Le PST est un instrument facile d’utilisation et compact pour l’observation du Soleil ; l’objectif a été atteint, puisque l’instrument fait 38,1 cm (15″) de long, et son poids est de moins de 1,3 kg (3 lb). Le PST est un très bon achat pour ceux qui s’intéressent à notre étoile. Le rendu des images Hα est impressionnant pour un instrument qui ne fait que 40 mm (1,57″) d’ouverture. Toutefois il est assez compliqué d’obtenir des photos avec cette instrument, car à la base il n’a pas été conçu pour la photographie. La méthode la plus facile sans rien modifier à l’instrument demeure la projection par oculaire (afocale) ; difficile, mais réalisable. L’image en haut à droite montre la version « moderne » du modèle de base du PST, sans ajout comme un deuxième filtre à l’avant pour maximiser les performances (double-stack). Porte-oculaire incluant le filtre H-Alpha [5mm] V Bague incluant le filtre de réjection d'énergie Molette de mise au point Bloc usiné incluant le pentaprisme et le système de mise au point Interféromètre Tube d'aluminium Objectif Fabry-Perot inlcuant la molette anodisé Or 40 mm f110 d'ajustement du filtre L’objectif achromatique du PST est composé d’un double verre flint/crown et d’un mécanisme de mise au point assez particulier, ainsi que d’un filtre Hα, un filtre de réjection d’énergie et un interféromètre dit de Fabry-Perot [1]. Cet interféromètre est constitué de deux verres optiques partiellement réfléchissants, au coefficient de réflexion supérieur à 95%, et tire parti des propriétés de superposition de la lumière. La lumière est considérée comme l’oscillation d’un champ électromagnétique ; imaginons donc deux faisceaux lumineux se superposant avec des maximums qui coïncident : leur champ global aura une amplitude double — on parle d’une interférence positive. Par contre, si les deux maximums sont décalés de façon à ce qu’ils ne correspondent plus un à l’autre, les deux champs s’annulent mutuellement — on parle alors d’une interférence négative (image de droite, au centre). Le schéma en bas à droite illustre le principe de l’appareil. Dans celui-ci, la lumière entre à gauche (en i) et se reflète entre deux verres soigneusement espacés (les rectangles gris ombragés). Une partie de cette lumière est transmise à chaque fois que celle-ci rencontre la deuxième surface, créant ainsi de multiples faisceaux qui interfèrent les uns avec les autres au point focal I(M). Les franges d’interférences ainsi réalisées constituent un interféromètre avec une très bonne résolution. Pour terminer, un filtre interférentiel, qui ne laisse passer qu’une plage de longueurs d’ondes de l’ordre de 10 nm, permet de sélectionner rigoureusement la raie Hα à 656,29 nm, éliminant ainsi la lumière des autres longueurs d’onde et contribuant à « épurer » l’image finale. [1] Du nom de ses inventeurs, Charles Fabry et Alfred Perot. Références et lectures suggérées FIENBERG, Richard Tresch. David Lunt (1942–2005). http://www.skyandtelescope.com/news/3309971. html ? page=1&c=y GALLOT, Guilhem. L’interféromètre de Fabri-Perot. http://www.sabix.org/bulletin/b18/interferometre.html Interféromètre de Fabry-Perot. https://fr.wikipedia.org/wiki/Interf%C3%A9rom%C3%A8tre_de_Fabry-Perot Woodland Hills Camera & Telescope. David Lunt, Solar Filter Designer. http://www.darkskycast.net/davidlunt.html Meade Instruments. Coronado PST. http://www.meade.com/product_pages/coronado/scopes/pst.php Lunette de 40 mm de diamètre Distance focale de 400 mm (ƒ/10) Longueur d’onde Hα de 656,29 nm Bande passante de 0,06 nm à 0,10 nm Stabilité thermique 0.5 pm/°C Réjection UV (EUV) et IR >10 −5 Prix variant de 699,00 $ USD à 1 199 $ USD (sur le site Web de Meade) Janvier/février 2014 astronomie-quebec.com 13