Les instruments d`observation

SOCIETE ASTRONOMIQUE DE LYON
Observatoire, Avenue Charles André
69230 SAINT GENIS LAVAL
INITIATION
1er CYCLE
ASTRONOMIE D’AMATEUR
LES OUTILS D’OBSERVATION
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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
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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 arrétée
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.
Télescope : 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 alumiée (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.
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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, renvoit 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-ordianteur 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 règlage :
Un télescope doit facilement être règlable. 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’élargire 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’emboitement dans le porte oculaire. Un gros diamètre est à préférer car il permettera
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
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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
. 50
. 60
. 80
. 114
. 150
. 200
. 250
Magnitude limite
0,6
11
11,6
12,4
13
13,6
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.
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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 éxécutée par un amateur, cela demande
patience et persévérence 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
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faibles grossissements, si l’on est adepte de l’observation du ciel profond. L’instrument sera alors parfaitement
adapté à son propriétaire.
Claude FERRAND
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’occulaire de l’instrument. Un champ faible donnera une vue ressérée 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
cetains 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). Therme 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 cabestant 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 : Obscursissement 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.
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