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Les instruments
L'astrolabe
L'astrolabe (ici celui de Tycho Brahé) servait à localiser les astres sur la voûte céleste et à calculer leur hauteur .
La plupart des instruments essentiels de l'astronomie ont vu le jour aux 17eme et 18eme siècles .
C'est le cas de la lunette , du télescope , du spectromètre et du sextant .
Depuis , évidemment , la technique a fait quelques progrès et il n'est pas inutile de faire le tour des outils qui nous permettent d'exploiter au mieux nos connaissances sur la physique ondulatoire .
Les moyens d'observation
La lunette
Son nom vient de Lune . Elle a probablement été inventée par un hollandais en 1608 , utilisée et perfectionnée par Galilée à des fins astronomiques dés 1609 .
Kepler l'a améliorée en 1611 pour lui donner sa forme actuelle . Il l'appelait alors "instrument réfracteur".
Elle est composée de deux lentilles , l'objectif , de diamètre D , qui forme en son foyer (situé à une distance focale F) une image inversée de l'objet observé et l'oculaire , de focale f , dont le foyer coïncide avec celui de l'objectif, qui permet de grossir la première image.
Pour avoir une bonne lunette , il est primordial que l'image donnée par l'objectif soit de bonne qualité et que l'oculaire lui confère des dimensions convenables avec un rendement optimal.
Cela dépend de cinq facteurs .
1) la quantité d'énergie lumineuse reçue . Elle dépend du diamètre D de l'objectif . Plus il est grand , plus l'image donnée par l'objectif est lumineuse et va impressionner fortement notre rétine .
2) le pouvoir séparateur. Il caractérise l'aptitude de la lunette à montrer les détails de l'objet observé. Si deux points de l'objet observé sont distants de n secondes d'arc , ils ne seront perceptibles sur l'image donnée par l'objectif, que si n > 115/D (avec D exprimé en millimètres) . Dans le cas contraire , ils seront confondus . Pour distinguer 2 points distants de 0,1 seconde , il faut un diamètre de 115 cm . Le pouvoir séparateur, lui aussi, croît avec D .
3) l'aberration chromatique . Avec une lentille simple , il se forme une image par longueur d'onde (du bleu au rouge) autour du foyer de l'objectif, ce qui débouche sur un dédoublement et une image floue .
Pour corriger ce défaut , on utilise les lentilles achromatiques qui sont en fait formées de plusieurs lentilles (jusqu'à 7) composées de verres différents (au moins un verre Flint et un verre Crown) . L'aberration chromatique (dispersion autour du foyer) est exprimée sous la forme l/m et elle est d'autant plus faible que m est grand .
4) la dimension de l'image formée par l'objectif (h en cm) . Elle dépend , évidemment du diamètre angulaire de l'objet observé (a en degrés , 0,5 pour le soleil ou la lune) et de la distance focale de l'objectif ( f en cm) .
On a h = 0,0175.a.f . Pour la lune , on obtient h = 1 cm pour une distance focale de 1 m .
La dimension de l'image croît avec f mais l'encombrement et le poids de l'appareil aussi , évidemment .
5) le grossissement exprime le rapport entre les dimensions angulaires de l'objet observé et les dimensions de l'image qu'en délivre l'oculaire . Il augmente avec la focale de l'objectif (on vient de le voir) et diminue avec la focale de l'oculaire selon la formule G=F/f . L'oculaire n'affecte pas la qualité intrinsèque de l'image donnée par l'objectif , mais en la grossissant, il en répartit la luminosité sur une surface plus grande , au dépend de la netteté .
Pour observer un objet de faible luminosité , comme une nébuleuse , une galaxie , une comète , il faudra un oculaire de faible grossissement et compenser par un objectif puissant .
Pour observer la lune ou une planète , on choisira , au contraire un objectif de moyen ou fort grossissement , selon qu'on veut privilégier la luminosité ou la dimension .
La lentille de Barlow , permet à peu prés de doubler la distance focale de l'objectif et donc le grossissement .
Adaptation au type d'observation (le rapport F/D)
L'ouverture relative d'un objectif désigne le rapport de sa distance focale à son diamètre (F/D). On dit aussi que D=F/n (par exemple F/10) . Le rapport F/D caractérise l'efficacité de l'instrument dans les différents types d'observation. Si F/D < 6 l'appareil est plutôt adapté à l'observation du ciel profond (il faut autant que possible D>120) . Si F/D>10 l'appareil est plutôt adapté à l'observation des planètes ou de la lune (D peut être inférieur à 120) . F/D entre 6 et 10 constitue un compromis acceptable. Les différents modèles peuvent être corrigés par addition d'une Barlow ou d'un réducteur de focale , par le choix d'un oculaire adéquat ou d'une optique de qualité .
Le télescope
Inventé par Newton , le télescope utilise comme objectif un miroir concave (en général sphérique ou parabolique) qui donne , lui aussi , une image en son foyer , cette image pouvant être grossie par un oculaire .
Un miroir plan (responsable d'une perte de luminosité de 7%) renvoie l'image vers l'oculaire , qu'il est plus commode de situer sur le côté .
En remplaçant le miroir plan par un miroir hyperbolique (type Cassegrain), on augmente sensiblement la distance focale pour un encombrement moindre.
Les images sont moins déformées si le miroir principal est sphérique (type Schmidt) mais il faut interposer une lentille à l'entrée de l'appareil pour corriger d'autres aberrations (dispersion autour du foyer) dues à la sphéricité du miroir.
En substituant à la lentille de Schmidt un dispositif plus facile à réaliser , le type Maksoutov rend le prix d'un tel télescope plus accessible .
Un télescope (un miroir) est plus facile à réaliser qu'une lunette (une lentille) et (à performances égales) , son encombrement est plus réduit . D'où , le succès de ces appareils .
Ils sont soumis aux mêmes critères de qualité que les lunettes qui dépendent des mêmes paramètres (focale et diamètre de l'objectif , grossissement de l'oculaire , aberration chromatique dépendant de la qualité du miroir).
Les lentilles ou les miroirs ne donnent des images nettes que pour les rayons lumineux situés prés de leur axe .
Le champ angulaire réel (le diamètre angulaire du disque céleste observable à travers un instrument) est très réduit et diminue pour les grossissements croissants . Si l'oculaire indique un champ apparent de 45° (par exemple), il faut diviser ce champ par le grossissement (100 par exemple) pour avoir le champ réel observé: 45/100=0,45°.
La rotation des objets sur la voûte céleste (15° par heure) tend à les faire sortir assez rapidement du champ angulaire réel .
C'est pourquoi les télescopes sont équipés de montures (dites équatoriales) permettant de suivre automatiquement leur mouvement .
Après un réglage de l'axe polaire (qui coïncide avec la direction de l'axe de rotation de la terre et pointe vers l'étoile polaire), on règle la déclinaison (la hauteur) pour capter l'image désirée, puis , un dispositif entraîne le télescope dans une rotation autour de l'axe polaire à la même vitesse que l'objet observé , ce qui permet de le suivre .
Le dispositif de poursuite est commandé manuellement pour les télescopes d'amateurs les moins sophistiqués .
Mais il est évidemment préférable de se doter d'un dispositif motorisé (sur les deux axes) , beaucoup plus précis . Quand on envisage de faire de la photographie, qui exige des temps de pose assez longs , il ne faut pas hésiter à choisir le haut de gamme en matière de monture et de poursuite .
Certains dispositifs sont dotés d'un ordinateur contenant un important catalogue d'objets . Il suffit de l'étalonner avec deux objets pour qu'il retrouve tous les autres à la demande .
La photographie stellaire
Le diagramme ci - contre montre que l'utilisation de procédés photographiques permet d'accéder à des objets que l'œil ne distingue pas .
Les courbes correspondant respectivement à un dispositif visuel et à des dispositifs photographiques d'exposition de plus en plus longue sont décalées vers des magnitudes de plus en plus grandes , c'est à dire vers des luminosités de plus en plus faible .
Avec un objectif de 1m de diamètre , on accède à une magnitude 16 en observation normale , et si l'on visse un appareil photographique à l'oculaire on atteint la magnitude 18 avec une pose de 10 minutes et la magnitude 20 avec une pose de 100 minutes .
Pour un même télescope , les clichés auront toujours plus de netteté que les images visuelles .
Cela tient au fait que les effets photographiques sont cumulatifs .
Avec une longue durée d'exposition , les photons viennent les uns après les autres impressionner la pellicule , plus ou moins nombreux selon la luminosité de la zone d'où ils proviennent .
La sensibilité de la pellicule joue aussi un rôle important .
Les télescopes professionnels sont relayés par des caméras CCD , chaque point de pellicule étant remplacé par ce qui ressemble à une minuscule cellule photoélectrique ultrasensible . Chaque photon capté provoque un mini courant électrique qui peut être amplifié (effet photomultiplicateur) et son intensité traduite en un point (un pixel) plus ou moins brillant sur un écran cathodique. C'est un peu le principe des caméras de télévision .
En procédant ainsi , on se dispense de temps d'exposition importants . Aujourd'hui , on obtient presque une image en temps réel . Un enregistrement sur magnétoscope pourra aussi nous renseigner sur l'évolution de l'objet dans letemps , ce qu'une plaque photographique ne saurait réaliser .
Un tel procédé présente de plus l'avantage d'être sensible à des longueurs d'ondes indiscernables à l'œil humain, comme l'infrarouge dont l'intensité témoigne des différences de température .
Le rayonnement gamma et l'ultraviolet sont aussi explorés par des appareils du même type .
Le signal électrique , codé et numérisé pourra nous être transmis depuis un satellite artificiel, puis traduit en images.
S'il s'agit de longueurs d'ondes invisibles à l'œil humain , on les traduira en fausses couleurs . On décidera , par exemple qu'à un rayonnement très intense , on fera correspondre le rouge tandis que la couleur évoluera vers le bleu au fur et à mesure que le rayonnement diminuera .
L'avantage d'embarquer un dispositif d'observation sur un satellite est évident , puisqu'on s'affranchit des perturbations atmosphériques et que l'absence d'horizon permet d'accéder à l'intégralité de la sphère céleste .
Le télescope spatial Hubble dont la gamme d'observation s'étend de l'infrarouge à l'ultraviolet nous a transmis de merveilleuses images de l'univers .
Les radiotélescopes
Les objets stellaires n'émettent pas seulement de la lumière .
Certains d'entre eux sont des sources puissantes de rayonnement radio dans des longueurs d'ondes de l'ordre du centimètre ou du mètre .
C'est le cas par exemple des radiogalaxies ou des quasars .
Le principe des radiotélescopes les plus puissants est toujours le même : un réflecteur parabolique concentre les ondes reçues de l'espace sur une antenne . Le signal est amplifié avant d'être analysé .
De la même façon que le polissage d'un miroir télescopique affecte la qualité de l'image , il est important que les défauts de la surface du récepteur n'excèdent pas le dixième de la longueur d'onde à recevoir .
La plupart du temps , le réflecteur est constitué d'un grillage dont les mailles sont plus ou moins serrées en fonction du domaine d'ondes à explorer .
Le pouvoir séparateur d'un radiotélescope (exprimé en degrés) est donné par la formule S=70l/D (l , longueur d'onde et D diamètre exprimés en mètres) . Pour un même diamètre de 5m , un télescope optique aura un pouvoir séparateur de 0,023 secondes et un radiotélescope un pouvoir séparateur de 13,8° pour l = 1m .
Aussi, il ne faut pas s'étonner si ces appareils ont des dimensions importantes (300m pour Arecibo , Puerto Rico).
Pour les radiotélescopes de type Krauss (voir schéma) , on parle couramment de plusieurs centaines de mètres .
La mobilité de tels appareils est forcément limitée et en règle générale , ils ne fonctionnent que quand la zone à observer est dans leur plan méridien .
Grâce au déplacement du récepteur focal (l'antenne proprement dite) , on arrive à suivre l'objet pendant une ou deux heures .
On peut aussi adjoindre au télescope des dispositifs qui accroissent son pouvoir séparateur : les croix de Mills , par exemple , qui sont constituées par des antennes linéaires , longues de plus d'un kilomètre, orientées nord-sud et est-ouest .
Les interféromètres qui peuvent fonctionner sur des bases allant de 1,5 km (Nancay) à plusieurs centaines de km (Jodrell Bank) permettent de déterminer relativement précisément quand une source se trouve dans le plan observé et transmettre sa position à un puissant télescope optique qui tentera d'observer l'objet . En localisant très précisément une source de rayonnement , on augmente aussi la résolution du dispositif .
Notre étude de l'interférence ne faisait intervenir que deux sources ponctuelles provenant d'un même objet .
En multipliant les sources interférentes, on augmente l'intensité des raies (ce qui est d'autant plus nécessaire que le signal est faible) et on accroît la précision . L'interféromètre a sur le grand radiotélescope classique , l'avantage de la mobilité car il est constitué de multiples unités orientables de taille moyenne recevant des signaux qu'on va faire converger .
Aussi , les interféromètres modernes ressemblent à d'énormes champignonnières truffées de paraboles
Outre les problèmes liés aux dimensions , les radiotélescopes se heurtent à des problèmes d'amplification car il est difficile de distinguer le signal du bruit de fond . On utilise couramment les technologies spécifiques des amplificateurs paramétriques ou des masers .
Il est à noter que c'est en essayant d'améliorer des antennes utilisées à des fins militaires pour les débarrasser d'un apparent bruit de fond que Penzias et Wilson ont découvert, en 1967, le rayonnement d'origine thermique , qui correspond à une température de 3°K et nous parvient de toutes les directions de l'univers .
La théorie et la mesure se rejoignent pour désigner ce rayonnement comme un résidu du big - bang , la température moyenne de l'univers ayant diminué selon les calculs , depuis cette époque, jusqu'à 3°K.
Ce rayonnement est appelé "rayonnement fossile de l'univers".
Les bolomètres
Il existe plusieurs types de bolomètres.
Les instruments présentés ici sont ceux qui sont embarqués dans le satellite Planck.Ils explorent les longueurs d'onde comprises entre 0,3 cm et 1 mm.
Ils sont refroidis à 0,1 K ce qui représente déjà un exploit technique et ils sont capables de détecter une variation de l'ordre du dix milliardième de milliardième de watt dans le rayonnement incident ce qui constitue également une prouesse technologique.
A l'heure actuelle
PLANCK
On vient de parler du satellite Planck qui embarque 52 bolomètres très performants en vue de cartographier le rayonnement fossile de l'univers c'es à dire la répartition de la matière dans les premiers âges de l'univers, environ 380.000 années après le big bang.
Voyons un peu ce que cela donne:
Le ciel est exploré dans toutes les directions et la présence de matière est repérée par de minuscules écarts de température traduits en différences de couleur sur la carte ci-contre.
Plus une région est chaude, plus la matière y est abondante.
Selon Planck (et l'observatoire de Paris):
"Le cosmos se compose aujourd’hui de 4,9 % de matière ordinaire, 26,8 % de matière noire et 68,3 % d’énergie noire. Son histoire aurait débuté il y a 13,82 milliards d’années."
Le télescope spatial James Web (JWST)
Destiné à remplace Hubble, son miroir est formé de 18 miroirs indépendants de forme hexagonale (6,5 mètres de diamètre contre 2,4 pour Hubble).
Il pèse 6200 kg.
Dans l'infrarouge il peut séparer des points distants de 0,1 seconde d'arc.
Il synthétisera les images 9 fois plus vite qu'Hubble.
L'extrêmement grand télescope européen E-ELT
Il devrait être mis en service vers 2025 au Chili à plus de 3000 m d'altitude.
Son miroir principal (fractionné lui aussi en hexagones) atteint la taille record de 39 m de diamètre.
La précision du pointage sera de 1 seconde d'arc.
Dans l'infrarouge il atteindra une résolution de 10 millisecondes d'arc.
Le dôme fera 79 m de hauteur et 86 de diamètre.
L'optique adaptative
Utilisée par les télescopes terrestres, l'optique adaptative permet de corriger l'effet des turbulences atmosphériques ou les défauts dus à l'instrument optique lui même, grâce à des miroirs déformants.
Ces miroirs (dont on voit une image ci-contre) utilisent un ferrofluide, auquel un champ magnétique donne une forme propice à la correction des turbulences et des défauts.
.
Autres instruments
En dehors de ceux que nous venons de voir , il convient de mentionner les appareils utilisés pour l'étude du soleil (qui sont très spécialisés) et les appareils destinés à mesurer la hauteur des astres .
Parmi les premiers , on peut citer
le spectro-héliographe , qui permet d'étudier le soleil dans la longueur d'onde de notre choix,
et
le coronographe qui permet d'examiner la couronne solaire , c'est à dire la fine enveloppe gazeuse du soleil . Avant le coronographe , il fallait attendre les éclipses solaires pour mener cette tâche à bien. L'appareil permet de simuler en plein jour des conditions identiques .
On conçoit l'intérêt que présente l'étude du soleil d'abord en tant que prototype d'étoile le plus accessible mais aussi pour évaluer les répercussions que pourrait avoir son activité (éruptions et évolution des taches solaires) sur la vie terrestre .
Les appareils qui permettent d'évaluer la hauteur des astres sont d'un usage beaucoup plus fréquent .
Nous citerons notamment l'instrument méridien , qui est une simple lunette montée sur un axe horizontal orienté Est - Ouest , ce qui permet de la mouvoir dans le plan méridien et surtout le sextant , utilisé par les marins et les astronomes pour déterminer la latitude et la longitude d'un lieu terrestre .
Son fonctionnement est intéressant .
Comme son nom l'indique , le sextant est la sixième partie d'un cercle , tout comme le quadrant est un quart de cercle . Le sextant contient donc un triangle équilatéral inscrit (ABC) .
En A , on trouve un miroir fixe dont le plan forme un angle de 60° avec la droite AB , ce qui fait que tout rayon lumineux incident confondu avec BA se réfléchira selon la direction AC .
En B , on trouve un miroir mobile , articulé autour de B dont le plan contient la tige BM qui va permettre de le mouvoir . La tige BM comporte à son extrémité inférieure un pointeur qui permet de lire sur l'arc AC la mesure de l'angle CBM (de 0 à 60°) .
En C , on trouve une lunette avec collimateur qui permet de viser le point A .
Le point A est un point particulier du miroir fixe puisqu'il définit la limite entre une zone transparente et une zone réfléchissante .
De ce fait , l'utilisateur du sextant , l'œil rivé à sa lunette, peut à la fois viser l'horizon grâce à la zone transparente (ce qui assure à la droite AC une position horizontale) et apercevoir dans le miroir une image transmise par le miroir mobile comme le montre, sur le dessin ci dessus, le trajet des rayons lumineux (en rouge) .
Le jeu du miroir mobile est tel qu'il permet de balayer toute la zone où peut se trouver une astre , de l'horizon au zénith , et renvoyer son image selon la direction BA .
Le but de l'utilisateur est de faire coïncider dans son collimateur le point A et l'horizon , puis , de bouger la tige mobile jusqu'à ce que le centre du soleil (ou de l'astre) vienne se superposer, lui aussi, au point A .
Quand la conjonction des images est obtenue , on bloque la tige mobile et on procède à une lecture de l'angle
a = CBM . Il est facile de démontrer que a est aussi l'angle formé par les deux miroirs .
On sait que lorsqu'un rayon lumineux se réfléchit successivement sur deux miroirs faisant entre eux un angle a , l'angle entre le rayon incident et le rayon réfléchi sera 2a . C'est ce qui se produit pour le rayon incident provenant de l'astre qui émerge du miroir fixe selon une direction horizontale . L'angle de ces deux rayons est la définition que nous avons donnée de la hauteur de l'astre .
La hauteur est donc égale au double de l'angle indiqué par le sextant .
Par mer calme , ce type de sextant a une précision de l'ordre de la minute . Une erreur d'une minute correspond par définition à une erreur d'un mile marin (1852 m) .
Mais dans des conditions moins favorables, sur terre ou dans un avion, on utilise un sextant à bulle (où le niveau d'un liquide remplace la ligne d'horizon) qui est sensiblement moins précis (erreur de 10 minutes ou 18 km) .
Vous avez remarqué que lorsque l'objet est au zénith , l'angle a ne mesure que 45° sur les 60 du sextant.
Un huitième de cercle suffirait donc à faire le travail . L'instrument correspondant existe , il s'appelle .... l'octant .
La chasse aux exoplanètes
Détecter la présence d'une planète gravitant autour d'une étoile située à plusieurs années lumière de la terre est évidemment un exploit technique.
Les méthodes directes cherchent à soustraire la lumière de l'étoile pour ne conserver que l'image de la planète.
On peut utiliser pour cela la coronographie (on masque l'étoile) ou l'interférométrie, qui en faisant décrire à lumière parvenant de l'astre deux chemins distincts puis en recroisant les ondes en opposition permet "d'éteindre l'étoile".
Les méthodes indirectes mesurent les effets dynamiques dus à la gravitation d'une planète autour de l'étoile: modification de la vitesse radiale grâce à l'effet Doppler.
On peut aussi mesurer les variations de la position de l'étoile par rapport aux étoiles voisine ou par rapport à l'observateur.
Enfin la méthode des transits dont on voit une illustration ci contre permet de mesurer la variation périodique de luminosité d'une étoile due au passage d'une planète devant elle.
Les méthodes que nous venons de décrire sont plus ou moins efficace selon qu'on observe l'orbite planétaire de dessus (ou de dessous) ou par la tranche.
La récompense
Ces deux photos permettent d'apprécier la différence entre un tout petit télescope d'amateur et la puissance colossale de Hubble .
A gauche , M100 , une galaxie dont la distance est évaluée entre 35 et 80 millions d'années-lumière et à droite , une composition de photos prises par Hubble montrant un essaim de galaxies très lointaines, là où un télescope classique ne voit qu'une minuscule zone obscure .
La tâche rouge de Jupiter peut être aperçue avec un télescope d'amateur , mais il faut les images de Voyager 1 (prises à 1 million de kilomètres du sujet) pour l'interpréter comme un énorme cyclone ravageant la planète .
Si la nébuleuse de la tête de cheval vous paraît déjà fabuleuse sur le cliché de gauche , émanant d'un télescope de dimensions respectables , que dire du cliché transmis par Hubble (à droite) .
La radioastronomie permet de dresser des images de l'invisible , en fausses couleurs .
Le quasar pourrait bien être l'ancêtre lointain (et ancien) d'une galaxie .
Sur la photo de droite , on voit une image radio du nuage de Magellan qui est un très grand nuage diffus qu'on peut voir depuis l'hémisphère Sud . Le rayonnement croît du noir au rouge . Les zones bleues révèlent la présence d'hydrogène ionisé .
Cette image du sol de vénus , prise par la sonde Magellan, est en réalité une image radar recomposée par ordinateur .
On y voit le Maat - Mons , un volcan de type hawaïen de 8 km de hauteur .
Les traînées blanches sont des coulées de lave.
On admirera le réalisme et la précision de cette image obtenue sans l'aide d'aucun dispositif optique.
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