instruments astronomiques (suite)

• Clarté. La pupille de l’œil ayant la nuit son ouverture maximale de 6 mm, le flux recueilli se trouve multiplié par un nombre appelé clarté de l’instrument, qui vaut en magnitudes

aux pertes de lumière près par absorption, réflexion ou diffusion, D étant le diamètre en centimètres du collecteur.

Cette expression de la clarté suppose que l’image est vue sous le même angle que l’objet, ce qui n’est vrai que des sources ponctuelles (étoiles). Dans le cas des objets étendus comme les planètes, leur diamètre apparent se trouve multiplié par G, et leur surface par G². La clarté se définit alors comme le rapport des brillances des images rétiniennes avec et sans instrument ; ce rapport, qui n’est plus alors traduit en magnitudes, est inversement proportionnel à G² et au plus égal à 1, cela pour G = G_e.

Lunette astronomique

L’objectif est toujours un doublet achromatique. Le résidu d’aberration chromatique n’apparaît que dans les très grands instruments comme une frange violette sur le bord de la Lune ou une auréole de même teinte autour des étoiles très brillantes. Il existe quelques triplets, mieux corrigés à cet égard, mais de diamètre limité à 20 cm environ, car ils exigent des verres très spéciaux taillés selon des surfaces à fortes courbures dont le centrage est difficile et le coût élevé. Le doublet apporte une bonne compensation des aberrations géométriques (aberration de sphéricité, coma, distorsion) de la lentille simple. Il en existe plusieurs formes classiques qui diffèrent surtout par les courbures employées, selon que l’on désire une définition très poussée sur l’axe ou des images correctes dans un champ étendu, parfois un foyer plus court sous une ouverture donnée. Les verres sont montés dans un barillet avec un joint qui évite de les comprimer, mais sans leur laisser de jeu. Seuls les objectifs très petits, au-dessous de 4 cm de diamètre, que l’on trouve dans des viseurs ou autres accessoires, sont collés au baume du Canada ; ceux des lunettes ont leurs verres séparés par trois cales à 120° disposées sur le pourtour. Une trousse d’oculaires accompagne la lunette, dont les foyers vont de quelques décimètres à quelques millimètres. Le plus « long » est celui qui donne le grossissement G_e ; pour une ouverture relative de l’objectif de 1/15, qui représente une valeur moyenne, il a pour foyer
.

La lunette se termine par un coulant, portant la boîte micrométrique (ou un porte-châssis), susceptible d’être amenée exactement au foyer de façon que les repères matériels comme les fils ou les traits gravés sur verre soient dans le plan des images. La mise au point de l’oculaire sur ce plan se fait à frottement doux dans un manchon porté par la boîte.

Télescope

Le miroir est un paraboloïde de révolution. Les propriétés de sa section méridienne le rendent stigmatique pour un objet ponctuel situé à l’infini sur son axe. Pour les diamètres inférieurs à 20 cm environ, ce résultat est pratiquement atteint avec un miroir sphérique. La longueur focale d’un télescope est en moyenne trois fois plus petite que celle d’une lunette de même ouverture, ce qui est très avantageux quant aux montures et aux coupoles. Il n’y a qu’une surface à mettre en forme, et la matière du miroir ne joue que le rôle de support mécanique de la couche réfléchissante que l’on y dépose. On obtient donc aisément des miroirs de diamètre bien supérieur à celui des objectifs.

Les grands miroirs sont très lourds et il faut les supporter par le dos, en un certain nombre de points, par un système de leviers dits « astatiques », dont la pression s’ajuste automatiquement avec l’inclinaison du miroir pour compenser les efforts de flexion.

Le télescope permet l’emploi de plusieurs combinaisons optiques classiques à partir du même miroir principal, dont les longueurs focales équivalentes échelonnées multiplient les possibilités de l’instrument.

• Foyer Newton. C’est le foyer direct, sur l’axe du miroir ; on n’y place l’observateur, grâce à une cabine prévue à cet effet, que dans les très grands télescopes. On se contente très généralement de renvoyer le faisceau sur le côté à l’aide d’un miroir à 45°.

• Foyer Cassegrain. Cette combinaison, imaginée dès 1672 par le physicien français N. Cassegrain, fait appel à un miroir secondaire hyperbolique qui, placé sur l’axe un peu avant le foyer, renvoie le faisceau à travers une ouverture centrale ménagée dans le miroir principal. On obtient ainsi un foyer équivalent de 2 à 5 fois plus grand que le foyer principal et des images d’une dimension linéaire augmentée dans le même rapport ; l’accès au foyer, au dos du miroir, est particulièrement aisé.

• Foyer coudé. Ce nom, dérivé de celui de l’équatorial coudé, dont le but était analogue, désigne une combinaison qui permet d’amener l’image dans des ensembles complexes, lourds et encombrants, comme les grands spectrographes installés à poste fixe dans un laboratoire. Le faisceau est renvoyé d’abord dans l’axe de déclinaison, puis dans l’axe principal, dit « polaire », et recueilli à son extrémité inférieure. Tous les grands télescopes ont ce dispositif, qui assure un foyer équivalent 8 à 10 fois plus long que le foyer direct.

Montures

Les lunettes et les télescopes se présentent sous la forme de tubes qu’il faut pouvoir diriger vers tous les points du ciel et entraîner de façon à suivre le mouvement diurne des astres. L’axe principal, ou polaire, est donc parallèle à l’axe du monde, et l’instrument tourne autour de lui à raison d’un tour en 24 heures sidérales. Les instruments moyens sont disposés au bout d’un axe de déclinaison court à la tête de l’axe polaire, portant un contrepoids à l’autre bout (monture allemande). Les télescopes sont souvent montés de façon analogue, l’axe polaire étant cependant tenu par deux paliers, un à chaque extrémité (monture anglaise simple) ; profitant de la position basse du centre de gravité très près du miroir, on peut aussi installer le tube dans une fourche. Quelques instruments très lourds ont été montés dans un berceau, qui est une fourche refermée dans le haut, interdisant donc l’observation dans une calotte assez large autour du pôle. Pour le télescope de 200 pouces du mont Palomar, on a choisi une solution mixte, celle de fer à cheval, où l’axe est bien tenu aux deux bouts, le tube pouvant être couché le long de l’axe du monde. La monture à berceau a été adoptée aussi pour les lunettes dites « de la carte du ciel », dont la mission se bornait à photographier des zones bien déterminées loin du pôle.