instruments astronomiques (suite)

Si les formes générales des montures sont à peu près fixées depuis longtemps, des améliorations techniques ont été apportées aux systèmes qui servent à déplacer l’instrument, à le pointer par des mouvements amples et rapides, et à corriger sa position par de très petits déplacements pour passer d’un objet à l’autre, guider une pose photographique sur un astre mobile, etc. Actuellement, la position de l’instrument est généralement lue non plus sur des cercles plus ou moins accessibles, mais sur des pupitres de contrôle où les angles sont affichés par voie électronique. On peut même préafficher les coordonnées désirées et obtenir le pointage automatique de l’instrument.

Possibilités comparées

La lunette a été longtemps le seul instrument d’observation astronomique ; le télescope ne s’est imposé qu’avec l’adoption du verre à la place du métal des premiers miroirs, et plus récemment de matériaux modernes dont le coefficient de dilatation est pratiquement nul. Loin de se concurrencer, ces deux types d’instrument se sont révélés complémentaires.

Les lunettes — ouvertes en moyenne à F/15 et, pour les plus grandes, à F/18, voire à F/20 — sont, à diamètre égal, trois fois plus longues que les télescopes ; d’autre part, il est beaucoup plus facile, toujours à diamètre égal, de réaliser un miroir qu’un objectif. Aussi les lunettes en sont-elles restées aux dimensions que l’on savait obtenir dès la fin du siècle dernier ; les plus puissantes sont celles de Yerkes (Williams Bay) [102 cm, 1897], de Lick (91 cm, 1888) et de Meudon (83 cm, 1896). Au contraire, les télescopes ont continué à progresser ; au début du siècle, aucun n’atteignait 1 m de diamètre ; mais, dès 1917, George Willis Ritchey réalisait le télescope de 100 pouces du Mont-Wilson ; à l’heure actuelle, une douzaine de télescopes dépassent 2 m, dont les plus grands ont 200 pouces (5 m, mont Palomar) et 6 m (U. R. S. S.), tandis que plusieurs entre 3,50 et 4 m sont en projet.

• Le télescope est l’instrument idéal de l’astrophysique par son grand diamètre, son achromatisme parfait et l’absence de tout filtrage de la lumière par un organe optique quelconque dans la plupart de ses combinaisons. Plus compact, à ouverture égale et même un peu supérieure, que la lunette, il est moins sujet aux flexions et plus facile à équilibrer et à guider. Mais on ne voit que très rarement, dans un télescope, l’image de diffraction théorique d’une étoile, tache centrale entourée d’anneaux sombres et brillants alternés ; même lorsque l’on devine cette figure, elle est toujours noyée de lumière parasite. La raison principale de cette différence entre les deux types d’instrument est la fermeture du tube de la lunette aux deux extrémités, alors que celui du télescope (d’ailleurs remplacé pour les plus grands par une armature en poutrelles) est ouvert par le haut, ce qui laisse l’air circuler librement sur le trajet du faisceau, avec toutes les turbulences thermiques que cela suppose.

• La lunette est l’organe de visée par excellence de tous les instruments de position, visuels ou photographiques. Quand elle ne dépasse pas un diamètre de 20 à 40 cm, son encombrement reste faible ; elle est très rigide, peu sensible à la turbulence atmosphérique et capable d’atteindre les magnitudes courantes des étoiles de catalogue ; on peut donc y effectuer un travail très régulier. Les grands réfracteurs au contraire ne sont pas toujours utilisables à pleine puissance, mais ils sont les seuls, quand les conditions sont favorables, à pouvoir fournir les observations et les mesures les plus fines : étoiles doubles serrées, surfaces planétaires. Le pouvoir séparateur, défini par la limite de résolution représente en effet le rayon du premier anneau sombre de la figure de diffraction. Le meilleur critère de la qualité d’un objectif est l’observation des étoiles doubles serrées, en même temps d’ailleurs que l’un de ses emplois les plus indiqués. Or, si l’écartement des composantes est égal à la limite de résolution a, on voit deux disques largement sécants mais bien discernables, et cela reste possible pour des écartements un peu plus petits encore. On aperçoit alors une image non résolue, mais nettement allongée, qui permet encore des mesures d’angle et au pire une bonne appréciation de la distance entre les composantes, fondée justement sur l’aspect de l’image. Tous les observateurs entraînés s’accordent pour estimer que, dans les meilleures conditions atmosphériques, un bon objectif permet de bonnes mesures jusqu’à des séparations de et la constatation de la duplicité d’un couple non résolu entre cette limite et

Instruments spéciaux de l’astronomie

Les appareils qui exploitent l’image ou le rayonnement des astres sont souvent empruntés, avec les aménagements utiles, au laboratoire de physique : photomètres, spectrographes, etc.

Télescope de Schmidt

En 1930, Bernhard Schmidt, de l’observatoire de Hambourg, a montré que l’on pouvait obtenir des images correctes dans un champ étendu avec un miroir sphérique précédé d’une lame correctrice dont la section méridienne est calculée à cet effet. Le télescope de Schmidt est très répandu. Les plus grands ont des miroirs de 2 m avec une lame de plus d’un mètre. L’image est recueillie sur une surface courbe, où l’on applique soit un film maintenu par succion, soit une plaque mince essayée au préalable dans une presse où elle est contrainte sous une double courbure.

Micromètre à fils

Employé autrefois pour toutes les mesures de position différentielles (rattachement d’astres mobiles, étoiles doubles, diamètres), le micromètre à fils de cocon d’araignée comporte un réseau orthogonal de fils fixes et au moins un fil mobile parallèle à l’une de ses directions. On peut ainsi déterminer les distances et les diamètres en faisant varier l’écartement d’un fil fixe et d’un fil mobile, mesuré sur le tambour divisé de la vis qui entraîne le cadre portant les fils mobiles. L’ensemble tourne autour de l’axe de la lunette, et les rotations sont lues sur un cercle qui marque ainsi les angles de position ; le zéro est la direction du nord dans le champ. Pour les étoiles doubles serrées et les petits diamètres, on préfère le micromètre à double image sous l’une de ses formes modernes (systèmes à biréfringent d’Audouin Dollfus ou de Paul Muller).