Pouvoir séparateur
La limite de résolution angulaire intrinsèque d'une lunette astronomique est définie comme étant la distance angulaire minimale séparant deux points dont la lunette donne des images distinctes.
Cette limite est imposée par les phénomènes de diffraction résultant de la limitation de l'ouverture des faisceaux[1] par l'objectif : \(~\alpha=\frac{1,2~.~\lambda}O=\frac{0,6~.~\lambda}R\)
si nous prenons une longueur d'onde moyenne égale à 0,5 microns et si les longueurs sont exprimées en mm :
\(\alpha=\frac{3.10^{-4}}R~\mathrm{rd}\approx\frac1R~\mathrm{en}~\mathrm{minutes}=\frac{60}R~\mathrm{en}~\mathrm{secondes}=\frac{f_{\mathit1}}O~\frac{120}{f_{\mathit1}}~\mathrm{en}~\mathrm{secondes}\)
Les lunettes de grand pouvoir séparateur (\(~\alpha~\) petit) doivent avoir un objectif de grande ouverture O. Comme l'objectif doit être corrigé des aberrations chromatiques et de sphéricité son ouverture ne peut varier que dans des limites raisonnables (entre 5 et 30 cm de diamètre) et il faudra donc, pour obtenir une lunette ayant un grand pouvoir séparateur, utiliser un objectif ayant une grande distance focale[2].
Simuler
L'animation suivante permet d'observer la marche des rayons au travers d'une lunette :