TÉLESCOPES

Géométrie et mécanique des instruments astronomiques

Les astres ont sur la sphère céleste des mouvements apparents dont le plus important est le mouvement diurne – dû à la rotation de la Terre –, auquel se superposent les déplacements relatifs, beaucoup plus lents, des divers astres. Les collecteurs d'énergie qu'on a décrits devront donc être portés par des systèmes mécaniques permettant d'assurer, malgré ces mouvements, la fixité de l'image sur le récepteur ; ou, au contraire, d'assurer le maintien de l'axe optique dans une direction connue par rapport à un système de référence, tout en déterminant l'instant de passage d'un astre sur cet axe optique, donc par une direction de coordonnées angulaires connues.

Le système de référence le plus immédiat est celui des coordonnées azimutales locales, matérialisé par le théodolite ; c'est une lunette mobile autour de deux axes ; le premier, normal à l'axe optique de la lunette, est constamment horizontal, et la fourche ou colonne sur laquelle il repose tourne autour d'un axe vertical. La lunette peut donc pointer un astre dans une direction quelconque sur la sphère céleste ; mais les coordonnées lues sur des cercles gradués liés aux deux axes varient au cours du mouvement diurne.

Si l'on oriente le théodolite de façon que l'axe horizontal soit dirigé est-ouest, on obtient un instrument méridien ; en effet, dans sa rotation autour de l'axe horizontal, l'axe optique balaie alors le plan méridien du lieu. Ce plan contient en particulier la direction, fixe, de l'axe de rotation de la Terre, ou ligne des pôles. L'angle de la direction d'une étoile quelconque avec la ligne des pôles est constant, c'est le complément de la déclinaison de l'étoile ; l'instrument méridien permet de le mesurer au moment où, par suite du mouvement diurne, l'étoile passe dans le plan du méridien. De plus, le repérage sur une horloge des instants de passage des divers astres par ce même plan méridien fournit leur seconde coordonnée angulaire, avec une origine arbitraire. Si l'on prend comme origine la direction du Soleil à l'équinoxe de printemps, ou point vernal (point gamma), cette seconde coordonnée est l' ascension droite.

De telles déterminations sont difficiles, car il faut contrôler avec une très haute précision la position de l'axe optique et celle de l'axe de rotation de la lunette. Elles sont donc limitées à un nombre réduit d'étoiles qu'on appelle fondamentales, à partir desquelles on détermine de façon différentielle les coordonnées d'une autre série, beaucoup plus abondante, qui est celle des étoiles de repère ; ces dernières, à leur tour, servent à mesurer, par différence, les coordonnées de toutes les étoiles qui sont photographiées dans le champ d'un astrographe.

On a cherché à améliorer la précision de ces mesures de position : d'une part, en rendant impersonnelle la détermination des instants de passage (en bissectant en permanence l'étoile par un fil animé de la même vitesse qu'elle et en enregistrant le passage du fil par le plan méridien) ; d'autre part, en ayant recours à des instruments dont les paramètres soient plus contrôlables ou moins nombreux que ceux de la lunette méridienne ; citons l'astrolabe à prisme, rendu impersonnel par André Danjon, le tube photographique zénithal, ou P.Z.T., l'interféromètre optique astrométrique, la radio-interférométrie à longue base et, surtout, les instruments d'astrométrie spatiale, en particulier ceux qui ont été embarqués à bord du satellite Hipparcos (cf. astrométrie).