lunette astronomique

Lorsque l'on pointe une lunette vers un astre, la grande lentille tournée vers le ciel recueille sa lumière. Elle la rassemble pour former, à l'intérieur du tube, une petite image réelle que l'on pourrait recevoir sur un écran.

La petite lentille placée devant l'œil agrandit ensuite l'angle sous lequel cette image est perçue. L'astre semble plus grand, mais le grossissement seul ne garantit pas que davantage de lumière atteigne l'œil : cela dépend aussi du diamètre de sortie et de l'ouverture de la pupille. On reconnaît matériellement la lunette astronomique à son long tube, avec l'objectif à l'avant et l'oculaire à l'arrière.

Une lunette astronomique est un instrument réfracteur : sa version décrite ici associe deux lentilles convergentes alignées. L'objectif, de grande distance focale et tourné vers l'astre, collecte la lumière et forme une image réelle dans son plan focal. L'oculaire, de distance focale plus courte, sert de loupe pour observer cette image sous un angle plus grand.

Lorsque l'image intermédiaire se trouve dans le plan focal objet de l'oculaire, la lunette est réglée pour une vision sans accommodation. La distance entre les deux lentilles vaut alors la somme de leurs distances focales. Si la distance focale de l'objectif est notée f_obj et celle de l'oculaire f_oc, le grossissement angulaire en valeur absolue est $G=\frac{f_{obj}}{f_{oc}}G=\backslash frac\{f\_\{obj\}\}\{f\_\{oc\}\}$. Cette relation suppose le modèle de lentilles minces et un réglage afocal.

Les verres courbes étaient connus depuis l'Antiquité et les lunettes correctrices furent fabriquées en Italie à la fin du XIII^e siècle. Des artisans combinèrent plusieurs lentilles au XVI^e siècle. À partir de 1609, Galilée dirigea systématiquement une lunette vers le ciel. À la fin du XVII^e siècle, Newton développa notamment un télescope dont l'objectif est un miroir concave : il appartient à la famille des instruments réflecteurs, distincte de celle des lunettes à lentilles.

On règle une lunette afocale avec un objectif de distance focale 1 000 mm et un oculaire de distance focale 20 mm. Ces deux valeurs sont les données de départ.

1. Diviser la distance focale de l'objectif par celle de l'oculaire.

La lunette fournit donc un grossissement angulaire de 50 fois en valeur absolue.

2. Additionner les deux distances focales pour placer leurs plans focaux au même endroit.

Dans le modèle des lentilles minces, les lentilles sont séparées de 1 020 mm. Le schéma prévu pour cette section matérialise ce plan focal commun.

3. Contrôler les résultats : 20 × 50 = 1 000, et 1 020 − 20 = 1 000. Les deux calculs retrouvent la donnée de l'objectif. Ce contrôle valide l'arithmétique, pas la qualité optique réelle de l'instrument.

Pour repérer un astre, on commence avec un oculaire de plus grande distance focale : le grossissement est plus faible, mais le champ observé est plus large. Une fois l'astre centré, un oculaire plus court augmente le grossissement.

Pour observer un objet peu lumineux, on privilégie d'abord un objectif de plus grand diamètre, car il collecte davantage de lumière. Augmenter seulement le grossissement étale la lumière sur une image apparente plus grande sans en créer.

Lorsque des franges colorées apparaissent autour d'un objet contrasté, un instrument à miroir constitue une alternative. Son objectif réfléchissant n'introduit pas l'aberration chromatique propre à la réfraction par une lentille.

Lunette astronomique et télescope à miroirs. La première forme son image avec un objectif à lentilles ; le second emploie un miroir concave. La présence d'une grande lentille à l'entrée, plutôt que d'un miroir primaire au fond du tube, tranche la distinction.

Lunette astronomique et lunettes correctrices. Toutes utilisent des lentilles, mais elles n'ont pas la même fonction. Les lunettes correctrices modifient la convergence des rayons avant leur entrée dans l'œil ; la lunette astronomique forme puis grossit l'image d'un objet lointain.

Aberration chromatique. Une lentille ne dévie pas toutes les couleurs de façon identique. Des liserés colorés deviennent visibles autour des contours contrastés. Une combinaison de lentilles correctrices ou un objectif à miroir réduit ce défaut.

Grossissement sans détail supplémentaire. Remplacer, dans l'exemple, l'oculaire de 20 mm par un oculaire de 10 mm ferait passer le calcul de 50 à 100 fois. Cela ne garantit pas deux fois plus de détails : le diamètre et les défauts de l'objectif limitent l'information disponible.

Réglage non afocal. La longueur de 1 020 mm n'est valable que dans le modèle des lentilles minces, lorsque le foyer image de l'objectif coïncide avec le foyer objet de l'oculaire. Sinon, il faut déplacer l'oculaire pour refaire la mise au point et ne plus appliquer cette somme telle quelle.

Image renversée. Avec deux lentilles convergentes, l'image astronomique apparaît retournée. Ce renversement gêne peu pour observer le ciel, mais il faut en tenir compte pour comparer l'orientation d'un détail à une carte ou choisir un instrument terrestre.

Le prolongement naturel consiste à tracer quelques rayons remarquables dans le modèle des lentilles minces. Ce tracé relie la position de l'image intermédiaire, la longueur du tube et le grossissement angulaire. Il permet aussi de comparer méthodiquement une lunette afocale à un instrument dont la mise au point est déplacée.