Télescope

Un télescope est un instrument d'optique permettant d'augmenter la luminosité ainsi que la taille apparente des objets à observer. Son rôle de récepteur de lumière est souvent plus important que son grossissement optique, il permet d'apercevoir des objets célestes ponctuels difficilement perceptibles ou invisibles à l'œil nu.

Les télescopes sont principalement utilisés en astronomie, car leurs réglages ne les rendent propices qu'aux observations d'objets très éloignés et se déplaçant relativement lentement. vignette|Gravure représentant le télescope de 40 pieds de focale d'Herschel.

Étymologie Le mot télescope vient du grec (tele) signifiant « loin » et (skopein) signifiant « regarder, voir ».

Terminologie On distingue deux types majeurs de télescopes, selon la manière dont la lumière est focalisée par l'objectif (d'après la terminologie anglaise) : dans un télescope réfracteur (appelé lunette astronomique en France, en anglais), la lumière est focalisée par un « système dioptrique » composé d'un ensemble de lentilles (réfraction) ; dans un télescope réflecteur (auquel se restreint l'appellation de télescope en France et dans le présent article, en anglais), la lumière est focalisée soit par un système purement réflectif (télescope de Newton) soit par un système hybride « catadioptrique » composé de miroirs (réflexion) et de dioptres (par exemple correcteurs).

Histoire

Précurseur du télescope, la lunette d'approche aurait été conçue en Italie. vers 1586 très probablement par l’opticien italien Giambattista della Porta, ou peut-être dès les alentours de 1550 par Leonard Digges, en Angleterre. Le télescope apparaît en Hollande où les États Généraux de 1608 reçoivent successivement la demande de brevet de Hans Lippershey le puis quelques semaines après celle de Jacob Metius ; le facteur de grossissement de ces télescopes est de 3 à 4. Très vite utilisé pour de multiples usages, notamment en tant que lunette astronomique, le télescope intéresse l’astronome italien Galilée qui s'en procure un exemplaire probablement à l'occasion de la visite en 1609 d'un marchand hollandais venu proposer l'objet à la Sérénissime, puis Galilée perfectionne le modèle parvenant à en augmenter le grossissement d'un facteur 2 à 3. Au sommet du campanile, il fait sensation en offrant une lunette astronomique de sa confection au Doge Leonardo Donato et aux membres du SénatLe sénateur Antonio di Gerolamo Priuli en a laissé une description.. Son confrère allemand Johannes Kepler en perfectionna le principe, en proposant une formule optique à deux lentilles convexes.

thumb|Réplique du télescope de six pouces qu'Isaac Newton présenta à la Royal Society en 1672. vignette|Illustration à la critique de Construction d'un télescope par réflexion, de M. Newton, ayant seize pouces de longueur... publiée sur les Acta Eruditorum en 1741.

Dans un télescope, un miroir concave est utilisé pour former l’image. En 1663, le mathématicien écossais James Gregory fut le premier à proposer la formule du télescope avec un grandissement dû au secondaire. Néanmoins, Marin Mersenne avait, lui, anticipé un système dans lequel le primaire et le secondaire étaient paraboliques, la pupille de sortie était située sur le secondaire, qui servait ainsi d'oculaire. Mais le champ était très faible.

Le mathématicien et physicien anglais Isaac Newton en construisit une première version en 1668. Dans ce type d’instrument, la lumière réfléchie par le miroir primaire concave doit être amenée à une position d’observation, en dessous ou sur le côté de l’instrument. Henry Draper, l’un des tout premiers astronomes américains à construire un télescope, utilisera deux siècles plus tard un prisme à réflexion totale au lieu du miroir plan du télescope de Newton.

Le pionnier fut le télescope de de diamètre de l’observatoire du Mont Wilson, en Californie : demeuré célèbre pour avoir servi dans les années 1920 aux travaux de l’astronome américain Edwin Hubble, son utilisation cessa progressivement de 1985 à 1992 sous l’effet de pressions financières.

La conception des télescopes Keck marque une innovation importante : la surface réfléchissante du miroir de chacun des deux télescopes est composée d’une mosaïque de trente-six miroirs hexagonaux, tous orientables individuellement grâce à trois vérins. Elle équivaut à un miroir primaire de de diamètre, sans en avoir le poids. Des techniques dites d’optique active permettent de jouer sur les vérins pour optimiser le profil de la surface réfléchissante totale.

De son côté, le Very Large Telescope (VLT) de l'European Southern Observatory (ESO), est composé de quatre télescopes, possédant chacun un miroir de . Il est situé au Chili, au sommet du Cerro Paranal, à d'altitude. Il a été équipé en 2002 du système d'optique adaptative NAOS lui permettant d'être deux fois plus précis que le télescope spatial Hubble.

Il est aussi possible aujourd'hui d'utiliser dans le domaine optique les principes de l'interférométrie pour améliorer la résolution. C'est le principe utilisé par les deux Keck et plus encore par le VLT, dont les quatre miroirs, distants au maximum de , ont la même résolution théorique qu'un seul miroir de de diamètre. La sensibilité n'est cependant pas améliorée et la technique de l'interférométrie reste utilisée dans des cas très particuliers.

Éléments constitutifs Les instruments d'observation astronomique sont généralement constitués de deux systèmes optiques complémentaires : l'objectif et l'oculaire. L'oculaire n'est utilisé que pour l'observation visuelle.

Objectif

Dans un télescope l'objectif est un miroir concave, le plus souvent parabolique. À la différence des glaces utilisées dans la vie courante, la face réfléchissante est située en avant, de sorte que la lumière ne traverse pas le verre qui sert uniquement de support à une pellicule métallique (le plus souvent en aluminium, mais d'autres métaux peuvent être utilisés, comme l'argent, plus facile à appliquer mais plus fragile, ou l'or, par exemple pour ses propriétés réflectives dans l'infrarouge) de quelques centièmes de micromètres. La lumière étant simplement réfléchie et non réfractée, on évite ainsi les achromatismes des lunettes astronomiques.

La lumière est ensuite focalisée en un point appelé foyer image. Le faisceau convergent peut être renvoyé vers un oculaire à l'aide d'un second miroir qui est plan dans le cas d'un télescope de Newton. Ce petit miroir provoque inévitablement une obstruction, c'est-à-dire une perte de luminosité ce qui n'est pas grave, mais aussi une légère perte de contraste sans gravité si elle ne dépasse pas 20 %.

Oculaire thumb|Des oculaires.

L'oculaire est la partie de l'instrument qui permet d'agrandir l'image produite par l'objectif au niveau du foyer-image ; un oculaire n'est rien d'autre qu'une loupe perfectionnée. La mise au point se fait en réglant la distance entre l'objectif et l'oculaire. Un télescope est théoriquement un instrument afocal, c'est-à-dire qu'il est possible de faire coïncider le foyer-image du miroir primaire avec le foyer-objet de l'oculaire.

Les oculaires sont interchangeables, ce qui permet de modifier les caractéristiques de l'instrument. Ils sont constitués de lentilles qui introduisent des aberrations optiques plus ou moins bien corrigées selon les modèles. Le plus courant est aujourd'hui l'oculaire de Plössl, tandis que les oculaires de Huygens et de Ramsden, composés de deux lentilles, sont aujourd'hui abandonnés. Le diamètre des oculaires est normalisé, il est donc possible de les utiliser indifféremment sur tout type d'instrument, y compris avec une lunette astronomique. Le standard américain de 1" 1/4 () est le plus courant, mais les oculaires de 2" () sont de plus en plus populaires pour les longues focales, malgré leur prix plus élevé.

Monture La monture est la partie mobile qui supporte et permet d'orienter l'instrument. Il existe deux types de monture.

Monture équatoriale

Le fonctionnement de la monture équatoriale est calqué sur le système de coordonnées éponyme : la mise en rotation du télescope autour d'un axe fixe permet de sélectionner l'ascension droite à pointer, et un axe perpendiculaire en rotation autour de cet axe d'ascension droite permet de sélectionner la déclinaison. Cette monture est rendue pratique en raison de son aptitude naturelle à compenser la rotation de la sphère céleste : le seul pivotement à vitesse constante de l'instrument autour d'un axe parallèle à l'axe de rotation de la Terre (c'est-à-dire l'axe d'ascension droite) lui permet de suivre un astre durant tout son passage dans le ciel. De ce fait, les grands télescopes historiques des observatoires modernes (le télescope du mont Palomar constitue l'un des exemples les plus emblématiques) ont longtemps été montés sur une monture équatoriale. L'une des limites de ce type de monture réside dans sa difficulté de mise en œuvre pour les télescopes lourds ; quelques astuces techniques ont toutefois vu le jour pour pallier les difficultés liées à l'équilibrage du système, mais cela n'a pas suffi à stopper la généralisation des montures azimutales (voir section suivante).

Ce type de monture est toujours très prisé des astronomes amateurs, pour les raisons expliquées précédemment. Du fait de leur vocation universelle et parfois leur caractère nomade, les montures équatoriales sont dotées d'un dispositif de réglage en inclinaison de l'axe d'ascension droite pour s'adapter à la latitude du lieu. Les plus perfectionnées sont dotées d'un viseur polaire, sorte de petite lunette réticulée logée dans l'axe d'ascension droite, ainsi que de réglages fins en azimut et en hauteur, qui permettent d'effectuer une « mise en station » sur l'étoile polaire ou l'équivalent austral (souvent la constellation de l'Octant). La précision de cette mise en station est cependant souvent insuffisante pour permettre la photographie à longue exposition.

Monture azimutale

Constituée d'un axe vertical et d'un axe horizontal, la monture azimutale est la plus simple à concevoir et à équilibrer. Son défaut majeur réside dans son inaptitude à assurer naturellement le suivi équatorial (sauf s'il était décidé d'installer un télescope à un pôle terrestre) : la composition de mouvements sur les deux axes est nécessaire et les vitesses à imprimer sur chacun des axes sont fortement non linéaires. Le choix de ce type de monture est malgré tout systématique, aujourd'hui, pour les grands télescopes des observatoires nationaux et internationaux : les calculs trigonométriques qui permettent d'assurer le suivi équatorial et la compensation de la rotation de champ qui en résulte sont à la portée de n'importe quel ordinateur, alors qu'une monture équatoriale de taille équivalente serait très coûteuse à mettre au point. Toujours par le calcul, elles permettent également de suivre des objets en déplacement relatif par rapport aux étoiles lointaines, ainsi que de compenser entre autres le déplacement des pôles célestes dû à la précession des équinoxes. Les télescopes Keck, le VLT, le LBT, Subaru et consors, ainsi que des projets comme E-ELT font tous appel à une monture azimutale.