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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 0025 ><primary 0026 >Télescopes</primary> 0027 </indexterm> 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 – 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> 0091 <indexterm 0092 ><primary 0093 >Télescopes</primary> 0094 </indexterm> 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>