Very large telescope

Very Large Telescope

Les quatre UT, trois des 4 ATs (téléscopes auxiliaires, en forme de dôme), plus le VST au fond
Caractéristiques
Organisation	Observatoire européen austral (ESO)
Lieu	Cerro Paranal (Désert d'Atacama), Chili
Coordonnées	24°37′38″S 70°24′15″O / -24.62722, -70.40417
Altitude	2635 m
Climat
Création	1987
Clôture
Site	http://www.eso.org/projects/vlt/ Very Large Telescope
Télescopes
UT1 - Antu	Réflecteur de 8,2 m
UT2 - Kueyen	Réflecteur de 8,2 m
UT3 - Melipal	Réflecteur de 8,2 m
UT4 - Yepen	Réflecteur de 8,2 m
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Le Very Large Telescope (VLT) est un ensemble de 4 télescopes principaux et 4 auxiliaires à l'Observatoire du Cerro Paranal, situé dans le désert d'Atacama au nord du Chili, à une altitude de 2 635 mètres. Il permet l'étude des astres dans les longueurs d'onde allant de l'ultraviolet à l'infrarouge.

C'est un projet européen de l'Observatoire européen austral (ESO).

Sommaire 1 Histoire 2 Site 3 Installations 3.1 Télescopes principaux 3.1.1 Instruments 3.2 Télescopes auxiliaires 4 Modes de fonctionnement 5 Interférométrie optique 6 Efficacité 7 Photos 8 Références 8.1 Bibliographie 8.2 Télévision 9 Voir aussi 9.1 Liens internes 9.2 Liens externes

Histoire

L'idée du VLT a germé en 1977, lors de la conférence de l'ESO, à Genève en Suisse, mais ce n'est qu'en 1983 que le projet commence véritablement a prendre forme et que la recherche d'un site commence. Le Conseil de l'ESO lance officiellement le projet VLT le 8 décembre 1987.

En 1988, le Chili donne le site de Cerro Paranal à l'ESO. Ce site a une surface de 725 kilomètres carré et est officiellement choisi en 1990. Les travaux commencent un an plus tard.

En 1992, le premier miroir primaire est coulé par la société allemande Schott et trois ans plus tard le premier dôme et le premier miroir primaire sont terminés. Le polissage par la société Réosc du premier miroir primaire est terminé en 1997, est ensuite amené de France et installé sur sa cellule support. Celle-ci a été conçue et réalisée par le consortium Giat industries et SFIM.

En mai 1998, le premier télescope opérationnel enregistre sa première lumière. L'année suivante le second télescope est inauguré. Le président de la République du Chili, Eduardo Frei, inaugure officiellement le VLT le 5 mars. En 2001, tous les télescopes principaux sont opérationnels.

En 2002, une équipe franco-allemande utilisant le VLT prouve la présence d'un trou noir au centre de la Voie lactée.

En 2004, l'instrument AMBER est installé et permet de recombiner trois des quatre télescopes de huit mètres, faisant du VLT le plus grand télescope du monde (en surface collectrice et pouvoir de résolution combinés).

En 2006 la première lumière du dernier instrument de première génération, CRIRES, a eu lieu.

Site

Le VLT se trouve sur le Cerro Paranal appartenant à la cordillère de la Côte, dans le désert d'Atacama au nord du Chili. Le site est à une altitude de 2 635 mètres et à 12 kilomètres de la mer, et à 130 kilomètres au sud d'Antofagasta.

Coordonnées Google Earth : 24 37' 39.1 S, 70 24' 14.81 W.

Ce site offre de nombreux avantages :

• une couverture nuageuse quasi inexistante (il y a en moyenne 350 nuits dégagées par an), s'étalant sur une sorte de bande de 300 kilomètres de large par 2 000 de long
• l'altitude permet d'avoir une agitation atmosphérique minimale
• la proximité de la mer permet d'avoir une différence thermique entre le sol et l'atmosphère minimale
• l'isolation géographique permet de ne pas être dérangé par les activités humaines, notamment en ce qui concerne les lumières et les nuages de pollution

C'est donc un site quasi idéal pour y placer un télescope, seuls les tremblements de terre occasionnés par la plaque tectonique de Nazca peuvent incommoder les observations. C'est pour cette raison que tous les bâtiments du VLT sont construits en respectant des normes parasismiques.

Installations

Télescopes principaux

Il y a quatre télescopes principaux (aussi appelés UT pour Unit Telescope) :

• UT1 : Antu (Le Soleil), mis en service en juin 1998.
• UT2 : Kueyen (La Lune), mis en service en octobre 1999.
• UT3 : Melipal (la Croix du Sud), mis en service en janvier 2000.
• UT4 : Yepun (Vénus), mis en service en septembre 2000.

Les noms des télescopes sont en langue Mapuche, un dialecte local.

Le diamètre de chacun des miroirs primaires est de 8,2 mètres. Outre leur taille importante, leur particularité est d'être très fins, seulement 17,6 centimètres d'épaisseur. Cette finesse offre des avantages importants au niveau du coût de fabrication, car comme les miroirs sont plus fins, ils sont moins lourds.

Mais cela occasionne des difficultés lors de leur fabrication et leur mise en place. Même s'ils sont fins, ils pèsent tout de même 23 tonnes chacun et leur poids a tendance à les déformer. Pour y remédier, l'ESO a mis au point un système d'optique active. Ce système est constitué de 150 vérins hydrauliques axiaux répartis en trois secteurs de 50 vérins sous la surface du miroir assurant la mobilité du miroir suivant trois degrés de libertés et une répartition homogène de la masse du miroir en 150 points. Ce système a été conçu et réalisé par Giat Industries, devenu depuis 2006 Nexter System, fabricant d'équipements militaires et en particulier du char Leclerc. Sous chacun des 150 vérins hydrauliques, 150 vérins électriques (étudiés et réalisés par SFIM) rajoutent ou retranchent des forces qui modifient la répartition des masses de façon à annuler les déformations locales du miroir, pour leur garder une forme optimale quelle que soit la position du télescope. Soixante quatre vérins latéraux permettent de positionner le miroir suivant deux autres degrés de libertés, soit cinq au total. Seule la rotation autour de l'axe principal du miroir n'est pas commandée et reste fixe. La mesure des six degrés de libertés du miroir par rapport à la cellule est obtenue par calcul, à partir de la matrice Jacobienne du système constitué par six capteurs d'élongation, de qualité métrologique, positionnés entre le miroir et la cellule au moyen de rotules magnétiques, répartis à la périphérie du miroir suivant une cinématique - dite de Steward - à symétrie ternaire.

Cependant la souplesse des miroirs ne permet pas de déformations rapides et le système d'optique active se contente de compenser les déformations des miroirs dues à la gravité. D'autres miroirs souples, beaucoup plus petits, appelés miroirs déformables, permettent quant à eux de corriger les aberrations rapides dues à la turbulence atmosphérique. C'est ce qu'on appelle l'optique adaptative et on les trouve notamment dans l'instrument NAOS ou bien les systèmes MACAO du VLTI.

Toutes ces corrections automatiques font du VLT le télescope le plus performant du monde.

Le site du télescope est situé sur une zone à forte activité sismique, il est donc soumis à des risques de tremblements de terre puissants. La cellule support du miroir a été équipée d'un système autonome en énergie permettant la mise en sécurité automatique du miroir. Ce dispositif est constitué d'accéléromètres et d'actionneurs pneumatiques venant mettre le miroir en précontrainte de sécurité en une fraction de seconde après détection de l'activité sismique.

Instruments

Le VLT est capable d'observer la lumière dans un large spectre. C'est pour cette raison que les télescopes principaux disposent de plusieurs foyers permettant d'y installer divers instruments :

Instrument	Lien	Objectifs	Emplacement
CRIRES	CRIRES	Spectrométrie dans l'infrarouge	Foyer Nasmyth A de UT1
FORS2	FORS 1 et 2	Imagerie et spectroscopie multi-objets	Foyer Cassegrain de UT1
ISAAC	ISAAC	Imagerie et spectrométrie dans l'infrarouge proche	Foyer Nasmyth B de UT1
FLAMES	FLAMES	Spectrométrie multi-objets	Foyer Nasmyth A de UT2
FORS1	FORS 1 et 2	Imagerie et spectrométrie	Foyer Cassegrain de UT2
UVES	UVES	Spectrométrie dans le visible et le proche ultraviolet	Foyer Nasmyth B de UT2
VISIR	VISIR	Imagerie et la spectrométrie dans le milieu infrarouge	Foyer Cassegrain de UT3
VIMOS	VIMOS	Imagerie et la spectrométrie multi-objets	Foyer Nasmyth B de UT3
SINFONI	SINFONI	Spectrométrie dans le proche infrarouge	Foyer Cassegrain de UT4
CONICA	CONICA	Imagerie dans le proche infrarouge	Foyer Nasmyth B de UT4
NAOS	NAOS	Ce n'est pas un instrument d'acquisition mais de correction, il utilise l'optique adaptative en étant placé entre le télescope et CONICA	Foyer Nasmyth B de UT4
AMBER	AMBER	Recombine 3 télescopes dans l'infrarouge proche, de 1 à 2.4 micromètre. Haute résolution angulaire et spectroscopie simultanées.	Laboratoire focal du VLTI
MIDI	MIDI	Recombine 2 télescopes dans l'infrarouge lointain, de 7 à 14 micromètre avec de la résolution spectrale.	Laboratoire focal du VLTI

La technologie multi-objets (MOS pour Multi Object Spectroscopy ou en français Spectroscopie multi-objets) permet de prendre le spectre lumineux de plusieurs objets en une seule pose. Cela permet d'améliorer l'efficacité du télescope, puisque cela évite de faire plusieurs poses. À titre d'exemple, VIMOS peut mesurer les distances et les propriétés de près 1 000 objets célestes en une seule observation. Là où VIMOS effectue ses relevés en quelques heures, il faudrait plusieurs mois sans la technologie MOS.

Télescopes auxiliaires

Le VLT a été prévu pour pouvoir faire fonctionner les quatre télescopes principaux ensemble, ou en recombinaison par paires ou triplets. Cette technique est appelée l'interférométrie optique (par opposition à l'interférométrie radio utilisée par les radiotélescopes). Pour compléter le réseau, on peut ajouter un groupe de télescopes mobiles. C'est pour cette raison que quatre télescopes auxiliaires (aussi appelés AT pour Auxiliary Telescope) font également partie des installations. Ces télescopes auxiliaires sont réservés à l'interférométrie, au contraire des UT. Il est donc possible de mener en parallèle des observations monotélescope "classiques" sur les UT, et des observations interférométriques avec les AT.

Chacun des télescopes auxiliaires dispose d'un miroir de 1,8 mètre de diamètre.

Le premier a été installé en janvier 2004. Le second est arrivé à la fin 2004. Le troisième est arrivé fin 2005. Les deux premiers ont été testés ensemble, avec succès, dans la nuit du 2 au 3 février 2005. Ils ont été remis officiellement à la communauté des astronomes, le 1^er octobre 2005.

Les quatre télescopes auxiliaires sont opérationnels depuis 2007.

Modes de fonctionnement

Il était prévu que le VLT puisse fonctionner selon trois modes :

1. en utilisant les quatre télescopes indépendamment ;
2. en mode recombinateur : lorsque les images des 4 miroirs sont combinées, on obtient un instrument dont la surface collectrice est équivalente à celle d'un télescope de 16,6 mètres de diamètre, mais avec le même pouvoir de résolution que chaque télescope de 8 mètres ;
3. en mode interférométrique, c'est-à-dire en combinant par interférométrie jusqu'à 3 des télescopes du VLT (avec l'instrument AMBER ou MIDI). On obtient alors un instrument avec un pouvoir de résolution équivalent à celui d'un télescope pouvant aller jusqu'à 200 mètres de diamètre (selon les télescopes utilisés), mais avec la surface collectrice d'un seul télescope de 8m (au mieux) ;

En fait, le deuxième mode n'a pas été installé pour des raisons techniques. L'essentiel des observations s'effectue donc selon le premier mode. Le mode interférométrique nécessite l'utilisation simultanée de deux ou trois UT pour un seul programme d'observations. En termes de rapport nombre d'observations/temps passé, ce mode coûte donc deux fois plus cher mais il permet des observations impossibles dans le premier mode (grâce au plus grand pouvoir de résolution).

Toutefois c'est seulement si l'on observe avec les UT que le mode interférométrique coûte plus. Les Auxiliary Telescopes sont eux réservés à l'interférométrie et permettent le fonctionnement simultané du premier et du troisième mode.

Interférométrie optique

Tout comme l'interférométrie radio utilisée depuis de nombreuses années par les radiotélescopes, l'interférométrie optique consiste à regrouper à l'aide d'ordinateurs les prises de vues de plusieurs télescopes pour n'en faire qu'une seule. Cette technique permet de créer virtuellement un plus grand télescope. Dans le cas du VLT, lorsque l'interférométrie optique est utilisée, la précision est telle que l'on pourrait voir un homme sur la Lune.

Le VLTI (I comme « interféromètre ») est un système extrêmement complexe afin de rassembler de manière cohérente jusqu'à trois faisceaux provenant des UT ou bien des AT dans une pièce appelée le labo focal qui dispose de différents instruments qui peuvent observer dans différents domaines de longueurs d'ondes :

• AMBER, recombine trois télescopes dans l'infrarouge proche, de 1 à 2,4 micromètres
• MIDI permet quant à lui de recombiner deux télescopes dans l'infrarouge lointain, de 7 à 14 micromètres
• VINCI est un instrument de tests et permet de recombiner deux télescopes dans l'infrarouge proche

Efficacité

Le VLT inaugure également d'autres méthodes d'observations pour les chercheurs. Pour ceux qui viennent sur le site, tout le processus visuel se fait via écrans interposés. Mais les observations peuvent également être effectuées, enregistrées sur support CD/DVD et envoyées. Un personnel permanent est chargé de réaliser l'entretien technique, les observations et le service.

Le temps est devenu un facteur plus contraignant que la pureté du ciel. L'utilisation massive de la technologie multi-objets doit justement permettre d'accélérer le nombre de prises. Le VLT doit tenir ses promesses de rendement pour assurer sa pérennité. Le budget annuel de l'ensemble du site est estimé à 50 millions d'euro.

Photos

Les AT	L'instrument FORS	UT2 de l'intérieur de la coupole	Le miroir de 8m de UT2
Le camp de base de l'observatoire de Paranal	UT1 se prépare aux observations	Les quatre UT plus les trois AT. En avant plan se trouvent les rails des AT	La résidence des astronomes... plutôt luxueux !
Le plateau du mont Paranal	Paranal la nuit avec la Lune et Vénus	Paranal en avril 2006	Vue panoramique sur les quatre UT, avec le grand rail des AT (permettant d'avoir une longueur de base de 200m)
Les AT	Un AT au coucher du Soleil

Références

Bibliographie

• Serge Brunier & Anne-Marie Lagrange, Les Grands Observatoires du monde, Bordas, 240 p. (2002), (ISBN 204760026X).
• Serge Brunier, Atacama désert d'altitude, par Serge Brunier, Nathan, 192 p. (2004), (ISBN 2092610597).

Télévision

• C'est pas sorcier, Le VLT : l'Univers dans un miroir, France 3, diffusé le 13/11/2004.
• C'est pas sorcier, Les mystères de l'Univers, France 3, diffusé le 13/03/2005 et le 16/03/2005.
• Gérard Klein autour du monde, Le Chili, France 5, diffusé le 30/01/2005.
• Travaux Musclés, Lentille géante pour téléscope géant, National Geographic Channel, diffusé le 20/02/2009 et rediffusé le 23/02/2009.

Voir aussi

Liens internes

• Liste des plus grands télescopes
• Liste des observatoires astronomiques

Liens externes

• Vue satellite du VLT sur WikiMapia
• (en) Site officiel du VLT
• (fr) Les pages françaises du « Very Large Telescope »
• (fr) Premiers résultats de l'interférométrie optique avec AMBER

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