2.3.3. Grossissement de la lunette astronomique
En fonctionnement afocal, nous avons vu que le grossissement était donné par :
G =
θ
θ
= −
f
1
f
2
. Pour construire l’image d’un objet placé à grande distance, on choisit
par exemple les rayons extrêmes qui font entre eux un angle θ (figure 10.16). Dans le
cas du Soleil et de la Lune, cet angle est de 30
. À la sortie, les rayons émergents font
entre eux un angle θ
.
Optique
302
grossissement car on peut montrer que chaque instrument a un grossissement limite
qui est donné par la formule :
G ∼ 3 D (cm)
Par exemple, avec un diamètre D = 30 cm , G = 90 .
• La résolution R (secondes d’arc). C’est une caractéristique de la qualité des images.
Elle ne dépend que du diamètre : plus le diamètre est grand, plus la qualité sera
bonne. Elle est chiffrée par le plus petit angle que l’instrument peut séparer. Elle est
donnée par :
R =
12
D (cm)
Un télescope de 60 cm de diamètre permet de voir des détails d’une taille de
12/60 = 0,2
. L’œil, dans de bonnes conditions, voit des détails de 1
= 60
.
S 1
S 2
L 1
L 2
A'
B'
F 2
et
F' 2
F' 1
Vers B
Vers B''
θ'
θ
Figure 10.16 • Le grossissement de la lunette astronomique.
Par exemple, on achète un télescope de distance focale = 1 m avec des oculaires de 1 et 4
cm de distances focales. Ces deux oculaires permettent d’obtenir des grossissements
égaux à 25 et 100. Généralement l’angle θ
est limité par l’oculaire et il a une valeur
comprise entre 30° et 40°. Le champ observable dans l’instrument est :
Champ = θ =
θ
G
Avec un télescope dont le grossissement est égal à 100 et avec un oculaire de 30° de
champ, on observe un champ réel de 18
. La Lune qui couvre 30
ne sera pas visible en
totalité.
Dans un mode de fonctionnement optimal, afin de ne pas perdre de lumière, il faut s’arranger pour que le cercle oculaire soit plus petit que la taille de la pupille de l’œil. On
définit alors le grossissement équipupillaire, introduit dans l’encart 10.7.
En fonctionnement afocal, nous avons vu que le grossissement était donné par :
G =
θ
θ
= −
f
1
f
2
. Pour construire l’image d’un objet placé à grande distance, on choisit
par exemple les rayons extrêmes qui font entre eux un angle θ (figure 10.16). Dans le
cas du Soleil et de la Lune, cet angle est de 30
. À la sortie, les rayons émergents font
entre eux un angle θ
.
Optique
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grossissement car on peut montrer que chaque instrument a un grossissement limite
qui est donné par la formule :
G ∼ 3 D (cm)
Par exemple, avec un diamètre D = 30 cm , G = 90 .
• La résolution R (secondes d’arc). C’est une caractéristique de la qualité des images.
Elle ne dépend que du diamètre : plus le diamètre est grand, plus la qualité sera
bonne. Elle est chiffrée par le plus petit angle que l’instrument peut séparer. Elle est
donnée par :
R =
12
D (cm)
Un télescope de 60 cm de diamètre permet de voir des détails d’une taille de
12/60 = 0,2
. L’œil, dans de bonnes conditions, voit des détails de 1
= 60
.
S 1
S 2
L 1
L 2
A'
B'
F 2
et
F' 2
F' 1
Vers B
Vers B''
θ'
θ
Figure 10.16 • Le grossissement de la lunette astronomique.
Par exemple, on achète un télescope de distance focale = 1 m avec des oculaires de 1 et 4
cm de distances focales. Ces deux oculaires permettent d’obtenir des grossissements
égaux à 25 et 100. Généralement l’angle θ
est limité par l’oculaire et il a une valeur
comprise entre 30° et 40°. Le champ observable dans l’instrument est :
Champ = θ =
θ
G
Avec un télescope dont le grossissement est égal à 100 et avec un oculaire de 30° de
champ, on observe un champ réel de 18
. La Lune qui couvre 30
ne sera pas visible en
totalité.
Dans un mode de fonctionnement optimal, afin de ne pas perdre de lumière, il faut s’arranger pour que le cercle oculaire soit plus petit que la taille de la pupille de l’œil. On
définit alors le grossissement équipupillaire, introduit dans l’encart 10.7.