6.2 : Les télescopes aujourd'hui
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Objectifs d'apprentissage
À la fin de cette section, vous serez en mesure de :
- Reconnaissez les plus grands télescopes à lumière visible et infrarouge actuellement en activité
- Discutez des facteurs pertinents pour choisir un site de télescope approprié
- Définir la technique de l'optique adaptative et décrire les effets de l'atmosphère sur les observations astronomiques
Depuis l'époque de Newton, lorsque la taille des miroirs des télescopes était mesurée en pouces, les télescopes réfléchissants sont devenus de plus en plus grands. En 1948, des astronomes américains ont construit un télescope avec un miroir de 5 mètres (200 pouces) de diamètre sur le mont Palomar, dans le sud de la Californie. Il est resté le plus grand télescope à lumière visible au monde pendant plusieurs décennies. Les géants d'aujourd'hui ont cependant des miroirs primaires (les plus grands miroirs du télescope) de 8 à 10 mètres de diamètre, et des miroirs plus grands sont en cours de construction (Figure\(\PageIndex{1}\)).
Télescopes modernes à lumière visible et infrarouge
Les décennies qui ont débuté en 1990 ont vu la construction de télescopes dans le monde entier croître à un rythme sans précédent. (Voir le tableau\(\PageIndex{1}\), qui inclut également les sites Web de chaque télescope au cas où vous souhaiteriez les visiter ou en savoir plus à leur sujet.) Les progrès technologiques avaient finalement permis de construire des télescopes nettement plus grands que le télescope de 5 mètres de Palomar à un coût raisonnable. De nouvelles technologies ont également été conçues pour fonctionner correctement dans les longueurs d'onde infrarouges, et pas seulement dans les longueurs d'onde visibles.
| Ouverture (m) | Nom du télescope | Endroit | État | Site Web |
|---|---|---|---|---|
| 39 | Très grand télescope européen (E-ELT) | Cerro Armazonas, Chili | Premières lumières 2025 (estimation) | www.eso.org/sci/facilities/eelt |
| 30 | Télescope de trente mètres (TMT) | Mauna Kea, Hawaï | Premières lumières 2025 (estimation) | www.tmt.org |
| 24,5 | Télescope géant Magellan (GMT) | Observatoire de Las Campanas, Chili | Premières lumières 2025 (estimation) | www.gmto.org |
| 11,1 × 9,9 | Grand télescope d'Afrique australe (SALT) | Sutherland, Afrique du Sud | 2005 | www.salt.ac.za |
| 10,4 | Gran Telescope des Canaries (GTC) | La Palma, Îles Canaries | Première lumière 2007 | http://www.gtc.iac.es |
| 10,0 | Keck I et II (deux télescopes) | Mauna Kea, Hawaï | Achevé en 1993-1996 | www.keckobservatory.org |
| 9.1 | Télescope Hobby-Eberly (HET) | Mount Locke, Texas | Terminé en 1997 | www.as.utexas.edu/mcdonald/het |
| 8.4 | Grand télescope binoculaire (LBT) (deux télescopes) | Mount Graham, Arizona | Première lumière 2004 | www.lbto.org |
| 8.4 | Grand télescope synoptique (LSST) | Le Cerro Pachón, Chili | Première lumière 2021 | www.lsst.org |
| 8.3 | télescope Subaru | Mauna Kea, Hawaï | Première lumière 1998 | www.naoj.org |
| 8.2 | Très grand télescope (VLT) | Cerro Paranal, Chili | Les quatre télescopes ont été achevés en 2000 | www.eso.org/public/teles-instr/paranal |
| 8.1 | Gémeaux Nord et Gémeaux Sud | Mauna Kea, HI (nord) et Cerro Pachón, Chili (sud) | Première lumière 1999 (nord), première lumière 2000 (sud) | www.gemini.edu |
| 6,5 | Télescopes Magellan (deux télescopes : Baade et Landon Clay) | Las Campanas, Chili | Premiers feux en 2000 et 2002 | Par. Carnegiescience.edu/Magellan |
| 6,5 | Télescope à miroirs multiples (MMT) | Mount Hopkins, Arizona | Terminé en 1979 | www.mmto.org |
| 6,0 | Grand télescope Altazimuth (BTA-6) | Mont Pastukhov, Russie | Terminé en 1976 | w0.sao.ru/Doc-en/Télescopes/BTA/Descrip.html |
| 5.1 | télescope Hale | Mount Palomar, Californie | Terminé en 1948 | www.astro.caltech.edu/palomar/about/telescopes/half.html |
Les différences entre le télescope Palomar et le télescope moderne Gemini North (pour prendre un exemple) sont facilement visibles sur la figure\(\PageIndex{2}\). Le télescope Palomar est une structure en acier massive conçue pour contenir le miroir principal de 14,5 tonnes et d'un diamètre de 5 mètres. Le verre a tendance à s'affaisser sous son propre poids ; par conséquent, une énorme structure en acier est nécessaire pour maintenir le miroir. Un miroir de 8 mètres de diamètre, de la taille du télescope Gemini North, s'il était construit avec la même technologie que le télescope Palomar, devrait peser au moins huit fois plus et nécessiterait une énorme structure en acier pour le supporter.
Le télescope Gemini North de 8 mètres ressemble à un poids plume en revanche, et c'est effectivement le cas. Le miroir ne mesure qu'environ 8 pouces d'épaisseur et pèse 24,5 tonnes, soit moins de deux fois plus que le miroir Palomar. Le télescope Gemini North a été achevé environ 50 ans après le télescope Palomar. Les ingénieurs ont tiré parti des nouvelles technologies pour construire un télescope beaucoup plus léger que la taille du miroir principal. Le miroir Gemini s'affaisse, mais avec les ordinateurs modernes, il est possible de mesurer cet affaissement plusieurs fois par seconde et d'appliquer des forces à 120 endroits différents à l'arrière du miroir pour corriger l'affaissement, un processus appelé contrôle actif. Dix-sept télescopes équipés de miroirs de 6,5 mètres de diamètre et plus ont été construits depuis 1990.
Les deux télescopes Keck de 10 mètres du Mauna Kea, qui étaient les premiers de ces instruments de nouvelle technologie, utilisent le contrôle de précision d'une manière totalement inédite. Au lieu d'un seul miroir principal de 10 mètres de diamètre, chaque télescope Keck obtient sa plus grande ouverture en combinant la lumière de 36 miroirs hexagonaux distincts, chacun de 1,8 mètre de large (Figure\(\PageIndex{3}\)). Des actionneurs (moteurs) contrôlés par ordinateur ajustent en permanence ces 36 miroirs de manière à ce que la surface réfléchissante globale agisse comme un miroir unique avec la forme idéale pour collecter et focaliser la lumière pour obtenir une image nette.
Apprenez-en plus sur l'observatoire Keck sur le Mauna Kea grâce à ce clip de History Channel sur les télescopes et leur travail.
En plus de maintenir le miroir, la structure en acier d'un télescope est conçue de telle sorte que l'ensemble du télescope puisse être pointé rapidement vers n'importe quel objet dans le ciel. Comme la Terre tourne, le télescope doit être équipé d'un système d'entraînement motorisé qui le déplace très doucement d'est en ouest exactement au même rythme que la Terre tourne d'ouest en est, afin qu'il puisse continuer à pointer vers l'objet observé. Toutes ces machines doivent être placées dans un dôme pour protéger le télescope des éléments. Le dôme comporte une ouverture qui peut être positionnée devant le télescope et déplacée avec celui-ci, de sorte que la lumière des objets observés ne soit pas bloquée.
George Ellery Hale : Maître constructeur de télescopes
George Ellery Hale (Figure\(\PageIndex{4}\)) était un géant parmi les premiers constructeurs de télescopes. Non pas une fois, mais quatre fois, il a lancé des projets qui ont conduit à la construction de ce qui était le plus grand télescope du monde à l'époque. Et il a su convaincre de riches bienfaiteurs de financer la construction de ces nouveaux instruments.
La formation et les premières recherches de Hale portaient sur la physique solaire. En 1892, à l'âge de 24 ans, il a été nommé professeur agrégé de physique astrale et directeur de l'observatoire astronomique de l'université de Chicago. À l'époque, le plus grand télescope au monde était le réfracteur de 36 pouces de l'observatoire Lick, près de San Jose, en Californie. Profitant d'une ébauche de verre existante pour un télescope de 40 pouces, Hale a entrepris de collecter des fonds pour un télescope plus grand que celui de Lick. L'un des donateurs potentiels était Charles T. Yerkes, qui dirigeait notamment le système de trolleybus à Chicago.
Hale a écrit à Yerkes, l'encourageant à soutenir la construction du télescope géant en disant que « le donateur ne pouvait pas avoir de monument plus durable. Il est certain que le nom de M. Lick n'aurait pas été aussi connu aujourd'hui sans le célèbre observatoire créé grâce à sa munificence. » Yerkes a accepté et le nouveau télescope a été achevé en mai 1897 ; il reste le plus grand réfracteur du monde (Figure\(\PageIndex{5}\)).
Avant même l'achèvement du réfracteur Yerkes, Hale rêvait non seulement de construire un télescope encore plus grand, mais prenait également des mesures concrètes pour atteindre cet objectif. Dans les années 1890, la qualité relative des télescopes à réfraction et à réflexion a fait l'objet d'une controverse majeure. Hale s'est rendu compte que 40 pouces était proche de l'ouverture maximale possible pour les télescopes à réfraction. Si des télescopes dotés d'ouvertures nettement plus grandes devaient être construits, ils devraient être des télescopes réfléchissants.
À l'aide de fonds empruntés à sa propre famille, Hale a entrepris de construire un réflecteur de 60 pouces. Pour un site, il a quitté le Midwest pour profiter des conditions bien meilleures du mont Wilson, à l'époque, un sommet sauvage au-dessus de la petite ville de Los Angeles. En 1904, à l'âge de 36 ans, Hale a reçu des fonds de la Carnegie Foundation pour créer l'observatoire du mont Wilson. Le miroir de 60 pouces a été placé dans son support en décembre 1908.
Deux ans plus tôt, en 1906, Hale avait déjà proposé à John D. Hooker, qui avait fait fortune dans la quincaillerie et les tuyaux en acier, de construire un télescope de 100 pouces. Les risques technologiques étaient considérables. Le télescope de 60 pouces n'était pas encore terminé et l'utilité de grands réflecteurs pour l'astronomie n'avait pas encore été démontrée. Le frère de George Ellery Hale l'a qualifié de « plus grand joueur du monde ». Une fois de plus, Hale a réussi à obtenir des fonds et le télescope de 100 pouces a été achevé en novembre 1917. (C'est grâce à ce télescope qu'Edwin Hubble a pu établir que les nébuleuses spirales étaient des îles distinctes d'étoiles, ou galaxies, très éloignées de notre Voie lactée.)
Hale n'avait pas fini de rêver. En 1926, il a écrit un article dans le Harper's Magazine sur la valeur scientifique d'un télescope encore plus grand. Cet article a été porté à l'attention de la Fondation Rockefeller, qui a accordé 6 millions de dollars pour la construction d'un télescope de 200 pouces. Hale est mort en 1938, mais le télescope de 200 pouces (5 mètres) du mont Palomar a été inauguré 10 ans plus tard et porte aujourd'hui son nom en l'honneur de Hale.
Choisir les meilleurs sites d'observation
La construction d'un télescope comme le télescope Gemini ou le télescope Keck coûte environ 100 millions de dollars. Ce type d'investissement exige que le télescope soit placé sur le meilleur site possible. Depuis la fin du XIXe siècle, les astronomes se sont rendu compte que les meilleurs sites d'observation se trouvent en montagne, loin des lumières et de la pollution des villes. Bien qu'un certain nombre d'observatoires urbains subsistent, en particulier dans les grandes villes d'Europe, ils sont devenus des centres administratifs ou des musées. La véritable action se déroule loin, souvent sur des montagnes désertiques ou des sommets isolés des océans Atlantique et Pacifique, où se trouvent les logements du personnel, les ordinateurs, les ateliers d'électronique et d'usinage, et bien sûr les télescopes eux-mêmes. Un grand observatoire nécessite aujourd'hui un personnel de soutien de 20 à 100 personnes en plus des astronomes.
La performance d'un télescope est déterminée non seulement par la taille de son miroir, mais également par son emplacement. L'atmosphère de la Terre, si vitale pour la vie, présente des défis pour l'astronome observationnel. Notre air limite l'utilité des télescopes d'au moins quatre manières :
- La limite la plus évidente réside dans les conditions météorologiques telles que les nuages, le vent et la pluie. Sur les meilleurs sites, le temps est clair jusqu'à 75 % du temps.
- Même par temps clair, l'atmosphère filtre une certaine quantité de lumière des étoiles, en particulier dans l'infrarouge, où l'absorption est principalement due à la vapeur d'eau. Les astronomes préfèrent donc les sites secs, généralement situés à haute altitude.
- Le ciel au-dessus du télescope doit être sombre. À proximité des villes, l'air diffuse l'éblouissement des lumières, produisant un éclairage qui masque les étoiles les plus faibles et limite les distances que les télescopes peuvent explorer. (Les astronomes appellent cet effet pollution lumineuse.) Les observatoires sont mieux situés à au moins 100 miles de la grande ville la plus proche.
- Enfin, l'air est souvent instable ; la lumière traversant cet air turbulent est perturbée, ce qui donne des images d'étoiles floues. Les astronomes qualifient ces effets de « mauvaise vision ». Lorsque la vision est mauvaise, les images d'objets célestes sont déformées par la torsion et la flexion constantes des rayons lumineux provoqués par l'air turbulent.
Les meilleurs sites d'observation sont donc élevés, sombres et secs. Les plus grands télescopes du monde se trouvent dans des régions montagneuses reculées telles que les Andes au Chili (Figure\(\PageIndex{6}\)), les sommets désertiques de l'Arizona, les îles Canaries dans l'océan Atlantique et le Mauna Kea à Hawaï, un volcan endormi situé à 13 700 pieds (4 200 mètres) d'altitude.
La pollution lumineuse est un problème non seulement pour les astronomes professionnels, mais aussi pour tous ceux qui souhaitent profiter de la beauté du ciel nocturne. De plus, les recherches montrent aujourd'hui qu'elle peut perturber le cycle de vie des animaux avec lesquels nous partageons le paysage urbain et suburbain. Et la lumière perdue qui brille dans le ciel entraîne des dépenses municipales inutiles et l'utilisation de combustibles fossiles. Les personnes concernées ont formé une organisation, l'International Dark-Sky Association, dont le site Web regorge de bonnes informations. Un projet de science citoyenne appelé Globe at Night vous permet de mesurer les niveaux de lumière de votre communauté en comptant les étoiles et de les comparer à ceux d'autres communautés du monde entier. Et, si vous vous intéressez à ce sujet et que vous souhaitez rédiger un article pour votre cours d'astronomie ou un autre cours pendant vos études universitaires, le guide Dark Night Skies peut vous indiquer une variété de ressources sur le sujet.
La résolution d'un télescope
En plus de recueillir le plus de lumière possible, les astronomes souhaitent également obtenir des images les plus nettes possibles. La résolution fait référence à la précision des détails présents dans une image, c'est-à-dire les plus petites caractéristiques qui peuvent être distinguées. Les astronomes sont toujours désireux d'obtenir plus de détails dans les images qu'ils étudient, qu'il s'agisse de suivre la météo sur Jupiter ou d'essayer d'observer le cœur violent d'une « galaxie cannibale » qui a récemment mangé sa voisine pour le déjeuner.
L'un des facteurs qui détermine la qualité de la résolution est la taille du télescope. Des ouvertures plus grandes produisent des images plus nettes. Jusqu'à tout récemment, toutefois, les télescopes à lumière visible et à infrarouge à la surface de la Terre ne pouvaient pas produire des images aussi nettes que le prétendait la théorie de la lumière.
Le problème, comme nous l'avons vu plus haut dans ce chapitre, est l'atmosphère de notre planète, qui est turbulente. Il contient de nombreuses petites gouttes ou cellules de gaz dont la taille varie de quelques centimètres à plusieurs pieds. Chaque cellule a une température légèrement différente de celle de sa voisine, et chaque cellule agit comme une lentille, fléchissant (réfractant) légèrement le trajet de la lumière. Cette flexion modifie légèrement la position où chaque rayon lumineux atteint finalement le détecteur d'un télescope. Les cellules d'air sont en mouvement et sont constamment projetées à travers le trajet lumineux du télescope par les vents, souvent dans des directions différentes à différentes altitudes. Par conséquent, le trajet suivi par la lumière change constamment.
Pour faire une analogie, pensez à regarder un défilé depuis une fenêtre située en haut d'un gratte-ciel. Vous décidez de lancer des confettis vers les marcheurs. Même si vous en lâchez une poignée en même temps et dans la même direction, les courants d'air projetteront les pièces et elles atteindront le sol à différents endroits. Comme nous l'avons décrit précédemment, nous pouvons considérer la lumière des étoiles comme une série de faisceaux parallèles, chacun traversant l'atmosphère. Chaque trajet sera légèrement différent, et chacun atteindra le détecteur du télescope à un endroit légèrement différent. Le résultat est une image floue, et comme les cellules sont soufflées par le vent, la nature du flou changera plusieurs fois par seconde. Vous avez probablement remarqué cet effet sous la forme du « scintillement » des étoiles vu de la Terre. Les faisceaux lumineux sont suffisamment courbés pour atteindre votre œil une partie du temps, et parfois certains d'entre eux sont absents, ce qui donne l'impression que la luminosité de l'étoile varie. Dans l'espace, cependant, la lumière des étoiles est constante.
Les astronomes explorent le monde à la recherche d'endroits où le flou atmosphérique, ou turbulence, est aussi faible que possible. Il s'avère que les meilleurs sites se trouvent dans les chaînes de montagnes côtières et sur des pics volcaniques isolés au milieu de l'océan. L'air qui a parcouru de longues distances au-dessus de l'eau avant de toucher la terre est particulièrement stable.
La résolution d'une image est mesurée en unités d'angle par rapport au ciel, généralement en unités de seconde d'arc. Une seconde d'arc correspond à 1/3600 degrés, et il y a 360 degrés dans un cercle complet. Nous parlons donc de petits angles dans le ciel. Pour vous donner une idée de la taille, notons qu'une seconde d'arc correspond à la taille d'un quart vu à une distance de 5 kilomètres. Les meilleures images obtenues depuis le sol à l'aide de techniques traditionnelles révèlent des détails aussi petits que quelques dixièmes de seconde d'arc. Cette taille d'image est remarquablement bonne. L'une des principales raisons du lancement du télescope spatial Hubble était d'échapper à l'atmosphère terrestre et d'obtenir des images encore plus nettes.
Mais comme nous ne pouvons pas placer tous les télescopes dans l'espace, les astronomes ont conçu une technique appelée optique adaptative qui permet de battre l'atmosphère de la Terre à son propre jeu de flou. Cette technique (qui est la plus efficace dans la région infrarouge du spectre avec notre technologie actuelle) utilise un petit miroir flexible placé dans le faisceau d'un télescope. Un capteur mesure dans quelle mesure l'atmosphère a déformé l'image et, jusqu'à 500 fois par seconde, il envoie des instructions au miroir flexible sur la manière de changer de forme afin de compenser les distorsions produites par l'atmosphère. La lumière est ainsi ramenée à une focalisation presque parfaitement nette au niveau du détecteur. La figure\(\PageIndex{7}\) montre à quel point cette technique est efficace. Grâce à l'optique adaptative, les télescopes au sol peuvent atteindre des résolutions de 0,1 seconde d'arc ou un peu mieux dans la région infrarouge du spectre. Ce chiffre impressionnant est l'équivalent de la résolution atteinte par le télescope spatial Hubble dans la région de lumière visible du spectre.
comment les astronomes utilisent réellement les télescopes
Dans l'opinion populaire (et dans certains mauvais films), un astronome passe la plupart des nuits dans un observatoire froid à regarder à travers un télescope, mais ce n'est pas très exact aujourd'hui. La plupart des astronomes ne vivent pas dans des observatoires, mais à proximité des universités ou des laboratoires où ils travaillent. Un astronome peut ne passer qu'une semaine environ par an à observer au télescope et le reste de son temps à mesurer ou à analyser les données acquises dans le cadre de collaborations de grands projets et d'enquêtes spécialisées. De nombreux astronomes utilisent des radiotélescopes pour des expériences spatiales, qui fonctionnent tout aussi bien de jour. D'autres encore étudient des problèmes purement théoriques à l'aide de superordinateurs et n'observent jamais à l'aide d'un télescope d'aucune sorte.
Même lorsque les astronomes observent à l'aide de grands télescopes, ils les scrutent rarement. Les détecteurs électroniques enregistrent les données en permanence pour une analyse détaillée ultérieure. Dans certains observatoires, les observations peuvent être effectuées à distance, l'astronome étant assis devant un ordinateur à des milliers de kilomètres du télescope.
Le temps passé sur les principaux télescopes est limité, et le directeur d'un observatoire reçoit généralement beaucoup plus de demandes de temps de télescope que ce qui peut être fait au cours de l'année. Les astronomes doivent donc rédiger une proposition convaincante expliquant comment ils aimeraient utiliser le télescope et pourquoi leurs observations seront importantes pour le progrès de l'astronomie. Un comité d'astronomes est ensuite chargé de juger et de classer les propositions, et le temps n'est attribué qu'à celles qui ont le plus de mérite. Même si votre proposition figure parmi les mieux notées, il se peut que vous deviez attendre plusieurs mois pour obtenir votre tour. Si le ciel est nuageux les nuits qui vous ont été assignées, il peut s'écouler plus d'un an avant que vous n'ayez une autre chance.
Certains astronomes plus âgés se souviennent encore de longues nuits froides passées seuls dans le dôme d'un observatoire, avec uniquement de la musique provenant d'un magnétophone ou d'une station de radio ouverte toute la nuit. La vue des étoiles qui brillaient brillamment heure après heure à travers la fente ouverte du dôme de l'observatoire était inoubliable. Le soulagement a également été ressenti lorsque les premières lueurs de l'aube annonçaient la fin d'une session d'observation de 12 heures. L'astronomie est beaucoup plus facile aujourd'hui, car des équipes d'observateurs travaillent ensemble, souvent devant leurs ordinateurs, dans une pièce chaude. Ceux qui sont plus nostalgiques, cependant, pourraient soutenir qu'une partie de la romance a également disparu du terrain.
Résumé
Les nouvelles technologies permettant de créer et de soutenir des miroirs légers ont conduit à la construction d'un certain nombre de grands télescopes depuis 1990. Le site d'un observatoire astronomique doit être choisi avec soin pour un temps clair, un ciel sombre, un faible niveau de vapeur d'eau et une excellente observation de l'atmosphère (faible turbulence atmosphérique). La résolution d'un télescope à lumière visible ou infrarouge est dégradée par les turbulences de l'atmosphère terrestre. La technique de l'optique adaptative permet toutefois de corriger ces turbulences en temps réel et de produire des images extrêmement détaillées.
Lexique
- optique adaptative
- systèmes utilisés avec des télescopes qui peuvent compenser les distorsions d'une image introduites par l'atmosphère, ce qui permet d'obtenir des images plus nettes
- résolution
- les détails d'une image, en particulier les plus petites caractéristiques angulaires (ou linéaires) pouvant être distinguées
- voyant
- instabilité de l'atmosphère de la Terre, qui brouille les images télescopiques ; une bonne vision signifie que l'atmosphère est stable