Introduction et Petit Trait d'Histoire
L’invention de la première lunette astronomique fut attribué à l'opticien hollandais Hans Lippershey en 1608, mais Galilée ayant entendu parler de cette découverte en fabriqua une et fut le premier à en faire une démonstration publique. Il l’appela perspicillum en latin et "occhiale" en italien. Le nom de "télescope" fut donné par Federico Cesi (1585-1630).
exemple de télescope et de lunette astronomique
Notons la différence entre une lunette astronomique et un télescope :
La lunette astronomique est l’instrument d’astronomie le plus ancien. Elle est formée d’un objectif qui forme l’image dans le plan focal, celui-ci possède deux lentilles collées entre elles. L’une est convergente et l’autre divergente. Ces deux lentilles améliorent la concentration de lumière dans le plan focal.
Le télescope, quant à lui, est composé de plusieurs miroirs. Ainsi son fonctionnement se fait par réflexions, les images se forment dans le même plan focal. Le télescope d’un point de vue technique est plus facile, en effet le miroir nécessite un travail sur une seule surface alors qu’une lunette astronomique nécessite un travail sur quatre surfaces (deux lentilles). Le terme de télescope regroupe deux types de montages différents pour le miroir secondaire (celui qui renvoie l’image et qui change la distance focale de l’instrument), cependant on peut les retrouver dans le même instrument.
1) la lunette de Galilée
L’année 1609 fut déterminante dans la vie de Galilée. Ayant créé sa lunette, il commença par la braquer sur des objets terrestres. L’importance pratique de la nouvelle invention lui apparut immédiatement et il en fit la démonstration à plusieurs de ses amis influents. En dirigeant son instrument vers le ciel, Galilée découvrit successivement les satellites de Jupiter, la nature stellaire de la Voie Lactée ou encore les taches solaires. Le 24 aout 1609, il écrivit écrit au Sénat de Venise en soulignant son aspect militaire :
« Cet instrument rapproche à tel point de l’œil les objets visibles et les faits paraitre si grands et si distincts qu’un objet se trouvant, par exemple, à une distance de 9 miles, nous semble n’être pas éloigne de plus d’un mile, ce qui en toute affaire maritime ou terrestre peut être d’un intérêt inestimable. »
La lunette de Galilée
La lunette de Galilée permettait au début d’avoir un grossissement d’environ 2 ou 3. Puis ces
lunettes étaient capables de grossir plus de 50 fois.
Cette lunette était composée de :
- D’une lentille convergente qui faisait entrer la lumière à l’intérieur de la lunette, cette lentille est alors appelée « objectif » car elle est dirigée vers l’objet observé. Elle avait un diamètre de 3cm.La lunette de Galilée présentait de fortes aberrations, en effet l’observateur n’avait qu’un champ de vision d’environ 15 minutes d’arc (le quart de la pleine lune) et ne pouvait l’utiliser qu’avec un éclairage limité.
- D’une seconde lentille appelée « oculaire » était quant à elle divergente. La lentille occulaire était placée en amont du foyer de l’objectif, il ne pouvait donc pas y avoir d’image réelle. Il s’agissait bien d’une image virtuelle observée par l’utilisateur à travers l’occulaire.
L’explication vient du fait que les rayons lumineux non parallèles à l’axe optique ne rentrent plus dans l’œil de l’observateur. L’iris de l’œil agissant comme un diaphragme limite le champ de vision. Galilée a pu augmenté son grossissement en modifiant la lentille occulaire, ce qui modifie également la distance focale. Mais les lunettes de Galilée ont un grossissement limité du fait de l’orientation des rayons en sortie de l’occulaire.
Principe physique de la lunette de Galilée
La longue-vue suit exactement le même principe que la lunette astronomique. Celle-ci comprend un objectif optique et un oculaire.
2) la lunette de Kepler (1571- 1630)
Peu de temps après Galilée, Johannes Kepler définit en 1611 une combinaison optique qui sera
adoptée par la suite. Cette lunette formée de deux lentilles convexes diminue les aberrations
chromatiques, ainsi on obtient de meilleures images. Ce résultat est obtenu en diminuant la
courbure des lentilles ce qui allonge la distance focale.
Contrairement à la lunette de Galilée, l’image donnée ici est renversée, et le grossissement
dépend de la distance focale de la lentille oculaire (lentille la plus proche de l’œil sur le
shéma).
Principe physique de la lunette de Kepler
La principale différence avec la lunette de Galilée se trouve au niveau de la lentille oculaire.
L’oculaire de la lunette de Kepler est convergente avec un diamètre plus petit et une distance
focale plus courte que l’objectif. Ainsi la lunette de Kepler agit comme une loupe sur l’image
réelle donnée par l’objectif.
La lunette de Galilée présentait une limite du grossissement alors que dans celle de Kepler les
rayons lumineux en sortis de l’oculaire correspondant aux différents point de l’image convergent
vers l’œil de l’utilisateur. Il n’y a donc pas de limite de grossissement.
G=F/f
AvecSi le résultat est positif cela signifie que l’image est renversée. (lunette de Kepler) Dans le cas contraire cela signifie que l’image est droite (cas de la lunette de Galilée), en effet la distance focale de cette lunette est algébriquement négatif.
F = distance focale de l'objectif
f = distance focale de l'oculaire
3) Le télescope de Newton
Les lunettes de Galilée et de Kepler présentaient de fortes aberrations chromatiques. Les
lunettes plus importantes construites ensuite au cours du XVIIe siècle présentaient le même
défaut.
Isaac Newton construit en 1668 le premier télescope, celui-ci est munit d’un miroir concave de
37 mm de diamètre en bronze poli. Ce télescope grossit 38 fois et possède une distance focale de
160 mm. Pour avoir les mêmes valeurs une lunette astronomique devait faire à l’époque entre 3 et
10 mètres. La lumière qui est focalisée dans l’axe du miroir est renvoyée sur les cotés par un
prisme à réflexion totale. L'image peut être observée par l’oculaire qui est ici qu’une simple
lentille.
C’est pour cela que cet instrument de faibles dimensions, dépourvu d'aberration chromatique,
va connaître un immense succès.
Le télescope de Newton
Cependant le télescope à miroir ne s'impose véritablement que deux siècles plus tard en raison d’un pouvoir de réflexion assez faible (peu lumineux et se ternissaient rapidement) et aussi en raison de la découverte d’éliminer l’aberration chromatique des lunettes. Grace à la mise au point siècle par Léon Foucault de miroirs de verre argenté (beaucoup plus réfléchissant) les télescopes finiront par prendre le pas sur les lunettes en 1857.
Principe du télescope de Newton
Le télescope de Newton est constitué d’un miroir premier miroir concave qui est un collecteur de lumière et d’un second miroir qui renvoie la lumière vers l’œil de l’observateur. Le télescope de Newton possède un oculaire qui permet d’observer à la manière d’une loupe. Prenons l’exemple d’une étoile située à l’infini, son image par le premier miroir se forme dans le plan focal de celui-ci. Elle se reflète alors dans le second miroir qui donne une image située dans une direction perpendiculaire à l’axe du télescope car ce 2ème miroir est incliné à 45° par rapport à cet axe. Le télescope de Newton ne possède pas de foyers image, l’image finale se forme donc à l’infini : on dit que cet instrument est afocal.
4) Les avantages du télescope par rapport à la lunette astronomique
La fonction des lunettes astronomiques et des télescopes est d'observer des objets
extrêmement éloignés et peu visibles. La résolution d'un appareil est donc un paramètre
déterminant quant à sa qualité. Afin d'augmenter la résolution, il est nécessaire d'augmenter le
diamètre d'ouverture de l'instrument.
Par ailleurs, l'augmentation de la taille de l'ouverture permet de capter plus de lumière et
ainsi d'augmenter la luminosité. On se heurte alors à la difficulté de fabriquer des lentilles de grands
diamètres (le plus grand objectif de lunette astronomique a un diamètre de 1 m), alors qu'il est
relativement aisé de créer des miroirs de grande superficie (les plus grands télescopes ont des
miroirs de plus de 8 m de diamètre). En effet, tandis que pour un miroir, seule la qualité de la
surface importe, les lentilles doivent être à la fois dépourvues de défauts de surface et transparentes
(absence de bulles par exemple).
D'autre part, l'utilisation de miroirs permet de s'affranchir des défauts liés aux aberrations
chromatiques rencontrées avec les lentilles.
5) Aujourd’hui, le télescope HUBBLE
Aux yeux des professionnels du monde entier tout comme aux yeux du grand public, le télescope
Hubble (HST ) s’est imposé comme étant l’un des plus fabuleux
instruments d’optique mis à la disposition de l’astronomie.
Il fut lancé le 24 avril 1990 depuis le site du Cap Canaveral en Floride, il est situé à environ 600 km d’altitude et fait
le tour de la Terre en 96 minutes. Cette position dans l’espace permet au télescope d’effectuer
des observations de meilleure résolution, en effet il n’y a pas les contraintes dûes à
l’atmosphère et produit des images dix fois plus précises que celles obtenues depuis la Terre
avec des instruments équivalent.
Le télescope Hubble a permis la mis en évidence des trous noirs et a également confirmé la
théorie de l’expansion de l’univers. Grace au télescope Hubble on est capable de voir l’Univers
lorsqu’il n’avait que le dixième de son âge.
Il a pu aussi fournir en direct la naissance et la mort d’étoiles. Mais l’un des événements les
plus marquants étant sans conteste les images de la comète P/Shoemaker-lévy9 s’écrasant sur Jupiter en juillet 1994.
| Critères | Données |
|---|---|
| poids | 11 tonnes |
| longueur | 13.2 m |
| diamètre | 4.2 m |
| type | réflecteur à 2 miroir |
| diamètre (miroir primaire) | 2.4 m |
| altitude | 600 km |
| focal | 57.6 m |
| longueur d'onde | visible , IF , UV |
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