Télescope

Infos
Un télescope (du grec tele signifiant « loin » et skopein signifiant « regarder, voir ») est un instrument optique qui permet d'augmenter la taille apparente des objets observés et surtout leur luminosité. Son rôle d'amplificateur de lumière étant aussi, voire plus important que son grossissement optique, il permet d'apercevoir des objets célestes ponctuels difficilement perceptibles ou invisibles à l'œil nu. Les télescopes sont principalement utilis
Télescope

Un télescope (du grec tele signifiant « loin » et skopein signifiant « regarder, voir ») est un instrument optique qui permet d'augmenter la taille apparente des objets observés et surtout leur luminosité. Son rôle d'amplificateur de lumière étant aussi, voire plus important que son grossissement optique, il permet d'apercevoir des objets célestes ponctuels difficilement perceptibles ou invisibles à l'œil nu. Les télescopes sont principalement utilisés en astronomie, car leurs réglages ne les rendent propices qu'aux observations d'objets très éloignés. Herschel de 40 pieds de focale Le télescope spatial Hubble, un des plus célèbres

Télescope et lunette

Une précision linguistique s'impose ici en raison de la confusion possible dans l'utilisation et la traduction du mot télescope, en particulier lors de la consultation de documentations ou de notices en langue anglaise. En effet, en anglais, le mot telescope désigne deux types d'instruments :
- l'un, le « refracting telescope », désigne la lunette astronomique avec son objectif composé d'un ensemble de lentilles,
- l'autre, le « reflecting telescope », désigne le télescope proprement dit avec son objectif composé d'un miroir. Cet article ne traite que de ce dernier instrument.

Histoire

Précurseur du télescope, la lunette d'approche a été conçue en ItalieLunettes et Télescopes de A.Danjon et A.Couderc, chapitre XIX page 589. vers 1586 ; son invention est très probablement due à l’opticien italien Giambattista della Porta. Mais c’est en 1609 que l’astronome italien Galilée présenta la première lunette astronomique. Son confrère allemand Johannes Kepler en perfectionna le principe, en proposant une formule optique à deux lentilles convexes. pouces qu'Isaac Newton présenta à la Royal Society en 1672. Dans un télescope, un miroir concave est utilisé pour former l’image. En 1663, le mathématicien écossais James Gregory fut le premier à proposer la formule du télescope avec un grandissement dû au secondaire. Néanmoins, Mersenne avait, lui, anticipé un système dans lequel le primaire et le secondaire étaient paraboliques, la pupille de sortie était située sur le secondaire, qui servait ainsi d'oculaire. Mais le champ était très faible. Le mathématicien et physicien anglais Isaac Newton en construisit une première version en 1671. Dans ce type d’instrument, la lumière réfléchie par le miroir primaire concave doit être amenée à une position d’observation, en dessous ou sur le côté de l’instrument. Henry Draper, l’un des tout premiers astronomes américains à construire un télescope, utilisera deux siècles plus tard un prisme à réflexion totale au lieu du miroir plan du télescope de Newton. Le pionnier fut le télescope de de diamètre de l’observatoire du Mont Wilson, en Californie : demeuré célèbre pour avoir servi dans les années 1920 aux travaux de l’astronome américain Edwin Hubble, son utilisation cessa de 1985 à 1992 sous l’effet de pressions financières. La conception des télescopes Keck marque une innovation importante : la surface réfléchissante du miroir de chacun des deux télescopes est composée d’une mosaïque de trente-six miroirs hexagonaux, tous orientables individuellement grâce à trois vérins. Elle équivaut à un miroir primaire de de diamètre, sans en avoir le poids. Des techniques dites d’optique active permettent de jouer sur les vérins pour optimiser le profil de la surface réfléchissante totale. De son côté, le Very Large Telescope (VLT) de l'European Southern Observatory (ESO), est composé de quatre télescopes, possédant chacun un miroir de . Il est situé au Chili, au sommet du Cerro Paranal, à d'altitude. Il a été équipé en 2002 du système d'optique adaptative NAOS lui permettant d'être deux fois plus précis que le télescope spatial Hubble. Il est aussi possible aujourd'hui d'utiliser dans le domaine optique les principes de l'interférométrie pour améliorer la résolution. C'est le principe utilisé par les deux Kecks, mais surtout par le VLT dont les quatre miroirs, distants au maximum de , ont la même résolution théorique qu'un seul miroir de de diamètre. La sensibilité n'est cependant pas améliorée, et la technique de l'interférométrie reste assez spéciale, souvent utilisée dans des cas très particuliers.

Éléments constitutifs

Les instruments d'observation astronomique sont généralement constitués de deux systèmes optiques complémentaires : l'objectif et l'oculaire.

Objectif

Dans un télescope l'objectif est un miroir concave, le plus souvent parabolique. À la différence des glaces utilisées dans la vie courante, la face réfléchissante est située en avant, de sorte que la lumière ne traverse pas le verre qui sert uniquement de support à une pellicule d'aluminium de quelques centièmes de micromètres. La lumière étant simplement réfléchie et non réfractée, contrairement à ce qui se passe dans une lunette astronomique, l'achromatisme des télescopes est total. La lumière est ensuite focalisée en un point appelé foyer image. Le faisceau convergent peut être renvoyé vers un oculaire à l'aide d'un second miroir qui est plan dans le cas d'un télescope de Newton. Ce petit miroir provoque inévitablement une obstruction, c'est-à-dire une perte de luminosité ce qui n'est pas grave, mais aussi une légère perte de contraste sans gravité si elle ne dépasse pas 20%.

Oculaire

Oculaires L'oculaire est la partie de l'instrument qui permet d'agrandir l'image produite par l'objectif au niveau du foyer-image ; un oculaire n'est rien d'autre qu'une loupe perfectionnée. La mise au point se fait en réglant la distance entre l'objectif et l'oculaire. Un télescope est théoriquement un instrument afocal, c'est-à-dire qu'il est possible de faire coïncider le foyer-image du miroir primaire avec le foyer-objet de l'oculaire. Les oculaires sont interchangeables, ce qui permet de modifier les caractéristiques de l'instrument. Ils sont constitués de lentilles qui introduisent des aberrations optiques plus ou moins bien corrigées selon les modèles. Le plus courant est aujourd'hui l'oculaire de Plössl, les oculaire de Huygens et de Ramsden composés de deux lentilles sont aujourd'hui abandonnés. Le diamètre des oculaires est normalisé, il est donc possible de les utiliser indifféremment sur tout type d'instrument, y compris avec une lunette astronomique. Le standard américain de 1" 1/4 (31, 75 mm) est le plus courant. Mais les oculaires de 2" (50, 8 mm) sont de plus en plus populaires pour les longues focales, malgré leur prix plus élevé.

Monture

La monture est la partie mobile, celle qui permet d'orienter l'instrument. Il existe trois types de montures : ;La monture azimutale C'est la monture basique, constituée d'un axe vertical et d'un axe horizontal. Elle est d'une prise en main facile mais n'est pas adaptée aux observations prolongées. Elle n'est généralement utilisée que sur les lunettes astronomiques de moins de 60 mm. Elle comporte un défaut majeur qui est la rotation de l'image la rendant impropre aux poses photographiques. ;La monture équatoriale L'usage de cette monture est rendue pratique en raison de la rotation de la sphère céleste. Elle permet de suivre le même astre en faisant pivoter l'instrument sur un seul axe, l'autre étant parallèle a l'axe de rotation de la terre. Pour cela, elle possède quatre axes dont deux permettent de régler, on dit mettre en station, la monture. Les deux autres servant à orienter l'instrument selon les coordonnées célestes données par la déclinaison et l'ascension droite. Cette monture requière de maîtriser les bases de l'astronomie mais elle offre finalement un meilleur confort d'utilisation (voir l'article détaillé monture équatoriale). C'est la monture généralement utilisée sur les télescopes. ;La monture altazimutale Comme la monture azimutale, elle est constituée d'un axe vertical et d'un axe horizontal. Mais, comme la monture équatoriale, elle permet le suivi d'un astre car elle est équipée d'un moteur sur chacun de ses axes. Elle est donc pilotée par un ordinateur intégré dans le télescope, ou extérieur, avec positionnement automatique sur un astre (Fonction dite « Go to ») sans mise en station, mais après indication de la position de deux étoiles en début de séance d'observation. Cette monture est généralement utilisée sur les télescopes Schmidt-Cassegrain de 8 pouces (203 mm) ou plus. La caractéristique la plus importante de ces dernières années est l'augmentation de la capacité électronique des montures (altazimutales et équatoriales allemandes en particulier) : ces montures permettent le guidage par un autoguideur ou une caméra d'astronomie à double capteur sans avoir à utiliser d'ordinateur extérieur. On peut même piloter un télescope avec un ordinateur via certains logiciels d'astronomie, on peut également le faire par Internet.

Accessoires

Outre les éléments déjà décrits et évidemment indispensables à l'utilisation d'un télescope, divers accessoires permettent d'élargir le champ d'utilisation d'un instrument. ;Chercheur Ce viseur, une petite lunette généralement réticulée, doit être correctement réglé : il doit être parallèle au tube de l'instrument. Pour le vérifier, visez un objet terrestre le plus éloigné possible comme le toit d'une maison et regardez si le centre du réticule correspond au centre du champ de vision du télescope. Son but est de faciliter le pointage vers une zone du ciel grâce à son champ de vision plus large, ce qui permet de se repérer plus facilement parmi les étoiles. ;Trépied Élément dont la grande importance ne doit pas être négligée, il accueille la monture et supporte l'instrument. Pour cette raison, il doit être adapté pour supporter le poids de l'ensemble. Divers modèles sont disponibles, réalisés en aluminium ou acier, tous visant un même but : équilibrer et stabiliser l'ensemble pour éviter au maximum les risques de bascule de l'instrument (quelle que soit sa position) et absorber les vibrations. ;Filtre solaire En règle générale est également fourni un filtre solaire que l'on visse à l'oculaire. Ces filtres ne doivent pas être utilisés seuls car ils se situent près du foyer et se retrouvent confrontés à une intense chaleur qui peut les faire éclater. Leur utilisation doit impérativement être associée à un hélioscope de Herschel qui disperse la chaleur, cet accessoire est en vente dans les boutiques spécialisées. Pour se spécialiser dans l'observation du Soleil, plutôt qu'un filtre d'oculaire, il est préférable d'utiliser des filtres en verre métallisé qui se placent à l'avant de l'objectif, ils sont plus onéreux mais plus sûrs. En outre ils offrent une image plus stable et permettent de faire de la photographie sans risque pour l'appareil. (voir Observation du Soleil) ;Renvoi coudé Il permet une observation plus confortable et évite d'avoir recours à des postures peu confortables durant l'observation, principalement vers le zénith. Son utilisation n'est pas nécessaire avec un télescope du type Newton du fait de sa construction. Les renvois coudés peuvent être constitués d'un miroir ou d'un prisme à réflexion totale. ;Lentille de Barlow La lentille de Barlow allonge la distance focale à laquelle se forme le foyer-image. Elle s'utilise en complément de l'oculaire, dont elle permet de multiplier le grossissement par le coefficient (généralement 2, mais aussi 3) qui la caractérise. Celles vendues avec les télescopes sont souvent de mauvaise qualité. La lentille de Barlow doit être constituée d'un doublet ou triplet achromatique pour ne pas altérer l'image et son utilisation doit être réservée à la Lune et aux planètes. Son intérêt est d'éviter d'utiliser les lentilles de très courtes focales qui sont coûteuses et fragiles (moins de 5 mm). Elle sert principalement à rejeter le plan focal résultant en dehors de la monture et de pouvoir y placer, dès lors qu'il est accessible, une plaque photographique, un capteur CCD. ;Réducteur de focale Cet instrument a l'effet inverse de la lentille de Barlow, c'est-à-dire qu'il raccourcit la distance focale du foyer-image. Pour cela, il doit être placé entre l'objectif et le foyer. En diminuant le rapport f/D (voir plus loin), il augmente la luminosité sur tout le champ visuel. Son utilisation est réservée à la photographie au foyer (argentique ou numérique) et permet de diminuer les temps de pose ou d'augmenter les contrastes. ;Filtre lunaire ou Filtre solaire Ce filtre est utilisé lors de l'observation de la Lune ou du Soleil. Ces deux objets célestes sont très lumineux et peuvent créer un éblouissement. On utilise donc un filtre qui est constitué de deux polariseurs. En les pivotant on peut modifier la transparence du filtre pour l'optimiser au type d'observation que l'on souhaite faire.

Caractéristiques et propriétés

Caractéristiques techniques

;Le diamètre Le diamètre de l'objectif, en l'occurrence le miroir primaire, est la caractéristique la plus importante de l'instrument car la plupart des propriétés optiques de l'instrument en dépendent. Plus il est grand, plus il autorise de forts grossissements et permet d'observer des étoiles lointaines. Le diamètre est généralement exprimé en millimètre pour les instruments du commerce, quelquefois en pouces (1" = 25, 4 mm). Contrairement à ce que pensent les novices, un télescope de grand diamètre ne suffit pas à faire un bon instrument d'observation, de nombreuses autres conditions relatives tant à la qualité qu'à la stabilité doivent être tenues. ;La longueur focale Il peut s'agir de la longueur focale du miroir primaire ou de celle des oculaires. La longueur focale de l'instrument à proprement parler correspond à celle de l'objectif, elle est exprimée en millimètre ou bien doit être calculée à partir du rapport f/D. ;Le rapport f/D Le rapport focale/diamètre est le rapport de la longueur focale du miroir primaire et de son diamètre, exprimés bien sûr dans la même unité. Un faible rapport f/D donne un instrument compact, donc stable et facile à manier et transporter. Néanmoins, la précision de collimation croit comme (D/f)². En d'autres termes, un télescope ouvert à f/D=5 sera deux fois plus difficile à collimater qu'un télescope ouvert à f/D=7. Un rapport supérieur ou égal à f/D=5 est très satisfaisant ; au-delà de f/D=10, l'instrument a un champ limité mais une faible obstruction, ce qui est favorable en planétaire. En outre, les oculaires pouvant être de focale plus longue, le recul d'œil et donc le confort sera meilleur. Pour faire de l'astrophotographie un f/D de 4 sera acceptable surtout si l'on améliore le champ avec un correcteur de Ross à deux lentilles.

Propriétés optiques

;Le pouvoir de résolution Le pouvoir de résolution est la capacité d'un système optique à révéler les détails, il gagne en finesse avec le diamètre de l'objectif. Le pouvoir de résolution mesure le plus petit angle séparant deux points que l'on parvient à voir comme distincts l'un de l'autre, soit environ 1 minute d'arc pour l'œil humain. On peut le calculer fort simplement en divisant 120 par le diamètre de l'instrument exprimé en mm, Par exemple, un télescope de 114 mm de diamètre a un pouvoir séparateur d'environ 1" (120/114), un télescope de 200 mm a un pouvoir séparateur de 0, 6". Toutefois, les turbulences atmosphériques, la stabilité de l'instrument et la qualité de l'objectif empêchent souvent d'atteindre la limite théorique de résolution. On peut déterminer la taille T des détails que peut résoudre un instrument par la relation : : T = \tan\frac P \times D Où D est la distance de l'astre que l'on désire observer, et P (seconde d'arc) le pouvoir de résolution. Par exemple, un télescope de 200 mm (P = 0, 6"), pourra discerner sur la Lune (D = 392000 km), des détails de 1, 14 km (T). ;Le grossissement Il correspond au rapport entre le diamètre apparent de l'image à la sortie de l'oculaire et le diamètre apparent de l'objet réel. Il peut se calculer en divisant la longueur focale du miroir primaire par celle de l'oculaire. Le grossissement ne révèle de détails supplémentaires que dans la mesure où il permet de surmonter le faible pouvoir de résolution de l'œil. Au-delà de la limite de résolution de l'instrument, le grossissement ne révèle plus d'autres détails que les défauts de l'image et induit une diminution de la clarté. A contrario, un faible grossissement permet d'observer un large champ du ciel, ce qui peut être mis à profit si l'instrument a une clarté suffisante, ou pour l'observation de la Lune et du Soleil. Un faible grossissement nécessite un instrument de courte focale, préférable à l'utilisation d'oculaires de longue focale qui peut entraîner une perte de clarté (pour des conseils plus précis, voir Observation du ciel et Astrophotographie). ;La clarté La clarté augmente avec le diamètre de l'objectif, elle est théoriquement proportionnelle à la surface de la section du télescope, diminuée de l'obstruction du miroir secondaire. On peut calculer un facteur approximatif en divisant le carré du diamètre de l'objectif à celui de la pupille (environ 6 mm dans le noir). Par exemple, si un télescope a un diamètre de 114 mm, il collectera 361 fois plus de lumière que l'œil (1142/62). Toutefois, la luminosité des images dépend aussi du grossissement, sauf pour les étoiles qui fournissent toujours une image ponctuelle. Les astres diffus, tels que les nébuleuses ou les galaxies, doivent donc être observés avec des instruments ayant un faible rapport f/D pour pouvoir appliquer de faibles grossissements. L'œil humain n'est plus guère utilisé comme « capteur » direct. L'ancienne plaque photographique est remplacé par des capteurs électroniques dont le rendement est actuellement proche de 100 %.

Types de télescopes

Un télescope utilise une formule optique qui, par la forme et la disposition des miroirs, cherche à obtenir des images de la meilleure qualité possible, tant en finesse qu'en luminosité, pour révéler le maximum de détails. On distingue deux type de télescopes :
- le télescope réflecteur
- le télescope catadioptrique Le premier emploie des miroirs pour collecter et focaliser la lumière sur l'oculaire (comme ceux de type Newton), alors que le second type se voit adjoindre une lentille mince, la lame correctrice, disposée à l'avant du tube pour accroître le champ visuel (utilisé notamment par la formule Schmidt-Cassegrain).

Type Newton

Télescope de type Newton Ce type de télescope a été mis au point par Isaac Newton. Il utilise un miroir primaire parabolique et un miroir secondaire plan. C'est le montage le plus ancien, il est utilisé actuellement dans beaucoup de constructions d'amateurs en raison de son coût modique. D'une manière plus générale, c'est le miroir secondaire plan, incliné à 45°, qui caractérise le montage Newton (qui peut être décliné sur d'autres types de télescope) ; il permet de renvoyer l'image focale à 90° de l'axe optique près de l'ouverture du tube, ce qui rend la position d'observation plus confortable. Les miroirs paraboliques génèrent une aberration optique, dite de coma ; elle déforme les étoiles en bord de champ, ce qui réduit le champ utile.

Type Cassegrain

Télescope de type Cassegrain Il a été proposé au par le prêtre et physicien français Laurent Cassegrain. C'est le prototype des systèmes à deux miroirs concave/convexe. Il est composé d'un miroir primaire concave parabolique et d'un miroir secondaire convexe hyperbolique. Dans le montage Cassegrain, contrairement au montage Newton, le miroir primaire est percé en son centre et l'observateur se place derrière celui-ci. Le Cassegrain présente à ouverture identique la même coma que le Newton, ce qui limitera en théorie le champ de netteté. Néanmoins ce type de télescope sera peu ouvert (F/15-F/30) et en pratique cela ne constituera pas une limitation. Compte tenu du primaire qui est parabolique comme le Newton, celui-ci pourra être aussi utilisé en Newton s'il n'est pas trop ouvert (F/4), ce qui en fait un instrument potentiellement généraliste.

Type Schmidt-Cassegrain

Télescope de type Schmidt-Cassegrain C'est une variante du type Cassegrain, très appréciée parmi les amateurs, qui utilise un objectif catadioptrique. Ce montage hybride reprend le principe du miroir primaire sphérique en l'associant à une lame de Schmidt pour corriger l'aberration de sphéricité. C'est un instrument polyvalent et qui fournit des images lumineuses et nettes sur la quasi totalité du champ. Il a l'inconvénient d'être très coûteux en raison de la difficulté à concevoir les lames de Schmidt.

Type Maksutov-Cassegrain

C'est une autre variante du Cassegrain correctement corrigé. Le primaire est concave sphérique et le secondaire est convexe sphérique, l'aberration étant corrigée par un ménisque (une lentille concave plus épaisse sur les bords). Le principal avantage de ce type de télescope est sa facilité de réalisation par des moyens industriels, car il est composé uniquement de surfaces sphériques, donc facilement réalisables par des machines et avec des résultats homogènes (ce qui n'est pas toujours le cas avec d'autres types de télescope).

Télescope Ritchey-Chrétien

Le Cassegrain donne une image dépourvue d'aberration sphérique ; le Ritchey-Chrétien inventé vers 1910, grâce à un primaire et un secondaire hyperbolique, donne une image focale également dépourvue de coma. Il reste alors l'astigmatisme et la courbure de champ, laquelle s'annule si les courbures primaires et secondaires sont égales et opposées. Compte tenu de ses qualités, c'est la formule optique la plus utilisée dans les observatoires professionnels modernes, formule à laquelle est associé généralement un correcteur de champ en quartz plus ou moins complexe afin de corriger les aberrations résiduelles. Les quatre télescopes principaux de 8, 2 mètres de diamètre du Very Large Telescope (VLT) utilisent cette configuration optique, de même que le Télescope spatial Hubble.

Télescope de Schmidt

Alfred-Jensch Tautenburg, Thuringe, Allemagne La chambre de Schmidt est une chambre photographique de grande ouverture conçue pour l'astrophotographie. Elle est basée sur un miroir primaire sphérique et une lame déformée spécialement réalisée pour compenser l'aberration sphérique . La luminosité des prises est exceptionnelle grâce à un rapport f/D très faible (environ f/2). Son rapport d'ouverture la rend parfaitement adaptée pour la photo à grand champ, mais il faut compenser l'image focale qui est une portion de sphère ; elle a longtemps été utilisée pour les études systématiques de grandes portions du ciel. La disponibilité commerciale des capteurs CCD élargit considérablement ses possibilités. Néanmoins, sa longueur qui est égale au rayon de courbure lui fait préférer aujourd'hui d'autres formules optique plus courtes à trois miroirs, donnant un champ plan et non courbé, permettant des coupoles plus petites et plus économiques.

Télescope à rayons X

En plus de la lumière visible, des télescopes étudient également dans les rayons X. Mais en raison du fait que l'atmosphère terrestre réfléchit de tels rayons, ces instruments sont embarqués à bord de satellites.

Télescopes à miroir liquide

Une variante très particulière est le télescope à miroir liquide : la rotation d'une cuve de mercure déforme l'interface liquide-air en une paraboloïde idéale pour un coût relativement réduit. Il ne permet naturellement qu'une observation au zénith. Ce type de télescope a été imaginé dès 1850 par Ernesto Capocci, et mis en pratique par Henry Key en 1872. Un instrument de ce type avec un miroir de de diamètre a été mis en route en 2005Hickson P, Les télescopes à miroir liquide, Pour la Science, , p. 70-76..

Pratique

La présente section ne traite que des télescopes astronomiques.

Achat

Avant de se jeter sur le petit instrument de l'opticien du quartier, il est utile de vérifier quelques points :
- Tout d'abord, chercher l'instrument au diamètre le plus adapté selon votre expérience : n'achetez pas un instrument trop lourd et trop puissant pour commencer, un bon 114/900 ou 150/900 par exemple fera l'affaire du débutant. Le premier chiffre correspond à la largeur en millimètre du télescope et le second chiffre la focale de l'instrument, ce qui provient de la longueur du télescope et qui indique la puissance brute du télescope. Ces indications variront selon le type de télescope utilisé, soit Cassegrain, Newton ou réfracteur.
- Les arguments de vente basés sur le grossissement sont des leurres : on peut obtenir, en théorie, n'importe quel grossissement avec n'importe quel instrument. Le vrai facteur limitant d'un instrument est généralement la quantité de lumière qu'il peut collecter, c’est-à-dire son diamètre ; gardez à l'esprit que l'on cherche souvent à observer des objets très peu lumineux mais pas nécessairement très petits.
- Vérifiez que la monture est stable, et que l'instrument est équipé d'un chercheur et d'oculaires corrects, de type Plossl par exemple.
- Finalement, il est toujours utile de se renseigner dans un club d'astronomie ou encore auprès d'un passionné.

Construction

La construction d'un instrument d'optique est aujourd'hui réalisable assez facilement si l'on ne manque pas de patience et d'un certain savoir faire concernant les travaux manuels. Elle se divise généralement en deux étapes :
- la réalisation des pièces optiques ;
- la réalisation mécanique du télescope (structure, monture, etc.). Pour la réalisation des pièces optiques il faut s'armer de patience et de persévérance, mais surtout avoir la possibilité de travailler dans un local propre exempt de poussières en suspension. Pour la mise en œuvre de la partie mécanique, un peu d'ingéniosité sera utile , et l'accès à de l'outillage d'usinage constituera un plus notable. Comme tout projet, il importe de bien le définir au préalable et de demander conseil auprès de connaisseurs, dans les clubs d'astronomie par exemple. L'élaboration de l'optique est une étape assez longue, qui nécessite au moins une centaine d'heures de travail pour obtenir un bon miroir. Le temps nécessaire dépend de nombreux paramètres, entre autres du diamètre du miroir primaire, du rapport f/d, et bien sûr de l'expérience. Tailler puis polir un miroir est un art et la précision n'est atteinte qu'après plusieurs étapes : ébauchage et taillage avec des abrasifs, polissage, et enfin déformations et tests répétés de l'optique. Il est toutefois possible et même courant d'obtenir des pièces optiques d'une qualité très supérieure (lambda/15 sur l'onde au lieu de lambda/5 classiquement) à celle que l'on peut trouver dans le commerce de l'astronomie amateur et cela pour un prix souvent inférieur. L'instrument le plus souvent réalisé par les amateurs est le télescope de Newton, qui nécessite de tailler puis polir un miroir primaire parabolique. Les diamètres courants et raisonnables sont compris entre 150 et 300 mm avec un rapport f/d supérieur à 5. Des formules optiques plus exotiques peuvent être réalisées lorsque l'on possède une certaine expérience. Jean Texereau a étudié ces techniques au travers de plusieurs articles publiés dans la revue l'Astronomie à partir de 1939. Ses travaux ont permis l'accès à des instruments autrement hors de porté des astronomes amateurs de l'époque. Son livre La construction du télescope d'amateur est mondialement considéré comme un ouvrage de référence. Aujourd'hui la commission des instruments de la Société astronomique de France, dont il a longtemps été le Secrétaire, poursuit son œuvre en accueillant tout astronome amateur désireux de réaliser son propre miroir de télescope à l'atelier d'optique de la Sorbonne à Paris.

Voir aussi

- Radiotélescope
- Liste des plus grands télescopes
- Liste des observatoires astronomiques
- Objectif catadioptrique‎

Bibliographie

- La construction du télescope d'amateur de Jean Texereau qui fait référence, édité en 1961 par la Société astronomique de France - ISBN (édition de 2004) et réédité maintenant par Vuibert.
- Lunettes et télescopes de Danjon et Couder (1934), également réédité.

Notes et références

===
Sujets connexes
Aberration chromatique   Allemagne   Aluminium   Années 1920   Ascension droite   Astronomie   Astronomie amateur   Astrophotographie   Atmosphère (Terre)   Californie   Caméra d'astronomie   Carré (algèbre)   Cerro Paranal   Chercheur   Chili   Diamètre   Distance focale   Déclinaison (astronomie)   Edwin Hubble   Faux-ami   Filtre (optique)   Focalisation (optique)   Foyer (optique)   Galaxie   Galileo Galilei   George Willis Ritchey   Giambattista della Porta   Grec ancien   Grossissement optique   Henri Chrétien   Henry Draper   Hélioscope de Herschel   Interférométrie   Isaac Newton   Italie   James Gregory (mathématicien)   Johannes Kepler   L'Astronomie   Lame de Schmidt   Laurent Cassegrain   Lentille de Barlow   Lentille optique   Liste des observatoires astronomiques   Liste des plus grands télescopes   Logiciels d'astronomie   Loupe   Lune   Lunette astronomique   Mercure (chimie)   Micromètre   Miroir   Mise en station d'une monture équatoriale   Monture altazimutale   Monture azimutale   Monture équatoriale   Nébuleuse   Objectif catadioptrique   Objectif optique   Observation du Soleil   Observation du ciel   Observatoire du Mont Wilson   Oculaire   Optique   Optique active   Optique adaptative   Parabole   Physicien   Polariseur   Pouce (unité)   Pour la Science   Pouvoir de résolution   Prisme (optique)   Prêtre catholique   Pupille   Radiotélescope   Rayon X   Renvoi coudé   Royal Society   Société astronomique de France   Soleil   Sorbonne   Sphère céleste   Système afocal   Système optique   Thuringe   Télescope spatial Hubble   Very Large Telescope   Vérin   William Herschel  
#
Accident de Beaune   Amélie Mauresmo   Anisocytose   C3H6O   CA Paris   Carole Richert   Catherinettes   Chaleur massique   Championnat de Tunisie de football D2   Classement mondial des entreprises leader par secteur   Col du Bonhomme (Vosges)   De viris illustribus (Lhomond)   Dolcett   EGP  
^