Un système afocal a comme propriété de laisser ressortir de façon parallèle après le système, des rayons qui sont parallèles entre eux avant le système. Les télescopes ou lunettes astronomiques par exemple sont des systèmes afocaux.
Un système centré sera dit afocal lorsque ses deux foyers sont rejetés à l'infini. Ainsi à tout incident parallèle à l'axe correspondra un émergent également parallèle à l'axe. D'autre part le grandissement linéaire est constant et indépendant de la position et de la taille de l' objet.
Pour une lunette astronomique, le foyer principal image de l'objectif est confondu avec le foyer principal objet de l'oculaire. Lorsque l'oculaire est déplacé pour faire la mise au point à l'infini (l'œil n'accommode pas), A1 sera au foyer objet F2 de l'oculaire: le système est afocal.
Un télescope (ou une lunette) est un système afocal puisqu'il permet de conjuguer un objet à l'infini — une étoile, une planète, une galaxie… — avec l'œil. L'image obtenue par un télescope est située à l'infini, afin d'obtenir un confort visuel pour l'utilisateur. En effet, ainsi, son œil n'a pas à accommoder.
L'étude d'un montage optique particulièrement utile en astronomie, le montage afocal, montre que la taille angulaire du champ sur le ciel (champ objet) et le diamètre du faisceau lumineux en sortie de l'instrument sont liés de façon simple au grossissement du système.
Les instruments afocaux visuels terrestres (lunettes, jumelles) disposent entre l'objectif et l'oculaire d'un redresseur, généralement à prismes, qui permet de donner un grossissement positif.
L'angle (ou diamètre) apparent d'un objet est égal à l'angle sous lequel on voit cet objet placé à l'infini. Le grossissement de la lunette astronomique est égal au rapport de l'angle apparent de l'objet vu à travers la lunette sur celui de l'objet vu à l'œil nu.
La lunette astronomique, constituée de deux lentilles appelées objectif et oculaire, est dite afocale, si des rayons parallèles en entrée ressortent parallèles en sortie. Cette condition est respectée, lorsque les positions du point focal image F1′ de l'objectif et du point focal objet F2 de l'oculaire sont confondues.
La seule façon d'augmenter ou de diminuer le grossissement est donc de changer l'oculaire ou la lentille de Barlow.
La vergence d'un système de lentilles est calculée à partir de la formule suivante: Ctotale=C1+C2+C3+... 1lftotale=1lf1+1lf2+1lf3+... On place une lentille divergente d'une longueur focale de 10cm près d'une lentille de vergence de +2,5δ + 2 , 5 δ .
Les conditions de Gauss, ou l'approximation de Gauss, sont obtenues lorsque les rayons lumineux possèdent un angle d'incidence très faible par rapport à l'axe optique, et en sont peu éloignés. Ils sont dits paraxiaux.
L'oculaire est la lentille qui se situe directement devant l'oeil lors de l'utilisation du microscope. Il est en haut du tube oculaire et produit le grossissement initial. Les objectifs sont les lentilles qui sont près de l'objet à observer.
Le grandissement d'un système optique se calcule grâce à la formule : γ = (hi / ho) = - (di / do), dans laquelle γ = grandissement, hi = hauteur de l'image, ho = hauteur de l'objet, di = distance de l'image et do = distance de l'objet.
Ce grossissement commercial, Gc, est donné par calcul à partir d'une formule mathématique un peu abstraite prenant en compte la puissance P de la lentille optique (exprimée en dioptrie) : Gc = P/4 +1 , où P est la puissance de la lentille en dioptrie.
Pour un rapport F/D faible, c'est-à-dire inférieur à 6, le télescope sera plus adéquat pour vous permettre d'observer le ciel profond (dont les objets sont peu lumineux).
Une lentille divergente dévie les rayons lumineux de façon à ce qu'ils s'éloignent les uns des autres. Les prolongements de rayons lumineux réfractés par une lentille divergente se rejoignent en un point devant la lentille, appelé le foyer.
Le grossissement du microscope est calculé en multipliant le grossissement de l'oculaire par le grossissement de l'objectif. Mais cela n'indique ni la dimension de l'objet. Le grandissement (ou agrandissement) de l'image réalisée (photo, croquis…) est le rapport entre la taille réelle et la taille représentée.
Exprimée en millimètres, la distance focale d'un appareil photo, également appelée longueur focale ou tout simplement focale, représente la distance entre le centre optique et le capteur de l'appareil.
Le grossissement est un nombre algébrique, rapport entre les mesures des angles orientés : Le grossissement G ne doit pas être confondu avec le grandissement qui fait référence à des mesures de longueur. Le grossissement est parfois appelé grandissement angulaire.
L'image se forme toujours sur la rétine pour un oeil emmétrope, quelle que soit la position de l'objet : il s'agit du phénomène d'accommodation. L'observation sans fatigue correspond à un œil au repos, pour des muscles ciliaires détendus et donc pour un objet situé au loin.
Quelle est l'utilité d'une lunette astronomique ? Une lunette astronomique est un instrument d'optique permettant d'observer des objets. Grâce à son système de lentilles, la lunette astronomique augmente la taille apparente des objets ainsi que leur luminosité.
Pour augmenter le grossissement d'une lunette il faut réduire la distance focale de l'oculaire. Cela engendre : - une augmentation du grossissement (c'est l'effet souhaité) - une baisse de la luminosité des images et une réduction du champ.
Ce n'est pas un scoop, aucun instruments optique terrestres ou actuellement en orbite basse de la Terre ne peut distinguer un homme sur la Lune et donc encore moins une lunette aussi grande soit-elle en raison de l'atmosphère qui limitera la résolution pratique à celle d'un instrument de 300-400mm au mieux (en photo " ...
Les anneaux de Saturne commencent à être visibles avec un grossissement de 100x, pour voir avec plus de détail il faut passer à 200x ou 250x. A environ 80x, quelques bandes de nuages peuvent être vues.
1/OA' - 1/OA = 1/OF'. Si on cherche à avoir OA' = -OA ; cela revient à avoir, d'après la relation de Descartes OA = - 2 f ' et OA' = 2 f ' . Donc la distance totale D de l'objet à son image est égale à 4f ' d'où f ' = D/4.