Observatoires et instruments astronomiques

Introduction 5
Observatoires
astronomiques
et
instruments
Nous savons que les astres émettent leur rayonnement non seulement dans la
partie visible du spectre qui nous est familière, mais aussi à d'autres longueurs
d'onde allant des rayons ? aux ondes radio. Naturellement, bien que les principes
généraux soient les mêmes, des détecteurs différents devront être utilisés pour
capter les rayonnements à ces différentes longueurs d'ondes. De plus, comme nous
l'avons vu, l'atmosphère ne laisse pas passer toutes les longueurs d'onde et il nous
faudra, dans certains cas, placer nos télescopes au dessus de l'atmosphère
terrestre.
Continuer
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Objectifs du Chapitre 5
Objectifs du chapitre 5
c Savoir reconnaître les différents types de télescopes
d
e
f
g
c Décrire les inconvénients et avantages de chaque type
d
e
f
g
c Définir les termes suivants:
d
e
f
g
?
?
?
pouvoir collecteur
pouvoir séparateur
grossissement
c Faire la différence entre les différents types de récepteurs optiques
d
e
f
g
Yannick Dupont
V2.0, été 2001
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Chapitre 5
Les sites astronomiques
Comme nous l'avons vu précédemment, l'atmosphère terrestre limite le domaine
des longueurs d'onde qui sont accessibles au sol. La couche d'air déforme et
dégrade aussi la qualité des images astronomiques que l'on peut obtenir à l'aide des
divers instruments. Il faut donc faire un choix judicieux de l'emplacement d'un
observatoire astronomique.
Un premier critère de sélection est évidemment le nombre de nuits dégagées
annuellement; idéalement on veut choisir un site où plus de 250 à 300 nuits sont
claires en moyenne. Le deuxième critère est celui de la stabilité et de la
transparence de l'atmosphère; il est essentiel de minimiser le plus possible la
dégradation de la radiation transmise par l'atmosphère. Ceci implique généralement
de choisir un emplacement en altitude (> 2500m), ce qui diminue ainsi l'épaisseur
de la couche d'air au dessus de l'observatoire. Un autre problème lié aux
observations astronomiques est la pollution lumineuse. En effet, les grands centres
urbains diffusent beaucoup de lumière dans leur voisinage, qui tend à noyer le faible
rayonnement en provenance des astres. Il faut donc sélectionner un site
suffisamment éloigné des villes avoisinantes tout en demeurant assez facile d'accès.
Finalement, afin d'avoir la possibilité d'observer un grand nombre d'objets
différents, il est souhaitable d'installer un observatoire près de l'équateur ( ± 30o de
latitude). Ceci permet d'accéder aux astres visibles des hémisphères nord et sud.
D'autres critères peuvent se rajouter dépendant de la région du spectre
électromagnétique que l'on désire observer. Par exemple, aux longueurs d'onde
infrarouge et millimétriques, on choisira un site le plus sec possible car la vapeur
d'eau absorbe une partie du rayonnement à ces longueurs d'onde.
Dans les domaines de la lumière visible et infrarouge, on trouve que la Cordillère
des Andes au Chili, le sud-ouest des Etats-Unis (Arizona, Texas, Californie), les Iles
Hawaii, et les Iles Canaries sont parmi les meilleurs endroits pour construire des
observatoires astronomiques.
Les télescopes
A quelques exceptions près, tous les télescopes qui sont utilisés servent à capter
des ondes électromagnétiques. Leur configuration et les équipements associés
diffèrent beaucoup en fonction de la région spectrale d'intérêt, mais tous se
conforment aux principes de base présentés aux Figures 5.1 et 5.2. Pour cette
raison nous allons nous attarder aux instruments du domaine visible. Quelques
exemples de télescopes fonctionnant dans d'autres domaines de longueur d'onde
sont illustrés à la fin du chapitre.
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Chapitre 5
Application_Java 5.1: La réflexion
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Chapitre 5
Application_Java 5.2: La réfraction
Figure 5.1: La réflexion, la réfraction et la dispersion
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Chapitre 5
Figure 5.2: La diffraction par une ouverture
Application_Java 5.3: La diffraction
Le télescope réfracteur
Historiquement, les observations astronomiques se sont développées dans le
domaine visible. Les premières observations se faisaient uniquement à l'oeil nu. Ce
n'est qu'au début du 17ième siècle que Galilée utilisa le télescope à des fins
astronomiques. Il fabriqua quelques télescopes réfracteurs (ou lunettes) à partir de
l'assemblage de deux lentilles, l'objectif et l'oculaire. La Figure 5.3 présente un
schéma simplifié de ce genre de télescope. L'objectif est la composante essentielle,
il sert à capter la lumière des objets. Plus son diamètre est grand plus il capte de
lumière. L'oculaire ne sert qu'à grossir les images produites par l'objectif.
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Chapitre 5
Figure 5.3: Le télescope réfracteur
Ce type de télescope, très populaire à ses débuts, est devenu désuet car il est
affecté par toute une série de problèmes. Ainsi, les lentilles souffrent d'aberration
chromatique car les rayons lumineux de différentes couleurs ne convergent pas au
même foyer. Elles souffrent également d'aberration sphérique, puisque les rayons
lumineux passant par les bords de la lentille convergent avant ceux passant par le
centre. La Figure 5.4 illustre ces deux défauts. Pour éliminer ces aberrations il faut
fabriquer des lentilles ayant de très grandes distances focales, ce qui allonge le tube
du télescope et crée des contraintes mécaniques pour l'orienter dans la bonne
direction. Il faut aussi composer des objectifs et des oculaires à l'aide de plusieurs
lentilles de différents matériaux, collées les unes aux autres. La lumière doit donc
traverser une plus grande épaisseur de verre, augmentant l'absorption et les
chances d'être déformée par des impuretés. Ces contraintes limitent la taille
maximale d'une lentille-objectif à environ 1 mètre de diamètre. La plus grande
lunette construite est celle de l' observatoire de Yerkes aux Etats-Unis; elle possède
un diamètre de 40 pouces.
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Chapitre 5
Figure 5.4: L'aberration chromatique et l'aberration sphérique
Le télescope réflecteur
De nos jours, les grands télescopes modernes sont de type réflecteur, c'est-à-dire
qu'ils utilisent des miroirs pour former des images. L'objectif n'est plus une lentille
mais un miroir concave poli avec précision comme on peut le voir à la figure
suivante.
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Chapitre 5
Figure 5.5: Le télescope réflecteur
Ce genre de télescope possède de nombreux avantages:
il n'y a pas d'absorption dans le verre, puisque la lumière est réfléchie.
il n'y a pas d'aberration chromatique, tous les rayons lumineux de différentes
couleurs ont la même trajectoire.
si le miroir à une surface sphérique, il y aura encore de l'aberration sphérique,
mais on peut polir un miroir de telle sorte qu'il ait une surface parabolique, ce
qui élimine ce défaut.
il n'y a qu'une seule surface à polir; le verre peut donc contenir des
impuretés.
on peut construire des miroirs avec des distances focales plus courtes, donc
les tubes sont plus courts et les télescopes sont plus stables.
Les télescopes réflecteurs peuvent adopter plusieurs configurations comme en
témoigne la Figure 5.6. Souvent, par un jeu de miroirs secondaires, un seul
télescope peut changer de configuration.
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Chapitre 5
Figure 5.6: Configurations des télescopes réflecteurs
Malgré ces avantages, il faut remarquer que certaines contraintes existent quand
même. La fabrication d'un grand miroir est une opération extrêmement délicate. Elle
nécessite, d'abord, un matériau homogène, et présentant un faible coefficient de
dilatation thermique afin que les variations de température n'altèrent pas la forme
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Chapitre 5
du miroir. Pour les télescopes jusqu'à des diamètre de 5m, on a souvent utilisé une
céramique de type Cer-Vit. Ce type de verre est ensuite minutieusement coulé dans
un moule, et refroidi très lentement (le miroir de 5m de Palomar a mis environ 8
mois à se refroidir). Ensuite le polissage s'étale sur une longue période (près de 11
ans pour le miroir de 5m). Il faut obtenir une surface dont les défauts ne dépassent
pas 10-5 cm. Il s'agit donc d'une entreprise coûteuse (le miroir de 5m de Palomar a
coûté quelque 4 millions de dollars en 1946).
Il y a néanmoins une limite à la taille que peut atteindre un miroir monolithique.
Plus celui-ci est grand, plus sa masse (et donc son poids) augmente, il devient alors
de plus en plus difficile de maintenir la courbure de sa surface en deçà des limites
permises. Pour remédier à ce problème, on peut construire des télescopes composés
de plusieurs petits miroirs dont on combine la lumière au foyer. Les télescopes Keck
de 10m sont composés de 36 éléments distincts. On fabrique aussi des miroirs
creux, plus minces et plus légers, dont la courbure de la surface (flexible) est
maintenue par des pistons actionnés plusieurs fois chaque seconde par un
ordinateur. De tels télescopes, dont le miroir atteind 8m de diamètre, sont
récemment entrés en opération, tels les télescopes du Very Large Telescope (VLT) à
l'European Southern Observatory (ESO) et ceux de Gemini.
Il existe aussi d'autres télescopes dont l'allure et l'usage sont assez particuliers.
C'est le cas des instruments servant à photographier et répertorier de vastes
régions du ciel. Ce type de télescope est nécessaire car pour un objectif donné, plus
la longueur focale est grande, plus la dimension des images augmente; par contre,
le champ de vision diminue. On doit donc faire un compromis entre ces deux
qualités. A titre d'exemple, au foyer Cassegrain du télescope de 5m de Palomar le
champ de vision n'est que de 2' (c'est-à-dire 1/30 de degré). Donc sur la voûte
céleste accessible, ce télescope ne peut observer, sur une seule image, qu'une
partie sur 30 x 106 . Ainsi, à raison de 4 photographies par nuit, durant les 365 nuits
d'une année, il lui faudrait environ 20,000 ans pour photographier un hémisphère
céleste complet! Pour ces besoins particuliers, on doit construire des télescopes
ayant des champs de vision de plusieurs degrés. Ceci est possible seulement si on
utilise des miroirs primaires dont la distance focale est assez courte. Or, il est très
difficile de polir des surfaces paraboliques pour de tels miroirs. La solution consiste à
utiliser une configuration hybride réflecteur-réfracteur appelée Schmidt. Dans cette
configuration le miroir primaire possède une courbure sphérique et une lentille
spéciale corrige l'aberration sphérique. Comme on peut le voir à la Figure 5.7 le
foyer est à l'intérieur du tube et est courbé. Ce genre de télescope possède
généralement un champ de vision de quelques degrés ce qui permet de répertorier
un hémisphère du ciel en moins de 10 années. C'est ainsi que le ciel de l'hémisphère
Nord a été complètement cartographié par le télescope Schmidt de 48'' de Palomar
et celui de l'hémisphère sud par le Schmidt de 48'' à Siding Spring, en Australie.
Figure 5.7: Configuration d'un télescope Schmidt
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Chapitre 5
Les critères de qualité
On pense généralement que la première qualité d'un télescope optique (réfracteur
ou réflecteur) devrait être de grossir les images. Or il n'en est rien! Il est en effet
inutile de grossir une image si celle-ci n'est pas assez brillante ou si elle n'est pas
claire. Il existe deux critères qui caractérisent ces qualités d'un télescope: le pouvoir
collecteur et le pouvoir séparateur.
Le pouvoir collecteur d'un instrument est sa capacité à capter la lumière. Ceci
dépend uniquement de la surface de l'objectif (lentille ou miroir), donc du rayon ou
du diamètre de l'objectif mis au carré:
A titre d'exemple, on peut comparer la puissance collectrice du télescope du mont
Mégantic (D = 1.6m) avec celle de l'oeil humain (D = 7mm)
Ce télescope permet donc de distinguer des objets qui sont environ 50000 fois plus
faibles qu'à l'oeil nu.
Le pouvoir séparateur représente la capacité d'un instrument à distinguer des
détails très fins. Il s'agit du plus petit angle que l'on peut résoudre avec un
télescope. On dit qu'il s'agit de la limite de diffraction. Cette qualité dépend du
diamètre de l'objectif et de la longueur d'onde à laquelle on observe:
Ainsi, pour le télescope du mont Mégantic, la résolution dans le domaine du visible
(λ = 500nm)est d'environ 0.06 seconde d'arc. Cet angle, très petit, est équivalent à
pouvoir observer un objet d'une dimension de 120m à la surface de la Lune. En
pratique ce pouvoir séparateur n'est jamais atteint parce que la turbulence
atmosphérique dégrade, dans les meilleures conditions, le pouvoir séparateur à 0.5
seconde d'arc. Pour contourner cette difficulté il faut envoyer des télescopes en
orbite au-dessus de l'atmosphère terrestre, ou corriger la turbulence au moyen de
l'optique adaptative.
Animation 5.1: Le système d'optique adaptative du télescope Gemini (11.4 Mo)
On peut finalement agrandir l'image formée par un objectif à son foyer au moyen de
l'oculaire, une loupe de grande qualité. L'oculaire est habituellement constitué de
plusieurs lentilles. Le grossissement d'une image sera donné par le rapport des
distances focales de l'objectif et de l'oculaire (voir Figure 5.3 )
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Chapitre 5
En principe, on pourra agrandir l'image d'une planète, ou de tout autre objet, tant
que l'on veut en choisissant un oculaire avec une distance focale de plus en plus
petite. Par contre, en pratique, le grossissement ne peut pas devenir aussi grand
que l'on veut à cause, encore une fois, de la turbulence atmosphérique. En fait, en
amplifiant l'image on amplifie aussi les défauts et, de plus, la lumière est étalée sur
une plus grande surface; l'image est donc moins brillante. Les grands télescopes
utilisent des grossissements qui dépassent rarement 300x.
Les instruments
De l'antiquité jusqu'à environ 1850, l'oeil humain a été le détecteur privilégié des
astronomes. Même avec l'apparition du télescope, les observations se sont
poursuivies grâce à l'oeil. Ce n'est qu'avec le développement de la photographie
qu'il a graduellement été remplacé. De nos jours, l'astronome colle rarement son
oeil à l'oculaire d'un télescope. Il existe toute une panoplie d'instruments qui
permettent de mieux étudier les divers aspects des phénomènes astronomiques.
Parmi ceux-ci, on retrouve la caméra couplée à des détecteurs électroniques
appelés Dispositif à Transfert de Charge - DTC (Charge-Coupled Device-CCD). Les
images obtenues permettent d'étudier la morphologie de grandes régions du ciel ou
l'étude des populations stellaires dans les amas. Les astronomes utilisent aussi le
photomètre pour mesurer la brillance des objets ainsi que les variations de cette
brillance. On retrouve aussi le spectrographe qui permet de décomposer la lumière
des astres en toutes ses couleurs. Grâce à cet instrument, les astronomes peuvent
mesurer la température et analyser la composition chimique de l'atmosphère des
étoiles, et peuvent aussi déterminer la vitesse radiale des objets dans l'espace.
Les radiotélescopes
Le principe des radiotélescopes est assez semblable à celui des télescopes optiques.
Certains ont leur récepteur au foyer primaire et d'autres ont leur récepteur au foyer
Cassegrain. Puisque les longueurs d'onde sont beaucoup plus grandes dans le
domaine radio, l'antenne réceptrice n'a pas besoin d'être configurée aussi
précisement que dans le domaine visible. Ceci permet donc de construire des
antennes beaucoup plus grandes. Comme démontré précédemment, les antennes
doivent être plus grandes si on veut avoir un pouvoir de résolution suffisant. La plus
grande antenne unique qui peut être complètement orientée est celle de 101m de
Green Bank en Virginie. La plus grande antenne fixe, ne pouvant couvrir qu'une
petite région du ciel (c'est le détecteur qui est déplaçé pour suivre l'objet et non
l'antenne), est celle d'Arecibo qui fait 305m .
Comme pour les télescopes dans le domaine visible, il y a une limite à la
construction d'antennes rigides de grande dimension. Afin d'obtenir un meilleur
pouvoir de résolution, les radioastronomes ont mis au point une technique appelée
"ouverture de synthèse" qui consiste à utiliser plusieurs antennes et simuler, avec
l'aide de la rotation terrestre, une antenne qui aurait la dimension correspondant à
l'espacement entre les antennes éloignées. On obtient donc la résolution
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Chapitre 5
correspondant à ce diamètre.
La galerie
Les télescopes du monde
ALMA: Atacana Large millimeter Array en construction au Chili
Image précédente
Site de l'observatoire
Image suivante
Choisir le télescope pour avoir sa description
Video 5.1: Survol du radio télescope d'Arecibo (1.5 Mo)
Video 5.2: Survol des VLT au sommet de Paranal (Chili) (9.6 Mo)
Yannick Dupont
V2.0, été 2001
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