L’histoire des télescopes a commencé en 1608, lorsqu’un opticien néerlandais, Hans Lippershey, a découvert qu’un objet lointain semblait plus grand lorsqu’il était vu à travers une combinaison de deux lentilles : une lentille convergente relativement faible (c’est-à-dire de longue distance focale) faisant face à l’objet et une lentille divergente forte (c’est-à-dire de courte distance focale) devant l’œil. Cette combinaison de lentilles a ensuite été utilisée par Galilée pour observer la Lune, les planètes et les étoiles, et elle est devenue connue sous le nom de télescope galiléen (voir figure 2).
Vers 1630, Johannes Kepler avait remplacé la lentille divergente de l’oculaire par une lentille convergente de très courte distance focale. Cette nouvelle combinaison de deux lentilles convergentes, le télescope képlérien, est restée la principale forme de construction des télescopes astronomiques réfracteurs jusqu’à ce jour, bien que de nombreuses améliorations technologiques aient été introduites pour faire face aux divers problèmes qui fixent des limites aux performances du télescope de base. La figure 3 montre le schéma d’un télescope réfringent de ce type.
Pour optimiser le pouvoir de collecte de la lumière d’un télescope optique, l’ouverture Do de son objectif doit être la plus grande possible. Malheureusement, cela est plus facile à dire qu’à faire. Tout d’abord, la production de très grandes lentilles pose de sérieux problèmes technologiques. Pour que le bloc de verre initial, à partir duquel la lentille doit être fabriquée, soit parfaitement transparent et optiquement homogène, le verre fondu peut nécessiter plusieurs années ( !) de refroidissement progressif et contrôlé. Vient ensuite le problème du meulage et du polissage – il n’est pas facile de maintenir une courbure sphérique parfaite pour une lentille de très grande longueur focale sur l’ensemble de sa surface. Et quand vous avez une grande lentille, c’est inévitablement une lentille épaisse, qui absorbe donc la lumière, de préférence dans la partie bleue et violette du spectre. C’est aussi une lentille très lourde, ce qui signifie qu’elle aurait tendance à s’affaisser sous son propre poids. En pratique, il n’est pas possible de fabriquer des objectifs utilisables d’un diamètre bien supérieur à 1 mètre. La figure 4 montre une photographie de l’un des plus grands télescopes réfracteurs du monde, le réfracteur de 36 pouces de l’Observatoire de Lick, en Californie. Notez le corps extrêmement long du télescope par rapport à son diamètre.
Pour obtenir un fort grossissement avec un télescope, il faut une longue distance focale fo, mais les limites de la valeur maximale possible de fo sont fixées par la nécessité de rendre l’ensemble de l’instrument mobile. La figure 3 montre clairement que la longueur physique d’un télescope réfringent képlérien ne peut être inférieure à fo. Par conséquent, il ne serait guère réaliste de planifier un télescope d’une distance focale de 100 mètres en utilisant cette conception ! Cependant, il est important de se rappeler que l’obtention d’un fort grossissement n’est pas nécessairement toujours utile, et qu’il est parfois préférable d’avoir des distances focales très courtes. Cela permet d’augmenter le champ de vision du télescope et de rendre les images plus lumineuses, car la lumière est moins dispersée. La conception d’optiques avec des distances focales très courtes entraîne certaines aberrations optiques, que nous abordons brièvement.
Les aberrations optiques ne sont pas des erreurs de fabrication, mais des caractéristiques physiques indésirables des surfaces réfringentes et réfléchissantes. Par exemple, des rayons lumineux parallèles passant par différentes parties d’une lentille ne sont pas focalisés au même point par des surfaces sphériques ; c’est ce qu’on appelle l’aberration sphérique. Ce ne serait pas un problème si ce n’est que les surfaces sphériques sont relativement faciles à produire, alors que les surfaces paraboliques, qui donnent une mise au point parfaite, sont beaucoup plus difficiles à produire. Cependant, même à partir de la même partie de la lentille, les ondes de fréquence différente (c’est-à-dire de couleur) sont focalisées en des points différents ; c’est ce qu’on appelle l’aberration chromatique. En combinant plusieurs lentilles de différentes forces optiques et de différents matériaux, l’aberration chromatique peut être réduite, mais les problèmes sont redoutables et augmentent avec la taille des lentilles et l’angle des rayons par rapport à l’axe optique. Ainsi, en pratique, les télescopes réfracteurs n’ont qu’un champ de vision relativement étroit à l’intérieur duquel la résolution est bonne.
Deux autres types d’aberration qui affectent fréquemment les images situées hors de l’axe optique sont le coma et l’astigmatisme. Le coma se produit parce que chaque zone annulaire de la lentille ou du miroir produit une image hors axe d’une source de lumière ponctuelle (ou étoile) sous la forme d’une tache de lumière circulaire. Ces cercles varient en position et en diamètre en se déplaçant d’une zone à l’autre, de sorte que l’image ponctuelle combinée dans le plan focal est une zone en forme d’éventail formée de cercles qui se chevauchent. L’astigmatisme se produit parce que la lumière qui tombe obliquement sur une lentille ou un miroir est focalisée non pas comme un point unique, mais comme deux lignes perpendiculaires, chacune à des distances différentes de la lentille ou du miroir. À la meilleure position de mise au point, l’image d’une source ponctuelle apparaîtra comme une forme elliptique.
Le résultat net de tous ces problèmes est que les grands télescopes réfracteurs ne sont plus construits pour un travail astronomique sérieux.