Lunettes et télescopes

Contrairement au français, le terme télescope s’applique en anglais aux deux instruments. La lunette est dite refractor telescope et le « télescope » reflector telescope.

1.1 Les lunettes[1]

Après la lunette dite de Galilée (1609) cet instrument se perfectionne. Deux problèmes obèrent la qualité des instruments : le verre lui-même, avec parfois des bulles et des stries et les aberrations optiques. Les aberrations propres aux lentilles seront longues à corriger. Une des raisons de ces difficultés est que la construction artisanale des lentilles a précédé leur étude physique. Les défauts ou aberrations sont de plusieurs types. L’aberration chromatique est due à une réfraction qui diffère selon la longueur d’onde de la lumière. Les points focaux des différentes couleurs ne sont donc pas confondus donnant ainsi une netteté insuffisante. Le maximum de flou est obtenu pour un objet de couleur blanche, addition de toutes les couleurs.

L’aberration sphérique, décrite pour la première fois par Kepler (Dioptrique 1611) se produit en raison d’une réfraction plus importante sur les bords de la lentille que près du centre. Il n’y a donc pas un point focal unique pour une même longueur d’onde. A cela il faut ajouter un champ trop réduit rapidement transformé par l’utilisation de lentilles biconvexes.

Une première correction de l’aberration de sphéricité est proposée par Descartes avec les lentilles plan-convexes de forme hyperboloïde mais les premières tentatives de construction sont des échecs. Faute de pouvoir polir des lentilles de forme paraboloïdes l’expérience montre aux astronomes que les aberrations sont réduites par la réalisation de lentilles plus minces et par l’augmentation de la distance focale par rapport à l’ouverture. Pour conserver une ouverture suffisante il faut augmenter la distance focale. On aboutit ainsi à des lunettes de très grande taille comme celle de Hevelius (1611-1687) qui mesurait 46 m de long.

Huygens en construit une de 38 m avec un système ingénieux qui lui permet de s’affranchir du long tube de bois de Hevelius. Il invente aussi l’oculaire qui porte son nom composé de deux lentilles, ce qui réduit l’aberration chromatique transverse.

L’analyse optique des causes des aberrations chromatiques, due à Newton est rapportée dans son ouvrage Optiks publié en 1718. Cependant l’invention des doublets achromatiques par Chester Moor Hall n’intervient qu’en 1729. Il a l’idée, déjà imaginée par James Gregory (1638-1675), d’associer deux verres d’indices de réfraction différents. Le dispositif sera perfectionné et commercialisé par John Dollond (1706-1761).

L’amélioration de la qualité des verres doit beaucoup à un suisse ; Pierre Louis Guinand, vite copié par un allemand de Munich, Grouner auquel succèdera, dans son usine, Fraunhofer.

D’abord utilisées comme instruments d’observation, les lunettes viennent remplacer les alidades avec pinnules des instruments de mesure tels que les quadrants, octants et sextants. Couplés avec le système de lecture des graduations inventé par le français Pierre Vernier la lunette fait faire un saut qualitatif important dans les mesures de position des objets célestes, planètes et étoiles.

Pendant tout le XIXe siècle les lunettes représenteront les instruments de prédilection des grands observatoires. C’est Fraunhofer qui construit, pour l’observatoire de Dorpat à Pulkovo en Russie, une grande lunette de 38 cm de diamètre avec une focale de 6,9 m destinée à l’astronome Wilhelm Struve (1793-1864). Mais cet observatoire n’en reste pas là et il s’équipe en 1886 d’une lunette de 76 cm de diamètre. C’est un véritable tour de force que de fondre de telles lentilles et de les polir pour obtenir des instruments de grande qualité. D’autres observatoires européens s’équipent eux aussi de grandes lunettes. Citons en France la « Grande Lunette » de Meudon de 82,9 cm de diamètre et de focale 1,6 m[2]. C’est Jules Janssen qui est à l’origine du projet et qui le mène à bien. Le résultat est excellent puisque par temps favorable, le pouvoir séparateur est de 0,14’’ d’arc.

Après une première lunette de 89 cm pour l’observatoire Lick, les États Unis battent le record des dimensions avec une lunette de 102 cm installée à l’observatoire Yerkes en 1897, près de Chicago.

Ce seront les dernières grandes lunettes, au-delà il devient impossible à la fois d’obtenir des miroirs plus grands et de construire des montures rigides tant le poids des verres est important. Et pourtant au contraire des étoiles, l’étude des nébuleuses nécessite des diamètres toujours plus grands.

1.2. Les télescopes

Les télescopes ont l’avantage de ne pas présenter l’aberration chromatique des lentilles. Ils sont en effet constitués principalement d’un miroir de plus ou moins grand diamètre qui sera successivement en bronze puis en verre. Cependant la correction de l’aberration chromatique par les doublets de John Dollond et le faible pouvoir réfléchissant des miroirs métalliques laisseront le champ libre aux lunettes jusqu’à la fin du XIXe siècle. L’autre avantage du télescope est que le poids est placé à la base de l’instrument, réduisant l’effet de porte-à-faux des lunettes. Par ailleurs il est possible de fabriquer des miroirs constitués de plusieurs pièces ensuite rassemblées, comme le fera pour la première fois Lord Rosse, permettant de fabriquer des miroirs de plus grand diamètre.

 

Les miroirs en bronze.

James Gregory (1638-1675) fabrique probablement le premier télescope réflecteur vers 1663. Puis Newton vers 1668 en construit un sur un modèle encore très populaire aujourd’hui parmi les amateurs. Il présente son instrument en1672 à la Royal Society. Son miroir est en bronze poli formé de six parties de cuivre pour deux d’étain. L’instrument était dépourvu d’aberration chromatique mais conservait l’aberration de sphéricité. Le miroir mesurait 37 cm pour une longueur de 16 cm donc peu encombrant. Il peut obtenir un grossissement de 38 fois. D’autres opticiens, souvent astronomes, perfectionnent cet instrument. Laurent Cassegrain (1628-1693) propose un télescope qui supprime toutes les aberrations. Il doit faire face aux critiques, non fondées, de Gregory et surtout de Newton et c’est le télescope de ce dernier qui va se répandre dans toute l’Europe.

Progressivement on va assister à une augmentation progressive de la taille des miroirs et des dimensions des instruments.

 

Auteur

Date

Miroir primaire

Miroir secondaire

Oculaire

Gregory

1663

Concave paraboloïde

Concave ellipsoïde

Central

Newton

1668

Concave sphérique

Plan

Latéral

Cassegrain

v. 1672

Concave paraboloïde

Convexe hyperboloïde

Central

Tableau I : Les différents types de télescope au XVIIe siècle.

 

C’est à William Herschel que l’on doit les premiers télescopes possédant de grandes ouvertures. Il commence ses travaux en 1773, d’abord pour son usage personnel puis cette activité devient l’une de ses plus importantes sources de revenu. Le télescope avec lequel il observera la plupart des nébuleuses possède un miroir en bronze de 18,8 pouces d’ouverture (47,7 cm) et de 20 pieds de focale (6 m). Son plus gros télescope de 40 pieds fut semble-t-il de moindre qualité et surtout moins maniable. Le plus gros télescope à miroir de bronze sera le Léviathan de William Pearson mesurant 1,8 m de diamètre pour un poids de 4 tonnes..

Le problème de ces miroirs en bronze est qu’ils doivent être repolis environ tous les six mois, obligeant les astronomes à disposer de plusieurs miroirs. De plus, après repolissage les caractéristiques optiques des télescopes sont chaque fois modifiées.

 

Les miroirs en verre.

Ils vont représenter un progrès certain dans la qualité des observations et surtout celles des photographies.

Ce sont les ateliers de Saint-Gobain qui vont s’illustre dans la fabrication des grands miroirs et vont fournir une grande partie des observatoires américains. Foucault s’illustre en polissant des miroirs de forme parabolique qu’il contrôle à chaque étape avec la méthode qu’il a mise au point et qui est toujours utilisée par les amateurs.

 

L’argenture

A partir de la fin du XIXe siècle, ce sera l’ère des télescopes géants utilisant la technique des miroirs en verre polis La surface sera d’abord argentée. Après des tentatives plus ou moins couronnées de succès, c’est le chimiste Liebig qui définit la technique mais ce sont Léon Foucault (1819-1868) en France, en 1857 et Carl August von Steinhel à Munich qui appliquent cette technique aux miroirs de télescopes.

Le procédé a été importé aux États Unis par Henry Draper qui avait été informé du procédé par John Herschel. En 1911, dans une revue générale, H.D. Curtis[3] décrit et critique les différentes méthodes d’argenture utilisées à son époque. Il présente neuf méthodes dans lesquelles seul change le procédé de réduction, car la solution comporte toujours du nitrate d’argent et de la potasse caustique. Comme les épaisseurs les plus importantes durent plus longtemps on mesure l’épaisseur du film argentique. La méthode à l’iode a été mise au point par Fizeau en 1861.

L’aluminure ne sera utilisée qu’à partir de 1943. Elle nécessite une chambre à vide et une énergie électrique suffisante pour vaporiser des fils d’aluminium.

 

Matériaux                  Pouvoir réfléchissant                       Année

Bronze                                    50%                                        v. 1770

Verre argenté                         65%                                        1856

Verre aluminé                         82%                                        1943

Tableau II:  Progrès apportés par le traitement de la surface des miroirs dans leur  rendement.

Ce sont les États-Unis qui vont construire les télescopes les plus grands. En 1895, l’observatoire Lick se dote d’un télescope de 91 cm, le Crossley. C’est avec lui que travaille James Keeler (1857-1900) sur les nébuleuses. Il les photographie et, en montrant qu’il peut les observer jusqu’à la magnitude 16, il  estime qu’il doit y en avoir environ 100 000 nébuleuses jusqu’à cette magnitude. A cette époque l’Europe dispose d’équipements semblables. Mais très vite les États-Unis vont la surpasser avec la construction de grands télescopes réfracteurs.

C’est à l’obstination de George Ellery Hale (1868-1938) que l’on doit les grands télescopes installés sur le Mont Wilson. C’est d’abord un premier télescope de 1,52 et de 7,6 m de focale qui est installé en 1909. Il est suivi en 1918 du télescope Hooker de 2,5 m et de 12,5 m de focale. C’est avec eux que seront faites les plus grandes découvertes sur les nébuleuses spirales qui deviendront, grâce à ces travaux des galaxies. C’est encore à Hale que l’on devra le télescope du mont Palomar de 5 m de diamètre et de 17 m de focale. En raison de la guerre il ne sera mis en service qu’en 1948, dix ans après le décès de George E. Hale.

 

 


[1] Pour une étude détaillée voir l’ouvrage dédié à l’histoire du télescope de (King, 2003)

[2] (Dollfus, 2006)

[3] (Curtis, 1911)

Alain Brémond