Historique du télescope (2)
par Gaétan Herbinaux
publié le 22 février 2003

Le principal défaut des lunettes galiléennes et des réfracteurs képlériens consistait dans le fait qu'ils n'étaient pas achromatiques. L'objectif, constitué d'une seule lentille, réfractait la lumière, avec le résultat que les couleurs du spectre (le bleu, le vert, le rouge,…) se focalisaient en des points différents. Les objets apparaissaient donc ornés d'un arc-en-ciel indésirable, de sorte que les détails les plus fins étaient noyés dans un mélange de couleurs. Pendant de nombreuses années, la seule solution fut de construire des objectifs à distance focale assez grande, afin de limiter les aberrations chromatiques. Les objectifs de Campani, Divini, Hévélius, Picard, Huygens, Colbert et Perrault rivalisaient en distance focale. On en arriva à des " télescopes en plein air ", sans tube, constitués d'un objectif placé au sommet d'une tour et d'un oculaire situé au niveau du sol, où se trouvait l'observateur : Cassini en utilisa certains qui avaient plus de cinquante mètres de long, en s'aidant de la tour de bois de Marly, à Versailles.

Le problème de l'aberration chromatique fut résolu dans la seconde moitié du XVIIIème siècle par l'opticien anglais Dollond, qui accoupla deux lentilles de verre avec des indices de réfraction différents (crown et flint) de façon à faire, à peu de chose près, coïncider les couleurs dans le plan focal. Fraunhofer (1787-1826) devint un maître de la construction de ces objectifs chromatiques, maintenant universellement répandus ; il fut suivi par d'autres grands opticiens, comme Merz et Alvan Clark. L'apogée de la lunette se situe à la fin du XIXème siècle, époque à laquelle furent construits les plus grands instruments de ce type, qui ne seront probablement jamais dépassés. La lunette la plus grande reste celle de l'observatoire Yerkes, dans le Wisconsin, construite en 1897 : le diamètre de sa lentille est de 1,02 m et sa distance focale est de 19,40 m. Il en existe quelques autres, de dimensions comparables, dont celle de l'observatoire de Meudon (diamètre, 0,83 m ; distance focale, 16,2 m). Il ne fut pas question d'aller plus loin que cet objectif monumental ( œuvre de Clark), pour deux bonnes raisons. La première est que la réalisation de lentilles encore plus grandes représente des difficultés considérables et des coûts très élevés par rapport aux réflecteurs (voir plus loin) qui, eux, ne contiennent qu'une seule surface optique, celle du miroir (au lieu des quatre faces des lentilles de l'objectif d'un réfracteur). La seconde est que plus un objectif est grand, plus il est épais, donc plus il absorbe de lumière utile. On en arrive ainsi à un point au-delà duquel toute la lumière acquise grâce à l'augmentation du diamètre est perdue à cause de l'épaisseur des verres. Dans le cas de la lunette de l'observatoire Yerkes, 58 pour cent de la lumière reçue est absorbée par l'objectif.

La solution à ce problème est dans les télescopes à miroirs, dits réflecteurs. Ceux-ci constituent les télescopes proprement dits, par opposition aux lunettes. Dans cet article, le terme " télescope " s'appliquera donc, suivant le contexte, tantôt aux seuls réflecteurs, tantôt à tous les instruments destinés à l'observation à grande distance. Dans le cas des réflecteurs, la concentration de la lumière se faisant avec un miroir, il n'y a plus ni chromatisme, ni absorption de la lumière. Cette solution fut adoptée dès 1661 par l'Anglais James Gregory, mais la théorie en fut mise au point par Isaac Newton (1642-1727) dans ses Lectiones opticae de 1669, de sorte que ce dernier est communément reconnu comme le père de ce type de télescope, destiné à devenir le plus répandu et le plus puissant. Newton lui-même en construisit un petit prototype avec un miroir de 25 mm de diamètre et une focale de 15 cm. Ce type de télescope devait jouer un rôle décisif dans le développement de l'astronomie. Néanmoins, la fabrication de miroirs de bonne qualité optique se heurtant à de nombreuses difficultés, le développement du réflecteur fut momentanément abandonné.

Longtemps, la lunette fut l'instrument préféré des " professionnels " de l'astronomie, c'est-à-dire ceux qui pensaient que leur principale fonction était de contribuer à la précision des mesures et à l'amélioration de l'inventaire céleste, de l' " histoire céleste ", comme on disait au XVIIIème siècle. Le télescope, à cette époque, satisfaisait plus ceux qu'attiraient avant tout l'ampleur et la richesse du spectacle, ainsi que la spéculation cosmologique. C'est l'un de ces " amateurs " du Ciel, William Herschel (1738-1822), musicien émigré du royaume de Hanovre en Angleterre, qui commença à la fin du XVIIIème siècle à perfectionner la technique de fabrication des miroirs. Il construisit de ses propres mains des télescopes dont les dimensions étaient sans commune mesure avec les instruments de l'époque. Le diamètre de son plus grand miroir métallique atteignait 1,20 m. Il eut la bonne fortune de découvrir, grâce à l'un d'eux, la planète Uranus. Mais ce qu'il cherchait à comprendre, c'était la " constitution des cieux ", et il fut en effet le premier, après la révolution copernicienne, à tenter de reconstruire une image globale de l'Univers, à partir d'un programme d'observations systématiques des étoiles, amas stellaires et nébuleuses. Malgré les succès de Herschel, les lunettes restèrent prédominantes dans les grands observatoires du monde jusqu'à la fin du XIXème siècle, cela surtout grâce aux excellents objectifs achromatiques de Joseph Fraunhofer.