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CE QU'IL FAUT SAVOIR POUR
BIEN S'ÉQUIPER
Pour bien s'équiper, il est important de
savoir comment fonctionnent les différents instruments mis à la disposition de
l'amateur. Qui n'a jamais entendu parlé de prismes en toit, de Newton, de
Schmidt Cassegrain en ne sachant pas toujours très bien à quoi cela
correspondait ?
Sachant qu'aucun instrument n'est complètement
polyvalent, il est fondamental de bien comprendre des notions telles que focale,
rapport F/D, sensibilité aux turbulences, grossissement maximum, pouvoir
séparateur, etc..
 | PRINCIPE OPTIQUE DES JUMELLES
Bien souvent oubliées, les jumelles sont de précieux accessoires pour
arpenter le ciel et découvrir de vastes champs d'étoiles ou bien encore
en repérage. De plus, leur encombrement réduit ainsi que leur luminosité
importante alliée à la vision binoculaire les rendent très
confortables à utiliser.
Il existe deux systèmes de montage de prismes.
Les jumelles à prismes de Porro
Elles sont constituées d'un système fiable et simple à monter, inventé par l'italien
Ignazio Porro au XIXème siècle : 2 jeux de prismes se faisant face,
qui permettent d'augmenter la longueur focale à encombrement constant.
Les jumelles à prismes en toit
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Utilisant un système d'une fabrication et
d'un montage plus délicat, système qui à l'avantage d'être plus compact et
d'une meilleure transmission lumineuse et linéaire. La différence principale entre les jumelles à prismes de Porro et les jumelles à prismes en toit se
situe essentiellement par l'emplacement des prismes dans les cages à prismes et
par conséquent par la forme de la paire de jumelle. Une autre différence importante se situe au
niveau du dispositif de mise au point. Sur les modèles à prismes de Porro,
celui-ci est externe et la mise au point se fait par le déplacement des
oculaires dans l'axe optique. Sur les jumelles à prismes en toit, ce dispositif
est différent par le fait que les oculaires ne se déplacent pas. Il s'agit
d'un déplacement d'un groupe de lentilles situées à l'intérieur du corps de
la jumelle. Ce système permet donc de réaliser la mise au point sans faire
appel à un déplacement externe. Cela confère à ces jumelles une plus grande
étanchéité, ainsi qu'un encombrement plus réduit.
Quelque soit le système de la paire de
jumelle, les caractéristiques sont toujours basées sur :
| Le grossissement :
Indiqué par le premier chiffre des dénominations 8x30, 7x50, 10x50, 12x50 ou
autres, qui caractérise le degré de rapprochement apparent du sujet
d'observation : avec des jumelles de grossissement 10x, la distance apparente
d'un sujet situé à 1000 mètres sera de 100 mètres.
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Le diamètre de l'objectif :
Indiqué par le 2ème chiffre des dénominations 8x30, 7x50, 10X50, 12x50 ou
autres, qui caractérise le diamètre de l'objectif exprimé en millimètres. Le
diamètre des objectifs exprimé en millimètres. Le diamètre des objectifs des
jumelles 7x50, 10x50, ou 12x50 sera de 50 millimètres. Plus ce diamètre est
important, plus les jumelles seront lumineuses à grossissement constant.
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| Le champ :
Mentionné sur le plateau de
vos jumelles, déterminé la largeur du cône optique visible dans l'instrument.
Il est exprimé en mètre (largeur de terrain visible à 1000 mètres), soit en
degrés. Le rapport entre mètres à 1000 mètres et degrés est constant : 1°
= 17.4 m. Si des jumelles ont 8° d'ouverture optique, leur champ à 1000
mètres sera de 8x17.4 = 139. Les jumelles sont dites grand angle lorsque le
produit (grossissement X degrés) est supérieur à 64. Par exemple, des 10x50
de 7° donnent (10x7 = 70) : ces jumelles sont dites grand champ. Elles
permettent d'observer une plus grande largeur de terrain sans perte de
grossissement.
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| Le diamètre de la pupille de
sortie :
Défini par le rapport diamètre des objectifs divisé par le grossissement, il
indique la grandeur de l'image au niveau de la lentille externe de l'oculaire.
L'idéal est que ce diamètre soit égal à celui de l'iris de l'œil. Par
exemple sur une jumelle 7x50, le diamètre de la pupille de sortie sera de :
50/7 = 7.14 mm.
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La luminosité :
Elle est déterminée par le
carré du quotient entre diamètre de l'objectif et grossissement : celle des
8x30, par exemple, est de (30/8) x (30/8) = (3.75) x (3.75) = 14.06. L'indice
3.75 est appelé pupille de sortie ou cercle oculaire. Les jumelles qui
conviennent le mieux à l'observation nocturne sont celles dont la luminosité
égale ou dépasse 49. Un verre normal ne transmet au mieux que 80% de la
lumière. Le reste est réfléchi par les nombreuses surfaces optiques
traversées. Les traitements des surfaces optiques, au fluorure de magnésium,
augmentent la transmission lumineuse, diminuant les irisations parasites,
améliorant le contraste et la netteté de l'image. Le Baryum est la qualité de
verre donnant la meilleure réfraction des prismes. Grâce à lui, les
déformations périphériques et chromatiques de l'image sont limitées. |
LES PRINCIPALES NOTIONS DES
INSTRUMENTS D'ASTRONOMIE
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Le diamètre :
il correspond à la dimension de l'objectif ou du miroir. C'est lui qui
conditionne la quantité de lumière qui va rentrer dans l'instrument et
par conséquent dans notre oeil ou dans le capteur photographique.
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La distance focale :
il s'agit de la distance qui sépare le centre de la lentille ou de
la surface du miroir et du point appelé Foyer Image. Celui-ci étant le
point de convergence des rayons lumineux. On peut également appeler ce
point, point de netteté. Cette grandeur est inhérente à toute
lentille ou miroir. La distance focale entre pour partie dans la
puissance de grossissement de l'instrument. Ce qu'il faut retenir, c'est
que plus la distance focale est grande, plus les grossissements sont
théoriquement grands. Bien sûr, il existe des limites à ces
grossissements que nous aborderons un peu plus loin.
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Le rapport F/D :
c'est le rapport de deux grandeurs, à savoir la focale et le
diamètre exprimés en millimètres. Ce rapport nous indique la
luminosité de l'instrument. Autrement dit sa capacité à
"voir" les faibles luminosités.
D'une manière générale, un rapport F/D faible indique un instrument
adapté à l'observation du ciel profond, car très lumineux ; un
rapport F/D important désigne les instruments adaptés aux observations
planétaires.
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Rapport
F/D |
Destiné
à |
|
< à
6 |
Ciel
profond |
|
de 6 à
10 |
Ciel
profond et planétaire |
|
> à
10 |
Planétaire |
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| Le pouvoir séparateur :
il s'agit de l'aptitude à discerner de fins détails sur une
surface (Lune par exemple) ou à dissocier deux étoiles très proche
l'une de l'autre.
Il s'exprime en secondes d'arc ( on écrit " ) et se calcule par la
formule de DAWES qui revient à diviser un coefficient oscillant entre
11 et 14. Nous retiendrons la valeur moyenne de 12.
Ainsi, un objectif astronomique de 6 cm d'ouverture aura un pouvoir
séparateur de : 12/6 : 2" d'arc.
Ce qui revient à diviser 12 ou plutôt 120 (pour rester en mm) par le
diamètre de l'instrument. On écrira donc 120/60, soit 2 secondes
d'arc. Il s'agit là d'une valeur
théorique.
Cette notion est à mettre en relation avec la turbulence atmosphérique.
Pour comprendre ce qu'est la turbulence atmosphérique, il suffit de se
remémorer la vision d'une route l'été : le sol constituant cette
route libère une grande quantité de chaleur et vient
"troubler" l'atmosphère ce qui empêche de bien distinguer
les détails d'une voiture arrivant en face par exemple. C'est cela la
turbulence. Les couches d'air soumises à de fortes chaleur bougent
énormément et se comportent alors comme des lentilles qui viennent
déformées l'incidence des rayons lumineux. En astronomie, la
turbulence joue un rôle non négligeable dans la perturbation des
images. Un ciel exempt de turbulences, par grand froid par exemple, ou
lorsque la chaleur résiduelle contenue dans le sol, les maisons et
autres constructions s'est échappée, donnera des images bien plus
nettes ou le pouvoir séparateur de l'instrument pourra jouer à plein.
A ce titre, il faut savoir que la turbulence atmosphérique est plus
importante l'été que l'hiver. De même, il est fortement déconseillé
d'observer le ciel de son appartement ou au dessus des toits.
Enfin, n'oubliez pas que la turbulence est plus importante en début de
nuit, qu'en milieu de nuit.
Vous comprenez donc pourquoi le pouvoir séparateur est à mettre en
relation avec la turbulence atmosphérique. Un instrument possédant un
excellent pouvoir séparateur et utilisé dans de très mauvaises
conditions de turbulence ne donnera jamais de bons résultats.
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| Le grossissement :
Le grossissement d'un instrument d'astronomie se détermine tout
simplement par le rapport des distances focales de l'objectif et de
l'oculaire. Prenons une lunette type de 60 mm de diamètre d'objectif et
de 900 mm de longueur focale. Si on l'équipe d'un oculaire
"fort", de 6 mm de focale par exemple, le grossissement obtenu
sera de : 900/6, soit 150 fois. Par contre, un oculaire
"faible" de 30 mm de focale on aura seulement : 900/30, soit
30 fois. On voit par conséquent que pour un objectif donné, le
grossissement varie suivant l'oculaire choisi.
En théorie, rien n'empêche d'obtenir de très forts grossissements,
surtout si l'instrument possède une grande longueur focale. Mais c'est
là une initiative à proscrire car la qualité d'une image grossie à
outrance devient vite déplorable : l'astre observé est certes vu sous
un très grand diamètre apparent, mais on n'y distingue pas pour autant
de nouveaux détails. Par contre, l'image va devenir floue, empâtée,
sans contraste. De la même façon, il est toujours possible de monter
un moteur de compétition sur le châssis d'une 2 CV, mais les
performances ne seront jamais celles d'une vraie voiture de
compétition...
En définitive, les forts grossissements présentent bien des
inconvénients et ne sont possibles qu'avec des instruments de grand
diamètres, de bonne qualité, installés sur une bonne monture.
Pour conclure, tout bon astronome amateur devrait faire sienne cette
devise : mieux vaut une petite image nette qu'une grosse image floue.
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| PRINCIPE OPTIQUE DES
LUNETTES
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La
lunette astronomique se compose d'un objectif placé à l'avant du tube,
tube qui forme le corps de l'instrument à proprement parler. Cet objectif
fait converger les rayons lumineux en provenance de l'astre en un point
appelé le foyer image situé vers l'arrière, à l'intérieur du tube
de l'instrument. L'image finale s'obtient par l'utilisation d'un deuxième
système optique, appelé oculaire, situé tout au bout du tube de la
lunette. Une lunette de 60 millimètres de diamètre vous permettra
d'observer sur la Lune de nombreux cirques, des chaînes de montagnes, avec
une résolution d'environ quatre kilomètres. Sur les planètes telles que
Jupiter, vous distinguerez les bandes nuageuses équatoriales, ainsi que ses
quatre principaux satellites galiléens. Sur Saturne, vous distinguerez ses
anneaux, avec son satellite principal, Titan. Vous pourrez observer les
phases de Vénus et voir les objets les plus brillants du ciel profond comme
de petites tâches floues laiteuses. |
| PRINCIPE OPTIQUE DES TÉLESCOPES
DE NEWTON
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La principale
différence entre le télescope et la lunette astronomique réside dans
leur principe optique : le télescope de type Newton est constitué d'un
miroir concave placé au fond d'un tube, qui réfléchi et concentre la
lumière vers un second miroir incliné à 45°, dit secondaire, qui la
renvoie vers l'oculaire. Parfaitement achromatique, cet instrument peut
avoir des rapport d'ouverture compris entre 5 et 8, ce qui le rend, à
diamètre égal, beaucoup plus compact que la lunette astronomique.
Le télescope Ø114/900mm est idéal pour bien débuter en astronomie.
Son miroir de 114 mm de diamètre collecte 361 fois plus de lumière que
l'œil humain. Son pouvoir séparateur de 1.05 seconde d'arc permet de
voir, sur la Lune, des détails inférieurs à deux kilomètres. Des
cirques lunaires comme Ptolémée ou Clavius seront parsemés de
minuscules cratères. Des rayures comme celles de Triesnecker seront
visibles près du terminateur (zone séparant les zones éclairées et
non-éclairées sur la Lune, là où l'éclairage est rasant, les
reliefs sont les plus visibles). Sur Jupiter, vous pourrez observer la
Grande Tache rouge, et des variations dans ses bandes nuageuses. Sur
Saturne, vous pourrez observer ses anneaux avec la célèbre division de
Cassini (espace séparant l'anneau A de l'anneau B), l'anneau sombre
près du globe, ainsi que cinq de ses principaux satellites dont Titan.
Sur Mars, vous pourrez observer au moment des oppositions,
les variations de la calotte polaire et les principales configurations
martiennes. Dans le ciel profond, vous séparerez en étoiles des amas
globulaires comme celui d'Hercule. La nébuleuse d'Orion dans un ciel
très pur vous apparaîtra évidente, ainsi que de nombreux autres
objets. |
| PRINCIPE OPTIQUE DU TÉLESCOPE
SCHMIDT-CASSEGRAIN
Sur un Schmidt
Cassegrain, la lumière entre par la droite du schéma, traverse une
mince lame correctrice dont les deux faces sont asphérique, c'est à
dire à faces non parallèles, est réfléchie par le miroir primaire
principale sphérique, puis par le miroir secondaire convexe asphérique.
Ce dernier joue le rôle d'élément grossissant : il multiplie la
focale effective du miroir primaire et focalise le faisceau de lumière
dans le plan focal, après passage à travers l'ouverture centrale du
miroir primaire. Cette configuration optique permet de réaliser des
télescopes puissants extrêmement compacts. C'est la marque CELESTRON
qui est à l'initiative de cette combinaison optique. D'autres
constructeurs comme MEADE par exemple ont repris cette formule et l'on
appliqué à leur produits.
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| PRINCIPE OPTIQUE DE TÉLESCOPE MAKSUTOV-CASSEGRAIN
Le télescope Maksutov-Cassegrain issu des travaux d'un
ingénieur opticien russe adopte un design optique proche dans son apparence
du Schmidt-Cassegrain. La lumière entre par un ménisque correcteur, ayant
pour but de corriger les aberrations sphériques du miroir primaire. Ce type
de télescope se caractérise par des rapport F/D plus important que le
télescope de Schmidt-Cassegrain ce qui l'amène à être spécialisé pour
l'observation des surfaces planétaires.
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LES
MONTURES
Les montures reposent
sur un trépied généralement réglable en hauteur. Elles supportent le
tube optique et permettent son déplacement dans toutes les directions.
Il en existe deux types :
- la monture azimutale : c'est la monture la plus simple et la plus
facile à utiliser. Elle permet le déplacement du tube optique selon
deux axes, horizontal (azimut) et vertical. Cette monture, très
économique, est idéale pour l'observation terrestre et convient aux
observations astronomiques.
- La monture équatoriale : plus élaborée, son axe principal est
incliné de manière à être parallèle à l'axe de rotation de la
Terre. Cet axe est appelé axe polaire, car il est dirigé vers le pôle
Nord céleste. En faisant tourner l'instrument autour de cet axe à la
vitesse dite sidérale, on conserve l'objet observé dans le champ de
l'oculaire. On annule ainsi le mouvement apparent de la voûte céleste.
Le déplacement, dit "en ascension droite", peut être obtenu
manuellement ou à l'aide d'un moteur électrique. L'objet visé demeure
ainsi facilement centré dans le champ, ce qui permet la photographie ou
l'observation à fort grossissement. Les montures équatoriales sont
dotées de cercles gradués qui permettent la recherche d'un objet
invisible à l'œil nu, par les seules coordonnées célestes.
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| LES
OCULAIRES
Les oculaires
agissent comme des loupes en agrandissant l'image formée au plan focal
de l'instrument. Plus leur focale est petite, plus l'image est agrandie.
Il est conseillé de commencer une observation avec l'oculaire de plus
faible grossissement pour aller en progressant vers les plus forts
grossissements. Leurs formules optiques, ainsi que leurs focales sont
indiquées sur la partie supérieure de l'oculaire, la focale est
exprimée en millimètres.
Ce qui n'est pas connu par une grande majeure partie des observateurs c'est que
de bons oculaires apportent un gain très important dans les observations. Un instrument peut posséder le meilleur objectif ou les
miroirs les plus précis, il ne pourra jamais reproduite toute les finesses d'une image sans un oculaire de qualité. Il
apparaît souvent comme secondaire dans la chaîne de l'image, mais en fait, c'est lui qui va collecter la lumière et ainsi révéler la qualité d'une optique ou pas ! Quand un oculaire de piètre qualité est remplacé par un oculaire de qualité, les observateurs sont souvent stupéfiés, souvent au point de penser qu'il s'agit d'un nouvel instrument - et dans un sens, ils ont raison.
Alors, quel type d'oculaire choisir ? Il existe une pléthore de types d'oculaires - il y en a presque autant que de types d'instruments ! Choisir celui qu'il vous faudra dépend de plusieurs facteurs : les objets vous souhaitez
observer, votre connaissance des défauts de votre instrument, si vous voulez des champs de vision étroits ou larges, si vous portez des lunettes ou pas, et (comme toujours) combien d'argent êtes-vous prêt à dépenser. Mais avant d'examiner les spécificités des oculaires,
voici un bref rappel des notions essentielles.
LES COULANTS DES OCULAIRES
Il y a une caractéristique très importante à considérer pour le choix d'un nouvel oculaire : sa dimension physique. Aujourd'hui, la plupart des jupes (partie chromé de
l'oculaire) sont au diamètre 31.75 millimètres. Vous trouverez aussi des oculaires au coulant de 50.8 mm. Il y a quelques années, le coulant
Japonais (24.5 mm) était de mise sur l'ensemble des oculaires. Il a aujourd'hui quasiment disparu.
Le grossissement
Tous les oculaires ont un nombre gravé ou imprimé sur la bonnette qui indique
sa distance
focale, 8 mm ou 24 mm, par exemple. Le grossissement d'un oculaire donné varie en fonction de la distance focale de l'instrument avec lequel il est utilisé. Pour calculer le grossissement d'un oculaire, il faut diviser la focale de l'instrument par la focale de l'oculaire. Par exemple, un télescope de 1000 mm de longueur focale fournira un grossissement de 125x avec un oculaire de 8 mm. On est souvent tenté d'utiliser de forts grossissements sur la Lune et les planètes, mais les turbulences
atmosphérique viennent dégradées les détails que peuvent fournir les instruments. Le grossissement le plus efficace pour les très bonnes nuits est approximativement égal à 2x le diamètre, soit 200x pour un instrument de 100 mm
de diamètre. Utiliser toujours un grossissement plus faible qui fournira de bien meilleures images, plus lumineuses et plus
contrastées. Mais il y a aussi un grossissement minimum en dessous duquel la lumière sera tellement diffuse que
l'œil ne verra plus rien. La longueur focale minimum que vous pourrez utiliser sur votre instrument se calcule comme suit : multipliez le rapport focale diamètre (F/d) de votre instrument par 7. Par exemple, pour un télescope à F/d 5, la focale de l'oculaire sera de 35 mm. Vous pourriez utiliser une focale plus grande pour obtenir un grossissement plus faible encore
de façon à augmenter la quantité de lumière reçue, mais vous
n'utiliseriez alors plus toute la capacité à collecter la lumière de votre instrument. Une notion importante également concerne le champ
de l'oculaire mesuré en degrés (°). Ce paramètre donne la largeur apparente sur le ciel, exprimé en degrés d'angle. Les oculaires disposant de grands champs apparents fournissent une portion de ciel plus importante. Ce qui est toutefois le plus important pour l'observateur est le champ de vision réel. Celui-ci est obtenu en divisant le champ apparent par le grossissement que l'oculaire délivre. Par exemple, pour un oculaire de 10 mm de focale et en champ de 50° introduit dans un instrument de 1000 mm de focale. Le
grossissement sera alors de 100x. Le champ réel sera donc égal à 0.5° (soit 50° divisé par 100x), ce qui permettrait de voir la pleine Lune entière dans cet oculaire.
LES DIFFERENTS TYPES D'OCULAIRES
Le nom d'une formule optique comme par exemple Ultrawide nous fournis déjà la principale caractéristique d'un oculaire. Il existe aussi les formules optiques classiques comme les Kellner, Orthoscopic,
Plössl, et Erfle, ou encore d'autres variantes plus spécifiques comme les Nagler et
les Lanthanum. Les aberrations optiques sont plus ou moins bien corrigées en fonction de ces formules optiques, et là comme ailleurs la qualité se paye. L'on trouve maintenant sur le marché des oculaires bien calculés à
un coût raisonnable.
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Vue en coupe de différents
types d'oculaires.
De gauche à droite, le Keller, le Plössl, et l'ultra grand champ. |
En début de gamme, on trouve les Kellners. Ces oculaires mis au point par
Carl Kellner en 1849 sont basés sur une formule optique à trois lentilles. Ils portent l'indication K ou MA (pour Modified Achromat). Il donnent de bons résultats avec les instruments ayant un rapport F/d élevé, comme par exemple les télescope Schmidt-Cassegrain et les lunettes traditionnelles. Ils ne donnent pas de très bons résultats avec les instruments à rapport F/d bas. Pour les télescopes de Newton très ouvert, les
meilleurs résultats seront obtenus avec des oculaires à 4 lentilles tels que les
Plössl mis au point en 1860 par l'opticien vivant à Vienne G.S. Plössl. Ce dernier est particulièrement bon surtout lorsqu'il est correctement traité au niveau de l'antireflection. Un
Plössl bien corrigé peut donner un bon champ de vision tout en ayant un relief
d'œil correct - le relief d'œil est la distance qui sépare l'œil de la lentille de sortie de l'oculaire. Cela signifie que sans même toucher l'oculaire, vous avez accès à tout le champ de votre oculaire.
Les observateurs qui portent des lunettes pour corriger la vue de près ou de loin pourront sans problème retirer leurs verres pour observer avec un instrument (sauf les astigmates pour qui les oculaires ayant un relief
d'œil important seront nécessaires), il suffira de trouver le bon réglage à l'aide de la
crémaillère de mise au point. L'observation en détail de la Lune et des surfaces
planétaires nécessite des oculaires de faibles focale ce qui peut poser des problèmes de relief
d'œil avec les oculaires classiques. Cela a conduit les fabricants à développer des oculaires à 6 ou à 8 éléments qui permettent d'obtenir un bon champ de vision
quelque soit la focale ainsi qu'un relief
d'œil important. Les lentilles de ces oculaires sont souvent réalisées
à partir de verre au Lanthane ou encore d'autres composés rares de manière à réduire les aberrations pour les grossissements importants. On considère que ces oculaires sont les meilleurs qui
soient.
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| LES LENTILLES
DE BARLOW
La lentille Barlow inventée en 1834 par Peter Barlow professeur de
mathématiques à l'Académie Militaire Royale de Grande Bretagne, est un accessoire très précieux pour l'astronome amateur. La Barlow s'insère dans le porte oculaire à la place de l'oculaire, et permet de doubler ou de tripler la focale de l'instrument et par conséquent de doubler ou de tripler les
grossissements de chaque oculaire. Bien sûr, cela ce fait au dépend d'une petite perte de lumière, mais cet accessoire vous permettra de
posséder 2 grossissements par oculaire. Si vous songez à vous équiper d'une lentille de Barlow, veillez à ce qu'elle ne soit pas redondante avec vos oculaires.
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| Source : L'ASTRONOME, SPJP |
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