L'Observatoire de Paris Unité de Formation et EnseignementFormation des Enseignants en Astronomie, Informatique et Multimédia
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L'observation astronomique en infrarouge

 

I. Place à part de l'Astronomie

L'astronomie occupe dans le domaine des sciences une place unique dû à une particularité qu'elle est seule à posséder : il n'est pas possible d'agir sur l'objet que l'on étudie. On ne peut qu'observer. Et cette observation se fait par le moyen d'un seul phénomène physique. Toute l'information que nous possédons sur l'Univers qui nous entoure nous vient de la lumière que nous en recevons (à quelques très rares exceptions près concernant les planètes du système solaire sur lesquelles des instruments automatiques ont été déposés).

II. La lumière

Précisons, en quelques mots ce qu'est la lumière. C'est un phénomène vibratoire - c'est donc une onde - désigné par les physiciens sous le nom de 'rayonnement électromagnétique'. Rayonnement car, à partir de la source, la lumière se répand dans tout l'espace de façon uniforme. Et électromagnétique, car ce rayonnement est composé de deux grandeurs physiques, l'une qui est un champ électrique et l'autre un champ magnétique. Ces deux grandeurs sont inséparables dans la lumière et interagissent l'une sur l'autre en permanence, ce qui provoque l'oscillation et la propagation, à une vitesse très voisine de 300.000 km/s (fig. 1).

Une des grandeurs physiques les plus importantes qui caractérisent un phénomène vibratoire est la longueur d'onde. C'est la distance parcourue par l'onde pendant le temps d'une oscillation complète.

Les scientifiques utilisent souvent une autre grandeur appelée la fréquence. Celle-ci est le nombre de vibrations qui se produisent dans l'intervalle de temps d'une seconde. C'est donc une grandeur inverse de la longueur d'onde. Plus la longueur d'onde est importante et moins la fréquence est élevée (et réciproquement).

Nous venons de dire que la lumière a une longueur d'onde. Il serait plus exact de dire qu'elle en a une infinité. En effet cohabitent dans la lumière toutes les longueurs d'onde comprises entre deux valeurs généralement assez éloignées l'une de l'autre et qui dépendent de la nature du phénomène responsable de l'émission. Ainsi, par exemple, dans la lumière visible, on trouve toutes les longueurs d'onde comprises entre 0,4 et 0,8 micromètre (millième de millimètre).

L'ensemble du domaine des longueurs d'onde est extrêmement vaste et s'étend depuis les ondes radio (les grandes ondes de ce domaine ont des longueurs d'onde de l'ordre du kilomètre) jusqu'au domaine des rayons gamma (rayonnement émis par les noyaux des atomes) avec des longueurs d'onde de l'ordre du millionième de millimètre. Il n'y a aucune discontinuité dans ce domaine ni différence de nature : il s'agit partout du même phénomène d'émission électromagnétique. La seule chose qui diffère, en fonction de la longueur d'onde, est la nature du phénomène responsable de l'émission (fig. 2)

A chacun de ces domaines de longueur d'onde, il sera nécessaire, pour leurs observations, de mettre en 'uvre des moyens spécifiques. Dans tout ce qui suit, nous nous limiterons au domaine infra rouge.

III. La configuration instrumentale type.

L'astronomie est multiple. Il n'y a pas une astronomie mais des astronomies. Ceci est vrai, aussi, du point de vue instrumental. Dans tous les cas, cependant, il y a une chose qui ne variera pas dans les équipements instrumentaux, c'est l'association de trois matériels, un collecteur, un dispositif d'analyse et un détecteur.


1. Le collecteur

Le collecteur est, comme son nom l'indique, un instrument destiné à collecter la lumière. Ce sont les lunettes astronomiques d'autrefois et aujourd'hui les télescopes. Plus la lentille ou le miroir est grand et plus la quantité de lumière reçue est importante, ce qui permet de voir des objets de plus en plus faibles. Le premier de tous les collecteurs qui ait existé sur cette planète est l''il humain. C'est parce que sa pupille est vraiment très petite que l'on a cherché (et réussi grâce à Galilée) à la remplacer par autre chose.

Galilée a réalisé la première lunette astronomique à la suite de la découverte des propriétés des lentilles en verre. Les lunettes ont été couramment utilisées jusqu'au début du XXème siècle. Elles ont ensuite été supplantées par les télescopes (voir plus loin).

2. Le dispositif d'analyse

C'est lui qui va isoler le paramètre à mesurer. Il existe des dispositifs d'analyse standards  utiles à de nombreux chercheurs comme, par exemple, les spectrographes. A côté de ces appareils standards, d'autres appareils sont développés, généralement par les équipes qui vont les utiliser, pour effectuer une observation bien particulière. A titre d'exemple, on peut citer tous les photomètres construits pour les observations de phénomènes exceptionnels tels-que les occultations d'étoiles par des objets proches de nous, généralement des objets du système solaire. Standard ou non, le dispositif d'analyse est toujours un instrument complexe et coûteux car il doit être très performant, donc travailler à la limite des performances de ses composants.

3. Le récepteur.

Le récepteur est placé derrière le dispositif d'analyse et mesure le paramètre sélectionné par celui-ci. Le premier récepteur utilisé fut, pour des raisons évidentes, l''il. Notons son principal défaut, il n'est pas impersonnel ce qui signifie que chaque observateur interprète ' inconsciemment ' ce qu'il observe.

Avec l'invention de la photographie, l'astronomie dispose d'un tel récepteur. La plaque photographique possède sur l''il bien d'autres avantages. On peut faire des poses, c'est-à-dire, accumuler de l'énergie dans les grains d'argent, ce qui donne accès à l'observation d'objets beaucoup plus faibles. Il n'est pas rare d'avoir des poses de plusieurs heures. Ceci est impossible pour l''il qui travaille de façon instantanée. Cet avantage est particulièrement décisif en spectrographie où, à cause de la dispersion de la lumière en un grand nombre de longueur d'onde, on a, en chaque point de la plaque, beaucoup moins de lumière. Enfin on dispose d'un résultat d'observation mémorisé. On peut revenir au résultat d'une observation aussi souvent qu'on le désire.

Mais la plaque a aussi ses inconvénients. Elle ne fournit pas directement des grandeurs numériques. Il y a donc, dans la chaîne de traitement, une étape nécessaire pour obtenir le tableau de nombres auquel toute observation doit aboutir. Cette étape était réalisée à l'aide d'un appareil appelé microphotomètre. Il était constitué d'un spot (source ponctuelle) lumineux que l'on déplaçait au dessus de la plaque et d'un récepteur placé en dessous de la plaque, en face du spot, qui mesurait la variation de la lumière transmise à chaque instant par la plaque. Ce récepteur transformait les variations de lumière qu'il voyait en courant électrique et ce courant était enregistré sous la forme d'une courbe. Une dernière étape était la conversion de cette courbe en nombres. Différentes techniques ont été successivement utilisées, la plus ancienne et aussi la plus rudimentaire étant le double-décimètre.

Autre défaut de la plaque photographique, son incapacité à enregistrer loin dans l'infrarouge.

Tous ces défauts ont trouvé une solution dans un récepteur moderne connu sous le nom de C.C.D (ce qui signifie, en anglais, Coupled Charge Device et que l'on peut traduire par 'dispositif à couplage de charge'). Vous voilà bien avancé! De quoi s'agit-il ? Un CCD est,  comme la plaque photographique, un récepteur bidimensionnel, destiné à l'imagerie. Les grains d'argent sont remplacés par de minuscules récepteurs à semi conducteur appelés pixels. Chaque pixel enregistre chaque grain de lumière qui arrive sur lui sous forme de charge électrique. Comme avec la plaque photographique, il est donc possible de faire des poses. Les pixels sont disposés comme les cases d'un échiquier en rangs et en colonnes. Le nombre total de cases peut être très grand : les CCD d'un million de pixels sont aujourd'hui courants. Ces pixels ont une très grande sensibilité et peuvent également supporter, sans dommage, des éclairements importants. La grande force des CCD est leur souplesse d'utilisation. En effet, est inclu dans le CCD, sous forme de circuits intégrés, toute l'électronique qui permet de 'lire' le nombre de charges de chaque pixel. Cette lecture est faite ligne par ligne et les valeurs correspondant à chaque pixel sont enregistrées sur un disque d'ordinateur. L'exploitation des données d'observation est ainsi immédiatement possible. Pour toutes ces raisons, les CCD ont, aujourd'hui, pratiquement remplacé tous les autres récepteurs.

A côté des récepteurs bidimentionnels destinés à faire des images dont nous venons de parler, il existe une autre catégorie fort importante, celle des récepteurs qui servent à enregistrer un paramètre qui varie au cours du temps. Dans cette catégorie, on trouve les bolomètres. Les bolomètres sont des sortes de thermomètres de luxe. Ce sont des récepteurs d'une extrême sensibilité. On comprendra mieux ceci quand on saura que les bolomètres sont sensibles à l'élévation de la température provoquée par la lumière qu'ils reçoivent des étoiles. Ces récepteurs servent, par exemple, à enregistrer au cours du temps les variations de l'éclat de certaines étoiles appelées précisément des étoiles variables.

IV. Les différents types d'observation

Ils sont très nombreux. On peut cependant les regrouper en trois types principaux.

Il est toujours intéressant et instructif de voir à quoi ressemblent les objets célestes qui nous entourent. C'est le but de l'imagerie astronomique. Bien sûr, celle-ci doit pouvoir être utilisée à des fins scientifiques. Elle doit donc se soumettre à des critères très stricts. Puisque nous avons déjà parlé de la longueur d'onde, précisons l'un de ces critères. Le domaine de longueur d'onde dans lequel sera réalisée l'observation devra être défini de façon précise afin de ne pas mélanger les phénomènes physiques que l'on cherchera à atteindre au moyen de l'observation. Généralement, ce domaine de longueur d'onde devra être assez restreint. On l'isolera au moyen de filtres, appropriés au domaine choisi.

Indiquons, également, que le récepteur devra lui aussi être adapté au domaine choisi.

Un autre type d'observations concerne toutes celles qui ont pour but l'étude d'objets dont la luminosité varie avec le temps. Les échelles de temps peuvent être très différentes, allant d'une fraction de seconde à plusieurs jours. Ici, on ne cherche plus à obtenir une image mais la valeur, à chaque instant, du flux d'énergie total rayonné par l'objet. Dans ce type d'observation, on fait porter tous ses efforts sur la grande précision de la mesure. Le récepteur utilisé dans ce type d'observations est un 'bolomètre', système de très grande sensibilité capable de mesurer l'élévation de température engendrée par le flux à mesurer.

Enfin, comme nous l'avons déjà mentionné, on peut chercher à sonder, grâce à la spectroscopie, ' nous verrons plus loin comment ' la matière même des étoiles, des galaxies ou de tout autre objet stellaire. Dans ce but, tous les grands télescopes sont depuis longtemps équipés de puissants spectrographes optimisés, à la fois pour le télescope auxquels il sont dédiés et pour de nombreux domaines de longueurs d'onde. Ici aussi le détecteur doit être adapté au domaine de longueur d'onde.

V. Le domaine infrarouge

Ce qui suit ne concernera que le domaine infrarouge. En effet, le domaine visible a été abondamment étudié puisqu'il a été longtemps le seul auquel nous ayons eu accès - on ignorait même, autrefois l'existence des autres - Je n'en parlerai donc pas. Le domaine radio fait appel aux techniques des oscillateurs à très courte longueur d'onde pour lesquelles je n'ai aucune compétence. Il en est de même des domaines des rayons X et gamma.


1. La loi de Planck

La grande loi physique qui est prépondérante dans ce domaine est la suivante : Tout corps chauffé émet un rayonnement électromagnétique bien défini, dans un ensemble de longueurs d'onde qui ne dépend que de la température. Dite sous cette forme, tout physicien digne de ce nom est autorisé à hurler. Mais, pour notre propos, elle nous conviendra parfaitement. Par contre il est impératif de définir ce que nous entendons par température. Il ne s'agit pas des températures de la vie quotidienne, dont le zéro est défini comme la température de la glace fondante et le 'cent' comme la température de l'eau à l'ébullition. Il s'agit de températures absolues mesurant le degré d'agitation des molécules composant le corps considéré. Dans cette échelle de température, le zéro des températures ordinaires correspond à 273 degrés absolus que l'on note 273 °K et que l'on prononce K ou Kelvin.

Pour chaque valeur de la température, cet ensemble de longueurs d'onde est représentable par une courbe qui a grossièrement la forme d'un chapeau de gendarme d'autrefois. Elle part de la valeur zéro pour une valeur de la longueur d'onde, croit jusqu'à une valeur maximum puis décroît, plus rapidement qu'elle a cru, pour retourner à la valeur zéro à une autre valeur de la longueur d'onde supérieure à la précédente. La valeur du maximum augmente si la température augmente et la position de ce maximum se déplace alors vers les longueurs d'onde plus courtes.

Dans le domaine visible, donc pour notre 'il, l'impression sur la rétine sera grossièrement celle de la couleur correspondant au maximum de la courbe. Si nous observons attentivement le ciel à l''il nu nous constatons que certaines étoiles apparaissent rouges alors que d'autres semblent être franchement bleues. De ce que nous avons dit précédemment, nous pouvons conclure que les étoiles bleues sont plus chaudes que les rouges (puisque le bleu a une plus courte longueur d'onde que le rouge) (fig. 3).

Cette courbe et la loi qu'elle représente, ainsi que la fonction qui exprime cette loi sont connues sous le nom de 'loi de rayonnement du corps noir'. Sous sa forme définitive, elle a été découverte par le physicien allemand Max Planck (1858-1947) pour laquelle il obtint, en 1918, le Prix Nobel de physique. Cette loi contient une constante, désignée par la lettre 'h', appelée constante de Planck, qui est une des cinq ou six constantes les plus importantes de toute la physique.

2. Les contraintes que nous impose la loi de Planck.

Revenons à nos observations. Nous disposons d'un télescope et d'un récepteur qui peut être, par exemple, une caméra destinée à faire de l'imagerie. Notre programme est l'observation dans l'infrarouge. Notre télescope est sur terre en un lieu où la température extérieure est, disons, voisine de zéro. Sa température absolue est donc de 273°K. Et c'est ici que les difficultés commencent. Car, à cette température, le télescope rayonne (il brille) de l'énergie dans un domaine de longueurs d'onde qui est précisément celui dans lequel nous voulons travailler. Le télescope et également tout ce qu'il y a autour de lui, la coupole et le ciel (l'atmosphère). Et également le récepteur.

3. Les moyens de s'en affranchir

Que faire ? Prenons les problèmes un par un. Le récepteur est placé dans un cryostat; c'est une enceinte très particulière qui permet de maintenir à très basse température les équipements qu'elle contient. En astronomie, on utilise des cryostats refroidis à l'hélium liquide. On obtient ainsi les plus basses températures que l'on sache faire de façon relativement simple, quelques degrés K seulement. A ces températures, le rayonnement propre du récepteur n'introduit plus aucune gêne, mais l'utilisation d'un tel cryostat entraîne une importante complication.

Le télescope ? S'il est possible de placer un récepteur de quelques millimètres de côté dans un cryostat, il n'en va pas de même d'un télescope pesant plusieurs dizaines de tonnes. On lève la difficulté en construisant des télescopes dont la configuration optique est telle, que la seule chose que 'voit' le récepteur est le ciel. Tout rayonnement dû au télescope est ainsi éliminé. Remarquons tout de même que, là, le résultat n'est pas aussi parfait que pour le cas du récepteur. Il reste dans le champ des éléments impossibles à masquer comme l'araignée qui maintient en place le miroir secondaire du télescope. Faute de pouvoir faire autrement, et parce que l'énergie rayonnée par ces éléments est faible on se contente de cette solution. C'est un bon exemple des compromis que l'observateur est obligé de faire pour avancer. Il ne faudra pas oublier, au moment de l'analyse des résultats, que ce compromis introduit une erreur à prendre en compte.

Le ciel aussi rayonne de l'énergie que voit le récepteur. Celle-ci s'ajoute à l'énergie de l'objet observé. On pourrait donc penser la mesurer une fois pour toute en observant le ciel à côté de l'objet en dépointant légèrement le télescope pour que cet objet sorte du champ. Ceci ne nous servirait à rien car le rayonnement propre du ciel fluctue rapidement et sa mesure est à faire en permanence. On a résolu ce problème en faisant vibrer le miroir secondaire de façon qu'il passe de la configuration 'objet dans le champ' à la configuration 'objet hors du champ' quelques dizaines de fois par seconde. On a ainsi, dans une des positions, le flux du ciel seul et dans l'autre, la somme des flux de l'objet à observer et du ciel. Une électronique spécialement prévue à cet effet retranche automatiquement le flux dû au ciel. On fait alors ce que l'on appelle de la 'détection synchrone'.

VI. Le pouvoir de résolution.

Arrivé à ce stade, on pourrait avoir l'impression d'avoir levé toutes les difficultés d'ordre instrumental qui se présentent à nous. Nous allons nous apercevoir que non en examinant une autre question, à savoir, celle du pouvoir de résolution.

1. Le pouvoir de résolution

Qu'est-ce que le pouvoir de résolution ? Prenons un exemple. Si vous regardez la lune à l''il nu, vous ne distinguez que quelques détails, ceux qui correspondent, sur la lune, aux structures les plus importantes. Avec une paire de jumelles, vous avez accès à des détails que vous ne voyiez pas à l''il nu. Et avec un petit télescope encore d'avantage. On dit que la paire de jumelles et le télescope ont des pouvoirs de résolution de plus en plus élevés.

'Résoudre' deux détails c'est pouvoir les distinguer comme deux éléments bien séparés.

Le pouvoir de résolution est une notion qui n'intervient pas seulement en imagerie, mais dans tous les domaines de l'observation. Un spectrographe, dont la fonction est de séparer les différentes longueurs d'onde d'un rayonnement, aura un pouvoir de résolution d'autant plus élevé, qu'il pourra séparer deux longueurs d'onde plus proches l'une de l'autre.

Nous avons vu, au début, que pour accéder à des objets très faibles, il était nécessaire d'avoir des collecteurs équipés de très grands miroirs. Les très grands miroirs ont un autre avantage, ils donnent des pouvoirs de résolution supérieurs. Examinons un peu ceci en détail.

2. Le profil instrumental

Parce que la lumière est une onde, la théorie nous indique - et l'observation le confirme - que l'image d'un point, une étoile, n'est jamais un point mais une petite tache circulaire dont le centre se trouve à l'emplacement géométrique de l'image du point. Et le diamètre de cette tache dépend de la taille du miroir. Plus celui-ci est grand et plus la tache est petite. L'information contenue dans cette 'image' a une très grande importance. En effet elle traduit de quelle façon le télescope (et plus généralement l'instrument d'observation) voit un point. Pour cette raison on la désigne sous le nom de profil instrumental. Avec un grand miroir, on peut donc distinguer des détails plus fins qu'avec un petit. C'est une chose suffisamment rare en physique pour être signalée que la variation d'un paramètre (le diamètre du miroir) entraîne la variation dans le sens de l'amélioration de deux grandeurs observables (le flux limite observable et le pouvoir de résolution) (fig. 4).

De la connaissance du profil instrumental, on peut (dans une certaine mesure) 'remonter' à l'image vraie grâce à une opération mathématique appelée la déconvolution. Cette technique nécessite l'usage de puissants ordinateurs.


3. La turbulence atmosphérique

Nous devrions donc être pleinement heureux. Il n'en est rien, car il s'agit de performances théoriques. S'il est vrai que le flux observable augmente indéfiniment avec le diamètre du miroir, le pouvoir de résolution, lui, atteint rapidement un plafond dû à une autre cause de limitation. Entre l'étoile et le télescope au sol, se trouve une couche gazeuse d'une dizaine de kilomètres d'épaisseur qui constitue l'atmosphère terrestre. Cette atmosphère est le siège de mouvements turbulents complexes qui ont pour effet de déformer les ondes lumineuses qui arrivent sur le télescope, ce qui entraîne une agitation permanente de l'image au foyer du télescope, agitation qui se traduit par un élargissement de la tache théorique de l'image de chaque point. Le seul moyen de s'en affranchir est de se placer en dehors de l'atmosphère. C'est ce qu'ont fait les chercheurs aux Etats-Unis avec le télescope spatial. Nous reviendrons sur cette question un peu plus loin.

Sur terre, nous devons donc composer avec la turbulence atmosphérique. Pendant longtemps, les astronomes n'ont pu que subir, choisissant de ne retenir que les observations faites quand cette turbulence était la plus faible. Ensuite, on s'est aperçu que tous les sites géographiques n'étaient pas égaux face à la turbulence. En particulier, les sites en altitude et surtout sur des sommets isolés, en éliminant les couches les plus bases de l'atmosphère, donc les plus turbulentes car les plus voisines du sol qui dégage la chaleur emmagasinée pendant la journée, offraient de bien meilleures conditions d'observation. C'est à partir de cette constatation que Jules Janssen eut l'idée d'installer dans les Pyrénées, au Pic du Midi de Bigorre, un observatoire astronomique qui reste encore aujourd'hui, un excellent site d'observation.

Pour combattre efficacement la turbulence atmosphérique il fallait d'abord bien la connaître. Les astronomes s'y sont employés pendant de très nombreuses années et ont fini, à force d'efforts, par en avoir une représentation assez précise. Très schématiquement, on considère, qu'au voisinage du sol, sur une épaisseur de quelques dizaines de mètres, l'atmosphère est constituée de globules de gaz d'environ 25 à 30 centimètres de diamètre relativement homogènes et dont la durée de vie est de l'ordre de quelques dixièmes de seconde. Cette dimension des globules est d'ailleurs bien mise en évidence par les télescopes d'amateur dont les miroirs ont sensiblement cette taille et qui sont beaucoup moins sensibles à la turbulence que les collecteurs de taille supérieure. Quant à la durée de vie, on peut en avoir une idée en faisant, sur une étoile brillante, des poses très courtes qui 'figent' l'image au foyer du télescope.

4. L'optique adaptative.

La réponse à la turbulence atmosphérique et les moyens mis en 'uvre pour s'en affranchir sont connus sous le nom d'optique adaptative. Cette technique toute récente a été développée dans plusieurs observatoires dont l'Observatoire de Paris qui a mis au point, pour le compte de l'E.S.O, un tel système fonctionnant actuellement de façon régulière sur le télescope de 3,60 m de la station d'observation de La Silla au Chili. Les résultats obtenus ont tout de suite été à la hauteur des espoirs que l'on avait placés dans ce système. Dans les meilleurs cas, le gain en pouvoir de résolution peut atteindre un facteur 20. Indiquons enfin que l'Observatoire de Paris est impliqué dans l'étude et la réalisation du système devant équiper le VLT actuellement en phase finale de sa construction, au Chili.

En quoi consiste l'optique adaptative ? Le principe est très simple, la réalisation infiniment complexe. La lumière arrivant sur le télescope est altérée par la turbulence atmosphérique : sa surface d'onde n'est plus plane mais irrégulière (Turbulent wavefront). On l'envoie (light from the telescope) sur un miroir déformable (deformable miror) auquel on applique des déformations inverses de celles de la surface d'onde de façon qu'après réflexion sur ce miroir, elle retrouve sa planéité. Tout le problème revient donc à savoir quelles déformations il faut appliquer au miroir. Puisque les déformations doivent être inverses de celles de la surface d'onde, on les obtiendra en analysant la surface d'onde. On prélève donc une petite partie de la lumière à l'aide d'une lame semi réfléchissante (dichroic plate) et on l'envoie sur un dispositif qui analyse la surface (d'onde) en 32 points différents (wavefront sensor). Ce dernier adresse alors à un ordinateur (control system) la carte des déformations et celui-ci calcule la valeur des signaux électriques à envoyer à 32 points homologues du miroir pour le déformer.       (fig. 5).

Imaginons qu'à un instant donné, le système corrige parfaitement la surface d'onde. Arrive une petite déformation. Le dispositif d'analyse la voit immédiatement puisqu'elle n'a pas été corrigée. Il envoie donc un signal de correction au calculateur qui calcule les signaux nécessaires à la correction.

Pour que le système marche, il faut donc que le cycle 'détection d'un défaut ' analyse ' calcul et correction' soit beaucoup plus court que le temps moyen d'évolution de la turbulence. Ceci n'est possible qu'avec des calculateurs ultra rapides. De tels calculateurs ne sont pas programmés mais construits spécialement pour une tache bien définie.

Même avec de tels calculateurs, il ne faut pas que la turbulence devienne trop grande. Sinon le système 'décroche' et l'observation est perdue. On voit donc que même équipé d'un système d'optique adaptative, on a tout intérêt à installer un télescope dans un bon site.

Un tel programme n'a été réalisable que grâce à un concours de circonstances tout à fait remarquable.

- les ordinateurs ont acquis des puissances de calcul suffisantes : en effet tout le calcule doit être effectué au moins vingt fois par seconde. Or les 32 points d'analyse de la surface d'onde et donc les 32 points d'épreuve sur le miroir ne sont pas indépendants les uns des autres. Il faut faire intervenir l'interaction qu'ils ont les uns par rapport aux autres, ce qui augmente énormément le nombre d'éléments à calculer. Dans la pratique, c'est 32 x 32 = 1024 calculs qu'il faut effectuer en 1/20ème de seconde soit 20480 calculs par seconde. Et chaque calcul porte sur 6 grandeurs différentes. C'est donc au total plus de 120.000 calculs par seconde qu'il faut effectuer.

- les techniques d'asservissement sont arrivées à un niveau de fiabilité et d'efficacité suffisant pour permettre de telles réalisations sans être à la limite des possibilités.

- Enfin et surtout, les astronomes avaient réussi à se faire une idée précise de ce qu'est la turbulence atmosphérique.

La figure 6 illustre de façon saisissante l'avantage que procure ce système. Il s'agit de l'observation d'une étoile double (binary star) de magnitude 13,1, c'est-à-dire pratiquement à la limite de détection pour un télescope de 2 mètres, observation faite, avec une turbulence atmosphérique de 1,7 seconde d'arc, au télescope de 3,60 m de La Silla. Le champ affiché sur ce document est un carré de 4 secondes d'arc. A droite, l'image que l'on obtient avec le système d'optique adaptative débranché. C'est l'image obtenue avec n'importe quel télescope classique. A gauche, la même image obtenue avec le système d'optique adaptative en action. On peut réellement dire que sans optique adaptative nous sommes quasiment aveugles. A droite, le pouvoir de résolution est celui imposé par la turbulence atmosphérique, soit 1,7 seconde d'arc. A gauche, il est de l'ordre de 0,12 sec. d'arc.

5. Le télescope spatial.

Pour finir, revenons sur le cas très particulier du télescope spatial dont le nom exact est Hubble Space Telescope (H.S.T) du nom du célèbre astronome américain qui le premier compris que l'Univers est en expansion.

C'est évidemment une bonne réponse à un certain nombre de contraintes inhérentes à l'observation astronomique au sol.

La plus importante est la capacité à s'affranchir totalement et définitivement de la présence de l'atmosphère. Rien n'est jamais aussi parfait que l'élimination de la cause d'un ennui. Ici, on tire bénéfice de cette situation à trois niveaux. Pas de turbulence donc pouvoir de résolution égal au pouvoir théorique. Pas d'atmosphère donc pas de rayonnement parasite en infrarouge. Et encore, pas d'atmosphère donc pas d'extinction atmosphérique (absorption d'une partie de la lumière par les molécules des gaz composant l'atmosphère); la notion d'observation au méridien n'a plus de sens ici. Une observation peut durer aussi longtemps qu'il le faut.

Deuxième avantage, le fait que d'un même endroit, on ait accès à tout le ciel, à toute époque de l'année.

Le fait d'être en apesanteur permet également de s'affranchir de nombreux ennuis secondaires dont nous n'avons pas parlé, tels que les déformations des structures métalliques qui limitent, elles aussi, les performances des très grands instruments.

Enfin, le fait d'être dans un vide parfait à aussi de nombreux avantages vis-à-vis des problèmes d'oxydation des composants de toute nature. Les équipements ont une espérance de vie très grande.

Mais il y a aussi de graves reproches.

Le premier est, à coup sûr, le coût d'un tel instrument. Nombreux sont ceux qui pensent que ce sera le seul et unique télescope de ce type. Or on ne fait pas d'astronomie avec un seul télescope.

Le manque de souplesse d'utilisation. Ce télescope fonctionne sur un programme précis établi à l'avance. Il est en effet indispensable de minimiser au maximum les dépointages de l'instrument. Dans l'espace, tout dépointage se fait au moyen de rétrofusées qui consomment du gaz dont on comprendra facilement que la quantité soit forcément limitée. Si l'on peut imaginer un dépointage non programmé pour observer un phénomène non prévu, ce mode de fonctionnement ne peut être qu'exceptionnel.

Pour les d'observations 'à la limite' ou nécessitant des décisions 'sur le tas', rien ne remplace la présence d'une personne. A de telles circonstances, le télescope spatial est mal adapté.

Enfin, ce ne sera jamais un télescope à tout faire. Combien de travaux importants et ne nécessitant pas de grands moyens d'observation seraient sacrifiés sans les télescopes au sol.

Donc quels que soient les avantages réels et irremplaçables de ce télescope, il ne peut être question d'abandonner l'effort de développement aussi bien de nouveaux équipements, que de nouvelles générations de collecteurs. Les Américains, eux-mêmes, l'ont bien compris qui ne cessent d'imaginer de nouveaux instruments.


Loïc Vapillon