Test sur étoile et défauts du miroir

Test sur étoile et défauts du miroir

Un Newton dont vous choisissez les défauts : la collimation (le foyer du primaire écarté de l’axe du porte-oculaire, qui donne de la coma) et la forme du miroir (astigmatisme, trefoil d’un miroir pincé, aberration sphérique sous- ou sur-corrigée, bord rabattu). Chaque défaut est donné en nanomètres RMS sur l’onde, à 550 nm (le bord en crête à crête) : λ/14 RMS, 39 nm, est le critère de Maréchal, la limite d’un instrument limité par la diffraction (Strehl 0,8). Le quart d’onde crête à crête de Rayleigh, souvent cité, vaut à peu près autant : pour la sphérique, 41 nm RMS.

D’où vient la coma : de la collimation et de la place de l’étoile dans le champ. Un paraboloïde n’en a pas sur son axe, et en a de plus en plus en s’en éloignant. Sur un Newton collimaté, l’axe tombe au centre de l’oculaire ; décollimaté, il tombe à côté, et une étoile au centre du champ a la coma qu’elle aurait à cette distance de l’axe : l’écart du foyer divisé par la focale. Une étoile hors du centre a en plus celle de son propre écart à l’axe (le curseur sous les images de l’étoile), les deux s’ajoutant comme des flèches. Une coma taillée dans le miroir revient au même (un paraboloïde vu un peu de côté) et se rattrape en collimatant sur l’étoile : elle n’a donc pas son propre réglage.

L’image d’une étoile est calculée par diffraction : la lumière qui traverse le miroir (moins l’ombre du secondaire et l’araignée) avec son onde déformée, transformée de Fourier, en lumière blanche. Avant et après le foyer, un miroir parfait donne deux images identiques (retournées) ; un défaut les rend différentes : c’est le test sur étoile. La sphérique éclaire le bord d’un côté et le centre de l’autre, l’astigmatisme étire l’image dans deux directions croisées, la coma de collimation la décale du même côté.

Jupiter : une photographie du télescope Hubble, rendue floue comme ce télescope la montrerait, couleur par couleur (le rouge, le vert et le bleu chacun à sa longueur d’onde), ce que les défauts et la collimation lui retirent. Jupiter y mesure 40″, à peu près sa moyenne (30″ près de la conjonction, 50″ aux oppositions les plus proches).

Un miroir mesuré au test de Foucault : le lien sous son profil l’apporte ici, sa sphérique et son bord rabattu posés sur leurs curseurs, le reste ajouté tel quel. Les chiffres diffèrent un peu de ceux du test de Foucault : celui-ci, comme Foucault2 et la méthode de Texereau, donne à chaque zone une seule valeur, la moyenne de ses deux bords, et ignore ce que fait la surface à l’intérieur d’une zone ; ici le profil est suivi d’un point mesuré au suivant sur tout le miroir. Le RMS du test de Foucault est donc un peu optimiste, d’autant plus que les zones sont peu nombreuses ; avec 10 à 15 zones l’écart devient faible. Pour comparer un miroir dont le secondaire cache le centre, cochez « Ne pas compter le centre caché » au test de Foucault.

La turbulence, à la demande : une couche d’air turbulent (Kolmogorov, échelle externe 20 m) que le vent fait passer devant le miroir à 3 m/s, son onde ajoutée à celle du miroir, pour l’étoile et pour Jupiter. Sa force est en secondes d’arc, la largeur d’une étoile en pose longue (le seeing des astronomes professionnels et des prévisions) ; elle fixe r₀, la taille des cellules d’air (7,4 cm pour 1,5″). Chaque image somme ce que l’œil voit en 0,1 s ; quarante images font une boucle de 4 s. Plus petit que r₀, un miroir voit surtout l’image danser ; plus grand, elle bout.

Image : NASA, ESA, STScI.