Lunettes ou télescopes : les raisons du bon choix

Philippe Morel,

Société Astronomique de France

Il y a 40 ans, le monde des amateurs ne jurait que par le Newton et à l’époque, très rares étaient les amateurs continuant à promouvoir les qualités des réfracteurs à longs rapports F/D. Le principal défaut du réfracteur était alors en fait son coût dès que son diamètre dépasse 70mm.

Il y a seulement 25 ans, le monde des amateurs ne jurait que par le Schmidt-Cassegrain et à l’époque, très rares étaient les amateurs continuant à promouvoir les qualités des réfracteurs à longs rapports F/D. Le principal défaut des SC était en fait son instabilité de collimation.

Aujourd’hui, le monde des amateurs ne jure que par le réfracteur à optique fluorite et très rares sont les amateurs continuant à promouvoir les qualités des réfracteurs à longs rapports F/D et les Schmidt-Cassegrain.

Des principes de l’optique astronomique pourtant simples permettent cependant de faire un choix et surtout de ne pas se laisser abuser.

Les combinaisons optiques proposées sont nombreuses mais aucune n’est universelle. Seront abordés ici les caractéristiques, avantages et inconvénients des formules les plus communes chez les amateurs avant quelques propositions de choix répondant à des situations habituellement rencontrées.

Quelques notions d’optique importantes pour choisir un instrument

Bien plus que le pouvoir séparateur et la luminosité dont chaque fabricant vente les mérites, pour qu’elle soit d’un usage aisé, surtout en voyage, une optique astronomique doit être facile à mettre au point en vue d’obtenir une image nette et l’alignement des optiques doit être soit très stable, soit avoir une tolérance élevée si la conception mécanique du tube ne suit pas. Au-delà de ces contraintes qui seront abordées plus loin, reste à définir ce qu’est une « bonne » optique.

1) Critère de Rayleigh

Rayleigh montre que les taches de diffraction peuvent être encore séparées, si la plus grande différence de marche sur le front d'onde n'excède pas le quart de la longueur d'onde (l/4). Ce critère suppose un œil parfait (pupille inférieure au mm) et un contraste maximal égal à 1 entre l'objet observé et le fond de ciel.

(D’après Jean Texereau : La Construction du Télescope d’Amateur, Vuibert 2004)

Ce défaut de l/4 sur l’onde correspond à une tolérance égale à l/8 à la surface d’un miroir (a) et l/2 à la surface d’une lentille (b)

…et ceci est vrai pour toutes les valeurs de l : il faut donc connaître quelle est la valeur de l prise en référence par le vendeur et s’il s’agit de la précision sur le verre ou sur l’onde.

…et à précision égale, un miroir à l / 14 s’il est testé en lumière jaune, sera à l / 10 en lumière bleue et à l / 19 en lumière rouge.

2) Critère de Couder

Les rayons lumineux issus de toutes le zones du miroir doivent converger à l'intérieur du disque d'Airy (ou tache de diffraction). Autrement dit, le plus grand écart d'un rayon lumineux par rapport au foyer du télescope, écart appelé aberration transversale est inférieur au rayon de la tache de diffraction.

Tous les rayons venant de l’objectif se croisent en une zone en forme de trompette appelée CAUSTIQUE

La qualité du poli des surfaces optiques a ici une grande importance car toute la lumière réfléchie par des pentes trop abruptes ne passera pas par la caustique, même si la précision sur le verre est excellente et que le critère de Couder est satisfait. L’optique, dans ce cas, sera en mesure d’offrir une résolution maximale mais avec tellement peu de contraste que l’œil ne pourra en tirer parti.

L’idéal est de mettre la main sur une optique précise et bien polie mais si le budget ne le permet pas dans le cas d’un achat, mieux vaut faire une concession (dans certaines limites quand même) avec la précision et privilégier la qualité du poli des surfaces.

3) Critère de Françon

Françon montre que dans le cas du plus faible contraste perceptible pour un détail à contour net (égal à 0,03), l'efficacité d'un instrument chute à 62% pour un précision de l/4 alors qu'elle passe à 92% pour une précision de l/16. Au delà, l'amélioration du contraste n'est pas perceptible.

Ce critère fixe donc le but à atteindre pour la précision d'une optique. Au delà le gain n'est pas perceptible.

4) Rapport de Strehl

C'est le rapport de l'intensité du centre du disque d'Airy donné par un système optique, à celle d'un système optique parfait (image théorique).

Le rapport de Strehl est égal à 1 lorsque l'optique est parfaite et sans obstruction, et tombe à 0,8 pour une optique à l/4.

Plus le rapport de Strehl est petit, plus le disque d'Airy perd de l'intensité au profit des anneaux, et plus la magnitude limite est faible.

Le rapport de Strehl est donc un indicateur direct de la qualité des images.

5) Rapport F/D et luminosité de l’instrument

A diamètre constant, l’image focale d’un objet étendu sera plus petite au foyer d’un instrument à court rapport F/D et donc, par élément de surface au niveau du plan focal, la concentration de lumière sera supérieure. Cela ne veut surtout pas dire qu’on en verra plus parce que l’image est plus lumineuse, simplement parce qu’à focale d’oculaire constante, cette dernière sera plus petite et tout observateur expérimenté, tant de planètes que de ciel profond sait que les faibles grossissements ne sont que très rarement les plus adaptés.

A grossissement et diamètre égaux, le rapport F/D n’a aucune influence sur la luminosité des images.

Les courts rapports F/D seront appréciés pour les instruments dédiés à l’imagerie du ciel profond ou en observation visuelle sur les gros diamètres et pour lesquels l’accessibilité à l’oculaire ne peut imposer d’autres choix.

L’optique d’un réfracteur et ses conséquences

© José Duez, Club d’Astronomie Caudrésien

Les avantages de la lunette astronomique sont son absence d’obstruction centrale et la constance de sa collimation.

Ces deux propriétés confèrent à la lunette astronomique la réputation de donner des images plus piquées que les télescopes à miroir de diamètre équivalent. Nous verrons plus loin dans quelles conditions cela reste vrai.

A diamètre équivalent une lunette est plus onéreuse qu’un télescope ; l’objectif en est la pièce la plus coûteuse.

Cet objectif comporte deux ou trois lentilles dont la matière doit être particulièrement pure. Deux ou trois lentilles signifient aussi 4 à 6 surfaces à tailler, même si la précision demandée à la réalisation de ces dernières est inférieure à la précision demandée à l’exécution des surfaces des télescopes à miroir.

Quand la lumière traverse une lentille simple plan convexe ou biconvexe les propriétés de la réfraction des rayons lumineux confèrent une déviation supérieure aux faibles longueurs d’onde. Cette lentille offrira une plus courte distance focale pour la lumière bleue que pour la lumière rouge : c’est l’aberration chromatique.

Cette particularité est sans importance si l’on utilise un filtre coloré de faible bande passante au foyer, ce qui est le cas quand on utilise un coronographe ou un filtre interférentiel mais en observation conventionnelle cette aberration chromatique est intolérable. Ces objectifs à plusieurs lentilles, dits achromatiques tentent de rapprocher les foyers rouge et bleu le plus près possible du foyer jaune.

Deux lentilles suffisent, l’une en Crown glass et la seconde en Flint glass si la lunette a un rapport F/D > 15, ce qui rend l’instrument difficile à transporter si son diamètre dépasse 100 mm. En ajoutant une troisième lentille en fluorite on améliore grandement la correction chromatique, autorisant la réalisation d’objectifs apochromatiques d’un rapport F/D d’environ 8 permettant le transport de lunettes d’un diamètre d’environ 150 mm. Certains constructeurs descendent même à F/D = 5 mais en ajoutant près du foyer un doublet correcteur de champ permettant d’étendre le champ de netteté moyenne en corrigeant l’aberration de sphéricité que nous aborderons plus loin.

Ces combinaisons ne sont viables que si les matériaux optiques utilisés ont une haute transmission et si le traitement anti-reflet est très poussé. Il va sans dire que le prix de ces bêtes de concours devient rapidement astronomique.

Prenons l’exemple d’un réfracteur japonais de 102mm de diamètre bien connu des amateurs:

Diamètre : 102mm,

F/D=8,

Concordance du foyer bleu et du foyer rouge à 1/6000ème de la distance focale (vu sur le site de l’importateur de ce matériel pour la France), soit, dans ce cas :

8 x 102 / 6000 = 0,139mm = 139 microns.

La tolérance de mise au point répond cependant à des critères bien plus limitants pour une optique. Cette dernière dépend :

du rapport F/D résultant, de la longueur d'onde (l), de la fraction de longueur d'onde (lD) de différence de marche :

T = ± 8 x (F/D)² x l x lD

… et pour F/D = 8, même pour lD = l/4 le chromatisme résiduel, égal à deux fois la tolérance de collimation, reste beaucoup trop important.

Comme on le voit ci-dessus, la tolérance de mise au point dépend du rapport F/D mais aussi de la longueur d’onde et une optique peu précise sera plus « acceptable » dans le rouge que dans le bleu. Pour un diamètre optique donné, le pouvoir séparateur sera aussi deux fois plus important dans le bleu que dans le rouge : le choix d’une optique pour la haute résolution devra tenir compte de cette propriété physique incontournable de la nature ondulatoire de la lumière.

D’une manière générale, il faudra toujours se méfier des optiques à rapport F/D faible et faciles à mettre au point.

Dans le cas des réfracteurs, la concordance des foyers doit entrer dans la tolérance de mise au point pour autoriser la haute résolution, ce qui est possible en portant le rapport F/D au dessus de 15 pour les objectifs à deux lentilles.

En ajoutant une troisième lentille en fluorite on améliore grandement la correction chromatique, autorisant la réalisation d’objectifs apochromatiques de grande qualité et d’un rapport F/D supérieur ou égal à 10. Pour proposer l’instrument idéal, indéréglable et à « haute résolution » les constructeurs proposent aux amateurs des optiques à F/D=8 permettant le transport de lunettes d’un diamètre d’environ 150 mm. Certains d’entre eux descendent même à F/D = 5 mais en ajoutant près du foyer un doublet correcteur de champ permettant d’étendre le champ de netteté moyenne.

Pour qui a la chance de pouvoir comparer à diamètre égal une lunette achromatique ouverte à F/D = 15 datant de 1890 à une apochromatique fluorite ouverte à F /D = 5 actuelle, le verdict est sans appel mais en faveur de la première. Le meilleur moyen d’obtenir des images de grande qualité reste l’utilisation de rapport F/D élevés.

Il faut donc savoir apprécier les optiques fluorites d’un rapport F/D inférieur à 10 pour le domaine où elles excellent : l’imagerie à grand champ.

Afin de les racheter au niveau de la résolution on en a fait des instruments au contraste élevé en optimisant les traitements anti-reflets et le bafflage mais l’œil habitué à la haute résolution ne s’y trompe pas : le contraste élevé ne peut optimiser une résolution que si cette dernière existe.

Le télescope Newton

© José Duez, Club d’Astronomie Caudrésien

Le télescope Newton, comme tous les réflecteurs, est parfaitement achromatique puisque son chromatisme n’est limité qu’à celui induit par l’oculaire. Il permet donc l’obtention d’une image parfaitement nette sur de petits objets placés sur l’axe optique même si le rapport F/D est petit. Mais quand ce rapport F/D est petit, les ennuis commencent et ne trouvent pour solution qu’une conception mécanique du tube optique que seuls de très rares fabricants sont en mesure de proposer.

Tolérance de collimation (TC)

Elle évolue à l’inverse du cube du rapport F/D : donc plus le rapport F/D diminue moins cette tolérance est grande.

TC(mm) = 0,0109 x (F/D)³

Pour un F/D = 4,5 elle est de 1mm et cette tolérance inclut le jeu des miroirs, et la flexion du tube qui est très difficile à maîtriser pour les gros diamètres puisque cette tolérance ne dépend que du rapport F/D. Autant, satisfaire à cette tolérance avec un télescope de 200mm reste possible, autant cela devient mission impossible pour un amateur peu outillé au-dessus de ce diamètre où la réalisation d’un vrai tube de Serrurier devient obligatoire pour garder la précision de l’alignement des optiques quelle que soit la position du tube.

Rayon du champ de pleine netteté (RCPN)

Conséquence de la longueur de l’aigrette de coma dont dépend aussi la tolérance de collimation TC(mm) vue plus haut et de l ’inverse de la distance focale F du miroir primaire.

A rapport F/D équivalent il diminue avec l’augmentation de la focale, donc, du diamètre.

RCPN(’’)=ArcTang(TC(mm)/F) x 206135

Si l’on veut un champ net sur l’ensemble d’un champ de 40’ avec un diamètre de 200mm il faut choisir un F/D=10...et donc, un Newton de deux mètres de long, ou des systèmes catadioptriques, et l’on perçoit ici le grand intérêt des rapports F/D longs, non seulement pour les tolérances d’alignement des optiques que pour la tolérance de mise au point mais aussi pour la qualité des images.

A l’évidence, plus on raccourcit le rapport F/D plus le champ de vision nette rétrécit, donnant donc une préférence aux longs rapports F/D pour l’observation des objets étendus.

Cependant, même avec 450mm de diamètre et F/D = 4,5 le rayon du champ de pleine netteté vaut encore 101’’ : avec un grossissement adapté, l’observation des planètes en haute résolution reste possible.

Obstruction centrale : plus de peur que de mal !

On reproche souvent au télescope Newton comme à l’ensemble des réflecteurs, à l’exception du Kutter et du Herschel, la non fermeture du tube et la présence d’une obstruction centrale.

A la première objection, il est toujours possible d’y répondre en fermant le tube avec une lame optique de qualité astronomique dont le coût sera malheureusement astronomique lui aussi dès que l’on dépasse 250mm de diamètre.

L’obstruction centrale par le miroir secondaire et son support a fait couler beaucoup plus d’encre que le danger représenté par les courts rapports F/D alors qu’il s’agit d’un problème tout à fait secondaire (comme le miroir !).

Si a est le diamètre du petit axe du miroir secondaire et D le diamètre du miroir primaire, l’obstruction centrale est définie par :

Obst = a / D

L’obstruction centrale a pour conséquence immédiate un renforcement du premier anneau de diffraction. Elle n’atteint pas le pouvoir séparateur mais le contraste de l’image si elle supérieure à 0,25. Cela dit, des optiques beaucoup plus obstruées ont déjà permis des résultats innatendus. Si on a la chance de dénicher les perles rares que sont les Celestron 8 oranges versions 1970 à 1973 ou les Takahashi TSC 225 de 1989 les détails sont au rendez-vous sur Ganymède avec des obstructions centrales largement supérieures à 0,25 dès lors que ces optiques sont bien alignées.

A ce stade de notre choix, les éléments suivants se dégagent :

1) A diamètre donné, on n’en voit pas plus à court rapport F/D qu’à long rapport F/D.

2) Un F/D court est à préférer pour un instrument destiné à l’imagerie ou quand l’accessibilité à l’oculaire ne permet pas de faire autrement.

3) L’image sera beaucoup plus piquée hors de l’axe avec des F/D longs.

4) La tolérance d’alignement des optiques sera beaucoup plus grande avec un F/D long pour lequel on pourra se permettre des approximations sur la mécanique du tube et le réglage de l’alignement optique.

5) La tolérance de mise au point sera beaucoup plus grande avec un F/D long qui résistera beaucoup mieux aux variations thermiques et dont les surfaces optiques seront beaucoup plus faciles à réaliser dans le cas d’un réfracteur ou d’un réflecteur Newton.

6) L’obstruction centrale des réflecteurs ne constitue pas un défaut insurmontable.

Le télescope de Cassegrain

© José Duez, Club d’Astronomie Caudrésien

L’usage de longs rapports F/D avec des télescopes de type Newton pose souvent des problèmes d’encombrement et d’accessibilité à l’oculaire, d’où le recours à une combinaison optique imaginée par Cassegrain en 1672.

Un miroir convexe placé en avant foyer du miroir primaire permet d’allonger la focale sans augmenter la longueur du tube du télescope.

Le miroir secondaire à une forme hyperbolique peu facile à réaliser.

Ce miroir convexe augmentera la focale du miroir primaire selon son grandissement que l’on choisit habituellement entre 2 et 5.

La focale du télescope dépend aussi de la distance séparant les deux miroirs et plus ces derniers sont rapprochés, plus longue sera la focale résultante.

Si le grandissement du miroir secondaire est inférieur à 2 le diamètre du miroir secondaire rend l’obstruction centrale trop importante et la qualité des images s’en ressent.

Agissant en « étirant » la focale du miroir primaire le Cassegrain sera beaucoup plus sensible que le Newton sur les défaut de correction d’aberration sphérique et le primaire Newton utilisé en Cassegrain ne supportera pas l’approximation.

En conclusion

Le télescope de Cassegrain offre donc l’avantage d’un long rapport F/D, donc, d’une très bonne qualité d’image sous un faible encombrement mais il supporte encore moins que le Newton la décollimation.

Le télescope de Dall-Kirkham

Equipé d’un miroir primaire ellipsoïdal concave et d’un miroir secondaire sphérique convexe, ce principe optique est dépourvu d’aberration de sphéricité notable et d’aberration chromatique.

Son astigmatisme est modéré mais sa courbure de champ importante et sa coma très marquée.

Il s’agit en fait d’une simplification du principe Cassegrain, faisant de ce principe une pâle réplique de son aîné.

Certains constructeurs proposent cependant des instruments conçus sur ce principe (Takahashi, série Mewlon).

Le télescope de Schmidt Cassegrain

© José Duez, Club d’Astronomie Caudrésien

Le concept a été créé durant les années 60 par la firme américaine Celestron qui a su procéder à la réalisation industrielle de lames de Schmidt.

Il s’agit d’un télescope Cassegrain dont le miroir primaire sphérique est ouvert à F/D = 2 dans un souci d’économie de longueur de tube. L’aberration de sphéricité est corrigée par une lame de Schmidt placée, non pas au rayon de courbure du miroir primaire mais au voisinage du foyer de ce dernier.

Le porte film du Schmidt classique est remplacé par le miroir convexe du système Cassegrain, offrant à l’ensemble et en position moyenne de mise au point un rapport F/D = 10.

Ce système permet de loger 2 mètres de focale pour 203 mm de diamètre dans 40 cm de longueur. D’autres constructeurs se sont inspirés de ce système, Meade et Takahashi en particulier.

Les avantages de cette formule sont nombreux : faible encombrement et bonne qualité d’image pour un coût relativement modéré.

Les inconvénients, sont aussi nombreux : montage optique et mécanique très approximatif, sauf pour les Takahashi et les premiers Celestron, obstruction centrale importante altérant quelque peu le contraste, mise au point par déplacement du miroir primaire n’assurant donc pas la constance de la distance focale et de l’alignement optique.

Maksutov Cassegrain et Rutter Maksutov

Le Maksutov-Cassegrain, © José Duez, Club d’Astronomie Caudrésien

Le télescope Maksutov-Cassegrain diffère du Schmidt-Cassegrain par sa lame correctrice faite d’un ménisque concave concentrique au rayon de courbure du miroir primaire et d’une puissance faiblement négative.

Ce ménisque est pratiquement achromatique et corrige l’aberration de sphéricité du miroir primaire dont la forme est évidemment sphérique.

Contrairement au Schmidt-Cassegrain, le ménisque peut être placé près du foyer sans trahir le principe optique de base.

Le Rutter-Maksutov, © José Duez, Club d’Astronomie Caudrésien

Comme les Cassegrain, Dall-Kirkham et Schmidt-Cassegrain, le Rutter Maksutov et le Maksutov-Cassegrain permettent de loger de longs rapports F/D dans des tubes de quelques dizaines de centimètres de longueur.

La forte concavité du ménisque interdit toutefois les diamètres importants mais il s’agit d’excellentes combinaisons optiques peu obstruées et peu sensibles à la décollimation. Le représentant le plus connu de cette combinaison est l’Intes MK 66 de 150mm de diamètre.

Conclusion : le bon choix

1) Le bon choix du débutant avant tout autre instrument :

La paire de jumelles.

2) Le bon choix du débutant à petit budget :

Il faut un peu de diamètre sous un faible encombrement peu décollimatable et facile à mettre au point…et à petit prix.

Une solution :

Le Newton 115/900

3) Le bon choix du débutant sans contrainte budgétaire :

Il faut un peu de diamètre sous un faible encombrement peu décollimatable et facile à mettre au point.

Une solution :

Le Rutter Maksutov 150

…qui restera ensuite une référence en haute résolution

4) Le bon choix de l’amateur souhaitant faire des images sachant aligner ses optiques et au budget limité :

Il faut du diamètre, de la résolution et le champ de pleine netteté le plus large possible.

Une solution :

Le Newton 200 F/D=6

5) Le bon choix de l’amateur à petit budget sachant aligner ses optiques, et souhaitant faire du visuel à faible grossissement :

Il faut du diamètre sous un faible encombrement…et la moins mauvaise optique possible

Une solution :

Les Dobson de 250 à 400mm

6) Le bon choix de l’amateur sachant aligner ses optiques, sans limite budgétaire et souhaitant faire du visuel :

Il faut du diamètre sous l’encombrement le plus faible possible et une bonne optique transportable

Deux solutions :