La longueur focale d’un télescope est en moyenne trois fois plus petite que celle d’une lunette de même ouverture, ce qui est très avantageux quant aux montures et aux coupoles. Il n’y a qu’une surface à mettre en forme, et la matière du miroir ne joue que le rôle de support mécanique de la couche réflé-
chissante que l’on y dépose. On obtient donc aisément des miroirs de diamètre bien supérieur à celui des objectifs.
Les grands miroirs sont très lourds et il faut les supporter par le dos, en un certain nombre de points, par un système de leviers dits « astatiques », dont la pression s’ajuste automatiquement avec l’inclinaison du miroir pour compenser les efforts de flexion.
Le télescope permet l’emploi de
plusieurs combinaisons optiques classiques à partir du même miroir principal, dont les longueurs focales équi-downloadModeText.vue.download 23 sur 577
La Grande Encyclopédie Larousse - Vol. 11
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valentes échelonnées multiplient les possibilités de l’instrument.
y Foyer Newton. C’est le foyer direct, sur l’axe du miroir ; on n’y place l’observateur, grâce à une cabine prévue à cet effet, que dans les très grands télescopes. On se contente très généralement de renvoyer le faisceau sur le côté à l’aide d’un miroir à 45°.
y Foyer Cassegrain. Cette combinaison, imaginée dès 1672 par le physicien français N. Cassegrain, fait appel à un miroir secondaire hyperbolique qui, placé sur l’axe un peu avant le foyer, renvoie le faisceau à travers une ouverture centrale ménagée dans le miroir principal. On obtient ainsi un foyer équivalent de 2 à 5 fois plus grand que le foyer principal et des images d’une dimension linéaire augmentée dans le même rapport ; l’accès au foyer, au dos du miroir, est particulièrement aisé.
y Foyer coudé. Ce nom, dérivé de
celui de l’équatorial coudé, dont le but était analogue, désigne une combinaison qui permet d’amener l’image dans des ensembles complexes, lourds et encombrants, comme les grands
spectrographes installés à poste fixe dans un laboratoire. Le faisceau est renvoyé d’abord dans l’axe de déclinaison, puis dans l’axe principal, dit
« polaire », et recueilli à son extrémité inférieure. Tous les grands télescopes ont ce dispositif, qui assure un foyer équivalent 8 à 10 fois plus long que le foyer direct.
Montures
Les lunettes et les télescopes se pré-
sentent sous la forme de tubes qu’il faut pouvoir diriger vers tous les points du ciel et entraîner de façon à suivre le mouvement diurne des astres. L’axe principal, ou polaire, est donc parallèle à l’axe du monde, et l’instrument tourne autour de lui à raison d’un tour en 24 heures sidérales. Les instruments moyens sont disposés au bout d’un axe de déclinaison court à la tête de l’axe polaire, portant un contrepoids à l’autre bout (monture allemande).
Les télescopes sont souvent montés
de façon analogue, l’axe polaire étant cependant tenu par deux paliers, un à chaque extrémité (monture anglaise simple) ; profitant de la position basse du centre de gravité très près du miroir, on peut aussi installer le tube dans une fourche.
Quelques instruments très lourds ont été montés dans un berceau, qui est une fourche refermée dans le haut, interdisant donc l’observation dans une calotte assez large autour du pôle.
Pour le télescope de 200 pouces du mont Palomar, on a choisi une solution mixte, celle de fer à cheval, où l’axe est bien tenu aux deux bouts, le tube pouvant être couché le long de l’axe du monde. La monture à berceau a été adoptée aussi pour les lunettes dites
« de la carte du ciel », dont la mission se bornait à photographier des zones bien déterminées loin du pôle.
Si les formes générales des mon-
tures sont à peu près fixées depuis longtemps, des améliorations techniques ont été apportées aux systèmes qui servent à déplacer l’instrument, à le pointer par des mouvements amples et rapides, et à corriger sa position par de très petits déplacements pour passer d’un objet à l’autre, guider une pose photographique sur un astre mobile, etc.
Actuellement, la position de l’instrument est généralement lue non plus sur des cercles plus ou moins accessibles, mais sur des pupitres de contrôle où les angles sont affichés par voie électronique. On peut même préafficher les coordonnées désirées et obtenir le pointage automatique de l’instrument.
Possibilités comparées
La lunette a été longtemps le seul instrument d’observation astronomique ; le télescope ne s’est imposé qu’avec l’adoption du verre à la place du métal des premiers miroirs, et plus récemment de matériaux modernes dont le coefficient de dilatation est pratiquement nul. Loin de se concurrencer, ces deux types d’instrument se sont révélés complémentaires.
Les lunettes — ouvertes en moyenne
à F/15 et, pour les plus grandes, à F/18, voire à F/20 — sont, à diamètre égal, trois fois plus longues que les télescopes ; d’autre part, il est beaucoup plus facile, toujours à diamètre égal, de réaliser un miroir qu’un objectif. Aussi les lunettes en sont-elles restées aux dimensions que l’on savait obtenir dès la fin du siècle dernier ; les plus puissantes sont celles de Yerkes (Williams Bay) [102 cm, 1897], de Lick (91 cm, 1888) et de Meudon (83 cm, 1896). Au contraire, les télescopes ont continué à progresser ; au début du siècle, aucun n’atteignait 1 m de diamètre ; mais, dès 1917, George Willis Ritchey réalisait le télescope de 100 pouces du Mont-Wilson ; à l’heure actuelle, une douzaine de télescopes dépassent 2 m, dont les plus grands ont 200 pouces (5 m, mont Palomar) et 6 m (U. R. S. S.), tandis que plusieurs entre 3,50 et 4 m sont en projet.
y Le télescope est l’instrument idéal de l’astrophysique par son grand diamètre, son achromatisme parfait et l’absence de tout filtrage de la lumière par un organe optique quelconque
dans la plupart de ses combinaisons.
Plus compact, à ouverture égale et même un peu supérieure, que la lunette, il est moins sujet aux flexions et plus facile à équilibrer et à guider.
Mais on ne voit que très rarement, dans un télescope, l’image de diffraction théorique d’une étoile, tache centrale entourée d’anneaux sombres et brillants alternés ; même lorsque l’on devine cette figure, elle est toujours noyée de lumière parasite. La raison principale de cette différence entre les deux types d’instrument est la fermeture du tube de la lunette aux deux extrémités, alors que celui du télescope (d’ailleurs remplacé pour les plus grands par une armature en poutrelles) est ouvert par le haut, ce qui laisse l’air circuler librement sur le trajet du faisceau, avec toutes les turbulences thermiques que cela suppose.
y La lunette est l’organe de visée par excellence de tous les instruments de position, visuels ou photographiques.
Quand elle ne dépasse pas un dia-
mètre de 20 à 40 cm, son encombrement reste faible ; elle est très rigide,
peu sensible à la turbulence atmosphérique et capable d’atteindre les magnitudes courantes des étoiles de catalogue ; on peut donc y effectuer un travail très régulier. Les grands ré-
fracteurs au contraire ne sont pas toujours utilisables à pleine puissance, mais ils sont les seuls, quand les conditions sont favorables, à pouvoir fournir les observations et les mesures les plus fines : étoiles doubles serrées, surfaces planétaires. Le pouvoir séparateur, défini par la limite de résolution représente en effet le
rayon du premier anneau sombre de la figure de diffraction. Le meilleur critère de la qualité d’un objectif est l’observation des étoiles doubles serrées, en même temps d’ailleurs que l’un de ses emplois les plus indiqués.