Les instruments d`observation

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SOCIETE ASTRONOMIQUE DE LYON
Observatoire, Avenue Charles André
69230 SAINT GENIS LAVAL
INITIATION
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CYCLE
ASTRONOMIE D’AMATEUR
LES OUTILS D’OBSERVATION

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L’observation à l’œil nu :
Observer à l’œil nu pour : Apprendre le ciel, les constellations, se repérer, Nord/Sud, Est/Ouest, estimer du ciel.
(voir l’amas globulaire M13 à l’œil nu est preuve d’un ciel propice aux observations d’objets faibles comme les
galaxies, nébuleuses Etc.)
Les moyens : Carte tournante ou planiciel ; Carte donnant pour un jour et une heure donnés, l’aspect du ciel.
Les objets ou phénomènes observables à l’œil nu sont : Taches solaires (à travers un verre de soudeur), la Lune, les
planètes jusqu’à Saturne, galaxie d’Andromède et voie lactée (La Galaxie), amas globulaire M13, amas ouverts tels
que les Pléiades et les Yades, phénomènes exceptionnels comme les éclipses et les comètes.
Observations aux jumelles :
Observation d’objets étendus, Grands champs d’étoiles, voie lactée et galaxies (Andromède, M81 & M82 Etc.),
amas ouverts etc.
Avant d’entamer la recherche d’un objet au chercheur du télescope, il est préférable de le localiser une première fois
à l’aide des jumelles. La recherche est plus facile et l’observateur est dans une position plus confortable que
derrière l’oculaire du chercheur.
Il existe deux types de jumelles. Les jumelles classiques à prismes Poro et les jumelles à prismes en toit (voir
schéma). Le système à prismes en toit permet, pour un encombrement plus réduit, d’avoir un champ plus grand
dans l’oculaire. C’est aussi un modèle de jumelles plus compact.
Une paire de jumelles est composée de deux petites lunettes identiques et rigoureusement parallèles et ayant un
système de mise au point couplé. Chacune de ces lunettes est équipée d’un système à prisme ayant la fonction de
redresser l’image donnée par l’objectif. Un système optique simple (un objectif ou un miroir) donne une image
inversée (c’est pourquoi, pour projeter des diapositives, nous les plaçons à l’envers dans le projecteur). En
astronomie, le haut et le bas sont des notions sans valeur, il n’y a donc pas d’inconvénients à ce que l’image dans
la lunette ou le télescope soit inversée. Dans une paire de jumelle, il faut par contre remettre l’image à l’endroit.
Dans le système à prismes Poro, nous voyons sur le schéma, qu’une image entrant dans un prisme en ressort
inversée dans le plan du prisme. Il suffit donc d’un deuxième prisme à 90° pour remettre l’image à l’endroit
suivant les deux axes.
Une paire de jumelles est un instrument à part entière pouvant permettre de très bonnes et très agréables
observations. C’est aussi un instrument qui peut être utilisé dans d’autres domaines que l’astronomie. Il est donc
conseillé, dans la mesure de nos finances, de ne pas négliger la qualité optique. Pour être parfaites, une paire de
jumelles doit avoir des qualités optiques et mécaniques parfaites, des prismes au baryum (plus transparents), des
traitements anti reflets sur toutes les faces air/verre (prismes compris).
On désigne une paire de jumelles par son grossissement et le diamètre des objectifs, ainsi, une paire de jumelles
grossissant 10 fois et ayant des objectifs de 50mm de diamètre sera dite « 10x50 ».
On ne choisira pas une paire de jumelles ayant un grossissement trop important. Etant donné que c’est un instrument
tenu à la main lors de l’observation, un grossissement entre 7 et 10 fois est très raisonnable. Au-dessus, les
mouvements du corps rendent l’observation très difficile. On aura de toute façon intérêt à se stabiliser sur un
mur, un piquet ou autre pour mieux profiter de l’observation.
En astronomie, la luminosité de l’instrument sera primordiale. C’est-à-dire que le diamètre des objectifs sera
important (40mm au minimum). Le grossissement n’aura par contre pas la même importance. Si un
grossissement faible a la réputation d’être très lumineux, un grossissement moyen sera par contre plus
confortable et donnera un fond de ciel plus noir. L’idéal serait donc un grossissement de 8x à 10x et un diamètre
de 40 à 60mm. Mieux vaut aussi des jumelles de diamètre raisonnable (40 à 50mm) qui seront plus facilement
utilisables, vite sorties et légères, mais qui seront plus souvent et plus agréablement utilisées que des 11x80.
Il faut toutefois préciser qu’un grand diamètre d’objectif n’est pas obligatoirement synonyme de luminosité.
L’observation des objets faiblement lumineux ne peut se passer d’un bon contraste qui est lié à la qualité de
l’optique et des verres, et surtout aux traitements anti-reflets sur toutes les faces air/verre.
Observations à la lunette ou au télescope :
La Lunette :
Une lunette est composée d’un objectif et d’un oculaire (voir schéma).
L’objectif est une «loupe » caractérisée par son diamètre D et sa focale F exprimés en millimètres. L’objectif donne
une image d’un objet situé à l’infini (en optique, nous considérons que tous les objets astronomiques sont vus à
l’infini).
Nous voyons sur le schéma de la chambre noire que l’image est d’autant plus grande que la distance focale est
importante. C’est ce que l’on retrouve dans les appareils photo, un téléobjectif de 200mm donne une image
agrandie par rapport à un objectif de 50mm.
Nous pouvons voir l’image donnée par l’objectif en plaçant un verre dépoli au plan focal. C’est sur ce plan focal que
l’on peut placer un film photographique. En avançant et reculant ce verre dépoli, nous pouvons faire l’image plus
ou moins nette, c’est la mise au point. Nous pouvons observer cette image à l’aide d’une loupe que l’on nomme

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oculaire. Cet oculaire, comme l’objectif, a une longueur focale nommée f. Plus cet oculaire sera puissant (donc plus
sa focale sera courte), plus nous pourrons voir l’image donnée par l’objectif grossie et voir des détails fins. Le
calcul du grossissement d’une lunette est donc proportionnel à la focale de l’objectif et inversement
proportionnel à la focale de l’oculaire. La formule s’écrira donc tout simplement : G = F/f . Une lunette de focale
F=1000mm équipée d’un oculaire de f=25mm de focale donnera un grossissement de G=1000/25=40 fois.
Le chromatisme : La lumière blanche traversant un verre sera d’autant plus décomposée (arc-en-ciel) que l’angle
incident (I sur le schéma)) sera grand. C’est ce même arc-en-ciel que nous obtenons en observant à travers un
prisme. Une simple loupe donne une image entachée de chromatisme, c’est-à-dire dont les couleurs s’étalent les
unes sur les autres et manquent ainsi de netteté. Pour y remédier, un second verre est ajouté à l’objectif (voir
schéma). Sa courbure est conçue de manière à re-focaliser la dispersion des différentes couleurs. Ce type
d’objectif est appelé un doublet achromatique. Notons tout de suite que le télescope à miroir n’est pas sujet au
chromatisme, la lumière étant réfléchie sans avoir traversé le verre.
La pupille de sortie : C’est le diamètre sous lequel l’image sort de l’oculaire et entre dans l’œil de l’observateur
(voir schéma de la lunette). Ce diamètre est d’autant plus petit que le grossissement est élevé. Le calcul de ce
diamètre se fait tout simplement en divisant le diamètre de l’objectif par le grossissement utilisé. Par exemple, un
grossissement de 50x sur un T200 (un télescope de 200mm de diamètre) donne une pupille de sortie de
200/50=4mm. Connaître la pupille de sortie est utile pour le calcul du grossissement minimum. La pupille de
l’œil s’ouvre, dans le noir absolu, jusqu’à un diamètre de 7mm. Un grossissement qui donnerait une pupille de
sortie supérieure à 7mm ne serait pas judicieux puisqu’une partie de la lumière sortant de l’oculaire serait arrétée
par l’iris de l’œil et serait donc perdue. C’est pourquoi le grossissement minimum des instruments est défini à
D/7, et que l’on trouve dans le commerce des jumelles de 7x50, 8x56, 11x80 Etc. à chaque fois dans le rapport 7.
Dans la pratique, il serait plutôt conseillé de choisir une pupille de sortie entre 5 et 6. Si une pupille de 7mm est
courante chez les personnes jeunes et ayant une vue excellente, chez les plus anciens, l’iris ne se dilate plus
autant.
Le chercheur : C’est une petite lunette (environ 10x30 – grossissement 10x et diamètre 30mm) montée en parallèle
sur le tube de la lunette ou du télescope, dans un support réglable. Son oculaire est équipé d’un réticule. Elle
servira à chercher et pointer un objet ou une zone du ciel qui sera ensuite observée dans l’instrument. Le
chercheur devra être soigneusement réglé afin que l’objet placé au centre du réticule soit bien centré dans
l’oculaire de l’instrument sur lequel il est monté. Ce réglage peut se faire de nuit mais plus commodément de
jour en visant un objet au loin (antenne, tour, cime d’un arbre etc.) et en agissant sur les vis de réglage du
chercheur afin que cet objet soit bien centré dans le chercheur et dans l’instrument.
Télescope : Dans un télescope, l’objectif est remplacé par un miroir concave qui focalise la lumière en avant de
l’instrument. La surface du miroir est sphérique ou parabolique et a une précision qui se chiffre en centième de
microns. Le verre est du type pyrex, c’est-à-dire un verre sans dilatation. C’est aussi un verre auquel on ne
demande pas d’avoir de qualité optique étant donné que la lumière ne le traverse pas, d’où un coût très faible par
rapport à une lunette. La surface du miroir est recouverte d’une couche réfléchissante d’aluminium qui est
déposée par vaporisation du métal sous vide.
Les différents types de télescopes :
Le Newton : Le principe le plus simple, donc le plus utilisé par les astronomes amateurs. Il est constitué d’un miroir
primaire parabolique (jusqu’à 100mm de diamètre, un miroir sphérique est utilisable) monté au fond d’un tube
ouvert. Un miroir plan de forme elliptique en tranche de saucisson (le secondaire) est monté à 45° sur l’axe
optique. Ce miroir permet de sortir le foyer sur le coté du télescope pour le rendre accessible. Le porte oculaire
est monté face à ce miroir secondaire (voir schéma).
Si c’est le système le plus simple rencontré chez les amateurs, ce n’est pas le moins efficace. On trouve bien des
avantages dans le Newton. Le faible nombre de composants optiques (primaire et secondaire) limite les pertes de
lumière. Une lame de fermeture (télescopes fermés) et un renvoi coudé (lunettes et cassegrains) sont autant
d’élément qui influent sur le prix de revient, ajoutent des défauts optiques (rien n’est parfait), et perdent de la
lumière.
Il faut savoir que la réflexion sur une surface alumiée (miroir) n’est pas totale, il y a une perte d’environ 6 à 10%.
Sur une lentille ou une lame de fermeture, la perte par réflexion est supérieure à 10% par transition air/verre sur
un verre non traitée. Avec des traitements anti-reflets la perte est réduite à 6% et jusqu’à 2% pour les traitements
multicouches haut de gamme.
Le miroir secondaire, sur un newton, est placé très près du porte oculaire, on voit aisément sur le schéma, que plus le
secondaire sera éloigné du porte oculaire, plus sa taille devra être grande. Le rapport entre le diamètre du
secondaire et celui du primaire est appelé l’obstruction (40/200=0,2 pour un Télescope de 200mm avec un
secondaire de 40mm de diamètre apparent). Cette obstruction devra être la plus réduite possible mais
suffisamment tout de même pour que tout le champ de l’oculaire au plus petit grossissement soit en pleine
lumière. Un secondaire trop petit donne un obscurcissement des bords, aussi appelé vignetage. Un secondaire
trop grand fait perdre en luminosité et en définition.