Grâce à sa configuration de type Carlina – de nombreux petits miroirs positionnés sur une grande surface sphérique – l’hypertélescope permet d’atteindre une résolution angulaire égale à celle obtenue avec un petit nombre de grands miroirs monoblocs (VLTI, CHARA).

VLTI - Observatoire du Paranal ©ESO	Configuration de l'hypertélescope de l'Ubaye (type Carlina)	Positionnement des petits miroirs sur une surface sphérique

Le dispositif focal de l’hypertélescope produit une image directe instantanée et non une image reconstituée après calculs à partir d’images successives. Avec les interféromètres classiques – équipés d’un petit nombre de miroirs – il est nécessaire pour reconstituer l’image par transformée de Fourier de procéder à de multiples observations étalées dans le temps. En raison du plus grand nombre de miroirs dont dispose un hypertélescope, les observations effectuées sont au contraire exploitées simultanément. L’imagerie directe rendue possible avec l’hypertélescope permet d’améliorer la sensibilité et d’accroître le contenu informationnel des observations.

L’hypertélescope ne nécessitant pas la construction de lignes à retard, le nombre de petits miroirs interférant n’est pas limité (plusieurs dizaines ou centaines), ce qui n’est pas le cas des interféromètres actuels. Comparé aux interféromètres de même diamètre utilisant peu d’ouvertures et des observations répétées, l’hypertélescope permet l’observation d’astres plus faibles et d’astres plus lointains et la détection des détails plus fins. À condition toutefois que les problèmes de distorsion de l’atmosphère soient résolus ou que l’instrument observe dans l’espace.

Pour un même diamètre, donc une même résolution angulaire, le coût de l’hypertélescope est incommensurablement moindre que celui d’un télescope monobloc.