Télescopes et lunettes

L’observation visuelle du ciel nocturne a ses limites bien qu’elle soit un début incontournable pour se familiariser avec les principales constellations et leurs positions suivant les saisons de l’année, mais il deviendra vite indispensable de s’équiper en instruments d’observation. Je passe donc rapidement en revue le matériel accessible à l’amateur. Parmi le plus abordable, disposant d’un excellent rapport prix/performances le télescope de Newton arrive en bonne position. Il est composé de deux miroirs dont l’assemblage fonctionne selon un principe de réflexion. Il existe de nombreuses variantes dans les montages optiques qui permettent d’exploiter les propriété des miroirs et des lentilles. Seul inconvénient cependant, le télescope à réflexion, exempt d’aberration chromatique génère une aberration dite de sphéricité.


Dans le montage Newton (ci-dessus), le miroir primaire (1) recueille la lumière provenant de l’objet visé et la focalise sur le miroir secondaire (2), dont l’inclinaison à 45° permet de la renvoyer vers l’œil, à travers l’oculaire (3).


Le montage Cassegrain : Constitué d'un miroir primaire parabolique concave et d'un miroir secondaire hyperbolique convexe (image ci-dessus), il focalise les rayons lumineux au foyer de l'instrument situé derrière le miroir primaire qui est percé d'un trou en son centre.

Une variante de ce télescope se nomme Schmidt-Cassegrain et reprend le même principe en y ajoutant à une lame de Schmidt, qui a pour effet de corriger l'aberration de sphéricité. Ce type de télescope est d'un bon rapport qualité/prix car les miroirs sphériques utilisés peuvent être à produits industriellement à moindre coût. C'est un télescope  polyvalence dont le rapport f/D proche de 10 permet ainsi l'observation et la photographie planétaire ainsi que l'observation visuelle des objets du ciel profond. En revanche il n'est pas adapté pour les champs larges et son usage nécessite une bonne collimation. De par la forme de ses éléments optiques, ce télescope ne présente pas d'aberration chromatique, ce qui est un avantage par rapport aux lunettes classiques (non apochromatiques). L'obstruction centrale due au miroir secondaire placé devant le primaire qui occupe environ 10 à 15 % de la surface surface est facteur de réduction des contrastes.

Ci-contre, télescope Schmidt-Cassegrain SC8 de 203 mm de diamètre.

 

Le montage Maksutov : Issu des travaux de l’ingénieur opticien russe Dimitri Maksutov (1896-1964), cet instrument utilise le même principe que le télescope Schmidt-Cassegrain.

La lentille est placée à l'entrée du télescope pour servir de "correcteur" des aberrations telles que la coma ou le chromatisme. Inventé en 1941, ce télescope est commercialisé depuis les années 50.

La différence réside dans le fait que toutes les surfaces optiques du Maksutov-Cassegrain sont sphériques (surface avant et arrière de la lame correctrice (ménisque), miroirs primaires et secondaires). Ce qui lui confère une qualité optique inégalable. La lame de Schmidt très coûteuses à produire a été retirées, pour faire place à un ménisque épais dont la fabrication est plus facile et moins onéreuse. Ce type de télescope se caractérise par des rapports F/D  plus importants que ceux des Schmidt-Cassegrain. Ceci l'amène à être spécialisé pour l'observation des surfaces planétaires mais également les galaxies, les amas globulaire, les nébuleuses ou encore les étoiles doubles. Ci-contre, télescope Maksutov de 90 mm de diamètre.


Le télescope de type Dobson, généralement volumineux, est une variante du télescope de Newton.

A la fin des années 60, l'américain John Dobson, astronome amateur, imagine une formule simplifiée de télescope facile à construire et à moindre coût, le miroir primaire utilisé est mince et de gros diamètre, ce qui confère à l'instrument un rapport qualité /prix imbattable pour l'observation visuelle. En revanche cet instrument n'est pas adapté à l'astrophotographie. Il est installé sur une monture nommée alt-azimutale. Le déplacement de ce télescope se fait manuellement sur un axe horizontal pour le pointage en azimut, et sur un axe vertical pour le pointage en hauteur. L’instrument est composé d’une cage supportant le miroir secondaire ainsi que d’un porte-oculaire (1), d’un tube dit « serrurier » (2) constitué de 8 tubes reliant la cage et la boîte à miroir et d’une caisse (3) dans laquelle est installé le miroir primaire. Ce télescope permet d’utiliser des miroirs de dimensions supérieures à 300 mm de diamètre.

Appelée aussi réfracteur, une lunette comporte un objectif qui fait converger l'image sur un plan focal. L’œil observe cette image à travers l’oculaire qui joue le rôle d’une loupe. L’objectif est généralement formé d’un assemblage de deux lentilles, une convergente et une divergente, qui optimisent la concentration de la lumière sur le plan focal.

De part leur principe optique, les lunettes nécessitent des corrections visant à réduire un de leur principal défaut, l’aberration chromatique. Pour cela on utilise des doublets ou triplets qui sont des assemblages de deux ou trois lentilles en verre de très haute qualité et dont les prix peuvent s'avérer des plus onéreux. Les images restitués par de telles lunettes sont d'excellente qualité, car contrairement aux montages décrits plus haut, aucun objet ne vient partiellement réduire la quantité de lumière reçue. Ci-dessus, une lunette 90 / 900 achromatique (1) que j’ai réalisée avec les moyens du bord et qui m’a permis de faire mes premières observations et la lunette apochromatique ED 80 / 550 (2) que j’utilise pour observer de larges champs célestes.

Le  Personal Solar Télescope  ou «PST» est un télescope capable d’isoler différentes composantes de la lumière émise par le Soleil comme, par exemple, celle de la raie de l’hydrogène alpha ( H alpha) ou celle du Calcium (Ca K). Il permet l’observation des protubérances et des taches surfaciques.

La particularité du PST réside dans sa conception. Son principe de filtrage de la lumière fonctionne en trois étapes. La lentille (1) recouverte d’un traitement spécial absorbe une forte portion du rayonnement.

Dans le corps de l’instrument un filtre de Fabry-Pérot (schéma de droite) découpe la lumière en une série de raies très fines T0, T1, etc. selon un principe de filtrage interférentiel. En faisant varier l’angle d’inclinaison de ce filtre, à l’aide d’une bague mobile contenant le «Fabry-Pérot» (2), on peut par exemple se caler sur la longueur d’onde de l’hydrogène alpha (656.3 nm) ou, suivant la nature du filtre, sur celle du Calcium K (397 nm). Enfin, à la base du porte-oculaire (3), un filtre interférentiel à bande passante large, bloque toutes les raies autres que celles du spectre sélectionnées par l’étalon qui ne laisse passer que celle souhaitées.

Dés qu'on augmente le diamètre (au delà de 40mm) de l'instrument, son prix croit dans de telles proportions qu'il devient rapidement inaccessible à l'amateur peu fortuné.