Astronomie

Systèmes de mesure du rayonnement

Il y a trois composants de base d’un système moderne de mesure du rayonnement des sources astronomiques. Tout d’abord, il y a un télescope, qui sert de « seau » pour recueillir la lumière visible (ou le rayonnement à d’autres longueurs d’onde, comme le montre la figure 1. Tout comme une poubelle peut recueillir plus de pluie qu’une tasse à café, les grands télescopes recueillent beaucoup plus de lumière que votre œil ne peut le faire. Deuxièmement, le télescope est équipé d’un instrument qui trie le rayonnement entrant par longueur d’onde. Parfois, le tri est assez grossier. Par exemple, nous pouvons simplement vouloir séparer la lumière bleue de la lumière rouge afin de pouvoir déterminer la température d’une étoile. Mais à d’autres moments, nous voulons voir les lignes spectrales individuelles pour déterminer de quoi est fait un objet, ou pour mesurer sa vitesse (comme expliqué dans le chapitre Rayonnement et spectres). Troisièmement, nous avons besoin d’un certain type de détecteur, un appareil qui capte le rayonnement dans les régions de longueur d’onde que nous avons choisies et qui enregistre en permanence les observations.

Figure 1 : Région d’Orion à différentes longueurs d’onde. La même partie du ciel a un aspect différent lorsqu’elle est observée avec des instruments sensibles à différentes bandes du spectre. (a) Lumière visible : cette image montre une partie de la région d’Orion telle que l’œil humain la voit, avec des lignes pointillées ajoutées pour montrer la figure du chasseur mythique, Orion. (b) Rayons X : ici, la vue met en évidence les sources ponctuelles de rayons X à proximité. Les couleurs sont artificielles, passant du jaune au blanc puis au bleu avec l’augmentation de l’énergie des rayons X. Les étoiles chaudes et brillantes d’Orion sont toujours visibles sur cette image, mais il en va de même pour de nombreux autres objets situés à des distances très différentes, notamment d’autres étoiles, des cadavres d’étoiles et des galaxies aux limites de l’univers observable. (c) Rayonnement infrarouge : ici, on voit principalement la poussière incandescente de cette région. (crédit a : modification du travail par Howard McCallon/NASA/IRAS ; crédit b : modification du travail par Howard McCallon/NASA/IRAS ; crédit c : modification du travail par Michael F. Corcoran)

L’histoire du développement des télescopes astronomiques concerne la façon dont les nouvelles technologies ont été appliquées pour améliorer l’efficacité de ces trois composants de base : les télescopes, le dispositif de tri des longueurs d’onde et les détecteurs. Examinons d’abord le développement du télescope.

De nombreuses cultures anciennes ont construit des sites spéciaux pour observer le ciel (figure 2). Dans ces anciens observatoires, ils pouvaient mesurer les positions des objets célestes, principalement pour suivre l’heure et la date. Nombre de ces observatoires anciens avaient également des fonctions religieuses et rituelles. L’œil était le seul dispositif disponible pour recueillir la lumière, toutes les couleurs de la lumière étaient observées en même temps, et le seul enregistrement permanent des observations était fait par des êtres humains écrivant ou dessinant ce qu’ils voyaient.

Figure 2 : Deux observatoires pré-télescopiques. (a) Machu Picchu est un site inca du XVe siècle situé au Pérou. (b) Stonehenge, un site préhistorique (3000-2000 avant notre ère), est situé en Angleterre. (crédit a : modification d’un travail d’Allard Schmidt)

Alors que Hans Lippershey, Zaccharias Janssen et Jacob Metius sont tous crédités de l’invention du télescope vers 1608 – déposant des brevets à quelques semaines d’intervalle – c’est Galilée qui, en 1610, utilise ce simple tube avec des lentilles (qu’il appelle une lorgnette) pour observer le ciel et recueillir plus de lumière que ses yeux seuls ne le pouvaient. Même son petit télescope – utilisé pendant plusieurs nuits – a révolutionné les idées sur la nature des planètes et la position de la Terre.

Comment fonctionnent les télescopes

Les télescopes ont beaucoup évolué depuis l’époque de Galilée. Maintenant, ils ont tendance à être d’énormes appareils ; les plus chers coûtent des centaines de millions à des milliards de dollars. (Pour fournir un point de référence, toutefois, gardez à l’esprit que la simple rénovation des stades de football universitaires coûte généralement des centaines de millions de dollars – la rénovation récente la plus coûteuse, celle du Kyle Field de l’Université Texas A&M, ayant coûté 450 millions de dollars). La raison pour laquelle les astronomes construisent des télescopes de plus en plus grands est que les objets célestes – tels que les planètes, les étoiles et les galaxies – envoient beaucoup plus de lumière vers la Terre que ce que l’œil humain (avec sa minuscule ouverture) peut capter, et que les plus grands télescopes peuvent détecter des objets moins lumineux. Si vous avez déjà observé les étoiles avec un groupe d’amis, vous savez que la lumière des étoiles est abondante et que chacun d’entre vous peut voir chacune des étoiles. Si un millier d’autres personnes regardaient, chacune d’entre elles capterait également un peu de la lumière de chaque étoile. Pourtant, en ce qui vous concerne, la lumière qui ne brille pas dans votre œil est gaspillée. Ce serait formidable si une partie de cette lumière « perdue » pouvait également être captée et amenée à votre œil. C’est précisément ce que fait un télescope.

Les fonctions les plus importantes d’un télescope sont (1) de collecter la faible lumière d’une source astronomique et (2) de concentrer toute la lumière en un point ou une image. La plupart des objets qui intéressent les astronomes sont extrêmement faibles : plus nous pouvons recueillir de lumière, mieux nous pouvons étudier ces objets. (Et rappelez-vous, même si nous nous concentrons d’abord sur la lumière visible, il existe de nombreux télescopes qui collectent d’autres types de rayonnement électromagnétique.)

Les télescopes qui collectent le rayonnement visible utilisent une lentille ou un miroir pour recueillir la lumière. D’autres types de télescopes peuvent utiliser des dispositifs de collecte qui ont un aspect très différent des lentilles et des miroirs qui nous sont familiers, mais ils remplissent la même fonction. Dans tous les types de télescopes, la capacité de collecte de la lumière est déterminée par la surface du dispositif qui sert de « seau » de collecte de la lumière. Comme la plupart des télescopes sont équipés de miroirs ou de lentilles, nous pouvons comparer leur pouvoir de collecte de la lumière en comparant les ouvertures, ou diamètres, de l’ouverture à travers laquelle la lumière voyage ou se réfléchit.

La quantité de lumière qu’un télescope peut collecter augmente avec la taille de l’ouverture. A telescope with a mirror that is 4 meters in diameter can collect 16 times as much light as a telescope that is 1 meter in diameter. (The diameter is squared because the area of a circle equals πd2/4, where d is the diameter of the circle.)

Après que le télescope forme une image, nous avons besoin d’un moyen de la détecter et de l’enregistrer afin de pouvoir mesurer, reproduire et analyser l’image de diverses manières. Avant le XIXe siècle, les astronomes se contentaient de regarder les images avec leurs yeux et d’écrire des descriptions de ce qu’ils voyaient. Cette méthode était très inefficace et ne donnait pas lieu à un enregistrement à long terme très fiable ; vous savez, grâce aux séries policières à la télévision, que les récits des témoins oculaires sont souvent inexacts.

Au XIXe siècle, l’utilisation de la photographie s’est généralisée. À l’époque, les photographies étaient un enregistrement chimique d’une image sur une plaque de verre spécialement traitée. Aujourd’hui, l’image est généralement détectée par des capteurs similaires à ceux des appareils photo numériques, enregistrée électroniquement et stockée dans des ordinateurs. Cet enregistrement permanent peut ensuite être utilisé pour des études détaillées et quantitatives. Les astronomes professionnels regardent rarement à travers les grands télescopes qu’ils utilisent pour leurs recherches.

Formation d’une image par une lentille ou un miroir

Figure 3 : Formation d’une image par une lentille simple. Des rayons parallèles provenant d’une source distante sont courbés par la lentille convexe de façon à ce qu’ils se rassemblent tous en un seul endroit (le foyer) pour former une image.

Que vous portiez ou non des lunettes, vous voyez le monde à travers des lentilles ; ce sont des éléments clés de vos yeux. Une lentille est un morceau de matériau transparent qui déforme les rayons lumineux qui la traversent. Si les rayons lumineux sont parallèles lorsqu’ils entrent, la lentille les rassemble en un seul endroit pour former une image (figure 3). Si les courbures des surfaces de la lentille sont parfaites, tous les rayons lumineux parallèles (provenant, par exemple, d’une étoile) sont courbés, ou réfractés, de telle sorte qu’ils convergent vers un point, appelé foyer de la lentille. Au foyer, une image de la source lumineuse apparaît. Dans le cas de rayons lumineux parallèles, la distance entre la lentille et l’endroit où les rayons lumineux se focalisent, ou forment une image, derrière la lentille est appelée la distance focale de la lentille.

En regardant la figure 3, vous pouvez vous demander pourquoi deux rayons lumineux provenant de la même étoile seraient parallèles l’un à l’autre. Après tout, si vous faites un dessin d’une étoile qui brille dans toutes les directions, les rayons lumineux provenant de l’étoile ne semblent pas du tout parallèles. Mais n’oubliez pas que les étoiles (et les autres objets astronomiques) sont toutes extrêmement éloignées. Au moment où les quelques rayons lumineux dirigés vers nous arrivent sur Terre, ils sont, à toutes fins pratiques, parallèles les uns aux autres. Dit autrement, tous les rayons qui n’étaient pas parallèles à ceux pointés vers la Terre se dirigent maintenant dans une direction très différente dans l’univers.

Pour visualiser l’image formée par la lentille d’un télescope, nous utilisons une lentille supplémentaire appelée oculaire. L’oculaire focalise l’image à une distance qui est soit directement visible par un humain, soit à un endroit pratique pour un détecteur. En utilisant différents oculaires, nous pouvons modifier le grossissement (ou la taille) de l’image et également rediriger la lumière vers un endroit plus accessible. Les étoiles ressemblent à des points de lumière, et les grossir ne fait guère de différence, mais l’image d’une planète ou d’une galaxie, qui a une structure, peut souvent bénéficier d’un grossissement.

Beaucoup de gens, lorsqu’ils pensent à un télescope, s’imaginent un long tube avec une grande lentille en verre à une extrémité. Cette conception, qui utilise une lentille comme élément optique principal pour former une image, comme nous en avons discuté, est connue sous le nom de réfracteur (figure 4) et un télescope basé sur cette conception est appelé télescope réfracteur. Les télescopes de Galilée étaient des réfracteurs, tout comme les jumelles et les jumelles d’aujourd’hui. Cependant, il existe une limite à la taille d’un télescope réfracteur. Le plus grand télescope jamais construit était un réfracteur de 49 pouces construit pour l’exposition de Paris en 1900, et il a été démantelé après l’exposition. Actuellement, le plus grand télescope réfringent est le réfracteur de 40 pouces de l’Observatoire Yerkes dans le Wisconsin.

Figure 4 : Télescopes réfracteurs et réflecteurs. La lumière entre dans un télescope réfringent par une lentille à l’extrémité supérieure, qui focalise la lumière près du bas du télescope. Un oculaire grossit ensuite l’image pour qu’elle puisse être vue par l’œil, ou un détecteur comme une plaque photographique peut être placé au foyer. L’extrémité supérieure d’un télescope à réflexion est ouverte, et la lumière passe à travers le miroir situé au bas du télescope. Le miroir focalise alors la lumière à l’extrémité supérieure, où elle peut être détectée. Alternativement, comme dans ce croquis, un second miroir peut réfléchir la lumière vers une position à l’extérieur de la structure du télescope, où un observateur peut y avoir accès plus facilement. Les télescopes des astronomes professionnels sont plus compliqués que cela, mais ils suivent les mêmes principes de réflexion et de réfraction.

Un problème avec un télescope réfracteur est que la lumière doit passer à travers la lentille d’un réfracteur. Cela signifie que le verre doit être parfait sur toute sa longueur, et il s’est avéré très difficile de fabriquer de grands morceaux de verre sans défauts ni bulles. De plus, les propriétés optiques des matériaux transparents changent un peu avec les longueurs d’onde (ou couleurs) de la lumière, ce qui entraîne une distorsion supplémentaire, appelée aberration chromatique. Chaque longueur d’onde se concentre à un endroit légèrement différent, ce qui fait que l’image apparaît floue.

En outre, comme la lumière doit passer à travers la lentille, celle-ci ne peut être soutenue que sur ses bords (comme les montures de nos lunettes). La force de gravité fera en sorte qu’une grande lentille s’affaisse et déforme le trajet des rayons lumineux lorsqu’ils la traversent. Enfin, comme la lumière la traverse, les deux côtés de la lentille doivent être fabriqués pour avoir précisément la bonne forme afin de produire une image nette.

Un autre type de télescope utilise un miroir primaire concave comme principal élément optique. Le miroir est incurvé comme la surface intérieure d’une sphère, et il reflète la lumière afin de former une image (figure 4). Les miroirs des télescopes sont recouverts d’un métal brillant, généralement de l’argent, de l’aluminium ou, parfois, de l’or, pour les rendre très réfléchissants. Si le miroir a la bonne forme, tous les rayons parallèles sont réfléchis vers le même point, le foyer du miroir. Ainsi, les images sont produites par un miroir exactement comme elles le sont par une lentille.

Figure 5. Dispositions des foyers pour les télescopes réflecteurs : Les télescopes réflecteurs ont différentes options pour l’endroit où la lumière est amenée à un foyer. Avec le foyer primaire, la lumière est détectée à l’endroit où elle arrive au foyer après s’être réfléchie sur le miroir primaire. Avec le foyer newtonien, la lumière est réfléchie par un petit miroir secondaire situé sur un côté, où elle peut être détectée (voir aussi ). La plupart des grands télescopes professionnels ont une focalisation Cassegrain dans laquelle la lumière est réfléchie par le miroir secondaire vers le bas, à travers un trou dans le miroir primaire, vers une station d’observation située sous le télescope.

Les télescopes conçus avec des miroirs évitent les problèmes des télescopes réfracteurs. Comme la lumière est réfléchie uniquement par la surface avant, les défauts et les bulles à l’intérieur du verre n’affectent pas le trajet de la lumière. Dans un télescope conçu avec des miroirs, seule la surface avant doit être fabriquée à une forme précise, et le miroir peut être soutenu par l’arrière. Pour ces raisons, la plupart des télescopes astronomiques actuels (amateurs et professionnels) utilisent un miroir plutôt qu’une lentille pour former une image ; ce type de télescope est appelé télescope à réflexion. Le premier télescope à réflexion réussi a été construit par Isaac Newton en 1668.

Dans un télescope à réflexion, le miroir concave est placé au fond d’un tube ou d’un cadre ouvert. Le miroir réfléchit la lumière vers le haut du tube pour former une image près de l’extrémité avant, à un endroit appelé foyer primaire. L’image peut être observée au foyer principal, ou des miroirs supplémentaires peuvent intercepter la lumière et la rediriger vers une position où l’observateur peut la voir plus facilement (figure 5). Étant donné qu’un astronome au foyer principal peut bloquer une grande partie de la lumière arrivant au miroir principal, l’utilisation d’un petit miroir secondaire permet à davantage de lumière de traverser le système.

Un télescope recueille la faible lumière des sources astronomiques et l’amène à un foyer, où un instrument peut trier la lumière en fonction de la longueur d’onde. La lumière est ensuite dirigée vers un détecteur, où un enregistrement permanent est effectué. Le pouvoir de collecte de la lumière d’un télescope est déterminé par le diamètre de son ouverture, c’est-à-dire par la surface de sa plus grande lentille ou miroir primaire. L’élément optique primaire d’un télescope est soit une lentille convexe (dans un télescope réfringent), soit un miroir concave (dans un réflecteur) qui met la lumière au point. La plupart des grands télescopes sont des réflecteurs ; il est plus facile de fabriquer et de supporter de grands miroirs car la lumière n’a pas à traverser le verre.

Glossaire

Ouverture : diamètre de la lentille primaire ou du miroir d’un télescope

Aberration chromatique : distorsion qui fait qu’une image apparaît floue lorsque chaque longueur d’onde entrant dans un matériau transparent se focalise à un endroit différent

Détecteur : dispositif sensible au rayonnement électromagnétique qui enregistre les observations astronomiques

oculaire : lentille grossissante utilisée pour visualiser l’image produite par l’objectif ou le miroir primaire d’un télescope

focus : (d’un télescope) point où les rayons lumineux convergés par un miroir ou une lentille se rencontrent

foyer primaire : point d’un télescope où l’objectif ou le miroir primaire focalise la lumière

Télescope réflecteur : télescope dans lequel le principal collecteur de lumière est un miroir concave

Télescope réfracteur : télescope dans lequel le principal collecteur de lumière est une lentille ou un système de lentilles

télescope : instrument destiné à recueillir la lumière visible ou d’autres rayonnements électromagnétiques

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