La
haute résolution angulaire
L’augmentation de
la taille des télescopes au cours des siècles s’est traduite par un énorme gain
dans la capacité de collecter la lumière, donc d’observer des objets de plus en
plus faibles.
Par contre, elle
ne s’est pas véritablement accompagnée d’une grande progression de la
résolution angulaire des télescopes, c’est-à-dire leur capacité à observer des
détails de plus en plus petits.
La turbulence
atmosphérique
La responsabilité
de ce manque de progrès incombe à l’atmosphère terrestre. Cette dernière est en
effet constamment animée par des déplacements de masses d’air qui donnent
naissance à ce que l’on appelle la turbulence atmosphérique.
La conséquence
majeure de ce phénomène est de dévier en permanence et de façon aléatoire les
rayons lumineux qui nous arrivent de l’espace. C’est par exemple la turbulence
atmosphérique qui cause la scintillation bien connue des étoiles.
Pour l’astronome
qui essaye de prendre une image d’un corps céleste, la turbulence atmosphérique
se traduit par un flou de l’image, donc une perte de visibilité des petits
détails et une diminution du contraste. Par exemple, l’image d’une étoile, au
lieu d’être quasiment ponctuelle, ressemble plutôt à une grosse tache.
La turbulence
atmosphérique empêche donc les grands télescopes d’atteindre leur résolution
angulaire théorique. Le télescope du Mont Palomar, malgré ses cinq mètres et
une énorme capacité de collecter la lumière, possède une résolution angulaire
similaire à celle d’un télescope de 10 centimètres de diamètre.
Des sites en
altitude
Les astronomes
ont depuis le début du siècle dernier cherché à surmonter, ou du moins à
diminuer, les effets néfastes de la turbulence atmosphérique.
La première
réponse au problème a consisté à essayer de minimiser le parcours de la lumière
dans l’atmosphère en construisant des observatoires en altitude.
C’est ainsi que
tous les grands télescopes modernes se trouvent au sommet de montagnes ou de
volcans. Citons par exemple les télescopes au sommet du volcan Mauna Kea à 4200
mètres d’altitude dans les îles Hawaii, les télescopes de l’ESO à 2400 mètres
d’altitude au Chili ou ceux de La Palma dans les îles Canaries également à 2400
mètres. Depuis ces sites montagneux, les images sont meilleures et la
résolution angulaire est améliorée par un facteur deux ou trois.
Les quatre
télescopes de huit mètres de diamètre du VLT à Cerro Paranal au Chili. Crédit : VLT
L’espace
Même dans les
sites d’altitude, les effets de la turbulence atmosphérique sont encore très
marqués. En fait, le meilleur moyen de les surmonter est de mettre un télescope
en orbite autour de la Terre, à une distance à laquelle l’atmosphère n’est plus
qu’un souvenir.
Dans le domaine
visible, ceci s’est réalisé en 1990, lorsqu’une navette spatiale américaine a
envoyé en orbite à une altitude de 600 kilomètres le télescope spatial Hubble,
avec un miroir de 2.4 mètres de diamètre.
Débarrassé de
l’atmosphère, le télescope spatial est capable d’atteindre la résolution
angulaire théorique d’un instrument de sa taille et donc de battre tous les télescopes
terrestres. Il donne maintenant des images d’une finesse exceptionnelle,
faisant apparaître des détails parfois dix fois plus fins que ses concurrents
terrestres.
De plus, ce gain
en résolution angulaire s’accompagne d’un gain en contraste qui lui permet
également d’observer des objets plus faibles.
Les capacités
remarquables du télescope spatial lui ont permis d’opérer des percées majeures
dans la plupart des domaines de l’astronomie, depuis l’étude du système solaire
jusqu’à la cosmologie.
Le télescope spatial
Hubble. Crédit : NASA/STScI
L’optique
adaptative
Pendant que leur
confrère spatial accumulait ses premiers succès, les télescopes terrestres ne
restaient pas les bras croisés.
Les années 1990
ont en effet été marquées par le développement d’une nouvelle technique,
appelée l’optique adaptative, qui permet aux télescopes de s’affranchir en
partie des problèmes liés à la turbulence atmosphérique.
Un système
d’optique adaptative analyse la lumière qui provient de l’objet étudié pour
déterminer de quelle façon ses rayons ont été affectés par le passage dans
l’atmosphère. Cette information est alors utilisée pour modifier la forme d’un
miroir souple et déformable une centaine de fois par seconde.
Ces modifications
de forme permettent de compenser les perturbations atmosphériques et la lumière
réfléchie ressort pratiquement comme si elle n’avait jamais été perturbée.
Cette technique a
déjà été utilisée avec succès sur plusieurs grands télescopes, dont le VLT de
l’observatoire européen austral (ESO) au Chili.
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