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Nos outils pour sonder l'univers

Le projet ELT de 40 m de diamètre.

Les défis technologiques (II)

Depuis la fabrication du miroir de 5 m de diamètre de l'Observatoire du mont Palomar en 1939, en raison de leur masse brute qui dépasse les 40 tonnes, les miroirs des grands télescopes ont été évidés, ce qui a permis de les alléger de 50 %. Mais au-delà de 5 mètres, il devient très difficile de les fabriquer en une seule pièce en raison des nombreux problèmes qu'ils entraînent (polissage, contraintes, etc.) et les transporter par la route devient pratiquement impossible. Les opticiens se sont donc tournés vers de nouvelles technologies.

Depuis les années 1990, tous les grands télescopes sont équipés de miroir fragmenté ou ultramince. Cette technologie, si elle est couplée à une monture azimutale est particulièrement simple à mettre en oeuvre. Les gains, tant au niveau du poids que du coût financier ont convaincu les commanditaires que des télescopes de 30 ou 40 mètres de diamètre et plus n'étaient pas une chimère d'opticiens.

Les télescopes de Jerry Nelson (1944-2017) par exemple contiennent de multiples miroirs, plus faciles à construire, l'ensemble étant dix fois plus léger qu'un seul miroir monolithique. Le respect de la courbure optimale est confié à un ordinateur tant le contrôle des vérins est complexe.

L'un des plus grands succès de Jerry Nelson sont les deux télescopes jumeaux Keck I et Keck II de 10 m de diamètre installés au sommet du cratère de Mauna Kea sur l'île d'Hawaii, inaugurés en 1991. Dans les deux cas, il s'agit d'un télescope Newton-Cassegrain dont le rapport d’ouverture est compris entre f/1.75 (hyperbolique) et f/25. Le miroir principal est constitué de 36 petits miroirs hexagonaux mesurant chacun 1.8 m d'une extrémité à l'autre. Et bien que ces télescopes pèsent 300 tonnes, ils fonctionnent avec une précision du nanomètre. La coupole est aussi haute qu'un building de 8 étages.

Les télescopes Keck sont 4 fois plus lumineux que celui du mont Palomar. Leur construction, supportée par la Fondation W.M. Keck, coûta plus de 140 millions de dollars (225 millions de dollars actualisés). Lorsqu'ils sont équipés d'une optique adaptative (voir plus bas) et fonctionnent en interférométrie, leur résolution est équivalente à celle d'un miroir de 85 m de diamètre !

Ces deux télescopes sont installés auprès des deux télescopes Gemini équipés chacun d'un miroir monolithique de 8.1 m de diamètre recouvert d'une argenture spéciale optimisée pour réfléchir plus de 99 % de la lumière et rejeter plus de 99 % du rayonnement infrarouge.

Ceci dit, le plus grand succès de Jerry Nelson mais dont il ne verra pas l'aboutissement est le TMT de 30 m de diamètre (voir plus bas).

A gauche, la face arrière du miroir de 5 m du télescope du mont Palomar. Sa masse originale était de 40 tonnes. Le fait de l'avoir évidé en nids d'abeilles a permis de l'alléger de 20 tonnes. Il s'agit d'une photographie prise en 1939 et restaurée par l'auteur. Au centre, sortie du four en 1993 du disque en Zerodur du futur miroir de 8.2 m du télescope VLT. A droite, après polissage et parabolisation, la courbure du miroir concave de 4 m du CTIO est vérifiée au laser. Les irrégularités ne doivent pas dépasser λ/20. Documents AP, H.W.Long/KPNO, ESO et J.Blair/N.Cole/NGS.

Une autre conception proposée par l'Américain Roger Angel du Laboratoire Miroir de l'Observatoire Steward de l'Université d'Arizona remplace la masse de verre par une structure évidée six fois plus légère en nids d'abeilles. C'est la structure adoptée pour le télescope monolithique MMT de 6.5 m installé au sommet du mont Hopkins en Arizona en 1996. Il remplaçe la structure en multi-miroir qui avait été installée en 1979. Son défi suivant fut un miroir de 8.4 m de diamètre. Il pense aujourd'hui construire des miroirs pour l'espace constitués d'une membrane d'un rayon de 800 m !

L'anglais Ray Wilson, gourou de l'optique formé à l'Imperial College de Londres, a proposé quant à lui un miroir "actif" si peu épais (10 à 20 cm) qu'il se déforme facilement. Sa courbure est réglée par des verrins hydrauliques et des centaines d'actuateurs pilotés en temp réel par ordinateur.

Ainsi, les miroirs segmentés (43 segments) des télescopes Keck I et II de 10 m de diamètre mesurent 7.65 cm d'épaisseur, tandis que le miroir secondaire de 64.2 cm de diamètre de l'optique adaptative du MMT (6.5 m) mesure 2 mm d'épaisseur !

A voir : Une MUSE pour le Very Large Telescope

Gemini Observatory Intro, Gemini Obs

Views from Kitt Peak National Observatory

A gauche, inspection du miroir de 8.10 m de diamètre du télescope Gemini North avant son installation à Mauna Kea, à Hawaii en 1999. A droite, les 150 actuateur contrôlent le miroir du VLT de 8.2 m pesant 23 tonnes. Le miroir en forme de ménisque étant très mince (177 mm), ce système permet de compenser les déformations afin d'obtenir une surface idéale à 20 nm près. Documents Gemini et ESO.

Les installations de l'ESO au mont Paranal

L'observatoire du VLT (Very Large Telescope) de l'ESO fut inaugauré en mars 1999. Il est installé au nord du Chili, à environ 500 km au sud de Santiago, en bordure du désert d'Atacama, à 2600 m d'altitude au sommet du mont Cerro Paranal. Les astronomes avaient le choix entre ce site et celui de Cerro Armazones situé à 20 km de là à 3000 m d'altitude mais ce dernier était trop venteux, les coupoles étant plus sujettes aux effets de la turbulence. Etant donné que le gouvernement de Pinochet accorda également à l'ESO un territoire de 795 km2 autour du site, le site du Paranal fut finalement choisi.

L'observatoire européen dispose de quatre télescopes UT1 à UT4 identiques baptisés en langue Mapuche : Antu (le Soleil), Kueyen (La Lune), Melipal (La Croix du Sud) et Yepun (Vénus). Chaque télescope est équipé d'un miroir de 8.20 m de diamètre et de 17.7 cm d'épaisseur dont la surface a été polie avec une précision de 12 nm (écart P-V de λ/100) soit quelque 15 atomes d'épaisseur ! C'est ce qu'on appelle une optique de qualité astronomique. Le rapport focal varie entre f/2 au foyer primaire et f/15 au foyer Nasmyth (coudé).

Un télescope de la classe VLT ou Gemini est capable d'observer des détails d'environ 8 mètres sur la Lune (mais ce ne fut jamais réalisé, cf. cette FAQ). En revanche, en 2002, un seul VLT fut capable d'observer des détails d'environ 130 mètres ou 0.07" d'arc sur le site d'Apollo 11, mais ce fut encore insuffisant pour distinguer le matériel abandonné sur la Lune.

A lire : Challenges in modelling and control of Extremely Large Telescopes, R.Bastaits, ULB

Le Very Large Telescope Interferometer

Le VLT installé à 2600 m au sommet du mont Paranal au Chili se caractérise par 4 télescopes de 8.20 m de diamètre fonctionnant facultativement en interférométrie optique (VLTI). A gauche, un schéma du système sur lequel on distingue les 2 foyers secondaires et l'image centrale constituée des franges d'interférences. A droite, une vue globale des télescopes et du tracé des rayons lumineux. Depuis 2011, un "petit" télescope VST de 2.65 m complète l'installation. Documents ESO.

La dernière technologie en date est l'interférométrie optique du Français Antoine Labeyrie du Collège de France. Le principe consiste à coupler avec une très grande précision les images de plusieurs télescopes distants. Appliqué aux VLT, on parle de VLTI.

Comme on le voit ci-dessus, en mode VLTI les faisceaux lumineux des quatre télescopes sont combinés dans des tunnels souterrains grâce à un système complexe de miroirs. Les longueurs des chemins optiques ont été calculées avec une tolérance inférieure au millième de millimètre sur une centaine de mètres. Sa résolution est de 0.0016" soit 16 fois supérieure à celle d'un seul VLT ! Les performances du VLTI sont virtuellement équivalentes à celle d'un télescope unique de 120 m d'ouverture. Mais si la résolution spatiale et donc les détails visibles grâce au VLTI sont équivalents à ceux obtenus avec un télescope de 120 m de diamètre, sa luminosité est celle d'un télescope de 16 m de diamètre car l'espace non utilisé entre les miroirs ne collecte pas la lumière. Le télescope virtuel ne peut dès lors restituer l'éclat qu'il n'a pas reçu.

Sur le plan informatique (nous y reviendrons en dernière page), le VLT collecte 30 TB de données chaque nuit qui sont ensuite transmises à l'ESO en Allemagne pour traitement. Il faut bien quelques dizaines d'heures pour traiter l'ensemble des données.

Photographie aérienne de l'ensemble des télescopes installés par l'ESO sur le mont Paranal. Les quatre VLT et le petit VST sont installés au sommet tandis que le VISTA a été installé sur une colline proche à l'avant-plan. Documents ESO, S.Brunier, G.Hüdepohl et T.Lombry.

Toute cette profusion de technologie et de personnel (174 personnes travaillent au mont Paranal) a un prix : le VLT a coûté 350 millions de dollars actualisés (2015), hors frais de fonctionnement annuel (16.9 millions d'euros en 2011) et de personnel. Le coût de la seconde d’observation revient à environ 1.5 €. Compte tenu de l'infrastucture et des ressources c'est vraiment bon marché (même si c'est 200 fois plus cher qu'un itelescope amateur).

Depuis 2009, comme on le voit à gauche, l'ESO a installé le télescope VISTA de 4.1 m sur une colline proche du mont Paranal, non loin des VLT. Le VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy) dispose d'un miroir primaire en Zerodur ouvert à f/1.0 ou f/3.25 taillé avec une précision de 0.03 microns (1/3000e de la taille d'un cheveu) et est recouvert d'un revêtement d'argent plutôt que d'aluminium. Il est équipé d'un système photographique composé de 16 capteurs CCD refroidis à -200°C offrant une résolution globale de 67 mégapixels. Chaque nuit le VISTA récolte environ 315 GB de données soit 13 disques Blu-Ray !

Le VISTA est dédié à l'étude du ciel aux longueurs d'ondes visible et surtout infrarouge et a notamment à son actif la découverte de très jeunes étoiles dans le pseudo-bulbe de la Voie Lactée, l'identification des galaxies DOG (Galaxies Obscurcies par la Poussière) et d'environ 40000 astéroïdes. Malgré sa taille modeste, c'est donc un télescope de première importance pour la recherche.

Depuis 2011, le mont Paranal a été complété par le télescope VST (VLT Survey Telescope) de 2.65 m équipé d'une caméra CCD OmegaCAM de 16k x 16k pixels (26 cm de côté !) enregistrant des images de 268 MB. En 10 ans, lorsque le projet Petasky sera terminé, le VST aura photographié 20 milliards d'objets astronomiques et récolté 140 petabytes de données contenant des centaines de caractéristiques pour chaque objet du ciel. Ce sont de "Big Data"!

Une CCD de 3.2 gigapixels sur le LSST

Concernant les moyens CCD, le record actuel détenu par la gigacam de 1.4 gigapixels du Pan-STARRS 1 installé à Hawaii sera bientôt détrôné par le futur télescope LSST (Large Synoptic Survey Telescope). Ce télescope de 8.4 m est en cours de construction à 2680 m d'altitude sur le Cerro Pachón, au Chili grâce à des fonds privés et publics auxquels ont contribué les Etats-Unis, le Chili et la France. Le LSST devrait voir sa première lumière en 2020 et être totalement opérationnel au plus tard en 2023.

La mission du LSST sera de réaliser des photographies régulières du ciel afin de relever tout changement d'une période à l'autre dans le but de mieux comprendre la nature et les propriétés de l'énergie noire et la dynamique de l'Univers. Dans ce but, le LSST sera équipé d'une caméra CCD de 3.2 gigapixels mesurant 1.65 m de diamètre et pesant plus de 3 tonnes ! Ce système CCD offrira un champ supérieur à 3° grâce auxquel le LSST sera capable d'enregistrer des images de 3 GB toutes les 17 secondes, générant 30 TB de données chaque nuit. 

Le GMT alias Magellan de 21.5 m de diamètre

Malgré leurs performances, on ne peut pas combler le manque de lumière des espaces vides laissés entre les télescopes interférométriques. Il n'existe pas d'autre solution que de construire des télescopes de plus grand diamètre. C'est pour cette raison qu'un consortium de 10 institutions et observatoires américains sont en train de construire le GMT, Giant Magellan Telescope.

En cours de fabrication au Richard Carris Mirror Lab (voir aussi ce lien) de l'Université d'Arizona, il sera constitué de 7 miroirs de 8.4 m de diamètre, offrant un diamètre équivalent à un télescope de 21.5 m d'ouverture. La dimension des miroirs individuels a été déterminée en fonction des contraintes des moyens de transport.

Voici l'aspect du miroir primaire multiple comparé à la taille d'un humain. A cette échelle cyclopéenne, l'être humain ressemble à un jouet !

A voir : Giant Magellanic Telescope : "A Perfect Mirror"

Giant Mirrors to Capture the Universe, U.Arizona, 2012

UA Mirro Lab Casts 3d mirror for GMT, U.Arizona, 2013

Document GMTO/U.Texas

Le verre brut taillé dans une masse de 18 tonnes est une vitrocéramique ClearCeram-Z HS fabriquée par Ohara. Ce matériau est réputé pour son très faible coefficient de dilatation thermique, quasi nul, de 0.0 ±0.1 x 10-7/K, équivalent au Zerodur de Schott. La surface des miroirs sera polie jusqu'à λ/20 dans la lumière verte soit une précision de courbure de 20 nm, l''équivalent de l'épaisseur d'une seule molécule de verre. Après le polissage, la surface sera recouverte d'une couche réfléchissante et d'un revêtement antireflet à base d'oxyde d'aluminium offrant près de 99 % de réflectivité.

Le plus grand défi dans la construction de ce miroir segmenté est la forme asymétrique des six miroirs extérieurs. En effet, l'ensemble des miroirs devant respecter une forme concave parabolique, ils ont été taillés comme un "chip" de pomme de terre, plus incurvé sur le bord extérieur que sur le bord intérieur. Ainsi, le bord des miroirs extérieurs "déborde" de 14 nm par rapport à un miroir symétrique, soit 28000 fois la longueur d'onde de la raie verte de référence. C'est de la très haute technologie.

Il va de soi qu'une série d'instruments de tests spécifiques et de procédures de tests ont été spécialement développés pour évaluer la qualité de ces miroirs lorsqu'ils seront terminés.

Tellement grand, le pouvoir de résolution du Magellan sera 12 fois supérieur à celui du Télescope Spatial Hubble !

Le GMT travaillera essentiellement dans le spectre visible entre 350 et 950 nm. Il disposera également d'un spectrographe et d'une optique adaptative (voir plus bas) fonctionnant dans le proche infrarouge entre 900 et 2500 nm.

Ce projet revient à 700 millions de dollars dont un peu plus de 3 % sont financés par le secteur privé, l'industriel George P. Mitchell (de Mitchell Energy & Development Corp., The Cynthia et George Mitchell Foundation) ayant généreusement offert 25 millions de dollars.

Selon la BBC, le GMT verra sa première lumière en 2025 (avec 5 ans de reatrd) à l'Observatoire de Las Campanas, au Chili, où sont déjà installés les deux télescopes Magellan de 6.5 m f/11.

A gauche, la maquette du TMT de 30 m de diamètre qui sera installé au sommet du Mauna Kea, à Hawaii, en 2018. A droite, la maquette du télescope Magellan (GMT) de 21.5 m qui sera installé à Las Campanas, au Chili en 2025. Documents NOAJ et ESO.

Le TMT de 30 m de diamètre

Entre-temps Jerry Nelson en collaboration avec des instituts américains et japonais dont Canon et la NAOJ travailla sur le projet TMT, Thirty-Meter Telescope, un télescope de 30 m de diamètre. Son miroir est constitué de 492 segments de 1.44 m de longueur chacun. Ils sont en vitrocéramique ClearCeram-Z de Ohara dont voici un article du fabricant.

Comme tous les télescopes, le TMT sera équipé d'une optique adaptative (voir plus bas). Il permettra de travailler aux rapports focaux de f/1 et f/15 pour un champ réel variant entre 15 et 20 minutes d'arc à f/15.

Le diamètre du TMT le rend particulièrement adapté à l'étude du ciel en infrarouge. C'est pourquoi il sera muni de moyens spectrométriques capables d'analyser le rayonnement des astres entre 310 et 2800 nm, du proche UV au proche IR.

Le TMT est en cours d'installation à Mauna Kea où il rejoindra les télescopes CFHT, Gemini, Keck I et II et Subaru, mais sa construction a plusieurs fois été interrompue suite à des conflits idéologiques avec une association hawaïenne qui s'est opposée à la construction de tout nouveau bâtiment sur leur montagne sacrée. Comme l'explique cet article, fin 2015 de commun accord il a été convenu que le TMT sera le dernier télescope installé au Maunea Kea.

Le TMT devrait voir sa première lumière fin 2018. Son dôme culminera à 56 m de hauteur.

Le ELT de 40 m de diamètre

En avril 2010, l'ESO présenta le site où sera construit le plus grand télescope du monde, le ELT, "Extremely Large Telescope", de 40 m de diamètre ! Il sera installé à Cerro Armazones, également situé dans la désert d'Atacama, au Chili, à 3060 m d'altitude.

 L'ensemble de la structure mobile pesera plus de 3000 tonnes. Le dôme culminera à 79 m de hauteur et fera 86 m de diamètre !

Le miroir primaire de le ELT est ouvert à f/0.98 et est constitué de 798 segments hexagonaux indépendants d'une épaisseur de 5 cm. Ces miroirs seront couplés à une optique adaptative pilotée par 5000 actuateurs capables de déformer la surface des miroirs mille fois par seconde. Les miroirs seront fabriqués en vitrocéramique Zerodur de Schott afin de garantir une stabilité thermique maximale et une précision de polissage à λ/100 (les rugosités de surface seront inférieures à 1 nm).

A voir : Around the World in 80 Telescopes - ESO Image archives

Palomar (5.08 m) - Palomar Skies - Subaru (8.2 m) - VLT (4x 8.2 m) - Keck I et II (10 m)

Mes 1001 liens, Observatories

Cette vue artistique permet de comparer la taille du futur ELT de 40 m (gauche) avec celle du VLT de 8.2 m (centre gauche) et du GMT de 21.5 m (centre droite). Grand ? Cela devient géant ! Document ESO.

Le ELT sera équipé d'une optique adaptative (voir plus bas) fabriquée par Teledyne e2v composée de 28 capteurs CMOS de 16 kpixels (800 x 800 pixels) chacun qui ajusteront l'image 700 fois par seconde pour compenser la turbulence atmosphérique.

Parmi ses atouts, le site du ELT est situé dans l'un des déserts les plus secs du monde et bénéficie de près de 330 nuits claires par an. Point de vue logistique, il se situe à 20 km à vol d'oiseau du VLT de Cerro Paranal. A terme le ELT sera relié par fibre optique à la même salle de contrôle que celle du VLT et pourra ainsi être piloté à distance. Enfin, le gouvernement du Chili a garanti à l'ESO une zone de protection de plusieurs centaines de kilomètres carrés autour de la montagne.

Le ELT verra sa première lumière en 2024. Il coûtera 1 milliard d'euros soit à peine moins que le prix de construction du JWST (1.6 milliard de dollars, mais auxquels il faut ajouter les milliards de dollars de frais d'exploitation et de recherches répartis sur au moins 5 ans. On y reviendra).

Qu'attendent les astronomes d'un télescope de 40 m de diamètre ? Le ELT permettra d'abord de poursuivre la recherche avec une qualité d'image jamais égalée jusqu'à présent. Cet instrument défiant la technologie permettra de valider les lois de l'astronomie, de l'astrophysique à la cosmologie : les mouvements des étoiles, la structure des disques protoplanétaires, les galaxies en interactions, la datation de l'univers. Il permettra aux astronomes de découvrir des galaxies actives aux limites de l'univers visible, à plus de 13 milliards d'années-lumière et de remonter l'histoire de l'Univers jusqu'à la naissance des protoétoiles.

Notons que la plupart des grands instruments sont de conception optique Ritchey-Chrétien, c'est-à-dire qu'ils utilisent une conception de type Cassegrain (le miroir principal est percé en son centre) dont les deux miroirs primaires et secondaires sont hyperboliques afin d'éliminer l'aberration de coma de 3e ordre et celle de sphéricité (mais il subsiste malgré tout une légère coma, de l'astigmatisme et une courbure de champ). Les deux télescopes Gemini North et South de 8 m, les quatres VLT de 8.2 m, le Subaru de 8.2 m, le GTC de 10.4 m, les deux télescopes Keck I et II de 10 m ainsi que plusieurs télescopes spatiaux dont Hubble et Herschel exploitent cette conception optique.

Enfin, l'ESO dispose également d'installations astronomiques à Cerro La Silla télescopes de 3.60 m, NTT, MPG, etc.) et sur le plateau de Llano de Chajnantor (ALMA) au Chili.

Les limites des télescopes terrestres

Les télescopes Gemini North de 8.1 m (avant-plan) et du CFHT de 3.60 m (arrière-plan) installés au sommet du Mauna Kea à Hawaii. Voici la carte du site. Document Kwon O.Chul.

Parmi leurs projets à long terme, les ingénieurs travaillent sur un projet de télescope interférométrique géant dénommé Carlina, un concept de "télescope dilué" ou DLT dont voici l'avant-projet démarré en 2011 par les astronomes de l'Observatoire de Haute-Provence.

Aujourd'hui plusieurs VLTI (I2T, VLTI, CHARA, Keck, etc.) sont opérationnels, constitués de 2 à 6 télescopes espacés de 100 à 400 m. Cependant, de nombreux sujets astrophysiques comme l’imagerie de la surface des étoiles (qui exige des systèmes optiques de plus de 50 m de diamètre) et celle des exoplanètes (plus de 10 km de diamètre) nécessitent des télescopes littéralement géant. A terme, Carlina serait constitué d'un grand nombre de petits miroirs espacés les uns des autres pour former un télescope "E-DLT" géant qui pourrait mesurer entre 500 m et 1 km de diamètre. L'ESO envisage également la construction de très grands télescopes de 100 m de diamètre.

Mais il n'est pas certain que de telles infrastructures voient le jour au sol. En effet, en 2006, après avoir étudié les effets de la présence d'eau dans l'atmosphère sur les conditions d'observations du ciel, Gerry Gilmore, titulaire de la chaire Opticon (astronomie infrarouge optique) à l'Institut d'Astronomie de l'Université de Cambridge déclara qu'à l'avenir les astronomes auront des difficultés pour conserver leurs "fenêtres" d'observations en raison de l'aggravation de la pollution atmosphérique et des effets de la pollution lumineuse.

En extrapolant les conditions atmosphériques actuelles, Gilmore conclut qu'en 2050 il sera impossible d'exploiter de grands télescopes de plus de 30 à 60 m de diamètre en raison de l'augmentation de la vapeur d'eau dans l'atmosphère et des traînées de condensations qui en découlent suite à l'augmentation du trafic aérien.

Se greffe sur ce problème, la couverture nuageuse et le brouillard dans certains hauts-lieux de l'astronomie. Bien qu'avant de porter son choix sur un site et d'installer des instruments, tous les sites candidats font l'objet d'une analyse préalable des données météos, climatiques, géologiques, des projets d'urbanisation et de la stabilité politique du pays, il reste des aléas comme le facteur météo. Ainsi, au début des années 2000, le Cerro Paranal où sont aujourd'hui installés les VLT, le VST et le VISTA bénéficiait en moyenne de 340 nuits claires. Or depuis 2015-2016 on constate que le ciel est plus souvent nuageux y compris en automne (après la saison d'El Niño, cf. l'oscillation ENSO), des nuages parvenant à franchir la Cordillère des Andes comme on le voit sur les images ci-dessous prises le 22 mai 2017. Ce jour là, les sessions planifiées furent reportées et les astronomes sur place en profitèrent pour prendre un jour de repos. Heureusement la nuit suivante le ciel était de nouveau dégagé. A d'autres occasions, il peut y avoir du brouillard au sommet, mais généralement il se dissipe avant la nuit comme ce fut le cas le 27 juin 2017.

Cette couverture nuageuse et ces brouillards sont probablement un effet du changement climatique dont devront dorénavant tenir compte les astronomes. C'est un problème majeur car si l'Europe perd ses fenêtres terrestres sur l'univers, elle perd ses principaux outils d'observations et d'études du ciel profond avec toutes les conséquences que cela entraîne sur les projets des astronomes titulaires et les thèses des élèves doctorants qui ont parfois besoin de données provenant de ces instruments.

A gauche, photos satellitaires du nord du Chili (voici la photo globale) prises par les satellites GEOS le 22 mai 2017 à 00h00 et 02h45 TU montrant la couverture nuageuse sur Cerro Paranal et La Silla. Documents Eumetsat/T.Lombry et GOES/T.Demange. A droite, le résultat à Paranal photographié par la webcam de l'ESO à 5h du matin (9h TU). On distingue les silhouettes des VLT sous un ciel couvert. En dessous, le ciel correspondant simulé avec Stellarium.

Mais ce ne sont pas les seuls problèmes. Même dans les hauts-lieux de l'astronomie comme au Chili ou à Hawaii où les sites sont protégés par la loi, les effets de l'éclairage public des villes "proches" commence à se faire sentir. Ainsi, comme l'explique cet article du Daily Mail (2015), les astronomes préparant l'installation du futur télescope Magellan (GMT) de 21.5 m ont constaté une augmentation de la pollution lumineuse engendrée par la ville de Coquimbo située entre 60 et 100 km des observatoires. Le même problème se pose depuis le début des années 2000 aux observatoire installés à Hawaii comme l'explique cet article publié en 2007. Verra-t-on un jour les télescopes Gemini et VLT équipés d'un filtre LPR (Light Pollution Rejection) ?

Le télescope Pan-STARRS 1 de 1.80 m de l'IfA équipé d'une gigacam de 1.4 Gpixels installé au sommet du mont Haleakala à Hawaii. Doc PS1SC.

Si l'idée peut sembler a priori saugrenue, depuis toujours les télescopes utilisent optionnellement des filtres sélectifs que ce soit pour étudier le Soleil ou les objets du ciel profond (par exemple les nébuleuses) dans certaines raies spectrales, pour réaliser des mesures photométriques ou simplement pour réaliser des photographies couleurs à partir d'images LRGB. Toutefois, l'usage d'un filtre LPR serait désastreux pour les programmes étudiant le ciel dans le spectre visible.

A long terme, on s'attend donc à du mauvais temps pour les astronomes, y compris les spécialistes de l'astronomie infrarouge (le rayonnement IR est absorbé par la vapeur d'eau), qui devront peut-être se convertir à la radioastronomie ou s'installer en Antarctique. Mais aller travailler aussi loin, dans le froid et durant 6 mois maximum n'intéresse pas beaucoup de scientifiques et c'est cher payé quand on sait qu'à 500 km d'ici on trouve un ciel noir d'encre et sans turbulence : l'espace.

C'est donc tout naturellement que les astronautes ont embarqué des télescopes au cours de leurs missions orbitales. Dès 1973, Skylab embarqua l'ATM de 171 mm de diamètre dédié à l'observation du Soleil en lumière monochromatique, ensuite ils embarquèrent un télescope catadioptrique adapté du modèle commercial de Celestron à bord de la navette spatiale (1992, 2012) puis d'ISS (système ISERV en 2013). Bien sûr limité à de petits instruments de 127 à 235 mm d'ouverture, leur usage était avant tout dédié à l'observation de la Terre (télédétection) mais ils permirent de confirmer certaines découvertes, notamment à propos du Soleil à l'époque de Skylab.

Toutefois, malgré les futurs grands télescopes terrestres, comme c'est déjà le cas avec les télescopes spatiaux (Télescope Spatial Hubble, Soho, Spitzer, etc.), dans un avenir plus lointain les astronomes pourront également compter sur les hypertélescopes spatiaux sur lesquels nous reviendrons.

L'optique adaptative

Si nous voulons améliorer les résolutions spatiale et temporelle des images astronomiques sans agrandir indéfiniment la taille du miroir primaire des télescopes terrestres, nous devons trouver un moyen pour supprimer les effets indésirables de l'atmosphère, en particulier sa turbulence qui fait scintiller si joliment les étoiles et brouille les images.

Pour y parvenir, les ingénieurs ont trouvé un moyen pour soustraire les effets de la turbulence atmosphérique du faisceau lumineux incident avant qu'il n'atteigne les détecteurs photosensibles : c'est l'optique adaptative, OA en abrégé.

Historiquement, l'optique adaptative fut inventée en 1953 par le physicien américain Horace W.Babcock du Caltech mais elle ne fut réellement appliquée que dans les années 1980 par l'armée américaine pour observer en détail les satellites espions survolant son territoire et identifier leur pays d'origine. Cette application ne fut jamais rendue publique.

A voir : Images des optiques adaptatives des VLT, ESO, 2016

First Light of new Laser at Paranal, ESO, 2015

Optique adaptative à faisceaux lasers mutiples installée le 26 avril 2016 sur le VLT 4 "Yepun" du mont Paranal et sur les Gemini de Mauna Kea. A gauche, on voit deux des canons lasers Raman générant le laser de référence et leur pompe laser associée. Chaque faisceau fait 30 cm de diamètre et est émis à 589 nm avec une puissance de 22 watts. Le faisceau crée une étoile artificielle vers 90 km d'altitude. Documents G.Hüdepohl/ESO, ESO/F.Kamphues et Gemini Obs./AURA.

Les astronomes découvrirent donc par eux-mêmes cette remarquable technologie qui fut seulement inaugurée en 2002 sur les télescopes VLT puis généralisée à tous les observatoires. De quoi s'agit-il ?

Tous les télescopes installés au sol, même en haute altitude, sont sensibles à la turbulence atmosphérique.  L'effet de cette turbulence peut être neutralisé en temps réel en utilisant un faisceau laser qui va créer un point brillant - une étoile artificielle - en excitant une fine couche d'atomes de sodium située vers 80-90 km d'altitude, là où les météores perdent leur matière et deviennent colorés. Ce guidage laser fait partie de ce qu'on appelle une optique adaptative (adaptive optics ou AO en anglais).

Cette étoile artificielle ne brillant que par fluorescence, elle doit être maintenue par un tir laser continu. Sa fréquence est d'ordinaire de 589 nm (orangée). Cette étoile artificielle mesure environ un mètre de diamètre et s'étend sur plusieurs dizaines ou centaines de mètres de hauteur mais paraît ponctuelle vue du sol.

La lumière retransmise par cette étoile artificielle est ensuite analysée par l'optique adaptative placée juste avant le foyer du télescope et va mesurer les déformations locales du front d'ondes. Au coeur de ce système optique se trouve un analyseur de Shack-Hartmann comprenant notamment des microlentilles (baycentres) et un miroir déformable piloté par ordinateur.

Les mesures des déformations vont servir de référence pour piloter ce miroir déformable à base de matériaux de synthèse (cf. les matériaux du futur) et supprimer les effets induits par la turbulence atmosphérique avant que la lumière incidente n'arrive sur le détecteur photosensible. En moyenne, le calculateur temps-réel utilisé en astronomie effectue 500 déformations par seconde du miroir de l'optique adaptative. En général, ce système de correction en temps-réel est appliqué sur le miroir secondaire (ultramince) du télescope au moyens d'actuateurs.

Photographie multispectrale des "balles d'Orion" (Orion Bullets). Document Gemini.

Grâce à ce système très sophistiqué, on peut obtenir des images astronomiques aussi nettes que si le télescope était placé dans l'espace. Cette technologie s'applique à la photographie (et l'analyse spectrale) de tous les corps célestes, du Soleil aux galaxies les plus éloignées.

Outre l'avantage financier que procure cette solution comparée à un télescope spatial, l'optique adaptative offre trois autres avantages.

Le gain en résolution varie normalement en fonction du carré du diamètre du télescope (D2). Avec une optique adaptative, ce gain est proportionnel à D4, ce qui explique la grande netteté des images comparée à un système sans OA.

Ainsi, en 2012, les télescopes Gemini ont bénéficié d'une nouvelle génération d'optique adaptative appelée GeMs donnant des images encore plus précises et spectaculaires comme le montre la photographie des "balles d'Orion" présentée à droite. Alors que précédemment les astronomes distinguaient mal le déplacement des "balles" bleues (des zones de poussières denses supersoniques), la résolution offerte par le système GeMs a permis de distinguer clairement leurs différentes positions au cours du temps.

Autre avantage, grâce à la vitesse de réaction du calculateur, la sensibilité du télescope est également améliorée, lui permettant de déceler des évènements très rapides (de l'ordre de la minute, tel un flash cosmique) qui autrement seraient noyés dans la turbulence.

Enfin, contrairement à une étoile qui demeure dans un endroit précis du ciel, l'optique adaptive peut couvrir tout le ciel puisque qu'elle se déplace avec le télescope.

Aussi, si un jour vous voyez un faisceau laser sortir de la coupole d'un télescope et se perdre dans la haute atmosphère, si ce n'est pas pour effectuer une mesure de la distance Terre-Lune, dites-vous que les astronomes sont en train de réaliser une photographie avec une optique adaptative.

Enfin, signalons que le système d'optique adaptative installé sur les grands télescopes est un instrument lourd et encombrant. Le premier système baptisé NAOS installé sur le VLT mesurait plus de 2 m de diamètre, pesait 800 kg et nécessitait un système cryogénique capable de suivre les mouvements du télescope de manière synchrone. De tels systèmes sont hors de portée des petits observatoires sans parler des amateurs.

Mais de nombreux professionnels (militaires, industriels, microbiologistes, ophtalmologues, etc) et des amateurs avertis étant demandeurs de cette technologie, des optiques adaptatives relativement compactes et bon marché ont été développées, y compris pour les astronomes amateurs. Citons notamment les modèles des sociétés SBIG et OKO. Ces systèmes dont le prix varie entre 800$ et 2000$ utilisent non pas un laser mais une véritable étoile-guide pour corriger la turbulence.

A voir : Pourquoi l'Optique Adaptative (vidéo de l'ESPCI)

Ci-dessus à gauche, les optiques adaptatives installées sur les télescope Keck I et II installés au sommet du Mauna Kea à Hawaii. Au centre, effet d'une optique adaptative sur l'image d'Uranus obtenue avec le télescope William Herschel de 4.20 m installé aux Canaries. A droite, le faisceau laser de la nouvelle optique adaptative installée en 2016 sur le 4e VLT Yepun. Documents Babak Tafreshi/NAOJ, WHT et ESO/S.Lowery. Ci-dessous, grâce à l'optique adaptative et une réduction du bruit de speckle par traitement d'image, les télescopes solaires de 1 à 2 m d'ouverture atteignent aujourd'hui une résolution de 0.15-0.12" comme on le voit avec cette image de la région AR 10805 prise le 5 septembre 2005 au Big Bear Solar Observatory (voir aussi cette image où le pont lumineux est quasiment inexistant).

A propos de l'usage des lasers

La puissance du laser d'une optique adaptative est d'environ 20 Watts sinon supérieure, soit 4000 fois la puissance d'un laser grand public de classe 3A délivrant moins de 5 mW ! Il va de soi qu'un laser de puissance ne peut être utilisé qu'en l'absence d'avion ou de satellite dans le ciel, un éblouissement pouvant dramatiquement blesser les pilotes ou éblouir les satellites militaires. c'est la raison pour laquelle ainsi que l'explique cet article, aux Etats-Unis l'usage des lasers de puissance est contrôlé par le Space Command de l'USAF ainsi que par l'Admininistration fédérale de l'aviation civile (FAA).

Une étude publiée en 2009 par des chercheurs de l'AURA et de la NSF montra que l'interdiction d'utiliser les lasers pendant le passage des avions ou des satellites empêcha les astronomes du télescope Keck d'Hawaii d'effectuer leur métier durant 30 minutes à plusieurs heures durant 5 à 10 % des nuits d'observations.

Comme on dit dans ces cas là, les discussions entre parties furent cordiales mais aucun accord n'a été trouvé, d'autant moins que la NSF ne juge pas la question de l'utilisation du laser comme hautement prioritaire.

Dans ce contexte, les astronomes américains reconnaissent que les sites d'astronomie situés en dehors de la juridication des Etats-Unis sont avantagés, notamment l'Observatoire de l'ESO au Chili et l'Observatoire du Roque de los Muchachos situé sur l'île de La Palma aux Canaries où les Européens disposent du GTC, un télescope de 10.4 m d'ouverture. Finalement, vu sous cet angle les Européens n'ont rien à envier à l'Oncle Sam.

Les télescopes solaires

Dans le monde, une trentaine d'observatoires ont dédié au moins un télescope à l'étude du Soleil. Compte tenu de la turbulence atmosphérique, il est pratiquement impossible d'utiliser des instruments de plus d'un mètre diamètre, à moins de disposer d'un site en haute altitude ou d'installer une optique adaptative. Aussi pour l'heure le plus grand télescope solaire mesure 1.60 m de diamètre mais la Chine envisage la construction d'un télescope solaire de 5 à 8 m de diamètre.

Parmi les plus grands instruments opérationnels citons l'Observatoire Solaire National américain de la NOAA (comprenant le télescope de la tour solaire McMath-Pierce de 1.60 m de diamètre installé au Kitt Peak en Arizona dont le miroir primaire de l'héliostat mesure de 2.1 m de diamètre ainsi que les télescopes Dunn et Evans de Sacramento Peak), l'Observatoire Solaire de Big Bear (BBSO, 1.60 m de diamètre) installé en Californie, le télescope solaire Gregor de 1.50 m installé à l'Observatoire du Teide où est également installé le télescope solaire franco-italien Thémis de 90 cm et le Vacuum Tower Telescope (VTT) de 70 cm, l'Observatoire MLSO de Mauna Loa à Hawaii, l'Observatoire embarqué de Haute Altitude HAO et le Télescope Solaire Suédois (SST de 1 m). Tous les autres instruments sont de plus petit diamètre (15-70 cm).

Plusieurs grands télescopes solaires sont également en cours de construction ou le projet est planifié comme le Télescope Solaire Européen (EST) de plus de 4 m de diamètre qui devrait être installé aux îles Canaries probablement après 2020 mais actuellement c'est le silence radio.

A consulter : Solar Instruments, UCAR

A gauche, une vue aérienne de l'Observatoire du Kitt Peak (KPNO) en Arizona en direction du sud-est (cf. cette carte du site). A droite, la tour de l'Observatoire solaire McMath-Pierce du Kitt Peak dont voici une vue rapprochée de l'édifice et de l'héliostat. Documents NOAO.

La veille permanente du ciel

Voir grand est une chose mais gérer les priorités est plus important. L'ère des télescopes géants ne signe pas pour autant la mort des "petits" instruments universitaires de 0.5 à 3 m d'ouverture. En effet, loin d'être des pièces de musées, les "petits" télescopes ont l'avantage d'être nombreux et beaucoup plus disponibles que les géants de l'astronomie dont les sessions d'observations sont planifiées des mois à l'avance.

Dans le cadre des programmes de surveillance des astéroïdes, en particulier des géocroiseurs (NEA ou Near-Earth Asteroids) gravitant près de la Terre, ces télescopes sont les premiers sollicités pour assurer la veille permanente du ciel que ne peuvent plus assurer les plus grands télescopes. 

C'est ainsi que depuis 1995 de petits télescopes installés au Kitt Peak (programme du Spacewatch) et surtout à l'Observatoire de Catalina (programme CSS) épaulés par un réseau d'amateurs avertis équipés de télescopes de 200 à plus de 500 mm de diamètre surveillent le ciel. Chaque année, cette communauté au regard aiguisé découvre environ 1000 nouveaux astéroïdes ainsi que divers phénomènes transitoires (supernovae, etc). Parmi ces astres, chaque année on découvre en moyenne 21 géocroiseurs mesurant plus de 1 km évoluant tout près de la Terre mais également parfois de petits corps mesurant à peine 10 ou 15 m de diamètre et pouvant provoquer une catastrophe régionale. On reviendra dans un autre article sur les histoires d'impacts et la gestion de ce risque.

Venons-en à présent à la monture des télescopes et aux techniques d'astrophotographie.

Prochain chapitre

La monture équatoriale

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