Jacques TROGET Pourquoi les images sont inversées
Le sténopé
L image est inversée, de haut en bas et de droite à gauche.
La lumière se propageant en ligne droite, le point A se projette en A. Chaque point de l objet projette un point-image. Les différents points-images se juxtaposent et forment l image de l objet. Cette image est inversée.
1 - Le télescope est un système réflecteur Télescope de Newton
Télescope Schmidt-Cassegrain
La réflexion Un rayon lumineux est réfléchi par le miroir selon une direction symétrique à celle du rayon incident.
L ensemble miroir-sténopé projette une image inversée, selon le principe décrit précédemment.
On peut imaginer de juxtaposer de multiples petits miroirs...
et de les fusionner en un seul. Ce miroir est sphérique, concave et convergent. Tout rayon lumineux issu de S est renvoyé en S, car il rencontre toujours une surface perpendiculaire. L image du point lumineux se confond avec lui-même.
Si on décale le point lumineux, son image se décale de même quantité, en sens opposé.
Une bougie placée au centre de courbure du miroir produit une image nette et inversée. Si nous éloignons la bougie du miroir, cette image nette se déplace vers le miroir et se rétrécit.
Lorsque l objet est très éloigné, l image nette se forme au foyer F du miroir. MF est la distance focale du miroir. L image est très petite. La distance focale MF est à mi-chemin entre sa surface et son centre de courbure. MF vaut la moitié de MC.
Pour observer l'image fournie par un miroir, il faut se placer entre le miroir et l'objet. Pour éviter cet inconvénient, un petit miroir plan incliné à 45 renvoie cette image sur le côté. L image est inversée. Une loupe (oculaire) permet de la grossir. C est le principe du télescope de Newton.
Le miroir sphérique est facile à fabriquer, mais il a un défaut : les rayons provenant d un objet lointain ne convergent pas au foyer. C est l aberration de sphéricité. Il est souvent remplacé par un miroir parabolique, qui fait converger les rayons au foyer.
Le télescope Newton est muni d un miroir primaire parabolique et d un miroir secondaire plan. Le télescope Schmidt-Cassegrain est muni d un miroir primaire sphérique, dont l aberration de sphéricité est corrigée par la Lame de Schmidt, et d un miroir secondaire hyperbolique (divergent).
2 - La lunette est un système réfracteur
La réfraction Un rayon lumineux se propageant dans l'air pénètre dans un bloc de verre avec un angle d'incidence i. Le rayon lumineux est dévié au passage du dioptre, selon un angle r qui est plus petit que l'angle i. On dit que le faisceau est réfracté.
Le rapport entre les longueurs de AX et YB est constant quel que soit l'angle d'incidence i. Ce rapport est l'indice de réfraction du verre (environ égal à 1,5).
Le rayon lumineux est dévié une première fois par le dioptre air-verre et une seconde fois, en sens inverse, par le dioptre verre-air. Le rayon émergent de la lame se propage selon une direction parallèle au rayon incident, il n'est donc pas dévié.
Le rayon est dévié par le prisme d'un angle d'autant plus important que l'angle au sommet du prisme sera grand. Le prisme est un moyen de dévier les rayons lumineux.
Un double sténopé fournit deux images décalées. Avec un prisme adéquat nous pouvons faire superposer les deux images. L image deux fois plus lumineuse.
Imaginons de fusionner - de multiples sténopés en un seul trou de grand diamètre, - et de multiples prismes en une seule pièce de verre à faces sphériques. Nous obtenons une lentille convergente. Les rayons lumineux issus de S sont d'autant plus déviés qu'ils sont éloignés de l'axe. Si le point S n'est pas trop proche de la lentille, les faisceaux émergents convergent en un point I.
Un deuxième point lumineux S' situé à la même distance que S projette une image I située à la même distance que I.
L'image de l ampoule est inversée. Elle n'est nette que pour une seule position de l'écran. Si nous éloignons la lampe de la lentille, l'image nette va se rapprocher de cette dernière jusqu'à une distance limite nommée distance focale.
Une étoile étant située à l'infini, les rayons qu elle émet sont parallèles. Ils convergent au point F, qui est le foyer de la lentille. La distance OF est la distance focale de la lentille.
L'image est inversée Une loupe (oculaire) permet de la grossir. C est le principe de la lunette astronomique.
Certaines lentilles sont divergentes Un œil placé derrière la lentille (à droite) verrait l image d un objet lointain se former en F. La distance focale OF de la lentille est négative.
On peut faire varier la courbure (cambrure) d une lentille. La cambrure influe sur la qualité des images.
Objectif à 5 lentilles
Le prisme L angle d incidence est de 45. Il se comporte comme un miroir plan, mais ne nécessite pas de métallisation.
Le redresseur à prisme Des réflexions successives permettent de redresser l image. En observation astronomique, l inversion de l image n est pas gênante. Ce dispositif est utilisé pour les jumelles ou lunettes terrestres.
Les schémas qui illustrent cet exposé sont empruntés à Serge BERTORELLO http://serge.bertorello.free.fr/