Télescope VLT, concurrent de Hubble sur Terre

2002/02/01 Mujika, Alfontso - Elhuyar Fundazioa Iturria: Elhuyar aldizkaria

• Astronomia

Il n'a pas de nom mémorable: VLT (Very Large Telescope). Cependant, il est le plus grand groupe de télescopes optiques au monde. Il est situé dans le nord du Chili, dans le désert d'Atacama, où le ciel est dégagé 350 jours par an, au sommet du Cerro Paranal, à une hauteur de 2635 mètres. Et, étonnamment, étant le plus grand observatoire astronomique du monde et d'être en Amérique, il n'est pas entre les mains des États-Unis. Il est entièrement européen, son propriétaire est l'organisation ESO (European Southern Observatory).

Le projet VLT a commencé il y a dix ans. Ce gigantesque projet de la communauté scientifique et de l'industrie européenne est devenu pas à pas réalité. Les sous-systèmes et l'outillage VLT ne sont pas encore complètement terminés, et il faudra encore environ deux ans pour mettre l'ensemble en œuvre. Cependant, depuis le 25 mai 1998, le premier télescope a vu la première lumière, les pas attendus sont faits et les premiers résultats sont déjà arrivés aux mains des astronomes. Bien qu'il n'ait pas encore montré toutes ses possibilités, ce qu'il a déjà démontré est suffisant pour affirmer qu'il est le télescope optique le plus puissant de tous les temps.

Batterie de télescopes orientée vers le ciel

VLT n'est pas un seul télescope, mais un ensemble de télescopes qui peuvent fonctionner individuellement ou conjointement. L'ensemble se compose de 4 télescopes de 8,2 mètres de diamètre (télescopes individuels) et de trois télescopes auxiliaires de moins de 1,8 mètres de diamètre. Les télescopes auxiliaires sont placés sur des rails et sont mobiles. Les longueurs d’onde comprises entre 0,3 µm et 25 µm sont ‘visibles’ et le système peut fonctionner de plusieurs façons:

• Mode Indépendant. Utilisation libre de chacun des télescopes individuels.
• Mode Combiné Cohérent. Ainsi, deux télescopes individuels ou plus, deux télescopes auxiliaires ou plus, ou des télescopes individuels et des accessoires, se combinent interférométriquement pour obtenir la résolution angulaire équivalente d'un télescope géant de 200 mètres de diamètre. Ce mode d'observation est connu sous le nom de VLT interférométrique, qui donnera des images agiles qui n'ont jamais été obtenues jusqu'ici. Ils disent que si un astronaute circulait à la surface de la lune, VLT le verrait !
• Mode Combiné Incohérent. La lumière des télescopes de quatre personnes est combinée dans un seul télescope pour fonctionner comme un télescope de 16 mètres de diamètre.

Les quatre miroirs principaux du VLT sont monolithiques, c.-à-d., ils sont faits d'une seule pièce. Avant le VLT, un grand miroir n'a jamais été construit: 45 tonnes de verre ont été utilisées dans chaque miroir. Le miroir, bien qu'il ait un diamètre de 8,2 mètres, n'a que 18 centimètres d'épaisseur.

Fabriqué en Allemagne et poli et fini en France. La fabrication, le polissage et le contrôle qualité d'un miroir exigent presque quatre ans. L'erreur de la surface optique est de 0,00005 millimètres. En d'autres termes, cela signifie que sur une surface de 164 kilomètres de diamètre (de Tudela à Baiona) l'erreur serait d'un millimètre.

Depuis qu'en décembre 1997 le premier miroir géant est arrivé à Atacama, peu à peu les autres miroirs et équipements sont arrivés. Aligner le système optique, installer des laboratoires, monter, calibrer et ajuster tous les accessoires... VLT a commencé à travailler, mais n'est pas encore terminé. Les scientifiques estiment que le VLT aura une vie supérieure à 25 ans, période où ses outils et systèmes d'information s'amélioreront constamment.

En octobre 2001, le VLT interférométrique a vu pour la première fois le jour : les lumières de deux télescopes individuels ont été combinées de manière cohérente et ont pu démontrer que le système fonctionne comme prévu. Mais le dernier jalon du VLT a été le 25 novembre 2001, date à laquelle a été utilisée pour la première fois une des « étoiles » du VLT : l'optique polyvalente.

Aussi vite que dans l'espace

Tous les télescopes sur Terre, aussi puissants soient-ils, ont un problème : l'atmosphère. En fait, la pureté des télescopes terrestres est limitée par l'effet de la turbulence atmosphérique. Quand la lumière d'une étoile ou d'un astre traverse l'atmosphère terrestre, elle se déplace par la turbulence atmosphérique. C'est pourquoi les étoiles Ñir-Ñir. S'il n'y avait pas d'atmosphère, il n'y aurait pas de ñirris et nous verrions la lumière des étoiles comme un point de lumière fixe. Le télescope voit également ce que nous voyons avec nos yeux et la turbulence dégrade la pureté de l'image prise par le télescope. Le problème est plus grave plus le temps d'exposition est grand.

La façon la plus simple d’éviter le problème de la turbulence est d’éliminer l’atmosphère, c’est-à-dire de placer le télescope où il n’y a pas d’atmosphère. L'exemple en est Hubble, un télescope tournant autour de la Terre. Mais, bien sûr, il est impossible de transporter le géant du Cerro Paranal dans l'espace, au moins aujourd'hui. Ainsi, les scientifiques ont inventé une nouvelle façon d'éviter l'effet de la turbulence atmosphérique: l'optique polyvalente, un système qui ajuste la distorsion de la lumière en temps réel.

La zone optique adaptative est un miroir flexible contrôlé par ordinateur. Le miroir est placé dans le passage de la lumière et, en changeant de forme, retourne continuellement la lumière. Cela permet d'obtenir des images plus agiles. Maintenant, comme si le télescope était dans l'espace, il peut travailler sans distorsion lumineuse provoquée par l'atmosphère.

Le système installé dans VLT s'appelle NAOS-CONICA. Le 24 octobre 2001, les pièces de l'utile sont arrivées au Cerro Paranal. Immédiatement, les astronomes et les ingénieurs ont commencé à monter cet outil complexe sur le quatrième télescope. Après les tests et ajustements effectués dans les prochains jours, le 25 novembre, l’outil était prêt à voir la ‘première lumière’.

Le soir, l'opérateur du télescope a frappé un bouton et le télescope géant a commencé à se déplacer lentement à la recherche de son premier objectif: une étoile de notre Voie lactée, une étoile lointaine qui ne peut être vu que par un télescope. La caméra CONICA a détecté sa lumière infrarouge et est apparue rapidement sur l'écran de l'ordinateur. L'image était déjà très bonne pour les normes astronomiques, car il n'avait qu'un diamètre de 0,50 secondes d'arc (voir image à gauche dans le tableau de la page précédente).

Par la suite, l'opérateur a lancé le système optique polyvalent NAOS, qui a utilisé l'image de l'étoile comme source de lumière de référence pour mesurer la turbulence atmosphérique, et qui a commencé à modifier sa forme selon les ordres que l'ordinateur de contrôle lui envoyait 500 fois par seconde. En conséquence, il a commencé à adapter l'image qu'il avait sur l'écran de l'ordinateur. Quelques secondes plus tôt, c'était un ensemble de lumières diffus et dynamique qui est soudainement devenu un point de lumière rigoureux, lent et lumineux. L'opérateur a alors mesuré le diamètre de l'image: 0,068 seulement secondes d'arc! (voir image à droite sur l'image de la page précédente).

La nouvelle génération d'optiques adaptatives a fait un grand chemin pour les observations astronomiques.

Qu'est-ce que CELA?

L'Observatoire européen du sud, ESO (European Southern Observatory), a été créé en 1962 pour la mise en place et l'utilisation d'un observatoire astronomique dans l'hémisphère sud, afin de promouvoir et d'organiser la coopération astronomique. C'est la principale organisation astronomique en Europe. Actuellement, 9 états intègrent ESO: Belgique, Danemark, France, Allemagne, Italie, Pays-Bas, Portugal, Suède et Suisse. Et en juillet de cette année, le Royaume-Uni deviendra également CELA.

L'ESO a deux observatoires : l'un est La Silla, à 600 km au nord de Santiago du Chili, composé de 14 télescopes optiques et d'un radiotélescope. L'autre est celui du Cerro Paranal, appelé VLT.

Le siège de l'ESO se trouve à Garching, près de Munich, en Allemagne.

Objectifs fondamentaux du VLT L'astronomie, en tant que science, avance beaucoup ces dernières années. Il n'est donc pas facile de savoir ce dont vous aurez besoin dans les 10 ans. Cependant, l'ensemble des télescopes VLT est un système relativement flexible et adaptable aux nouveaux besoins. Les objectifs scientifiques de base suivants identifiés par les astronomes ont été pris en compte lors de la conception du VLT et de décider de ses outils et formes de travail: Mesure des paramètres de base de l'univers Découvrir et étudier les galaxies émergentes Appui à des recherches sur la première lumière de l’univers Déchiffrer le développement et la métamorphose des galaxies depuis leur création jusqu'à nos jours Résoudre les relations entre les conditions actuelles dans les noyaux de galaxies actives et inactives et la formation de galaxies Enquêter sur la naissance d'étoiles et de systèmes protoplanaires en dehors de notre environnement interstellaire Améliorer les connaissances sur l'évolution des étoiles simples et doubles Localisation et caractérisation des systèmes planétaires au-delà de notre étoile Diffusion de la connaissance sur les astres du système solaire.