Moins de lumières, plus d'étoiles: Comment mesurer la transparence du ciel

L'une des activités les plus importantes de l'homme dans son ascension vers la culture a été la contemplation du ciel, et il a étudié la position et le mouvement des étoiles avant même de devenir sédentaire. Apprenez en détail comment la transparence du ciel est mesurée et augmentée.

Cependant, des centaines de milliers d'années ont dû s'écouler, jusqu'en 1609, lorsque Galileo Galilei a construit son premier télescope réfracteur et a commencé à percer les secrets des objets lumineux du ciel nocturne ; par la suite, l'astronomie et la technologie ont convergé pour développer des instruments de plus en plus spécialisés.

Isaac Newton, en 1668, a conçu et construit le premier télescope à réflexion. Il s'en est servi, entre autres, pour confirmer son expérience, dans un laboratoire fermé, de la décomposition de la lumière du soleil en couleurs de l'arc-en-ciel. À l'époque, il était difficile de fabriquer des miroirs concaves, c'est pourquoi on ne fabriquait que des télescopes réfracteurs avec des lentilles de plus en plus grandes.

Cependant, plus les lentilles du télescope étaient grandes, plus il devenait compliqué de les fabriquer, et encore plus de les faire fonctionner. Le plus grand télescope réfracteur jamais construit se trouvait à Paris en 1900, il avait une lentille de 1,25 mètre de diamètre et une longueur focale de 57 mètres ; sa manipulation était si compliquée qu'il ne servait que d'objet d'exposition, qui a été démonté par la suite. Actuellement, à l'observatoire de Yerkes dans le Wisconsin, aux États-Unis, un télescope réfracteur de 19,4 mètres de longueur focale, avec une lentille de 1,02 mètre de diamètre, est toujours en service.

Avec l'évolution de l'astronomie, de meilleurs instruments ont été nécessaires, et l'idée de fabriquer des télescopes réfléchissants a également été dépoussiérée, car ils sont plus faciles à utiliser que les télescopes réfracteurs. Il a été possible de perfectionner les miroirs de plus en plus grands. Cependant, un autre type de difficulté est apparu lors de l'observation du ciel nocturne, désormais due à l'atmosphère terrestre. Au fur et à mesure que le comportement de la lumière et ses caractéristiques étaient mieux compris, on a cherché des moyens de résoudre les problèmes auxquels les astronomes sont confrontés pour faire leurs observations.

La lumière, comme toute onde électromagnétique, possède diverses propriétés qui se manifestent principalement par le changement du milieu de sa propagation. Selon le milieu, la lumière est réfléchie, réfractée, diffusée, absorbée et diffractée ; ainsi, la lumière provenant des étoiles, en pénétrant dans l'atmosphère terrestre, est affectée par les gaz qui la composent, de sorte que lorsque la lumière des étoiles atteint les télescopes, elle a déjà perdu une partie de sa luminosité, de son éclat et a subi d'autres altérations.

L'atmosphère terrestre, et les propriétés de la lumière mentionnées, donnent lieu à une série de variables et de paramètres qui doivent être pris en compte lors de la construction d'un observatoire astronomique. Le principal d'entre eux est le site d'observation stellaire. Les variables atmosphériques telles que l'humidité, la densité, la nébulosité, la température et le vent doivent être prises en compte. De même, l'inclinaison de l'axe de rotation de la Terre, qui donne lieu aux saisons, provoque également d'importantes variations du climat, qui donne lieu à des variations atmosphériques.

Le Soleil, en réchauffant les gaz qui composent l'atmosphère, génère des mouvements de convection dans l'air ; de même, en réchauffant l'eau des océans, il génère de la vapeur d'eau qui se transformera en nébulosité ; ces phénomènes, le vent et la nébulosité, génèrent des schémas dans leur mouvement et des variations dans le climat ; grâce à ces schémas de vent et d'humidité, il se forme une bande appelée "ceinture de calme", qui se trouve autour de 30 degrés de latitude nord et sud, et qui sert à trouver les endroits les plus appropriés pour construire des observatoires astronomiques.

Les paramètres générés par les variables mentionnées ci-dessus sont

Transparence du ciel

Elle fait référence à la clarté du ciel et se mesure comme la capacité à observer les étoiles faibles en fonction de leur luminosité ou de leur magnitude. Les facteurs qui affectent la transparence du ciel sont la vapeur d'eau ou la nébulosité et les particules en suspension telles que la poussière, le pollen, les fumées industrielles et de véhicules ou la pollution environnementale en général.

Obscurité

Il s'agit de la quantité de lumière naturelle ou artificielle présente sur le site d'observation. Il existe deux types de facteurs qui influent sur l'obscurité du site d'observation. Des facteurs naturels comme le soleil et la lune, et des facteurs artificiels comme la pollution lumineuse, qui est la quantité de lumière artificielle présente dans les centres urbains.

Extinction

Il s'agit de l'absorption de la lumière que les étoiles, y compris le Soleil, la Lune et les planètes, subissent lorsqu'elles traversent ou passent dans différents milieux tels que l'air, l'eau, etc. Plus le chemin parcouru par la lumière, dans ce cas l'atmosphère terrestre, est long, plus la diminution de la lumière ou l'effet sur la couleur de l'étoile est important. Cet effet sur la couleur peut être observé au Soleil à l'aube ou au crépuscule, la lumière du Soleil passe du blanc au rouge en passant par le jaune et l'orange lorsque l'étoile descend vers l'horizon.

Voir ou déformer l'image

En ce qui concerne la stabilité de l'air, plus il y a de turbulences, moins l'image de l'objet observé est stable ; le scintillement des étoiles est dû à cet effet de l'atmosphère terrestre ; en outre, plus un télescope est grand, plus la distorsion de l'image est importante. Les facteurs qui font varier ou augmenter ce paramètre sont la température et le vent.

Dans le cas de la "Transparence du ciel" et des "Ténèbres", les chercheurs ne peuvent pas faire grand-chose pour les éviter. La seule chose à faire est de demander l'adoption d'une législation visant à stopper l'augmentation de la pollution lumineuse et, si possible, à réduire la quantité de particules polluantes qui sont rejetées dans l'atmosphère chaque jour.

Il n'est pas non plus possible d'empêcher l'"extinction" de la lumière des étoiles lorsqu'elle traverse l'atmosphère terrestre. Cependant, ce que font les chercheurs dans leur travail, c'est d'obtenir des mesures de la magnitude ou de la luminosité des étoiles standard (étoiles bien connues) qui sont proches de l'étoile étudiée. Ces mesures sont effectuées tout au long de la nuit d'observation afin d'obtenir une extinction de référence, qui sera utilisée pour comparer avec les mesures obtenues des étoiles prévues pour l'étude et ainsi obtenir les données requises.

D'autre part, compenser le Voir est aussi très intéressant ce que font les astronomes. Depuis le XIXe siècle, on a déjà pris conscience de ce phénomène. Néanmoins, les propositions visant à résoudre ce problème ont tardé à venir. Dans les années 1940, on a pensé que la solution consistait à avoir des observatoires en dehors de l'atmosphère terrestre. La conception du télescope spatial Hubble, de 2,4 mètres de diamètre, a été réalisée entre les années 70 et 80, le plaçant en orbite jusqu'en 1990. Les résultats de ce projet ont été magnifiques, surtout parce que non seulement on a évité Seeing, mais aussi tous les problèmes générés par l'atmosphère terrestre. Elle présente néanmoins l'inconvénient que l'entretien est très coûteux et compliqué, sans compter que la durabilité des satellites artificiels est limitée.

Une autre solution pour résoudre le problème du Voir dans le cas des télescopes terrestres, a été de profiter des études et des mesures qui sont faites de ce paramètre, de sorte qu'une solution scientifique-technologique a été pensée et dans les années 50 l'"Optique Active" a été proposée et des années plus tard l'"Optique Adaptative" est apparue.

L'une des méthodes de mesure de la vision est connue sous le nom de DIMM (Differential Image Motion Monitor). Elle consiste à détecter et à mesurer les déplacements observés à partir de l'image d'une étoile au moyen d'un télescope de taille moyenne, mais avec deux oculaires séparés l'un de l'autre à une distance comprise entre 10 et 20 cm. Ce télescope est monté à une certaine distance de l'observatoire et est pointé sur une étoile connue. Plusieurs mesures sont effectuées à différentes hauteurs (entre deux et vingt mètres environ), car les différences de température qui existent dans les couches superficielles de l'atmosphère provoquent également des distorsions d'image.

Une autre méthode utilisée à cette fin est le SCIDAR (Scintillation Detection and Ranging), qui consiste à mesurer les indices de réfraction de la lumière lorsqu'elle pénètre dans l'atmosphère terrestre.

Une troisième méthode consiste à utiliser comme guide artificiel (ou substitut d'étoile), un faisceau laser qui, lorsqu'il atteint les hautes couches atmosphériques, à plus ou moins 90 kilomètres de hauteur, excite les atomes de sodium, créant ainsi artificiellement une "étoile guide" à laquelle on peut facilement mesurer la distorsion d'image subie lors de son déplacement dans l'atmosphère terrestre.

Les données obtenues par ces méthodes sont analysées dans un ordinateur qui est connecté à un système de contrôle, qui a pour but de commander une série d'actionneurs pneumatiques qui modifient la forme du télescope ou des miroirs primaires du télescope auquel ils sont connectés, cette technologie est appelée "Optique active".

D'autre part, dans l'"optique adaptative", on utilise également un système logiciel qui contrôle et déplace (environ 2000 fois par seconde) une série de petits objectifs reliés à une caméra CCD (dispositif à couplage de charge), afin de compenser la distorsion de l'image causée par les petites masses d'air et d'obtenir ainsi la meilleure image possible.

Quatre sites privilégiés sur Terre, offrant les meilleures conditions de ciel transparent pour les observations astronomiques, ont été trouvés : l'île de Mauna Kea, Hawaï, États-Unis ; le volcan Roque de los Muchachos, îles Canaries, Espagne ; le désert d'Atacama, Chili et la chaîne de montagnes San Pedro Martir, Basse Californie, Mexique.

Ce sont des sites d'une altitude considérable au-dessus du niveau de la mer, condition nécessaire pour diminuer la distance parcourue par la lumière des étoiles lorsqu'elle pénètre dans l'atmosphère terrestre et atteint les télescopes ; de même, tous ces sites sont situés dans la bande de la ceinture de calme mentionnée précédemment.

Deux de ces sites sont des îles, les deux autres se trouvent au début de chaînes de montagnes ; c'est un autre détail très important, dès que le vent atteint les premières élévations montagneuses, il est dévié sans atteindre pour former des courants d'air au-dessus de l'observatoire, comme cela se produirait à l'intérieur des terres. Ces sites sont également suffisamment éloignés des centres urbains pour éviter la pollution lumineuse.

Comme on peut le constater, il n'est pas facile de résoudre les problèmes générés par l'atmosphère terrestre pour avoir un ciel transparent. Cependant, il est possible de réduire la quantité de polluants qui sont continuellement rejetés dans l'environnement. D'autre part, en ce qui concerne la pollution lumineuse, ce que nous pouvons faire, c'est remplacer les lumières ou les adapter de manière à ce qu'au lieu d'éclairer le ciel, elles dirigent leur énergie vers le sol. Dans l'État de Basse Californie, il existe déjà une loi contre la pollution lumineuse, qui, nous l'espérons, sera bientôt étendue à l'ensemble du pays.

Auteur : Abraham Rubí Vázquez, responsable du Fisilab et coordinateur des conférences El Universo Hoy, UNAM.