Le télescope : caractéristiques et définitions

 

Un télescope (du grec tele signifiant « loin » et skopein signifiant « regarder, voir ») est un instrument optique qui permet d'augmenter la taille apparente des objets observés et surtout leur luminosité. Son rôle d'amplificateur de lumière étant aussi, voire 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.

Le télescope spatial Hubble, un des plus célèbres

Le télescope spatial Hubble, un des plus célèbres

Télescope et lunette

Une précision linguistique s'impose ici en raison de la confusion possible dans l'utilisation et la traduction du mot télescope, en particulier lors de la consultation de documentations ou de notices en langue anglaise. En effet, en anglais, le mot telescope désigne deux types d'instruments :

  • l'un, le « refracting telescope », désigne la lunette astronomique avec son objectif composé d'un ensemble de lentilles,
  • l'autre, le « reflecting telescope », désigne le télescope proprement dit avec son objectif composé d'un miroir.

Le terme français ne désigne que le deuxième type. Cet article ne traite que de ce dernier instrument.

Histoire

Précurseur du télescope, la lunette d'approche a été conçue en Italie[1] vers 1586 ; son invention est très probablement due à l’opticien italien Giambattista della Porta. Mais c’est en 1609 que l’astronome italien Galilée présenta la première lunette astronomique. Son confrère allemand Johannes Kepler en perfectionna le principe, en proposant une formule optique à deux lentilles convexes.

Réplique du télescope de 6 pouces qu'Isaac Newton présenta à la Royal Society en 1672.

Réplique du télescope de 6 pouces qu'Isaac Newton présenta à la Royal Society en 1672.

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, 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 1671. 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 2,54 m 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 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 10 m 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 8,20 m. Il est situé au Chili, au sommet du Cerro Paranal, à 2 600 m 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 Kecks, mais surtout par le VLT dont les quatre miroirs, distants au maximum de 130 m, ont la même résolution théorique qu'un seul miroir de 130 m de diamètre. La sensibilité n'est cependant pas améliorée, et la technique de l'interférométrie reste assez spéciale, souvent 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.

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 d'aluminium de quelques centièmes de micromètres. La lumière étant simplement réfléchie et non réfractée, contrairement à ce qui se passe dans une lunette astronomique, l'achromatisme des télescopes est total.

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

Oculaires

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, les oculaire 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 (31,75 mm) est le plus courant. Mais les oculaires de 2" (50,8 mm) sont de plus en plus populaires pour les longues focales, malgré leur prix plus élevé.

Monture

La monture est la partie mobile, celle qui permet d'orienter l'instrument. Il existe trois types de montures :

La monture azimutale

C'est la monture basique, constituée d'un axe vertical et d'un axe horizontal. Elle est d'une prise en main facile mais n'est pas adaptée aux observations prolongées. Elle n'est généralement utilisée que sur les lunettes astronomiques de moins de 60 mm. Elle comporte un défaut majeur qui est la rotation de l'image la rendant impropre aux poses photographiques.

La monture équatoriale

L'usage de cette monture est rendue pratique en raison de la rotation de la sphère céleste. Elle permet de suivre le même astre en faisant pivoter l'instrument sur un seul axe, l'autre étant parallèle a l'axe de rotation de la terre. Pour cela, elle possède quatre axes dont deux permettent de régler, on dit mettre en station, la monture. Les deux autres servant à orienter l'instrument selon les coordonnées célestes données par la déclinaison et l'ascension droite. Cette monture requière de maîtriser les bases de l'astronomie mais elle offre finalement un meilleur confort d'utilisation (voir l'article détaillé monture équatoriale). C'est la monture généralement utilisée sur les télescopes.

La monture altazimutale

Comme la monture azimutale, elle est constituée d'un axe vertical et d'un axe horizontal. Mais, comme la monture équatoriale, elle permet le suivi d'un astre car elle est équipée d'un moteur sur chacun de ses axes. Elle est donc pilotée par un ordinateur intégré dans le télescope, ou extérieur, avec positionnement automatique sur un astre (Fonction dite « Go to ») sans mise en station, mais après indication de la position de deux étoiles en début de séance d'observation. Cette monture est généralement utilisée sur les télescopes Schmidt-Cassegrain de 8 pouces (203 mm) ou plus.

La caractéristique la plus importante de ces dernières années est l'augmentation de la capacité électronique des montures (altazimutales et équatoriales allemandes en particulier) : ces montures permettent le guidage par un autoguideur ou une caméra d'astronomie à double capteur sans avoir à utiliser d'ordinateur extérieur. On peut même piloter un télescope avec un ordinateur via certains logiciels d'astronomie, on peut également le faire par Internet.

Caractéristiques et propriétés

Caractéristiques techniques

Le diamètre

Le diamètre de l'objectif, en l'occurrence le miroir primaire, est la caractéristique la plus importante de l'instrument car la plupart des propriétés optiques de l'instrument en dépendent. Plus il est grand, plus il autorise de forts grossissements et permet d'observer des étoiles lointaines. Le diamètre est généralement exprimé en millimètre pour les instruments du commerce, quelquefois en pouces (1" = 25,4 mm). Contrairement à ce que pensent les novices, un télescope de grand diamètre ne suffit pas à faire un bon instrument d'observation, de nombreuses autres conditions relatives tant à la qualité qu'à la stabilité doivent être tenues.

La longueur focale

Il peut s'agir de la longueur focale du miroir primaire ou de celle des oculaires. La longueur focale de l'instrument à proprement parler correspond à celle de l'objectif, elle est exprimée en millimètre ou bien doit être calculée à partir du rapport f/D.

Le rapport f/D

Le rapport focale/diamètre est le rapport de la longueur focale du miroir primaire et de son diamètre, exprimés bien sûr dans la même unité. Un faible rapport f/D donne un instrument compact, donc stable et facile à manier et transporter. Néanmoins, la précision de collimation croit comme (D/f)². En d'autres termes, un télescope ouvert à f/D=5 sera deux fois plus difficile à collimater qu'un télescope ouvert à f/D=7. Un rapport supérieur ou égal à f/D=5 est très satisfaisant ; au-delà de f/D=10, l'instrument a un champ limité mais une faible obstruction, ce qui est favorable en planétaire. En outre, les oculaires pouvant être de focale plus longue, le recul d'œil et donc le confort sera meilleur. Pour faire de l'astrophotographie un f/D de 4 sera acceptable surtout si l'on améliore le champ avec un correcteur de Ross à deux lentilles.

Propriétés optiques

Le pouvoir de résolution

Le pouvoir de résolution est la capacité d'un système optique à révéler les détails, il gagne en finesse avec le diamètre de l'objectif. Le pouvoir de résolution mesure le plus petit angle séparant deux points que l'on parvient à voir comme distincts l'un de l'autre, soit environ 1 minute d'arc pour l'œil humain. On peut le calculer fort simplement en divisant 120 par le diamètre de l'instrument exprimé en mm, Par exemple, un télescope de 114 mm de diamètre a un pouvoir séparateur d'environ 1" (120/114), un télescope de 200 mm a un pouvoir séparateur de 0,6". Toutefois, les turbulences atmosphériques, la stabilité de l'instrument et la qualité de l'objectif empêchent souvent d'atteindre la limite théorique de résolution.

On peut déterminer la taille T des détails que peut résoudre un instrument par la relation :

 

 T = tanfrac P {3600}times D

 

Où D est la distance de l'astre que l'on désire observer, et P (seconde d'arc) le pouvoir de résolution. Par exemple, un télescope de 200 mm (P = 0,6"), pourra discerner sur la Lune (D = 392000 km), des détails de 1,14 km (T).

Le grossissement

Il correspond au rapport entre le diamètre apparent de l'image à la sortie de l'oculaire et le diamètre apparent de l'objet réel. Il peut se calculer en divisant la longueur focale du miroir primaire par celle de l'oculaire. Le grossissement ne révèle de détails supplémentaires que dans la mesure où il permet de surmonter le faible pouvoir de résolution de l'œil. Au-delà de la limite de résolution de l'instrument, le grossissement ne révèle plus d'autres détails que les défauts de l'image et induit une diminution de la clarté. A contrario, un faible grossissement permet d'observer un large champ du ciel, ce qui peut être mis à profit si l'instrument a une clarté suffisante, ou pour l'observation de la Lune et du Soleil. Un faible grossissement nécessite un instrument de courte focale, préférable à l'utilisation d'oculaires de longue focale qui peut entraîner une perte de clarté (pour des conseils plus précis, voir Observation du ciel et Astrophotographie).

La clarté

La clarté augmente avec le diamètre de l'objectif, elle est théoriquement proportionnelle à la surface de la section du télescope, diminuée de l'obstruction du miroir secondaire. On peut calculer un facteur approximatif en divisant le carré du diamètre de l'objectif à celui de la pupille (environ 6 mm dans le noir). Par exemple, si un télescope a un diamètre de 114 mm, il collectera 361 fois plus de lumière que l'œil (1142/62). Toutefois, la luminosité des images dépend aussi du grossissement, sauf pour les étoiles qui fournissent toujours une image ponctuelle. Les astres diffus, tels que les nébuleuses ou les galaxies, doivent donc être observés avec des instruments ayant un faible rapport f/D pour pouvoir appliquer de faibles grossissements. L'œil humain n'est plus guère utilisé comme « capteur » direct. L'ancienne plaque photographique est remplacé par des capteurs électroniques dont le rendement est actuellement proche de 100 %.

Achat

Avant de se jeter sur le petit instrument de l'opticien du quartier, il est utile de vérifier quelques points :

  • Tout d'abord, chercher l'instrument au diamètre le plus adapté selon votre expérience : n'achetez pas un instrument trop lourd et trop puissant pour commencer, un bon 114/900 ou 150/900 par exemple fera l'affaire du débutant. Le premier chiffre correspond au diamètre en millimètres du miroir du télescope et le second à la distance focale de ce miroir, ce qui caractérise la "puissance brute" du télescope. Ces indications peuvent être différentes selon le type de télescope utilisé, soit Cassegrain, Newton ou réfracteur.
  • Les arguments de vente basés sur le grossissement sont des leurres : on peut obtenir, en théorie, n'importe quel grossissement avec n'importe quel instrument. Le vrai facteur limitant d'un instrument est généralement la quantité de lumière qu'il peut collecter, c’est-à-dire son diamètre ; gardez à l'esprit que l'on cherche souvent à observer des objets très peu lumineux mais pas nécessairement très petits.
  • Vérifiez que la monture est stable, et que l'instrument est équipé d'un chercheur et d'oculaires corrects, de type Plossl par exemple.
  • Finalement, il est toujours utile de se renseigner dans un club d'astronomie ou encore auprès d'un passionné.

Construction

La construction d'un télescope complet est aujourd'hui réalisable assez facilement si l'on ne manque pas de patience et d'une certaine aisance concernant les travaux manuels. Elle se divise généralement en deux étapes :

  • la réalisation des pièces optiques ;
  • la réalisation mécanique du télescope (structure, monture, etc.).

Pour la réalisation des pièces optiques il faut s'armer de patience et de persévérance, mais surtout avoir la possibilité de travailler dans un local relativement propre, exempt de poussières en suspension.

Pour la mise en œuvre de la partie mécanique, un peu d'ingéniosité sera utile, l'accès à de l'outillage d'usinage constituera un plus notable mais n'est pas indispensable.

Comme tout projet, il importe de bien le définir au préalable et de demander conseil auprès de connaisseurs, dans les clubs d'astronomie par exemple. De nombreuses réalisations d'amateurs sont présentées sur internet.

La réalisation de l'optique est une étape assez longue mais qui ne nécessite aucun matériel spécifique qui soit inaccessible au bricoleur. Cette étape peut nécessiter une centaine d'heures de travail pour obtenir un bon miroir, le temps nécessaire dépend de nombreux paramètres, entre autres du diamètre du miroir primaire, du rapport f/d, et bien sûr de l'expérience. Tailler puis polir un miroir est un art et la précision n'est atteinte qu'après plusieurs étapes : ébauchage et taillage avec des abrasifs, polissage, et enfin déformations et tests répétés de l'optique. Il est toutefois possible et même courant d'obtenir des pièces optiques d'une qualité très supérieure (lambda/15 sur l'onde au lieu de lambda/5 classiquement) à celle que l'on peut trouver dans le commerce de l'astronomie amateur et cela pour un prix souvent inférieur.

L'instrument le plus souvent réalisé par les amateurs est le télescope de Newton, qui nécessite de tailler puis polir un miroir primaire parabolique. Les diamètres courants et raisonnables sont compris entre 150 et 300 mm avec un rapport f/d supérieur à 5. Des formules optiques plus exotiques peuvent être réalisées lorsque l'on possède une certaine expérience.

Jean Texereau a étudié ces techniques au travers de plusieurs articles publiés dans la revue l'Astronomie à partir de 1939. Ses travaux ont permis l'accès à des instruments autrement hors de porté des astronomes amateurs de l'époque. Son livre La construction du télescope d'amateur est mondialement considéré comme un ouvrage de référence. Aujourd'hui la commission des instruments de la Société astronomique de France, dont il a longtemps été le Secrétaire, poursuit son œuvre en accueillant tout astronome amateur désireux de réaliser son propre miroir de télescope à l'atelier d'optique de la Sorbonne à Paris.

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Copyright : Auteur(s) de Wikipedia
Source : Télescope sur Wikipedia
Licence: GFDL

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