Les choix en astrophotographie (3) par Alain Kohler 3. Choix de la nature de l'objectif : lentille ou miroir Le choix de la nature de l'objectif va influencer : La qualité de l'image Le genre d'objets à photographier 3.a Réflecteurs et réfracteurs Petit rappel : pour former une image d'un objet astronomique, il faut dévier les rayons lumineux venant de cet objet et les faire converger dans un plan, appelé plan focal. De chaque point objet part un faisceau divergent. Mais comme l'objet est quasiment à l'infini, ce faisceau arrive de manière pratiquement parallèle sur l'objectif : celui-ci doit être capable donc de transformer tout faisceau parallèle en faisceau convergent. Qui plus est, tous les faisceaux convergents doivent converger en des points images qui se trouvent tous dans un plan, le plan focal : c'est là que se situe le film photo ou le chip CCD. Voilà ce qui demandé à un objectif, ni plus ni moins. vers le haut de l'objet Objectif = lentille(s) Plan focal Axe optique Image (inversée) vers le bas de l'objet Il existe deux manière de dévier un rayon lumineux : par réfraction ou par réflexion. La réfraction a lieu chaque fois qu'un rayon lumineux change de milieu. Ainsi, un rayon rentrant dans du verre se casse, mais il se casse aussi en sortant du verre. Dans le schéma ci-dessus, les rayons subissent des réfractions en traversant un objectif de verre. La réflexion a lieu sur une surface réfléchissante ( ) et le rayon rebondit un peu comme une boule de billard sur le bord de la table. vers un point de l'objet Objectif = miroir Plan focal Tout système optique dont l'objectif est formé de lentilles est appelé réfracteur ou lunette, et tout système optique dont l'objectif est un miroir est appelé réflecteur ou télescope. Les systèmes mixtes, comme les Schmidt-Cassegrain ou les Maksutov qui, en plus des miroirs primaires et secondaires, ont une lentille correctrice sont appelés catadioptres.
Quelques configurations d'instruments : Les télescopes Dobson sont des télescopes de type Newton avec une monture spéciale, dite de Dobson, qui est simple et pratique pour l'observation visuelle. Ces télescopes ne sont pas adaptés pour l'astrophotographie.
3.b. Différences dans les défauts optiques entre réfracteur et réflecteur Les deux sortes d'objectifs, réfracteurs et réflecteurs, présentent des défauts optiques communs sur lesquels nous reviendrons. Mais chaque système à son défaut propre : Les réfracteurs souffrent de l'aberration chromatique : la déviation des rayons lumineux dépend quelque peu de la longueur d'onde du rayon, c'est-à-dire de sa couleur. Les rayons bleus sont ainsi plus déviés que les rayons rouges. Les réflecteurs ne souffrent pas de ce défaut. L'aberration chromatique a comme conséquence que les rayons rouges ne focalisent pas au même endroit que les rayons bleus. Autrement dit, si l'objet astronomique a plusieurs couleurs (ce qui est souvent le cas ), le plan focal des rayons rouges n'est pas au même endroit que le plan focal des rayons bleus. Il est donc impossible d'avoir simultanément net le rouge et le bleu. foyers : bleu vert rouge Images de l'étoile : Les réflecteurs ont comme particularité de renvoyer les rayons lumineux en arrière. L'observateur ne peut se placer à l'entrée des rayons lumineux pour observer l'image car il va obstruer l'entrée pour les rayons venant de l'objet astronomique! Il faut donc renvoyer les rayons à l'extérieur du tube, soit en angle droit par un miroir secondaire de 45 (dispositif de Newton), soit par renvoi en direction du miroir principal qui est percé d'un trou en son centre pour laisser sortir les rayons lumineux (dispositif de Cassegrain). En photographie, on peut certes placer un plan du film directement au foyer primaire (dispositif de Schmid) mais le problème de l'obstruction demeure : une partie des rayons lumineux est arrêté par le miroir secondaire (Newton, Cassegrain) ou le plan du film lui-même (Schmid). Or cette obstruction ne fait pas seulement diminuer le diamètre effectif du miroir primaire mais altère l'onde lumineuse en la diffractant ce qui amène à une baisse de contraste de l'image. Bien sûr, les réfracteurs sont dépourvus de ce défaut. front d'onde Les déformations indiquées sont très exagérées. Il existe par ailleurs des déformations également à l'entrée dans le tube (qui sont en relation avec la tache de diffraction de l'étoile). Revenons un peu plus sur ces défauts.
3b1. L'aberration chromatique Le changement de l'indice de réfraction avec la longueur d'onde (lisez le changement de la déviation lumineuse avec la couleur) est une caractéristique propre de la matière. Elle est donc inévitable mais on peut dans une certaines mesure trouver des techniques qui l'amoindrissent fortement. Une des techniques utilisées au 17 ème siècle consistait à augmenter très fortement la longueur focale des lunettes : l'idée étant par là de diminuer la déviation des rayons lumineux et ainsi diminuer l'aberration chromatique. On trouvait ainsi des lunettes dont la longueur focale pouvait aller jusqu'à 60 mètres!! Vers 1730, Chester Moore Hall utilisa deux lentilles d'indices de réfraction différents et de pouvoirs de dispersion différents, l'idée étant de rattraper les variations de déviation par une lentille divergente. Il est possible ainsi d'obtenir un foyer de la lumière rouge au même endroit que la lumière bleue. Par contre, les autres couleurs ne sont pas au même foyer mais on réduit toutefois considérablement le défaut chromatique. lumière blanche rouge bleu vert foyers : vert rouge et bleu Si l'on ajoute un espace d'air judicieusement choisi entre les deux lentilles, on parle d'objectif de Fraunhofer ou de doublet achromate. Ces lunettes doivent toutefois avoir une grande focale comparée au diamètre de l'objectif (par exemple une focale 15 x supérieure au diamètre, on parle dur rapport f/d = 15, cf chapitre 4). On peut encore réduire fortement l'aberration chromatique par des verres de forts indices de réfraction et de très faible dispersion, habituellement la lunette contenant 2 lentilles aux traitements spéciaux (fluorites, ED) ou un triplet ou 2 doublets, l'espace entre les lentilles étant rempli par une huile spéciale. Ces systèmes sont appelés des lunettes apochromatiques et constituent la Rolls Royce des astronomes amateurs (qualité et prix!). différence achromates différence apochromates de foyer de foyer doublet ED, fluorite triplet ED, fluorite bleu vert rouge bleu vert rouge Remarques : cette classification est un peu simpliste. En réalité, il n'y a pas de protection de la dénomination "apochromatiques" : ainsi deux apochromates peuvent être très différents, l'un étant quasiment parfait et l'autre être presque du côté des achromates (on parle parfois de semi-apochromate). 3b2. L'obstruction centrale des réflecteurs Le miroir secondaire des réflecteurs en direction de l'observateur ou de l'appareil photo non seulement diminue la quantité de lumière arrivant sur le miroir primaire mais crée une modification du front d'onde qui arrive dans le télescope : ce front d'onde qui arrive de manière perpendiculaire est un peu dévié au voisinage seulement de ce miroir secondaire. C'est le phénomène bien connu de la diffraction observable par exemple en mer lorsque les vagues changent un peu de direction au voisinage d'un obstacle.
Le résultat de cette diffraction se remarque dans la tache de diffraction de l'étoile (cf chapitre 2). Dans un système sans obstruction la très grande majorité des rayons lumineux se concentrent dans le disque d'airy. Lorsque l'entrée du télescope est obstrué, une partie des rayons lumineux "migrent" dans les anneaux extérieurs. Système non obstrué : Image d une source ponctuelle Intensité dans la figure de diffraction Système fortement obstrué : Il s'agit ici de l'image d'un point. On peut alors comprendre que l'image, résultant de l'adjonction de points images, sera plus floue dans le second cas car les anneaux extérieures, ayant passablement de lumière, se chevauchent et car le rapport d'intensité entre le disque d'airy et les anneaux extérieurs est bien plus faible. Un système sans obstruction comme les réfracteurs donne donc des images plus piquées : on parle d'un meilleur contraste, qui est la capacité d'un système optique de distinguer deux zones d'intensités différentes. A remarquer qu'on peut distinguer des détails de dimension angulaire plus petite que la limite de diffraction, donnée au chapitre 2, par le fait qu'un détail est visible à cause d'une différence d'intensité, alors que la limite de diffraction est définie par l'angle minimal nécessaire pour séparer deux étoiles de même intensité. Il n'y a pas de recettes miracles pour éviter cette perte de contraste chez les réflecteurs : cette perte est d'autant plus importante que l'obstruction relative (comparée donc à l'entrée du télescope) est importante. Il faut donc essayer de minimiser cette obstruction mais c'est plus facile à dire qu'à faire. En pratique, les télescopes Newton sont moins obstrués que les Schmidt-Cassegrains et sont donc connus pour une qualité d'image sensiblement meilleure sur l'axe optique. Il existe un télescope (le Schiefspiegler) dont le miroir principal est légèrement incliné ce qui permet de renvoyer des rayons lumineux sur un miroir secondaire n'obstruant pas l'entrée. Ce genre de télescope n'est que peu commercialisé. Comparons un télescope Schmidt-Cassegrain avec un réfracteur apochromatique. Pour le télescope, seul 60 % de la lumière va dans le disque d'airy alors qu'il y en a 84 % pour la lunette. De plus, l'obstruction, les différentes réflexions et absorptions d'un SC font qu'un télescope de 20 cm correspond à un télescope de 16,8 cm en terme lumineux. Une lunette APO de 15 cm, du fait d'une très bonne transmission de lumière, reste pratiquement un instrument de 15 cm de diamètre (14,7 cm). Donc, une lunette APO de 15 cm est presque autant lumineuse qu'un SC de 20 cm et surtout présente une image beaucoup plus contrastée. On peut dire, au risque d'effaroucher les heureux possesseurs de SC de 20 cm, que la lunette APO de 15 cm est "meilleure". Elle est par contre beaucoup plus chère!
3.c. Autres défauts et problèmes importants des optiques Sans parler de tous les autres défauts, il convient d'en énumérer les principaux qui seront propres à toutes les optiques mais avec des niveaux bien différents. 3.c.1 La coma Tous les faisceaux parallèles devraient en principe converger vers leur point image. Toutefois les faisceaux qui arrivent assez inclinés par rapport à l'axe optique ne convergent pas en un point. L'image de l'étoile est en forme de chevelure (coma) ou en "queue d'hirondelle" plus ou moins étalée. Image 1 er foyer 2 ème foyer Les bons réfracteurs n'ont que peu de coma. Celle-ci est par contre très présente sur les télescopes Newton et Cassegrain qui nécessitent un correcteur de coma, lentilles placées un peu avant le foyer, si l'on veut faire des photographies qui soient acceptables sur les bords du champ. Les télescopes Schmidt-Cassegrain souffrent également passablement de ce défaut qui est remédié en partie par l'adjonction de diaphragmes à l'intérieur du tube : la coma est diminuée mais au détriment du vignettage, qui consiste dans un gradient plus ou moins important de la densité lumineuse dès que l'on s'écarte suffisamment de l'axe. Ici un temps de pause assez grand permet de bien mettre en évidence le vignettage sur un format 24 x 36 mm, consécutif à l'emploi d'un réducteur de focale et d'une réduction de coma. 3.c.2 Mauvaise collimation La collimation consiste à un ajustement parfait des pièces sur l'axe optique et dans la direction de cet axe. Une mauvaise collimation n'est donc pas un défaut optique des pièces. Toutefois, l'opération d'ajustement doit se faire beaucoup plus souvent qu'on ne le croit. Les réfracteurs, dont les lentilles n'ont guère la possibilité de bouger, n'ont en principe pas besoin d'être recollimatés souvent. Par contre, les réflecteurs, et tout particulièrement les Schmidt-Cassegrains dont la focalisation se fait par un déplacement quelque peu "grossier" du primaire et dont le miroir primaire fait certaines fois des petits sauts d'humeur, nécessitent une collimation fréquente, spécialement lorsqu'on veut faire de l'astrophotographie de haute résolution. Certains astrophotographes amateurs avancés recollimatent leur Schmidt-Cassegrains après chaque déplacement de leur télescope!! Ce problème est souvent sous-estimé et détériore parfois bien plus l'image que les autres défauts optiques. Un télescope parfaitement collimaté peut fournir sur l'axe optique des images qui n'ont rien à envier aux images fournies par les meilleurs réfracteurs : on en veut pour preuve les images réalisées par Thierry Legault avec un SC de 30 cm et dont les détails sur les planètes sont à proprement parler stupéfiants.
3.c.3 Courbure de champ et astigmatisme L'astigmatisme est lié au fait qu'un faisceau plane horizontal ne focalise pas au même endroit qu'un faisceau plane vertical. On peut vérifier l'astigmatisme en travaillant en position intrafocale puis extrafocale : l'image de l'étoile, elliptique, tourne de 90. Quand on est dans la position du meilleur compromis, l'image de l'étoile n'est pas ronde mais une sorte de quadrilatère aux côtés arrondis. Image d'une étoile d'un système souffrant d'astigmatisme : L'astigmatisme ne vient pas toujours de l'objectif mais souvent d'autres éléments optiques comme un miroir secondaire, un miroir coudé, un réducteur de focale ou un oculaire. L'œil peut également être astigmate et dans ce cas le port des lunettes pour l'observation est indispensable car les optiques astronomiques, contrairement à la myopie ou l'hypermétropie, ne peuvent compenser ce défaut. L'astigmatisme peut aussi provenir d'une mauvaise collimation. L'ensemble des points images d'un champ ne se forment pas dans un plan mais, approximativement, sur une surface sphérique dont le rayon vaut 1,5 fois la distance focale de l'objectif : on parle de la courbure du champ image. Pour y remédier, surtout en astrophotographie, on peut rajouter deux lentilles un peu avant le foyer qui "aplatissent" le champ image (flat-field). Ces lentilles sont par exemple nécessaires lorsqu'on veut faire de la photographie moyen format (6 x 7 cm) car plus on s'écarte de l'axe optique, plus la différence entre le plan du négatif et le champ image augmente. Dans une chambre de Schmid on donne la bonne courbure au négatif lui-même pour qu'il épouse la courbure du champ image. 3.c.4 Tubes fermés ou tubes ouverts Les lunettes ainsi que les télescopes Schmid-Cassegrain et Maksutov ont des tubes fermés à l'entrée par l'objectif, respectivement par une lame correctrice. Les télescopes Newton et Cassegrain sont ouverts. L'avantage d'être ouvert est que la mise en température de l'instrument se fait plus rapidement. Pour un instrument fermé, il faut compter au moins une demie-heure. Par contre un instrument fermé est bien moins sensible à une source de chaleur proche comme les observateurs. D'autre part les miroirs primaires des télescopes Newton et Cassegrain doivent être fréquemment nettoyés, ce qui n'est pas le cas des Schmidt-Cassegrain et Maksutov. Bien sûr, il faut de temps à autre nettoyer la lame qui ferme le tube mais c'est assez aisé. 3.d Tabelles des principales caractéristiques des systèmes optiques les plus courants La tabelle de comparaisons ne sert qu'à dégager des tendances moyennes et il faut bien faire attention : Au fait que dans une même catégorie, on peut trouver toutes sortes de qualités. Cette remarque s'applique tout particulièrement aux lunettes achromates et aux télescopes Newton. Les "vrais" apochromates sont quasiment tous d'excellente qualité optique (la différence pouvant se faire sur d'autres critères) alors que les Schmidt-Cassegrain ont une qualité optique sensiblement équivalente. Au fait qu'une adjonction d'un élément peut modifier passablement la qualité optique d'un instrument dans le bon sens ou dans le mauvais sens! Ainsi la coma d'un Newton peut être bien corrigée alors que l'utilisation d'un réducteur de focale de mauvaise qualité derrière un Cassegrain ou un Schmidt-Cassegrain peut amener des aberrations chromatiques importantes. Que les aberrations chromatiques peuvent être augmentées lorsqu'on travail en CCD qui sont sensibles à l'infrarouge. Il faut alors avoir un ou des filtres pour limiter ces aberrations : une des
possibilités est de faire la photo CCD couleurs qui procède par addition de 3 images filtrées dans le rouge, vert et bleu. Système optique Désavantage Avantage Utilisation photographique Réfracteur achromatique aberrations chromatiques hors axe bon contraste planètes uniquement Réfracteur apochromatique longueur du tube le prix! très haut contraste très peu d'aberration chromatique Télescope Newton coma, accès foyer, collimation délicate bon contraste pas d'aberration chromatique Télescope Cassegrain forte coma bon contraste pas d'aberration chromatique Télescope Schmidt- coma, contraste moyen, très peu d'aberration Cassegrain collimation à faire souvent chromatique Télescope Maksutov contraste moyen peu de coma, très peu d'aberration chromatique champs stellaires, planètes, ciel profond ciel profond planètes, objets brillants pas trop étendus planètes, ciel profond planètes, objets brillants pas trop étendus Les astronomes amateurs reconnaissent que la meilleure qualité d'image est donnée par une lunette apochromatique. Le problème réside dans le prix de ces lunettes : pour simplifier quelque peu, on peut dire que le prix d'une lunette APO correspond à celui d'un télescope "moyen" dont le diamètre est double! Seuls quelques amateurs fortunés peuvent se permettre l'achat d'une lunette de 20 cm de diamètre ou plus. Voici quelques conseils personnels pour un choix d'un instrument en fonction de ce que l'on veut faire en photographie : Dans les petits diamètres (inférieurs à 90 mm), les réfracteurs sont rois. Les résultats donnés par des lunettes achromatiques, en dehors de la Lune, et éventuellement de Jupiter et de Saturne, ne sont pas très encourageants dans la mesure où les distances focales sont grandes par rapport au diamètre et dans la mesure où les montures ne sont pas vraiment adéquates pour des photographies longue pause. Lorsqu'on fait de la photographie en parallèle, on utilise un objectif d'appareil photo ou un téléobjectif. Làaussi, on trouve toutes sortes de qualité. Les objectifs APO sont évidemment là aussi très chers. Comme ces objectifs ne servent ici qu'à la photographie à grand champ et que l'observation visuelle n'est pas possible, l'amateur ne devrait pas exagérer dans les dépenses : on peut diaphragmer les objectifs pour réduire les aberrations, en particulier la coma (on perd toutefois de la lumière mais bon on ne peut pas tout avoir). Et puis, on peut tomber sur des bonnes surprises. Les Maksutov de petits diamètres ne sont pas trop conseillés en photographie : leur focale est très grande comparée à leur diamètre (rapport f/d supérieur à 12) et leur monture souvent insuffisante pour des longues pauses. Les Cassegrains sont plus destinés aux planètes. Un tel achat pourrait se justifier plus facilement si le télescope est également transformable en Newton par changement du miroir secondaire. Pour simplifier, le débat pour une bonne astrophotographie d'amateur (sans parler ici d'observatoires à grands budgets qui peuvent s'offrir des télescopes Ritchey-Chrétien) tourne autour des réfracteurs APO, des Newtons et des Schmidt-Cassegrains. Si l'on veut des grands champs, faire de la photo moyen format, des images "piquées", on peut choisir une APO. Si l'on veut une belle galaxie ou nébuleuse, on choisirait un Newton. Les Schmidt-Cassegrains offrent une certaine polyvalence avec toutefois une image de qualité un peu moins bonne. Mais toutes les théories ne remplacent pas des tests sur les instruments lors de soirées d'observation ou des comparaisons de clichés!