Introduction

Un télescope (du Grec tele = loin et skopein = 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.

Le Projet

1 Télescope et lunette

On distingue deux sortes d’instruments :
(a) la lunette astronomique, également appelée réfracteur, dans laquelle l’objectif est composé d’une ou plusieurs lentilles constituant un ensemble convergent.

(b) le télescope, appelé aussi réflecteur, dont l’objectif est un miroir. Ce miroir, appelé miroir primaire, est concave et peut être sphérique ou parabolique. L’emploi de miroirs paraboliques (en théorie) permet d’utiliser de très grandes ouvertures et de collecter un très grand flux lumineux.

2 Histoire

Précurseur du télescope, la lunette astronomique a été conçue en Hollande aux alentours de 1608. On en attribue l’invention à l’opticien hollandais Hans Lippershey. 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.

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. 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.

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.

De son côté, le Very Large Telescope (VLT, 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.

3 Description d’un télescope

Les instruments d’observation astronomique sont généralement constitués de deux systèmes optiques complémentaires : l’objectif et l’oculaire.

31 L’objectif

Dans le cas d’un télescope, l’objectif est un miroir. 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 micromètres. Cette aluminure peut être ensuite protégée par un revêtement de quartz.

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 miroir secondaire plan. Ce petit miroir provoque inévitablement une obstruction, c’est-à-dire une perte de luminosité, mais elle est généralement faible.

32 L’oculaire

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.

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 diamètre des oculaires est normalisé, il est donc possible de les utiliser indifféremment sur tout type d’instrument, y compris avec une lunette astronomique. Les diamètres les plus empoyés sont : 24,5mm, 31,75mm et 50,8mm.

33 La monture

La monture est la partie mobile, celle qui permet d’orienter l’instrument. Il existe deux grands types de monture :

331 La monture alt-azimutale

C’est la monture basique, constituée d’un axe vertical (azimut) et d’un axe horizontal (altitude). 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.

332 La monture équatoriale

equatorial

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. 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. On peut distinguer différents types de monture équatoriale, la monture allemande (la plus employée sur les instruments amateurs), la monture à fourche et la monture à berceau.

34 Les accessoires

Outre les éléments déjà décrits et évidemment indispensables à l’utilisation d’un télescope, divers accessoires permettent d’élargir le champ d’utilisation d’un instrument.

341 Chercheur

Ce viseur, une petite lunette généralement réticulée, doit être correctement réglé : il doit être parallèle au tube de l’instrument. Pour le vérifier, visez un objet terrestre le plus éloigné possible comme le toit d’une maison et regardez si le centre du réticule correspond au centre du champ de vision du télescope. Son but est de faciliter le pointage vers une zone du ciel grâce à son champ de vision plus large, ce qui permet de se repérer plus facilement parmi les étoiles.

342 Trépied

Élément dont la grande importance ne doit pas être négligée, il accueille la monture et supporte l’instrument. Pour cette raison, il doit être adapté pour supporter le poids de l’ensemble. Divers modèles sont disponibles, réalisés en aluminium ou acier, tous visant un même but : équilibrer et stabiliser l’ensemble pour éviter au maximum les risques de bascule de l’instrument (quelle que soit sa position) et absorber les vibrations.

343 Filtre solaire

Pour se spécialiser dans l’observation du Soleil, plutôt qu’un filtre d’oculaire, il est préférable d’utiliser des filtres en verre métallisé qui se placent à l’avant de l’objectif, ils sont plus onéreux mais plus sûrs.

344 Renvoi coudé

Il permet une observation plus confortable et évite d’avoir recours à des postures peu confortables durant l’observation, principalement vers le zénith. Son utilisation n’est pas nécessaire avec un télescope du type Newton du fait de sa construction. Les renvois coudés peuvent être constitués d’un miroir ou d’un prisme à réflexion totale.

4 Caractéristiques techniques

41 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 objets lointains. Le diamètre est généralement exprimé en millimètre pour les instruments du commerce, quelques fois 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.

42 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.

43 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 est généralement préférable, il permet d’exploiter au mieux la clarté de l’instrument, quel que soit le grossissement. En outre, un faible rapport f/D donne un instrument compact, donc stable et facile à manier. Un rapport inférieur ou égal à f/5 est très satisfaisant ; au-delà de f/10, l’instrument a une clarté de champ limitée. Ce paramètre est fondamental pour faire de l’astrophotographie.

5 Propriétés optiques

51 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 distints l’un de l’autre, soit environ 1 minute d’arc pour l’œil humain.

52 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. À 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.

53 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. 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 %.

6 Les différents types de télescopes

Un télescope utilise une formule optique qui, par la forme et la disposition des miroirs, cherche à obtenir des images de la meilleure qualité possible, tant en finesse qu’en luminosité, pour révéler le maximum de détails.

61 Le télescope de type Newton

Ce type de télescope a été mis au point par Isaac Newton. Il utilise un miroir primaire parabolique (sphérique pour les petits diamètres, tel le fameux 114mm) et un miroir secondaire plan. C’est le montage le plus ancien, il est utilisé actuellement dans beaucoup de constructions d’amateurs en raison de son coût modique. D’une manière plus générale, c’est le miroir secondaire plan, incliné à 45°, qui caractérise le montage Newton (qui peut être décliné sur d’autres types de télescope) ; il permet de renvoyer l’image focale à 90° de l’axe optique près de l’ouverture du tube, ce qui rend la position d’observation plus confortable. Les miroirs paraboliques génèrent une aberration optique, dite de coma ; elle déforme les étoiles en bord de champ, ce qui réduit le champ utile.

62 Le télescope de type Cassegrain

Il est composé d’un miroir primaire concave et d’un miroir secondaire convexe. Il a été mis au point au XVII^e siècle, peu de temps après le télescope de Newton. Dans le montage Cassegrain, contrairement au montage Newton, le miroir primaire est percé en son centre et l’observateur se place derrière celui-ci. La convexité du miroir secondaire permet d’utiliser un miroir primaire sphérique plutôt que parabolique, ce qui raccourcit considérablement la longueur focale et permet à l’instrument de rester relativement compact. Mais cela entraîne une aberration de sphéricité qui rend les contours plus ou moins flous.

63 Le télescope de type Schmidt-Cassegrain

C’est une variante du type Cassegrain, très appréciée parmi les amateurs. Ce montage hybride reprend le principe du miroir primaire sphérique en l’associant à une lame de Schmidt pour corriger l’aberration de sphéricité. C’est un instrument polyvalent et qui fourni des images lumineuses et nettes sur la quasi totalité du champ. Il a l’inconvénient d’être très coûteux en raison de la difficulté à concevoir les lames de Schmidt.

Liens

http://www.astrosurf.com/poisky/

http://fr.wikipedia.org/wiki/Telescope

Témoignages

FAQ