STAR TEST

Images intra/extrafocles réalisées sur une lunette apochromatique haut de gamme.

 

Evaluer la qualité d'un instrument est à la porté de tous via la méthode du STAR TEST.

Le principe est simple : il suffit d'observer l'aspect des plages intra et extrafocales de l'instrument
et de les comparer l'une à l'autre.

Dans ce qui suit, les aberrations sont quantifiées en nanomètre. Afin de rendre le résultat plus parlant,
on se donne pour référence la longueur d'onde moyenne du spectre visible : Lambda (L)=550nm.
Par exemple, un défaut de L/2 (Lambda sur 2) correspond à des ecarts extrèmes sur le front d'onde
de 225 nanomètre. Qu'est ce qu'un front d'onde ?
On considèrera qu'une bonne optique présente des déformations sur le front d'onde inférieures à L/4.
Un instrument à L/3 est encore satisfaisant en règle générale. Le plus souvent,à L/2 les défauts
commencent à être assez sensibles. On considèrera enfin qu'une optique présentant des défauts
supérieurs à L/1,5 est mauvaise. Ces valeur indicatives sont valables pour des mesures effectuées
avec un interféromètre mesurant plusieur milliers points à la surface du front d'onde. D'autres méthodes de
mesure s'avèrent souvent plus optimistes.
Ces chiffres sont très indicatifs car pour une précision optique donnée la qualité des images est plus ou moins
dégradée selon le type de défaut en cause :


Remarque : les chiffres donnés ici correspondent aux écarts maximums constatés entre les photons les plus en "avance" du front d'onde et ceux qui sont le plus à la "traine". Autrement dit, des écarts crête à crête ; Pick to valley (PTV) en anglais. La litérature nous apprend que pour un défaut donné en PTV, les ecarts RMS à la surface du front d'onde sont 3.5 fois moindre (le RMS est l'écart quadratique moyen, une forme de statistique donnant une idée des écarts "moyens").
Un télescope à L/2 PTV devrait donc avoir -en théorie- des défauts de L/7 RMS. Mais, dans la pratique il est souvent constaté un écart plus important entre PTV et RMS.
Dans les simulations présentées ici -réalisées avec le logiciel Aberrator-, PTV=5.2RMS. Cette valeur est assez représentative des ecarts
constatés avec un interféromètre sur les instruments du commerce. Dans certains cas extrèmes il peut y avoir un facteur 10 entre PTV et RMS sur des données interféromètriques ! Autrement dit, aucune règle ne doit être prise au pied de la lettre. Le chiffre le plus parlant au final lorsque l'on teste un instrument est le Strehl Ratio.
Pour mieux comprendre ces notions, consultez le site de Ciel et Espace. A titre indicatif, un Instrument à L/20 RMS ou mieux est souvent très bon. Entre L/20 et L/15 RMS le resultat est encore correcte en principe ; en revanche, en deça de L/10 en particulier sur un télescope (à cause de l'obstruction), la qualité des images n'est pas satisfaisante.

Les défauts les plus fréquents, sont la coma, l'astigmatisme et les aberrations de sphéricité.

LA COMA


Défaut lié à un problème d'alignement des optiques. Il convient alors de recollimater l'instrument.
Voir la page de Gérard Therin ou celle de Thierry Legault traitant du sujet.
Ce défaut est aussi très présent hors de l'axe optique sur certaines formules optiques comme les Newton,
en particulier si le rapport F/D est faible.

 

LES ABERRATIONS DE SPHERICITE


Ce défaut peut être lié par exemple à une mauvaise parabolisation du miroir primaire ou à une mauvaise
optimisation de la distance entre le miroir primaire et le secondaire sur un cassegrain. Sur les miroirs
minces de gros diamètre il peut aussi s'agir d'une mauvaise répartition des forces entre les points internes
et externes soutenants le miroir. Selon leur nombre (lié à la taille et l'épaisseur du miroir) il se repartissent
sur une ou plusieurs couronnes concentriques.
Parfois sur les Cassegrain un défaut de mise en température au niveau du miroir secondaire peut être confondu
avec une aberration de sphéricité. C'est notamment pour cette raison qu'il est fondamental de bien mettre
l'instrument à température avant d'effectuer un test optique.


L'ASTIGMATISME


Défaut de non révolution, parfois lié à un mauvais appairage des différents éléments optiques
sur les instruments catadioptriques type Schmidt Cassegrain. Parfois il peut s'agir d'un
problème de contrainte sur l'objectif d'une lunette ou l'un des miroirs d'un télescope.

LE TREFOIL


Déformation en trois points généralement liée à un défaut de soutien du miroir primaire dans
son barillet, ou encore un "pincement" de l'objectif dans une lunette. Dans ce dernier cas il
suffit souvent de desserrer très légèrement la bague de serrage du groupe de lentilles pour
supprimer le défaut. Parfois sur certains télescopes (souvent les Newton), le miroir est
contraint contre les 3 cales de sécurité disposée à l'avant de celui-ci. Il suffit alors de les desserrer.


ZONAGE


Souvent lié à un creux ou une bosse circulaire sur le miroir primaire.


BORD RABATTU


Défaut de polissage très localisé en bord d'optique, plus souvent constaté sur des miroirs
artisanaux que sur ceux du commerce. Si le défaut est important la perte de contraste est
notable, il est préférable de placer une couronne autour du miroir primaire afin de le
diaphragmer très légèrement.



OBSTRUCTION


L'obstruction n'est pas une aberration optique. Mais le fait d'avoir un miroir secondaire sur un
télescope diminue le contraste. Ce défaut vient s'ajouter aux aberrations optiques.
De ce fait un télescope est moins "tolérant" qu'une lunette APO à un mauvais reglage ou une aberration.
Dans la pratiqe, sur un télescope de gros diamètre (300mm et plus) l'ennemis pricipal est surtout
la turbulence.

Quelques recommandations
-Pour effectuer le test, le grossissement doit être de l'ordre de 2 à 2,5 fois le diamètre de l'instrument
exprimé en mm. Et, il convient de défocaliser légèrement seulement . Car plus l'éloignement au foyer est
important, moins les défauts sont perceptibles. Une autre façon de procéder consiste à placer simplement
une webcam au foyer du tube et réaliser des images intra et extrafocale comme celles visibles en haut
de cette page. Il est nécessaire de faire la moyenne de quelques centaines d'images pour moyenner
la turbulence atmosphérique. Une fois traitées, les images peuvent être comparées précisément sur un
écran en s'affranchissant de la turbulence susceptible de fausser le résultat.

-L'instrument devra être collimaté avant d'effectuer le star test afin de ne pas venir "polluer"
le résultat avec une aberration supplémentaire. L'idéale si la turbulence n'est pas trop forte est d'effectuer
cette opération de nuit sur une étoile en finissant le réglage sur la tache de diffraction en grossissant
au moins 3x le diamètre de l'instrument exprimé en mm.

-Une d'étoile artificielle est à proscrire pour un star test car la faible distance avec la cible engendre de
l'aberration de sphéricité. Pour fixer les idées, un 200mm ouvert à 4 doit être placé à plus de 100m
de la source.
Dans un tel cas il est bien difficile d'observer la tache de diffraction à cause des turbulences liées à
une visée basse.

-Idéalement pour effectuer un tel test, il est recommandé de choisir un nuit de faible turbulence
atmosphérique, sans quoi les perturbations rendent le résultat plus difficilement lisible.

-A voir également la page : http://www.astrosurf.com/tests

 

Les défauts optiques ne sont pas les seuls susceptibles de dégrader les observations.
Voici ci dessous un résumer synoptique des "ennemis" de l'observateur.
Si en théorie un instrument à L/2PTV et L/10RMS est capable de donner des images exploitables,
dans la pratique viennent s'ajouter d'autres facteurs comme l'obstruction et la turbulence, de ce
fait, le résultat in fine en sortie de tube peut s'avérer décevant avec une telle optique.

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