Termes optiques et caractéristiques d’un telescope

 

1. Ouverture

C’est le facteur unique le plus important dans le choix d’un télescope. La fonction principale de tous les télescopes est de collecter la lumière. A n’importe quel grossissement donné, plus l’ouverture est grande, meilleure sera l’image. L’ouverture d’un télescope est le diamètre de l’objectif ou du miroir primaire indiqué en pouces ou en millimètres (mm). Plus l’ouverture est grande, plus la lumière collectée est importante et plus l’image sera nette. Des détails plus précis et une clarté d’image seront visibles lorsque l’ouverture augmente. Par exemple, un amas globulaire comme M13 est proche du flou avec un télescope de 4“ d’ouverture avec une puissance de 150, mais avec un télescope de 8“ d’ouverture à la même puissance, l’amas globulaire est 16 fois plus brillant, les étoiles sont séparées en des points distincts et l’amas lui-même est résolu de façon distincte.
Considérant votre budget et les exigences de portabilité, choisissez un télescope avec l’ouverture la plus grande possible.

2. Longueur focale

C’est la distance (en mm) dans un système optique, de la lentille (ou miroir primaire) à l’endroit où le télescope est au point (point central). Plus longue sera la longueur focale du télescope, généralement plus de puissance il aura, plus l’image sera grande et plus petit sera le champ de vision. Par exemple, un télescope avec une longueur focale de 2000mm a deux fois la puissance et la moitié du champ de vision d’un télescope de 1000mm. La plupart des fabricants spécifient la longueur focale de leurs instruments divers; mais si elle est inconnue et si vous connaissez le rapport focal, vous pouvez utiliser la formule suivante pour la calculer : la longueur focale est l’ouverture (en mm) multipliée par le rapport focal. Par exemple, la longueur focale d’un télescope de 8“ d’ouverture (203.2mm) avec un rapport focal f10 sera 203.2 x 10 = 2032mm.

3. Résolution

C’est la capacité d’un télescope à discerner les détails. Plus la résolution est élevée, plus le détail est précis. Plus l’ouverture d’un télescope est importante, plus l’instrument est capable de gérer une résolution élevée, ce qui suppose que les optiques du télescope soient de bonne qualité.

4. Pouvoir de résolution

Pour les télescopes cela fait référence à la limite de Dawes. C’est la capacité à séparer deux étoiles binaires étroitement situées en deux images distinctes mesurées dans les secondes d’arc. Théoriquement, pour déterminer le pouvoir de résolution d’un télescope il faut diviser l’ouverture du télescope (en pieds) par 4,56. Par exemple, le pouvoir de résolution d’un télescope de 8“ d’ouverture est 0,6 secondes d’arc (4,56 divisé par 8 = 0,6). Le pouvoir de résolution est une fonction directe de l’ouverture telle que plus l’ouverture est importante, plus le pouvoir de résolution est élevé. Cependant, le pouvoir de résolution est souvent compromis par les conditions atmosphériques et l’acuité visuelle de l’observateur.

5. Contraste

Le contraste d’image maximum est requis pour voir des objets avec de faibles contrastes comme la lune et les planètes. Les télescopes de Newton et catadioptriques ont des miroirs secondaires qui obstruent un petit pourcentage de lumière du miroir principal. Quelques livres sur l’astronomie amateur vous pousseraient à croire que le contraste d’image est sévèrement réduit avec les télescopes de Newton et catadioptriques à cause de cette obstruction, mais ce n’est pas le cas (se serait le cas si plus de 25% de la surface du miroir primaire était obstruée).
Pour calculer l’obstruction secondaire, il faut utiliser la formule (pi)r² pour le miroir primaire et les secondaires qui vous donne la superficie de chacun. Ensuite, il faut calculer le pourcentage d’obstruction. Par exemple, un télescope de 8“ avec une obstruction secondaire de 2¾" a une obstruction secondaire de 11,8% :
8“ primaire = (pi)r² = (pi)4² = 50,27
2¾" secondaire = (pi)r² = (pi)1.375 = 5.94
pourcentage = 5.94 est 11.8% de 50.27
Les conditions d’observation (ou la turbulence de l’air) est le facteur unique le plus important qui affecte défavorablement le contraste d’image lorsque vous cherchez le détail planétaire avec un télescope. Les problèmes d’instruments qui peuvent aussi affecter défavorablement le contraste afin d’en diminuer l’importance sont : la forme de l’optique, la collimation, l’optique lisse, une petite augmentation de l’obstruction centrale. Notez que l’augmentation de l’obstruction dans l’obstruction centrale est évaluée comme étant le plus petit contributeur affectant défavorablement le contraste.

6. Lumière rassemblant la puissance

C’est la capacité théorique du télescope à collecter la lumière comparée à votre œil entièrement dilaté. C’est directement proportionnel au carré de l’ouverture. Vous pouvez la calculer en divisant tout d’abord l’ouverture du télescope (en mm) par 7mm (l’œil dilaté pour une jeune personne) et ensuite mettre au carré ce résultat. Par exemple, un télescope de 8“ a une lumière rassemblant la puissance de 843(203,2/7)² = 843

7. Facteur de brillance du disque d’Airy

Lorsque vous voyez une étoile dans un télescope correctement mis au point, vous n’allez pas voir une image agrandie des étoiles, même à une grande puissance, cela devrait ressembler à des points de lumière plutôt qu’à des disques ou des balles. C’est tout simplement parce que les étoiles sont très très loin, mais si vous agrandissez l’image d’une étoile de 60x par pouce d’ouverture et que vous regardez attentivement vous pouvez être capable de voir les anneaux autour de l’étoile. Ce n’est pas l’anneau de l’étoile que vous voyez, mais l’effet d’avoir une ouverture circulaire dans votre télescope et également en raison de la nature de la lumière. Après une inspection détaillée, quand l’étoile est au centre du champ de vision du télescope, cette image d’étoile fortement agrandie montrera deux choses; une zone nette centrale appelée disque d’Airy et un anneau ou une série d’anneaux appelés les anneaux de diffraction.
Le disque d’Airy devient plus petit lorsque vous augmentez l’ouverture du télescope. La brillance du disque d’Airy (la luminosité d’un point de source d’une image stellaire) est proportionnelle à la quatrième puissance d’ouverture. En théorie, quand vous doublez l’ouverture d’un télescope, vous augmentez sa puissance de résolution par deux et augmentez sa lumière rassemblant l’habilité par quatre, mais ce qui est plus important, c’est que vous réduisez aussi la zone du disque aérien par quatre aboutissant à un gain de brillance d’images stellaires multiplié par seize.

8. Pupille de sortie

La pupille de sortie d’un télescope est le rayon de lumière circulaire qui quitte l’oculaire utilisé et qui est mesurée en mm. Pour calculer la pupille de sortie, divisez l’ouverture (en mm) par la puissance de l’oculaire utilisé. Par exemple, un télescope de 8“ d’ouverture (203mm) utilisé avec un oculaire de 20mm fonctionne à une puissance de 102 et a une pupille de sortie de 2mm (203/12 = 2mm) ou vous pouvez calculer la pupille de sortie en divisant la longueur focale de l’oculaire (en mm) par le rapport focal du télescope.

9. Puissance et agrandissement

Un des facteurs les moins importants lorsque vous achetez un télescope est la puissance. La puissance, et l’agrandissement sont en réalité une relation entre deux systèmes optiques indépendants (1) le télescope lui-même, et (2) l’oculaire que vous utilisez.
Pour déterminer la puissance, divisez la longueur focale du télescope (en mm) par la longueur focale de l’oculaire (en mm). En changeant un oculaire d’une longueur focale pour une autre, vous pouvez augmenter ou diminuer la puissance du télescope. Par exemple, un oculaire de 30mm utilisant un télescope C8 (2032mm) apportera une puissance de 68x (2032/30 = 68) et un oculaire de 10mm utilisé sur le même instrument apportera une puissance de 203x (2032/10 = 203).Puisque les oculaires sont interchangeables, un télescope peut être utilisé à une variété de puissances pour des applications différentes.
Il y a des limites pratiques supérieures et inférieures de puissance pour des télescopes. Celles-ci sont déterminées par les lois de l’optique et la nature de l’œil humain. La règle générale veut que la puissance maximale utilisable soit égale à 60 fois l’ouverture du télescope (en pieds) dans des conditions idéales. Des puissances plus hautes que ce qui est habituellement défini donneront un contraste d’image plus faible. Par exemple, la puissance maximum d’un télescope de 60mm (ouverture 2,4“) est 142x. Lorsque la puissance augmente, la vision de la netteté et du détail vont diminuer. Les plus fortes puissances sont principalement utilisées pour l’observation de la lune, des planètes, des étoiles binaires.
Ne croyez pas les fabricants qui font de la publicité pour des télescopes d’une puissance de 375 ou 750 qui ont seulement une ouverture de 60mm (la puissance maximale est 142x), ceci étant faux et induit en erreurs.
La plupart de vos observations seront faites avec de faibles puissances (6 à 25 fois l’ouverture du télescope en pieds). Avec ces faibles puissances, les images seront plus claires, fournissant plus de plaisir et de satisfaction avec des champs de vision plus larges.

10. Limitation de la magnitude

Les astronomes utilisent une échelle de magnitude pour indiquer le degré de clarté d’un objet stellaire. On dit qu’un objet a une certaine magnitude numérique. Plus la magnitude est importante, plus l’objet sera lumineux. Chaque objet ayant un nombre plus élevé sur l’échelle de magnitude est environ 2,5 fois moins lumineux. L’étoile la moins lumineuse que vous pouvez voir avec votre œil (sans télescope) est de la sixième magnitude (des ciels sombres), tandis que les étoiles les plus brillantes sont de magnitude zéro (ou même un nombre négatif).
L’étoile ayant la plus faible luminosité que vous pouvez voir avec un télescope (dans des conditions d’observation excellentes) est mentionnée comme étant la limite de magnitude. La limite de magnitude est directement apparentée à l’ouverture, de plus grandes ouvertures permettant de voir des étoiles de plus faible luminosité. Une formule pour calculer la limitation de magnitude visuelle est : 7,5 + 5 LOG (ouverture en cm). Par exemple, la limite de magnitude d’un télescope de 8“ d’ouverture est 14,0 (7,5 + 5 LOG 20,32 = 7,5 + (5x1,3) = 14,0). Les conditions atmosphériques et l’acuité visuelle de l’observateur réduiront souvent la magnitude limite.
La magnitude photographique limite est environ deux fois moins lumineuse que la magnitude visuelle limite.

11. La limite de diffraction (critère de Rayleigh)

La limite de diffraction d’un télescope a des aberrations (erreurs optiques) corrigées au point que des erreurs résiduelles de front d’onde sont considérablement inférieures à ¼ du front d’onde de la lumière au point focal. Il est alors acceptable pour le télescope d’être utilisé comme un télescope astronomique. Dans des systèmes optiques complexes, les composants individuels doivent être supérieurs à ¼ de la longueur d’onde pour l’erreur de front d’onde au point focal afin d’être au moins supérieurs à ¼ de la longueur d’onde. Comme le front d’onde devient plus petit (1/8 ou 1/10 de la longueur d’onde), la qualité optique est progressivement meilleure.

12. Ratio focal (la vitesse photographique ou f/stop)

C’est le ratio de la longueur focale du télescope à son ouverture. Pour le calculer, il faut diviser la longueur focale (en mm) par l’ouverture (en mm). Par exemple, un télescope avec une longueur focale de 2032mm et une ouverture de 8“ (203,2mm) a un ratio focal de 10 (2032/203,2 = 10). C’est normalement spécifié comme f/10. Beaucoup de personnes analysent le ratio focal avec une image claire, mais à vrai dire c’est seulement vrai quand le télescope est utilisé pour la photographie et en prenant seulement des photos d’objets “étendus “ comme la lune et la nébuleuse. Lorsqu’un télescope est utilisé visuellement ou photographiquement, la clarté des étoiles est uniquement une fonction pour l’ouverture d’un télescope : plus grande sera l’ouverture, plus claires seront les images. En voyant des objets étendus, la clarté apparente vue dans l’oculaire est seulement une fonction de l’ouverture et du grossissement, ce n’est pas en rapport avec le ratio focal. Les objets étendus apparaîtront toujours plus clairs aux grossissement inférieurs. Des télescopes avec un petit (parfois appelé “rapide“) ratio focal, produisent cependant des images plus claires d’objets étendus sur le film et exigent des temps d’exposition plus courts. En général, l’avantage principal d’avoir un faible ratio focal avec un télescope utilisé visuellement est de donner un champ de vision plus large. Les ratios focaux “rapides“ des télescopes sont de f/3;5 à f6, les “moyens“ sont de f7 à f11, les “lents“ sont f12 et plus. Par exemple, un système f8 demande quatre fois plus de temps d’exposition qu’un f4.

13. Distance de mise au point

Il s’agit de la distance minimale où vous pouvez mettre au point le télescope visuellement ou photographiquement pour une utilisation terrestre.

14. Champ de vision

La quantité de ciel que vous pouvez voir par un télescope est appelée le champ de vision réel et est mesurée en degrés d’arc (le champ angulaire). Plus le champ de vision est important, plus la zone du ciel que vous pouvez voir est grande. Le champ de vision angulaire est calculé en divisant la puissance utilisée dans le champ de vision apparent (en degrés) par l’oculaire utilisé. Par exemple, si vous utilisez un oculaire avec un champ apparent de 50 degrés et que la puissance du télescope avec l’oculaire était de 100x, alors le champ de vision sera de 0,5 degrés (50/100 = 0,5).
Les fabricants spécifieront normalement le champ apparent (en degrés) de l’oculaire. Plus le champ apparent de l’oculaire est important, plus le champ de vision réel sera grand et ainsi vous pourrez voir plus de ciel. De même, des puissances inférieures utilisées sur un télescope permettent des champs de vision plus larges que des puissances élevées.

15. Aberrations optiques

Il y a plusieurs conceptions optiques utilisées pour les télescopes. Rappelez-vous qu’un télescope est conçu pour collecter la lumière et former une image. Lors de la conception de systèmes optiques, l’ingénieur en optique doit faire des changements dans le contrôle des aberrations afin d’obtenir le résultat de la conception désirée.
Les aberrations sont des erreurs qui résultent de l’imperfection d’une image. De telles erreurs peuvent résulter de la conception, de la fabrication ou des deux. Il est impossible de concevoir un système optique absolument parfait.
Ci-dessous nous décrivons brièvement des aberrations spécifiques de télescopes :
Aberration chromatique – habituellement associée avec des lentilles de télescopes réfracteurs. C’est l’échec d’une lentille à apporter la lumière de longueurs d’ondes différentes à une mise au point commune. Cela résulte principalement en une légère auréole colorée (habituellement violette) autour des étoiles brillantes, des planètes et de la lune. Elle réduit également le contraste lunaire et planétaire. Elle fait ressortir habituellement plus de vitesse et une augmentation de l’ouverture. Les doublets achromates dans les réfracteurs aident cette aberration et des conceptions plus chères et plus sophistiquées comme les apochromatiques et les conceptions utilisant des lentilles de fluorite peuvent pratiquement l’éliminer.
Aberration sphérique – cause des rayons (ou reflets d’un miroir) à des distances différentes du centre optique pour venir se fixer à différents points sur l’axe. Ceci forme une étoile qui est vue comme un disque flou plutôt que comme un point net. La plupart des télescopes sont conçus pour éliminer cette aberration.
Coma – associé principalement avec des réflecteurs paraboliques qui affectent les images situées en dehors de l’axe et qui est plus prononcé près des bords du champ de vision. Les images vues produisent une apparence en forme de V. Plus le ratio focal est rapide, plus de coma sera vu près du bord bien que le centre du champ (approximativement un cercle, qui est le carré du ratio focal en mm) sera toujours sans coma dans des instruments bien conçus et fabriqués.
Astigmatisme – une aberration de lentille qui allonge les images qui changent d’une position horizontale à une position verticale sur les cotés opposés de la meilleure mise au point. C’est généralement associé à une fabrication mal faite de l’optique ou à des erreurs de collimation.
Courbure de champ – causé par les rayons de la lumière qui n’arrivent pas tous à une nette mise au point dans le même plan. Le centre du champ peut être net et mis au point mais les bords sont flous et vice versa.

16. Collimation

L’alignement approprié des éléments d’optique dans un télescope. La collimation est nécessaire pour réaliser des résultats optimums. Une faible collimation aboutira à des aberrations optiques et à des images déformées. Ce n’est pas seulement l’alignement des éléments optiques qui est important, mais ce qui est encore plus important est l’alignement de l’optique avec le tube mécanique qui est appelé l’alignement opto-mécanique.