LUNETTES ASTRONOMIQUES ET TÉLESCOPES

LUNETTES ASTRONOMIQUES ET TÉLESCOPES

Sous l’appellation un peu désuète de «lunettes astronomiques» se rangent une série d’instruments d’importance historique considérable: c’est grâce, en effet, à la lunette de Galilée (fig. 1) que la conception du monde a évolué du géocentrisme ancien vers l’universalisme actuel; les télescopes modernes ont ouvert des voies essentielles à la compréhension du monde physique, l’étude des réactions nucléaires postulées à l’intérieur des étoiles étant un stimulant considérable pour la physique des particules élémentaires; l’observation astronomique a réussi à atteindre des régions de l’Univers si lointaines que leur description ne s’accommode plus des approximations admissibles dans notre voisinage; enfin, en liaison avec les deux aspects précédents, l’homme a pu non seulement retracer l’histoire de l’Univers, mais même en dater les étapes jusqu’à s’interroger sur ce qui pouvait être avant le big bang initial ^{[cf. COSMOLOGIE]}.

On a pu épiloguer pour savoir si c’était l’invention d’un instrument qui amenait une découverte ou l’inverse. Dans le présent domaine, il est certain que la lunette n’a pas été inventée pour explorer l’Univers et que la gloire de Galilée a été d’avoir la curiosité décisive de l’employer à cela; cependant, de nos jours, c’est le désir de découverte qui l’emporte et l’on souhaite construire des instruments – grands, on verra pourquoi – capables d’apporter des solutions à certains problèmes que l’on sait être cruciaux dans la compréhension de l’Univers (encore que plusieurs découvertes faites dans les dernières décennies du XX^e siècle grâce à des instruments nouveaux aient été totalement inattendues). Mais les limites technologiques sont là. La lignée des lunettes à lentilles qui a débuté avec les 2 cm de diamètre de celle de Galilée a culminé avec les 102 cm de celle de Yerkes à la fin du XIX^e siècle. Ce sont les grands télescopes à miroirs qui ont alors pris la relève; mais le plus grand des télescopes de conception «classique» – celui de Zelentchouk, en Russie, de 6 m d’ouverture – n’aura pas de successeur. Pour gagner encore en efficacité, il faut exploiter des méthodes nouvelles et des technologies dont certaines ont déjà subi l’épreuve de la pratique.

1. Principes optiques

On appelle habituellement lunette , abréviation de «lunette d’approche», un instrument dont l’emploi a pour effet de réduire la distance apparente des objets éloignés, ce que traduit aussi le mot télescope adopté dans la plupart des autres langues, ou encore, jusqu’à un certain point, le mot allemand Fernrohr . D’ailleurs, lorsqu’on a construit, avec des technologies différentes mais sur les mêmes principes de base, des appareils destinés à l’exploration de l’Univers dans des domaines spectraux autres que celui de l’optique, on les a tout naturellement appelés «radiotélescopes», «télescopes à rayons X», «télescopes à rayons gamma», etc.

Un second usage s’est établi en France, consistant à réserver le nom de «lunette» à un instrument formé uniquement de lentilles, au travers desquelles la lumière se réfracte, et à appeler «télescopes» ceux dont l’organe essentiel est un miroir sur lequel la lumière se réfléchit. Cette distinction, à l’étranger, se fait par l’emploi des mots réfracteur ou réflecteur ajoutés au terme générique de «télescope», ou même utilisés seuls. C’est la solution la plus logique, et il est heureux que, à défaut de la disparition du mot «lunette», elle soit d’usage professionnel courant en France.

Dans leur emploi astronomique, lunettes et télescopes remplissent un double rôle:

– projeter une image des objets très distants sur un plan dit focal (ou une portion de sphère) accessible à l’observateur;

– collecter sur leur surface d’entrée de l’énergie issue de chacun de ces points distants pour la concentrer en son image (quasi ponctuelle) dans le plan focal.

Le projecteur permet de reconstruire la disposition dans l’espace des points observés; le collecteur permet d’accroître, dans le plan focal, l’énergie reçue par unité de surface, donc de déceler des sources plus faibles.

Les lois de Descartes donnent la possibilité de réaliser sous forme d’une lentille convergente ou d’un miroir concave un organe (qu’on peut appeler objectif) possédant en même temps les deux propriétés requises.

Tous deux, en effet (avec l’approximation dite de Gauss), sont des collecteurs qui font converger en un même point image tous les rayons lumineux issus d’un même point source. Et, pour tous deux aussi, on peut définir un point (point nodal image ou centre optique) qui, avec la même approximation, lorsqu’on le joint aux points images, donne un faisceau de directions superposable à celui qui joint les points sources correspondants à un autre point caractéristique du système (point nodal objet) ou au même centre optique: d’où le fonctionnement comme projecteur.

Mais cette approximation n’est acceptable que pour des objectifs dont le diamètre est assez petit par rapport à la distance focale (distance entre l’objectif et son plan focal) et pour un ensemble de directions peu écartées, angulairement, d’une direction moyenne (autrement dit pour un champ réduit).

Dans le cas général, l’image d’une source ponctuelle n’est pas réduite à un point, mais forme, dans le plan focal, une tache d’aberration géométrique ; dans le cas des réfracteurs peut s’y ajouter une aberration chromatique , car la déviation d’un rayon et par conséquent la mise au point dépendent, par l’indice de réfraction, de la longueur d’onde de la lumière considérée.

On rappellera ici les caractéristiques de ces diverses aberrations, car c’est en fonction de leur correction plus ou moins poussée que l’on choisit tel ou tel type d’objectif astronomique, propre à tel ou tel type d’observation.

L’aberration chromatique

Une lentille simple et mince, formée d’un disque de verre limité par deux faces sphériques de rayons de courbure R ¹ et R ², constitue l’objectif réfracteur le plus simple. Sa longueur focale F est donnée par l’expression:

que l’on écrit encore 1/F = (n 漣 1) 暈, en appelant 暈 la courbure totale . Quand la longueur d’onde varie, et l’indice n avec elle, F varie. On caractérise une matière réfringente par la quantité

où n ^D, n ^F, n ^C sont les indices pour la raie jaune D du sodium, et pour les raies rouge C et bleue F de l’hydrogène. Entre ces deux dernières radiations, la longueur focale subit une variation relative de 1/ 益. Or, 益 vaut environ 64 pour les verres courants dits crown glass ; la variation pour une lentille de 1 m de distance focale et 64 mm de diamètre est de 16 mm, et le diamètre de la tache d’aberration chromatique est de 1 mm pour l’une de ces radiations lorsque la mise au point est assurée pour l’autre. Une telle lentille est impropre à tout usage astronomique, et l’on ne peut l’améliorer qu’en augmentant sa longueur focale, sans augmenter son diamètre. C’est ainsi que les astronomes du XVII^e siècle avaient juché des lentilles au sommet du bâtiment de l’Observatoire de Paris tandis que l’observateur resté sur le terre-plein en orientait l’axe au moyen d’une corde attachée à une perche; mais alors l’image de l’astre devient très grande et très peu lumineuse.

Au siècle suivant, on voit apparaître les objectifs achromatiques , dans des conditions qui ont donné lieu à de longues polémiques. Ils sont fondés sur l’existence de verres, notamment les verres au plomb dits flint glass , pour lesquels la quantité 益 est beaucoup plus faible que pour les crowns (de l’ordre de 36), de sorte que les aberrations des lentilles de flint sont beaucoup plus fortes. On peut combiner une lentille de crown convergente ayant une certaine aberration longitudinale avec une lentille de flint divergente ayant la même aberration (mais de signe contraire); la divergence qui donne cette aberration est moindre que la convergence de la lentille de crown; on obtient donc au total un système convergent dans lequel les aberrations longitudinales se sont compensées. De façon plus précise, on peut calculer les courbures totales des deux lentilles de façon que les longueurs focales soient égales pour deux longueurs d’onde choisies arbitrairement; elles seront égales aussi pour une infinité d’autres couples de longueurs d’onde et il existera une longueur focale minimale pour une certaine longueur d’onde moyenne. L’aberration chromatique n’est pas entièrement supprimée (on dit qu’il subsiste un spectre secondaire), mais elle est fortement réduite. Cependant, pour un objectif de 1 m de diamètre et 20 m de longueur focale (le plus grand réfracteur en service), l’aberration transversale est tout de même de 0,5 mm pour les raies rouge et bleue si la mise au point est faite sur le jaune, ce qui est encore prohibitif et oblige à ne travailler qu’à travers des filtres. C’est l’une des raisons qui ont fait préférer, pour les grands instruments, les réflecteurs.

Les aberrations géométriques

Pour des raisons de calcul et de réalisation, et aussi parce qu’ils fournissent les meilleurs résultats, tous les objectifs d’usage courant possèdent un axe de révolution.

Considérons alors un faisceau incident de rayons parallèles à une direction faisant l’angle avec l’axe, et rencontrant la face d’entrée de l’objectif suivant un cercle de diamètre D et de rayon h (hauteur d’incidence) centré sur l’axe (fig. 2). Les aberrations géométriques se décrivent par la section du faisceau émergent correspondant par un plan normal à l’axe, au voisinage du plan focal, section dont la forme et les dimensions s’expriment en fonction de (en radians) et de 福 = h /F . Dans l’approximation dite de Gauss, la tache est ponctuelle, quel que soit 福, et elle se trouve à une distance de l’axe égale à F tan . Cela est valable si 福 et sont très petits. Si l’on calcule un objectif à grande ouverture (F /D faible) et à grand champ ( grand), on s’aperçoit que les termes qui dépendent des puissances de 福 et supérieures à la première prennent des valeurs non négligeables, et c’est là l’origine des aberrations. On montre que ces termes ne peuvent contenir que des puissances impaires de 福 et ensemble, de sorte que l’étape suivante, à laquelle on se limitera ici, est celle dite des aberrations du troisième ordre .

Ces aberrations sont de quatre espèces, variant respectivement comme 福³, 福² , 福² et ³.

La première est l’aberration sphérique . Elle peut exister même sur l’axe, où = 0. La tache d’aberration, cercle de rayon A 福³, provient du fait que les rayons correspondant à diverses valeurs de h ne recoupent pas tous l’axe au même point. Lorsqu’un système possède un coefficient A nul, on dit qu’il est stigmatique.

La deuxième est la coma . La tache d’aberration, pour une nappe de rayons caractérisés par une même valeur de h , est encore un cercle, de rayon B 福² ; dans ce cas, le centre du cercle se déplace, quand h varie, d’une quantité égale à 2B 福² . Un faisceau «plein» donne, en conséquence, une tache en forme d’aigrette, qui s’amenuise de la pointe vers l’extérieur. Lorsque le coefficient B est nul, le système est dit aplanétique.

L’aberration en 福² s’observe sur des faisceaux minces mais assez inclinés, qu’elle a pour effet de «pincer» suivant deux droites dites focales, séparées par une certaine distance dite d’astigmatisme. Les sections du faisceau par des plans successifs sont des ellipses de demi-grands axes variables, dont l’une est le cercle de moindre aberration, de rayon C 福². Si C est nul, les images sont ponctuelles mais réparties sur une sphère centrée sur l’axe, dont le rayon n’est généralement pas infiniment grand; on dit alors qu’il y a anastigmatisme avec courbure du champ; au contraire, si ce rayon est infini, il y a planéité du champ, mais l’astigmatisme peut ne pas être nul.

L’aberration en ³, enfin, est la distorsion. Elle peut exister (et alors elle est seule) pour un faisceau réduit à un seul rayon ( 福 = 0) et elle a pour effet de rendre le faisceau des directions correspondant à diverses valeurs de non superposable à celui des directions incidentes, avec un écart E ³ croissant comme le cube de la distance à l’axe. Elle n’a d’importance, en astronomie, que dans certains cas que l’on signalera au passage.

Il faut remarquer que l’aberration sphérique et l’astigmatisme possèdent la propriété de conserver une symétrie de distribution de l’énergie dans la tache autour du centre, qui est la trace de l’axe du faisceau; il s’ensuit que, si l’on détermine des directions astronomiques à partir d’images affectées de ces aberrations, on ne risquera pas d’erreurs importantes. Au contraire, dans l’aigrette de la coma, la distribution d’énergie est entièrement dissymétrique; selon qu’on observera une étoile plus ou moins brillante, la plaque ou le détecteur C.C.D. enregistrera une étendue plus ou moins grande de cette aigrette, et le centre de l’image sera en apparence déplacé; la coma est donc à éviter à tout prix dans les instruments servant aux mesures de position, plus encore que la distorsion, dont il est plus facile de tenir compte a posteriori.

La diffraction

Toutes les considérations qui précèdent supposent la propagation rectiligne de la lumière. Or, d’après le principe de Huygens, si l’on considère un faisceau de lumière tombant sur un objectif réduit, par un diaphragme de très petit diamètre, à son centre optique, l’énergie transmise ne se retrouve pas uniquement au point du plan focal où le rayon passant par le centre optique perce ce plan, comme cela a été admis précédemment; cette énergie se répartit dans une figure de diffraction non ponctuelle. En d’autres termes, l’image de la source ponctuelle que constitue une étoile aura une certaine étendue, même en l’absence d’aberrations.

Cela vaut encore pour un diaphragme non infiniment petit, par intégration des phénomènes relatifs à chaque élément de la surface utile de l’ouverture. Dans le cas usuel simple d’une ouverture circulaire, de diamètre D , on montre qu’une source ponctuelle donne, dans le plan focal, une tache centrale brillante à bords dégradés, entourée d’anneaux circulaires concentriques de plus en plus faibles séparés par des anneaux sombres. C’est la figure d’Airy (cf. LUMIÈRE-Diffraction). On la caractérise généralement par le rayon angulaire du premier anneau sombre, qui vaut, en radians, 1,22/D , où est la longueur d’onde du rayonnement utilisé. Cela conduit à la notion de pouvoir séparateur, ou pouvoir de résolution, d’un instrument.

Il est clair, en effet, que deux sources ponctuelles dont la séparation angulaire est notablement moindre que la dimension de la tache centrale de la figure d’Airy donneront deux figures pratiquement superposées et indiscernables, comme s’il s’agissait d’une seule source. On admet qu’on ne reconnaît l’existence de deux sources distinctes que si leur écart angulaire dépasse 0,85 fois le rayon du premier anneau sombre, ce qui, pour une longueur d’onde de 0,55 猪m (région verte du spectre), donne l’expression classique du pouvoir séparateur en secondes d’angle, soit 12 /D , où D est le diamètre de l’instrument exprimé en centimètres. Ainsi, un instrument de 12 cm de diamètre doit «séparer», en principe, deux étoiles écartées angulairement d’une seconde d’angle (1 mm vu à 206 m). Théoriquement, l’accroissement du diamètre devrait permettre de «résoudre» des détails astronomiques de plus en plus fins sur l’image d’un objet étendu. On verra plus loin qu’il n’en est malheureusement pas ainsi en pratique et qu’on atteint assez rapidement une limite de résolution au-dessous de laquelle il devient très difficile de descendre.

Les mêmes notions s’appliquent au cas des radiotélescopes ^{[cf. RADIOASTRONOMIE]}. On parle alors de lobes d’antenne au lieu de figure de diffraction (un gain nul entre deux lobes étant l’équivalent d’un anneau sombre dans l’image optique). Les longueurs d’onde sont beaucoup moins petites par rapport aux diamètres utilisables que dans les cas des instruments optiques; il s’ensuit que les limites de résolution angulaire sont plus élevées (par exemple, 12 minutes d’angle pour le radiotélescope de 76 m de Jodrell Bank travaillant sur la longueur d’onde de 21 cm de l’hydrogène). Il faudra donc des dispositifs entièrement différents (interféromètres) pour localiser et analyser les radiosources avec une précision angulaire notable.

De la même façon, la résolution angulaire des télescopes travaillant dans l’extrême ultraviolet pourrait être excellente; mais alors, ce sont les limitations technologiques qui deviennent critiques.

2. Les diverses combinaisons objectives

Examinons maintenant les diverses solutions pratiques conduisant à un système collecteur-projecteur, et leurs propriétés respectives. Elles font appel soit uniquement à des lentilles (systèmes dioptriques ou réfracteurs), soit uniquement à des miroirs (systèmes catoptriques, ou réflecteurs), soit, plus rarement, aux deux (systèmes catadioptriques). On se limitera à l’exposé des plus courants.

Les réfracteurs: doublets achromatiques et astrographes

On a déjà vu qu’on pouvait réaliser, au moyen de deux lentilles, un système dioptrique dont l’aberration chromatique était sinon supprimée, du moins fortement réduite. En fait, cette condition d’achromatisme n’impose qu’une relation entre les courbures totales des deux lentilles, si bien que deux conditions sont encore disponibles pour fixer les quatre rayons de courbure des faces.

On supprime, d’abord, l’aberration sphérique, de façon à obtenir une image ponctuelle de l’étoile vers laquelle est dirigé l’axe de l’instrument. Quant au dernier degré de liberté, on l’utilise soit pour supprimer la coma, soit pour égaliser les courbures de la face de sortie du crown et celle de la face d’entrée du flint ; on peut alors coller les deux verres (doublet de Clairaut ), ce qui est très avantageux pour les objectifs de petite dimension, tels que ceux des jumelles et des longues-vues.

Les doublets ainsi conçus ont tous les mêmes propriétés quant à l’astigmatisme et à la courbure du champ, qui sont notables assez loin de l’axe, mais ne gênent en rien l’observation, par exemple, de la Lune entière (diamètre apparent de 30 minutes d’angle); quant à la distorsion, elle est négligeable.

Ce sont là les objectifs des grandes «lunettes» réalisées au XIX^e siècle et au début du XX^e. Le diamètre maximal atteint a été celui du réfracteur de l’observatoire Yerkes, aux États-Unis, avec 102 cm pour 19 m de longueur focale. Trois objectifs dépassant 80 cm existent dans le monde (le deuxième est à l’observatoire Lick, États-Unis, le troisième à Meudon, près de Paris) et une trentaine seulement de plus de 60 cm avec des longueurs focales de 10 à 20 m; cette voie n’a pas été poursuivie.

Cependant, les réfracteurs n’ont pas été limités aux doublets, et, pour obtenir des astrographes couvrant un détecteur (plaque ou C.C.D.) de grande dimension et atteignant des astres faibles grâce à un diamètre important, on a eu recours à des triplets dérivés de l’objectif photographique dit de Taylor, dans lequel deux éléments convergents encadrent un élément divergent, avec des distances notables entre eux. Une telle combinaison comporte huit variables (six rayons de courbure et deux intervalles) qu’on peut utiliser théoriquement pour corriger les aberrations chromatiques et géométriques du troisième ordre. Il s’agit là de combinaisons difficiles à réaliser et à régler, mais dont de très beaux exemplaires ont été construits, avec des diamètres atteignant 51 cm pour une distance focale de 375 cm et un champ de 40 cm 憐 40 cm (observatoire Lick). Mais l’avènement du télescope de Schmidt a fait que ces objectifs ont été eux aussi dépassés.

Les réflecteurs: le miroir parabolique et ses dérivés

Les réflecteurs présentent l’avantage d’un achromatisme absolu, ne demandent le polissage que d’une seule surface au lieu de quatre, et n’exigent pas des verres d’une homogénéité absolue puisque la lumière ne traverse pas le miroir. Le plus simple d’entre eux et le plus facile à polir optiquement est le miroir sphérique concave, qui présente malheureusement une aberration sphérique importante pour un objet à l’infini. Mais le paraboloïde de révolution , réalisable avec une grande précision malgré des difficultés d’exécution plus grandes, est rigoureusement stigmatique pour le point objet à l’infini sur son axe. En revanche, surtout lorsqu’on choisit un rapport F /D faible, la coma et l’astigmatisme deviennent très importants, si l’on veut obtenir un encombrement réduit, qui est un autre avantage des réflecteurs, et le champ utilisable est très limité.

Tel qu’il est, cependant, le miroir parabolique est largement utilisé: en général, on fait tomber le faisceau réfléchi sur un miroir plan incliné à 45⁰, qui le renvoie à angle droit sur le côté du tube; c’est le principe du télescope de Newton (fig. 3). On peut pourtant, si D est assez grand, travailler directement au foyer primaire , en y suspendant, pour l’observateur et les appareils auxiliaires, une nacelle de dimension suffisante quoique obturant seulement une fraction non prohibitive du faisceau incident; on estime que cette solution n’est acceptable que si D approche 4 m.

Le miroir parabolique offre d’autres possibilités. En effet, si l’on fait tomber le faisceau réfléchi sur un miroir hyperbolique de révolution autour du même axe que le paraboloïde – et dont l’un des foyers coïncide avec celui du paraboloïde –, on obtient au second foyer de l’hyperboloïde une nouvelle image stigmatique et agrandie. On fait généralement en sorte que, le miroir primaire étant percé en son centre, le plan focal final se trouve un peu en arrière du barillet qui le contient. On peut ainsi obtenir, avec un tube court, une longueur focale beaucoup plus importante. Par exemple, le primaire aura couramment un rapport F /D de 5 (la longueur du tube sera de l’ordre de 4 fois son diamètre) avec une longueur focale équivalente de 15, 20 ou 30 fois le diamètre, voire plus, sans encombrement supplémentaire. C’est la combinaison nommée télescope Cassegrain (fig. 4).

Le télescope Cassegrain présente sur le paraboloïde employé seul l’avantage d’un plus grand champ utilisable. Cependant, lorsqu’on veut couvrir un champ de l’ordre de 1 degré avec un télescope de plusieurs mètres de diamètre, on constate que la coma et l’astigmatisme deviennent trop importants sur les bords du champ. On a donc depuis longtemps cherché à réaliser un télescope aplanétique , de même schéma que le Cassegrain, mais dans lequel les miroirs cessent d’avoir comme méridiennes la parabole et l’hyperbole précédentes; on a montré qu’on pouvait ainsi sinon supprimer rigoureusement la coma, du moins ramener les aberrations résiduelles à une valeur acceptable sur un champ étendu. La solution la plus courante est celle dite de Ritchey-Chrétien.

C’est encore le paraboloïde de révolution qui s’est avéré le plus commode dans la conception aussi bien des télescopes pour les fréquences radioélectriques que pour les rayonnements de très courtes longueurs d’onde, et là encore il joue le rôle de projecteur de directions et de collecteur d’énergie.

Dans le domaine radioélectrique, on travaille sur la seule direction de l’axe du paraboloïde, en plaçant au foyer un récepteur qui est une petite antenne ou l’entrée d’un guide d’ondes.

Vers les très courtes longueurs d’onde, la limite d’emploi des collecteurs du type optique provient de la décroissance du pouvoir réflecteur des surfaces, qui ne permet pas de dépasser l’ultraviolet extrême. Une solution élégante, cependant, a permis d’aller plus loin, vers les rayons X, avec un montage identique dans son principe au télescope Cassegrain, mais utilisant le paraboloïde et l’hyperboloïde sous des incidences rasantes pour lesquelles la réflexion est encore notable (fig. 5). Au-delà, on doit avoir recours à des chambres formant des images par passage des rayons au travers d’un petit trou.

Un système catadioptrique: le télescope de Schmidt

L’un des tournants les plus remarquables de l’optique des instruments astronomiques a été l’invention par Bernhard Schmidt, à Hambourg, en 1932, du télescope qui porte son nom. C’est une solution très simple et ingénieuse (on a pu dire avec raison que déjà Descartes avait tous les éléments voulus pour la trouver) du problème – crucial en astronomie – de l’objectif à grand diamètre, grand champ et courte longueur focale.

L’idée fondamentale consiste à utiliser un miroir sphérique et à diaphragmer le faisceau non plus par le bord du miroir, mais par une ouverture circulaire dont le centre coïncide avec le centre de courbure C du miroir (fig. 6). La seule aberration dont soit affecté le faisceau réfléchi est l’aberration sphérique. On la corrige par la lame de Schmidt , placée sur le diaphragme, dont une face est plane et l’autre légèrement creusée dans sa partie moyenne: le centre se comporte comme une lentille convergente, la périphérie comme une lentille divergente; le résultat est que tous les rayons réfléchis viennent recouper l’axe au même point: il y a stigmatisme. Le lieu des images des points à l’infini est ici, non plus un plan, mais une sphère focale, sur laquelle on retrouve, à partir de C, la reproduction exacte de la disposition des points considérés sur la sphère céleste . On peut donc dire que le télescope de Schmidt n’est affecté ni d’aberration sphérique, ni de coma, ni d’astigmatisme, ni de distorsion. Il ne lui reste qu’un résidu peu gênant d’aberration chromatique (dû à la lame) et une courbure du champ dont on ne peut pas ne pas tenir compte. La solution la plus généralement retenue consiste à utiliser des détecteurs (films et même plaques de verre, C.C.D.) assez flexibles pour s’adapter à une matrice sphérique.

On a construit beaucoup plus de télescopes de Schmidt que d’astrographes à grand champ. Le plus grand demeure celui du mont Palomar qui, avec son diamètre utile de 122 cm pour une focale de 307 cm et un champ de 6⁰ 憐 6⁰, a permis de réaliser le premier atlas photographique moderne, le Palomar Observatory Sky Survey , publié par la National Geographic Society.

3. Au-delà du plan focal

L’image formée dans le plan focal du collecteur est transposée, directement ou indirectement, sur un récepteur d’où sortiront des données quantitatives: la rétine de l’observateur, ou la plaque photographique, ou des dispositifs plus élaborés qui seront décrits ci-après.

L’observation visuelle

L’observation visuelle est la première qui ait été pratiquée, et ce sous une forme un peu différente de celle qui paraît maintenant la plus évidente: puisque l’objectif donne, dans son plan focal, une image réelle des objets à l’infini, il suffit d’observer cette image avec une lentille convergente servant de loupe. Mais on peut aussi former une nouvelle image à l’infini au moyen d’une lentille divergente placée avant le plan focal de l’objectif, et c’est cette solution que l’Italien Porta a été, semble-t-il, le premier à trouver, vers 1585, imité en 1608 par les Hollandais. L’année suivante, Galilée construisait plusieurs lunettes de ce type, et son nom leur est resté, cependant que Huygens, cinquante ans plus tard, instaurait définitivement l’usage de l’oculaire convergent. C’est sur ce dernier que l’on raisonnera, en remarquant, d’ailleurs, que ce qui suit s’applique quel que soit le type d’objectif, réfracteur ou réflecteur, auquel est associé l’oculaire.

Les caractéristiques essentielles à considérer dans le cas de l’observation visuelle sont le grossissement, la clarté et le champ.

Si les plans focaux de l’objectif et de l’oculaire sont confondus, comme on vient de le dire – l’ensemble du système est alors dit afocal –, l’œil observera les objets à l’infini aussi bien avec que sans l’instrument; mais il les verra sous des angles différents, et le rapport de ces angles est dit grossissement ; on voit immédiatement qu’il est égal au rapport F /f des longueurs focales de l’objectif et de l’oculaire.

La pupille de l’œil est placée sensiblement sur l’image que l’oculaire forme de l’objectif (cercle oculaire), dont le diamètre est égal à celui de l’objectif divisé par le grossissement. Pour que le pouvoir collecteur de l’instrument soit bien utilisé, il faut que le cercle oculaire soit plus petit que la pupille (6 mm env.), donc dépasse une certaine valeur dite grossissement équipupillaire (10 pour un objectif de 60 mm, etc.). Dans le cas de l’observation des étoiles, la clarté de l’instrument est égale au rapport de l’aire de l’objectif à l’aire de la pupille, donc finalement au carré du grossissement équipupillaire. Dans le cas de l’observation d’un objet étendu (planète par exemple), la surface couverte par l’image finale sur la rétine croît comme le carré du grossissement, de sorte que la clarté est alors égale au carré du rapport du grossissement équipupillaire au grossissement effectivement employé.

Si l’on veut aussi profiter du pouvoir de résolution de l’instrument, il faut que le grossissement soit assez élevé pour que, en le multipliant par 12 /D , on obtienne un angle supérieur au pouvoir résolvant de l’œil, qui est de 60 environ; il doit donc dépasser une certaine valeur dite grossissement résolvant, correspondant à une pupille de 0,2 cm, ce qui donne le triple du grossissement équipupillaire.

Tout cela concerne l’observation d’un objet situé sur l’axe de l’instrument. Tout se passe de même pour des objets hors de l’axe, à condition que les faisceaux qui ont convergé aux différents points du plan focal tombent effectivement sur l’oculaire; ils sortent alors de l’instrument au travers du cercle oculaire, comme les rayons centraux. Tout le problème du champ observable dépend donc de l’oculaire. On ne peut utiliser une très grande étendue d’une lentille simple, sous peine d’aberrations importantes. On a donc proposé de multiples types d’oculaires, dont le plus courant est celui de Ramsden, formé de deux lentilles identiques, séparées par une distance égale à leur distance focale, la première étant placée dans le plan focal de l’objectif et son bord délimitant le champ.

L’observation visuelle, dont l’emploi est maintenant limité (mais qu’on aurait tort de négliger), a essentiellement servi à l’étude morphologique des astres suffisamment brillants (Lune, planètes surtout) et aux mesures de dimensions angulaires et de positions. Pour ces applications, il est nécessaire de fournir à l’œil un repère de position. Dans le cas le plus simple, on place dans le plan focal de l’objectif un réticule formé de deux fils fins (d’araignée autrefois, de Kevlar maintenant) croisés à angle droit au foyer même. Si l’on ajoute un troisième fil, parallèle à l’un des deux premiers et porté par une platine mobile grâce à laquelle on peut faire varier la distance entre eux, on obtient deux croisées de fils, par lesquelles on peut «bissecter» deux étoiles du champ, et mesurer ainsi leur écart angulaire en grandeur et en direction. C’est le micromètre à fils. Comme son emploi est affecté par les mouvements de l’instrument, on a imaginé des micromètres à double image dans lesquels, par exemple au moyen de lames ou prismes biréfringents, on produit dans le plan focal deux images de chaque étoile au lieu d’une, à une distance et dans une direction choisies à volonté; de tels appareils permettent notamment la mesure des caractéristiques orbitales des étoiles doubles, seules sources d’information sur les masses des étoiles.

L’observation photographique

L’emploi astronomique de la plaque photographique – récepteur bidimensionnel capable de conserver matériellement l’image de tout un champ étendu et d’accumuler, en outre, pendant un certain temps, l’énergie reçue sur cette image, ce qui permet d’atteindre des sources plus faibles – a été d’une portée incalculable. L’application est immédiate: il suffit de placer la plaque sensible dans le plan focal d’un objectif, avec la seule condition que l’axe optique «suive» le mouvement apparent des astres.

Il n’est plus question, en ce cas, de grossissement, mais seulement d’échelle de l’image: la distance angulaire, en radians, de deux sources, est égale au rapport de la distance linéaire de leurs images sur la plaque à la distance focale de l’objectif.

Les considérations de clarté et de résolution découlent ici des propriétés de l’émulsion photographique. Le gélatino-bromure d’argent, après développement et fixage, laisse, aux points qui ont reçu de la lumière, des amas de grains d’argent opaques qui imposent une limite à la résolution obtenue sur l’image, et il faut noter que, dans l’ensemble, les émulsions à grain fin sont peu sensibles, alors que les émulsions très sensibles ont un grain plus gros.

Deux cas se présentent donc:

– Si l’on cherche à obtenir toutes les étoiles d’un champ, pour déterminer soit leurs positions relatives, soit leur éclat, tout se passe comme si chaque image optique était ponctuelle, et l’énergie reçue en un temps de pose donné est simplement proportionnelle à D ². En fait, comme la lumière est diffusée dans le gélatino-bromure, l’image photographique est une tache circulaire appréciable, dont le centre pourra servir aux mesures de position, et dont le diamètre, croissant avec l’éclat, permettra de mesurer ce dernier, au moins jusqu’à certaines limites de précision.

– Lorsque l’on veut, au contraire, photographier des détails sur un objet étendu, l’énergie tombant par unité de surface sur la plaque varie comme (D /F )². Mais pour profiter du pouvoir de résolution de l’objectif, il faudrait prendre F /D au moins égal à 50 avec des émulsions sensibles. Si l’on prend une émulsion à grain plus fin, F /D pourra être plus faible, mais le gain de luminosité obtenu sera compensé par la moindre sensibilité de l’émulsion. Un compromis est donc à trouver, et il reste situé vers des valeurs importantes de F /D . Cela conduit, par conséquent, à employer soit des réfracteurs à long foyer (donc très encombrants), soit des Cassegrain à grande distance focale finale.

Les récepteurs à haut rendement

Le mauvais rendement du processus photographique constitue la limitation essentielle de ses possibilités d’emploi en astronomie: il faut un millier de photons pour provoquer la formation d’un grain d’argent, alors qu’il en faut moins de dix pour faire réagir la rétine; une seconde limitation est qu’il existe un seuil photographique, c’est-à-dire que la plaque n’enregistre rien tant qu’elle n’a pas reçu un nombre minimal de photons, ce qui fait perdre les objets les moins brillants du champ alors que les autres sont déjà détectés.

On a donc cherché à exploiter les propriétés de l’effet photo-électrique et construit d’abord la caméra électronique (André Lallemand) dans laquelle les photons provoquent (avec un rendement pouvant atteindre 25 p. 100) l’émission d’électrons qui, focalisés par des champs électriques ou magnétiques, reforment une image, homothétique de l’image optique, sur une émulsion sensible aux particules chargées. On obtient une image formée de grains d’argent, mais avec une granularité beaucoup plus fine (de 5 à 10 fois) et une sensibilité finale plus grande (50 fois); de plus, chaque photo-électron donne une trace de grains d’argent, il n’y a pas de seuil et la relation éclairement-densité est beaucoup plus intéressante que dans le cas de la photographie classique.

La caméra électronique est un appareil remarquable mais d’emploi assez lourd. On a donc utilisé parallèlement des caméras de type télévision, moins parfaites quantitativement, mais d’exploitation plus facile, notamment du fait que l’image peut être mise directement en mémoire sur un support magnétique. L’étape suivante a été franchie avec les diodes au silicium, dont le rendement dépasse 80 p. 100 et dont la dernière version – les charge coupled devices ou C.C.D. – consiste en une mosaïque d’éléments carrés – les pixels – de 7 à 30 micromètres pilotés par un ordinateur qui stocke les signaux provenant de chacun et fait subir à l’image tous les traitements désirés, tels que modification des contrastes, analyse de détails, etc.

L’analyse spectrale

Toute compréhension de la nature physique des astres exige la connaissance de la distribution de l’énergie qui en est reçue en fonction de la longueur d’onde. On est donc amené:

– soit à photographier tout un champ à travers un filtre qui ne laisse passer qu’un certain intervalle, plus ou moins étendu, du spectre; les filtres peuvent être soit des verres ou des gélatines colorés, soit des filtres interférentiels, soit des filtres à biréfringence de Lyot ou de Sol face="EU Caron" カ, ou des interféromètres de type Fabry-Pérot;

– soit à isoler une mince bande du champ par une fente et à disperser cet élément unidimensionnel sur une plaque en fonction de la longueur d’onde, au moyen d’un prisme ou, plus généralement, d’un réseau de diffraction; on a ainsi un spectrographe.

Dans les deux cas, la sensibilité de l’émulsion photographique empêche d’isoler des domaines spectraux trop étroits ne contenant plus assez d’énergie. Mais on peut se contenter de procéder à la photométrie d’une étoile au moyen d’une cellule photoélectrique (plus précisément d’un photomultiplicateur à l’intérieur même duquel le courant est amplifié), et cela successivement à travers différents filtres dont chacun laisse passer suffisamment d’énergie dans un domaine spectral assez large. Ainsi, classiquement, on détermine sans ambiguïté les types spectraux d’étoiles même très faibles par la photométrie en trois couleurs seulement dite UBV (ultraviolet, bleu et visible).

On sait aussi, par contre, obtenir une analyse spectrale extrêmement fine du rayonnement global d’une source par la méthode dite de spectrométrie par transformation de Fourier qui associe très élégamment un filtrage par interférences et un traitement mathématique du signal de sortie.

4. Géométrie et mécanique des instruments astronomiques

Les astres ont sur la sphère céleste des mouvements apparents dont le plus important est le mouvement diurne – dû à la rotation de la Terre –, auquel se superposent les déplacements relatifs, beaucoup plus lents, des divers astres. Les collecteurs d’énergie qu’on a décrits devront donc être portés par des systèmes mécaniques permettant d’assurer, malgré ces mouvements, la fixité de l’image sur le récepteur; ou, au contraire, d’assurer le maintien de l’axe optique dans une direction connue par rapport à un système de référence, tout en déterminant l’instant de passage d’un astre sur cet axe optique, donc par une direction de coordonnées angulaires connues.

Le système de référence le plus immédiat est celui des coordonnées azimutales locales, matérialisé par le théodolite ; c’est une lunette mobile autour de deux axes; le premier, normal à l’axe optique de la lunette, est constamment horizontal, et la fourche ou colonne sur laquelle il repose tourne autour d’un axe vertical. La lunette peut donc pointer un astre dans une direction quelconque sur la sphère céleste; mais les coordonnées lues sur des cercles gradués liés aux deux axes varient au cours du mouvement diurne.

Si l’on oriente le théodolite de façon que l’axe horizontal soit dirigé est-ouest, on obtient un instrument méridien ; en effet, dans sa rotation autour de l’axe horizontal, l’axe optique balaie alors le plan méridien du lieu. Ce plan contient en particulier la direction, fixe, de l’axe de rotation de la Terre, ou ligne des pôles. L’angle de la direction d’une étoile quelconque avec la ligne des pôles est constant, c’est le complément de la déclinaison de l’étoile; l’instrument méridien permet de le mesurer au moment où, par suite du mouvement diurne, l’étoile passe dans le plan du méridien. De plus, le repérage sur une horloge des instants de passage des divers astres par ce même plan méridien fournit leur seconde coordonnée angulaire, avec une origine arbitraire. Si l’on prend comme origine la direction du Soleil à l’équinoxe de printemps, ou point vernal (point gamma), cette seconde coordonnée est l’ascension droite .

De telles déterminations sont difficiles, car il faut contrôler avec une très haute précision la position de l’axe optique et celle de l’axe de rotation de la lunette. Elles sont donc limitées à un nombre réduit d’étoiles qu’on appelle fondamentales, à partir desquelles on détermine de façon différentielle les coordonnées d’une autre série, beaucoup plus abondante, qui est celle des étoiles de repère; ces dernières, à leur tour, servent à mesurer, par différence, les coordonnées de toutes les étoiles qui sont photographiées dans le champ d’un astrographe.

On a cherché à améliorer la précision de ces mesures de position: d’une part, en rendant impersonnelle la détermination des instants de passage (en bissectant en permanence l’étoile par un fil animé de la même vitesse qu’elle et en enregistrant le passage du fil par le plan méridien); d’autre part, en ayant recours à des instruments dont les paramètres soient plus contrôlables ou moins nombreux que ceux de la lunette méridienne; citons l’astrolabe à prisme , rendu impersonnel par André Danjon, le tube photographique zénithal , ou P.Z.T., l’interféromètre optique astrométrique , la radio-interférométrie à longue base et, surtout, les instruments d’astrométrie spatiale , en particulier ceux qui ont été embarqués à bord du satellite Hipparcos ^{[cf. ASTROMÉTRIE ET ASTRONOMIE FONDAMENTALE]}.

Les montures équatoriales

Supposons que l’on incline un théodolite de façon que son axe, habituellement vertical, soit dirigé vers le pôle céleste. Si, dans ces conditions, on pointe une étoile à un instant donné, l’angle de l’axe de la lunette avec l’axe polaire est constant; pour suivre l’étoile, il ne sera donc plus nécessaire de faire tourner la lunette autour de l’axe précédemment horizontal, qui est maintenant l’axe de déclinaison, mais seulement autour de l’axe polaire ou axe horaire, et encore la vitesse de rotation autour de cet axe sera-t-elle uniforme, égale et de signe contraire à celle de la Terre, ce qui constitue donc un moyen très simple de compenser le mouvement diurne. Dès le XVII^e siècle, des montures équatoriales ont été construites sur ce principe. Depuis lors, on en a simplement perfectionné la réalisation, qui a dû être adaptée à des instruments de plus en plus lourds, encombrants et précis.

La principale difficulté consiste à trouver un système d’une rigidité suffisante, et dont la géométrie permette, cependant, de viser suivant une direction quelconque, autant que possible sans «zone morte», dans l’hémisphère céleste visible. De très nombreux schémas ont été imaginés; beaucoup ont été réalisés; on ne décrira ici que les plus classiques.

On peut les classer en quatre types, selon que le point de rencontre de l’axe optique et de l’axe de déclinaison se trouve sur l’axe horaire ou ne s’y trouve pas (montures symétriques ou non) et selon que le point de rencontre de l’axe de déclinaison et de l’axe horaire est situé entre les deux paliers qui supportent ce dernier, ou à l’extérieur de leur intervalle (monture anglaise et monture allemande). Rendues symétriques, la monture anglaise devient une monture à berceau et la monture allemande une monture à fourche. Dans l’ensemble, les montures symétriques sont mieux équilibrées, mais elles interdisent de pointer certaines régions du ciel, le pôle notamment.

Tous les grands réfracteurs de la fin du XIX^e siècle (Yerkes, Lick, Meudon, etc.) sont sur des montures allemandes simples, avec pilier central. Lorsqu’on a voulu gagner en diamètre en construisant des réflecteurs, on a eu tendance à adopter des montures à fourche (150 cm du mont Wilson) ou à berceau (250 cm du mont Wilson), pour les raisons mécaniques évoquées plus haut. Les mêmes raisons ont fait choisir une monture équivalente à une monture à berceau pour le 508 cm du mont Palomar ; mais pour que ce qui était alors le plus grand télescope du monde puisse pointer le pôle Nord, on a eu recours à la solution du fer à cheval: le côté nord du cadre du berceau est remplacé par un large disque échancré (14 m de diamètre), dont la périphérie, soigneusement usinée, glisse sur deux patins pour assurer, au lieu du palier nord qui n’existe plus, la rotation autour de la ligne des pôles.

Pour les grands réflecteurs, qui sont les seuls collecteurs construits récemment, on a souvent, au-delà de 3 m de diamètre, choisi une monture équatoriale à fourche, avec diverses variantes (300 cm de Lick, 360 cm européen au Chili, 400 cm de Kitt Peak) ou à fer à cheval (360 cm Canada-France-Hawaii). Les plus grands télescopes – comme le Keck-1 – ont désormais des montures azimutales et sont pilotés par ordinateur.

Les sidérostats, cœlostats, tours solaires

Les derniers exemples traduisent les difficultés technologiques auxquelles on se heurte. Lorsque les données du problème le permettent, on use de divers schémas dans lesquels la position de l’image finale est indépendante du mouvement diurne, ce qui permet, notamment, d’installer à poste fixe l’observateur et les appareils auxiliaires, dont le poids et l’encombrement n’ont alors plus d’importance. Ces schémas sont de deux sortes:

– les sidérostats fixent seulement, par rapport au lieu d’observation, l’image du point à l’infini sur l’axe du collecteur; les images des points voisins de l’axe tournent autour de l’image fixe;

– les cœlostats , au contraire, fixent non seulement l’image du point situé sur l’axe, mais aussi celles de tous les points du champ.

Le plus simple des sidérostats est le sidérostat polaire qui consiste simplement en un miroir plan passant par l’axe de déclinaison d’une monture équatoriale à fourche, orienté autour de cet axe de façon que les rayons issus de la source soient réfléchis dans la direction de l’axe polaire; le spécimen le plus remarquable est le télescope solaire McMath de l’observatoire de Kitt Peak (États-Unis), dont le miroir plan a deux mètres de diamètre et renvoie la lumière en direction du pôle Sud, vers un miroir parabolique de 152 cm de diamètre.

Un autre système équivalent au sidérostat polaire, celui du foyer coudé , dans lequel un jeu de miroirs plans renvoie le faisceau suivant l’axe horaire, est employé dans la plupart des grands réflecteurs (fig. 7). Le rayon de courbure du miroir hyperbolique secondaire est calculé de façon que l’image finale se forme au-delà de l’extrémité de l’axe horaire, en un local appelé «salle coudé», où l’on peut disposer les spectrographes ou autres appareils auxiliaires.

Plusieurs types de cœlostats ont été proposés. Le plus répandu repose sur le principe suivant: un miroir plan tourne autour d’un axe contenu dans son plan et parallèle à la ligne des pôles, avec une vitesse égale à la moitié de celle du mouvement diurne; on démontre que l’image qu’il forme de tout le ciel est fixe. On doit faire ensuite réfléchir le faisceau sur un second miroir, dont la position est fonction de la déclinaison du champ observé, mais qui reste fixe au cours du mouvement diurne. Ce cœlostat est largement utilisé dans les instruments solaires, auxquels on associe souvent des spectrographes de grande dimension. Nombre d’entre eux ont été réalisés sous forme de tours solaires (mont Wilson, Potsdam, Rome, Arcetri-Florence, Meudon, etc.) de façon à placer le cœlostat à plusieurs dizaines de mètres au-dessus du sol pour éviter la turbulence; on forme l’image solaire au voisinage du pied de la tour et l’on peut installer le ou les spectrographes dans un puits, suivant la même verticale, à l’abri des variations de température.

Mais la tour solaire de Sacramento Peak (États-Unis) est conçue différemment: elle porte en son sommet, à 42 m au-dessus du sol, un sidérostat à deux miroirs en monture azimutale. L’objectif est un miroir de 76 cm d’ouverture utile situé au fond d’un puits de 60 m. Pour pouvoir immobiliser une région étendue du Soleil, on fait tourner l’ensemble du tube du télescope et des spectrographes autour d’un axe vertical (230 tonnes, suspendues par un flotteur annulaire sur un bain de mercure). Tout le volume traversé par les faisceaux lumineux est vidé d’air pour éviter la turbulence interne.

5. Les nouveaux instruments

On demande aux instruments astronomiques de déceler des astres aussi faibles que possible et de révéler des détails angulaires aussi fins que possible.

L’efficacité énergétique dépend du rendement quantique du récepteur employé et de la surface collectrice. Or, le rendement des meilleurs récepteurs approche désormais l’unité. Quant à la dimension de la surface collectrice, elle se heurte à des considérations technologiques.

Mais la résolution angulaire aidera, en outre (peut-être plus que jusqu’à présent), à mieux utiliser les photons. En effet, si l’image d’une étoile est plus concentrée sur une surface réceptrice ou sur la fente d’un spectrographe, elle impressionnera le récepteur plus vite que si elle était diffuse.

Ainsi, l’amélioration des récepteurs mise à part, le progrès des observations astronomiques repose sur le perfectionnement de grands instruments dans le sens d’une résolution aussi élevée que possible. Il importe donc de recenser les obstacles à cette résolution et les moyens d’y faire face. Ils se classent en trois étapes: l’objectif devrait être exécuté avec une précision telle que la résolution théorique soit atteinte; la réalisation de l’instrument ne devrait pas altérer, dans les conditions d’emploi, la résolution obtenue en laboratoire; l’instrument devrait être placé en un lieu où l’atmosphère terrestre permette de tirer parti effectivement de cette résolution.

La technique du polissage des matières dures, tel le verre, a atteint un très haut degré de perfection: on peut approcher la forme théorique d’une surface optique au centième de micromètre près, c’est-à-dire plusieurs fois moins que la limite au-dessus de laquelle la figure de diffraction serait affectée sensiblement.

L’optique supposée aussi parfaite que possible, il faut que l’instrument permette de profiter de sa qualité. Pour cela, le montage mécanique doit être tel que l’objectif ne se déforme ni en fonction de la direction variable de son axe optique, ni en fonction de la température; la position relative des éléments de la combinaison optique ne doit pas varier et le mouvement diurne doit être assuré avec la précision correspondante.

À la base, donc, se trouvent des considérations de rigidité mécanique. Il est très difficile de bâtir de grands éléments dont les déformations soient inférieures à des fractions de seconde d’angle ou, au moins, restent constantes à ce degré de précision lorsqu’ils prennent des positions variables au cours du mouvement diurne. C’est ce qui fait choisir une monture azimutale pour les plus grands réflecteurs.

La poursuite d’un astre devient alors beaucoup plus difficile. On avait obtenu des résultats assez satisfaisants en entraînant les montures équatoriales par de grands cercles dentés attaqués par vis tangente; les difficultés de réalisation mécanique (et le coût) croissant très vite avec le diamètre, on a rapidement atteint les limites de cette solution et on a alors cherché à employer soit des entraînements par galets et cercle lisse de grand diamètre, soit des engrenages droits que l’on sait maintenant tailler avec une très haute précision, même en grande dimension. Pour une monture azimutale, on a deux mouvements au lieu d’un seul, mais surtout on se heurte à un problème d’asservissement, car ces mouvements ne sont plus uniformes. Les ingénieurs soviétiques ont cependant estimé dès l’origine de leur projet de télescope de 6 m qu’on pouvait compter plus sur les progrès des servo-mécanismes que sur ceux de la construction mécanique des très grands éléments; d’où leur choix, qui s’est avéré être le bon, et qui a été adopté pour les instruments géants (il n’est justifié qu’à partir d’un diamètre de l’ordre de 4 à 5 m; au-dessous, l’équatorial garde tous ses avantages).

Deux problèmes propres aux réflecteurs ont dû être résolus: ceux des déformations, mécaniques d’une part, et thermiques d’autre part, des grands miroirs. Un disque d’épaisseur assez faible par rapport à son diamètre fléchit par son propre poids et s’incurve lorsqu’il est horizontal. Il s’incurve aussi si ses deux faces prennent des températures différentes. Ces effets ne sont pas très graves pour une lentille, car les déformations des deux faces se compensent sensiblement, et la puissance et l’aberration sphérique de l’ensemble varient très peu. Il n’en va pas de

même pour un miroir, pour lequel seule la face réfléchissante est en jeu (et encore la réflexion double-t-elle l’effet des déformations).

On compense les déformations mécaniques des miroirs en leur donnant des points d’appui dont certains sont fixes, pour que la position soit bien définie, et dont les autres exercent des poussées variant avec la distance zénithale de l’axe du miroir de façon que la forme de la surface optique se conserve. On montre que les déformations varient comme la quantité R ⁴/e ² (R étant le rayon et e l’épaisseur) et le nombre de points d’appui mobiles à prévoir croît avec cette quantité. La compensation est satisfaisante dans la direction de l’axe optique; elle est moins facile à réaliser pour l’écrasement du disque dans son plan lorsqu’il est plus ou moins sur la tranche, et c’est un effet qui cesse d’être négligeable au-dessus de 2 m de diamètre.

L’autre problème, celui des déformations thermiques, a reçu une solution presque parfaite, grâce à l’apparition de produits nouveaux, dont les coefficients de dilatation sont très inférieurs à celui des verres courants (9 millionièmes par degré) ou même des verres genre Pyrex (3,5 millionièmes): la silice synthétique a un coefficient de 0,5 millionième, les verres céramiques du type Cervit et la silice dite U.L.E. de l’ordre de 0,1 ou moins, à la limite même des possibilités de mesure. Il semble donc bien qu’on ait là des matériaux assez proches de la perfection pour n’être pas les causes principales de limitation de l’observation astronomique.

Mais, quelle que soit l’importance de ces améliorations, un problème demeure: le réflecteur de 5 m du mont Palomar ne donne jamais mieux que trente fois sa résolution théorique de un quarantième de seconde d’angle, tandis que celle du réflecteur de 106 cm du pic du Midi s’abaisse par instants au double de la sienne qui est de un neuvième de seconde d’angle. C’est l’atmosphère qui est responsable de cet état de fait: le mélange, par la circulation générale, des masses d’air polaire froid et d’air tropical chaud, la turbulence produite par le relief, l’échauffement de l’air au voisinage du sol dans la journée (avec les ascendances qui en résultent) ainsi que son refroidissement la nuit introduisent sur le trajet du faisceau lumineux des fluctuations d’indice de réfraction qui produisent le même résultat que des aberrations géométriques désordonnées et constamment changeantes. À ces effets s’ajoutent les inhomogénéités de l’air au voisinage de la coupole et à l’intérieur même du tube de l’instrument.

Des efforts peuvent être faits dans diverses voies. On sait que les réfracteurs peuvent (c’est l’un de leurs rares avantages) donner des figures de diffraction plus fines que les réflecteurs, à diamètre égal, parce que leur tube est fermé à l’avant, ce qui évite la turbulence interne; on a donc essayé de fermer l’avant d’un tube de réflecteur par une lame de verre à faces parallèles, et les résultats sur des instruments modestes ont été encourageants; de même, les tentatives de fermeture de la coupole, sauf un opercule auquel le tube de l’instrument est relié par un joint étanche, de façon à éviter les mélanges entre l’air chaud intérieur et l’air froid extérieur.

Au-delà de cette action sur les éléments accessibles du problème, il reste à choisir le meilleur site possible pour l’implantation de l’instrument. Quelques principes maintenant admis peuvent guider ce choix: un minimum de nébulosité, d’abord, une altitude de l’ordre de 2 000 m au moins, pour diminuer l’absorption, surtout dans le proche ultraviolet; le sommet d’une montagne – de préférence à un col ou à une vallée – et autant que possible d’une montagne bien isolée n’ayant pas, à peu de distance, de sommets plus élevés qu’elle, dans la direction d’où proviennent les vents dominants. En général, des sites répondant à ces conditions donnent d’excellents résultats; un choix plus serré implique la mise en œuvre de méthodes d’évaluation de la qualité des images. On citera, parmi les meilleurs sites au monde, le Mauna Kea, à Hawaii (4 200 m d’altitude), où sont implantés le Keck-1 et le C.F.H., et des sommets isolés de la cordillère des Andes (Cerro Tololo, Las Campanas, La Silla, Cerro Paranal).

Malgré tout, un instrument donné, dans un site donné, ne fournira pas à chaque instant la meilleure résolution angulaire dont il soit capable. Diverses ressources sont utilisables dans certaines conditions, telles que choix des meilleures images parmi celles qui sont enregistrées, sélection automatique des instants de bonnes images, correction a posteriori par ordinateur. D’autres ont été étudiées, qui ont déjà fait leurs preuves, comme la compensation automatique par une optique déformable des défauts introduits par les fluctuations d’indice de réfraction dans l’atmosphère (optique adaptative).

Une quinzaine de réflecteurs de plus de 3 mètres de diamètre étaient en service au début des années 1990, parmi lesquels le Keck-1, d’une ouverture équivalente à 10 m. Il ne semble pas qu’ils risquent d’épuiser leurs possibilités avant la fin du XX^e siècle au moins.

Un cas particulier est celui du télescope spatial Hubble, de 240 cm d’ouverture, que la N.A.S.A. a placé sur une orbite circulaire à 610 km d’altitude en avril 1990. Handicapé par une aberration de sphéricité de son miroir principal, il a été réparé dans l’espace en décembre 1993. Presque «classique» pour sa dimension et son optique, il a une très haute résolution angulaire (0,08 ) qui n’est pas limitée par l’atmosphère. Son instrumentation le rend opérationnel dans un large domaine spectral, de l’ultraviolet à l’infrarouge.

Les nouveaux instruments au sol, quant à eux, recherchent, séparément ou simultanément, l’augmentation de la surface collectrice et l’amélioration de la résolution angulaire. On s’efforce donc, d’une part, de réaliser des miroirs de très grande taille, d’autre part, d’exploiter les possibilités de l’interférométrie.

Plusieurs voies permettent d’obtenir de grandes surfaces collectrices sans aboutir à des poids prohibitifs. Les grands télescopes de la fin du XX^e siècle utilisent soit des miroirs segmentés – constitués de plusieurs miroirs élémentaires –, soit des miroirs épais alvéolés – donc allégés –, soit des miroirs monolithiques mais très minces.

Le Multiple Mirror Telescope (M.M.T.) du mont Hopkins, en Arizona, mis en service en 1979, fut le premier à rompre avec la tradition des miroirs monolithiques: il comportait six miroirs de 1,8 m de diamètre dans une monture commune, donnant une ouverture équivalente de 4,5 m. Le miroir primaire du télescope Keck-1, mis en service en 1993 au sommet du Mauna Kea, est constitué de trente-six miroirs hexagonaux de 90 cm de côté pour une ouverture équivalente de 10 m; ces miroirs sont constamment maintenus au plus près de la configuration idéale (hyperboloïde de révolution) par des vérins commandés par ordinateur.

Les miroirs épais alvéolés sont élaborés en faisant fondre un verre dans un moule en rotation dont le fond est parsemé de blocs réfractaires; la rotation donne une forme quasi paraboloïdale, cependant que les alvéoles conduisent à un allégement important tout en assurant une bonne rigidité (conversion du M.M.T., télescopes Colombus de 8,4 m du mont Graham, en Arizona, Magellan de 8 m à Las Campanas, au Chili, Gemini de 8 m au Mauna Kea).

Les miroirs monolithiques mais très minces sont, eux aussi, coulés dans un moule en rotation de forme paraboloïdale; on obtient ainsi un ménisque très mince dont la forme est contrôlée par des vérins pilotés par un ordinateur. Cette solution a été retenue pour le Very Large Telescope (V.L.T.) de 8 m de l’E.S.O. (Cerro Paranal, au Chili), et pour le Japanese National Large Telescope de 8,3 m (Mauna Kea). Cette technique de l’optique active a fait ses preuves sur le New Technology Telescope (N.T.T.) de l’E.S.O., en service depuis 1989.

Pour atteindre des résolutions angulaires de l’ordre de la milliseconde d’angle, il faut faire appel à l’interférométrie optique, qui consiste à combiner de manière cohérente la lumière issue de plusieurs télescopes éloignés de plusieurs dizaines, voire de plusieurs centaines de mètres ^{[cf. INTERFÉROMÉTRIE STELLAIRE OPTIQUE]}. Les télescopes géants sont également susceptibles d’un couplage cohérent (Keck-1 et Keck-2, télescopes V.L.T.).

Encyclopédie Universelle. 2012.