La lunette d'approche

Précurseur du télescope, la lunette d'approche a été conçue en Italie1 vers 1586 ; son invention est très probablement due à l’opticien italien Giambattista della Porta. Mais c’est le 21 août 1609 que l’astronome italien Galilée présenta, au sommet du campanile, la première lunette astronomique au Doge Leonardo Donato et aux membres du Sénat2. Son confrère allemand Johannes Kepler en perfectionna le principe, en proposant une formule optique à deux lentilles convexes.

Réplique du télescope de 6 pouces qu'Isaac Newton présenta à la Royal Society en 1672.

Dans un télescope, un miroir concave est utilisé pour former l’image. En 1663, le mathématicien écossais James Gregory fut le premier à proposer la formule du télescope avec un grandissement dû au secondaire. Néanmoins, Marin Mersenne avait, lui, anticipé un système dans lequel le primaire et le secondaire étaient paraboliques, la pupille de sortie était située sur le secondaire, qui servait ainsi d'oculaire. Mais le champ était très faible.

Le mathématicien et physicien anglais Isaac Newton en construisit une première version en 1671. Dans ce type d’instrument, la lumière réfléchie par le miroir primaire concave doit être amenée à une position d’observation, en dessous ou sur le côté de l’instrument. Henry Draper, l’un des tout premiers astronomes américains à construire un télescope, utilisera deux siècles plus tard un prisme à réflexion totale au lieu du miroir plan du télescope de Newton.

Le pionnier fut le télescope de 2,54 m de diamètre de l’observatoire du Mont Wilson, en Californie : demeuré célèbre pour avoir servi dans les années 1920 aux travaux de l’astronome américain Edwin Hubble, son utilisation cessa de 1985 à 1992 sous l’effet de pressions financières.

La conception des télescopes Keck marque une innovation importante : la surface réfléchissante du miroir de chacun des deux télescopes est composée d’une mosaïque de trente-six miroirs hexagonaux, tous orientables individuellement grâce à trois vérins. Elle équivaut à un miroir primaire de 10 m de diamètre, sans en avoir le poids. Des techniques dites d’optique active permettent de jouer sur les vérins pour optimiser le profil de la surface réfléchissante totale.

De son côté, le Very Large Telescope (VLT) de l'European Southern Observatory (ESO), est composé de quatre télescopes, possédant chacun un miroir de 8,20 m. Il est situé au Chili, au sommet du Cerro Paranal, à 2 600 m d'altitude. Il a été équipé en 2002 du système d'optique adaptative NAOS lui permettant d'être deux fois plus précis que le télescope spatial Hubble.

Il est aussi possible aujourd'hui d'utiliser dans le domaine optique les principes de l'interférométrie pour améliorer la résolution. C'est le principe utilisé par les deux Kecks, mais surtout par le VLT dont les quatre miroirs, distants au maximum de 130 m, ont la même résolution théorique qu'un seul miroir de 130 m de diamètre. La sensibilité n'est cependant pas améliorée, et la technique de l'interférométrie reste assez spéciale, souvent utilisée dans des cas très particuliers.

...