R— PG

tang c =

G(Ue + /G-fl

Pour un même grossissement le champ de pleine lumière augmente quand e diminue : il faut placer l'œil aussi près que possible de l'oculaire. Le champ augmente quand f diminue : il faut avoir un oculaire à courte distance focale ; f est en général compris entre 3 et 4 cent., les aberrations empêchent de descendre au-dessous de 3 cent. Le champ augmente avec le rayon R de l'objectif, et il faut avoir R > pG pour que le champ c

ne soit pas nul, c'est-à-dire =>-£. Comme -£ est de même

ordre de grandeur que pour une lunette astronomique ou ter-

restre, pour laquelle on a - = 4. (voir § 17 5°), on voit que le

rapport entre le rayon de l'objectif et sa distance focale doit être notablement plus grand que pour une lunette astronomique ou terrestre, si Ton veut avoir un champ suffisant. On a adopté le

nombre -^- environ pour-^; les aberrations empêchent d'aller audelà.

Avec les nombres indiqués plus haut :

on a :

tang e = — 7 — - ou environ : tang c = r^r

or, pour une lunette terrestre (g 18), on a :

Ainsi le champ d'une lunette de Galilée a une valeur qui n'est guère que le quart de celle d'une lunette terrestre, pour le même grossissement.

En déplaçant un peu l'œil devant l'oculaire d'une lunette de Galilée, on fait varier la portion do l'espace qui est vue à travers l'instrument, comme on le ferait en déplaçant l'œil devant un trou situé très près de l'œil. Cette propriété compense en partie la faiblesse du champ .

On voit, enfin, que le champ diminue, comme pour tous les télescopes, quand le grossissement augmente.

On obtient le champ extrême par une construction analogue à la précédente. Il faut seulement remplacer le cône DPUF'D' par le cône ayant pour bases encore DD' et PP, mais dont le sommet est entre ces deux bases.

6° clarté. — En négligeant l'absorption de la lumière due à son passage à travers les lentilles, et son affaiblissement par réflexion sur les faces de celles-ci, la quantité de lumière envoyée par un point A et contenue dans le faisceau des rayons efficaces SN S'N' (fig. 144) pénètre complètement dans l'œil, puisqu'elle est en arrivant sur la pupille PP contenue dans le cylindre LPL/P du diamètre de celle-ci.

Par conséquent, dans le cas d'une étoile dont l'image rétinienne a la même grandeur quand on regarde à l'œil nu ou quand on regarde à travers la lunette, la clarté de celle-ci a pour valeur le rapport de la section *H* du cylindre SN S'N' à la

/H\* surface *pf de la pupille, c'est-à-dire (— j = G2 : la clarté égale

le carré du grossissement.

Dans le cas où l'objet a un diamètre apparent fini, la quantité de lumière qui provient d'une surface déterminée de l'objet et qui pénètre par la pupille est, pour la même raison, multipliée par G2, quand on se sert de la lunette ; mais comme elle est alors répartie sur une surface G2 fois plus grande, la quantité de lumière par unité de surface de l'image rétinienne est la même, soit qu'on regarde à travers l'instrument, soit qu'on regarde à l'œil nu : la clarté de la lunette de Galilée est égale à l'unité.

Ainsi, on trouve le même résultat que pour une lunette astronomique ou terrestre dont le disque oculaire est égal ou supérieur à la pupille.

7° achromatisme. — L'oculaire divergent ne corrige pas un léger défaut d'achromatisme de l'objectif comme un oculaire convergent. Aussi, l'objectif et l'oculaire doivont-ils être achromatisés avec beaucoup de soin. La faible distance focale de l'oculaire et le diamètre de l'objectif relativement grand pour sa distance focale nécessitent un travail très soigné des lentilles pour que les aberrations de sphéricité et de réfrangibilité soient suffisamment réduites.

En général, l'objectif et l'oculaire sont chacun composés de trois lentilles de verres différents pour avoir un bon achromatisme (*).

En résumé, la lunette de Galilée présenterait la même clarté que la lunette terrostre, si les réflexions sur les faces des lentilles n'affaiblissaient pas la lumière ; en réalité, elle a une clarté plus grande, car elle n'a que deux lentilles au lieu de cinq. Elle est beaucoup plus courte que la lunette terrestre pour un même grossissement et, par conséquent, plus légère et plus facile à diriger ; c'est pourquoi elle est préférée pour la confec-

(1) Ce qui donne six verres pour les deux lentilles d'une lunette de Galilée. Comme dans les jumelles de spectacle il y a deux lunettes de Galilée, cela fait en tout douze verres, comme l'indiquent les opticiens.

tion des jumelles de spectacle. Mois elle est inférieure à la lunette terrestre sous le rapport du champ. En outre, pour avoir , le même achromatisme et la même netteté, il faut employer des lentilles plus compliquées et travaillées avec plus de soin.

22. HISTORIQUE DES TÉLESCOPES. — La découverte de la lunette d'approche paraît due au hasard. On raconte que, vers 1590, les enfants d'un opticien de Middelbourg, Zacharie Jansen, ayant placé Tune devant l'autre une lentille convergente et une lentille divergente, virent le coq du clocher voisin rapproché et grossi : le télescope appelé aujourd'hui lunette de Galilée était inventé; il porta pendant quelque temps le nom plus juste de lunette bat ave. Il est remarquable que les deux principaux instruments d'optique, qui ont fait faire à l'homme tant de découvertes, le télescope et le microscope composé, soient dus à un même homme, l'opticien hollandais Zacharie Jansen.

La découverte de la lunette d'approche ne fut divulguée qu'en 1606 par un autre opticien de Middelbourg Jean Lippershey qui, sur quelques indices, avait retrouvé de son côté le moyen de construire ce télescope. 11 demanda pour sa lunette un brevet d'invention aux États généraux, qui le lui refusèrent, parce que plusieurs personnes sollicitaient la même faveur.

Si cet instrument porte aujourd'hui le nom de lunette de Galilée, c'est que le grand savant italien est le premier qui ait ou l'idée de sW servir pour étudier le ciel, co qui lui a permis d'y faire de nombreuses découvertes. Du reste, en 1609, Galilée connaissant seulement l'existence de la lunette batave sut deviner la manière dont elle était faite, et construisit lui-même celle qui devait lui servir.

La théorie des lentilles a conduit Kepler, en 1611, à l'invention de la lunette astronomique et de la lunette terrestre ; mais c'est P. Scheiner qui a construit pour la première fois ces instruments. Dans la lunette terrestre de Kepler l'image réelle fournie par l'objectif était redressée par une seule lentille, ce qui donnait des images déformées par suite des aberrations. Vers 1645, P.Rheita imagina d'employer deux lentilles au lieu d'une, ce qui donna un système convergent plus aplanétique, pour le même champ.

C'est Campani qui a imaginé les oculaires composés de deux verres; ils ont moins d'aberrations que l'oculaire simple de Kepler. Huyghens inventa, en 1656, l'oculaire négatif, qui porte son nom et dont nous avons vu les avantages. L'oculaire positif de Ramsden a été imaginé par lui en 1782, pour être appliqué aux lunettes servant dans les appareils de mesures.

L'invention du télescope à miroir est due au père Zucchi, jésuite italien. Dans un ouvrage publié à Lyon, en 1652, ce physicien assure que dès 1616, il a eu l'idée de remplacer l'objectif des lunett es par un miroir concave.

Mais le premier télescope catoptrique fut construit, ou au moins décrit, en 1663 par Gregory ({). Dans cet instrument l'image

m Fie. IMi.

réelle A'B' (fig. 146) donnée par le miroir objectif M vient se former en avant d'un second miroir concave m de petite dimension situé dans l'axe de l'instrument. La distance des deux miroirs est supérieure à la somme de leurs distances focales, de façon que le miroir m donne de A'B' une image réelle A,fB" agrandie, renversée par rapport à A'B', droite par rapport à l'objet. C'est cette image droite qui est regardée à travers l'oculaire 0, le miroir objectif M étant percé en son milieu d'une ouverture convenable pour laisser passer la lumière ; ainsi, les objets sont vus droits. L'oculaire du télescope de Gregory est fixe ; c'est en faisant varier la position du miroir m, au moyen de la tige T et du bouton K, que se fait la mise au point (*).

(1) Jacques Gregory, né en 1688 à Ne w-Aberdeen (Ecosse), mort en 1675.

(2) On remarquera l'analogie du télescope de Gregory et de la lunette terrestre de Kepler : dans le télescope, les deux premières lentilles de la

Le télescope de Gregory présentait sur les lunettes l'avantage de ne pas avoir d'aberration de réfrangibilité ; mais les deux réflexions faisaient perdre beaucoup de lumière et les aberrations de sphéricité s' ajoutant, les images étaient déformées ; c'est pourquoi ce télescope fut peu employé.

En 1672, Cassegrain, professeur au collège de Chartres, imagina un télescope composé d'un miroir concave M (fig. 147)

FiG. 147.

comme objectif et d'un miroir convexe m placé en avant du plan focal de M. L'image réelle A'B' qui serait donnée par l'objectif si le miroir m était enlevé, fonctionne comme un objet virtuel par rapport à ce miroir. Or, celui-ci est placé de façon que A'B' tombe entre sa surface et son plan focal ; par conséquent, le miroir m donne de l'objet virtuel A'B' une image réelle agrandie A"B" droite par rapport à A'B' et renversée, par conséquent, par rapport à l'objet (voir Chap II, § 18). Cette image

lunette sont remplacées par deux miroirs concaves qui produisent le même effet.

Il est clair que dans l'un et Vautre de ces instruments le grossissement

est

F p' F f p' \ donné par l'expression -— — = — I \ 1 , dans laquelle F représente

la distance focale de l'objectif, f celle de l'oculaire, 9 celle du miroir m, p' et p les distances des images A"B" et A'B' au miroir m, ou à la lentille équivalente.

536 LIVRE V. — CHAPITRE Vil

est regardée par un oculaire disposé comme celui du télescope de Gregory (f).

Le télescope de Cassegrain présentait sur le précédent l'avantage d'être plus court; mais il avait le même inconvénient de donner des images peu claires et peu nettes ; et, comme il renversait les objets, il fut encore moins employé que le télescope de Gregory.

Newton, frappé de l'inconvénient du chromalisme des lentilles servant comme objectif dans les lunettes, et ne croyant pas à la possibilité de corriger ce défaut, imagina en 1672 le télescope qui porto son nom (voir § 19). Cet instrument, parla netteté des images qu'il donnait, constituait un progrès notable sur les lunettes employées jusqu'alors.

Les lentilles objectives achromatiques, qui furent construites pour la première fois par Dollond en 1757, remirent en faveur les lunettes : une plus grande clarté, un poids moindre et une plu6 grande facilité pour installer l'instrument et s'en servir, étaient des raisons suffisantes.

Cependant les progrès de l'astronomie nécessitaient des instruments de plus en plus puissants. La difficulté d'obtenir des lentilles pures de grande surface fit revenir Herschel (*), vers 1780, à l'emploi des miroirs. Le grand astronome, d'abord simple amateur, polissait lui-même ses miroirs ; en enlevant par le polissage un peu de matière sur les bords du miroir, il les rendait paraboliques, ce qui lui permit de leur donner des dimensions considérables. Le plus grand, qu'il construisit de 1785 à 1789, avait 12 mètres de distance focale et lm,47 de diamètre; le

(1) Pour la construction de l'image fournie par m nous renvoyons au ! 19 Chap. II.

Le

Fp' F / pr\

grossissement est donné par l'expression — — = — Il +1» en désignant par F, 9 et f les distances focales de M, de m et de l'oculaire, et par p et p' les valeurs absolues des distances des images A'B' et A"B" au miroir m.

(2) William Herschel, né à Hanovre en 1738, mort en 1822. Il construisit ses télescopes, et Ût ses observations astronomiques d'abord à Bath, puis à Windsor en Angleterre.

grossissement de ce télescope était de plus de 6000 en diamètre. Du reste, dès 1786, Herschel renonça à l'emploi du prisme à réflexion totale du télescope de Newton, qui faisait perdre un peu de lumière et se contenta d'incliner légèrement le miroir, de façon que l'image réelle de la partie du ciel qui se trouvait dans l'axe du tube vint se former près du bord supérieur de celui-ci ; cette image était regardée directement avec un oculaire. La figure 148 représente la disposition qui était employée pour

Fie. us.

soutenir et manœuvrer ces gigantesques télescopes, avec lesquels Herschel a fait les plus belles découvertes, malgré le ciel brumeux de la Grande-Bretagne.

En 1842, Lord Ross a construit, à Birr, en Irlande, sur le Tous il 35

modèle de ceux d'Herschel, un télescope encore plus grand ayant i",83 de diamètre et 16m,76 de distance focale.

Aujourd'hui les grands perfectionnements apportés au télescope par le physicien français Foucault ont permis de réduire les dimensions de ces instruments, tout en leur donnant une puissance encore plus considérable.

Nous avons réuni dans un dernier chapitre toutes les mesures qui concernent l'optique géométrique, plusieurs de ces mesures nécessitant, pour être effectuées avec précision, l'emploi des instruments décrits dans le chapitre précédent.