<sect1 id="ai-telescopes">
<sect1info>
<author
><firstname
>Ana-Maria</firstname
> <surname
>Constantin</surname
> </author>
</sect1info>
<title
>Télescopes</title>
<indexterm>
  <primary
>Télescopes</primary>
</indexterm>
<para
>Inventé en Hollande au début du 17 ième 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 tous les plages du spectre électromagnétiques, 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 affichée en utilisant un oculaire. </para>

<sect2 id="aperture">
<title
>Ouverture et rapport de focale</title>
<indexterm
><primary
>Télescopes</primary>
</indexterm>

<para
>Les télescopes sont utilisés pour collecter la lumière venant des objets célestes et de la faire converger en un point nommé point focal. Les télescopes se caractérisent par deux paramètres, <firstterm
>l'ouverture</firstterm
> et <firstterm
>le rapport de focale</firstterm
>. Le diamètre de la surface qui collecte la lumière est appelée <firstterm
>l'ouverture</firstterm
> du télescope &ndash; plus l'ouverture est grande, plus l'image est lumineuse. Le rapport de la longueur de focale <firstterm
>f</firstterm
> à <firstterm
>l'ouverture D</firstterm
> d'un télescope est défini comme le <firstterm
>rapport de focal</firstterm
>. Ceci décrit la puissance de collecte de lumière d'un télescope. Les télescopes <quote
>Rapides</quote
>ont des rapports de focale plus petits puisqu'ils permettent des images plus lumineuses avec un temps d'exposition plus court. Lorsque les rapports de focale deviennent plus grands, le télescope a besoin de moins de temps d'exposition pour pouvoir obtenir une image lumineuse, faisant qu'il est appelé <quote
>lent</quote
>. Le rapport de focale est généralement noté sous la forme <quote
>f / n</quote
>, où n est le rapport de la longueur focale sur l'ouverture. </para>
</sect2>

<sect2 id="aberrations">
<title
>Aberrations</title>
<indexterm
><primary
>Télescopes</primary>
</indexterm>

<para
>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
>aberrations</firstterm
>. Certaines sont communes aux lentilles et aux miroirs, comme <firstterm
>l'astigmatisme</firstterm
> et <firstterm
>la courbure de champ</firstterm
>. </para>

<para
><firstterm
>L'astigmatisme</firstterm
> apparaît lorsque des parties différentes d'une lentille ou d'un miroir font que les rayons de lumière arrivant convergent vers des emplacements légèrement différents sur le plan focal. Lorsque l'astigmatisme est corrigé, <firstterm
>la courbure de champ</firstterm
> peut apparaître à la surface de la lentille ou du miroir, ce qui conduit à une convergence de la lumière sur un courbe plutôt que sur un plan. </para>

<para
>De plus, il y a aussi des aberrations spécifiques aux lentilles et des aberrations spécifiques aux miroirs. </para>

<para
><firstterm
>Les aberrations chromatiques</firstterm
> 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. Ceci conduit une image floue. Les effets d'une aberration chromatique peuvent être limités en utilisant des lentilles correctives dans le système. Les aberrations <firstterm
>sphériques</firstterm
> 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 étirés, plutôt que d'être de simples points, comme cela devrait être le cas. </para>
</sect2>



<sect2 id="magnification">
<title
>Grossissement</title>
<indexterm
><primary
>Télescopes</primary>
</indexterm>

<para
><firstterm
>Grossissement</firstterm
>, l'augmentation de la taille angulaire d'un objet lorsque vu dans un télescope, est décrite 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 avez besoin d'un objectif à grande longueur focale et un oculaire à petite longueur focale. </para>

<para
>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>
</sect2>

<sect2 id="field">
<title
>Champ de vision</title>
<indexterm
><primary
>Télescopes</primary>
</indexterm>

<para
>Le champ de vision est l'angle du ciel couvert par le télescope. Le champ de vision <firstterm
>apparent</firstterm
> 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
>véritable champ de vision</firstterm
> d'un télescope, vous avez besoin de diviser le champ de vision apparent par le grossissement. Le véritable champ de vision est l'angle courant du ciel couvert par le télescope. </para>

<tip>
<para
>&kstars; possède un outil pour trouver afficher (sur un ciel virtuel), un champ de vision réel, appelé <guilabel
>l'indicateur FOV</guilabel
>. Lancez le par sa rubrique sous <menuchoice
><guimenu
>Configuration</guimenu
> <guisubmenu
>Symboles FOV</guisubmenu
><guimenuitem
>Modifier les symboles FOV</guimenuitem
></menuchoice
>. Un clic sur <guibutton
>Nouveau</guibutton
> ouvrira une boîte de dialogue avec quatre onglets différents : <guilabel
>Oculaire</guilabel
>, <guilabel
>Appareil photo</guilabel
>, <guilabel
>Binoculaire</guilabel
> et <guilabel
>Radio-télescope</guilabel
>. Pour calculer le champ de vision, sélectionnez l'onglet correspondant et saisissez les caractéristiques de l'équipement. Enfin, un clic sur <guibutton
>Calculer le FOV</guibutton
> 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
>oculaire de 20 mm </userinput
> ou <userinput
>DSLR avec réfracteur</userinput
>) et sélectionnez une forme et une couleur pour affichage. Pour <guilabel
>Oculaire</guilabel
>, utilisez <guilabel
>Cercle</guilabel
> ou <guilabel
>Cercle semi-transparent</guilabel
> comme forme puisque qu'un oculaire est circulaire. Pour <guilabel
>Appareil photo</guilabel
>, utilisez <guilabel
>Carré</guilabel
> (qui est plutôt un rectangle), en prenant l'hypothèse que le senseur 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
>Ok</guibutton
> pour fermer la boîte de dialogue. Pour afficher la forme sur l'écran, retournez sur les menus <menuchoice
><guimenu
>Configurations</guimenu
> <guisubmenu
>Symboles FOV</guisubmenu
></menuchoice
> et ensuite, sélectionnez le nouvel élément de menu avec le nom qui lui a été donné. Pour le désactiver à nouveau, cliquez une nouvelle fois sur l'élément de menu. </para>
</tip>

</sect2>


<sect2 id="types">
<title
>Types de télescopes</title>
<indexterm
><primary
>Télescopes</primary>
</indexterm>

<para
>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>
</sect2>

<sect2 id="optical">
<title
>Télescopes optiques</title>
<indexterm
><primary
>Télescopes</primary>
</indexterm>

<para
>Utilisés pour des observations dans le champ de spectre visible, les télescopes optiques sont, en général, des réfracteurs et des réflecteurs, la différence entre ces deux n'est que la façon de collecter la lumière provenant d'une étoile. </para>

<para
>Les <firstterm
>télescopes à réfracteurs</firstterm
> utilisent deux lentilles pour créer une image. Une <firstterm
>lentille objectif</firstterm
> ou primaire qui collecte la lumière entrante pour former une image dans le plan focal et un <firstterm
>oculaire</firstterm
> 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>

<para
>Le plus grand télescope à réfracteur dans le monde est celui de <firstterm
>l'observatoire Yerkes</firstterm
> à Williams Bay, Wisconsin. Construit en 1897, il possède un objectif de 1,02 m (40 pouces) et un longueur de focale de 19,36 m. </para>

<para
>Les <firstterm
>télescopes à réflexion</firstterm
>, 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
>focus principal</firstterm
> et ceci est aussi le nom de la première catégorie de télescopes à réflecteurs. Ainsi, les télescopes à focus principal utilise un miroir pour collecter la lumière d'un objet céleste et, par réflexion, l'image de l'objet peut être observée à partir du focus principal du télescope. Les autres types de télescopes à réflecteurs sont <firstterm
>Newtonnien</firstterm
>, <firstterm
>Cassegrain</firstterm
> et <firstterm
>Coude</firstterm
>. </para>

<para
>Le télescope<firstterm
>Newtonnien</firstterm
> utilise un miroir additionnel plat à proximité du focus principal, sur le trajet de la lumière réfléchie. Cela conduit à déplacer le point focal vers un emplacement différent, sur l'un des cotés 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>

<para
>Le télescope <firstterm
>Cassegrain</firstterm
> est similaire à celui de type Newtonnien, 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 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
>Ritchey-Chretien</firstterm
> présente l'avantage de supprimer le coma des réflecteurs classiques. </para>

<para
>Le télescope de type <firstterm
>Coude</firstterm
> 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. Ceci est causé par l'utilisation de miroirs en aluminium pour lesquels seulement 80 % de la lumière incidente est réfléchie. </para>

<para
>Les télescopes <firstterm
>Catadioptriques</firstterm
> 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
>Schmidt-Cassegrain</firstterm
>. 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 mes 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
>Maksutov</firstterm
> qui utilise aussi une lentille de correction avec le miroir primaire, mais, cette fois ci, les surfaces deviennent concentriques. </para>

</sect2>

<sect2 id="other">
<title
>Observations dans d'autres longueurs d'onde</title>
<indexterm
><primary
>Télescopes</primary>
</indexterm>

<para
>Pour une analyse détaillée du ciel, les observations sont aussi effectuées dans d'autres zones du spectre électromagnétiques. Les <firstterm
>radio télescopes</firstterm
> sont très populaires et efficaces avec un développement dans le siècle dernier. Un problème commun valable à la fois pour les télescope 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 de 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 « connectant » les deux images initiales. De nos jours, l'observatoire le plus performant qui utilise l'interférométrie est le « Very Large Array »près de Socorro, Nouveau Mexique. Il utilise 27 télescopes placés en forme de « Y » ayant une ouverture de 25 m chacun. Il existe aussi une technique nommée « Very Long Baseline Interferometry » (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 « Atacama Large Millimeter Array » (ALMA), qui utilisera 66 télescopes placés dans le désert de Atacama dans le nord du Chili. </para>
</sect2>

<sect2 id="space">
<title
>Observations à partir de l'espace</title>
<indexterm
><primary
>Télescopes</primary>
</indexterm>

<para
>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
>télescope spatial Hubble (HST)</firstterm
> possède un miroir primaire de 2,4, 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. A cause de l'absence d'atmosphère, il peut observer des objets très petits. Un autre télescope spatial est le télescope <firstterm
>James Webb Space Telescope (JWST)</firstterm
> dont le lancement est prévu en 2018. Il possédera un miroir primaire de 6,5 mètres et sera mis 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). A 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 second point de Lagrange se place 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 infra-rouges. </para>
</sect2>
</sect1>
