Comment fonctionnent les télescopes : les télescopes optiques, radioélectriques et les observatoires spatiaux expliqués

Le travail fondamental d'un télescope est de collecter plus de rayonnement électromagnétique que l'œil humain ne peut le faire et de le mettre au point. Le diamètre du miroir principal, de la lentille ou de l'antenne d'un télescope — son ouverture — définit deux choses : la quantité de lumière faible qu'il peut collecter, et avec quelle précision il peut séparer les détails, selon l'Observatoire national de radioastronomie américain (NRAO). Une ouverture plus grande signifie que les objets plus faibles et plus éloignés deviennent visibles et les structures plus fines entrent en vue.

Télescopes optiques : lentilles, miroirs et le problème atmosphérique

Les télescopes optiques classiques collectent la lumière visible avec des lentilles (réfracteurs) ou des miroirs (réflecteurs). Le Télescope spatial Hubble, par exemple, utilise un design réflecteur : la lumière frappe un miroir primaire concave de 2,4 mètres, rebondit sur un miroir secondaire plus petit d'environ 0,3 mètre de large, et revient à travers un trou dans le miroir primaire pour atteindre les instruments scientifiques, selon le Centre de vol spatial Goddard de la NASA. Cette configuration à deux miroirs, appelée design Ritchey-Chrétien, est conçue pour maintenir les images nettes sur un large champ de vision.

Au sol, même les meilleurs sites souffrent de la turbulence atmosphérique, qui fait clignoter les étoiles et brouille les détails fins, selon l'Observatoire européen austral (ESO), qui exploite le Très Grand Télescope au Chili. La solution de l'ESO est l'optique adaptative : un capteur de front d'onde mesure comment la lumière d'une étoile a été déformée, et un miroir déformable contrôlé par ordinateur corrige la déformation en temps réel. Quand il n'y a pas d'étoile naturelle brillante près de la cible, l'ESO tire un laser puissant dans l'atmosphère supérieure pour créer une étoile de référence artificielle. L'ESO affirme que cette correction peut rendre les images terrestres aux longueurs d'onde visibles presque aussi nettes que les images des télescopes spatiaux, au prix d'une fraction du coût d'un télescope spatial.

Pourquoi certains télescopes doivent quitter la Terre

L'atmosphère terrestre ne fait pas que brouiller les images — elle bloque complètement des longueurs d'onde entières. Selon le site éducatif d'astronomie Las Cumbres Observatory, l'atmosphère absorbe ou réfléchit la plupart de la lumière ultraviolette, des rayons X, des rayons gamma et la plupart des rayonnements infrarouges, laissant passer principalement la lumière visible, une partie du rayonnement infrarouge et des parties du spectre radio. C'est pourquoi les observatoires construits pour étudier ces longueurs d'onde bloquées — comme l'Observatoire Chandra focalisé sur les rayons X, le Télescope spatial Fermi aux rayons gamma, et les missions infrarouges comme Spitzer et Herschel — doivent orbiter au-dessus de l'atmosphère plutôt que de rester sur un sommet de montagne.

Les télescopes à rayons X ont également besoin d'un design optique complètement différent de ceux de la lumière visible. Selon le Centre Chandra de rayons X au Centre d'astrophysique Harvard-Smithsonian, les photons de rayons X sont si énergiques qu'ils passent directement à travers un miroir conventionnel qui leur est pointé de face, tout comme une balle traverserait un mur. La solution de Chandra est d'incliner ses miroirs pour que les rayons X frappent à un angle d'incidence rasant et ricochet vers le point focal, similaire à une pierre qui saute sur l'eau. Chandra utilise quatre paires de miroirs en forme de tonneau polis à une douceur de quelques atomes et revêtus d'iridium, alignés à environ 1,3 micrométres — une petite fraction de la largeur d'un cheveu humain, selon le Centre Chandra de rayons X.

Géants infrarouges : voir à travers la poussière et remonter le temps

Le Télescope spatial James Webb (JWST) est construit pour détecter la lumière du rouge visible aux longueurs d'onde du moyen infrarouge, couvrant approximativement 0,6 à 28,8 microns, selon la NASA. Son miroir primaire s'étend sur 6,6 mètres à travers 18 segments hexagonaux revêtus d'or, lui donnant une surface collectrice environ 5,6 fois plus grande que celle de Hubble. L'or a été choisi parce qu'il reflète la lumière rouge au moyen infrarouge particulièrement bien. La NASA affirme que cette combinaison de taille et de plage de longueur d'onde permet à Webb de détecter la faible lumière infrarouge des galaxies à plus de 13,5 milliards d'années-lumière de distance, et cette lumière infrarouge peut traverser des nuages de poussière denses qui bloquent la plupart de la lumière visible que les instruments de Hubble peuvent détecter. Webb orbite le point L2 Sol-Terre, à environ 1,5 million de kilomètres de la Terre, où il reste à l'écart des effets chauds et diffusants de la lumière du Soleil et de la Terre.

Radiotélescopes : des antennes paraboliques qui agissent comme un gigantesque œil

Les radiotélescopes collectent les plus longues longueurs d'onde de lumière que les astronomes utilisent, d'environ 1 millimètre à plus de 10 mètres, selon le NRAO. Chaque antenne a une antenne parabolique qui concentre les ondes radio entrantes sur un récepteur, qui amplifie le signal pour analyse — un processus que le NRAO décrit comme fonctionnant un peu comme un télescope optique mais accordé à des ondes beaucoup plus faibles et beaucoup plus longues. Le NRAO note que les signaux radio étudiés sont extraordinairement faibles — selon son estimation, un signal typique de téléphone portable est approximativement un milliard de milliards de fois plus fort que les ondes radiocosmiques que ces télescopes détectent.

Un seul plat fait face à un problème de résolution : parce que la résolution angulaire dépend de la longueur d'onde divisée par le diamètre de l'antenne, et les longueurs d'onde radio sont si longues, même un grand plat comme le Télescope de Green Bank ne peut pas égaler le détail fin d'un télescope optique seul, dit le NRAO. La solution est l'interférométrie — reliant de nombreuses antennes paraboliques réparties sur de grandes distances pour qu'elles agissent comme un télescope beaucoup plus grand. Le NRAO cite le Very Large Array, dont les 27 antennes actives (plus une de secours) au Nouveau-Mexique peuvent être distribuées dans des configurations utilisant environ 40 miles de rails de train, et l'Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), qui relie 66 antennes au Chili, comme exemples de cette approche, utilisée pour cartographier les galaxies, détecter les trous noirs et étudier les structures cosmiques les plus anciennes.

Ce que les différentes longueurs d'onde révèlent

• Les télescopes à lumière visible, terrestres ou spatiaux, capturent les étoiles, galaxies et nébuleuses les plus proches de ce que l'œil humain verrait.
• Les télescopes infrarouges comme Webb voient à travers les nuages de poussière et peuvent atteindre certaines des galaxies les plus lointaines et anciennes connues, selon la NASA.
• Les télescopes à rayons X comme Chandra sont construits pour étudier les étoiles explodées, les amas de galaxies et la matière tourbillonnant autour des trous noirs.
• Les réseaux de radiotélescopes comme VLA et ALMA cartographient le gaz froid, les galaxies lointaines et les environnements de trous noirs en combinant de nombreuses antennes paraboliques en un instrument efficace, selon le NRAO.