N°11 Nov. - Déc. 2004 - AstroSurf
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une image fournie par un télescope.<br />
des lames d’araignée sur le contraste sont fort peu<br />
nombreuses jusqu’à ces dix dernières années.<br />
Pour pallier cette insuffisance du critère de FWHM pour<br />
appréhender les influences des lames d’araignée, les<br />
auteurs ont donc opté pour la caractérisation de l’énergie<br />
délimitée par la largeur à mi-hauteur du disque d’Airy et<br />
formulé une équation empirique décrivant le phénomène<br />
[1]. Mais qu’observe-t-on visuellement sur une étoile de<br />
brillante ou sur des images acquises à l’aide d’une caméra<br />
CCD ? Si l’étoile est correctement focalisée, nous voyons<br />
son image munie d’aigrettes bien visibles. Celles-ci se<br />
détachent d’autant mieux par rapport au fond de l’image<br />
que l’optique est de bonne qualité. La distribution en<br />
intensité lumineuse le long des axes de ces aigrettes<br />
consiste en la superposition de deux contributions selon<br />
le principe de Babinet [2]:<br />
- d’une part la diffraction de l’étoile elle-même dans le<br />
télescope de diamètre D<br />
- et d’autre part la diffraction due à une lame de<br />
l’araignée qui est une fonction en sinc² (sinus cardinal<br />
au carré) dont l’intervalle entre les minima est<br />
proportionnel à son épaisseur comme illustré à la<br />
figure 1.<br />
Cette image est souvent appelée en anglais : Point Spread<br />
Function = PSF qui n’est rien d’autre que la réponse<br />
impulsionnelle optique de la chaîne d’acquisition de<br />
l’image à un point de lumière constitué par une étoile.<br />
Nous pouvons bien observer cette image dans la réalité,<br />
notamment cela confère à ces aigrettes un aspect en<br />
pointillés bien caractéristique dont l’intensité lumineuse<br />
Astrosurf Magazine - <strong>N°11</strong> <strong>Nov</strong>./<strong>Déc</strong>. <strong>2004</strong> 15<br />
Figure 2 : étoile de magnitude 6 située dans la constellation<br />
d’Orion. Photographie CCD de Martial Figenwald acquise à<br />
l’aide d’un télescope Newton Takahashi Epsilon 160mm. Les<br />
aigrettes sont provoquées par une araignée à quatre branches.<br />
diminue au fur et à mesure que l’on s’éloigne de l’étoile. A<br />
noter que l’énergie diffractée se disperse en dehors du pic<br />
central et que l’intervalle entre les pointillés est d’autant<br />
plus petit que l’épaisseur des lames augmente. En pratique<br />
sur mon Dobson, j’ai pu observer qu’un réglage fin de la<br />
verticalité des lames une fois l’araignée tendue est<br />
Figure 3 : niveaux de gris mesurés le long d’une aigrette provoquée par une araignée à quatre branches. L’étoile se trouve à gauche<br />
du graphique vers les niveaux de gris les plus élevés. Le profil relevé montre la distribution des intensités lumineuses en sinus cardinal<br />
comme le suggère la figure 1 même si la superposition des composantes dues respectivement à l’optique et aux lames de l’araignée n’est<br />
pas évidente à observer à cause du bruit de fond de l’image (cf. figure 2).