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Very Large Telescope

Le Very Large Telescope (VLT) est un ensemble de 4 télescopes principaux et 4 auxiliaires a l'Observatoire Paranal, situé dans le désert d'Atacama au nord du Chili, à une altitude de 2 635 mètres. Il permet l'étude des spectres lumineux allant de l'infrarouge à l'ultraviolet.

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

Histoire

L'idée du VLT a germé en 1977, lors de la conférence de l'ESO, à Genève en Suisse :

• En 1983, avant le début officiel du projet, la recherche d'un site commence.
• Le 8 décembre 1987, le Conseil de l'ESO lance officiellement le projet VLT.
• En 1988, le Chili donne le site de Cerro Paranal à l'ESO. Sa surface est de 725 kilomètres carré.
• En 1990, l'ESO choisi officiellement le site de Cerro Paranal pour le VLT. Les travaux commencent un an plus tard.


Les quatre UT, les trois AT, plus le VST au fond, soit toute la gamme des télescopes présents au VLT. En avant plan se trouvent les rails des AT

• En 1992, le premier miroir primaire est coulé par la société allemande Schott.
• En 1995, le premier dôme et le premier miroir primaire sont terminés.
• En 1997, le premier miroir primaire est installé. Un an plus tard, le premier télescope est inauguré et est utilisé par les chercheurs.
• En 1999, 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 notre Galaxie.
• En 2004, l'instrument AMBER est installé. Il permet de recombiner 3 des 4 télescopes de 8m, faisant du VLT le plus grand télescope du monde (en surface collectrice et pouvoir de résolution combinés).

Le site

En premier plan le camp de base et en second plan (en haut à gauche) les télescopes du VLT

Le VLT se trouve sur le Cerro Paranal (coordonnées GPS : 24° 37' sud et 70° 24' ouest) 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.

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, seul 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.

Les installations

Les télescopes principaux (UT)

L'UT Antu, avec en premier plan un AT

Il y a 4 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, où des vérins (150 axiaux et 64 latéraux) annulent les déformations des miroirs, pour leur garder une forme optimale quelle que soit leur position.

Cependant cette souplesse des miroirs ne permet pas de les déformer rapidement et le système d'optique active se contente de compenser les déformations des miroirs dûes à la gravité. D'autres miroirs souples, beaucoup plus petits, appelés miroirs déformables, permettent quand à eux de corriger les aberrations rapides dûes 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.

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 :

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. A 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.

Les télescopes auxiliaires (AT)

Deux AT sur le plateau de Paranal

Le VLT a été prévu pour pouvoir faire fonctionner les 4 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 4 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 seront remis officiellement à la communauté des astronomes, le 1er octobre 2005.

Les 4 télescopes auxiliaires seront opérationnels à la fin 2006.

Les modes de fonctionnement

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

1. en utilisant les 4 instruments indépendamment ;
2. en mode recombinateur : lorsque les images des 4 miroirs sont combinées, on obtient un instrument dont le pouvoir de résolution est équivalent à celui d'un télescope de 16,6 mètres de diamètre ;
3. en mode interférométrique, c'est-à-dire en ne combinant par interférométrie que 2 ou 3 des télescopes du VLT.

En fait, le deuxième mode n'a pas été installé. L'essentiel des observations s'effectue donc selon le premier mode. Le mode interférométrique est plus rarement utilisé, principalement en raison du fait qu'il 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.

Toutefois cette dernière remarque n'est valide que si l'on observe avec les UT. Les Auxiliary Telescopes sont eux réservés à l'interférométrie.

L'interférométrie optique

Schéma de principe d'un interféromètre 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

L'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.