Very Large Telescope - Définition
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Introduction
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).
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 à 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.
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 l’un des télescopes les plus performants 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 1er octobre 2005.
Les quatre télescopes auxiliaires sont opérationnels depuis 2007.
