les yeux artificiels Flashcards
collecteur sert à:
+ luminosité
Clarté (ou luminosité) d’un collecteur définition
la
quantité de lumière reçue par rapport à l’oeil nu,
En observant le ciel, nous ne percevons pas les
grosseurs des objets célestes, mais:
leur grosseur
angulaire
La limite de résolution (symb. : ), ou le
pouvoir séparateur
C’est la plus petite distance angulaire qui peut être
distinguée clairement.
La limite de résolution d’un
télescope dépend principalement de
deux facteurs :
1. qualité de sa construction (pureté de la lentille, sa coupe, la forme du miroir, son poli, etc.) 2. la diffraction à travers son ouverture, c.-à-d. que la lumière est déviée lorsqu’elle passe à travers une ouverture. Les points nets deviennents des taches floues. Plus l’ouverture est grande, plus petite est la limite de résolution.
gamma(“)=2.5x10 à la 5 (lambda/D) où:
- diatance angulaire =2, lambda = 600nm 3, D est diamètre ouverture, 4. il faut même unitées
désavantage atmosphère:
seeing
L’optique adaptative
On corrige en temps réel les déformations de l’onde
incidente dû aux turbulences atmosphériques à
l’aide d’un miroir flexible.
Puisque la limite de résolution dépend de la
longueur d’onde, il devient problématique
d’étudier le rayonnement infrarouge, car pour
= 1 m, un télescope de 10 m de diamètre
aurait une limite de résolution de 7 degrés
on fait quoi pour contrer ca?
Il est possible de combiner des télescopes pointés vers le même objet. I Ce qui est l’équivalent d’avoir un diamètre de télescope égal à la distance d entre les télescope.
Grossissement lié au collecteur primaire
(lentille ou miroir)
formule
Y = f1*téta
Y = f1*téta où:
Y est la hauteur de l’image, f1 la distance focale
du collecteur primaire, et est la taille angulaire.
L’image formée par le collecteur primaire
téta prime = Y/f2
téta prime = Y/f2 où:
téta prime= est la hauteur apparente de l’objet vu dans
l’oculaire, Y est la hauteur de l’objet observé par
l’oculaire et f2 est la distance focale de l’oculaire
Le facteur de grossissement est donc: (G)
G=f1/f2
G=f1/f2 où:
f1 et f2 sont les distances focales du collecteur
primaire et de l’oculaire, respectivement.
Si on a suffisamment de lumière, on peut se
permettre de grossir l’image,
I car grossir signifie étendre la même lumière sur
plus grand, donc ce sera forcément moins
illuminé.
I En théorie, il n’y a pas de limite au
grossissement (on joue sur les longueurs focales
des composants du télescope).
I En pratique, il est inutile de grossir des détails
de l’ordre de la limite de résolution : on grossit
du flou.
allo
jumelles avantages:3
- confort
- maniabilité
- image pas inversée
deux chiffres sur jumelles signifient:
le facteur de grossissement et le diamètre des objectifs (collecteurs primaires) en mm.
La quantité de lumière reçue par rapport à l’oeil nu
(luminosité ou clarté) :
c =D2obj /D 2oeil
lambda visible = a peu pres:
600nm
La lunette astronomique composition
I Composé de deux lentilles convergentes, soit
l’objectif et l’oculaire, bout à bout.
différence f1 et f2:
- focale objectifs 2. focale oculaires
avantages lunette astronomique 3:
- peu couteux
- utilisation facile
- alt-azymutale
avantages telescope reflecteur:
pas d’abérations chromatiques
telescope reflecteur:
Un miroir recueille et concentre la lumière,
contrairement à la lunette où c’est une lentille
qui fait le travail.
Type newton
Un miroir primaire forme une image à sa focale. Un
miroir plan intercepte la lumière pour la faire sortir
au côté, là où se trouve l’oculaire, car plus
confortable.
avantages type newton:
- polyvantne
- peu dispendieux
- alt azymutale
- observer objets peu lumineuxz à cause de grosseur diametre
le dobson:
NEWTON, MAIS SURDIMENTIONNÉ
avantages et désavantages dobson:
- azymutale (trop gros)
- rétractable
- pas astrophotographie
type Cassegrain:
Un miroir primaire concave reçoit la lumière, puis un
deuxième miroir convexe réfléchit la lumière dans un
trou au centre du miroir primaire, vers l’oculaire
situé à l’arrière plutôt que sur le côté du tube.
avantage Cassegrain:
plus compact newton
Les télescopes catadioptriques:
Un télescope catadioptrique combine miroir et
lentille.
Type Schmidt-Cassegrain:
I La lentille à l’entrée du télescope corrige les
aberrations du miroir derrière. Il en résulte un
télescope de grande ouverture, avec une image
de grande qualité.
La lentille de Barlow
S’insère entre le télescope et l’oculaire. I Forme une image intermédiaire plus grande, et donc magnifie l’image finale (voir diapo suivante). I Habituellement de force ×2,×3,×5 (non exaustif).
Les montures
La monture azimutale
La monture équatoriale
La monture azimutale
1. Le télescope se déplace de haut en bas et de gauche à droite. Elle est généralement de fabrication très simple, donc peu coûteuse. 2. Facile d’utilisation, excellent pour l’observation visuelle, mais pas pour l’astrophotographie à longue exposition, car l’image tourne sur elle-même, dû à la rotation de la Terre.
La monture équatoriale
1. la monture équatoriale est un peu plus complexe. 2. Elle possède deux axes perpendiculaires, l’un d’entre eux doit être aligné parallèlement à l’axe de rotation de la Terre. 3. Munie d’un moteur d’entraînement, elle permet de suivre le mouvement des astres à travers le ciel en compensant exactement pour la rotation de notre planète.
TYPES DE CAMERA:
1. caméras reflex argentiques (quasi disparues au profit des caméras reflex numériques) 2. caméres reflex numériques 3. caméras CCD 4. webcams
Capteurs des caméras CCD:
matrice composée de
pixels (picture elements), de minuscules
capteurs qui enregistrent les photons
individuels.
Les avantages des caméras CCD sur l’oeil :
I 1 photon sur 100 est capté par la rétine et sert
à former une image. On dit que son efficacité
quantique = 1%. Les caméras haut de gamme
actuelles ont une efficacité quantique qui
s’approchent de 100% (virtuellement tous les
photons sont captés). Les modèles grands
publics (<2k$) avoisinent les 50%.
I L’oeil a un temps d’exposition (persistance
rétinienne) d’environ 0,05 s, c’est-à-dire qu’il
ne peut pas accumuler de photon dans le
temps. Une caméra CCD peut prendre des
poses pendant des heures, quoique difficile en
pratique.
Les avantages des caméras CCD sur l’argentique :
L’efficacité quantique de l’argentique est de
5%, comparé à près de 100% pour les
meilleures CCD.
I La réponse de l’intensité est linéaire, c’est à
dire que deux fois plus de lumière donne un
signal deux fois plus intense, alors que
l’argentique n’a pas une réponse linéaire.
I Une caméra CCD peut avoir des 10aines de
milliers de niveaux de lumière (entre noir et
blanc), l’argentique n’a pas cette précision.
I La CCD peut accumuler des poses, permettre
le traitement numérique des photos, on peut
les effacer sans état d’âme.
Mais il y a des inconvénients à la CCD :
I il faut refroidir la caméra afin de limiter le bruit
de fond, ça consomme de l’électricité et il est
préférable de traîner une batterie dédiée
I coûts d’achat élevés (plus de 500$, ordinateur
portable)
I sujet aux problèmes informatiques
CCD couleur :
trois pixels regroupées, chacune avec
un filtre de couleur spécifique afin de ne collecter
qu’une seule longueur d’onde. Utilisé pour les
caméras de consommation courante, pour des
applications où l’intensité lumineuse n’est pas un
problème, car elles sont moins sensibles. Inadapté
pour le ciel profond.
formule pouvoir de captation:
pouvoir de captation = Diametre du miroir au carré
interférométrie (definition):
combiner les observations de deux telescopes pointés sur le mm objet. utiliser le délai entre les deux et altitude
c de formule de clareté peut etre utilisé comme:
rapport intensité dune étoile sur limite de captation de loeil, les deux en sirius
