INTRODUCTION

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PARTIE I : Leur principe

PARTIE II : Une évolution semée d’embûches

PARTIE III : De grandes découvertes

CONCLUSION

INTRODUCTION

Au moyen âge, notamment lors d’excursions maritime, on utilisait beaucoup la lunette d’approche. C’est un petit instrument, communément appelé longue-vue, destiné à grossir l’objet observé. Cet instrument fut très utilisé aussi par les savants pour observer le ciel, cette voûte si fascinante. Ensuite, la lunette astronomique fut

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inventée, elle était beaucoup plus perfectionnée que sa grande sœur, et permit de grandes découvertes sur le monde qui nous entour, bien sur à l’échelle astronomique.

Ces instruments sont toujours utilisés, mais pour observer des objets relativement proche comme des monuments, au sommet de belvédères, ou encore pour observer des paysages. Ils furent aussi utilisés durant la seconde Guerre Mondiale par les allemands.

Ce sont les précurseurs du télescope. Après ces instruments, la course au perfectionnement du télescope n’a pas ralentie, et elle ne cesse d’apporter des réponses sur des questions essentiel ; comme : d’où venons nous ? sommes nous seul ? ou encore, pourquoi la lune reste et nous accompagne au fil du temps ? ; bien que ces réponses furent sévèrement controversées et réprimées par l’Eglise durant un temps.

PARTIE I : LEUR PRINCIPE

Un télescope, est un instrument d'optique permettant d'augmenter la luminosité ainsi que la taille apparente des objets à observer. Les télescopes sont principalement utilisés en astronomie, car leurs réglages ne les rendent propices qu'aux observations d'objets très éloignés et se déplaçant relativement lentement.

Éléments constitutifs

Les instruments d'observation astronomique sont généralement constitués de deux systèmes optiques complémentaires : l'objectif et l'oculaire.

Objectif

Dans un télescope l'objectif est un miroir concave, le plus souvent parabolique. À la différence des glaces utilisées dans la vie courante, la face réfléchissante est située en avant, de sorte que la lumière

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ne traverse pas le verre qui sert uniquement de support à une pellicule d'aluminium de quelques centièmes de micromètres. La lumière étant simplement réfléchie et non réfractée, l’achromatisme du télescope est totale. (Le but de l'achromatisme est de trouver un moyen de faire disparaître le défaut de réfraction des appareils lenticulaires, c'est-à-dire d'amener à un même foyer les rayons de toutes les teintes primitives).La lumière est ensuite focalisée en un point appelé foyer image. Le faisceau convergent peut être renvoyé vers un oculaire à l'aide d'un second miroir, qui est plan dans le cas d'un télescope de Newton. Ce petit miroir provoque inévitablement une obstruction, c'est-à-dire une perte de luminosité ce qui n'est pas grave, mais aussi une légère perte de contraste sans gravité si elle ne dépasse pas 20%.

Oculaire

L'oculaire est la partie de l'instrument qui permet d'agrandir l'image produite par l'objectif au niveau du foyer-image ; un oculaire n'est rien d'autre qu'une loupe perfectionnée. La mise au point se fait en réglant la distance entre l'objectif et l'oculaire. Un télescope est théoriquement un instrument afocal, c'est-à-dire qu'il est possible de faire coïncider le foyer-image du miroir primaire avec le foyer-objet de l'oculaire.Les oculaires sont interchangeables, ce qui permet de modifier les caractéristiques de l'instrument. Le plus courant est aujourd'hui l'oculaire de Plössl, les oculaires de Huygens et de Ramsden composés de deux lentilles sont aujourd'hui abandonnés. Le diamètre des oculaires est normalisé, il est donc possible de les utiliser indifféremment sur tout type d'instrument. Le standard américain de 1" 1/4 (31,75 mm) est le plus courant. Mais les oculaires de 2" (50,8 mm) sont de plus en plus populaires pour les longues focales, malgré leur prix plus élevé.

Monture

La monture est la partie mobile qui supporte et permet d'orienter l'instrument. Il existe deux types de monture :

La monture équatoriale

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Le fonctionnement de la monture équatoriale est calqué sur le système de coordonnées éponyme : la mise en rotation du télescope autour d'un axe fixe permet de sélectionner l'ascension droite à pointer, et un axe perpendiculaire en rotation autour de cet axe d'ascension droite permet de sélectionner la déclinaison. Cette monture est rendue pratique en raison de son aptitude naturelle à compenser la rotation de la sphère céleste : le seul pivotement à vitesse constante de l'instrument autour d'un axe parallèle à l'axe de rotation de la Terre (c'est-à-dire l'axe d'ascension droite) lui permet de suivre un astre durant tout son passage dans le ciel. De ce fait, les grands télescopes historiques des observatoires modernes (le télescope du mont Palomar constitue l'un des exemples les plus emblématiques) ont longtemps été montés sur une monture équatoriale. L'une des limites de ce type de monture réside dans sa difficulté de mise en œuvre pour les télescopes lourds ; quelques astuces techniques ont toutefois vu le jour pour pallier les difficultés liées à l'équilibrage du système, mais cela n'a pas suffi à stopper la généralisation des montures azimutales (voir montures azimutales ci après).Ce type de monture est toujours très prisé des astronomes amateurs, pour les raisons expliquées précédemment. Du fait de leur vocation universelle et parfois leur caractère nomade, les montures équatoriales sont dotées d'un dispositif de réglage en inclinaison de l'axe d'ascension droite pour s'adapter à la latitude du lieu. Les plus perfectionnées sont dotées d'un viseur polaire, sorte de petite lunette réticulée logée dans l'axe d'ascension droite, ainsi que de réglages fins en azimut et en hauteur, qui permettent d'effectuer une « mise en station » sur l'étoile polaire ou l'équivalent austral (souvent la constellation de l'Octant). La précision de cette mise en station est cependant souvent insuffisante pour permettre la photographie à longue exposition.

La monture azimutale

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VLT

E-ELTSubaru

LBTKeck

Constituée d'un axe vertical et d'un axe horizontal, la monture azimutale est la plus simple à concevoir et à équilibrer. Son défaut majeur réside dans son inaptitude à assurer naturellement le suivi équatorial (sauf s'il était décidé d'installer un télescope à un pôle terrestre) : la composition de mouvements sur les deux axes est nécessaire et les vitesses à imprimer sur chacun des axes sont fortement non-linéaires. Le choix de ce type de monture est malgré tout systématique, aujourd'hui, pour les grands télescopes des observatoires nationaux et internationaux : les calculs trigonométriques qui permettent d'assurer le suivi équatorial et la compensation de la rotation de champ qui en résulte sont à la portée de n'importe quel ordinateur, alors qu'une monture équatoriale de taille équivalente serait très coûteuse à mettre au point. Toujours par le calcul, elles permettent également de suivre des objets en déplacement relatif par rapport aux étoiles lointaines (« voûte céleste »), ainsi que de compenser entre autres le déplacement des pôles célestes dû à la précession des équinoxes. Les télescopes Keck, le VLT, le LBT, le Subaru, ainsi que des projets comme E-ELT font tous appel à une monture azimutale.

Pour les astronomes amateurs, la monture azimutale est d'une prise en main facile mais n'est pas adaptée aux observations prolongées ou à fort grossissement. Manuelle, elle n'est généralement utilisée que sur des lunettes astronomiques de petit diamètre. Motorisée, elle peut permettre le suivi d'un astre lorsqu'elle est pilotée par un calculateur intégré ou par un ordinateur. Du fait de la relative facilité de mise en œuvre, c'est sous sa forme azimutale que la monture avec positionnement automatique sur un astre (fonction dite « Go to ») s'est démocratisée, même si ces systèmes sont également disponibles sur les montures équatoriales de gamme supérieure. Les algorithmes de pilotage de ces montures permettent la mise en station du télescope après pointage d'au minimum deux étoiles de référence en début de séance d'observation.

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L'automatisation à la portée du grand public

L'évolution la plus importante de ces dernières années est la possibilité, pour les montures les plus sophistiquées, d'être munies d'un dispositif autonome de correction des erreurs de suivi d'un astre : ces montures permettent le guidage par un autoguideur ou une caméra d'astronomie à double capteur, et ce grâce à des algorithmes de traitement d'image qui permettent d'asservir la position de la monture aux dérives constatées à l'image.On peut par ailleurs noter l'apparition de services d'astrophotographie par Internet (montures pilotées à distance).

Accessoires

Outre les éléments déjà décrits et évidemment indispensables à l'utilisation d'un télescope, divers accessoires permettent d'élargir le champ d'utilisation d'un instrument.

Chercheur

Ce viseur, une petite lunette généralement réticulée, doit être correctement réglé : il doit être parallèle au tube de l'instrument. Pour le vérifier, visez un objet terrestre le plus éloigné possible comme le toit d'une maison et regardez si le centre du réticule correspond au centre du champ de vision du télescope. Son but est de faciliter le pointage vers une zone du ciel grâce à son champ de vision plus large, ce qui permet de se repérer plus facilement parmi les étoiles.

Trépied

Élément dont la grande importance ne doit pas être négligée, il accueille la monture et supporte l'instrument. Pour cette raison, il doit être adapté pour supporter le poids de l'ensemble. Divers modèles sont disponibles, réalisés en aluminium ou acier, tous visant un même but : équilibrer et stabiliser l'ensemble pour éviter au maximum les risques de bascule de l'instrument (quelle que soit sa position) et absorber les vibrations.

Filtre solaire

En règle générale, il est également fourni avec le télescope un filtre solaire que l'on visse à l'oculaire. Ces filtres ne doivent pas être utilisés seuls car ils se situent près du foyer et se retrouvent confrontés à une intense chaleur qui peut les faire éclater. Leur utilisation doit impérativement être associée à un hélioscope de Herschel qui disperse la chaleur. (L'hélioscope de Herschel est une lame de verre transparente dont les deux faces ne sont pas parallèles. Ainsi, il disperse la chaleur.) Cet accessoire est en vente dans les boutiques spécialisées. Pour se spécialiser dans l'observation du Soleil, plutôt qu'un filtre d'oculaire, il est préférable d'utiliser des filtres en verre métallisé qui se placent à l'avant

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de l'objectif, ils sont plus onéreux mais plus sûrs. En outre ils offrent une image plus stable et permettent de faire de la photographie sans risque pour l'appareil.

Renvoi coudé

Il permet une observation plus confortable et évite d'avoir recours à des postures peu confortables durant l'observation, principalement vers le zénith. Son utilisation n'est pas nécessaire avec un télescope du type Newton du fait de sa construction. Les renvois coudés peuvent être constitués d'un miroir ou d'un prisme à réflexion totale.

Lentille de Barlow

La lentille de Barlow allonge la distance focale à laquelle se forme le foyer-image. Elle s'utilise en complément de l'oculaire, dont elle permet de multiplier le grossissement par le coefficient (généralement 2, mais aussi 3) qui la caractérise. Celles vendues avec les télescopes sont souvent de mauvaise qualité. La lentille de Barlow doit être constituée d'un doublet ou triplet achromatique pour ne pas altérer l'image et son utilisation doit être réservée à la Lune et aux planètes. Son intérêt est d'éviter d'utiliser les lentilles de très courtes focales qui sont coûteuses et fragiles (moins de 5 mm). Elle sert principalement à rejeter le plan focal résultant en dehors de la monture et de pouvoir y placer, dès lors qu'il est accessible, une plaque photographique, un capteur CCD.

Réducteur de focale

Cet instrument a l'effet inverse de la lentille de Barlow, c'est-à-dire qu'il raccourcit la distance focale du foyer-image. Pour cela, il doit être placé entre l'objectif et le foyer. En diminuant le rapport f/D (voir plus loin), il augmente la luminosité sur tout le champ visuel. Son utilisation est réservée à la photographie au foyer (argentique ou numérique) et permet de diminuer les temps de pose ou d'augmenter les contrastes.

Filtre lunaire ou Filtre solaire

Ce filtre est utilisé lors de l'observation de la Lune ou du Soleil. Ces deux objets célestes sont très lumineux et peuvent créer un éblouissement. On utilise donc un filtre qui est constitué de deux polariseurs. En les pivotant on peut modifier la transparence du filtre pour l'optimiser au type d'observation que l'on souhaite faire.

Caractéristiques et propriétés

Caractéristiques techniques

Le diamètre

Le diamètre de l'objectif, en l'occurrence le miroir primaire, est la caractéristique la plus importante de l'instrument car la plupart de ses propriétés optiques en dépendent. Plus il est grand, plus il

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autorise de forts grossissements et permet d'observer des étoiles lointaines. Le diamètre est généralement exprimé en millimètre pour les instruments du commerce, quelquefois en pouces (1" = 25,4 mm). Contrairement aux idées reçues, un télescope de grand diamètre ne suffit pas à faire un bon instrument d'observation, de nombreuses autres conditions relatives tant à la qualité qu'à la stabilité doivent être remplies.

La longueur focale

Il peut s'agir de la longueur focale du miroir primaire ou de celle des oculaires. La longueur focale de l'instrument à proprement parler correspond à celle de l'objectif, elle est exprimée en millimètre ou bien doit être calculée à partir du rapport f/D.

Le rapport f/D

Le rapport focale/diamètre est le rapport de la longueur focale du miroir primaire et de son diamètre, exprimés bien sûr dans la même unité. Un faible rapport f/D donne un instrument compact, donc stable et facile à manier et transporter. Néanmoins, la précision de collimation croit comme (D/f)². En d'autres termes, un télescope ouvert à f/D=5 sera deux fois plus difficile à collimater qu'un télescope ouvert à f/D=7. Un rapport supérieur ou égal à f/D=5 est très satisfaisant ; au-delà de f/D=10, l'instrument a un champ limité mais une faible obstruction, ce qui est favorable en planétaire. En outre, les oculaires pouvant être de focale plus longue, le recul d'œil et donc le confort sera meilleur. Pour faire de l'astrophotographie un f/D de 4 sera acceptable surtout si l'on améliore le champ avec un correcteur de Ross à deux lentilles.

Propriétés optiques

Le pouvoir de résolution

Le pouvoir de résolution est la capacité d'un système optique à révéler les détails, il gagne en finesse avec le diamètre de l'objectif. Le pouvoir de résolution mesure le plus petit angle séparant deux points que l'on parvient à voir comme distincts l'un de l'autre, soit environ 1 minute d'arc pour l'œil humain. On peut le calculer fort simplement en divisant 120 par le diamètre de l'instrument exprimé en mm. Par exemple, un télescope de 114 mm de diamètre a un pouvoir séparateur d'environ 1" (120/114), un télescope de 200 mm a un pouvoir séparateur de 0,6". Toutefois, les turbulences atmosphériques, la stabilité de l'instrument et la qualité de l'objectif empêchent souvent d'atteindre la limite théorique de résolution.On peut déterminer la taille T des détails que peut résoudre un instrument par la relation :

Où D est la distance de l'astre que l'on désire observer, et P (seconde d'arc) le pouvoir de résolution. Par exemple, un télescope de 200 mm (P = 0,6"), pourra discerner sur la Lune (D = 392000 km), des détails de 1,14 km (T).

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Le grossissement

Il correspond au rapport entre le diamètre apparent de l'image à la sortie de l'oculaire et le diamètre apparent de l'objet réel. Il peut se calculer en divisant la longueur focale du miroir primaire par celle de l'oculaire. Le grossissement ne révèle de détails supplémentaires que dans la mesure où il permet de surmonter le faible pouvoir de résolution de l'œil. Au-delà de la limite de résolution de l'instrument, le grossissement ne révèle plus d'autres détails que les défauts de l'image et induit une diminution de la clarté. A l’inverse, un faible grossissement permet d'observer un large champ du ciel, ce qui peut être mis à profit si l'instrument a une clarté suffisante, ou pour l'observation de la Lune et du Soleil. Un faible grossissement nécessite un instrument de courte focale, préférable à l'utilisation d'oculaires de longue focale qui peut entraîner une perte de clarté.

La clarté

La clarté augmente avec le diamètre de l'objectif, elle est théoriquement proportionnelle à la surface de la section du télescope, diminuée de l'obstruction du miroir secondaire. On peut calculer un facteur approximatif en divisant le carré du diamètre de l'objectif à celui de la pupille (environ 6 mm dans le noir). Par exemple, si un télescope a un diamètre de 114 mm, il collectera 361 fois plus de lumière que l'œil (1142/62). Toutefois, la luminosité des images dépend aussi du grossissement, sauf pour les étoiles qui fournissent toujours une image ponctuelle. Les astres diffus, tels que les nébuleuses ou les galaxies, doivent donc être observés avec des oculaires adaptés au rapport f/d pour pouvoir appliquer de faibles grossissements. L'œil humain n'est plus guère utilisé comme « capteur » direct. L'ancienne plaque photographique est remplacée par des capteurs électroniques dont le rendement est actuellement proche de 100 %.

La couleur

La plupart des télescopes amateurs ne fournissent qu'une image en noir et blanc. Cette limitation est en réalité due à l'œil, qui n'est pas suffisamment sensible à la faible luminosité transmise par le télescope pour distinguer les couleurs (stimulation des bâtonnets, et non des cônes). Avec un bon instrument, les couleurs des planètes peuvent être visibles. Concernant les objets lointains, selon les individus, les objets observés et la taille de l'instrument, on peut au mieux discerner la couleur verte, à laquelle l'œil est plus sensible. Les autres couleurs ne sont accessibles qu'avec des télescopes puissants (plusieurs dizaines de centimètres de diamètre).

Types de télescopes

Un télescope utilise une formule optique qui, par la forme et la disposition des miroirs, cherche à obtenir des images de la meilleure qualité possible, tant en finesse qu'en luminosité, pour révéler le maximum de détails.

On distingue deux types de télescopes :

le télescope réflecteur

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le télescope catadioptrique

Le premier emploie des miroirs pour collecter et focaliser la lumière sur l'oculaire (comme ceux de type Newton), alors que le second type se voit adjoindre une lentille mince, la lame correctrice, disposée à l'avant du tube pour accroître le champ visuel (utilisé notamment par la formule Schmidt-Cassegrain).

Type Newton

Ce type de télescope a été mis au point par Isaac Newton. Il utilise un miroir primaire parabolique et un miroir secondaire plan. C'est le montage le plus ancien, il est utilisé actuellement dans beaucoup de constructions d'amateurs en raison de son coût modique. D'une manière plus générale, c'est le miroir secondaire plan, incliné à 45°, qui caractérise le montage Newton (qui peut être décliné sur d'autres types de télescope) ; il permet de renvoyer l'image focale à 90° de l'axe optique près de l'ouverture du tube, ce qui rend la position d'observation plus confortable. Les miroirs paraboliques génèrent une aberration optique, dite de coma ; elle déforme les étoiles en bord de champ, ce qui réduit le champ utile.

Type Cassegrain

Il a été proposé au XVIIe siècle par le prêtre et physicien français Laurent Cassegrain. C'est le prototype des systèmes à deux miroirs concave/convexe. Il est composé d'un miroir primaire concave parabolique et d'un miroir secondaire convexe hyperbolique. Dans le montage Cassegrain, contrairement au montage Newton, le miroir primaire est percé en son centre et l'observateur se place derrière celui-ci. Le Cassegrain présente à ouverture identique la même coma que le Newton, ce qui limitera en théorie le champ de netteté. Néanmoins ce type de télescope sera peu ouvert (F/15-F/30) et en pratique cela ne constituera pas une limitation. Compte tenu du primaire qui est parabolique comme le Newton, celui-ci pourra être aussi utilisé en Newton s'il n'est pas trop ouvert (F/4), ce qui en fait un instrument potentiellement généraliste.

Type Schmidt-Cassegrain

C'est une variante du type Cassegrain, très appréciée parmi les amateurs, qui utilise un objectif catadioptrique. Ce montage hybride reprend le principe du miroir primaire sphérique en l'associant à une lame de Schmidt pour corriger l'aberration de sphéricité. C'est un instrument polyvalent et qui fournit des images lumineuses et nettes sur la quasi totalité du champ. Il a l'inconvénient d'être très coûteux en raison de la difficulté à concevoir les lames de Schmidt.

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Type Maksutov-Cassegrain

C'est une autre variante du Cassegrain correctement corrigé. Le primaire est concave sphérique et le secondaire est convexe sphérique, l'aberration étant corrigée par un ménisque (une lentille concave plus épaisse sur les bords). Le principal avantage de ce type de télescope est sa facilité de réalisation par des moyens industriels, car il est composé uniquement de surfaces sphériques, donc facilement réalisables par des machines et avec des résultats homogènes (ce qui n'est pas toujours le cas avec d'autres types de télescopes).

Télescope Ritchey-Chrétien

Le Cassegrain donne une image dépourvue d'aberration sphérique ; le Ritchey-Chrétien inventé vers 1910, grâce à un primaire et un secondaire hyperboliques, donne une image focale également dépourvue de coma. Il reste alors l'astigmatisme et la courbure de champ, laquelle s'annule si les courbures primaire et secondaire sont égales et opposées. Compte tenu de ses qualités, c'est la formule optique la plus utilisée dans les observatoires professionnels modernes, formule à laquelle est associé généralement un correcteur de champ en quartz plus ou moins complexe afin de corriger les aberrations résiduelles.Les quatre télescopes principaux de 8,2 mètres de diamètre du Very Large Telescope (VLT) utilisent cette configuration optique, de même que le Télescope spatial Hubble.

Télescope de Schmidt

La chambre de Schmidt est une chambre photographique de grande ouverture conçue pour l'astrophotographie. Elle est basée sur un miroir primaire sphérique et une lame déformée spécialement réalisée pour compenser l'aberration sphérique. La luminosité des prises est exceptionnelle grâce à un rapport f/D très faible (environ f/2).Son rapport d'ouverture la rend parfaitement adaptée pour la photo à grand champ, mais il faut compenser l'image focale qui est une portion de sphère ; elle a longtemps été utilisée pour les études systématiques de grandes portions du ciel. La disponibilité commerciale des capteurs CCD élargit considérablement ses possibilités. Néanmoins, sa longueur qui est égale au rayon de courbure lui fait préférer aujourd'hui d'autres formules optique plus courtes à trois miroirs, donnant un champ plan et non courbé, permettant des coupoles plus petites et plus économiques.

Télescopes à miroir liquide

Une variante très particulière est le télescope à miroir liquide : la rotation d'une cuve de mercure déforme, à cause de la force centrifuge, l'interface liquide-air en un paraboloïde idéal pour un coût relativement réduit. Il ne permet naturellement qu'une observation au zénith. Ce type de télescope a été imaginé dès 1850 par Ernesto Capocci, et mis en pratique par Henry Key en 1872. Un instrument de ce type avec un miroir de 6 m de diamètre a été mis en route en 2005.

Télescopes avec systèmes d'optique adaptative

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Les grands télescopes actuels bénéficient de systèmes d'optique adaptative (OA) pour corriger la turbulence de l'atmosphère. C'est cette turbulence qui, à l'œil nu, provoque le scintillement des étoiles ; or, les télescopes amplifient chaque clignotement. Un système d'OA standard braque un faisceau laser à 90 km dans la haute atmosphère sur la fine couche d'atomes de sodium - laissés par le passage des météorites -, ce qui les fait briller. En observant l'étoile artificielle ainsi créée, le système détermine l'instabilité de l'air et ajuste en conséquence les instruments optiques du télescope plus de mille fois par seconde.

Lunette astronomique

Distinction est faite en français entre le télescope (basé sur des principes de réflexion) et la lunette astronomique (basée sur des principes de réfraction), au contraire de l'anglais (où l'on parle respectivement de reflecting telescope et de refracting telescope). Celle-ci n'est donc pas à proprement parler considérée comme un type de télescope.

Télescope non-optiques

Les systèmes destinés à l'observation céleste dans des domaines de longueur d'onde autres que le spectre visible sont souvent appelés « télescopes » bien qu'ils ne reposent pas nécessairement sur un système optique similaire au principe du télescope. On parle ainsi, par exemple, de radiotélescopes pour les instruments observant le domaine des ondes radio.Pour certains d'entre eux, le signal observé est fortement voire complètement atténué sur Terre du fait de l'absorption dans ces longueurs d'onde par l'atmosphère terrestre. C'est par exemple le cas des télescopes à rayons X ou à infrarouge. Ces instruments sont alors embarqués à bord de satellites.On parle également de télescope pour désigner des instruments destinés à l'observation de particules autres que les photons, par exemple les télescopes à neutrinos.

PARTIE II : Une évolution semée d’embûche Le télescope a évolué depuis ces débuts. À l’origine, nous avions le télescope de Newton dont le miroir du réflecteur faisait tout juste trois centimètres, puis le télescope de Parson qui faisait quant à lui 180 cm, le télescope Hooker vient après avec 250 cm, le télescope Hale avec 510 cm, puis le télescope BolchoÏ avec 600 cm et enfin le Grand télescope Binoculaire, ou LBT, avec sa taille impressionnante de 840 cm. Cette avancée technologique a permis de voir toujours plus loin et toujours plus précisément.

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Nous allons nous intéresser tout d'abord au grand télescope Binoculaire. Ce dernier a été inauguré en 2004 et n’a été opérationnel qu’en 2006, date à laquelle les travaux ont été achevés. Il est situé tout en hauteur sur le Mont Graham à l’altitude vertigineuse de 3267 mètres. Les États-Unis ont financés la moitié des travaux, soit 60 000 000 $, le reste étant surement subventionné par divers instituts de recherche.

Il est capable d’observer des galaxies situées à l’autre bout de l’univers, comme par exemple la constellation d’Andromède qui est à 24 millions d’années-lumière de notre planète. Cela est possible grâce à l’équipement qu’il contient, il dispose en effet de deux verres de 840 cm espacés de 14 mètres et chacun d’eux pèsent plus de seize tonnes. Ce sont les plus grands et pourtant les plus légers par rapport à leur taille, jamais construit.

Mais pour mieux comprendre l’histoire du télescope, retraçons son historique et son évolution.

1re avancée, capter la lumière :

Nous sommes en 1669, à l’université de Cambridge. Un grand mathématicien et physicien, Isaac Newton décide d’étudier l’univers, mais les performances des lunettes astronomiques de l’époque ne lui permettent pas d’étudier correctement les planètes du système solaire, leurs lentilles étant trop petites et ne captant pas assez la lumière. Les astronomes de l’époque ont beaucoup de difficultés à agrandir ces lentilles, Newton va donc se pencher sur ce sujet avec ténacité et il va bientôt remplacer la lentille par un miroir. Le télescope qu’il fabriquera sera bien plus puissant qu’un télescope traditionnel, c’est une avancé extraordinaire.

2e avancé, agrandir les miroirs :

En 1839, l’astronome William Parson décide de créer un télescope géant, car il veut à tout prix savoir de quoi sont fait d’étranges nuages lumineux qu’il a pu observer dans le ciel nocturne. À son époque, les miroirs sont concaves et polis à la main, mais pour voir plus loin, il doit polir des miroirs beaucoup plus gros, il met donc en place un mécanisme de ponçage automatique. Une fois son télescope construit, il le dirige vers le nuage qui a piqué sa curiosité, c’est à ce moment précis qu’il se rend compte que ce n’est non pas un nuage, mais bel et bien des étoiles. On sait maintenant avec certitude qu’il observait la nébuleuse d’Andromède qui est composée comme on le sait, de milliards

d’étoiles.

3e avancée, suivre le mouvement :

L’œil humain n’est pas assez puissant pour observer les étoiles les plus lointaines, le télescope le plus puissant lui-même n’est pas capable de les observer, la seule manière d’avoir une image claire et nette est de les photographier. Le problème qui se pose est que les étoiles sont instables, ou du moins la terre tourne, il est donc très difficile de rester focaliser sur une étoile. C’est pour cette raison que les scientifiques ont eu l’idée de monter leurs télescopes sur des montures pivotantes. Le télescope ainsi fixer peut tourner à sa guise dans le sens inverse de la rotation terrestre.

4e avancée, transporter un miroir :

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Les astronomes ont donc compris que pour voir plus loin dans l’univers, ils doivent construire des miroirs bien plus grands, le problème c’est qu’il n’y a qu’un seul fabricant de miroirs de cette taille, mais ce dernier est sur la côte est des États-Unis, donc pas l’endroit idéal pour construire un télescope, car la pollution lumineuse y est intense et cela gêne profondément l’observation astrale. Mais les astronomes ont vite fait de trouver l’endroit parfait, un endroit si éloigné des grandes villes que le ciel y est clair comme de l’eau de roche, le seul problème est que cet endroit, le Mont Palomar, se situe a plus de 3 000 km.

Comment transporter les miroirs sur une telle distance ? Le chemin de fer ? Non, aucun wagon n’est assez large pour transporter un miroir de cinq mètres de diamètre. Peut-être à la verticale alors ? Non, le convoi serait trop haut, au premier pont il se briserait.

Mais pas de crainte, une solution est bien vite trouvée, les roues du train vont être raccourcie de 18 cm, puis le centre du wagon, l’endroit donc où reposera le miroir sera découpé pour que le disque repose dessus, ils n’ont à présent plus qu’à tapisser le wagon de caoutchouc pour que celui-ci ne perçoivent aucun chocs et le lester avec des poutres d’acier pour que tout tienne en place. Pour plus de sécurité, le miroir est enfermé dans un coffrage blindé par balles, il est maintenant à l’abri de quelques écologistes en colère. C’est en juin 1948 que le convoi arrive à sa destination finale, avec brio.

Le télescope est rapidement testé et c’est avec ce télescope que l’on se rendra compte que l’univers est né du Bing Bang.

5e avancée, réguler la température :

Comment résiste le télescope à températures très basses ? Selon certains emplacement, elle descend en effet jusqu’à -10°. Toute la journée, la chaleur est emmagasinée entre les épaisses parois métalliques de l’enceinte, mais le soir, une fois que les portes sont ouvertes pour observation, le froid y pénètre à sa guise. Cela a pour conséquences une contraction du miroir et l’image qu’il recevra sera déformée et floue, donc sans intérêt pour l’astronome. Comment remédier à ce problème ? Et bien tout d’abord, le miroir doit être gardé a températures constantes, pour cela, ils installent des unités de refroidissement à côté du dôme. De cette façon, la température approche en journée celle de la nuit, il n’y a donc pas de choc thermique et le miroir étant refroidit de l’intérieur garde une température constante, de plus, il garde sa forme concave.

6e avancée, traverser l’atmosphère :

A cause des turbulences atmosphériques, on a l’impression que les étoiles clignotent, c’est très beau certes, mais très embêtant aussi pour les astronomes. Ils ont donc mis au point un procédé peu banal, ils ont en effet attaché un télescope sur une fusée spatiale, de cette façon, toute intervention atmosphérique ou terrestre est nulle. C’est ainsi que le télescope Hubble est lancé dans l’univers, il échappe ainsi à la pollution atmosphérique et lumineuse par la même occasion. Les images qu’il enverra de son expédition seront spectaculaires, d’une netteté parfaite. L’inconvénient majeur, car il y en a toujours un et que si une de ces pièces tombe en panne, il faut dépêcher une navette pour aller le réparer, sur place bien évidemment, ce n’est donc pas l’idéal.

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Des limites à surmonter

Quels sont les problèmes à résoudre avant d'obtenir de telles images ?

Quelles sont donc les limites réelles aux performances d'un télescope ?

On va s'efforcer de passer rapidement en revue les problèmes essentiels.

LA LUMINOSITE DES IMAGES

Pour pouvoir voir une étoile, il ne suffit pas que le grossissement soit important, il faut aussi que l'image soit suffisamment lumineuse. Or, plus l'ouverture du télescope est petite, plus la quantité de lumière qui entre est réduite, et moins l'image sera lumineuse. Ainsi, le diamètre d'ouverture d'un télescope est bien plus important pour ses performances futures que son grossissement. En fait, comme nous allons le voir, ce grossissement n'est en réalité jamais atteint, et ne signifie donc pas grand-chose.

DIFRACTION

Pour des objets très petits, bien avant d'arriver aux limites de vision du télescope prédites par l'optique géométrique, on est limité par la diffraction.

On rappelle que, lorsqu'un obstacle (petit trou, fente, fil, etc.) est interposé sur le trajet de la lumière, on obtient une figure qui ne suit pas le modèle de rayon lumineux de l'optique géométrique, et que l'on appelle figure de diffraction. Cette dernière est d'autant plus grande que l'obstacle est petit.

Les télescopes n'échappent pas aux problèmes de diffraction, et donnent des étoiles une image qui est une tache de diffraction, de taille inversement proportionnelle au diamètre du miroir (plus le diamètre du miroir est grand, moins la diffraction est importante). La figure de diffraction obtenue limite l'aptitude du télescope à séparer les images de deux points très proches.

Exemple de tache de diffraction limitant le pouvoir séparateur d'un télescope (ci-contre).

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Cependant, construire des miroirs immenses pose de nouveaux problèmes : comment construire un miroir de cette taille et qui ait en même temps exactement la forme désirée ?Un télescope classique de 4 à 5 mètres de diamètres a une masse de 15 tonnes environ : Comment faire pour construire encore plus large?

Les solutions choisies sont diverses :

On utilise dans certains cas un ensemble de miroirs qui couvrent un diamètre total D, plutôt qu'un seul miroir de ce diamètre. Le premier télescope de ce genre a été le MMT ( Multiple Mirror Telescope) du Mont Hopkins, en Arizona, mis en service en 1979, et constitué de 6 miroirs de 1,8 m de diamètre chacun, et qui équivalent à un grand miroir de 4,5 m de diamètre. D'autres télescopes utilisant la même idée ont suivi, dont les télescopes Keck (le premier date de 1993) composés de plusieurs miroirs en losange pour un diamètre total de 10 mètres.

On a aussi utilisé des miroirs d'un seul tenant mais plus minces que les miroirs classiques. Ils doivent alors être pourvus de vérins permettant de compenser en temps réel les déformations du miroir sous l'effet de la gravité. Le premier du genre fut le télescope Européen NTT (New Technology Telescope) de l'ESO à La Silla, mis en service en 1989. Ce fut le début des télescopes actifs.

On a enfin parfois utilisé des miroirs liquides (par exemple l'ILMT de 4 m de diamètre au Chili) : un liquide mis en mouvement de rotation se creuse, et prend la forme d'une parabole de révolution. Pourvu que la vitesse de rotation du "miroir liquide" soit adaptée, on devrait pouvoir lui donner la forme désirée…

Pollution lumineuse turbulences de l’atmosphère et optique adaptative

Ceci n'épuise toutefois pas le sujet des limites de vision des télescopes. Ci-dessus, nous avons cités les principales limites théoriques aux performances d'un télescope, mais on se heurte aussi à d'autres limites, pratiques cette fois…

Sur Terre, la pollution lumineuse oblige les astronomes à installer les télescopes dans des zones isolées

Les solutions à ce problème sont de deux ordres :

Envoyer des télescopes dans l'espace

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C'est dans ce but qu'a été construit letélescope Hubble. Dans l'espace, il n'y ani atmosphère, ni pollution lumineuse.

Compenser les turbulences sur Terre

Ceci est une tâche difficile, mais qui a été rendue possible par l'invention de l'optique adaptative.

L'image de gauche montre une région du ciel prise avec un télescope sans optique adaptative. L'image de droite correspond à la même partie du ciel prise avec le système NAOS/CONICA (NAOS/CONICA est un système d'optique adaptative couplé à une caméra infrarouge)

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Dans le cadre de l'optique adaptative, on suppose que l'on dispose d'une étoile bien connue qui peut servir de référence. On analyse comment l'image de cette étoile obtenue par le télescope est perturbée par les turbulences atmosphériques. Ceci permet de déterminer l'effet de ces perturbations sur la lumière qui nous arrive de cette portion de ciel. Le télescope possède un miroir déformable (constitué d'une multitude de petits miroirs mobiles commandés par ordinateur). Connaissant l'effet des turbulences atmosphériques sur la lumière qui nous arrive, on compense cet effet en déformant légèrement le miroir en conséquence. L'optique adaptative a permis une très grande amélioration dans les performances des télescopes terrestres.

CONCLUSION

Les performances réelles d'un télescope sont bien en-dessous des performances théoriques que l'on peut calculer dans le cadre de l'optique géométrique, même en supposant les aberrations purement géométriques éliminées (ce qui n'est pas toujours certain, les aberrations découvertes sur le télescope Hubble après son lancement ont dû être corrigées sur place avant qu'il puisse prendre du service). Luminosité de l'image, mais aussi diffraction, pollution lumineuse ou turbulences, apportent chacune de nouvelles limites aux résultats que l'on peut espérer obtenir. Le plus grand pas dans l'amélioration des performances des télescopes terrestres accompli récemment est certainement l'invention de l'optique adaptative. Nous n'avons fait qu'effleurer ce sujet ici, en terme très simples. Cette technique mérite en effet un autre article à elle toute seule

Ciel trop clair Ciel trop polluéLa seconde limitation des grands télescopes est moins évidente, mais elle apparaît après les premières sessions d’observations: l’atmosphère limite ce que vous pourrez voir. Les étoiles et les

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planètes, vues au travers d’un télescope, apparaissent miroitantes et scintillantes parce que leur lumière passe au travers de l’air et se déforme.Ce phénomène est connu, dans le monde des astronomes, sous le nom de la visibilité. Il est particulièrement apparent et gênant avec les télescopes de grand diamètre. La lune et les planètes en sont fortement affectées, car on utilise les forts grossissements pour observer les détails. Un fort grossissement amplifie également les turbulences de l’air.La distorsion due à la visibilité varie selon le comportement des courants d’air de la haute atmosphère et, dans une moindre mesure, selon l’altitude et la topographie du site d’observation. Par une nuit moyenne, dans un site moyen, les turbulences vont abaisser la limite du grossissement utile vers 250 à 300 x, ainsi les télescopes de plus de 250 mm d’ouverture vont être limités dans leur potentiel.Les télescopes de plus de 250 mm sont le plus souvent choisis par des astronomes désireux de «récolter» le maximum de lumière possible pour observer des nébuleuses, galaxies et amas d’étoiles de très faible intensité. Ces objets du «ciel profond», sont souvent observés avec des grossissements nettement plus faibles (50 à 150 x) que les planètes, donc la visibilité cause moins de problèmes.

PARTIE III : LES GRANDES DECOUVERTES

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Au fil du temps, les télescopes ont permis de voir de plus en plus loin, et qui dit voir loin dit voir le passer. En effet, les télescopes vont capter la lumière émise très longtemps auparavant, jusqu’à des milliards et des milliards d’années.

I. Le Système Solaire

De 1519 à 1522, Fernand de Magellan accomplit le premier voyage autour du monde, découvrant au passage le Détroit de Magellan, les îles Philippines, les Nuages de Magellan dans le ciel austral et la ligne de changement de date.

L’astronomie européenne ne reprend son élan qu'après 1500 avec les travaux de Nicolas Copernic. Ses observations de la Lune se détachant sur le fond du ciel étoilé le font douter du système géocentrique et l’amènent à concevoir un système où le Soleil serait le centre du cosmos ; mais il est mourant lorsqu'en mai 1543 son livre De revolutionibus orbium coelestium paraît à Nuremberg. Dans ce traité, Copernic démontre mathématiquement qu'outre le mouvement des planètes, les phénomènes célestes sont tous correctement décrits avec un modèle héliocentrique (certains savants grecs de l'Antiquité avaient en effet déjà établi la compatibilité du mouvement des seules planètes avec l'héliocentrisme)

II. La Gravitation

Avec son télescope, Isaac Newton a pu observer que ce qui s’appliquait sur terre, chute de la pomme, s’appliquait aussi dans l’espace. Ainsi, il a démontré pourquoi la lune tournait autour de la Terre. Il a aussi fait le rapprochement avec les marées, ainsi, la lune en est l’astre à l’origine.

Deux corps quelconques s'attirent en raison directe de leur masse et en raison inverse du carré de la distance de leurs centres de gravité :

Plus tard, Edmond Halley se servi de la loi de Newton sur la gravité. Il calcula que les comètes circulent autour du soleil sur des orbites très elliptiques. Il est convaincu que les comètes de 1531, 1607 et 1682 sont un seul et même

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astre et prédit le retour de cette comète pour 1758. En effet, elle réapparue à cette date, 16 ans après sa mort. En hommage à Halley, cette comète fut baptisée de son nom. Elle repassa tous les 76 ans. Il est prévu qu’est réapparaisse en 2062.

Depuis la relativité générale, la gravitation n'est plus perçue comme une force d'attraction, mais plutôt comme une manifestation de la déformation de la géométrie de l'espace-temps sous l'influence des objets qui l'occupent.

III. La Célérité

Giovanni Domenico Cassini découvrit quatre nouveaux satellites de Saturne : Japet (en 1671), Rhéa (en 1672), Téthys et Dioné (en 1684). De 1683 à 1686, il découvrit avec Nicolas Fatio de Duillier la lumière zodiacale, dont il proposa une interprétation.

En reliant la durée d'occultation des satellites de Jupiter par leur planète mère, à leur distance à la Terre, Olaf Römer établit en 1676 que la vitesse de la lumière est finie. Grâce à sa mesure du temps de parcours de la lumière (22 min = 1 320 s) et à la valeur du diamètre de l'orbite terrestre proposée par Cassini (280 millions de km avec les unités modernes), Christiaan Huygens put en 1678 estimer la vitesse à 213 000 km/s (la valeur reçue de nos jours est c = 299 792,458 km/s).

IV. Les Galaxies

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La nature exacte des galaxies n'est connue que depuis le début du XXe siècle ; auparavant, on appelait nébuleuse tout objet céleste d'aspect diffus autre que les comètes.

En 1610, Galilée utilisa une lunette pour étudier la Voie lactée et découvrit qu'elle était composée d'un grand nombre d'étoiles faiblement lumineuses. Dans un traité écrit en 1755, Histoire universelle de la nature et théorie du ciel, Emmanuel Kant, en se basant sur les premiers travaux de Thomas Wright, spécula avec raison sur le fait que notre Galaxie pourrait être un corps en rotation composé d'un nombre énorme d'étoiles liées par les forces de la gravitation, comme les planètes dans le système solaire mais sur des échelles beaucoup plus grandes. Kant conjectura que certaines des « nébuleuses » (au sens d'objet diffus) visibles dans le ciel nocturne pourraient être des galaxies distinctes de la nôtre.Vers la fin du XVIIIe siècle, Charles Messier compila un catalogue contenant une centaine de nébuleuses (son but était de répertorier tous les objets nébuleux de la sphère des fixes afin de ne pas les confondre avec des comètes), qui fut plus tard suivi par le catalogue de William Herschel comprenant 5 000 nébuleuses.En 1845 William Parsons construisit un télescope, beaucoup plus grand que ceux qui existaient à l'époque et put alors distinguer les nébuleuses elliptiques des nébuleuses spirales. Il fut également capable de distinguer (en astronomie on dit résoudre) certaines sources lumineuses ponctuelles au sein de ces nébuleuses, confirmant ainsi la conjecture des univers-îles de Kant. Cependant, la majorité des astronomes de l'époque réfutaient l'idée des univers-îles, arguant que ces nébuleuses se trouvaient à l'intérieur de notre univers.Ce n'est qu'en 1918 qu'Harlow Shapley réussi à déterminer la taille de notre galaxie, relançant le débat sur la nature des nébuleuses ainsi que leur distance. Il était intiment convaincu que l'univers était composé que d'un seul ensemble d'étoiles, les nébuleuses n'étant que des éléments de cet univers-île.

Le 16 avril 1920 eu lieu « Le Grand Débat » qui opposait les tenants d'un univers monolithique représenté par Harlow Shapley et ceux d'un univers composé d'univers-île défendu par Heber D. Curtis. C'est à cette occasion que le terme « galaxie » fit son apparition. Le débat ne permit cependant pas de départager les deux points de vue.Edwin Hubble annonça le 30 décembre 1924 qu'après des mesures faites à l'aide du nouveau télescope Hooker de 2,50 mètres, les « nébuleuses » se trouvaient bien au delà de notre propre « galaxie ».Il put résoudre les parties externes de quelques nébuleuses spirale en tant que collections d'étoiles et identifia quelques variables céphéides, ce qui permit d'estimer la distance nous séparant de ces nébuleuses : elles étaient trop éloignées pour faire partie de la Voie lactée. Les premières galaxies identifiées comme telles furent NGC 6822 en 1925, M33 en 1926 et M31 en 1929. En 1936, Hubble conçut un système de classification des galaxies qui est encore employé à ce jour, la séquence de Hubble.

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V. Uranus, Neptune, et leurs Satellites

L'astronome anglais William Herschel détecte la septième planète du système solaire, Uranus, le 13 mars 1781. Il croit d'abord avoir découvert une comète mais comprend rapidement que l'astre est une planète qui parcourt une orbite presque circulaire au-delà de Saturne. Uranus est la première planète découverte à l'aide d'un télescope.

L'astronome allemand, Johan Galle, découvre la huitième planète du système solaire le 23 septembre 1846. Le français Urbain Le Verrier avait quelques temps plus tôt déterminé mathématiquement la position de la planète à partir des irrégularités de l'orbite d'Uranus. Transmis à Johan Galle, ce calcul a orienté le télescope de ce dernier en lui donnant une zone précise dans laquelle observer. Pendant la même période, l'Anglais John Adams avait aussi mathématiquement déterminé la position de Neptune sans jamais être en contact avec Le Verrier. Cette découverte simultanée annonce l'avènement de la mécanique céleste.

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L'astronome anglais William Lassell découvre la lune de la planète Neptune, Triton, le 10 octobre 1846. Pensant apercevoir un anneau autour de la planète, il tombe en réalité sur son satellite. En 1851, il découvrira aussi les satellites d'Uranus Ariel et Umbriel.

VI. Découverte d’une autre Galaxie

Depuis l'observatoire de Mont Wilson en Californie où est installé le plus grand télescope du monde, l'astronome américain Edwin Hubble annonce la découverte d'un autre système galactique en dehors de notre voie lactée le 30 décembre 1924. En mesurant la distance de cette galaxie par rapport à la grande nébuleuse d'Andromède il affirme que ce système stellaire immense est aussi grand que la voie lactée mais bien plus éloignée. Le cosmos est donc plus vaste que ne l'imaginait les scientifiques.

VII. Découverte de Pluton et Charon

Dans son observatoire de Flagstaff en Arizona, l'astronome américain Clyde Tombaugh fait la découverte de la neuvième planète du système solaire, Pluton, le 18 février 1930. C'est la première fois qu'une planète est découverte par un scientifique nord-américain.

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VIII. Apparition du terme Big Bang

En 1951, le cosmologiste britannique Fred Hoyle reçoit l’abbé Georges Lemaître sur le plateau de son émission radiophonique de la BBC. En total désaccord avec la théorie selon laquelle l’univers serait né d’une explosion, Hoyle emploie le terme "big bang" sur le ton de la moquerie. Cette expression imagée s’ancrera ensuite dans le vocabulaire scientifique. Depuis la découverte d’Edwin Hubble sur l’expansion de l’univers, certains scientifiques soutenaient que ce dernier avait un commencement. Hoyle, quant à lui, prônait l’existence d’un univers stationnaire. C’est George Gamow qui, le premier, avait mis en place la théorie physique du big bang dans les années 1940.

IX. Première Exoplanète

Michel Mayor et Didier Queloz rendent public une découverte d’envergure le 6 octobre 1995. Ils sont en effet les premiers à détecter une planète située hors du Système solaire. Ces deux astrophysiciens suisses travaillaient à l’aide d’un télescope de l’observatoire de Haute-Provence. Grâce aux technologies mises à leur disposition, ils ont pu constater que cette exoplanète gazeuse, d’à peu près la taille de Jupiter, tourne autour d’une étoile, 51

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Pégase, dont les caractéristiques se rapprochent de celles du Soleil. Par ailleurs, ce qui reste le plus étonnant dans cette découverte, c’est que la planète se trouve très proche de son étoile. Il ne lui faut que quatre jours pour en faire le tour. Inconnu jusqu’alors, ce type de planètes prendra le nom de "Jupiter chaud", et beaucoup d’entre elles seront découvertes dans les années qui suivront.

X. Enfin une Exoplanète tellurique

Le 26 janvier 2006, l’équipe internationale d’astrophysiciens PLANET, orchestrée par Jean-Philippe Beaulieu, dévoile sa découverte : une planète située hors du Système solaire et qui présente certaines similitudes avec la Terre. Elle se compose en effet d’une surface solide et d’une densité importante. Jusqu’à maintenant, les exoplanètes découvertes n’étaient que des géantes gazeuses ou possédait encore une masse trop conséquente. D’une masse de seulement 5 fois celle de la Terre, OGLE-05-390Lb, comme on l’appelle, possède par contre une température au sol de -220°. L’étoile autour de laquelle elle orbite est une naine rouge. Il lui faut dix années pour en faire le tour. Les caractéristiques de cette nouvelle planète ne permettront pas de l'assimiler véritablement à la Terre, mais les scientifiques poursuivront leurs recherches et leurs observations.

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CONCLUSIONLe télescope est un instrument d’optique permettant les observations très éloignées. Il repose sur un système de réflexion et/ou de réfraction qui lui permet de résoudre d’infimes sources de lumières.

Il est décliné en plusieurs types, ou variantes, ainsi selon l’observation que l’on veut faire, l’une de ses variantes serra plus utile que l’autre.

Cet instrument nous a permit de faire de grandes découvertes et ainsi de mieux comprendre le monde qui nous entour, et de mieux comprendre d’où l’on vient.

Au fil du temps, il s’est perfectionné, et de grands télescopes ont vu le jour. Ces avancées ont à chaque fois, en résolvant un problème, mis en évidence un autre.

Il n’y a donc pas de réelle limite à l’évolution technologique, et en particulier celle des télescopes !

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