Le Projet

INTRODUCTION
Un télescope (du grec (tele) « loin » et (skopein) « regarder ») est un instrument optique permettant d’augmenter la luminosité ainsi que la taille des objets stellaires à observer.

Le télescope utilise la trajectoire de la lumière émise d’un objet d’intérêt pour l’étaler en sortie et ainsi grossir l’objet pour faciliter l’observation de ses détails.

La lumière émise, traverse plusieurs systèmes, d’abord l’espace, puis l’atmosphère terrestre, enfin le télescope, jusqu’à parvenir en sortie du télescope, à notre oeil, ou bien notre détecteur (appareil photographique, caméra).

Dans sa trajectoire, la lumière est modifiée à cause de plusieurs facteurs. Ces modifications engendrent des images différentes alors que la forme réelle de l’objet n’est pas modifiée.

La compréhension des défauts d’une image est extrêmement importante pour pouvoir étudier un objet, car c’est en supprimant ces défauts que l’image nous révélera des informations fiables le concernant.

Les défauts dont nous allons donner un léger aperçu sont les plus courants, à savoir :
 La turbulence
 L’astigmatisme
 La coma
 Le chromatisme

Image des aberrations majeures en imagerie du ciel

TURBULENCE

Image d’une étoile affectée par la turbulence (gauche) et corrigée avec optique adaptative (droite)

Les différentes couches d’atmosphère traversées par la lumière d’un objet lointain ont des propriétés différentes. Leur composition chimique, leur densité, leur pression, leur humidité, la présence de particules solides, leur température varient avec l’altitude. Le principal paramètre reste la variation de la température qui engendre une variation de la densité, donc une variation de l’indice de réfraction de l’air, elle-même responsable d’une modification du trajet des rayons lumineux.

1. La turbulence de la haute atmosphère engendre un mouvement relativement lent de l’image dans l’instrument ainsi qu’un étalement de l’image de l’étoile. Ce défaut peut être réduit par des systèmes de correction de la position de l’image en temps réel. Ce système de composition est efficace mais reste trop onéreux pour l’astronome amateur.

2. La turbulence locale. Ce sont les mouvements de l’atmosphère proche de l’observateur, toujours dus à des différences de température. Comment l’éviter ? S’écarter des sources de chaleur est le moyen le plus simple de minimiser ce défaut.

3. Troisième type de turbulence : instrumentale. Il s’agit des différences de température entre l’instrument et l’air qui l’entoure ou qui y est contenu. La parade est une bonne mise en température de tous les composants de l’instrument, en particulier du miroir, masse plus ou moins importante de verre qui conduit mal la chaleur. Un télescope de 150 mm de diamètre met environ une heure à se mettre en température dans des conditions normales. Privilégier des zones d’observations proche du zénith est un moyen de réduire l’effet de turbulence.
La mise en température de l’environnement local dans sa totalité (c’est-à-dire l’uniformité de cette température) est le maître mot.

ASTIGMATISME
Pour un œil humain, l’astigmatisme se manifeste par une vision imprécise de près comme de loin, des lignes droites déformées. La raison en est une courbure irrégulière de la cornée, du cristallin ou de la rétine. La correction de ce défaut se fait avec des lunettes qui compensent ces variations de courbure.
L’astigmatisme existe également pour un instrument d’optique, lorsque les miroirs ou les lentilles possèdent des défauts de courbure pour un même élément théoriquement symétrique. Un bon miroir ou une bonne lentille a un axe de symétrie perpendiculaire au centre du système optique. Dans le cas contraire le défaut d’astigmatisme apparaît. Si l’astigmatisme est présent dans la forme du miroir par exemple, le remède est de le retailler. Reste aussi la possibilité d’y adjoindre des lentilles - des lunettes - de compensation, comme en a reçu le télescope spatial Hubble, mais la solution est chère et délicate à mettre en œuvre...
Mais un miroir peut être sans astigmatisme de fabrication, et faire apparaître ce défaut avec des contraintes mécaniques de serrage par exemple. C’est assez courant sur les miroirs secondaires de Schmidt-Cassegrain, dont le réglage nécessite un point d’appui central et des vis à 120 °. On trouve également des miroirs mal supportés (pas assez de points), trop lourds pour leur épaisseur (flexions), ou des lentilles trop serrées dans leur support.
Il faut rappeler que la précision dimensionnelle de la surface d’un miroir est de l’ordre de quelques dizaines de nanomètres (1 nanomètre = 0,000 000 001 mètre = 0,000 001 millimètre = 0,001 micron). Tordre un miroir de ces quantités est très très facile...
Comment repérer ce défaut ?
L’image d’une étoile s’ovalise plus ou moins en dehors du plan focal (extra et intra focale). En décalant la mise au point au dessus et en dessous du plan focal, on constate cette ovalisation. Les axes des deux images, intra et extra focale, sont perpendiculaires, ou du moins, n’ont pas le même axe.

Astigmatisme de champ en bord d’image /
Simulation de déviation des rayons lumineux par une lentille astigmate

Comment y remédier ?
Selon le cas, en retaillant le miroir, ou, moins grave, en recherchant l’origine des contraintes mécaniques éventuelles. Prendre garde aux vis trop serrées... Par exemple, en collimatant, il faut toujours commencer par desserrer une vis, avant d’en serrer une autre.

COMA

Les étoiles dans les bords de l’image sont étalées sur une seule direction.

La coma affecte les images situées hors axe optique, visibles sur les bords des champs des oculaires. On observe une déformation et un flou de l’image. Ce nom de coma provient de la forme de l’étoile qui prend avec ce défaut l’aspect d’une comète.

Selon les instruments, on peut avoir une image nette au milieu, et floue sur les bords en raison de l’asphéricité des optiques. Un faisceau de lumière hors de l’axe des optiques déformera plus l’image et fera apparaître la coma. L’effet est d’autant plus important que le rapport F/D (focale F sur Pupille D du télescope) est réduit, et donc que les rayons lumineux tombent plus obliquement sur le miroir (avec un angle fort, avec un système optique très compact). L’absence de planéité du champ ajoute du flou au phénomène. La coma est généralement accompagnée de chromatisme. La coma apparaît de façon plus importante sur les instruments dotés de miroirs paraboliques. Ce phénomène peut être introduit par un désalignement latéral des optiques par rapport à l’axe optique. Dans ce cas un ajustement de leur positions latérales peut le corriger.

CHROMATISME

Les couleurs aux bords sont étalées à partir du centre vers l’extérieur de l’image.

La lumière blanche, comme celle du Soleil, est formée d’une infinité de rayonnements vibrant à des fréquences différentes. En traversant par exemple un prisme en verre, la lumière est déviée de façon différente en fonction de la fréquence de vibration du rayonnement. Le bleu est plus dévié que le rouge. Le chromatisme apparaît chaque fois qu’un rayon lumineux traverse un milieu de densité différente hors axe optique. Une lentille de lunette astronomique se comporte vis-à-vis de ce phénomène de la même façon qu’un nuage de gouttes d’eau introduit un arc en ciel. La lumière à travers le verre est déviée plus fortement dans le bleu que dans le rouge. Les miroirs quand à eux n’introduisent aucun chromatisme. Si du chromatisme est visible dans un télescope, c’est soit du fait des oculaires (formés de lentilles traversées par la lumière), soit du à l’atmosphère.
Le chromatisme atmosphérique est d’autant plus fort que la couche d’air est épaisse, donc que l’objet à observer est bas sur l’horizon. Le phénomène est bien sûr amplifié par la turbulence, donc privilégier des zones d’observations proche du zénith est aussi un moyen de réduire l’étalement chromatique. La meilleure parade au chromatisme est de travailler dans une longueur d’onde déterminée. Par exemple, un coronographe n’a pas à se soucier du chromatisme, car tout ce qui n’est pas rouge à 656 nm est éliminé. Pas de superposition approximative de couleur à craindre.
Les filtres colorés réduisent donc le chromatisme d’autant mieux que la bande passante est étroite. Le revers de la médaille est une perte des informations de couleur... Pour conserver les informations de couleur, on superpose les couches en prenant trois images consécutives avec des filtres différents. Lors de la superposition, on décale légèrement pour faire disparaître le chromatisme.

Conclusion :
L’observation du ciel nous renvoi à la grande difficulté des sciences : on ne peut jamais accéder à l’objet d’étude mais seulement à une représentation de celui-ci. Cette représentation est principalement créée par l’instrument de mesure, ici le télescope. Identifier au préalable les limites de l’instrument est la première étape indispensable à toute étude scientifique. Plus cette analyse des limites sera fine, mois la représentation de l’objet sera entaché d’erreurs de mesure, et plus la compréhension des résultats sera proche de la réalité physique.

SOURCES :
https://fr.wikipedia.org/
http://www.sahavre.fr/tutoriels/ast...
http://www.astrosurf.com/quasar95
https://media4.obspm.fr/LU/
https://www.lonelyspeck.com/a-pract...
http://aberrator.astronomy.net/html...

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