Télescope 18523 31836073 2008-07-23T22:48:00Z 84.101.134.235 Mot manquant, pluriel {{voir homonymes}} Un '''télescope''', (du [[Grec ancien|grec]] ''tele'' signifiant « loin » et ''skopein'' signifiant « regarder, voir »), est un instrument [[optique]] permettant d'augmenter la luminosité ainsi que la taille apparente des objets à observer. Son rôle d'amplificateur de lumière est souvent 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 et se déplaçant relativement lentement. [[Image:Herschel 40 foot.jpg|thumb|250px|<center>Gravure représentant le télescope d'[[William Herschel|Herschel]] de 40 pieds de focale]] [[Image:Hubble 01.jpg|right|250px|thumb|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, particulièrement lors de la consultation de [[documentation]]s ou de [[notice]]s en langue anglaise. En effet, en anglais, le mot [[Faux-ami|telescope]] désigne deux types d'instruments : * l'un, le « ''refracting telescope'' », désigne la [[lunette astronomique]] dont l'objectif est composé d'un ensemble de lentilles, * l'autre, le « ''reflecting telescope'' », désigne un dispositif d'observation dont le miroir est un des composants essentiels. Le terme français ne désigne que le deuxième type et cet article ne traite que de ce dernier instrument. == Histoire == Précurseur du télescope, la [[Lunette astronomique|lunette]] d'approche a été conçue en [[Italie]]<ref>Lunettes et Télescopes de A.Danjon et A.Couderc, chapitre XIX page 589.</ref> vers [[1586]] ; son invention est très probablement due à l’opticien italien [[Giambattista della Porta]]. Mais c’est en [[1609]] que l’astronome [[italie]]n [[Galileo Galilei|Galilée]] présenta la première [[lunette astronomique]]. Son confrère allemand [[Johannes Kepler]] en perfectionna le principe, en proposant une formule optique à deux [[lentille optique|lentille]]s convexes. [[Image:NewtonsTelescopeReplica.jpg|250px|left|thumb|Réplique du télescope de 6 [[Pouce (unité)|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 (mathématicien)|James Gregory]] fut le premier à proposer la formule du télescope avec un [[grandissement (optique)|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 (optique)|prisme]] à réflexion totale au lieu du miroir plan du télescope de Newton. Le pionnier fut le télescope de {{unité|2.54|m}} 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 [[vérin]]s. Elle équivaut à un [[miroir]] primaire de {{unité|10|m}} de [[diamètre]], sans en avoir le poids. Des techniques dites d’[[optique active]] permettent de jouer sur les [[vérin]]s 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 {{unité|8.20|m}}. Il est situé au [[Chili]], au sommet du [[Cerro Paranal]], à {{unité|2600|m}} 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 {{unité|130|m}}, ont la même résolution théorique qu'un seul miroir de {{unité|130|m}} 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 [[système optique|systèmes optiques]] complémentaires : l'objectif et l'oculaire. === Objectif === Dans un télescope l'[[Objectif optique|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 [[micromètre]]s. La lumière étant simplement réfléchie et non réfractée, contrairement à ce qui se passe dans une lunette astronomique, l'[[aberration chromatique|achromatisme]] des télescopes est total. La lumière est ensuite [[Focalisation (optique)|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 === [[Image:Mes oculaires.JPG|thumb|right|200px|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 [[système afocal|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 [[lentille optique|lentille]]s qui introduisent des [[aberration optique|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 ''[[mise en station d'une monture équatoriale|mettre en station]]'', la monture. Les deux autres servant à orienter l'instrument selon les coordonnées célestes données par la [[déclinaison (astronomie)|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 de monture|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 (optique)|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 (optique)|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 (optique)|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 [[polariseur]]s. 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 [[étoile]]s lointaines. Le diamètre est généralement exprimé en millimètre pour les instruments du commerce, quelquefois en [[pouce (unité)|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 [[distance focale|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 : :<math> T = \tan\frac P {3600}\times D </math> 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&nbsp;km), des détails de 1,14&nbsp;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 (algèbre)|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 (114<sup>2</sup>/6<sup>2</sup>). 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 [[nébuleuse]]s ou les [[galaxie]]s, 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 [[Objectif catadioptrique|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 === {{Article détaillé|Télescope de type Newton}} [[Image:telescope newton schema.png|150px|right|thumb|Télescope de type Newton]] Ce type de télescope a été mis au point par [[Isaac Newton]]. Il utilise un miroir primaire [[parabole|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. {{clr}} === Type Cassegrain === {{Article détaillé|Télescope de type Cassegrain}} [[Image:Telescope cassegrain principe.png|150px|right|thumb|Télescope de type Cassegrain]] Il a été proposé au {{XVIIe siècle}} par le [[Prêtre catholique|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. {{clr}} === Type Schmidt-Cassegrain === {{Article détaillé|Télescope de type Schmidt-Cassegrain}} [[Image:Telescope schmidt cassegrain complet.png|150px|right|thumb|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 === {{Article détaillé|Télescope de 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 télescopes). === Télescope Ritchey-Chrétien === {{Article détaillé|Télescope Ritchey-Chrétien}} Le Cassegrain donne une image dépourvue d'aberration sphérique ; le [[George Willis Ritchey|Ritchey]]-[[Henri Chrétien|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 === {{Article détaillé|Chambre de Schmidt}} [[Image:Alfred-Jensch-Teleskop.jpg|thumb|150px|Télescope de Schmidt de 2 m (télescope [[Alfred Jensch|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 === {{Article détaillé|Focalisation (optique)#Télescopes à rayons X|Astronomie des rayons X}} En plus de la lumière visible, des télescopes étudient également dans les [[Rayon X|rayons X]]. Mais en raison du fait que l'[[Atmosphère (Terre)|atmosphère terrestre]] réfléchit de tels rayons, ces instruments sont [[:Catégorie:Télescope spatial à rayons X|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 (chimie)|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 {{unité|6|m}} de diamètre a été mis en route en [[2005]]<ref>Hickson P, ''Les télescopes à miroir liquide'', [[Pour la Science]], {{date||août|2007}}, p. 70-76.</ref>. == 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 au diamètre en millimètres du miroir du télescope et le second à la distance focale de ce miroir, ce qui caractérise la "puissance brute" du télescope. Ces indications peuvent être différentes 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 télescope complet est aujourd'hui réalisable assez facilement si l'on ne manque pas de patience et d'une certaine aisance 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 relativement propre, exempt de poussières en suspension. Pour la mise en œuvre de la partie mécanique, un peu d'ingéniosité sera utile, l'accès à de l'outillage d'usinage constituera un plus notable mais n'est pas indispensable. 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. De nombreuses réalisations d'amateurs sont présentées sur internet. La réalisation de l'optique est une étape assez longue mais qui ne nécessite aucun matériel spécifique qui soit inaccessible au bricoleur. Cette étape peut nécessiter 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=== * {{fr}} ''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. * {{fr}} ''Lunettes et télescopes'' de Danjon et Couder (1934), également réédité. ==Notes et références== <references/> === Liens externes === {{commons|Category:Telescopes|la catégorie télescope}} * {{fr}} [http://www.astrosurf.com/astroptics/ Taille de miroirs pour l'astronomie et Choisir le bon télescope] sur astrosurf.com * {{fr}} [http://lesprismes.free.fr/optique Manuel d'optique] {{Portail|astronomie|physique}} {{Lien AdQ|hr}} [[Catégorie:Instrument optique]] [[Catégorie:Instrument astronomique]] [[als:Teleskop]] [[ar:مقراب]] [[ast:Telescopiu]] [[bg:Телескоп]] [[bs:Teleskop]] [[ca:Telescopi]] [[chr:ᎠᎧᏔᏘ]] [[co:Telescopiu]] [[cs:Dalekohled]] [[da:Kikkert]] [[de:Teleskop]] [[el:Τηλεσκόπιο]] [[en:Telescope]] [[eo:Teleskopo]] [[es:Telescopio]] [[et:Teleskoop]] [[eu:Teleskopio]] [[fa:تلسکوپ]] [[fi:Kaukoputki]] [[gl:Telescopio]] [[he:טלסקופ]] [[hi:दूरदर्शी]] [[hr:Teleskop]] [[hu:Távcső]] [[id:Teleskop]] [[it:Telescopio]] [[ja:望遠鏡]] [[ka:ტელესკოპი]] [[ko:망원경]] [[la:Telescopium]] [[lb:Teleskop]] [[lt:Teleskopas]] {{Lien BA|lt}} [[lv:Teleskops]] [[ml:ദൂരദര്‍ശിനി]] [[nap:Ucchiarone]] [[nl:Telescoop (optica)]] [[no:Teleskop]] [[pl:Teleskop]] [[pt:Telescópio]] [[ro:Telescop]] [[ru:Телескоп]] [[scn:Telescopiu]] [[sh:Teleskop]] [[simple:Telescope]] [[sk:Teleskop]] [[sl:Daljnogled]] [[sq:Teleskopi]] [[sr:Телескоп]] [[sv:Teleskop]] [[sw:Darubini]] [[ta:தொலைநோக்கி]] [[te:టెలిస్కోపు]] [[th:กล้องโทรทรรศน์]] [[tr:Teleskop]] [[uk:Телескоп]] [[vi:Kính viễn vọng]] [[yi:טעלעסקאפ]] [[zh:望远镜]]