14-Les lunettes

1
12 LES LUNETTES
A –L’essentiel du cours
12.1 La lunette astronomique
12.1.1 Le principe
La lunette astronomique sert à l’observation des astres (doc.12.1). Elle
comprend deux systèmes convergents de même axe assimilables à deux
lentilles convergentes :
 l’objectif, de grande distance focale (1 à 20 m), qui donne de l’objet
AB une image réelle A1B1 située dans son plan focal image ;
 l’oculaire, de courte distance focale (quelques cm), fonctionnant
comme loupe pour observer A1B1.
12.1.2 La marche des rayons
L’objectif donne de AB (très éloigné) une image A1B1 réelle, renversée, dans le plan focal image F1’.
A1B1 est un objet réel pour l’oculaire qui, comme une loupe, en donne l’image définitive A’B’ virtuelle, droite par rapport à
A1B1, donc renversée par rapport à AB (doc.12.2).
12.1.3 Le cercle oculaire
Pour recevoir le maximum de lumière, l’œil doit se placer au cercle
oculaire, qui est l’image de l’objectif donnée par l’oculaire (doc.12.3).
Tout rayon lumineux qui traverse la lunette en sort en passant à
l’intérieur du cercle oculaire.
12.1.4 La latitude de mise au point
L’image intermédiaire A1B1 d’un objet à l’infini occupe une position fixe. L’observateur met au point en faisant coulisser
l’oculaire pour amener l’image définitive dans son champ de vision nette. La latitude de mise au point est donc celle d’une
loupe.
Si l’œil normal examine l’image définitive à l’infini, la lunette est dite afocale ( F1’ coïncide avec F2) (doc.12.4).
REMARQUE.- La longueur d’une lunette afocale est donc : L = f1 + f2 .
12.1

2
12.1.5 Le grossissement
a.- Définition. Le grossissement d’une lunette est le rapport du diamètre apparent de l’image α’ à celui de l’objet α.
(doc.12.4).
b.- Expression. Le grossissement d’une lunette est égal au produit de la distance focale de l’objectif par la
puissance de l’oculaire.
c.- Grossissement intrinsèque. C’est le rapport des distances focales de l’objectif et de l’oculaire.
d.- Mesure. Il existe deux méthodes permettant une mesure directe.
La méthode de la mire, pour les petites lunettes, qui consiste à examiner une
graduation au moyen de la lunette et d’une chambre claire (doc.12.5) :
La méthode du cercle oculaire qui consiste à mesurer les diamètres de
l’objectif et de l’oculaire et d’en effectuer le rapport :
12.1.6 Le champ de la lunette
C’est la portion d’espace visible à travers l’instrument. On le limite par :
 L’espace intermédiaire. Le champ extrême de la lunette est l’angle 2α sous lequel on voit MN de O1 (doc.12.6).
 Le champ angulaire de l’oculaire. Dans le cas d’une lunette afocale dont le champ angulaire est 2α’, le champ extrême
2α de la lunette est donné par l’expression : α = α’ / G (doc.12.7).
 Le champ moyen. Dans la pratique on mesure le champ moyen d’une lunette par l’angle 2α sous lequel on voit M2N2 de O1.

3
12.1.7 Le pouvoir séparateur
C’est la plus petite distance angulaire de deux étoiles séparées
par l’ensemble lunette-œil.
Il dépend de l’objectif, de l’oculaire et de l’agitation
atmosphérique.
 Influence de l’objectif. La limite de séparation ε s’exprime par
l’inverse du rayon de l’objectif (doc.12.8) :
 Influence de l’oculaire. L’œil voit tout ce que l’objectif sépare
lorsqu’on utilise le grossissement optimal: G = 4 R (mm).
G  ε’ / ε = R (mm).
 Agitation atmosphérique. Pour remédier à cet inconvénient,
les observatoires sont toujours installés en des lieux où l’agitation
atmosphérique est faible.
12.1.8 Usages de la lunette astronomique
La lunette astronomique permet :
 La découverte des étoiles indiscernables à l’œil nu. Suivant leur
visibilité, elles sont classées en grandeurs ou magnitudes.
 La séparation des étoiles doubles qui paraissent confondues à
l’œil nu.
 Le repérage des directions et la mesure des angles par l’emploi
d’un réticule (doc.12.9). Astronomie de position (astrométrie).
12.2 Les lunettes terrestres
12.2.1 Le principe
Pour regarder un objet terrestre, la lunette astronomique qui donne une image renversée ne convient pas.
On obtient une image droite en associant un système redresseur à une petite lunette astronomique ; l’ensemble prend le
nom de lunette terrestre (doc.12.10).
12.2.2 Les variétés
Parmi les différentes sortes citons :
 la longue-vue qui n’est autre qu’une lunette astronomique dans laquelle on a intercalé, entre l’objectif et l’oculaire, un
système de lentilles, appelé véhicule, ayant pour but de redresser les images (doc.12.10).
 la jumelle à prismes (de Porro), dans laquelle le système redresseur est constitué par deux prismes à réflexion totale
(Voir le document 4.7).

4
12.3 La lunette de Galilée
12.3.1 Le principe
La lunette de Galilée comprend, centrés sur le même axe :
 Un objectif, lentille convergente ( f de 10 à 15 cm) qui donne d’un objet éloigné AB une image A1B1 réelle, renversée.
 Un oculaire, lentille divergente de courte distance focale qui donne de A1B1 une image finale A’B’ virtuelle, droite.
12.3.2 La marche des rayons
L’objectif donne de l’objet AB (éloigné) une image réelle et renversée.
L’interposition de l’oculaire entre L1 et F1’ empêche les rayons de converger en A1B1, qui joue alors le rôle d’objet virtuel.
L’oculaire donne de A1B1 une image finale A’B’ virtuelle et droite (doc.12.11).
12.3.3 Le cercle oculaire
Le cercle oculaire est virtuel (doc.12.12) : on ne peut
pas y placer l’œil. Ce dernier doit être le plus près
possible de l’oculaire (15 mm environ).
12.3.4 La latitude de mise au point
La mise au point s’effectue en déplaçant l’oculaire par
rapport à l’objectif. La latitude de mise au point est celle
d’une loupe.
La longueur de la lunette afocale est :
L = f1 f2 .
Pour une culture
Galileo Galilei dit
Galilée (1564 – 1642)
Astronome, mathématicien et
physicien italien.
Il découvrit la loi de l’isochronisme
des oscillations du pendule ; exposa
celle de la chute des corps et inventa
le thermomètre.
Il est considéré comme le fondateur de la mécanique moderne.
En introduisant l’emploi de la lunette en astronomie (1609), il a été à
l’origine d’une révolution dans l’observation de l’Univers. Il
découvrit, en particulier, le relief de la Lune, les principaux satellites
de Jupiter, les phases de Vénus et la présence d’étoiles dans la Voie
lactée.
Rallié au système héliocentrique de Copernic, dont l’œuvre venait
d’être mise à l’index, Galilée fut déféré devant le tribunal de
l’Inquisition, qui le condamna et l’obligea à se réfracter (1633). La
tradition veut qu’en se levant il ait frappé du pied la terre et soit
écrié : “Eppur, si muove !” (Et pourtant elle se meut).
Il mourut convaincu que de “toutes les haines, il n’en est pas de
plus grande que celle de l’ignorance contre le savoir”.

5
12.3.5 Le grossissement
La définition et le grossissement intrinsèque sont les mêmes que pour la lunette astronomique.
Quand on examine l’image à la distance X de l’oculaire, l’expression du grossissement devient :
 La mesure du grossissement
 On peut mesurer f1 et f2 séparément par focométrie.
 On peut employer la méthode de la chambre claire (Voir document 12.5).
 Si la lunette est afocale, on peut calculer G par G = R / r.
12.3.6 Les avantages et les inconvénients
Les avantages :
 Elle est peu coûteuse.
 Elle est peu encombrante et légère.
 Elle a une grande clarté même par temps sombre.
Les inconvénients :
 Elle a un champ restreint.
 Elle a un faible grossissement, donc un faible pouvoir séparateur.
 Elle est impropre à la mesure des angles (pas d’images réelles).
B –Problèmes résolus
12.1
L’objectif d’une petite lunette astronomique a une ouverture D = 10 cm et 1 m de distance focale. L’oculaire
est une lentille convergente de 25 dioptries. Déterminer la position et la grandeur du cercle oculaire quand la
lunette est réglée pour un œil normal qui regarde une étoile à travers l’instrument, sans accommoder.
L’œil normal regarde sans accommoder l’image définitive à
l’infini. L’image intermédiaire A1B1 donnée par l’objectif est
à la fois dans le plan focal image de l’objectif et dans le plan
focal objet de l’oculaire (Voir doc.12.4).
La distance focale de l’oculaire est :
f2 = 1 / 25 m, ou 4 cm.
La distance de l’objectif à l’oculaire est :
p = f1 + f2 = 100 + 4 = 104 cm.
Le diamètre d du cercle oculaire et sa distance p’ à l’oculaire
sont donnés par les formules de Descartes (doc.12.13) :
Avec p = 104 cm et f2 = 4 cm, on obtient :
Le cercle oculaire, situé dans le voisinage du plan focal image de l’oculaire, a un diamètre sensiblement égal à
celui de l’œil.
12.2
Pour observer les taches solaires, on dirige l’axe d’une lunette astronomique vers le Soleil et on place,
derrière l’oculaire, un écran de façon à recueillir l’image. Les vergences respectives de l’objectif et de
l’oculaire sont 0,8 δ et 50 δ. La lunette étant réglée en configuration afocale pour un œil normal, dans quel
sens et de combien faut-il déplacer l’oculaire pour obtenir une image sur l’écran situé à 40 cm de l’oculaire ?
La lunette étant afocale, le foyer image de l’objectif est confondu avec le foyer objet de l’oculaire (Voir le
document 12.4).