télescope

(latin scientifique telescopium)

Instrument d'observation astronomique dont l'objectif est un miroir. (Synonyme : réflecteur.)

Différence entre lunette et télescope

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Étymologiquement, tout instrument optique permettant de voir de très loin est un télescope. Cependant, dans la langue française la signification du mot a évolué dans un sens restrictif, qui lui vaut de n'être plus utilisé que pour désigner des instruments réflecteurs (dont l'objectif est un miroir), par opposition aux lunettes, ou réfracteurs (dont l'objectif est une lentille ou une combinaison de lentilles). La plus grande lunette astronomique, celle de Yerkes, aux États-Unis, a un objectif de 102 cm d'ouverture et date de 1897. L'impossibilité pratique d'obtenir une masse de verre parfaitement homogène et des lentilles dépourvues d'aberrations, et dont les déformations par l'effet des variations de la température atmosphérique ne soient pas gênantes, exclut la construction de lunettes d'un diamètre supérieur. En revanche, le principe même du télescope élimine ces inconvénients. Tous les grands instruments d'observation astronomique construits depuis le début du xx^e s. sont des télescopes. L'une des caractéristiques essentielles d'un télescope est le diamètre de son miroir principal (ou miroir primaire) : plus il est grand, plus l'instrument peut collecter de lumière et, donc, mieux il permet d'observer des astres d'éclat de plus en plus faible. La course au gigantisme s'est accélérée au xx^e s. depuis la mise en évidence des galaxies.

Historique

Le principe du télescope a été exposé en Italie vers 1616 par le jésuite et astronome Niccolo Zucchi (1586-1652), puis en France par le père M. Mersenne et en Angleterre par J. Gregory, qui le décrivit en 1663 dans son Optica promota. Mais c'est I. Newton qui eut le mérite de réaliser, en 1672, le premier instrument de ce type, à miroir sphérique en bronze. En 1857, L. Foucault améliora considérablement le télescope en remplaçant le miroir sphérique en métal par un miroir parabolique en verre recouvert d'une mince couche d'argent (remplacée de nos jours par un dépôt d'aluminium), dont la dilatation thermique est beaucoup plus faible et l'oxydation quasi inexistante.

Différents types

Dans les télescopes du type de celui de Newton, un miroir secondaire plan, incliné à 45°, renvoie l'image latéralement. Dans le télescope de Cassegrain, le miroir principal est percé au centre et l'image est renvoyée dans cette ouverture par un petit miroir convexe. Dans le télescope coudé, le faisceau lumineux recueilli par l'objectif est ramené par un jeu de miroirs le long de l'axe polaire, ce qui permet d'observer l'image à poste fixe et dans un laboratoire séparé (spectrographie). Dans le télescope de Nasmyth, à monture azimutale, l'agencement des miroirs permet de former l'image en un point fixe, hors de l'axe du miroir principal. Les grands télescopes disposent en général de plusieurs foyers qui permettent de les utiliser suivant ces diverses combinaisons. Dans le télescope de Schmidt (ou chambre de Schmidt), spécialement conçu pour la photographie de champs célestes étendus, le miroir est sphérique, et l'aberration de sphéricité est corrigée par une lame à profil exactement calculé. En combinant les configurations de Schmidt et de Cassegrain, on réalise des télescopes Schmidt-Cassegrain (ou, avec une lame correctrice de forme différente, des télescopes de Maksutov), très compacts et aisément transportables, dont l'emploi s'est largement répandu parmi les astronomes amateurs.

Les très grands télescopes

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Le télescope de 5 m de diamètre de l'observatoire du mont Palomar, aux États-Unis, mis en service en 1948, est resté sans équivalent jusqu'à l'inauguration, en 1976, du télescope de 6 m de diamètre de l'observatoire de Zelentchouk, au sommet du mont Pastoukhov en Russie. La réalisation de télescopes encore plus grands semblait alors impossible, compte tenu du coût prévisible et des difficultés techniques à surmonter, notamment pour la confection du miroir primaire. Cependant, depuis la fin des années 1980, le développement de nouvelles technologies a permis l'installation, au sol, d'une nouvelle génération de télescopes géants. Les grands miroirs primaires sont désormais soit des miroirs monoblocs minces (donc moins lourds), mais dont le forme et la qualité optique sont ajustées en permanence par des vérins (technique de l'optique active), soit des miroirs monoblocs épais mais allégés par leur structure alvéolaire, soit des miroirs segmentés constitués d'une mosaïque d'éléments de taille moyenne très soigneusement ajustés. Pour diminuer le coût des investissements, on réduit les masses (monture, coupole…) ; on substitue à la traditionnelle monture équatoriale une monture azimutale, beaucoup plus satisfaisante mécaniquement ; on réalise des instruments plus compacts, etc. Grâce à la technique de l'optique adaptative, on parvient désormais à s'affranchir de la turbulence atmosphérique et à approcher les performances théoriques des télescopes. La technique de l'interférométrie optique, qui commence à être maîtrisée dans l'infrarouge, permet, quant à elle, d'améliorer la finesse des images, en combinant les observations de deux ou plusieurs télescopes.

Les télescopes spatiaux

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Complémentaires des télescopes implantés au sol, les télescopes spatiaux, opérant en orbite autour de la Terre, sont indispensables pour capter les rayonnements célestes qui sont arrêtés ou absorbés par l'atmosphère (rayonnements γ, X, ultraviolet lointain, infrarouge lointain). Malgré une surface collectrice plus modeste (2,40 m de diamètre pour le télescope Hubble ; 6,5 m pour son successeur, le télescope James Webb, qui sera lancé en 2018), ils sont très coûteux en investissement et en exploitation. (→ astronomie.) De même, le satellite Gaia est un télescope spatial européen lancé en 2013 ; il est chargé de cartographier 1 milliard d’étoiles de la Voie lactée et de caractériser divers éléments de la Galaxie.

Cependant, l'avènement des observatoires spatiaux ne sonne pas le glas de l'astronomie au sol. Il existe en effet une complémentarité entre les télescopes spatiaux, de taille modeste et très coûteux, mais dont les performances ne sont pas limitées par l'atmosphère, et les télescopes au sol qui, pour un coût moindre, peuvent offrir une surface collectrice très importante qu'il ne sera pas possible d'obtenir dans l'espace avant plusieurs décennies.

On construit donc toujours des télescopes géants d'une dizaine de mètres de diamètre, dont le très grand pouvoir collecteur permet notamment d'effectuer la spectroscopie et la cartographie des astres faibles détectés à l'aide des observatoires spatiaux. Citons par exemple le Keck Observatory, dont le miroir de 10 m de diamètre a reçu son dernier élément en 1992. Le projet européen du VLT (Very Large Telescope) a été construit sur le Cerro Paranal, au Chili : il comporte 4 miroirs de 8,20 m de diamètre et bénéficie des techniques d'optique adaptative permettant une amélioration considérable des images par l'élimination des effets de brouillage dus à l'atmosphère. Les premières observations ont eu lieu en 1999. Autre prouesse technologique, ALMA (Atacama Large Millimeter Array) est un radiotélescope géant mis en service en 2013 dans le désert d'Atacama, au Chili. Il est composé de 66 antennes, de 7 à 13 m de diamètre, chargées d'étudier les sources célestes d'ondes radio submillimétriques.