L’éclairement au niveau de l’image est égal au flux entrant divisé par la surface de l’image :
E
=
φ
4πd 2
π D
2
4
1
π
4
Fδ
d
2 =
φ D
2
4π F 2 δ 2 = 1,25 W.m
−2 et t 0 = 1,49 · 10
−5 s . La distance
Terre-Lune n’intervient pas dans le résultat.
c) On a en réalité E
s = E
(0,9)
5 = 0,738 W.m
−2 .
d) t = 100
1,2 · 10
−3
0,738 · 64
= 2,5 · 10
−3 s , ce qui correspond à un temps de pause de 1/400.
e) L’indication la plus proche de ce dont on a besoin est 1/250.
f) L’éclairement sur l’image devient E
=
φ(F/N )
2
4π F 2 δ 2 =
φ
4π N 2 δ 2 (0,9)
5 . Il varie comme 1/N
2 .
g) Avec un télescope, E
= 0,11 W.m
−2 . t 0 = 1,69 · 10
−4 s . t = 1/30 . L’image de la Lune est
beaucoup plus grande.
Pupilles
A : p = −6 cm, p
= 3 cm
D : p = −3 cm, p
= 6 cm, γ = −2, D
= −4 cm
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10 • Instruments et photométrie
321
© Dunod – La photocopie non autorisée est un délit.
F
A
A'
F'
D
D'
L
Lunette astronomique
Si l’objet A est à l’infini, p 1 = S 1 A
1 = f
1 = 100 cm, l’image donnée par l’objectif est au foyer
F
1 . Par rapport à l’oculaire,
p 2 = S 1 A
1 = S 2 S 1 + S 1 A
1 = p
1 − e = f
1 − e
1
p
2
−
1
p 2
=
1
f
2
⇒ p
2 =
f
2 ( f
1 − e)
f
1 + f
2 − e
1) p
2 −→ ∞, e = f
1 + f
2 = 1,02 m, le système est afocal.
2) p
2 = −25 cm, e = 1,0185 m.
On rapproche les lentilles de 15 mm.
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