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Les télescopes étendent notre vision du cosmos de plusieurs manières. Ils collectent plus de lumière que l’œil humain, grossissent les objets éloignés avec un oculaire et, plus important encore, résolvent les objets rapprochés. Cette capacité de résolution est connue sous le nom de pouvoir de résolution d’un télescope.
Le pouvoir de résolution est directement lié au diamètre de l’objectif du télescope, c’est-à-dire son ouverture de collecte de lumière. Dans les réfracteurs, l'objectif est la lentille frontale; dans les réflecteurs, c'est le miroir primaire; dans les conceptions Schmidt‑Cassegrain, le miroir primaire sert également d'objectif. À mesure que l'ouverture grandit, la capacité à distinguer les détails les plus fins augmente également.
La résolution est limitée par la limite de diffraction, qui représente la plus petite séparation angulaire entre deux points visibles. La limite est exprimée en secondes d’arc et diminue à mesure que le diamètre de l’ouverture augmente. Des télescopes plus grands peuvent donc séparer des objets qui semblent beaucoup plus rapprochés.
Étant donné que la diffraction évolue avec la longueur d'onde, les longueurs d'onde plus longues produisent une limite de diffraction plus élevée. Par exemple, un télescope d’un mètre atteint une limite de diffraction d’environ 2,5 secondes d’arc dans le proche infrarouge, alors que la même ouverture atteint environ 0,1 seconde d’arc dans la lumière bleue. Par conséquent, le même instrument fournit des images plus nettes à des longueurs d'onde plus courtes.
L’atmosphère terrestre introduit des turbulences réfractives, communément appelées « vision », qui brouillent les images stellaires. Pour atténuer ce problème, les plus grands observatoires au sol sont situés sur des sommets élevés et secs, et des plates-formes spatiales, telles que le télescope spatial Hubble, éliminent entièrement les effets atmosphériques.