits diamètres ne sont pas trop conseillés en photographie : leur focale est très grande
comparée à leur diamètre (rapport f/d supérieur à 12) et leur monture souvent insuffisante pour des longues
pauses.
•
Les Cassegrains sont plus destinés aux planètes. Un tel achat pourrait se justifier plus facilement si le
télescope est également transformable en Newton par changement du miroir secondaire.
•
Pour simplifier, le débat pour une bonne astrophotographie d'amateur (sans parler ici d'observatoires à
grands budgets qui peuvent s'offrir des télescopes Ritchey-Chrétien) tourne autour des réfracteurs APO,
des Newtons et des Schmidt-Cassegrains. Si l'on veut des grands champs, faire de la photo moyen format,
des images "piquées", on peut choisir une APO. Si l'on veut une belle galaxie ou nébuleuse, on choisirait
un Newton. Les Schmidt-Cassegrains offrent une certaine polyvalence avec toutefois une image de qualité
un peu moins bonne.
Mais toutes les théories ne remplacent pas des tests sur les instruments lors de soirées d'observation ou des
comparaisons de clichés !