Very Large Telescope
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31731358
2008-07-20T15:02:04Z
GLec
288712
Ajout infobox
{{Infobox Observatoire
| nom=Very Large Telescope
| image=[[Image:Paranal platform.jpg|250px|thumb|center|Les quatre UT, trois des 4 ATs (téléscopes auxiliaires, en forme de dôme), plus le [[VLT Survey Telescope|VST]] au fond]]
| organisation=[[Observatoire européen austral]] (ESO)
| lieu=[[Cerro Paranal]] ([[Désert d'Atacama]]), [[Chili]]
| coordonnées={{coor dms|24|37|38|S|70|24|15|W|region:CL-AN_type:landmark_scale:2500}}
| altitude=2635 m
| climat=
| création=1987
| clôture=
| site=http://www.eso.org/projects/vlt/ Very Large Telescope
| télescope1_nom=UT1 - Antu
| télescope1_type=Réflecteur de 8,2 m
| télescope2_nom=UT2 - Kueyen
| télescope2_type=Réflecteur de 8,2 m
| télescope3_nom=UT3 - Melipal
| télescope3_type=Réflecteur de 8,2 m
| télescope4_nom=UT4 - Yepen
| télescope4_type=Réflecteur de 8,2 m
}}
Le '''Very Large Telescope''' (VLT) est un ensemble de 4 [[télescope]]s 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 [[mètre]]s. Il permet l'étude des astres dans les [[longueur d'onde|longueurs d'onde]] allant de l'[[ultraviolet]] à l'[[infrarouge]].
C'est un projet [[Europe|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 a prendre forme et que la recherche d'un site commence. Le Conseil de l'ESO lance officiellement le projet VLT le {{date|8|décembre|1987}}.
En [[1988]], le Chili donne le site de [[Cerro Paranal]] à l'ESO. Ce site a une surface de 725 [[kilomètre]]s 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 [[Allemagne|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==
[[Image:Paranal camp.jpg|right|thumb|350px|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]] 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 [[kilomètre]]s 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 [[Atmosphère de la Terre|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 [[tremblement de terre|tremblements de terre]] occasionnés par la [[Tectonique des plaques|plaque tectonique]] de [[Nazca]] peuvent incommoder les observations. C'est pour cette raison que tous les bâtiments du VLT sont construits en respectant des [[Construction parasismique|normes parasismiques]].
{{clr}}
==Installations==
===Télescopes principaux===
[[Image:Paranal UT AT.jpg|250px|thumb|right|L'UT ''Antu'', avec en premier plan un AT]]
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 (planète)|Vénus]]), mis en service en septembre 2000.
Les noms des télescopes sont en langue [[Mapudungun (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 [[centimètre]]s 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 [[Tonne (unité)#Unité de masse|tonne]]s 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. 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 [http://www.eso.org/instruments/naco NAOS] ou bien les systèmes [http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2003/pr-11-03.html MACAO] du [http://www.eso.org/projects/vlti/ VLTI].
Toutes ces corrections automatiques font du VLT le télescope le plus performant du monde.
Il faut noter que 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.
{{clr}}
====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 :
{| class="wikitable"
! Instrument !! Lien !! Objectifs !! Emplacement
|-
| [[CRIRES]] || [http://www.eso.org/instruments/crires CRIRES] || [[Spectrométrie]] dans l'[[infrarouge]] || Foyer ''Nasmyth A'' de UT1
|-{{ligne grise}}
| [[FORS2]] || [http://www.eso.org/instruments/fors1 FORS 1 et 2] || Imagerie et [[spectroscopie multi-objets]] || Foyer ''Cassegrain'' de UT1
|-
| [[ISAAC]] || [http://www.eso.org/instruments/isaac ISAAC] || Imagerie et spectrométrie dans l'infrarouge proche || Foyer ''Nasmyth B'' de UT1
|-{{ligne grise}}
| [[FLAMES]] || [http://www.eso.org/instruments/flames FLAMES] || Spectrométrie multi-objets || Foyer ''Nasmyth A'' de UT2
|-
| [[FORS1]] || [http://www.eso.org/instruments/fors1 FORS 1 et 2] || Imagerie et spectrométrie || Foyer ''Cassegrain'' de UT2
|-{{ligne grise}}
| [[UVES]] || [http://www.eso.org/instruments/uves UVES] || Spectrométrie dans le visible et le proche [[ultraviolet]] || Foyer ''Nasmyth B'' de UT2
|-
| [[VISIR]] || [http://www.eso.org/instruments/visir VISIR] || Imagerie et la spectrométrie dans le milieu infrarouge || Foyer ''Cassegrain'' de UT3
|-{{ligne grise}}
| [[VIMOS]] || [http://www.eso.org/instruments/vimos VIMOS] || Imagerie et la spectrométrie multi-objets || Foyer ''Nasmyth B'' de UT3
|-
| [[SINFONI]] || [http://www.eso.org/instruments/sinfoni SINFONI] || Spectrométrie dans le proche infrarouge || Foyer ''Cassegrain'' de UT4
|-{{ligne grise}}
| [[CONICA]] || [http://www.eso.org/instruments/naco CONICA] || Imagerie dans le proche infrarouge || Foyer ''Nasmyth B'' de UT4
|-
| [[NAOS]] || [http://www.eso.org/instruments/naco 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
|-{{ligne grise}}
| [[AMBER]] || [http://amber.obs.ujf-grenoble.fr AMBER] || Recombine 3 télescopes dans l'infrarouge proche, de 1 à 2.4 micromètre. Haute résolution angulaire et [[spectroscopie astronomique|spectroscopie]] simultanées. || Laboratoire focal du VLTI
|-
| [[MIDI]] || [http://www.mpia-hd.mpg.de/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 [[Objet céleste|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===
[[Image:07-2005 VLTI ATs.jpg|250px|thumb|right|Deux AT sur le plateau de Paranal]]
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 [[radiotélescope]]s). 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 février|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]].
{{clr}}
==Modes de fonctionnement==
Il était prévu que le VLT puisse fonctionner selon trois modes :
# en utilisant les quatre télescopes indépendamment ;
# 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 ;
# 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 [http://www.eso.org/projects/vlti/AT/index_at.html Auxiliary Telescopes] sont eux réservés à l'[[interférométrie]] et permettent le fonctionnement simultané du premier et du troisième mode.
==Interférométrie optique==
{{Article détaillé|Interférométrie|Interféromètre optique à longue base}}
[[Image:Interferometre2T.png|right|thumb|size 400x400|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 :
* ''[http://amber.obs.ujf-grenoble.fr AMBER]'', recombine trois télescopes dans l'infrarouge proche, de 1 à 2,4 micromètres
* ''[http://www.mpia-hd.mpg.de/MIDI/ 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]].
==Galerie==
<gallery>
Image:Paranal ATs.jpg|Les AT
Image:Paranal FORS1.jpg|L'instrument FORS
Image:Paranal UT.jpg|UT2 de l'intérieur de la coupole
Image:Paranal VLTmirror.jpg|Le miroir de 8m de UT2
Image:Paranal camp.jpg|Le camp de base de l'observatoire de Paranal
Image:Paranal opendome.jpg|UT1 se prépare aux observations
Image:Paranal platform.jpg|Les quatre UT plus les trois AT. En avant plan se trouvent les rails des AT
Image:Paranal residencia.jpg|La résidence des astronomes... plutôt luxueux !
Image:Paranal top.jpg|Le plateau du mont Paranal
Image:Lune Venus.jpg|Paranal la nuit avec la [[Lune]] et [[Vénus (planète)|Vénus]]
Image:Paranal April2006.jpg|Paranal en avril 2006
Image:Paranal long track april2006.jpg|Vue panoramique sur les quatre UT, avec le grand rail des AT (permettant d'avoir une longueur de base de 200m)
Image:The ATs april2006.jpg|Les AT
Image:Dscn0941.jpg|Un AT au coucher du Soleil
</gallery>
==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 (édition)|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.
===Liens externes===
{{commons|Category:Paranal|Paranal}}
*[http://www.wikimapia.org/#y=-24627561&x=-70404294&z=18&l=0&m=a Vue satellite du VLT] sur [[WikiMapia]]
* {{en}} [http://www.eso.org/projects/vlt/ Site officiel du VLT]
* {{fr}} [http://www2.iap.fr/vlt/ Les pages françaises du « Very Large Telescope »]
* {{fr}} [http://www.insu.cnrs.fr/web/article/art.php?art=1617&page=1&apercu=1 Premiers résultats de l'interférométrie optique avec AMBER]
{{Portail|Chili|astronomie}}
[[Catégorie:Observatoire astronomique au Chili]]
[[en:Very Large Telescope]]
[[es:Very Large Telescope]]
[[it:Very Large Telescope]]
[[nl:Very Large Telescope]]
[[pt:Very Large Telescope]]
[[sv:Very Large Telescope]]