Document TPE Téléscope

1
INTRODUCTION
PARTIE I : Leur principe
PARTIE II : Une évolution semée d’embûches
PARTIE III : De grandes découvertes
CONCLUSION
2
INTRODUCTION
Au moyen âge, notamment lors d’excursions maritime, on utilisait beaucoup la lunette d’approche.
C’est un petit instrument, communément appelé longue-vue, destiné à grossir l’objet observé. Cet
instrument fut très utilisé aussi par
les savants pour observer le ciel,
cette voûte si fascinante. Ensuite,
la lunette astronomique fut
inventée, elle était beaucoup plus
perfectionnée que sa grande sœur,
et permit de grandes découvertes
sur le monde qui nous entour, bien
sur à l’échelle astronomique.
Ces instruments sont toujours
utilisés, mais pour observer des objets relativement proche comme des monuments, au sommet de
belvédères, ou encore pour observer des paysages. Ils furent aussi utilisés durant la seconde Guerre
Mondiale par les allemands.
Ce sont les précurseurs du télescope. Après ces instruments, la course au perfectionnement du
télescope n’a pas ralentie, et elle ne cesse d’apporter des réponses sur des questions essentiel ;
comme : d’où venons nous ? sommes nous seul ? ou encore, pourquoi la lune reste et nous
accompagne au fil du temps ? ; bien que ces réponses furent sévèrement controversées et réprimées
par l’Eglise durant un temps.
3
PARTIE I : LEUR PRINCIPE
Un télescope, est un instrument d'optique permettant d'augmenter la luminosité ainsi que la taille
apparente des objets à observer. Les télescopes sont principalement utilisés en astronomie, car leurs
réglages ne les rendent propices qu'aux observations d'objets très éloignés et se déplaçant
relativement lentement.
Éléments constitutifs
Les instruments d'observation astronomique sont généralement constitués de deux systèmes
optiques complémentaires : l'objectif et l'oculaire.
Objectif
Dans un télescope l'objectif est un miroir concave, le plus souvent parabolique. 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
centièmes de micromètres. La lumière étant simplement réfléchie et non réfractée, l’achromatisme
du télescope est totale. (Le but de l'achromatisme est de trouver un moyen de faire disparaître le
défaut de réfraction des appareils lenticulaires, c'est-à-dire d'amener à un même foyer les rayons de
toutes les teintes primitives).
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 second miroir, qui est plan dans le cas d'un télescope de
Newton. Ce petit miroir provoque inévitablement une obstruction, c'est-à-dire une perte de
luminosité ce qui n'est pas grave, mais aussi une légère perte de contraste sans gravité si elle ne
dépasse pas 20%.
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. Un télescope est théoriquement un instrument afocal,
c'est-à-dire qu'il est possible de faire coïncider le foyer-image du miroir primaire avec le foyer-objet
de l'oculaire.
Les oculaires sont interchangeables, ce qui permet de modifier les caractéristiques de l'instrument.
Le plus courant est aujourd'hui l'oculaire de Plössl, les oculaires de Huygens et de Ramsden
composés de deux lentilles sont aujourd'hui abandonnés. Le diamètre des oculaires est normalisé, il
est donc possible de les utiliser indifféremment sur tout type d'instrument. Le standard américain de
1" 1/4 (31,75 mm) est le plus courant. Mais les oculaires de 2" (50,8 mm) sont de plus en plus
populaires pour les longues focales, malgré leur prix plus élevé.
4
Monture
La monture est la partie mobile qui supporte et permet d'orienter l'instrument. Il existe deux types
de monture :
La monture équatoriale
Le fonctionnement de la monture équatoriale est calqué sur le système de coordonnées éponyme :
la mise en rotation du télescope autour d'un axe fixe permet de sélectionner l'ascension droite à
pointer, et un axe perpendiculaire en rotation autour de cet axe d'ascension droite permet de
sélectionner la déclinaison. Cette monture est rendue pratique en raison de son aptitude naturelle à
compenser la rotation de la sphère céleste : le seul pivotement à vitesse constante de l'instrument
autour d'un axe parallèle à l'axe de rotation de la Terre (c'est-à-dire l'axe d'ascension droite) lui
permet de suivre un astre durant tout son passage dans le ciel. De ce fait, les grands télescopes
historiques des observatoires modernes (le télescope du mont Palomar constitue l'un des exemples
les plus emblématiques) ont longtemps été montés sur une monture équatoriale. L'une des limites
de ce type de monture réside dans sa difficulté de mise en œuvre pour les télescopes lourds ;
quelques astuces techniques ont toutefois vu le jour pour pallier les difficultés liées à l'équilibrage du
système, mais cela n'a pas suffi à stopper la généralisation des montures azimutales (voir montures
azimutales ci après).
Ce type de monture est toujours très prisé des astronomes amateurs, pour les raisons expliquées
précédemment. Du fait de leur vocation universelle et parfois leur caractère nomade, les montures
équatoriales sont dotées d'un dispositif de réglage en inclinaison de l'axe d'ascension droite pour
s'adapter à la latitude du lieu. Les plus perfectionnées sont dotées d'un viseur polaire, sorte de petite
lunette réticulée logée dans l'axe d'ascension droite, ainsi que de réglages fins en azimut et en
hauteur, qui permettent d'effectuer une « mise en station » sur l'étoile polaire ou l'équivalent austral
(souvent la constellation de l'Octant). La précision de cette mise en station est cependant souvent
insuffisante pour permettre la photographie à longue exposition.
5
La monture azimutale
Constituée d'un axe vertical et d'un axe horizontal, la monture azimutale est la plus simple à
concevoir et à équilibrer. Son défaut majeur réside dans son inaptitude à assurer naturellement le
suivi équatorial (sauf s'il était décidé d'installer un télescope à un pôle terrestre) : la composition de
mouvements sur les deux axes est nécessaire et les vitesses à imprimer sur chacun des axes sont
fortement non-linéaires. Le choix de ce type de monture est malgré tout systématique, aujourd'hui,
pour les grands télescopes des observatoires nationaux et internationaux : les calculs
trigonométriques qui permettent d'assurer le suivi équatorial et la compensation de la rotation de
champ qui en résulte sont à la portée de n'importe quel ordinateur, alors qu'une monture
équatoriale de taille équivalente serait très coûteuse à mettre au point. Toujours par le calcul, elles
permettent également de suivre des objets en déplacement relatif par rapport aux étoiles lointaines
(« voûte céleste »), ainsi que de compenser entre autres le déplacement des pôles célestes dû à la
précession des équinoxes. Les télescopes Keck, le VLT, le LBT, le Subaru, ainsi que des projets comme
E-ELT font tous appel à une monture azimutale.
Keck
VLT
Subaru
6
LBT
E-ELT
Pour les astronomes amateurs, la monture azimutale est d'une prise en main facile mais n'est pas
adaptée aux observations prolongées ou à fort grossissement. Manuelle, elle n'est généralement
utilisée que sur des lunettes astronomiques de petit diamètre. Motorisée, elle peut permettre le suivi
d'un astre lorsqu'elle est pilotée par un calculateur intégré ou par un ordinateur. Du fait de la relative
facilité de mise en œuvre, c'est sous sa forme azimutale que la monture avec positionnement
automatique sur un astre (fonction dite « Go to ») s'est démocratisée, même si ces systèmes sont
également disponibles sur les montures équatoriales de gamme supérieure. Les algorithmes de
pilotage de ces montures permettent la mise en station du télescope après pointage d'au minimum
deux étoiles de référence en début de séance d'observation.
L'automatisation à la portée du grand public
L'évolution la plus importante de ces dernières années est la possibilité, pour les montures les plus
sophistiquées, d'être munies d'un dispositif autonome de correction des erreurs de suivi d'un astre :
ces montures permettent le guidage par un autoguideur ou une caméra d'astronomie à double
capteur, et ce grâce à des algorithmes de traitement d'image qui permettent d'asservir la position de
la monture aux dérives constatées à l'image.
On peut par ailleurs noter l'apparition de services d'astrophotographie par Internet (montures
pilotées à distance).
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.
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.
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.
7
Filtre solaire
En règle générale, il est également fourni avec le télescope un filtre solaire que l'on visse à l'oculaire.
Ces filtres ne doivent pas être utilisés seuls car ils se situent près du foyer et se retrouvent confrontés
à une intense chaleur qui peut les faire éclater. Leur utilisation doit impérativement être associée à
un hélioscope de Herschel qui disperse la chaleur. (L'hélioscope de Herschel est une lame de verre
transparente dont les deux faces ne sont pas parallèles. Ainsi, il disperse la chaleur.) Cet accessoire
est en vente dans les boutiques spécialisées. 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. En outre ils offrent une image plus stable et
permettent de faire de la photographie sans risque pour l'appareil.
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.
Lentille de Barlow
La lentille de Barlow allonge la distance focale à laquelle se forme le foyer-image. Elle s'utilise en
complément de l'oculaire, dont elle permet de multiplier le grossissement par le coefficient
(généralement 2, mais aussi 3) qui la caractérise. Celles vendues avec les télescopes sont souvent de
mauvaise qualité. La lentille de Barlow doit être constituée d'un doublet ou triplet achromatique
pour ne pas altérer l'image et son utilisation doit être réservée à la Lune et aux planètes. Son intérêt
est d'éviter d'utiliser les lentilles de très courtes focales qui sont coûteuses et fragiles (moins de 5
mm). Elle sert principalement à rejeter le plan focal résultant en dehors de la monture et de pouvoir
y placer, dès lors qu'il est accessible, une plaque photographique, un capteur CCD.
Réducteur de focale
Cet instrument a l'effet inverse de la lentille de Barlow, c'est-à-dire qu'il raccourcit la distance focale
du foyer-image. Pour cela, il doit être placé entre l'objectif et le foyer. En diminuant le rapport f/D
(voir plus loin), il augmente la luminosité sur tout le champ visuel. Son utilisation est réservée à la
photographie au foyer (argentique ou numérique) et permet de diminuer les temps de pose ou
d'augmenter les contrastes.
Filtre lunaire ou Filtre solaire
Ce filtre est utilisé lors de l'observation de la Lune ou du Soleil. Ces deux objets célestes sont très
lumineux et peuvent créer un éblouissement. On utilise donc un filtre qui est constitué de deux
polariseurs. En les pivotant on peut modifier la transparence du filtre pour l'optimiser au type
d'observation que l'on souhaite faire.
8
Caractéristiques et propriétés
Caractéristiques techniques
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 de ses propriétés optiques en dépendent. Plus il est grand, plus il
autorise de forts grossissements et permet d'observer des étoiles lointaines. Le diamètre est
généralement exprimé en millimètre pour les instruments du commerce, quelquefois en pouces (1" =
25,4 mm). Contrairement aux idées reçues, un télescope de grand diamètre ne suffit pas à faire un
bon instrument d'observation, de nombreuses autres conditions relatives tant à la qualité qu'à la
stabilité doivent être remplies.
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.
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 donne un instrument
compact, donc stable et facile à manier et transporter. Néanmoins, la précision de collimation croit
comme (D/f)². En d'autres termes, un télescope ouvert à f/D=5 sera deux fois plus difficile à
collimater qu'un télescope ouvert à f/D=7. Un rapport supérieur ou égal à f/D=5 est très satisfaisant ;
au-delà de f/D=10, l'instrument a un champ limité mais une faible obstruction, ce qui est favorable
en planétaire. En outre, les oculaires pouvant être de focale plus longue, le recul d'œil et donc le
confort sera meilleur. Pour faire de l'astrophotographie un f/D de 4 sera acceptable surtout si l'on
améliore le champ avec un correcteur de Ross à deux lentilles.
Propriétés optiques
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 distincts l'un de l'autre, soit environ 1 minute d'arc pour l'œil
humain. On peut le calculer fort simplement en divisant 120 par le diamètre de l'instrument exprimé
en mm. Par exemple, un télescope de 114 mm de diamètre a un pouvoir séparateur d'environ 1"
(120/114), un télescope de 200 mm a un pouvoir séparateur de 0,6".
9
Toutefois, les turbulences atmosphériques, la stabilité de l'instrument et la qualité de l'objectif
empêchent souvent d'atteindre la limite théorique de résolution.
On peut déterminer la taille T des détails que peut résoudre un instrument par la relation :
Où D est la distance de l'astre que l'on désire observer, et P (seconde d'arc) le pouvoir de résolution.
Par exemple, un télescope de 200 mm (P = 0,6"), pourra discerner sur la Lune (D = 392000 km), des
détails de 1,14 km (T).
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. A l’inverse, 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.
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. On peut calculer un
facteur approximatif en divisant le carré du diamètre de l'objectif à celui de la pupille (environ 6 mm
dans le noir). Par exemple, si un télescope a un diamètre de 114 mm, il collectera 361 fois plus de
lumière que l'œil (1142/62). 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 oculaires adaptés au 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 remplacée par des capteurs électroniques
dont le rendement est actuellement proche de 100 %.
La couleur
La plupart des télescopes amateurs ne fournissent qu'une image en noir et blanc. Cette limitation est
en réalité due à l'œil, qui n'est pas suffisamment sensible à la faible luminosité transmise par le
télescope pour distinguer les couleurs (stimulation des bâtonnets, et non des cônes). Avec un bon
instrument, les couleurs des planètes peuvent être visibles. Concernant les objets lointains, selon les
individus, les objets observés et la taille de l'instrument, on peut au mieux discerner la couleur verte,
à laquelle l'œil est plus sensible. Les autres couleurs ne sont accessibles qu'avec des télescopes
puissants (plusieurs dizaines de centimètres de diamètre).
10
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.
On distingue deux types de télescopes :
le télescope réflecteur
le télescope catadioptrique
Le premier emploie des miroirs pour collecter et focaliser la lumière sur l'oculaire (comme ceux de
type Newton), alors que le second type se voit adjoindre une lentille mince, la lame correctrice,
disposée à l'avant du tube pour accroître le champ visuel (utilisé notamment par la formule SchmidtCassegrain).
Type Newton
Ce type de télescope a été mis au point par Isaac Newton.
Il utilise un miroir primaire parabolique 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.
Type Cassegrain
Il a été proposé au XVIIe siècle par le prêtre et physicien français Laurent
Cassegrain. C'est le prototype des systèmes à deux miroirs
concave/convexe. Il est composé d'un miroir primaire concave
parabolique et d'un miroir secondaire convexe hyperbolique. Dans le
montage Cassegrain, contrairement au montage Newton, le miroir
primaire est percé en son centre et l'observateur se place derrière celui-ci.
Le Cassegrain présente à ouverture identique la même coma que le
Newton, ce qui limitera en théorie le champ de netteté. Néanmoins ce type de télescope sera peu
ouvert (F/15-F/30) et en pratique cela ne constituera pas une limitation. Compte tenu du primaire
qui est parabolique comme le Newton, celui-ci pourra être aussi utilisé en Newton s'il n'est pas trop
ouvert (F/4), ce qui en fait un instrument potentiellement généraliste.
11
Type Schmidt-Cassegrain
C'est une variante du type Cassegrain, très appréciée parmi les amateurs, qui
utilise un objectif catadioptrique. 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 fournit 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.
Type Maksutov-Cassegrain
C'est une autre variante du Cassegrain correctement corrigé. Le primaire est concave sphérique et le
secondaire est convexe sphérique, l'aberration étant corrigée par un ménisque (une lentille concave
plus épaisse sur les bords). Le principal avantage de ce type de télescope est sa facilité de réalisation
par des moyens industriels, car il est composé uniquement de surfaces sphériques, donc facilement
réalisables par des machines et avec des résultats homogènes (ce qui n'est pas toujours le cas avec
d'autres types de télescopes).
Télescope Ritchey-Chrétien
Le Cassegrain donne une image dépourvue d'aberration sphérique ; le Ritchey-Chrétien inventé vers
1910, grâce à un primaire et un secondaire hyperboliques, donne une image focale également
dépourvue de coma. Il reste alors l'astigmatisme et la courbure de champ, laquelle s'annule si les
courbures primaire et secondaire sont égales et opposées. Compte tenu de ses qualités, c'est la
formule optique la plus utilisée dans les observatoires professionnels modernes, formule à laquelle
est associé généralement un correcteur de champ en quartz plus ou moins complexe afin de corriger
les aberrations résiduelles.
Les quatre télescopes principaux de 8,2 mètres de diamètre du Very Large Telescope (VLT) utilisent
cette configuration optique, de même que le Télescope spatial Hubble.
Télescope de Schmidt
La chambre de Schmidt est une chambre photographique de grande ouverture conçue pour
l'astrophotographie. Elle est basée sur un miroir primaire sphérique et une lame déformée
spécialement réalisée pour compenser l'aberration sphérique. La luminosité des prises est
exceptionnelle grâce à un rapport f/D très faible (environ f/2).
Son rapport d'ouverture la rend parfaitement adaptée pour la photo à grand champ, mais il faut
compenser l'image focale qui est une portion de sphère ; elle a longtemps été utilisée pour les études
systématiques de grandes portions du ciel. La disponibilité commerciale des capteurs CCD élargit
considérablement ses possibilités. Néanmoins, sa longueur qui est égale au rayon de courbure lui fait
préférer aujourd'hui d'autres formules optique plus courtes à trois miroirs, donnant un champ plan
et non courbé, permettant des coupoles plus petites et plus économiques.
12
Télescopes à miroir liquide
Une variante très particulière est le télescope à miroir liquide : la rotation d'une cuve de mercure
déforme, à cause de la force centrifuge, l'interface liquide-air en un paraboloïde idéal pour un coût
relativement réduit. Il ne permet naturellement qu'une observation au zénith. Ce type de télescope a
été imaginé dès 1850 par Ernesto Capocci, et mis en pratique par Henry Key en 1872. Un instrument
de ce type avec un miroir de 6 m de diamètre a été mis en route en 2005.
Télescopes avec systèmes d'optique adaptative
Les grands télescopes actuels bénéficient de systèmes d'optique adaptative (OA) pour corriger la
turbulence de l'atmosphère. C'est cette turbulence qui, à l'œil nu, provoque le scintillement des
étoiles ; or, les télescopes amplifient chaque clignotement. Un système d'OA standard braque un
faisceau laser à 90 km dans la haute atmosphère sur la fine couche d'atomes de sodium - laissés par
le passage des météorites -, ce qui les fait briller. En observant l'étoile artificielle ainsi créée, le
système détermine l'instabilité de l'air et ajuste en conséquence les instruments optiques du
télescope plus de mille fois par seconde.
Lunette astronomique
Distinction est faite en français entre le télescope (basé sur des principes de réflexion) et la lunette
astronomique (basée sur des principes de réfraction), au contraire de l'anglais (où l'on parle
respectivement de reflecting telescope et de refracting telescope). Celle-ci n'est donc pas à
proprement parler considérée comme un type de télescope.
Télescope non-optiques
Les systèmes destinés à l'observation céleste dans des domaines de longueur d'onde autres que le
spectre visible sont souvent appelés « télescopes » bien qu'ils ne reposent pas nécessairement sur un
système optique similaire au principe du télescope. On parle ainsi, par exemple, de radiotélescopes
pour les instruments observant le domaine des ondes radio.
Pour certains d'entre eux, le signal observé est fortement voire complètement atténué sur Terre du
fait de l'absorption dans ces longueurs d'onde par l'atmosphère terrestre. C'est par exemple le cas
des télescopes à rayons X ou à infrarouge. Ces instruments sont alors embarqués à bord de satellites.
On parle également de télescope pour désigner des instruments destinés à l'observation de
particules autres que les photons, par exemple les télescopes à neutrinos.
13
PARTIE II : Une évolution semée d’embûche
Le télescope a évolué depuis ces débuts. À l’origine, nous avions le télescope de Newton dont le
miroir du réflecteur faisait tout juste trois centimètres, puis le télescope de Parson qui faisait quant à
lui 180 cm, le télescope Hooker vient après avec 250 cm, le télescope Hale avec 510 cm, puis le
télescope BolchoÏ avec 600 cm et enfin le Grand télescope Binoculaire, ou LBT, avec sa taille
impressionnante de 840 cm. Cette avancée technologique a permis de voir toujours plus loin et
toujours plus précisément.
Nous allons nous intéresser tout d'abord au grand télescope Binoculaire. Ce dernier a été inauguré
en 2004 et n’a été opérationnel qu’en 2006, date à laquelle les travaux ont été achevés. Il est situé
tout en hauteur sur le Mont Graham à l’altitude vertigineuse de 3267 mètres. Les États-Unis ont
financés la moitié des travaux, soit 60 000 000 $, le reste étant surement subventionné par divers
instituts de recherche.
Il est capable d’observer des galaxies situées à l’autre bout de l’univers, comme par exemple la
constellation d’Andromède qui est à 24 millions d’années-lumière de notre planète. Cela est possible
grâce à l’équipement qu’il contient, il dispose en effet de deux verres de 840 cm espacés de 14
mètres et chacun d’eux pèsent plus de seize tonnes. Ce sont les plus grands et pourtant les plus
légers par rapport à leur taille, jamais construit.
Mais pour mieux comprendre l’histoire du télescope, retraçons son historique et son évolution.
1re avancée, capter la lumière :
Nous sommes en 1669, à l’université de Cambridge. Un grand mathématicien et physicien, Isaac
Newton décide d’étudier l’univers, mais les performances des lunettes astronomiques de l’époque
ne lui permettent pas d’étudier correctement les planètes du système solaire, leurs lentilles étant
trop petites et ne captant pas assez la lumière. Les astronomes de l’époque ont beaucoup de
difficultés à agrandir ces lentilles, Newton va donc se pencher sur ce sujet avec ténacité et il va
bientôt remplacer la lentille par un miroir. Le télescope qu’il fabriquera sera bien plus puissant qu’un
télescope traditionnel, c’est une avancé extraordinaire.
2e avancé, agrandir les miroirs :
En 1839, l’astronome William Parson décide de créer un télescope géant, car il veut à tout prix savoir
de quoi sont fait d’étranges nuages lumineux qu’il a pu observer dans le ciel nocturne. À son époque,
les miroirs sont concaves et polis à la main, mais pour voir plus loin, il doit polir des miroirs beaucoup
plus gros, il met donc en place un mécanisme de ponçage automatique. Une fois son télescope
construit, il le dirige vers le nuage qui a piqué sa curiosité, c’est à ce moment précis qu’il se rend
compte que ce n’est non pas un nuage, mais bel et bien des étoiles. On sait maintenant avec
certitude qu’il observait la nébuleuse d’Andromède qui est composée comme on le sait, de milliards
d’étoiles.
14
3e avancée, suivre le mouvement :
L’œil humain n’est pas assez puissant pour observer les étoiles les plus lointaines, le télescope le plus
puissant lui-même n’est pas capable de les observer, la seule manière d’avoir une image claire et
nette est de les photographier. Le problème qui se pose est que les étoiles sont instables, ou du
moins la terre tourne, il est donc très difficile de rester focaliser sur une étoile. C’est pour cette
raison que les scientifiques ont eu l’idée de monter leurs télescopes sur des montures pivotantes. Le
télescope ainsi fixer peut tourner à sa guise dans le sens inverse de la rotation terrestre.
4e avancée, transporter un miroir :
Les astronomes ont donc compris que pour voir plus loin dans l’univers, ils doivent construire des
miroirs bien plus grands, le problème c’est qu’il n’y a qu’un seul fabricant de miroirs de cette taille,
mais ce dernier est sur la côte est des États-Unis, donc pas l’endroit idéal pour construire un
télescope, car la pollution lumineuse y est intense et cela gêne profondément l’observation astrale.
Mais les astronomes ont vite fait de trouver l’endroit parfait, un endroit si éloigné des grandes villes
que le ciel y est clair comme de l’eau de roche, le seul problème est que cet endroit, le Mont
Palomar, se situe a plus de 3 000 km.
Comment transporter les miroirs sur une telle distance ? Le chemin de fer ? Non, aucun wagon n’est
assez large pour transporter un miroir de cinq mètres de diamètre. Peut-être à la verticale alors ?
Non, le convoi serait trop haut, au premier pont il se briserait.
Mais pas de crainte, une solution est bien vite trouvée, les roues du train vont être raccourcie de 18
cm, puis le centre du wagon, l’endroit donc où reposera le miroir sera découpé pour que le disque
repose dessus, ils n’ont à présent plus qu’à tapisser le wagon de caoutchouc pour que celui-ci ne
perçoivent aucun chocs et le lester avec des poutres d’acier pour que tout tienne en place. Pour plus
de sécurité, le miroir est enfermé dans un coffrage blindé par balles, il est maintenant à l’abri de
quelques écologistes en colère. C’est en juin 1948 que le convoi arrive à sa destination finale, avec
brio.
Le télescope est rapidement testé et c’est avec ce télescope que l’on se rendra compte que l’univers
est né du Bing Bang.
5e avancée, réguler la température :
Comment résiste le télescope à températures très basses ? Selon certains emplacement, elle descend
en effet jusqu’à -10°. Toute la journée, la chaleur est emmagasinée entre les épaisses parois
métalliques de l’enceinte, mais le soir, une fois que les portes sont ouvertes pour observation, le
froid y pénètre à sa guise. Cela a pour conséquences une contraction du miroir et l’image qu’il
recevra sera déformée et floue, donc sans intérêt pour l’astronome. Comment remédier à ce
problème ? Et bien tout d’abord, le miroir doit être gardé a températures constantes, pour cela, ils
installent des unités de refroidissement à côté du dôme. De cette façon, la température approche en
journée celle de la nuit, il n’y a donc pas de choc thermique et le miroir étant refroidit de l’intérieur
garde une température constante, de plus, il garde sa forme concave.
15
6e avancée, traverser l’atmosphère :
A cause des turbulences atmosphériques, on a l’impression que les étoiles clignotent, c’est très beau
certes, mais très embêtant aussi pour les astronomes. Ils ont donc mis au point un procédé peu
banal, ils ont en effet attaché un télescope sur une fusée spatiale, de cette façon, toute intervention
atmosphérique ou terrestre est nulle. C’est ainsi que le télescope Hubble est lancé dans l’univers, il
échappe ainsi à la pollution atmosphérique et lumineuse par la même occasion. Les images qu’il
enverra de son expédition seront spectaculaires, d’une netteté parfaite. L’inconvénient majeur, car il
y en a toujours un et que si une de ces pièces tombe en panne, il faut dépêcher une navette pour
aller le réparer, sur place bien évidemment, ce n’est donc pas l’idéal.
Des limites à surmonter
Quels sont les problèmes
à résoudre avant
d'obtenir de telles
images ?
Quelles sont donc
les limites réelles aux
performances d'un
télescope ?
On va s'efforcer de passer
rapidement en revue les
problèmes essentiels.
LA LUMINOSITE DES IMAGES
Pour pouvoir voir une étoile, il ne suffit pas que le grossissement soit important, il faut aussi que
l'image soit suffisamment lumineuse. Or, plus l'ouverture du télescope est petite, plus la quantité de
lumière qui entre est réduite, et moins l'image sera lumineuse. Ainsi, le diamètre d'ouverture d'un
télescope est bien plus important pour ses performances futures que son grossissement. En fait,
comme nous allons le voir, ce grossissement n'est en réalité jamais atteint, et ne signifie donc pas
grand-chose.
DIFRACTION
Pour des objets très petits, bien avant d'arriver aux limites de vision du télescope prédites par
l'optique géométrique, on est limité par la diffraction.
16
On rappelle que, lorsqu'un obstacle (petit trou, fente, fil, etc.) est interposé sur le trajet de la
lumière, on obtient une figure qui ne suit pas le modèle de rayon lumineux de l'optique géométrique,
et que l'on appelle figure de diffraction. Cette dernière est d'autant plus grande que l'obstacle est
petit.
Les télescopes n'échappent pas aux problèmes de diffraction, et donnent des étoiles une image qui
est une tache de diffraction, de taille inversement proportionnelle au diamètre du miroir (plus le
diamètre du miroir est grand, moins la diffraction est importante). La figure de diffraction obtenue
limite l'aptitude du télescope à séparer les images de deux points très proches.
Exemple de tache de diffraction limitant le pouvoir séparateur
d'un télescope (ci-contre).
Cependant, construire des miroirs immenses pose de nouveaux
problèmes : comment construire un miroir de cette taille et qui ait
en même temps exactement la forme désirée ?
Un télescope classique de 4 à 5 mètres de diamètres a une masse
de 15 tonnes environ : Comment faire pour construire encore plus
large?
Les solutions choisies sont diverses :
On utilise dans certains cas un ensemble de miroirs qui
couvrent un diamètre total D, plutôt qu'un seul miroir
de ce diamètre. Le premier télescope de ce genre a été
le MMT ( Multiple Mirror Telescope) du Mont Hopkins,
en Arizona, mis en service en 1979, et constitué de 6
miroirs de 1,8 m de diamètre chacun, et qui équivalent à
un grand miroir de 4,5 m de diamètre. D'autres
télescopes utilisant la même idée ont suivi, dont les
télescopes Keck (le premier date de 1993) composés de
plusieurs miroirs en losange pour un diamètre total de
10 mètres.
On a aussi utilisé des miroirs d'un seul tenant mais plus minces que les miroirs classiques. Ils doivent
alors être pourvus de vérins permettant de compenser en temps réel les déformations du miroir sous
l'effet de la gravité. Le premier du genre fut le télescope Européen NTT (New Technology Telescope)
de l'ESO à La Silla, mis en service en 1989. Ce fut le début des télescopes actifs.
On a enfin parfois utilisé des miroirs liquides (par exemple l'ILMT de 4 m de diamètre au Chili) : un
liquide mis en mouvement de rotation se creuse, et prend la forme d'une parabole de révolution.
Pourvu que la vitesse de rotation du "miroir liquide" soit adaptée, on devrait pouvoir lui donner la
forme désirée…
17
Pollution lumineuse turbulences de l’atmosphère et optique adaptative
Ceci n'épuise toutefois pas le sujet des limites de vision des télescopes. Ci-dessus, nous avons cités
les principales limites théoriques aux performances d'un télescope, mais on se heurte aussi à
d'autres limites, pratiques cette fois…
Sur Terre, la pollution lumineuse oblige les astronomes à installer les télescopes dans des zones
isolées
Les solutions à ce problème sont de deux ordres :
Envoyer des télescopes dans l'espace
C'est dans ce but qu'a été construit le
télescope Hubble. Dans l'espace, il n'y a
ni atmosphère, ni pollution lumineuse.
Compenser les turbulences sur Terre
Ceci est une tâche difficile, mais qui a été rendue possible par l'invention de l'optique adaptative.
L'image de gauche montre une région du ciel prise avec un télescope sans optique adaptative.
L'image de droite correspond à la même partie du ciel prise avec le système NAOS/CONICA
(NAOS/CONICA est un système d'optique adaptative couplé à une caméra infrarouge)
18
Dans le cadre de l'optique adaptative, on suppose que l'on dispose d'une étoile bien connue qui peut
servir de référence. On analyse comment l'image de cette étoile obtenue par le télescope est
perturbée par les turbulences atmosphériques. Ceci permet de déterminer l'effet de ces
perturbations sur la lumière qui nous arrive de cette portion de ciel. Le télescope possède un miroir
déformable (constitué d'une multitude de petits miroirs mobiles commandés par ordinateur).
Connaissant l'effet des turbulences atmosphériques sur la lumière qui nous arrive, on compense cet
effet en déformant légèrement le miroir en conséquence. L'optique adaptative a permis une très
grande amélioration dans les performances des télescopes terrestres.
CONCLUSION
Les performances réelles d'un télescope sont bien en-dessous des performances théoriques que l'on
peut calculer dans le cadre de l'optique géométrique, même en supposant les aberrations purement
géométriques éliminées (ce qui n'est pas toujours certain, les aberrations découvertes sur le
télescope Hubble après son lancement ont dû être corrigées sur place avant qu'il puisse prendre du
service). Luminosité de l'image, mais aussi diffraction, pollution lumineuse ou turbulences, apportent
chacune de nouvelles limites aux résultats que l'on peut espérer obtenir. Le plus grand pas dans
l'amélioration des performances des télescopes terrestres accompli récemment est certainement
l'invention de l'optique adaptative. Nous n'avons fait qu'effleurer ce sujet ici, en terme très simples.
Cette technique mérite en effet un autre article à elle toute seule
Ciel trop clair
Ciel trop pollué
19
La seconde limitation des grands télescopes est moins évidente, mais elle apparaît après les
premières sessions d’observations: l’atmosphère limite ce que vous pourrez voir. Les étoiles et les
planètes, vues au travers d’un télescope, apparaissent miroitantes et scintillantes parce que leur
lumière passe au travers de l’air et se déforme.
Ce phénomène est connu, dans le monde des astronomes, sous le nom de la visibilité. Il est
particulièrement apparent et gênant avec les télescopes de grand diamètre. La lune et les planètes
en sont fortement affectées, car on utilise les forts grossissements pour observer les détails. Un fort
grossissement amplifie également les turbulences de l’air.
La distorsion due à la visibilité varie selon le comportement des courants d’air de la haute
atmosphère et, dans une moindre mesure, selon l’altitude et la topographie du site d’observation.
Par une nuit moyenne, dans un site moyen, les turbulences vont abaisser la limite du grossissement
utile vers 250 à 300 x, ainsi les télescopes de plus de 250 mm d’ouverture vont être limités dans leur
potentiel.
Les télescopes de plus de 250 mm sont le plus souvent choisis par des astronomes désireux de
«récolter» le maximum de lumière possible pour observer des nébuleuses, galaxies et amas d’étoiles
de très faible intensité. Ces objets du «ciel profond», sont souvent observés avec des grossissements
nettement plus faibles (50 à 150 x) que les planètes, donc la visibilité cause moins de problèmes.
20
PARTIE III : LES GRANDES DECOUVERTES
Au fil du temps, les télescopes ont permis de voir de plus en plus loin, et qui dit voir loin dit
voir le passer. En effet, les télescopes vont capter la lumière émise très longtemps
auparavant, jusqu’à des milliards et des milliards d’années.
I. Le Système Solaire
De 1519 à 1522, Fernand de Magellan accomplit le premier voyage autour du monde,
découvrant au passage le Détroit de Magellan, les îles Philippines, les Nuages de Magellan
dans le ciel austral et la ligne de changement de date.
L’astronomie européenne ne reprend son élan qu'après 1500 avec les travaux de Nicolas
Copernic. Ses observations de la Lune se détachant sur le fond du ciel étoilé le font douter
du système géocentrique et l’amènent à concevoir un système où le Soleil serait le centre du
cosmos ; mais il est mourant lorsqu'en mai 1543 son livre De revolutionibus orbium
coelestium paraît à Nuremberg. Dans ce traité, Copernic démontre mathématiquement
qu'outre le mouvement des planètes, les
phénomènes célestes sont tous correctement
décrits avec un modèle héliocentrique (certains
savants grecs de l'Antiquité avaient en effet déjà
établi la compatibilité du mouvement des seules
planètes avec l'héliocentrisme)
II. La Gravitation
Avec son télescope, Isaac Newton a pu observer que ce qui s’appliquait sur terre, chute de la
pomme, s’appliquait aussi dans l’espace. Ainsi, il a démontré pourquoi la lune tournait
autour de la Terre. Il a aussi fait le rapprochement avec les marées, ainsi, la lune en est
l’astre à l’origine.
Deux corps quelconques s'attirent en raison directe de leur masse et en raison inverse du
carré de la distance de leurs centres de gravité :
21
Plus tard, Edmond Halley se servi de la loi de Newton sur la gravité. Il calcula que les
comètes circulent autour du soleil sur des orbites très elliptiques. Il est convaincu que les
comètes de 1531, 1607 et 1682 sont un seul et même astre et prédit le retour de cette
comète pour 1758. En effet, elle réapparue à cette date, 16 ans après sa mort. En hommage
à Halley, cette comète fut baptisée de son nom. Elle repassa tous les 76 ans. Il est prévu
qu’est réapparaisse en 2062.
Depuis la relativité générale, la gravitation n'est plus perçue comme une force d'attraction,
mais plutôt comme une manifestation de la déformation de la géométrie de l'espace-temps
sous l'influence des objets qui l'occupent.
III. La Célérité
Giovanni Domenico Cassini découvrit quatre nouveaux satellites de Saturne : Japet (en
1671), Rhéa (en 1672), Téthys et Dioné (en 1684). De 1683 à 1686, il découvrit avec Nicolas
Fatio de Duillier la lumière zodiacale, dont il proposa une interprétation.
En reliant la durée d'occultation des satellites de Jupiter par leur planète mère, à leur
distance à la Terre, Olaf Römer établit en 1676 que la vitesse de la lumière est finie. Grâce à
sa mesure du temps de parcours de la lumière (22 min = 1 320 s) et à la valeur du diamètre
de l'orbite terrestre proposée par Cassini (280 millions de km avec les unités modernes),
Christiaan Huygens put en 1678 estimer la vitesse à 213 000 km/s (la valeur reçue de nos
jours est c = 299 792,458 km/s).
22
IV. Les Galaxies
La nature exacte des galaxies n'est connue que depuis le début du XXe siècle ; auparavant,
on appelait nébuleuse tout objet céleste d'aspect diffus autre que les comètes.
En 1610, Galilée utilisa une lunette pour étudier la Voie lactée et découvrit qu'elle était
composée d'un grand nombre d'étoiles faiblement lumineuses. Dans un traité écrit en 1755,
Histoire universelle de la nature et théorie du ciel, Emmanuel Kant, en se basant sur les
premiers travaux de Thomas Wright, spécula avec raison sur le fait que notre Galaxie
pourrait être un corps en rotation composé d'un nombre énorme d'étoiles liées par les
forces de la gravitation, comme les planètes dans le système solaire mais sur des échelles
beaucoup plus grandes. Kant conjectura que certaines des « nébuleuses » (au sens d'objet
diffus) visibles dans le ciel nocturne pourraient être des galaxies distinctes de la nôtre.
Vers la fin du XVIIIe siècle, Charles Messier compila un catalogue contenant une centaine de
nébuleuses (son but était de répertorier tous les objets nébuleux de la sphère des fixes afin
de ne pas les confondre avec des comètes), qui fut plus tard suivi par le catalogue de William
Herschel comprenant 5 000 nébuleuses.
En 1845 William Parsons construisit un télescope, beaucoup plus grand que ceux qui
existaient à l'époque et put alors distinguer les nébuleuses elliptiques des nébuleuses
spirales. Il fut également capable de distinguer (en astronomie on dit résoudre) certaines
sources lumineuses ponctuelles au sein de ces nébuleuses, confirmant ainsi la conjecture des
univers-îles de Kant. Cependant, la majorité des astronomes de l'époque réfutaient l'idée
des univers-îles, arguant que ces nébuleuses se trouvaient à l'intérieur de notre univers.
Ce n'est qu'en 1918 qu'Harlow Shapley réussi à déterminer la taille de notre galaxie,
relançant le débat sur la nature des nébuleuses ainsi que leur distance. Il était intiment
convaincu que l'univers était composé que d'un seul ensemble d'étoiles, les nébuleuses
n'étant que des éléments de cet univers-île.
Le 16 avril 1920 eu lieu « Le Grand Débat » qui opposait les tenants d'un univers
monolithique représenté par Harlow Shapley et ceux d'un univers composé d'univers-île
défendu par Heber D. Curtis. C'est à cette occasion que le terme « galaxie » fit son
apparition. Le débat ne permit cependant pas de départager les deux points de vue.
Edwin Hubble annonça le 30 décembre 1924 qu'après des mesures faites à l'aide du nouveau
télescope Hooker de 2,50 mètres, les « nébuleuses » se trouvaient bien au delà de notre
propre « galaxie ».Il put résoudre les parties externes de quelques nébuleuses spirale en tant
que collections d'étoiles et identifia quelques variables céphéides, ce qui permit d'estimer la
distance nous séparant de ces nébuleuses : elles étaient trop éloignées pour faire partie de
la Voie lactée. Les premières galaxies identifiées comme telles furent NGC 6822 en 1925,
M33 en 1926 et M31 en 1929. En 1936, Hubble conçut un système de classification des
galaxies qui est encore employé à ce jour, la séquence de Hubble.
23
24
V. Uranus, Neptune, et leurs Satellites
L'astronome anglais William Herschel détecte la septième planète du système solaire,
Uranus, le 13 mars 1781. Il croit d'abord avoir découvert une comète mais comprend
rapidement que l'astre est une planète qui parcourt une orbite presque circulaire au-delà de
Saturne. Uranus est la première planète découverte à l'aide d'un télescope.
L'astronome allemand, Johan Galle, découvre la huitième planète du système solaire le 23
septembre 1846. Le français Urbain Le Verrier avait quelques temps plus tôt déterminé
mathématiquement la position de la planète à partir des irrégularités de l'orbite d'Uranus.
Transmis à Johan Galle, ce calcul a orienté le télescope de ce dernier en lui donnant une
zone précise dans laquelle observer. Pendant la même période, l'Anglais John Adams avait
aussi mathématiquement déterminé la position de Neptune sans jamais être en contact avec
Le Verrier. Cette découverte simultanée annonce l'avènement de la mécanique céleste.
25
L'astronome anglais William Lassell découvre la lune de la planète Neptune, Triton, le 10
octobre 1846. Pensant apercevoir un anneau autour de la planète, il tombe en réalité sur
son satellite. En 1851, il découvrira aussi les satellites d'Uranus Ariel et Umbriel.
VI. Découverte d’une autre Galaxie
Depuis l'observatoire de Mont Wilson en Californie où
est installé le plus grand télescope du monde,
l'astronome américain Edwin Hubble annonce la
découverte d'un autre système galactique en dehors de
notre voie lactée le 30 décembre 1924. En mesurant la
distance de cette galaxie par rapport à la grande
nébuleuse d'Andromède il affirme que ce système
stellaire immense est aussi grand que la voie lactée mais
bien plus éloignée. Le cosmos est donc plus vaste que ne
l'imaginait les scientifiques.
VII. Découverte de Pluton et Charon
Dans son observatoire de Flagstaff en Arizona, l'astronome américain Clyde Tombaugh fait la
découverte de la neuvième planète du système solaire, Pluton, le 18 février 1930. C'est la
première fois qu'une planète est découverte par un scientifique nord-américain.
26
VIII. Apparition du terme Big Bang
En 1951, le cosmologiste britannique Fred Hoyle
reçoit l’abbé Georges Lemaître sur le plateau de
son émission radiophonique de la BBC. En total
désaccord avec la théorie selon laquelle l’univers
serait né d’une explosion, Hoyle emploie le terme
"big bang" sur le ton de la moquerie. Cette
expression imagée s’ancrera ensuite dans le
vocabulaire scientifique. Depuis la découverte
d’Edwin Hubble sur l’expansion de l’univers,
certains scientifiques soutenaient que ce dernier
avait un commencement. Hoyle, quant à lui,
prônait l’existence d’un univers stationnaire.
C’est George Gamow qui, le premier, avait mis en
place la théorie physique du big bang dans les
années 1940.
27
IX. Première Exoplanète
Michel Mayor et Didier Queloz rendent public une découverte d’envergure le 6 octobre
1995. Ils sont en effet les premiers à détecter une planète située hors du Système solaire.
Ces deux astrophysiciens suisses travaillaient à l’aide d’un télescope de l’observatoire de
Haute-Provence. Grâce aux technologies mises à leur disposition, ils ont pu constater que
cette exoplanète gazeuse, d’à peu près la taille de Jupiter, tourne autour d’une étoile, 51
Pégase, dont les caractéristiques se rapprochent de celles du Soleil. Par ailleurs, ce qui reste
le plus étonnant dans cette découverte, c’est que la planète se trouve très proche de son
étoile. Il ne lui faut que quatre jours pour en faire le tour. Inconnu jusqu’alors, ce type de
planètes prendra le nom de "Jupiter chaud", et beaucoup d’entre elles seront découvertes
dans les années qui suivront.
28
X. Enfin une Exoplanète tellurique
Le 26 janvier 2006, l’équipe internationale d’astrophysiciens PLANET, orchestrée par JeanPhilippe Beaulieu, dévoile sa découverte : une planète située hors du Système solaire et qui
présente certaines similitudes avec la Terre. Elle se compose en effet d’une surface solide et
d’une densité importante. Jusqu’à maintenant, les exoplanètes découvertes n’étaient que
des géantes gazeuses ou possédait encore une masse trop conséquente. D’une masse de
seulement 5 fois celle de la Terre, OGLE-05-390Lb, comme on l’appelle, possède par contre
une température au sol de -220°. L’étoile autour de laquelle elle orbite est une naine rouge.
Il lui faut dix années pour en faire le tour. Les caractéristiques de cette nouvelle planète ne
permettront pas de l'assimiler véritablement à la Terre, mais les scientifiques poursuivront
leurs recherches et leurs observations.
29
CONCLUSION
Le télescope est un instrument d’optique permettant les observations très éloignées. Il repose sur un
système de réflexion et/ou de réfraction qui lui permet de résoudre d’infimes sources de lumières.
Il est décliné en plusieurs types, ou variantes, ainsi selon l’observation que l’on veut faire, l’une de
ses variantes serra plus utile que l’autre.
Cet instrument nous a permit de faire de grandes découvertes et ainsi de mieux comprendre le
monde qui nous entour, et de mieux comprendre d’où l’on vient.
Au fil du temps, il s’est perfectionné, et de grands télescopes ont vu le jour. Ces avancées ont à
chaque fois, en résolvant un problème, mis en évidence un autre.
Il n’y a donc pas de réelle limite à l’évolution technologique, et en particulier celle des télescopes !
30