Instruments astronomiques - Université Lille 1

L. Duriez - Instruments astronomiques 12
apparaissant alors comme des taches fluctuantes en forme et en intensité, au rythme des fluctuations de la réfraction
atmosphérique dues par exemple au vent ou aux gradients de température. Cela entraîne que la surface d’onde
du rayonnement provenant d’un astre n’est plus plane quand elle traverse l’atmosphère terrestre, mais présente des
“creux” et des “bosses” ; ces fluctuations ou défauts de planéité s’étendent sur des distances de l’ordre de la dizaine de
centimètres, ce qui fait que seuls des petits instruments (de diamètre inférieur aux dimensions des fluctuations) sont
capables de voir les anneaux de diffraction. Seuls des sites réputés pour la stabilité des images astronomiques (comme
l’observatoire du Pic du Midi dans les Pyrénées) permettent d’exploiter pleinement des télescopes de l’ordre du mètre.
Le “seeing” d’un site d’observation astronomique représente la dimension angulaire des taches fluctuantes observées
au foyer du fait de la turbulence atmosphérique ; dans un site ordinaire le seeing est de l’ordre de 1 ′′ . Pour limiter les
effets néfastes de l’atmosphère, les grands observatoires sont ainsi placés au sommet de montagnes (par exemple le
Pic du Midi dans les Pyrénées en France, le volcan Mauna Kea à Hawaï, le Cerro Paranal dans la Cordillère des Andes
au Chili...)
Optique active et adaptative On arrive depuis quelques années à limiter la dégradation des images provoquée
dans les télescopes par la turbulence atmosphérique. Auparavant, les miroirs de télescope étaient taillés dans des
disques de verre ou de céramique suffisamment épais pour qu’ils ne se déforment pas sous leur propre poids ou lors
des changements de leur orientation. En utilisant maintenant des miroirs moins épais et donc déformables, on peut
contrôler et modifier leur surface pour qu’ils aient une forme parfaite ; par exemple, les miroirs de plus de 8m de
diamètre évoqués plus haut sont épais d’une vingtaine de cm seulement, tandis que le miroir de 5m du télescope du
Mont Palomar construit vers les années 1950 est rigidifié par une épaisseur dépassant 50cm.
Figure 8 - Principe du télescope NTT (New Technology Telescope) de 3,5m de diamètre, implanté depuis 1990 à l’ESO (Observatoire
Européen Austral).
L’optique active consiste maintenant à contrôler l’image d’une étoile donnée au foyer par le système optique
d’un télescope de manière à pouvoir agir sur ce système pour améliorer cette image ; un tel système comprend le
miroir principal et un ou plusieurs miroirs secondaires disposés de manière à renvoyer le foyer vers l’endroit le plus
commode pour l’observation (voir ci-après les divers montages optiques réalisables). La forme du miroir principal est
ajustable en appliquant sur sa face arrière des pressions adéquates fournies par des vérins pilotés par ordinateur (il
suffit généralement de pouvoir créer des déformations de quelques microns d’amplitude) ; d’autres moteurs permettent
d’affiner la position et l’orientation du miroir secondaire pour parfaire la mise au point au foyer : Pour cela on
analyse en temps réel les éventuels défauts de l’image des étoiles au foyer (qui devraient être des taches parfaitement