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Fig.1
: Une illustration du gain théorique en résolution selon
le diamètre de l’instrument (100, 200, 400, 600 et 800 mm). Les
images ont été obtenues à partir d’une image de Jupiter
prise par le télescope spatial Hubble, en réduisant le nombre
de pixels. Cette manipulation n’est certes pas rigoureuse (le contraste
augmente en réalité avec le diamètre de l’instrument),
mais elle donne une idée de ce que l’on peut espérer atteindre
avec une bonne optique, dans les meilleures conditions. Signalons qu’un
télescope de 300 permet, dans d’excellentes conditions, d’observer
des détails sur les plus gros satellites de Jupiter ( )
et qu'un 200 montre déjà des nuances d'albédo sur
ganymède dans des conditions parfaites ().Images
des satellites joviens calculées avec aberrator,
sans turbulence avec 25% d'obstruction. La richesse des images données
par un instrument astronomique dépend de deux facteurs essentiels
: la résolution et le contraste. Une optique, aussi
parfaite soit elle, est toujours limitée par le phénomène
de diffraction. Ce phénomène physique (qui a pour
origine la nature ondulatoire de la lumière) a pour effet "d'étaler"
l'image d'un point. Regardons le disque noir sur fond blanc de la figure
ci-dessous et son image donnée par différentes optiques.
Plus le diamètre de l'optique diminue, moins l'image semble fidèle
à l'objet d'origine : son diamètre est modifié et
le contraste diminue avec le diamètre de l'instrument.
Fig. 2 :
B, C et D sont les images du même objet A avec trois optiques de
diamètres différents. A est un disque noir sur fond blanc
de diamètre angulaire 1'' (il peut s'agir de l'ombre d'un satellite
sur sa planète). Entre parenthèses, on donne la limite de
résolution pour chaque instrument. Le contraste augmente avec le
diamètre de l'instrument. Le disque est encore perceptible avec
un objectif de 60 mm bien que son diamètre soit inférieur
à la limite de résolution. Il faut garder à l'esprit
que si un détail est proche de la limite de résolution,
son contraste et ses dimensions sont fortement modifiés.
1. La résolutionA cause du phénomène
de diffraction, l'image d'une étoile donnée par un instrument
n'est pas ponctuelle. Cette image est appelée "faux disque", "disque
d'Airy", ou encore "tache de diffraction".
La limite de résolution d'un
objectif dépend du rayon angulaire de cette tache
de diffraction, (voir le critère
de Rayleigh).
Cet angle diminue lorsque le diamètre augmente, ce qui signifie que l'on pourra distinguer des étoiles doubles encore plus serrées. Ceci suppose que l'optique ne présente pas de défauts susceptibles de détruire la tache de diffraction. La limite de résolution (ou
pouvoir séparateur) est un nombre très pratique qui permet
de décrire les performances d'une optique en termes de résolution
et ce de manière objective. Des étoiles doubles de test
peuvent être utilisées pour apprécier cette limite
et la comparer à la limite théorique (visitez
ce lien pour en savoir plus). Mais ce nombre ne saurait rendre compte
à lui seul de la qualité des images : il faut également
considérer leur contraste.
2. Le contrasteLe contraste
est de première importance lors des observations planétaires.
C'est lui qui décide de la limite de distinction d'un détail
fin. Des détails très contrastés qui présentent
une dimension angulaire inférieure au pouvoir séparateur
de l'instrument, peuvent être distingués, ce qui est par
exemple le cas de la division de Cassini visible même dans les
petits instruments (voir fig. 3). Quant aux plus faibles contrastes
distingués, ils conditionnent bien sûr la quantité
d'information contenues dans une image planétaire.
Une perte de contraste se produit inévitablement dans tout instrument astronomique à cause de l'étalement de l'énergie lumineuse dû au phénomène de diffraction (voir fig. 2). Les instruments de grand diamètre permettent donc toujours plus de contraste que les petits, à qualité et à turbulence égale. (A ce sujet lire la remarquable démonstration de A. Danjon et A. Couder, dans Lunettes et télescopes [1], §14 -Diffraction) Certaines classes de défauts
optiques ne nuisent pas à la résolution mais affectent
gravement le contraste (en conservant le diamètre de la tache
de diffraction mais en diffusant son énergie lumineuse à
l'extérieur).
Une image photographique réalisée au foyer n'est jamais une preuve de la qualité d'une optique [9]. En effet, la résolution angulaire sur le ciel (pouvoir séparateur) augmente avec le diamètre de l'instrument, alors que le pouvoir séparateur linéaire au foyer ne dépend que du rapport d'ouverture.[1] Par exemple, un télescope Newton d'ouverture F/D = 3 donne une tache de diffraction théorique de 2 m de rayon au foyer, c'est à dire qu'un couple serré d'étoiles à la limite de résolution donnera deux images au foyer distantes de 2 m. Une optique excellente
dans un site exceptionnel donne au foyer des détails de cette finesse,
qu'il est impossible de discerner sur le film qui a un grain beaucoup
plus gros. (La résolution du film TP 2415 est de 300 traits au
mm, mais il faut quatre grains pour échantillonner la tache de
diffraction) . Sans parler de la turbulence qui, au cours des longues
poses, empâte les images.
Par conséquent, quelque soit la qualité optique, sur une photographie au foyer, la tache de diffraction ne peut en aucun cas être perçue. [ HAUT PAGE | BAS PAGE | RETOUR ]
Fig. 4 : Cette image de la nébuleuse d'Orion a été obtenue sur film TP2415 hypersensibilisé (temps d'exposition 15 minutes) avec un télescope de 500 mm ouvert à F/D=4. Aucun traitement particulier n'a été appliqué au cliché. L'aspect esthétique des extensions de la nébuleuse peut être considéré comme flatteur en termes de résolution. Or, il n'en est rien pour un instrument d'un tel diamètre : aucune conclusion sur la qualité de l'optique ne peut être tirée. Explication figure 5 ou l'étoile marquée d'une flèche a été agrandie.
Fig. 5 : L'étoile marqué d'une flèche sur la figure 4 est ici agrandie (à gauche) et comparée à la tache de diffraction théorique (à droite) donnée au foyer de l'instrument. Pour un instument ouvert à F/D=4, le rayon de la tache de diffraction est de 2,7 micromètres. L'image réelle de l'étoile au foyer est beaucoup plus grande car elle dépend de plusieurs paramètres : turbulence, grain du film, diffusion dans l'émulsion sensible et erreurs de suivi au cours de la pose . Il n'est pas possible d'évaluer la qualité de l'instrument car la tache de diffraction n'est pas accessible. En d'autres termes,
la qualité de l'optique n'a que très peu d'influence sur
la qualité d'une photographie au foyer. Un instrument mauvais
peut donner de belles photos du ciel profond au foyer en longues poses.
Il ne se dinstinguera pas d'un bon instrument. L'intéret des photos
au foyer est avant tout la collecte de l'énergie lumineuse, indépendamment
de la qualité de l'optique.
La qualité
optique aura une influence sur l'image si l'on agrandit par un dispositif
optique (oculaire ou Barlow) la taille de la tache de diffraction afin
de pouvoir réellement l'échantillonner (par les grains du
film ou les pixels de la CCD). On dit alors qu'on adapte la focale résultante
de l'instrument au détecteur. On considère que la focale
résultante doit être de l'ordre de 30 pour échantillonner
correctement la tache de diffraction.
Quoi qu'il en soit, l'évaluation d'une optique s'effectue à l'aide de tests optiques et non à l'aide de photographies des astres.
Quant aux observations
en visuel, on entend parfois dire qu'elles n'exigent pas forcément
une qualité optimum. C'est une idée fausse.
L'œil de l'observateur peut être considéré comme parfait si sa pupille est inférieure à 1 mm. Cette condition est réalisée si la pupille de sortie de l'instrument est elle même inférieure à 1 mm. Comme la pupille de sortie de l'instrument est inversement proportionnelle au grossissement utilisé, il faut augmenter ce dernier pour diminuer la pupille de sortie. On montre facilement que le grossissement doit au moins être égal au diamètre de l'instrument exprimé en mm pour que l'œil soit à même de distinguer les plus petits défauts de l'instrument [10]. Ainsi, un miroir de 600 mm d'ouverture F/D = 3 utilisé avec un "Nagler" de 12 mm (grossissement 150) est loin du compte. A condition de l'utiliser dans de bonnes conditions, l'oeil est bien souvent le détecteur le plus exigent du point de vue optique : il a une dynamique exceptionnelle, permettant de percevoir une grande gamme de contrastes. Il peut aussi observer des fins détails dans de relativement mauvaises conditions atmosphériques, exploitant les fameux "trous" de turbulence.
Du point de vue de la résolution et du contraste, les instruments de gros diamètre sont toujours plus performants que ceux de petit diamètre [13]. Une bonne optique permet de s'approcher
le plus possible du pouvoir séparateur théorique dans
les meilleurs conditions d'observation (visuel à fort grossissement
ou CCD avec une focale adaptée, site exceptionnel, turbulence
faible…) et donne à la fois un contraste qui autorise la distinction
des plus fins détails résolus. C'est une optique limitée
seulement par le phénomène de diffraction. Une optique doit
donc être homogène. La lutte contre les défauts doit
se mener sur deux fronts : résolution (forme générale
du miroir) et contraste (forme, défauts zonaux et état de
surface). En d'autres termes, le fait de s'intéresser au critère
le plus exigeant (le critère
de Françon) oblige à s'intéresser
à tous les défauts qui participent au contraste, pour être
cohérent.
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