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patry

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About patry

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    marc
  • Birthday 02/06/1968

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  • Résidence
    Mon petit coin de paradis à coté de Blagnac !
  • Intérêts
    Un peu d'astronomie, photo, voyages ... et mes enfants !
  • Occupation
    Ingénieur Temps Réel (aéronautique, expertise Arinc 653,664,429)
  • Matériel
    C11 / EQ6 Pro Goto, C8 Ultima, 80ED
    PL1M, SPC900, DMK21AU04, a700
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  1. Mais cette fois cela sent mauvais (limite odeur de sapin vu qu'on parle de faillite si les repreneurs ne sont pas retenus). http://articles.latimes.com/2013/jul/05/business/la-fi-meade-instruments-20130705 Même si je ne suis pas client Meade (et que je ne fait pas de jeu de mots), il faut reconnaître que certains de leur produits sont excellents au point d'avoir été copiés par d'autres (LX200, ETX, ...) sans parler de certains oculaire qui sont parfois meilleurs que les originaux (UWA série 4000). Avec des ventes en chute (-80% sur les 5 dernières années) et un résultat toujours négatif, a un moment il faut dire stop. Marc
  2. Que fait donc l'astram quand il ne fait pas beau ? Il règle son matériel pardi ! Cette fois je me suis intéressé au crayford de la 80ED. En effet, déjà que ce n'est pas un modèle démultiplié, il avait le gros inconvénient de ne pas tenir de charge lourde (boitier a700 et bagues pour ma part). Du coup, opération à coeur ouvert et c'est parti pour le réglage ... Si votre crayford est quasiment parfait allez voir plus un peu plus bas ... en (1) pour être précis. Si vous êtes là, c'est que le crayford à du mal à tenir le moindre oculaire sans vous faire des frayeurs à chaque sortie. On va y aller franchement donc. En premier lieu vous devriez disposer des éléments suivants : Une 80ED (pardi) un tournevis cruxiforme et deux clefs allen de 1,5 et 2,5mm. Checklist terminée, on y va, on sort d'abord le crayford du tube (3 vis cruxiforme) Vous devriez avoir rapidement le tube d'un coté et le crayford de l'autre (facile non ?) Vous vous sentez confiant ... on continue. On va dégager le support de l'axe de map (4 vis cruxi sous le crayford). Interessez vous à ce qui se passe DANS le crayford. Vous avec une plaque avec 4 roulements. Chez moi le couple "plaque" et "axe de map" n'était pas assez serré pour maintenir le tube en place. Qu'importe, j'ai sorti la plaque (2 vis allen 2,5mm sur le DESSUS du crayford) et j'ai ajouté 2 épaisseurs de "scotch cellophane" (pour sa faible épaisseur). Résultat en image ... Vous allez rire, c'est presque fini !!! Mais on va en profiter pour observer ce qui se passe coté axe de mise au point. On a une (grosse) vis et 2 pointes sans tête (allen 1,5mm) qui viennent presser une pièce en téflon (je suppose). Pour l'exemple, j'ai fortement dévissé la vis sans tête du bas et vissé celle du dessus ... facile à comprendre non ? Remontez le tout ... c'est fini !!! (1) Le réglage fin se fera par ce biais. Les 2 vis sans tête de 1,5mm seront +/- serrées et cela agira sur la dureté du réglage. Pour ma part, j'ai eu à peine à jouer sur cela, mais le coup du scotch a été bien plus décisif (sans doute trop de jeu avec le temps, que la course des vis ne pouvait plus rattraper). Ca marche "tellement" bien que maintenant (avec le bouton moleté serré quand même) la 80ED tient sur son PO ... de tout son poids ! Le réglage est plus sur plus "ferme" mais tout en restant doux. Je n'ai pas noté de problème d'hystérésis, mais il faudra pour cela faire des tests sur le ciel ... notre juge de paix à tous ! Marc
  3. Je me suis décidé, en ce début d´année 2006, à coucher sur une page, tout ce que j´avais pu lire ca et là concernant la résolution en astronomie. L´idée générale consistant à faire tomber quelques soit disant acquis. Pour l´ensemble de cette page, j´ai utilisé le programme aberrator3.0 pour générer les images théoriques en utilisant comme base un instrument de 5" (127mm) de diamètre sans obstruction ouvert à 12. Ce programme, permet de se donner une idée relative de ce que l´on peut attendre d´une optique similaire mais on atteindra rarement les vues calculées, surtout aux grossissement de l´ordre de x1500 comme utilisé pour bien montrer les figures d´airy. Dans la pratique, le grossissement utile sera entre trois et cinq fois inférieur. Tout d´abord la théorie. Il nous faut une source ponctuelle et pour cela on va prendre une étoile au hasard dans le ciel, si possible pas le soleil (ou bien c´est que le hasard ne tombe pas bien). Tout le monde sait (ou va savoir) que l´image de cette étoile est une figure géométrique consistant en un disque entouré d´anneaux concentriques. C´est le disque ou la figure d´airy. Ce disque est issu de la nature ondulatoire de la lumière et sa formation n´est pas l´objet de ce document. Toutefois il est important de savoir que la dimension de cette figure n´est dépendante QUE de la longueur d´onde utilisée et du diamètre de l´instrument astronomique. On donnera (sans la vérifier ici) la formule R=1,22 * lambda / D Avec lambda la longueur d'onde utilisée, et D le diamètre de l'instrument, toujours en mètres on obtient R en radians. On comprends immédiatement que la résolution, non seulement dépend du diamètre de l'instrument mais également de la longueur d'onde employée (on utilise généralement 550nm soit une fréquence dans le vert). Bien entendu, entre 480nm (le bleu) et 630nm (le rouge), on trouve un rapport 1,31 qui se retrouve de fait dans la dimension de la figure d'airy à instrument constant. On aura plus de facilité à résoudre à priori des objets bleus que des rouges. Donc pour un instrument de 150mm, on a : R = 1,22 * 550e-9 / 150e-3 = 4,473e-6 rad. En degrés cela donne R * 360 / (2 * pi) = 2,56e-4 degrés. Soit encore en secondes d'arc, 2,56e-4 * 60 * 60 = 0,92" Mais que mesure t´on là ? Souvent on croit donner le rayon du disque de la figure ce qui est FAUX ! On mesure la distance séparant le centre du disque au premier minimum (premier anneau sombre) et en aucun cas le diamètre du disque central de la figure. On va noter en passant qu'il n'existe à priori pas de formule directe donnant le rayon du disque central de la figure d'airy. Ceci est d'une importance capitale car la taille du disque, c'est à dire l'énergie qu'il contient, va influencer à la fois le contraste et la résolution. Dans le même temps, le disque est influencé par la formule optique d'une part et peut être aussi par la magnitude de l'objet observé (bien que ce point ne soit pas clairement expliqué dans les différentes littératures, je n´en parlerait pas). Remarquez bien qu´il n´y a pas de moyen pour donner une image d´un objet plus petit que cette figure d´airy (par exemple la surface de l´étoile visée qui est certe petite mais non nulle). L'énergie contenue dans le disque central, autrement dit sa luminosité, ne peut contenir plus de 84~85% de l'énergie totale. Le reste étant dispersée dans les anneaux. Ceci bien sur pour une optique "parfaite" ce qui est bien loin d'être le cas généralement, et pour un réfracteur (ou un refelecteur sans obstruction). Le rapport entre l'énergie mesurée et l'énergie théorique, que l'on appelle rapport de Strehl est directement lié à la qualité globale d'une formule optique donnée. On verra plus bas comment se comportent un réfracteur ou un reflecteur face à la sanction de la figure d'airy. Du coup, deux sources ponctuelles, vont former deux figure d´airy dont les interactions vont nous interesser au plus haut point maintenant. Mon truc ce sont les étoiles doubles Cela tombe bien, car les étoiles doubles sont un bon exercice pour "qualifier" un instrument. En effet, les étoiles étant ponctuelles, elle autorisent un fort grossissement (jusqu´a la limite de grossir la figure d´airy mais peu importe) d´une part, et, toujours parce que sans dimension, permettent de s´affanchir de données subjectives telles que le contraste ou la saturation des couleurs (dans un premier temps tout du moins). Voila ce que l´on peut observer pour une étoile double quelconque (j´ai pris STF2078 pour être précis, une binaire de magnitudes 5.3 et 6,4 séparée de 3" dans le dragon). Evidement, tout le monde peut se rendre compte que l´on est en présence de deux étoiles là. Par contre avec l'écartement qui se réduit, cela devient de plus en plus difficile bien entendu (STF2215 est une double dans Hercule de magnitude 6 et 6.9 séparées par 0"6). STF2078 STF2215 Et encore, on part d'une optique parfaite, sans turbulence, et cela se complique dans le cas réel qui nous occupe. Donc il est important de fixer certaines limites pour pouvoir apréhender ce qu´est la résolution de deux étoiles. Il n´existe pas de formule unique pour cela, et cela reste à l´appréciation (et à l´acuité) de chacun, toutefois on va retenir quelques noms célèbres comme DAWES ou RALEYGH qui ont été des précurseurs en la matière. Pour les un comme pour les autres, il s´agit de définir la limite basse au dela de laquelle on ne sait pas définir clairement la dualité. Pour RALEIGH, la résolution est obtenue lorsque la séparation vaut tout juste le rayon de la figure d'Airy ce qui s'exprime aussi par 138/D (en mm) et le résultat est directement en seconde d'arc. Ce critère est direcement issu de la formule de la formule d'airy dans son expression. En effet, on a 1,22 * 550e-9 * 360 * 60 * 60 * 1000 / (2 * pi) = 138,47 arrondi à 138. Double à 138/D Pour DAWES, c'est un peu plus empirique et la séparation ne dépend plus de la longueur d'onde. Ce critère permet toutefois de suspecter la dualité d'un couple sans pouvoir concrètement permettre de la quantifier. La formule s'exprime par 116/D avec D en mm et le résultat en seconde d'arc. Double a 116/D Pour SPARROW, la limite est encore repoussée avec deux figure d'airy fortement mélangées et le disque central est simplement allongé ce qui permet de trahir la dualité. Cette limite est peu utilisée au niveau amateur mais vérifiée au niveau professionel, avec des optiques et un ciel que nous n'avons pas forcément. Evidement, on rêve de pouvoir obtenir régulièrement des images dont ont pourrait analyser les déformations de la tache d'Airy pour déceler une dualité ... hum, c'est sans doute pas pour demain. La formule est 70/D avec D en mm et le résultat en seconde d'arc. Double a 70/D Du coup, on va osciller entre un R et R/2 pour les extrèmes. Rapportés à notre instrument et en seconde d´arc, cela donne entre 0,91" et 0,45" ... à vous de vous faire votre appréciation. Pour fixer un exemple, voila ce que donne (toujours théoriquement) une étoile double donnée (j´ai pris pi Aql, une de mes favorites de magnitudes 6.3 et 6.7 séparées de 1"4) dans des instruments de 60 à 250mm. Le grossissement est identique à chaque fois pour bien montrer le gain, en résolution avec l´accroissement du diamètre. 60mm 80mm 100mm 130mm 200mm 250mm Personnellement, je n´ai pas réussi à résoudre cette double avec une lunette de 80mm, à la limite avec un maksutov de 127mm et facilement avec un Celestron de 200mm. Par contre, le rendu visuel correspond plus aux images de 100 et 130mm car il faut tenir compte de l´imperfection de l´instrument ET de la turbulence ... mais on va voir cela plus bas. Beaucoup de bla bla mais j´en sais pas plus maintenant ! Effectivement, on peut rester sur notre faim là. Surtout que l'ensemble de ces formules ne s'applique que pour des étoiles de magnitude modérée mais surtout ... égales. Résoudre deux étoiles de magnitude 5 ou 6 sera une chose, mais faire le meme exercice avec deux étoiles de magnitude 10 ou au contraire, de magnitude 1 sera bien plus délicat. De meme un couple fortement différent (6.5 et 10 par exemple) va corser l'exercice. STF948AB, composantes de 5,4 et 6, séparation de 1"9 Fait partie d´un système triple dans la constellation du Lynx COU1784, composantes de 6.5 et 10, séparation de 1"9 Système difficile dans Hercules. Empiriquement là encore on considère que pour une paire trés faible, très brillante ou très inégale il faut ajouter 50% à la limite considérée pour permettre la résolution. C´est ce qui explique par exemple que l´observation du système de Sirius (mag -1,5 et 8.5, séparation de 3"7) n´est pas une chose aisée et requièrt un ciel particulièrement clément pour ne pas noyer une étoile de magnitude 8.5 dans l´image de la primaire. Alors que la théorie indique qu´un chercheur de 40mm doit permettre la résolution ... hum je demande à voir. Il faut être attentif au fait que notre acuité visuelle d´une part (autour de 1´ d´arc le jour et autour de 3´ la nuit) et notre sensibilité nous fera voir des choses différentes d´un observateur à l´autre. Pour ce qui est du dernier point, il n´y a d´autre solution qu´un entrainement à priori et c'est certainement un début d'explication des différentes mesures ... empiriques. Pour l´acuité, cela peut se compenser par un grossissement plus important. Ha bon comment ça ? C´est simple, si vous avez une acuité de 3´ et que vous voulez observer une paire séparée de 2", il vous faut grossir 3*60/2 = 90 fois. Cette valeur sera un minimum pour cette double et votre acuité. Ce test permet, en utilisant des doubles très larges (donc à priori faciles pour votre telescope ou lunette), de tester l´instrument final ... c'est à dire l´observateur en faisant abstraction des capacités du telescope. Certains arrivent à résoudre des paires d´une dizaine de seconde d´arc avec de grosses jumelles (x15), signe, d´une acuité élevée (de l´ordre de 2,5 minutes d´arc). Dans l´autre sens, des doubles serrées, de une seconde d´arc voire moins (valeurs dépendant de l´instrument utilisé bien sur), requièreront des grossissement plus importants pour être vus à la limite (autour de x200 et plus), voire de dépasser le minimum pour une observation confortable (x300). C'est là que jouera votre dextérité à detecter la dualité sur une paire plus ou moins serrée. Et la couleur alors ? J'y viens ! Effectivement dans la formule de la taille de la tache d'airy, on considère une couleur moyenne verte (autour de 550nm) mais tout n'est, heureusement, pas vert dans le ciel et il n'est pas rare de trouver des couples de couleurs très différentes. On peut citer la plus connue, Albiréo (STF A43) dont les couleurs sont très flagrantes. Toutefois, outre la beauté de la chose, il est certain que, à écartement égal, une double de couleur bleue sera résolue plus facilement qu'un couple rouge. Le problème c'est que dans le même temps les courtes longueur d'ondes sont plus facilement perturbées par la turbulence mais aussi que nos yeux ont un pic de sensibilité dans le jaune/vert ... Alors ce que l'on gagne d'un coté, on risque de le perdre de l'autre ! C´est bien joli mais il n´y a pas que les étoiles doubles Effectivement et c´est là que cela se complique dès lors qu´on considère des objets étendus. Par exemple Saturne et ses anneaux, avec deux particularités, les divisions de cassini et d´encke. Ces deux divisions sont en fait des "trous" dans le système d´anneaux de Saturne bien connus des observateurs (en tout cas pour Cassini). Toutefois, si on distingue la division de cassini dès les plus petits instruments (de l´ordre de 60 à 80mm), sa dimension réelle ne la montre que sous un angle un peu supérieur à la demi seconde d'arc. Alors la STOP ! Moi avec mon instrument de 60mm, je ne sait pas voir un objet de moins de 2" d´arc d'après la théorie. Comment cela se fait ? Ce n´est pas tout à fait exact, on ne sait pas résoudre moins de 2" d´arc, mais on peut le voir. Prenons l´exemple bien connu du fil electrique entre deux poteaux sur une crète. Bien que situé à grande distance, le fil peut parfaitement se voir sur le fond du ciel. Alors qu´il n´apparaît que sous un angle bien inférieur à 3´ ou 1´. On le voit parce que c´est à la fois une question de contraste et de dimension. En effet il ne faut pas seulement considérer l´épaisseur du fil mais aussi sa longueur un peu comme autant de points à résoudre dans toutes les directions ... y compris dans la longueur du fil, ce qui simplifie sa "résolution" dans cette dimension tout du moins. Autre aspect lié à l'instrumentation, c'est le contraste. Le contraste c'est en quelque sorte une question de résolution multi spectrale. Ou encore comme la résolution sur tous les axes possibles ce qui est plus compréhensible. Revenons à Saturne maintenant, et concentrons nous ... on voit Cassini OUI, sur toute sa longueur ... c´est moins sur et cela va demander un certain nombre de conditions favorables dans de petits instruments. Pour mémoire saturne tourne en moyenne à 9,5UA du soleil (donc à 8,5UA de la terre) et la division de Cassini mesure entre 3000 et 4000km de large (d'après les derniers relevés de la sonde Cassini), soit un petit 0,7" d´arc (mais oui ... atan( 4000 / (8.5 *150e6))=0,7" ) Pareil pour la division d´Encke que certains affirment (sans doute avec raison) avoir vu avec un 200mm alors que l´épaisseur ne fait que quelques 1/100e de seconde d´arc (Pour Encke, on parle de moins de 350km ou encore 0,05" vu de la terre, donc il faudrait un telescope de plus de 2m pour l´observer or on l´observe de façon certaine avec un 300mm). Il n´est pas rare en tout cas d´observer le minimum d´encke (aux extrémités des anneaux) avec un instrument plus faible. Influence de la formule optique et des défauts On l'a vu plus haut, la figure d'airy peut être influencée par la formule optique utilisée, en particulier, l'obstruction propres aux réflecteurs a pour effet immédiat de "déplacer" de l'énergie du disque central vers les anneaux. Bien entendu, le rapport de Strehl se réduit rapidement mais quel impact cela a t'il sur l'image de la figure d'airy ? Cette animation montre l´effet sur la tache de diffraction et sur la courbe FTM (Fonction de Transfert de Modulation) d´une obstruction de 0 (réfracteur ou réflecteurs atypiques) à 40% (cas d´un astrographe complexe à grand champ). On le voit immédiatement, l'obstruction, a un effet visuel faible à partir de 20%, sensible à 30% et fort à partir de 40%. Par contre, l'effet sur la FTM (fonction de transfert de modulation) est plus sensible, et dès les 10% d'obstruction, la courbe s'infléchit. On peut remarquer aussi que le disque central se réduit aussi ce qui corrobore que le rayon de la figure d'airy se calcule jusqu'au premier minimum. On notera aussi que l´influence de l´obstruction, même pour 30% et plus, n´est pas égale sur l´ensemble des fréquences, avec parfois un surcroit de contraste dans certains cas. On peut imaginer que la réduction du disque central va avoir tendance à élargir les minimums et libérer de la place pour certaines observations particulières dont la résolution correspond exactement à cet intervale. Un peu tiré par les cheveux pour motiver un achat. Il est important de comparer les effets de la turbulence avec ceux de l'obstruction sur la FTM. Sur cette animation, vous pourrez observer la figure d'airy déformée par une turbulence croissante et la FTM associée et ce, malgré d'incompréhensibles artefacts de calculs. Il est remarquable d'observer que la turbulence, même faible à moyenne (suffisante pour provoquer une brisure du premier anneau et une élongation du disque central de la figure d´Airy), provoque des dégats bien plus importants que la simple obstruction. Ce qui permet de noter que sur un site très privilégié, et à défaut d'un diamètre de réflecteur très important, un réfracteur aura l'avantage. Dans les autres conditions, c´est à dire pour le commun que nous sommes, ce sera bien sur la course au diamètre qui l´emportera. Contrairement à l´obstruction, la turbulence à un impact négatif, ou plutôt n´a qu´un impact négatif, et ce sur l´ensemble des fréquences. Donc les jours de turbulence, même moyenne, mais cela semblait évident, il faut éviter de vouloir faire de la haute résolution et se contenter d´observations à large champ et faible grandissement afin d´éviter de faire des jugements à l´emporte pièce sur un instrument. Comment exploiter au mieux mon instrument alors ? Tout d´abord, si vous êtes propriétaire d´un réflecteur, quel qu´il soit, il faut le collimater précisément. Pour preuve, voila la figure d´airy formée par un instrument très légèrement décollimaté. Si vous possedez un réfracteur, vous pourrez aussi passer par la case "collimation" mais bien peu d'instrument proposent ce réglage ... soit disant que les lentilles n'ont pas à être réalignées ... bin voyons, on saurait faire des barillets parfaits pour les lentilles mais bien mauvais pour les miroirs alors ? Image théorique parfaite, 20% d´obstruction Image théorique parfaite, 20% d´obstruction, 10% de décollimation (+coma, +astigmatisme, ...) Image théorique parfaite, 20% d´obstruction, 10% de décollimation (+coma, +astigmatisme, ...) Comme on peut le voir, cela à un impact énorme sur la qualité d´une image. Pour ma part, sur un C8 décollimaté je n´ai pas obtenu mieux que sur un maksutov cassegrain de 127mm bien réglé. Il faut noter que c´est cette opération qui m´a fait reprendre la collimation du Schmidt Cassegrain justement. C´est quand même regrettable de disposer d´un 200mm pour ne pas faire "mieux" qu´un 130mm non ? Une fois la collimation faite précisément, on peut ensuite passer à la suite. La météo, on l´a vu plus haut, est importante (plus important même que la collimation, mais autant mettre toutes les chance de notre coté non ?) Quels oculaires pour quels usages ? Au risque de faire grincer de multiples dents, on va essayer de ressortir du placard quelques soit disant vieux oculaires. Vieux car ils sont probablement passés de mode actuellement où tout le monde cherche à obtenir le plus grand champ possible. Cette quête, interessante pour embrasser du regard de larges étendues nébuleuses d´un lointain nuage de gaz requiert de gros oculaires, disposant de nombreuses lentilles, avec des traitements de surface importants pour absorber toute reflexion parasite. Cela se paye en terme de résolution malheureusement. J´ai pu, pour ma part, comparer un Plössl de 10mm (4 lentilles déjà) avec un plus simple orthoscopique (4 lentilles aussi ... merci Télémaque) de 7mm, et la différence est notable. Outre évidement le grossissement plus important, la transparence est excellente et la résolution très bonne. J´ai également un Kellner (3 lentilles cette fois çi) de 9mm qui offre, des prestations similaires au Plossl exceptés au bord d'un champ plus petit d´une part et en traitement anti-reflets d´autre part (plus de 10 ans les séparent également). Je ne vais toutefois pas là étudier l´ensemble du parc oculaire existant car d´autres l´on déjà fait avant moi (voir là pour plus d´infos) avec en conclusion : Oculaires non recommandés : TV Radian, TV Panoptic, TV zooms Oculaires recommandés : Takahashi LE, Celestron Ultima, Brandon, UO orthoscopics Oculaires fortement recommandés : Zeiss ABBE, RKE (dérivés du Kellner), TV Plössl. Zeiss mis à part, les oculaires les plus simple (et les moins chers) sont les meilleurs ; moins de surfaces optiques, moins de traitements, pas de problème de coma avec en contre partie, un champ souvent inférieur ou égal à 50 degrés. Forcément ça aide. Notez la position remarquable des RKE qui sont des oculaires très simplifiés, disponibles pour quelques dizaines de dollars sur le marché américain soit des dizaines de fois moins qu´un nagler moins performant sur cet exercice. A méditer avant de jeter vos oculaires soit disant pourris. Ma conclusion est que, pour les forts grossissements (souvent utilisés de pairs avec la haute résolution), l´avantage ira aux formules optiques simples. Au contraire, pour les grand champs stellaires, il est évident que les formules optiques complexes ont un avantage certain. Celui qui voudra allier le grand champ d´un nagler à la resolution et la transparence d´un orthoscopique ... sera sans doute bien embêté à l´heure du choix. Ajout du 5 jan 2006 Quels focales d´oculaires utiliser ? A partir de ce que l´on a vu plus haut, le calcul est simple à faire. Pour un individu moyen, l´adaptation a l´obscurité fait perdre en résolution ce que l´on gagne en sensibilité. On parle de 3´ de résolution pour la vision nocturne et 1´ pour la vision diurne. Mais, en cas de vision purement planétaire, la luminosité des objets est souvent "suffisante" pour basculer en mode "diurne" (le retour en mode nocturne prendra une bonne 1/2 heure toutefois). Du coup, tout dépends de votre domaine d´observation. En observation lunaire, on va considérer que on est en mode diurne et votre acuité est de 60". Pour obtenir le pouvoir résolvant selon le critère de RALEIGH on a R = 138/D. Et pour résoudre R avec notre acuité on doit avoir G = 60 / R soit G = D * 60 / 138 En observation planétaire, on va considérer que notre acuité a baissé avec 90". Et pour résoudre R avec notre acuité on doit avoir G = 90 / R soit G = D * 90 / 138 Enfin, pour observer des étoiles doubles faibles, notre acuité est en mode nocturne avec 180". Et pour résoudre R avec cette acuité on doit avoir G = 180 / R soit G = D * 180 / 138 Les objets faiblissants en magnitude, on voit bien qu´on a besoin de grossir plus. De même, le diamètre (au numérateur) montre bien que le grossissement croit avec l´instrument (notez il y a rien de salace dans cette dernière remarque). Pour notre instrument de 130mm, cela donne respectivement x56, x84 et x170. Pour ma part avec un C8 je trouve x87, x130 et x260 ce qui s´obtient avec des oculaires de 23, 15 et 8mm. Bien entendu, votre acuité réelle et le critère utilisé peut faire varier cette liste. Allez, à vos calculettes ! Marc
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