La lunette astronomique est constituée de deux lentilles, d'un objectif à l'entrée qui capte la lumière de l'astre observé et en donne une image à son foyer, puis d'un oculaire à la sortie qui rejette cette image à l'infini pour que l'on puisse l'observer aisément.
En effet, la lumière se déplace dans le vide à une vitesse de 300 000 km/s. Cela est suffisant pour faire 7 fois le tour de la Terre en une seconde !
Si un rayon arrive en parallèle à l'axe optique d'une lentille convergente, alors celle-ci fera converger les rayons en un point unique : le foyer image.
Seul le vide possède un indice de milieu égal à 1. Un milieu inférieur à 1 n'est pas possible, car cela signifierait que la lumière se déplace plus vite dans ce milieu que dans le vide, ce qui est impossible.
C'est l'une des trois propriétés majeures d'une lentille : un rayon passant par le centre optique n'est pas dévié.
La cornée, complètement transparente, permet de transmettre la lumière au reste de l'œil. Celle-ci passe ensuite au cristallin, qui converge les rayons lumineux sur la rétine, où l'information lumineuse est convertie en signaux électriques en direction du nerf optique, vers le cerveau.
En effet, la réfraction correspond à un changement de direction d'un rayon lumineux lorsqu'il traverse des milieux transparents d'indice différents.
Cette équation est très utile pour calculer les différents angles ou indices de milieu dans les situations de réfraction lumineuse.
Le calcul de vergence permet notamment aux opticiens de calculer la correction adaptée pour des lunettes.
La vergence correspond à l'inverse d'une distance, c'est-à-dire des m^-1 mais on utilise aussi la dioptrie (δ). Ainsi, une lentille d'une vergence de 20 δ aura une distance focale image de 5 cm.
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