Warning, /education/kstars/po/fr/docs/kstars/telescopes.docbook is written in an unsupported language. File is not indexed.

0001 <sect1 id="ai-telescopes">
0002 <sect1info>
0003 <author
0004 ><firstname
0005 >Ana-Maria</firstname
0006 > <surname
0007 >Constantin</surname
0008 > </author>
0009 </sect1info>
0010 <title
0011 >Télescopes</title>
0012 <indexterm>
0013   <primary
0014 >Télescopes</primary>
0015 </indexterm>
0016 <para
0017 >Inventé en Hollande au début du 17<superscript
0018 >e</superscript
0019 > siècle, les télescopes sont les outils utilisés par les astronomes et les astrophysiciens pour leurs observations. Avec le développement de la science moderne, les télescopes sont aujourd'hui utilisés pour observer dans toutes les plages du spectre électromagnétique, à l'intérieur ou à l'extérieur de l'atmosphère terrestre. Les télescopes fonctionnent en collectant la lumière sur une aire de grande surface qui fait converger la lumière entrante. L'image finale sera vue en utilisant un oculaire. </para>
0020 
0021 <sect2 id="aperture">
0022 <title
0023 >Ouverture et rapport focal</title>
0024 <indexterm
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0026 >Télescopes</primary>
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0028 
0029 <para
0030 >Les télescopes sont utilisés pour collecter la lumière venant des objets célestes et la faire converger en un point nommé point focal. Les télescopes se caractérisent par deux paramètres, <firstterm
0031 >l'ouverture</firstterm
0032 > et <firstterm
0033 >le rapport focal</firstterm
0034 >. Le diamètre de la surface qui collecte la lumière est appelé <firstterm
0035 >l'ouverture</firstterm
0036 > du télescope &ndash; plus l'ouverture est grande, plus l'image est lumineuse. Le rapport de la longueur de focale <firstterm
0037 >f</firstterm
0038 > à <firstterm
0039 >l'ouverture D</firstterm
0040 > d'un télescope est défini comme le <firstterm
0041 >rapport focal</firstterm
0042 >. Cela décrit la puissance de collecte de lumière d'un télescope. Les télescopes <quote
0043 >rapides</quote
0044 > ont un rapport focal plus petit puisqu'ils permettent des images plus lumineuses avec un temps d'exposition plus court. Lorsque le rapport focal devient plus grand, le télescope a besoin de plus de temps d'exposition pour pouvoir obtenir une image lumineuse, et il est ainsi appelé <quote
0045 >lent</quote
0046 >. Le rapport focal est généralement noté sous la forme <quote
0047 >f/n</quote
0048 >, où n est le rapport de la longueur focale sur l'ouverture. </para>
0049 </sect2>
0050 
0051 <sect2 id="aberrations">
0052 <title
0053 >Aberrations</title>
0054 <indexterm
0055 ><primary
0056 >Télescopes</primary>
0057 </indexterm>
0058 
0059 <para
0060 >Pour obtenir une image, les télescopes utilisent des lentilles ou des miroirs. Malheureusement, si les deux sont utilisés, des distorsions d'images se produisent, appelées <firstterm
0061 >aberrations</firstterm
0062 >. Certaines sont communes aux lentilles et aux miroirs, comme <firstterm
0063 >l'astigmatisme</firstterm
0064 > et <firstterm
0065 >la courbure de champ</firstterm
0066 >. </para>
0067 
0068 <para
0069 ><firstterm
0070 >L'astigmatisme</firstterm
0071 > apparaît lorsque des parties différentes d'une lentille ou d'un miroir font que les rayons de lumière entrante convergent vers des positions légèrement différentes sur le plan focal. Lorsque l'astigmatisme est corrigé, <firstterm
0072 >la courbure de champ</firstterm
0073 > peut apparaître à la surface de la lentille ou du miroir, ce qui conduit à une convergence de la lumière sur une courbe plutôt que sur un plan. </para>
0074 
0075 <para
0076 >De plus, il y a aussi des aberrations spécifiques aux lentilles et des aberrations spécifiques aux miroirs. </para>
0077 
0078 <para
0079 ><firstterm
0080 >Les aberrations chromatiques</firstterm
0081 > sont une caractéristique des télescopes qui utilisent des lentilles pour faire converger la lumière. En général la longueur de focale d'une lentille est fonction de la longueur d'onde, ce qui signifie que le point focal d'une lumière bleue est différent de celui d'une lumière rouge. Cela conduit à une image floue. Les effets d'une aberration chromatique peuvent être limités en utilisant des lentilles correctives dans le système. Les aberrations <firstterm
0082 >sphériques</firstterm
0083 > peuvent être aussi un problème pour les lentilles, venant de leurs formes. Les surfaces sphériques ne feront pas converger la lumière entrante en un point unique, raison pour laquelle d'autres surfaces optiques comme les paraboloïdes sont préférées. Même en les utilisant, il y a toujours des difficultés puisque des aberrations de coma apparaissent dans ce cas. Cela provient de la dépendance entre la longueur focale sur l'angle entre la direction de la lumière entrante et l'axe optique du système. Ainsi, les images des points qui se trouvent loin de l'axe optique sont étirées, plutôt que d'être de simples points, comme cela devrait être le cas. </para>
0084 </sect2>
0085 
0086 
0087 
0088 <sect2 id="magnification">
0089 <title
0090 >Grossissement</title>
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0093 >Télescopes</primary>
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0095 
0096 <para
0097 >Le <firstterm
0098 >grossissement</firstterm
0099 > est l'augmentation de la taille angulaire d'un objet lorsque vu dans un télescope ; il est décrit comme le rapport entre la longueur focale d'un objectif sur la longueur focale d'un oculaire. Ainsi, plus la longueur focale d'un objectif est grande, plus important est le grossissement. Si vous souhaitez avoir une grande image, alors, vous aurez besoin d'un objectif à grande longueur focale et un oculaire à petite longueur focale. </para>
0100 
0101 <para
0102 >Par exemple, si vous avez un objectif de 500 mm et un oculaire de 25 mm, le grossissement obtenu sera de 500/25, c'est-à-dire de 20 ou 20X. </para>
0103 </sect2>
0104 
0105 <sect2 id="field">
0106 <title
0107 >Champ de vision</title>
0108 <indexterm
0109 ><primary
0110 >Télescopes</primary>
0111 </indexterm>
0112 
0113 <para
0114 >Le champ de vision est l'angle du ciel couvert par le télescope. Le champ de vision <firstterm
0115 >apparent</firstterm
0116 > d'un télescope n'est déterminé que par l'oculaire. C'est une de ses caractéristiques propres, généralement autour de 52 degrés. Pour trouver le <firstterm
0117 >véritable champ de vision</firstterm
0118 > d'un télescope, vous devez diviser le champ de vision apparent par le grossissement. Le véritable champ de vision est l'angle réel du ciel couvert par le télescope. </para>
0119 
0120 <tip>
0121 <para
0122 >&kstars; possède un outil pour trouver et afficher (sur un ciel virtuel) un champ de vision réel, appelé <guilabel
0123 >l'indicateur CdV</guilabel
0124 >. Lancez le par sa rubrique sous <menuchoice
0125 ><guimenu
0126 >Configuration</guimenu
0127 > <guisubmenu
0128 >Symboles CdV</guisubmenu
0129 ><guimenuitem
0130 >Modifier les symboles CdV</guimenuitem
0131 ></menuchoice
0132 >. Un clic sur <guibutton
0133 >Nouveau</guibutton
0134 > ouvrira une boîte de dialogue avec quatre onglets différents : <guilabel
0135 >Oculaire</guilabel
0136 >, <guilabel
0137 >Appareil photo</guilabel
0138 >, <guilabel
0139 >Binoculaire</guilabel
0140 > et <guilabel
0141 >Radio-télescope</guilabel
0142 >. Pour calculer le champ de vision, sélectionnez l'onglet correspondant et saisissez les caractéristiques de l'équipement. Enfin, un clic sur <guibutton
0143 >Calculer le CdV</guibutton
0144 > calculera et affichera le champ de vision immédiatement en dessous. &kstars; peut maintenant l'afficher dans une forme de cette taille sur le ciel virtuel. Pour le faire, saisissez un nom pour ce champ de vision spécifique (comme <userinput
0145 >oculaire de 20 mm </userinput
0146 > ou <userinput
0147 >APN avec réfracteur</userinput
0148 >) et sélectionnez une forme et une couleur pour affichage. Pour <guilabel
0149 >Oculaire</guilabel
0150 >, utilisez <guilabel
0151 >Cercle</guilabel
0152 > ou <guilabel
0153 >Cercle semi-transparent</guilabel
0154 > comme forme puisque qu'un oculaire est circulaire. Pour <guilabel
0155 >Appareil photo</guilabel
0156 >, utilisez <guilabel
0157 >Carré</guilabel
0158 > (qui est plutôt un rectangle), en supposant que le capteur ou le film est rectangulaire ou carré. Lors de l'utilisation d'oculaires et/ou de télescopes multiples, il est bon de les distinguer par des couleurs différentes. Cliquez sur <guibutton
0159 >Ok</guibutton
0160 > pour fermer la boîte de dialogue. Pour afficher la forme sur l'écran, retournez sur les menus <menuchoice
0161 ><guimenu
0162 >Configuration</guimenu
0163 > <guisubmenu
0164 >Symboles CdV</guisubmenu
0165 ></menuchoice
0166 > et ensuite sélectionnez le nouvel élément de menu avec le nom qui lui a été donné. Pour le désactiver, cliquez une nouvelle fois sur l'élément de menu. </para>
0167 </tip>
0168 
0169 </sect2>
0170 
0171 
0172 <sect2 id="types">
0173 <title
0174 >Types de télescopes</title>
0175 <indexterm
0176 ><primary
0177 >Télescopes</primary>
0178 </indexterm>
0179 
0180 <para
0181 >Puisque les télescopes sont utilisés dans des observations sur tout le spectre électromagnétique, ils sont classés en télescopes optiques ou télescopes ultra-violets, rayons gamma, rayons X, infrarouges et radio-télescopes. Chacun d'entre eux possède un rôle propre et bien défini pour obtenir une analyse détaillée d'un corps céleste. </para>
0182 </sect2>
0183 
0184 <sect2 id="optical">
0185 <title
0186 >Télescopes optiques</title>
0187 <indexterm
0188 ><primary
0189 >Télescopes</primary>
0190 </indexterm>
0191 
0192 <para
0193 >Utilisés pour des observations dans le champ de spectre visible, les télescopes optiques sont principalement des réfracteurs et des réflecteurs, la différence entre ces deux n'est que la façon de collecter la lumière provenant d'une étoile. </para>
0194 
0195 <para
0196 >Les <firstterm
0197 >télescopes réfracteurs</firstterm
0198 > utilisent deux lentilles pour créer une image. Une <firstterm
0199 >lentille objectif</firstterm
0200 > ou primaire qui collecte la lumière entrante pour former une image dans le plan focal et un <firstterm
0201 >oculaire</firstterm
0202 > qui fonctionne comme un verre grossissant pour permettre l'observation de l'image finale. Les deux lentilles sont situées aux extrémités d'un tube coulissant et la distance entre ces deux lentilles peut être ajustée pour obtenir l'image finale. </para>
0203 
0204 <para
0205 >Le plus grand télescope réfracteur dans le monde est celui de <firstterm
0206 >l'observatoire Yerkes</firstterm
0207 > à Williams Bay, Wisconsin. Construit en 1897, il possède un objectif de 1,02 m (40 pouces) et une longueur de focale de 19,36 m. </para>
0208 
0209 <para
0210 >Les <firstterm
0211 >télescopes réflecteur</firstterm
0212 >, d'un autre coté, utilisent des miroirs au lieu de lentilles pour obtenir l'image finale. En remplaçant la lentille de l'objectif avec un miroir, le point focal est obtenu sur le trajet de la lumière entrante. Un observateur situé sur ce point pourrait voir une image, mais il ne pourrait recevoir qu'une partie de la lumière entrante. Le point focal du miroir principal est appelé <firstterm
0213 >foyer primaire</firstterm
0214 > et ceci est aussi le nom de la première catégorie de télescopes à réflecteurs. Ainsi, les télescopes à foyer primaire utilisent un miroir pour collecter la lumière d'un objet céleste et, par réflexion, l'image de l'objet peut être observée à partir du foyer principal du télescope. Les autres types de télescopes réflecteurs sont <firstterm
0215 >Newtonien</firstterm
0216 >, <firstterm
0217 >Cassegrain</firstterm
0218 > et <firstterm
0219 >Coude</firstterm
0220 >. </para>
0221 
0222 <para
0223 >Le télescope de <firstterm
0224 >Newton</firstterm
0225 > utilise un miroir additionnel plat à proximité du foyer principal, sur le trajet de la lumière réfléchie. Cela conduit à déplacer le point focal vers une position différente, sur l'un des côtés du télescope, plus accessible pour l'observation. Bien sûr, un miroir placé sur le trajet de la lumière réfléchie bloquera aussi une partie de la lumière entrante. Mais le rapport des surfaces entre le miroir primaire et le second est assez grand et la quantité de lumière entrante bloquée est négligeable. </para>
0226 
0227 <para
0228 >Le télescope de <firstterm
0229 >Cassegrain</firstterm
0230 > est similaire à celui de type de Newton, mais, cette fois-ci, le second miroir réfléchit la lumière vers le bas du télescope. Il y a un trou dans le centre du miroir principal qui laisse passer la lumière réfléchie sur son trajet jusqu'à ce qu'elle converge sur le point focal. Le second miroir doit être convexe puisqu'il augmente la longueur focale du système optique. Le miroir principal d'un télescope de type Cassegrain est un paraboloïde. Son remplacement par un hyperboloïde permet d'obtenir un télescope de Ritchey-Chretien. L'utilisation d'un télescope de <firstterm
0231 >Ritchey-Chretien</firstterm
0232 > présente l'avantage de supprimer le coma des réflecteurs classiques. </para>
0233 
0234 <para
0235 >Le télescope de type <firstterm
0236 >Coude</firstterm
0237 > consiste en plus d'un miroir qui réfléchit la lumière dans une chambre spéciale, la chambre de Coude, qui est située sous le télescope. L'utilisation d'un télescope de Coude présente de multiples avantages, comme obtenir une longueur focale importante utile dans différents champs de l'astronomie et de l'astrophysique comme la spectroscopie pour éviter l'utilisation d'instruments encombrants. Mais il a aussi des inconvénients dans l'utilisation de télescopes de type Coude car plus il y a de miroirs dans le système, moins il y a de lumière qui arrive dans le détecteur. Cela est causé par l'utilisation de miroirs en aluminium pour lesquels seulement 80 % de la lumière incidente est réfléchie. </para>
0238 
0239 <para
0240 >Les télescopes <firstterm
0241 >catadioptriques</firstterm
0242 > sont des types de télescopes qui utilisent des systèmes avec à la fois des lentilles et des miroirs pour permettre de faire converger la lumière. Le plus connu des télescopes catadioptriques est le télescope de <firstterm
0243 >Schmidt-Cassegrain</firstterm
0244 >. Son avantage est de fournir un grand angle de champ de vision. Pour réduire le coma, il utilise un miroir primaire sphérique avec une fine lentille de correction qui supprime les aberrations sphériques. Le second miroir est placé au centre de la lentille de correction, réfléchissant la lumière à travers un trou fait dans le miroir principal. Moins connu que le télescope de Schmidt-Cassegrain, mais aussi commun, il y a le télescope de <firstterm
0245 >Maksutov</firstterm
0246 > qui utilise aussi une lentille de correction avec le miroir primaire, mais cette fois-ci les surfaces deviennent concentriques. </para>
0247 
0248 </sect2>
0249 
0250 <sect2 id="other">
0251 <title
0252 >Observations dans d'autres longueurs d'onde</title>
0253 <indexterm
0254 ><primary
0255 >Télescopes</primary>
0256 </indexterm>
0257 
0258 <para
0259 >Pour une analyse détaillée du ciel, les observations sont aussi effectuées dans d'autres zones du spectre électromagnétiques. Les <firstterm
0260 >radio télescopes</firstterm
0261 > sont très populaires et efficaces avec un développement dans le siècle dernier. Un problème commun valable à la fois pour les télescopes optiques et radio est le besoin d'une meilleure résolution. La résolution d'un télescope peut être dérivée des critères de Rayleigh, qui indiquent que la puissance de résolution est égale au rapport de la longueur d'onde entrante sur le diamètre d'ouverture (multipliée par 1,22 pour les ouvertures circulaires). Ainsi, une bonne résolution nécessite un diamètre aussi grand que possible. Le plus grand radio télescope du monde est celui d'Arecibo à Puerto Rico, qui utilise une immense antenne de 305 mètres de diamètre. Pour résoudre le problème de la résolution, les astronomes ont développé une nouvelle technique nommée l'interférométrie. Le principe de base de l'interférométrie est qu'en observant le même objet avec deux télescopes distincts, un image peut être obtenue en <quote
0262 >connectant</quote
0263 > les deux images initiales. De nos jours, l'observatoire le plus performant qui utilise l'interférométrie est le <quote
0264 >Very Large Array</quote
0265 > près de Socorro, Nouveau Mexique. Il utilise 27 télescopes placés en forme de <quote
0266 >Y</quote
0267 > ayant une ouverture de 25 m chacun. Il existe aussi une technique nommée <quote
0268 >Very Long Baseline Interferometry</quote
0269 > (VLBI) qui permet aux astronomes de résoudre des images sur la taille de continents. Le projet le plus important du siècle dans ce domaine est le bâtiment de <quote
0270 >Atacama Large Millimeter Array</quote
0271 > (ALMA), qui utilisera 66 télescopes placés dans le désert d'Atacama dans le nord du Chili. </para>
0272 </sect2>
0273 
0274 <sect2 id="space">
0275 <title
0276 >Observations à partir de l'espace</title>
0277 <indexterm
0278 ><primary
0279 >Télescopes</primary>
0280 </indexterm>
0281 
0282 <para
0283 >Puisque les observations sur Terre sont affectées par l'atténuation due à l'atmosphère, les observations réalisées à partir de l'espace sont plus performantes. Le <firstterm
0284 >télescope spatial Hubble (HST)</firstterm
0285 > possède un miroir primaire de 2,4 m à f/24, le plus lisse de tous les miroirs jamais construits. Le télescope spatial Hubble est placé sur une orbite basse autour de la Terre. Grâce à l'absence d'atmosphère, il peut observer des objets très petits. Un autre télescope spatial est le télescope <firstterm
0286 >James Webb Space Telescope (JWST)</firstterm
0287 > dont le lancement était prévu en 2018 (finalement lancé en 2022). Il possédera un miroir primaire de 6,5 mètres et sera placé sur une orbite autour d'un point stable pour la gravitation sur la ligne entre le Soleil et la Terre, connu sous le nom de second point de Lagrange (L2). À cet endroit, les attractions gravitationnelles à la fois du soleil et de la Terre équilibrent la force centrifuge d'un objet en mouvement autour du Soleil. Ce point possède une propriété spéciale qui, pour un objet y étant placé, le maintient en équilibre grâce au système Terre-Soleil. Le deuxième point de Lagrange se trouve sur une ligne reliant le Soleil et la Terre de l'autre coté de la Terre. Ainsi, si un télescope est placé ici recevra moins de radiations thermiques, ce qui améliorera les observations infrarouges. </para>
0288 </sect2>
0289 </sect1>