N°11 Nov. - Déc. 2004 - AstroSurf
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Figure 5 : schéma de principe du Cassegrain<br />
(P) : plan de front arbitraire<br />
(S) : surface principale<br />
(F ‘ y) : trace du plan focal<br />
F : foyer du miroir primaire<br />
F ‘ : foyer résultant<br />
Figure tracée pour un γ de 3 et un rapport<br />
F p /D primaire de ½<br />
En ce qui concerne l’aberration de coma<br />
et d’après les généralités déjà présentées<br />
à ce sujet (partie II), le télescope de<br />
Cassegrain équivaut ainsi à un télescope<br />
de Newton de longueur focale F eq . Un<br />
Cassegrain classique a un rapport focale<br />
sur diamètre équivalent élevé de l’ordre<br />
de 30 (atteint typiquement avec un miroir<br />
primaire ouvert à f/6 et un<br />
grandissement γ de 5) ; la coma d’un tel système est donc<br />
naturellement faible comparée à celle d’un Newton typique<br />
ouvert à f/6. Signalons toutefois que ce résultat ne<br />
vaut que pour un Cassegrain parfaitement réglé et<br />
collimaté. L’effet d’un dérèglement du petit miroir hyperbolique<br />
ne découle pas des considérations précédentes et<br />
fait l’objet d’un développement ultérieur. Pour achever la<br />
présentation du télescope de Cassegrain, il reste à préciser<br />
la valeur approximative du diamètre de son petit<br />
miroir, autrement dit la valeur de l’obstruction centrale<br />
θ. On suppose pour cela un champ de pleine lumière nul,<br />
ce qui procure une estimation par défaut de l’obstruction<br />
(cette dernière devant être légèrement supérieure pour<br />
couvrir un champ utile comparable, par exemple, au diamètre<br />
apparent de la Lune) ; on trouve dans ces conditions<br />
que l’obstruction centrale relative q vérifie sensiblement<br />
:<br />
(Formule 22)<br />
f et F p symbolisant respectivement (rappel) la longueur<br />
focale (objet) de l’hyperboloïde et celle du paraboloïde<br />
primaire.<br />
Cassegrain «exotiques»<br />
Dall-Kirkham et Ritchey-Chrétien<br />
Il existe une infinité de couples de miroirs donnant lieu à<br />
une combinaison stigmatique dans l’axe (dépourvue<br />
d’aberration de sphéricité) et de longueur focale résultante<br />
donnée. Pour lever l’indétermination il suffit d’imposer<br />
la forme de l’un des miroirs ; si par exemple on<br />
choisit un miroir primaire parabolique alors nécessairement<br />
le secondaire est hyperbolique et on obtient le télescope<br />
de Cassegrain. Dans la combinaison Dall-Kirkham<br />
le miroir secondaire convexe est sphérique et le miroir<br />
principal moins éloigné de la sphère que le paraboloïde<br />
du Cassegrain. A priori les difficultés d’exécution sont<br />
moindres car les surfaces sont plus proches de la sphère,<br />
à laquelle un polissage bien mené conduit naturellement.<br />
L’inconvénient premier du Dall-Kirkham est la coma, en-<br />
Astrosurf Magazine - <strong>N°11</strong> <strong>Nov</strong>./<strong>Déc</strong>. <strong>2004</strong> 7<br />
viron dix fois plus forte que celle du Cassegrain ; cela n’est<br />
d’ailleurs pas gênant pour l’observation visuelle ou les<br />
applications à faible champ mais nécessite un centrage<br />
des optiques particulièrement soigné. Le télescope de<br />
Ritchey-Chrétien est au contraire dépourvu de coma : la<br />
combinaison est dite «aplanétique», la surface principale<br />
est une sphère centrée au foyer F ‘ de l’instrument et de<br />
rayon égal à la longueur focale résultante (cf. partie II). Le<br />
Ritchey-Chrétien convient donc pour l’astrophotographie<br />
à grand champ, sans toutefois rivaliser avec la chambre<br />
de Schmidt dans ce domaine. Les aberrations résiduelles<br />
sont l’astigmatisme et la courbure de champ, beaucoup<br />
plus forts que ceux du télescope de Newton équivalent.<br />
Pour minimiser ces défauts, qui empâtent l’image loin de<br />
l’axe, les Ritchey-Chrétien doivent avoir des<br />
grandissements γ faibles (idéalement de l’ordre de 2 ou<br />
même moins) et corrélativement des obstructions élevées<br />
(jusqu’à 50 %). Les deux miroirs du Ritchey-Chrétien ont,<br />
par rapport à la sphère, des déformations plus importantes<br />
que les miroirs équivalents du Cassegrain et présentent<br />
donc en principe des difficultés de taille accrues.<br />
Des représentants éminents de la classe des Ritchey-Chrétien<br />
sont les quatre télescopes géants du VLT au Chili et le<br />
télescope spatial Hubble. Pour ce dernier, il est d’ailleurs<br />
plus exact de dire qu’il aurait dû être de ce type s’il avait<br />
été correctement taillé avant la mise sur orbite… Mais<br />
c’est une autre histoire !<br />
Schmidt-Cassegrain et Maksutov-Cassegrain<br />
La combinaison Schmidt-Cassegrain s’apparente assez<br />
étroitement au Cassegrain classique : le petit miroir, qui<br />
reste hyperbolique, est supporté par une lame mince<br />
asphérique conçue pour corriger l’aberration de sphéricité<br />
du miroir primaire sphérique. On peut donc considérer<br />
que l’association du miroir primaire et de la lame correctrice<br />
équivaut au miroir parabolique du Cassegrain classique.<br />
L’avantage le plus apparent de cette formule, qui<br />
est un indéniable succès industriel et commercial, est la<br />
compacité. Typiquement, le miroir primaire est ouvert à<br />
f/2, l’hyperboloïde secondaire procure un grandissement<br />
γ de 5, ce qui donne un rapport d’ouverture équivalent de<br />
10, contre 30 environ pour le Cassegrain ordinaire. La