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6.1 : Télescopes

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    Objectifs d'apprentissage
    • Décrire les trois éléments de base d'un système moderne de mesure des sources astronomiques
    • Décrire les principales fonctions d'un télescope
    • Décrire les deux principaux types de télescopes à lumière visible et la façon dont ils forment des images

    Systèmes de mesure du rayonnement

    Un système moderne de mesure du rayonnement provenant de sources astronomiques comporte trois éléments de base. Tout d'abord, il y a un télescope, qui sert de « seau » pour collecter la lumière visible (ou le rayonnement) à d'autres longueurs d'onde, comme le montre (Figure\(\PageIndex{1}\)). Tout comme vous pouvez attraper plus de pluie avec une poubelle qu'avec une tasse à café, les grands télescopes captent beaucoup plus de lumière que votre œil. Ensuite, il y a un instrument attaché au télescope qui trie le rayonnement entrant par longueur d'onde. Parfois, le tri est assez rudimentaire. Par exemple, nous pouvons simplement vouloir séparer la lumière bleue de la lumière rouge afin de déterminer la température d'une étoile. Mais d'autres fois, nous voulons voir des raies spectrales individuelles pour déterminer la composition d'un objet ou pour mesurer sa vitesse (comme expliqué dans le chapitre Rayonnement et spectres). Troisièmement, nous avons besoin d'un type de détecteur, d'un appareil qui détecte le rayonnement dans les régions de longueur d'onde que nous avons choisies et enregistre en permanence les observations.

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    Figure Région\(\PageIndex{1}\) d'Orion à différentes longueurs d'onde. La même partie du ciel a une apparence différente lorsqu'elle est observée à l'aide d'instruments sensibles aux différentes bandes du spectre. (a) Lumière visible : elle montre une partie de la région d'Orion telle que l'œil humain la voit, avec des lignes pointillées ajoutées pour montrer la figure du chasseur mythique Orion. (b) Rayons X : ici, la vue met l'accent sur les sources de rayons X ponctuelles situées à proximité. Les couleurs sont artificielles, passant du jaune au blanc puis au bleu avec l'augmentation de l'énergie des rayons X. Les étoiles brillantes et chaudes d'Orion sont toujours visibles sur cette image, tout comme de nombreux autres objets situés à des distances très différentes, y compris d'autres étoiles, des cadavres d'étoiles et des galaxies à la limite de l'univers observable. (c) Rayonnement infrarouge : ici, nous voyons principalement la poussière rougeoyante dans cette région.

    L'histoire du développement des télescopes astronomiques montre comment les nouvelles technologies ont été appliquées pour améliorer l'efficacité de ces trois composants de base : les télescopes, le dispositif de tri des longueurs d'onde et les détecteurs. Regardons d'abord le développement du télescope.

    De nombreuses cultures anciennes ont construit des sites spéciaux pour observer le ciel (Figure\(\PageIndex{2}\)). Dans ces anciens observatoires, ils pouvaient mesurer la position des objets célestes, principalement pour suivre l'heure et la date. Nombre de ces anciens observatoires avaient également des fonctions religieuses et rituelles. L'œil était le seul appareil disponible pour capter la lumière, toutes les couleurs de la lumière étaient observées en même temps, et le seul enregistrement permanent des observations était fait par des êtres humains qui écrivaient ou dessinaient ce qu'ils voyaient.

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    Figure\(\PageIndex{2}\) Figure 2 Observatoires prétélescopiques. a) Le Machu Picchu est un site inca du XVe siècle situé au Pérou. (b) Stonehenge, un site préhistorique (3000—2000 av. J.-C.), est situé en Angleterre.

    Alors que Hans Lippershey, Zaccharias Janssen et Jacob Metius sont tous crédités de l'invention du télescope vers 1608, déposant des demandes de brevet à quelques semaines d'intervalle, c'est Galilée qui, en 1610, a utilisé ce simple tube muni de lentilles (qu'il a appelé lunette) pour observer le ciel et recueillir plus de lumière que son seuls les yeux peuvent le faire. Même son petit télescope, utilisé pendant de nombreuses nuits, a révolutionné les idées sur la nature des planètes et la position de la Terre.

    Comment fonctionnent les télescopes

    Les télescopes ont parcouru un long chemin depuis l'époque de Galilée. Aujourd'hui, ils ont tendance à être d'énormes appareils ; les plus chers coûtent des centaines de millions, voire des milliards de dollars. (À titre de référence, gardez toutefois à l'esprit que la simple rénovation de stades de football universitaires coûte généralement des centaines de millions de dollars, la récente rénovation la plus coûteuse ayant eu lieu au Kyle Field de l'université Texas A&M, qui a coûté 450 millions de dollars.) La raison pour laquelle les astronomes continuent de construire des télescopes de plus en plus grands est que les objets célestes, tels que les planètes, les étoiles et les galaxies, envoient beaucoup plus de lumière vers la Terre que n'importe quel œil humain (avec sa minuscule ouverture) ne peut en capter, et que des télescopes plus grands peuvent détecter des objets plus faibles. Si vous avez déjà observé les étoiles avec un groupe d'amis, vous savez qu'il y a beaucoup de lumière étoilée ; chacun de vous peut voir chacune des étoiles. Si un millier de personnes supplémentaires regardaient, chacune capterait également un peu de la lumière de chaque étoile. Pourtant, en ce qui vous concerne, la lumière qui ne brille pas dans vos yeux est gaspillée. Ce serait formidable si une partie de cette lumière « gaspillée » pouvait également être capturée et portée à votre œil. C'est précisément ce que fait un télescope.

    Les fonctions les plus importantes d'un télescope sont (1) de collecter la faible lumière provenant d'une source astronomique et (2) de focaliser toute la lumière sur un point ou une image. La plupart des objets qui intéressent les astronomes sont extrêmement faibles : plus on peut collecter de lumière, mieux on peut étudier ces objets. (Et n'oubliez pas que même si nous nous concentrons d'abord sur la lumière visible, de nombreux télescopes collectent d'autres types de rayonnements électromagnétiques.)

    Les télescopes qui collectent le rayonnement visible utilisent une lentille ou un miroir pour recueillir la lumière. D'autres types de télescopes peuvent utiliser des dispositifs de collecte dont l'apparence est très différente de celle des lentilles et des miroirs que nous connaissons bien, mais qui remplissent la même fonction. Dans tous les types de télescopes, la capacité à capter la lumière est déterminée par la zone de l'appareil agissant comme « godet » de collecte de lumière. Comme la plupart des télescopes sont équipés de miroirs ou de lentilles, nous pouvons comparer leur pouvoir de captage de lumière en comparant les ouvertures, ou les diamètres, de l'ouverture par laquelle la lumière se déplace ou se réfléchit.

    La quantité de lumière qu'un télescope peut collecter augmente avec la taille de l'ouverture. Un télescope avec un miroir de 4 mètres de diamètre peut collecter 16 fois plus de lumière qu'un télescope de 1 mètre de diamètre. (Le diamètre est carré car l'aire d'un cercle est égale à\(\pi d^2/4\), où\(d\) est le diamètre du cercle.)

    Exemple\(\PageIndex{1}\) : calcul de la zone de collecte de lumière

    Quelle est la surface d'un télescope de 1 m de diamètre ? Un diamètre de 4 m ?

    Solution

    En utilisant l'équation de l'aire d'un cercle,

    \[A= \frac{\pi d^2}{4} \nonumber\]

    la surface d'un télescope de 1 m est

    \[\frac{\pi d^2}{4}= \frac{\pi (1 \text{ m})^2}{4}=0.79 ~ \text{m}^2 \nonumber\]

    et la surface d'un télescope de 4 m est

    \[\frac{\pi d^2}{4} = \frac{ \pi (4 \text{ m})^2}{4}=12.6 \text{ m}^2 \nonumber\]

    Exercice\(\PageIndex{1}\)

    Montrez que le rapport entre les deux zones est de 16:1.

    Réponse

    \[\frac{12.6 \text{ m}^2}{0.79 \text{ m}^2}=16. \nonumber\]

    Ainsi, avec une surface 16 fois plus grande, un télescope de 4 m capte 16 fois la lumière d'un télescope de 1 m.

    Une fois que le télescope a formé une image, nous avons besoin d'un moyen de la détecter et de l'enregistrer afin de pouvoir mesurer, reproduire et analyser l'image de différentes manières. Avant le XIXe siècle, les astronomes regardaient simplement les images avec leurs yeux et écrivaient des descriptions de ce qu'ils voyaient. Cela s'est avéré très inefficace et n'a pas permis d'obtenir un bilan à long terme très fiable ; vous savez, d'après les émissions sur le crime à la télévision, que les témoignages oculaires sont souvent inexacts.

    Au XIXe siècle, l'utilisation de la photographie s'est généralisée. À cette époque, les photographies étaient l'enregistrement chimique d'une image sur une plaque de verre spécialement traitée. Aujourd'hui, l'image est généralement détectée à l'aide de capteurs similaires à ceux des appareils photo numériques, enregistrée électroniquement et stockée dans des ordinateurs. Ce dossier permanent peut ensuite être utilisé pour des études détaillées et quantitatives. Les astronomes professionnels examinent rarement les grands télescopes qu'ils utilisent pour leurs recherches.

    Formation d'une image par une lentille ou un miroir

    Que vous portiez des lunettes ou non, vous voyez le monde à travers des lentilles ; ce sont des éléments clés de vos yeux. Une lentille est un matériau transparent qui déforme les rayons de lumière qui la traversent. Si les rayons lumineux sont parallèles lorsqu'ils entrent, l'objectif les réunit en un seul endroit pour former une image (Figure\(\PageIndex{3}\)). Si les courbures de la surface de la lentille sont parfaites, tous les rayons de lumière parallèles (provenant d'une étoile, par exemple) sont courbés, ou réfractés, de telle sorte qu'ils convergent vers un point, appelé foyer de la lentille. Au point focal, une image de la source de lumière apparaît. Dans le cas de rayons lumineux parallèles, la distance entre l'objectif et l'endroit où les rayons lumineux se focalisent, ou image, derrière l'objectif est appelée distance focale de l'objectif.

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    Figure\(\PageIndex{3}\) Formation d'une image par un objectif simple. Les rayons parallèles provenant d'une source éloignée sont courbés par la lentille convexe de sorte qu'ils se rejoignent tous en un seul endroit (le foyer) pour former une image.

    En regardant la Figure\(\PageIndex{3}\), vous vous demandez peut-être pourquoi deux rayons de lumière provenant de la même étoile seraient parallèles l'un à l'autre. Après tout, si vous dessinez une étoile qui brille dans toutes les directions, les rayons de lumière provenant de l'étoile ne sont pas du tout parallèles. Mais n'oubliez pas que les étoiles (et les autres objets astronomiques) sont toutes extrêmement éloignées. Lorsque les quelques rayons de lumière pointés vers nous arrivent réellement sur Terre, ils sont, à toutes fins pratiques, parallèles les uns aux autres. En d'autres termes, tous les rayons qui n'étaient pas parallèles à ceux pointés vers la Terre se dirigent maintenant dans une direction très différente dans l'univers.

    Pour visualiser l'image formée par l'objectif dans un télescope, nous utilisons une lentille supplémentaire appelée oculaire. L'oculaire focalise l'image à une distance qui est soit directement visible par un être humain, soit à un endroit approprié pour un détecteur. À l'aide de différents oculaires, nous pouvons modifier le grossissement (ou la taille) de l'image et rediriger la lumière vers un endroit plus accessible. Les étoiles ressemblent à des points lumineux et leur grossissement ne fait aucune différence, mais l'image d'une planète ou d'une galaxie, qui a une structure, peut souvent bénéficier d'un agrandissement.

    Beaucoup de gens, lorsqu'ils pensent à un télescope, imaginent un long tube avec une grande lentille en verre à une extrémité. Cette conception, qui utilise une lentille comme élément optique principal pour former une image, comme nous l'avons vu, est connue sous le nom de réfracteur (Figure\(\PageIndex{4}\)), et un télescope basé sur cette conception est appelé télescope à réfraction. Les télescopes de Galilée étaient des réfracteurs, tout comme les jumelles et les lunettes de terrain d'aujourd'hui. Cependant, il existe une limite à la taille d'un télescope à réfraction. La plus grande jamais construite était une lunette de 49 pouces construite pour l'Exposition de Paris de 1900, et elle a été démontée après l'Exposition. Actuellement, le plus grand télescope à réfraction est le réfracteur de 40 pouces de l'observatoire de Yerkes dans le Wisconsin.

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    Figure : Télescopes\(\PageIndex{4}\) réfractifs et réfléchissants. La lumière entre dans un télescope à réfraction par une lentille située à l'extrémité supérieure, qui concentre la lumière près de la partie inférieure du télescope. Un oculaire agrandit ensuite l'image pour qu'elle puisse être vue à l'œil nu, ou un détecteur, tel qu'une plaque photographique, peut être placé au centre de la mise au point. L'extrémité supérieure d'un télescope à réflexion est ouverte et la lumière passe à travers le miroir situé au bas du télescope. Le miroir concentre ensuite la lumière vers l'extrémité supérieure, où elle peut être détectée. Comme dans cette esquisse, un second miroir peut également réfléchir la lumière vers une position située à l'extérieur de la structure du télescope, où un observateur peut y accéder plus facilement. Les télescopes d'astronomes professionnels sont plus complexes que cela, mais ils suivent les mêmes principes de réflexion et de réfraction.

    L'un des problèmes d'un télescope à réfraction est que la lumière doit traverser la lentille d'un réfracteur. Cela signifie que le verre doit être parfait sur toute la surface et qu'il s'est avéré très difficile de fabriquer de gros morceaux de verre sans défauts ni bulles. De plus, les propriétés optiques des matériaux transparents changent légèrement avec les longueurs d'onde (ou les couleurs) de la lumière, ce qui entraîne une distorsion supplémentaire, connue sous le nom d'aberration chromatique. Chaque longueur d'onde se concentre sur un point légèrement différent, ce qui rend l'image floue.

    De plus, comme la lumière doit traverser la lentille, celle-ci ne peut être maintenue que sur ses bords (tout comme les montures de nos lunettes). La force de gravité provoque l'affaissement d'une grande lentille et déforme la trajectoire des rayons lumineux lorsqu'ils la traversent. Enfin, étant donné que la lumière le traverse, les deux côtés de l'objectif doivent être fabriqués avec précision à la bonne forme afin de produire une image nette.

    Un autre type de télescope utilise un miroir primaire concave comme élément optique principal. Le miroir est incurvé comme la surface intérieure d'une sphère et réfléchit la lumière pour former une image (Figure\(\PageIndex{4}\)). Les miroirs des télescopes sont recouverts d'un métal brillant, généralement de l'argent, de l'aluminium ou, parfois, de l'or, pour les rendre très réfléchissants. Si le miroir a la forme correcte, tous les rayons parallèles sont réfléchis vers le même point, le foyer du miroir. Ainsi, les images sont produites par un miroir exactement comme elles le sont par un objectif.

    Les télescopes conçus avec des miroirs évitent les problèmes des télescopes à réfraction. Comme la lumière est réfléchie uniquement par la surface avant, les défauts et les bulles à l'intérieur du verre n'affectent pas la trajectoire de la lumière. Dans un télescope conçu avec des miroirs, seule la surface avant doit être fabriquée selon une forme précise, et le miroir peut être soutenu par l'arrière. Pour ces raisons, la plupart des télescopes astronomiques actuels (amateurs et professionnels) utilisent un miroir plutôt qu'une lentille pour former une image ; ce type de télescope est appelé télescope à réflexion. Le premier télescope à réflexion réussi a été construit par Isaac Newton en 1668.

    Dans un télescope à réflexion, le miroir concave est placé au bas d'un tube ou d'un cadre ouvert. Le miroir réfléchit la lumière vers le haut du tube pour former une image près de l'extrémité avant à un endroit appelé foyer principal. L'image peut être observée avec la mise au point principale, ou des miroirs supplémentaires peuvent intercepter la lumière et la rediriger vers une position permettant à l'observateur de la voir plus facilement (Figure\(\PageIndex{5}\)). Étant donné qu'un astronome qui s'occupe de la cible principale peut bloquer une grande partie de la lumière qui arrive dans le miroir principal, l'utilisation d'un petit miroir secondaire permet à une plus grande quantité de lumière de traverser le système.

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    Dispositifs de\(\PageIndex{5}\) focalisation des figures pour télescopes réfléchissants. Les télescopes à réflexion offrent différentes options quant à l'endroit où la lumière est focalisée. Avec la mise au point principale, la lumière est détectée à l'endroit où elle arrive après avoir été réfléchie par le miroir principal. Dans le cas d'une focalisation newtonienne, la lumière est réfléchie par un petit miroir secondaire situé sur un côté, où elle peut être détectée (voir également Figure\(\PageIndex{4}\)). La plupart des grands télescopes professionnels ont une focale Cassegrain dans laquelle la lumière est réfléchie par le miroir secondaire vers le bas à travers un trou dans le miroir principal vers une station d'observation située sous le télescope.
    CHOISIR SON PROPRE TÉLESCOPE

    Si le cours d'astronomie que vous suivez vous donne envie d'explorer davantage le ciel, vous songez peut-être à acheter votre propre télescope. De nombreux excellents télescopes amateurs sont disponibles, et des recherches sont nécessaires pour trouver le modèle le mieux adapté à vos besoins. Parmi les bonnes sources d'informations sur les télescopes personnels, citons les deux magazines américains populaires destinés aux astronomes amateurs : Sky & Telescope et Astronomy. Tous deux publient régulièrement des articles contenant des conseils, des critiques et des publicités provenant de revendeurs de télescopes réputés.

    Certains des facteurs qui déterminent le télescope qui vous convient dépendent de vos préférences :

    • Allez-vous installer le télescope au même endroit et le laisser là, ou voulez-vous un instrument portable qui puisse vous accompagner lors d'excursions en plein air ? Dans quelle mesure doit-il être portable, en termes de taille et de poids ?
    • Vous voulez observer le ciel uniquement avec vos yeux ou vous voulez prendre des photos ? (La photographie en exposition prolongée, par exemple, nécessite une bonne horloge pour faire tourner votre télescope afin de compenser la rotation de la Terre.)
    • Quels types d'objets allez-vous observer ? Vous vous intéressez principalement aux comètes, aux planètes, aux amas d'étoiles ou aux galaxies, ou souhaitez-vous observer toutes sortes de sites célestes ?

    Vous ne connaissez peut-être pas encore les réponses à certaines de ces questions. Pour cette raison, vous pouvez d'abord « tester » certains télescopes. La plupart des communautés ont des clubs d'astronomie amateurs qui parrainent des fêtes de stars ouvertes au public. Les membres de ces clubs en savent souvent beaucoup sur les télescopes et peuvent partager leurs idées avec vous. Votre instructeur sait peut-être où se réunit le club d'astronomie amateur le plus proche ; ou, pour trouver un club près de chez vous, utilisez les sites Web suggérés à l'annexe B.

    De plus, vous avez peut-être déjà un instrument comme un télescope à la maison (ou y avez accès par l'intermédiaire d'un parent ou d'un ami). De nombreux astronomes amateurs recommandent de commencer votre étude du ciel avec une bonne paire de jumelles. Ils sont faciles à transporter et peuvent vous montrer de nombreux objets invisibles (ou invisibles) à l'œil nu.

    Lorsque vous serez prêt à acheter un télescope, les idées suivantes peuvent vous être utiles :

    • La principale caractéristique d'un télescope est l'ouverture du miroir principal ou de la lentille ; quand quelqu'un dit avoir un télescope de 6 ou 8 pouces, cela signifie le diamètre de la surface collectrice. Plus l'ouverture est grande, plus vous pouvez recueillir de lumière et plus les objets que vous pouvez voir ou photographier sont pâles.
    • Les télescopes d'une ouverture donnée qui utilisent des lentilles (réfracteurs) sont généralement plus chers que ceux qui utilisent des miroirs (réflecteurs) car les deux côtés d'une lentille doivent être polis avec une grande précision. Et comme la lumière le traverse, l'objectif doit être entièrement en verre de haute qualité. En revanche, seule la face avant d'un miroir doit être polie avec précision.
    • Le grossissement n'est pas l'un des critères sur lesquels baser le choix d'un télescope. Comme nous l'avons vu, le grossissement de l'image est effectué par un oculaire plus petit, de sorte que le grossissement peut être ajusté en changeant d'oculaire. Cependant, un télescope amplifiera non seulement l'objet astronomique que vous observez, mais également la turbulence de l'atmosphère de la Terre. Si le grossissement est trop élevé, votre image scintillera, tremblera et sera difficile à visualiser. Un bon télescope sera doté d'une variété d'oculaires qui restent dans la plage de grossissement utile.
    • Le support d'un télescope (la structure sur laquelle il repose) est l'un de ses éléments les plus critiques. Comme le champ de vision d'un télescope est très petit, qui est considérablement amplifié, même la plus petite vibration ou secousse du télescope peut déplacer l'objet que vous regardez autour ou hors de votre champ de vision. Un support robuste et stable est essentiel pour un visionnage ou une photographie sérieux (même si cela affecte clairement la portabilité de votre télescope).
    • Un télescope nécessite un certain entraînement pour être installé et utilisé efficacement. Ne vous attendez pas à ce que tout se passe parfaitement dès le premier essai. Prenez le temps de lire les instructions. Si un club d'astronomie amateur local se trouve à proximité, utilisez-le comme ressource.

    Résumé

    Un télescope capte la faible lumière provenant de sources astronomiques et la focalise, où un instrument peut trier la lumière en fonction de la longueur d'onde. La lumière est ensuite dirigée vers un détecteur, où un enregistrement permanent est effectué. La puissance de collecte de lumière d'un télescope est déterminée par le diamètre de son ouverture, c'est-à-dire par la surface de sa lentille ou de son miroir le plus grand ou principal. Le principal élément optique d'un télescope est soit une lentille convexe (dans un télescope à réfraction), soit un miroir concave (dans un réflecteur) qui focalise la lumière. La plupart des grands télescopes sont des réflecteurs ; il est plus facile de fabriquer et de supporter de grands miroirs car la lumière n'a pas à traverser le verre.

    Lexique

    ouverture
    diamètre de la lentille principale ou du miroir d'un télescope
    aberration chromatique
    distorsion qui donne à l'image un aspect flou lorsque chaque longueur d'onde entrant dans un matériau transparent se concentre sur un point différent
    détecteur
    appareil sensible au rayonnement électromagnétique qui enregistre les observations astronomiques
    oculaire
    loupe utilisée pour visualiser l'image produite par l'objectif ou le miroir principal d'un télescope
    concentrer
    (du télescope) point où les rayons de lumière convergés par un miroir ou une lentille se rencontrent
    objectif principal
    point d'un télescope où l'objectif ou le miroir principal focalise la lumière
    télescope réfléchissant
    télescope dans lequel le principal collecteur de lumière est un miroir concave
    télescope à réfraction
    télescope dans lequel le principal collecteur de lumière est une lentille ou un système de lentilles
    télescope
    instrument pour collecter la lumière visible ou d'autres rayonnements électromagnétiques