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En 1747, EULER montre qu’on peut réduire les aberrations chromatiques d’une lentille
convergente en lui accolant une lentille divergente d’indice différent. Quand on saura
fabriquer le verre flint (à base de plomb), ce problème sera résolu (1759) ; le verre crown
(ordinaire) et le verre flint (cristal) ont des indices respectivement égaux à 1,5 et 1,6.
Les plus grandes lunettes mesurent jusqu’à 20 m de long pour un diamètre de 1 m. Mais
la difficulté d’obtenir des grandes lentilles de verre sans bulles va peu à peu faire cesser la
construction de ces grands instruments. Au contraire, les télescopes à miroir voient leur
taille augmenter : aujourd’hui, les plus grands miroirs mesurent 8 m de diamètre en un
seul morceau, et des télescopes à mosaïque atteignent 10 m de diamètre. Ces gigantesques
« entonnoirs » de lumière recueillent donc 4 millions de fois plus de photons que la pupille
de l’œil nu (5 mm de diamètre).
10.2. Clarté d’un instrument (lunette ou télescope)
Soit G le grossissement de l’instrument, rapport des longueurs focales F
et f
de l’objectif et de l’oculaire. Si l’astre a un diamètre apparent sensible (planète), la clarté est
proportionnelle à 1/G
2 . Au contraire, dans le cas des étoiles, la clarté est proportionnelle
à G
2 . Cela augmente fortement le contraste des étoiles sur le fond noir du ciel et explique
pourquoi on peut observer à la lunette des étoiles invisibles à l’œil nu.
10.3. Pouvoir séparateur
La diffraction limite le stigmatisme des instruments : l’image d’un point n’est pas un point
mais une petite tache (appelée tache d’AIRY) dont le diamètre angulaire vaut b = 1,2.l/D
où D est le diamètre de l’ouverture circulaire de l’objectif.
Ainsi, en lumière visible, l ≈ 0,6 mm, avec une lunette de 7 cm d’ouverture, b vaut
10
−5 rad soit environ 2
. On ne peut donc pas séparer deux étoiles voisines situées
angulairement à moins de 2
l’une de l’autre : on les voit confondues en un seul point.
Dans la queue de la Grande Ourse, les étoiles Alcor et Mizar sont séparées de 12’, formant
un couple optique aisément visible à l’œil nu (ces étoiles ne sont proches qu’en raison
de la perspective, leurs distances respectives étant 81 et 78 al). Avec sa modeste lunette,
Galilée a observé le premier en 1611 que l’étoile Mizar est une véritable étoile double,
les composantes étant séparées de 14
.
En fait, la résolution théorique des instruments est limitée par l’agitation atmosphérique.
C’est pour cela qu’on installe les observatoires au sommet des montagnes ou dans l’espace.
10.4. Radiotélescopes
Le rayonnement radio de la Galaxie a été découvert fortuitement en 1932 par l’Américain
JANSKY, créant ainsi la radioastronomie. L’atmosphère terrestre est transparente aux ondes
de longueur comprises entre 1 cm et 50 m (fenêtre radio) correspondant à des fréquences
de 6 à 30 000 MHz, soit une étendue de plus de 12 octaves (car 2
12 = 4 096) alors que la
fenêtre optique n’en couvre qu’une seule (de 0,4 à 0,8 mm). Avec une petite fenêtre dans
10. ASTRONOMIE
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En 1747, EULER montre qu’on peut réduire les aberrations chromatiques d’une lentille
convergente en lui accolant une lentille divergente d’indice différent. Quand on saura
fabriquer le verre flint (à base de plomb), ce problème sera résolu (1759) ; le verre crown
(ordinaire) et le verre flint (cristal) ont des indices respectivement égaux à 1,5 et 1,6.
Les plus grandes lunettes mesurent jusqu’à 20 m de long pour un diamètre de 1 m. Mais
la difficulté d’obtenir des grandes lentilles de verre sans bulles va peu à peu faire cesser la
construction de ces grands instruments. Au contraire, les télescopes à miroir voient leur
taille augmenter : aujourd’hui, les plus grands miroirs mesurent 8 m de diamètre en un
seul morceau, et des télescopes à mosaïque atteignent 10 m de diamètre. Ces gigantesques
« entonnoirs » de lumière recueillent donc 4 millions de fois plus de photons que la pupille
de l’œil nu (5 mm de diamètre).
10.2. Clarté d’un instrument (lunette ou télescope)
Soit G le grossissement de l’instrument, rapport des longueurs focales F
et f
de l’objectif et de l’oculaire. Si l’astre a un diamètre apparent sensible (planète), la clarté est
proportionnelle à 1/G
2 . Au contraire, dans le cas des étoiles, la clarté est proportionnelle
à G
2 . Cela augmente fortement le contraste des étoiles sur le fond noir du ciel et explique
pourquoi on peut observer à la lunette des étoiles invisibles à l’œil nu.
10.3. Pouvoir séparateur
La diffraction limite le stigmatisme des instruments : l’image d’un point n’est pas un point
mais une petite tache (appelée tache d’AIRY) dont le diamètre angulaire vaut b = 1,2.l/D
où D est le diamètre de l’ouverture circulaire de l’objectif.
Ainsi, en lumière visible, l ≈ 0,6 mm, avec une lunette de 7 cm d’ouverture, b vaut
10
−5 rad soit environ 2
. On ne peut donc pas séparer deux étoiles voisines situées
angulairement à moins de 2
l’une de l’autre : on les voit confondues en un seul point.
Dans la queue de la Grande Ourse, les étoiles Alcor et Mizar sont séparées de 12’, formant
un couple optique aisément visible à l’œil nu (ces étoiles ne sont proches qu’en raison
de la perspective, leurs distances respectives étant 81 et 78 al). Avec sa modeste lunette,
Galilée a observé le premier en 1611 que l’étoile Mizar est une véritable étoile double,
les composantes étant séparées de 14
.
En fait, la résolution théorique des instruments est limitée par l’agitation atmosphérique.
C’est pour cela qu’on installe les observatoires au sommet des montagnes ou dans l’espace.
10.4. Radiotélescopes
Le rayonnement radio de la Galaxie a été découvert fortuitement en 1932 par l’Américain
JANSKY, créant ainsi la radioastronomie. L’atmosphère terrestre est transparente aux ondes
de longueur comprises entre 1 cm et 50 m (fenêtre radio) correspondant à des fréquences
de 6 à 30 000 MHz, soit une étendue de plus de 12 octaves (car 2
12 = 4 096) alors que la
fenêtre optique n’en couvre qu’une seule (de 0,4 à 0,8 mm). Avec une petite fenêtre dans
10. ASTRONOMIE
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