Principaux designs instrumentaux

La lunette astronomique:

La lunette astronomique se compose de deux groupes de lentilles centrés sur le même axe optique et de dimensions très différentes. L’un des groupes, nommé objectif, est la pièce maîtresse de l’instrument. Son diamètre peut aller de quelques centimètres à quelques décimètres; sa distance focale est habituellement comprise entre 10 et 20 fois son diamètre. Le rôle de l’ objectif est de donner une image de l’objet vers lequel il est tourné. Le deuxième groupe de lentilles, nommé oculaire, permet d’examiner les détails de l’image comme on le ferait pour un objet réel.

Lunette astronomique pourvue d’un objectif achromatique. Le spectre secondaire correspond à la distance entre les foyers pour les couleurs verte et bleue/rouge.

Le télescope de Newton:

Le télescope de Newton est probablement le design de télescope le plus simple et le plus répandu parmi les astronomes amateurs. Le système optique de Newton est composé d’un miroir primaire parabolique et d’un miroir secondaire plan qui redirige le cône de lumière convergente en dehors du tube pour des applications visuelles ou photographiques. Le miroir primaire est obstrué en son centre par le miroir secondaire. Bien que ce dernier élément doit être suffisamment grand pour illuminer la zone requise du plan focal, il ne doit pas être plus large que nécessaire puisque l’obstruction centrale dégrade les performances optiques du système. Les télescopes de Newton pourvus de longues focales peuvent être dotés d’un miroir primaire sphérique.

Télescope de Newton.

Le télescope Cassegrain:

Tous les systèmes Cassegrains sont composés d’un miroir primaire concave et d’un petit miroir secondaire de renvoi positionné avant le foyer du primaire. Le secondaire redirige la lumière vers le primaire. Dans la plupart des cas, l’image se matérialise derrière le miroir primaire, facilitant de fait l’accès pour l’observation visuelle ou photographique. Le miroir secondaire convexe multiplie la longueur focale du primaire par un facteur M, nommé coefficient d’amplification. Il est défini par :

M = Distance focale du système/ Distance focale du primaire

On obtient ainsi un instrument compact au regard de sa longueur focale souvent importante. Le télescope Cassegrain subit une perte de lumière non négligeable par rapport à la lunette astronomique en raison de son obstruction centrale. De plus, l’altération de la tache de diffraction par la présence d’une obstruction centrale induit une perte de contraste et de définition de l’image. Pour cette raison, le concepteur cherche toujours à minimiser l’obstruction du secondaire.

Il existe plusieurs combinaisons Cassegrains, de concepts différents :

Domaines d’utilisation de ces systèmes :

1. Les systèmes Dall-Kirkham et Pressmann-Camichel son inutilisables pour la photographie à grand champ en raison d’une forte coma.

2. Le système Ritchey-Chrétien est le mieux adapté pour une utilisation photographique en raison de la finesse de ses images d’étoiles. Par contre, ce système possède une très forte courbure de champ.

3. Pour des Cassegrains classiques, à une longueur focale et à un diamètre donnés, la plus faible amplification du secondaire produit des images hors-axes de meilleure qualité. Réciproquement, une plus grande amplification du secondaire augmente la courbure de champ.

Télescope Ritchey-Chrétien.

La chambre de Schmidt :

Les chambres de Schmidt, bien qu’étant particulièrement adaptées à la photographie à grand champ, sont très peu utilisées par les astronomes amateurs. Le fait que ces instruments ne soient pas utilisables pour des observations visuelles a contribué à leur impopularité. Une autre cause majeure est certainement la difficulté rencontrée lors de la fabrication de ce type d’instrument. La chambre de Schmidt est basée sur le principe de symétrie et la capacité que possède une lentille correctrice à supprimer l’ aberration de sphéricité d’un miroir sphérique. Dans le cas d’un miroir sphérique, l’ aberration de sphéricité est caractérisée par le fait que la distance focale des rayons lumineux issus du centre est plus grande que celle des rayons issus du bord du miroir. Celle-ci peut être éliminée en plaçant une lentille (ou lame) de forme asphérique devant le miroir. La zone où la lame est la plus mince est appelée zone neutre parce que les rayons entrent sans être déviés. Dans le but de mener les rayons lumineux des autres zones au même foyer, les zones de la lame extérieures à la zone neutre ont une puissance négative alors que les zones intérieures à la zone neutre ont une puissance positive.

Chambre de Schmidt

Le télescope Schmidt-Cassegrain :

Le télescope Schmidt-Cassegrain est extrêmement répandu parmi les astronomes amateurs, cet instrument possédant plusieurs qualités : compacité, transportabilité, tube fermé, et excellent correction chromatique. Le système Schmidt-Cassegrain est composé de 3 éléments optiques : un miroir primaire, un miroir secondaire et une lame de Schmidt.
Deux types de télescopes Schmidt-Cassegrain coexistent :

1. Le Schmidt-Cassegrain visuel (type Celestron ou Meade) est pourvu d’une forte courbure de champ. Cela provient de la forte amplification du miroir secondaire qui lui permet de rester relativement petit. Ces systèmes ayant été étudiés pour une utilisation visuelle, le concepteur a maintenu une obstruction centrale ne dépassant pas 30 % du diamètre du miroir primaire. En raison de leur forte courbure de champ, ces systèmes ne sont pas optimisés pour la photographie à grand champ.

2. Le Schmidt-Cassegrain à champ plan est optimisé pour la photographie à grand champ. Il en résulte un diamètre important du miroir secondaire – 45 % à 60 % du diamètre du primaire – lorsque son plan focal se situe derrière le miroir primaire. Ces systèmes ne sont pas optimisés pour l’observation visuelle à fort grossissement.

télescope Schmidt-Cassegrain