Le plus grand télescope du monde est arrivé

Le plus grand télescope au monde vient d’être inauguré aux îles Canaries. Baptisé «Grantecan», ces caractéristiques ont pour marque le gigantisme : il pèse en effet 350 tonnes, son tube d’acier et d’aluminium mesure 20 mètres de long et l’instrument est équipé d’un miroir de 10,4 m. L’avantage de construire de grands télescopes est double : d’une part, leur surface de collection est plus grande. Il capte ainsi plus de lumière et seront capables de détecter des étoiles moins lumineuses. D’autre part, une loi physique stipule que la taille de la tâche de diffraction est inversement proportionnelle à la dimension de la pupille d’entrée que l’on peut confondre avec la dimension du miroir la plupart du temps. En d’autres termes, plus le télescope sera grand, plus il sera capable de séparer angulairement des étoiles très rapprochées. Un télescope plus grand a en quelque sorte une meilleure acuité visuelle. En réalité, le miroir n’est pas construit d’un seul bloc, mais il est segmenté. La raison en est qu’il est impossible de couler des miroirs de plus de 8 mètres en un seul morceau à des coûts raisonnables. Au final, le miroir principal ressemble à un nid d’abeilles constitué de 36 segments de 1.9 m chacun. Autre détail qui revêt une importance capitale, les segments sont mobiles: chaque élément est autonome et contrôlé par des servomoteurs. Expliquer l’intérêt de construire des miroirs déformables revient à expliquer ce qu’est l’optique adapatative, une discipline visant à corriger les perturbations de l’atmosphère sur le front d’onde. Cette technique est notamment utilisée en astronomie par les télescopes terrestres pour corriger les observations d’étoiles entre autre. Si nous avons l’impression qu’une étoile scintille, ce n’est pas parce qu’elle émet de la lumière d’une façon non constante, mais en raison de la turbulence atmosphérique qui déforme l’image que nous en avons — et plus particulièrement une caractéristique du rayonnement lumineux appelé le front d’onde ou phase. En effet, une étoile, supposée ponctuelle dans le ciel visible, émet de la lumière à front d’onde sphérique qui, à l’échelle de la Terre (l’étoile étant à l’infini) est plan avant de traverser l’atmosphère. L’atmosphère est le siège de déplacements d’air (vent) qui créent des hétérogénéités de température et donc d’indice optique. Celles-ci sont essentiellement proportionnelles à celles des températures. Le chemin optique que parcourt un rayon étant défini comme l’intégrale de n * dl (n l’indice optique, dl le déplacement élémentaire le long du trajet), les rayons ne parcourent pas le même chemin optique : le front d’onde que l’on observe n’est alors plus plan et l’image est déformée. En optique adaptative, on utilise alors un analyseur de front d’onde pour estimer la perturbation due à l’atmosphère, puis l’on déforme un miroir (grâce à un système de pistons) de manière à compenser exactement cette perturbation. Ainsi l’image après réflexion sur le miroir est presque telle que s’il n’y avait pas eu de dégradation. Grâce à l’optique adaptative, on obtient une image qui serait semblable à celle d’un télescope opérant depuis l’espace comme Hubble grâce à la suppression à posteriori de l’effet de l’atmosphère. Voilà, vous savez pourquoi les télescopes astronomiques ont de grands miroirs et pourquoi ils sont déformables.