Autres télescopes terrestres

Vous trouverez dans cette liste un certain nombre de télescopes terrestres, exceptionnels par leurs dimensions et/ou par leurs caractéristiques techniques et leurs capacités astronomiques.

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Télescopes existants :
Keck 1 et 2 (Mauna Kea – Hawaï)
Subaru (Mauna Kea – Hawaï)
LBT, Large Binocular Telescope (Mont Graham, Arizona, USA)
Gran Telescopio Canarias
Télescope Hobby-Eberly
Southern African Large Telescope • SALT
Observatoire VLT de l’ESO (Cerro Paranal – Chili)
Observatoire Gemini (Mauna Kea – Hawaï / Cerro Pachòn – Chili)
Observatoire MMT (Mont Hopkins – Arizona)
Télescopes en projet ou en cours de réalisation :
Observatoire ELT de l’ESO (Cerro Armazones – Chili)
Télescope VERA-RUBIN (LSST Large Synoptic Survey Telescope), Cerro Pachòn – Chili
Le “Thirty Meter Telescope” (TMT) Mauna Kea – Hawaï
Télescope géant Magellan (Las Campanas – Chili)

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Télescopes existants :

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Télescopes Keck 1 et 2 (Hawaï)

Situés à 4.145 m d’altitude sur le mont Mauna Kea sur la grande île d’Hawaï, ce sont 2 télescopes de 10 m. Chaque miroir est constitué de 36 “petits” miroirs hexagonaux. Le Keck 1 a vu sa première lumière en 1993 et le Keck 2 en 1996. Ils peuvent travailler séparément ou ensemble par interférométrie optique (comme le VLT de l’ESO au Chili), ce qui leur permet d’avoir une résolution angulaire équivalente à un miroir de 85 m. Ils sont aussi équipés de systèmes d’optique active. Ils fonctionnent dans le domaine du visible et de l’infrarouge. Ils sont de type Ritchey-Chrétien sur monture altazimutale.

Parmi d’autres choses, le Keck a découvert en 2012 S0-102 qui est l’étoile la plus proche du trou noir supermassif (Sagittarius A*) qui est au centre de notre galaxie. Cette étoile tourne en seulement 11,5 ans autour de Sagittarius A*. Sa position dans le ciel a été suivie de 2000 à 2012 et une orbite complète a été observée. Du point de vue d’un observateur terrestre, elle se déplace dans le sens horaire. Ayant observé deux étoiles orbitant durant des périodes complètes autour du centre de la galaxie, le potentiel gravitationnel de SgrA * pourra être établi. Il est possible que de la matière noire se trouve en grande quantité autour des orbites de ces étoiles, auquel cas, les effets de la relativité générale, en raison du décalage gravitationnel vers le rouge ou décalage d’Einstein, devraient devenir observables.

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Télescope Subaru (Hawaï)

Situé tout près des 2 Keck et du Gemini North, sur le même sommet du Mauna Kea à 4.139 mètres d’altitude, ce télescope de 8,20 m en une seule pièce est ouvert à f/1,83. Le miroir, d’une épaisseur de 20 cm pèse 22,8 tonnes a une longueur focale de 15 m. Il est de type Ritchey-Chrétien, variante Nasmith, sur monture altazimutale situé dans un dôme cylindrique. Il dispose d’un miroir secondaire et de deux miroirs, tertiaire et quaternaire, l’un en lumière visible et le second en infrarouge. L’ensmble du télescope pèse 555 tonnes pour 41 m de haut.

↑  De gauche à droite : le Subaru, Keck 1 et 2 et l’IRTF de la NASA (Infrared Telescope Facility)

Construit et géré par le Japon, sa première lumière date de 1998. Il fonctionne dans la longueurs d’onde du visible et de l’infrarouge. C’est (comme le VLT de l’ESO au Chili) un miroir d’une seule pièce avec optique adaptative.

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LBT, Large Binocular Telescope (Mont Graham, Arizona, USA)

Le grand télescope binoculaire (en anglais Large Binocular Telescope, LBT) est un télescope américain qui possède deux miroirs de 8,4 mètres de diamètre, placés sur la même monture altazimutale. Situé à 3.267 m d’altitude sur le mont Graham, en Arizona, c’est un télescope tout à fait unique en son genre. Inauguré en octobre 2004, le télescope est opérationnel depuis fin 2006, à l’achèvement des travaux. Depuis cette date, il est le télescope optique le plus avancé au niveau de la résolution. Les deux miroirs jumeaux d’une focale de 9,5 m sont ouverts à f/1.14 et sont séparés de 14,4 m (entre les 2 centres des miroirs). Cela donne une surface équivalente à un miroir unique de 11,8 mètres de diamètre. C’est un partenariat entre plusieurs organisations américaines et allemandes. En interférométrie ils simulent un miroir unique de 22,8 m.

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Gran Telescopio Canarias

Le Gran Telescopio Canarias (GTC, « Grand Télescope des îles Canaries »), appelé quelquefois GranTeCan, est un télescope de 10,4 mètres de diamètre situé à l’observatoire du Roque de los Muchachos, à 2 396 mètres d’altitude, sur l’île de La Palma. Il est à ce jour, le plus grand télescope optique du monde.

Le GTC est mis en service le 13 juillet 2007 et produit ses premières données scientifiques en juin 2009. Le 24 juillet 2009, il est inauguré par le roi et la reine d’Espagne. Son miroir principal, conçu et réalisé par REOSC est entièrement piloté par un système d’optique active, est composé de 36 sections de vitrocéramiques hexagonales mesurant 1,9 m de large chacune, de 8 cm d’épaisseur et pesant 470 kg. Poli avec une précision de 15 nanomètres, il fournit des images d’une résolution proche de celles prises en orbite par le télescope spatial Hubble. La surface totale de son miroir est de 75,7 m2. Il est de type Ritchey-Chrétien sur monture altazimutale.

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Télescope Hobby-Eberly

Le télescope Hobby-Eberly est un télescope de 9,2 m situé à l’observatoire McDonald au Texas près de la ville de Fort Davis. Le miroir primaire est constitué de 96 éléments hexagonaux en Zerodur. Le télescope est fixe en hauteur (55°) et mobile en azimut. Il peut observer des objets pendant une durée de 1 à 2 heures à l’aide d’un système de poursuite situé au foyer. Ce système suit l’objet à travers la pupille, compensant la rotation de la Terre. Trois instruments sont disponibles pour analyser la lumière des objets observés. Ces trois instruments sont des spectrographes, respectivement à haute, moyenne et basse résolution spectrale. Le spectrographe à basse résolution est monté au foyer primaire, tandis que les spectrographes à moyenne et haute résolution sont installés dans le bâtiment, la lumière y étant dirigée par un câble à fibre optique. Le télescope a été utilisé pour une grande variété d’études allant du système solaire aux étoiles de notre galaxie ainsi que des autres galaxies. Mesurant des vitesses radiales de l’ordre de 1 m/s, le télescope a été utilisé avec succès pour découvrir des exoplanètes. Avec le spectrographe à basse résolution, le télescope a été utilisé pour identifier des supernovæ de type Ia permettant de mesurer l’accélération de l’Univers. Il a également été utilisé pour mesurer la rotation de galaxies individuelles.

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Southern African Large Telescope • SALT

Le Grand télescope d’Afrique australe est un télescope de grande envergure installé sur le site d’observation de l’Observatoire astronomique sud-africain, en Afrique du Sud dans le désert du Kalahari, et opérationnel depuis 2005. Comme tous les observatoires astronomiques modernes, l’endroit n’a pas de grande ville à proximité, évitant ainsi les problèmes de pollution lumineuse. Le SALT est un cousin amélioré du Télescope Hobby-Eberly. Il a donc la particularité d’utiliser 91 miroirs hexagonaux de un mètre, constituant ainsi un miroir primaire de 11,1 mètres pour 9,2 mètres d’ouverture effective. Ce qui est original c’est que le miroir primaire est fixe, et le pointage en azimuth se fait en orientant toute la structure du télescope. C’est la position du miroir secondaire, lui mobile (autre particularité) qui permet de suivre un objet dans le ciel pendant le temps d’exposition. SALT est pour l’instant équipé de deux spectrographes et d’une caméra CCD (appelé Salticam), et qui vient d’acquérir ses premières images.

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Observatoire VLT de l’ESO sur le Cerro Paranal (Chili)

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Observatoire Gemini

L’observatoire Gemini est un observatoire astronomique constitué de deux télescopes de 8 m, un pour chaque hémisphère. Les télescopes ont été financés par un consortium d’institutions provenant de six pays, soit les États-Unis, le Canada, le Brésil, l’Argentine, le Chili et l’Australie. L’observatoire est géré par l’Association of Universities for Research in Astronomy (AURA). Les bureaux de l’observatoire sont situés à Hilo, sur le sommet du Mauna Kea, sur la Grande Île d’Hawaï et à La Serena au Chili. Ces deux télescopes sont de type Cassegrain sur monture altazimutale. Ils sont équipés d’optiques adaptatives. Les miroirs de 8,10 m sont recouverts d’une fine couche d’argent (unique au monde). Ils fonctionnent dans des longueurs d’onde situées entre le proche ultraviolet, le visible et le moyen infrarouge. Chaque télescope Gemini est constitué d’un miroir en céramique haute performance, fourni par Corning Glass. Ce miroir d’un diamètre de 8,1 mètres a une épaisseur de 20 centimètres, pour une masse de 22,2 tonnes. Ces miroirs, surnommés Lucky Luke et Jolly Jumper, furent polis chez REOSC à Saint-Pierre-du-Perray avec leurs 4 miroirs cousins (Joe, Jack, William et Averell) du VLT. La déformation d’un miroir est corrigée par un ensemble de 120 actionneurs.

Le premier des deux télescopes, Gemini North, a été achevé en 1999 et a commencé ses observations scientifiques en 2000; il est situé sur le Mauna Kea à une altitude de 4.205 m.

↑ Gemini North

Le second télescope, Gemini South, est situé à 2.715 m sur le Cerro Pachón non loin du télescope SOAR, tous deux situés à une dizaine de kilomètres au sud de l’observatoire du CTIO avec lequel ils partagent certaines infrastructures. Le télescope a vu ses premières lumières en 2000.

↑ Gemini South

Il s’est doté d’un instrument doté d’une optique adaptative, le «Gemini Planet Imager» (GPI), pour observer les exoplanètes ou leurs disques de poussière précurseurs en imagerie directe. Il détecte la radiation en infrarouge, c’est-à-dire la chaleur émise par les jeunes planètes géantes de type Jupiter, et peut analyser leur spectre électromagnétique. Pour sa première lumière en novembre 2013, le GPI a produit une image de la planète Beta Pictoris b.

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Observatoire MMT (Mont Hopkins, Arizona)

L’observatoire MMT (en anglais MMT Observatory ou MMTO) est un observatoire astronomique, sur le site de l’observatoire Fred Lawrence Whipple est situé sur le Mont Hopkins dans l’Arizona aux USA (à 55 km au sud de Tucson) dans les Santa Rita Mountains. L’observatoire est géré par l’université de l’Arizona et la Smithsonian Institution et possède un accueil du public dans la ville voisine d’Amado.

The MMTO abrite le MMT (anciennement Multiple Mirror Telescope), qui possède actuellement un miroir primaire de 6,5 m de diamètre. Le nom provient du fait que la collecte de la lumière du télescope était initialement faite par six miroirs plus petits avant que l’actuel miroir primaire ne soit installé. Le miroir actuel est remarquable car il est d’une conception légère en nid d’abeille réalisée par le Mirror Laboratory de l’observatoire Steward de l’université de l’Arizona. Le MMT est également remarquable par son bâtiment inhabituel, qui ne ressemble pas du tout à un dôme d’observatoire typique. La forme particulière du bâtiment est conçue pour replier complètement les murs et le toit autour du télescope, lui permettant de refroidir très rapidement de façon à améliorer le seeing*.

*  Le seeing n’est pas un nouvel anglicisme snob (en français qualité d’image ou qualité de la visibilité), c’est une grandeur servant à caractériser la qualité optique du ciel. En pratique, le seeing mesure la turbulence atmosphérique. Avec la transparence du ciel, il est donc un des paramètres utilisés par les astronomes pour mesurer la qualité du ciel et a fortiori des observations astronomiques. Ces deux paramètres dépendent notamment de la température, de la pression, du vent et de l’humidité ainsi que de leurs variations.

 

Multiple Mirror Telescope

Le MMT fonctionna entre 1979 et 1998 avec 6 miroirs, chacun d’un diamètre de 1,8 mètre, fournissant une surface de collecte équivalente à celle d’un télescope de 4,5 m, ce qui en fit le troisième plus grand télescope au monde lors de son inauguration. Il présentait des innovations de conception ambitieuses dont une conception optique inhabituelle : un bâtiment tournant simultanément avec le télescope et une monture altazimutale.

À l’exception du Bolshoi Teleskop Azimutalnyi (BTA-6) et du télescope de 40 pieds de William Herschel, les grands télescopes optiques avant le MMT utilisaient des montures équatoriales. Le MMT apporta un changement majeur dans la conception des télescopes; tous les grands télescopes optiques depuis le MMT ont été construits avec une monture azimutale (ou altazimutale). Plusieurs technologies inaugurées au MMT ont contribué au succès de la génération suivante de grands télescopes. Celles-ci comprenaient : des servomoteurs à grande vitesse pour la monture azimutale; un pointage à très haute précision qui éliminait la nécessité de cartes du ciel; l’alignement et la mise en phase de télescopes multiples; l’amélioration des performances optiques en prêtant attention à l’environnement thermique de l’installation; des contributions au dépôt sous vide des argentures, au nettoyage des optiques et la maintenance; et des premiers essais d’optiques adaptatives co-phasées. Une des raisons à sa conception initiale à plusieurs miroirs provenait de la difficulté à couler de grands miroirs. Une solution à ce problème a été trouvée par Roger Angel de l’observatoire Steward qui coule les miroirs avec une structure en nid d’abeille à l’intérieur d’un four rotatif. Ceci rendit possible le remplacement des six miroirs par un unique miroir de 6,5 m. Le bâtiment d’origine et une partie de la structure ont pu être conservés. Le nouveau miroir fut coulé et poli au Steward Observatory Mirror Laboratory à l’université de l’Arizona. C’était le premier miroir de 6,5 m coulé au SOML. Le nouveau MMT a été inauguré le 20 mai 2000. Fin 2002, un nouveau miroir secondaire déformable a été ajouté au télescope. Tandis que les autres conceptions d’optique adaptative réalisent leurs corrections avec des miroirs additionnels, la minimisation du nombre de surfaces chaudes dans le trajet de la lumière donne de meilleurs résultats en infrarouge.

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Télescopes en projet ou en cours de réalisation :

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Observatoire ELT de l’ESO sur le Cerro Armazones (Chili)

Le plus grand. Il est en cours de construction.

Cliquez ici pour voir la page de l’ELT

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Le Télescope VERA-RUBIN
(ou Télescope LSST [Large Synoptic Survey Telescope]) sur le Cerro Pachòn (Chili)

Ce grand télescope d’étude synoptique (qui, littéralement, permet  d’avoir une “vue d’ensemble”) est un instrument, en cours de construction, d’une nature très originale et unique à ce jour. Il est installé au Chili, sur le Cerro Pachòn, à 2.673 mètres d’altitude. Il réalisera une cartographie profonde et temporelle de l’ensemble du ciel visible. Le LSST observera des dizaines de milliards de galaxies et d’étoiles et couvrira un large domaine d’étude allant de la matière noire et l’énergie sombre au système solaire.

Schéma du LSST quand il sera opérationnel  ↑

↑  Le support des miroirs primaire et tertiaire du LSST 

En construction depuis 2014, il devrait être opérationnel en 2025. Le consortium qui gère le projet est essentiellement américain (nombreuses universités et fondations), mais beaucoup de pays participent au projet, notamment pour la France L’Institut National de Physique Nucléaire et de Physique des Particules (IN2P3 – CNRS) en France.

Ce télescope sera doté d’un miroir primaire de 8,4 m de diamètre, d’un miroir secondaire de 5 m et d’un miroir tertiaire de 3,4 m. Ce système assurera la surface effective d’un miroir de 6,68 m ouvert à f/1,234.

Les caractéristiques chiffrées sont extraordinaires. Le LSST aura un angle de vue instantané de 9,6° carrés (3,5° x 3,5°) permettant une surveillance sur un champ de 18.000 degrés carrés (pouvant aller jusqu’à 25.000 degrés carrés).

Le système d’imagerie est à la hauteur de l’instrument : dotée de 6 filtres, la caméra aura une résolution de 3,2 Gigapixels sur 18 bits avec des pixels de 10 microns (0,2 arcsecondes). Chaque prise de vue couvrira une surface du ciel équivalente à 40 fois la pleine Lune ! La durée totale entre 2 expositions n’excédera pas 30 secondes, permettant ainsi de réaliser environ 1.000 prises de vue par nuit (soit 15 Téraoctets de données). En 10 ans (durée initialement prévue de la mission) le LSST devrait accumuler plus de 50 Pétaoctets de données d’images brutes (50 x 1015 octets).

Le LSST pourra opérer dans les longueurs d’onde comprises entre 320 et 1050 nanomètres (ondes allant du proche ultraviolet au proche infrarouge en incluant bien sûr tout le spectre de la lumière visible).

Trois ingénieurs posant devant le support du miroir primaire  ↑

Optique

Le télescope utilisé, baptisé Simonyi Survey Telescope, est un télescope de type Paul-Baker, qui présente la particularité d’utiliser trois miroirs courbés asphériques permettant la réduction des trois types d’aberration optique : l’aberration sphérique, le coma et l’astigmatisme. Ce type de télescope permet d’obtenir une image de qualité sur un champ de vue de grande taille. L’architecture retenue permet d’obtenir un ensemble extrêmement compact : la hauteur totale de la partie optique, mesurée par la distance entre le sommet du miroir secondaire et celui du miroir tertiaire, est de 6,4 mètres. Il permet de réaliser des images d’une portion du ciel de 9,62 degrés carrés (à comparer à quelques minutes carrés des instruments grand angle installés sur les télescopes de même taille). Le miroir primaire M1 mesure 8,4 m de diamètre. Il réfléchit la lumière vers le miroir secondaire M2 convexe de 3,4 m de diamètre qui est le plus grand miroir convexe jamais construit. Enfin, ce dernier réfléchit la lumière vers le miroir tertiaire M3 de 5 m de diamètre, qui présente la particularité d’être au centre de M1. Le rayonnement lumineux pénètre ensuite dans la caméra située entre les miroirs M3 et M2, qui dispose de trois lentilles (dans l’ordre L1, L2 et L3) chargées de corriger les aberrations. L1 a un diamètre de 1,55 m tandis que L3 a un diamètre de 0,69 m. Le rayonnement lumineux arrive sur le capteur d’un diamètre de 64 cm placé sur un plan focal plat. Compte tenu des caractéristiques de la partie optique, 63 % de la lumière collectée arrive au capteur pour le champ de vue de 1,4° et 57 % sur l’ensemble du champ de vue (3,5°)29,7.

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Schéma de la partie optique : à gauche schéma représentant les trois miroirs M1, M2 et M3.
À droite schéma des trois lentilles L1, L2 et L3 de la caméra.

https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/a/a9/LSST_telescope_M1M3-March2013.jpgLes miroirs M1 et M3 sont façonnés dans le même bloc de verre monolithique.
On distingue le M3 par sa courbure plus accentuée.

Les blocs de verre sont placés sur la forme du miroir M1 avant les opérations de fusion.

Les blocs de verre sont placés sur la forme du miroir M1 avant les opérations de fusion.

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Schéma de la caméra

vue explosée.Vue explosée

Objectifs scientifiques

Pendant une période de 10 ans, le télescope sera dédié au Legacy Survey of Space and Time , durant lequel il balayera la totalité du ciel plusieurs fois par semaine pour réaliser un relevé de l’univers en 3D, avec les changements et mouvements survenus au cours du temps, créant ainsi une sorte d’accéléré. Il devrait nous aider à comprendre l’énergie noire, nous offrir un aperçu des faits cosmiques les plus éloignés et guetter les astéroïdes plus près de la Terre.

Il est conçu pour remplir de nombreux objectifs qui peuvent être rangés dans quatre catégories : réalisation d’un inventaire des objets célestes présents dans le système solaire, cartographie de la Voie Lactée, étude des phénomènes transitoires dans le domaine optique, recherches sur la matière noire et l’énergie sombre.

Inventaire des objets du Système solaire

Les petits corps présents dans le Système solaire (astéroïdes, objets de la ceinture de Kuiper, comètes, …) fournissent des indices uniques sur les débuts du Système solaire. Les caractéristiques de leur orbite, leur taille et la distribution de leur couleur constituent autant d’éléments sur l’histoire de leur accrétion ainsi que des collisions et des perturbations subies par des planètes existantes ou disparues. Les objets éloignés du Soleil situés dans la ceinture de Kuiper n’ont jamais entamé le processus de croissance. L’analyse de leur distribution est un élément clé pour tester les différentes théories de la formation et de l’évolution du Système solaire. Grâce à ses caractéristiques uniques, l’observatoire Rubin doit permettre d’effectuer des avancées spectaculaires dans les études du Système solaire en découvrant plusieurs millions d’objets et en fournissant à la fois leur orbite, leur courbe de lumière et leur couleur. La majeure partie d’entre eux sont des astéroïdes de la ceinture principale. Les découvertes effectuées par l’observatoire devrait augmenter d’un facteur compris entre 10 et 100 le nombre d’objets dont l’orbite, la couleur et la variabilité sont documentés.

La compréhension actuelle des objets célestes situés dans le Système solaire au-delà de l’orbite de Neptune (objets transneptuniens) est limitée par la faible taille de l’échantillon connu. Moins de la moitié des 1.000 objets transneptuniens découverts (2009) ont un biais d’observation qui peut être quantifié et la couleur n’a pu être mesurée que pour quelques centaines d’entre eux. Le télescope, en observant les astéroïdes à travers leur déplacement dans la moitié de la voute céleste, devrait obtenir des paramètres orbitaux précis y compris pour des objets très peu brillants, mesurer des couleurs précises, obtenir des courbes de lumière de milliers d’objets transneptuniens ainsi que leur période de rotation, leurs formes et leurs axes de rotation. De nombreux astéroïdes ont leur orbite qui croise celle de la Terre. Le Congrès américain a demandé à la NASA d’identifier 90% des objets de ce type ayant plus de 140 mètres de diamètre. L’observatoire Vera C. Rubin est le seul instrument terrestre capable de remplir cet objectif.

Structure de la Voie lactée

L’observatoire sera utilisé pour reconstituer l’histoire de la structure et des accrétions qui sont à l’origine de la Voie lactée (notre galaxie). Les relevés astronomiques effectués dans le cadre des expériences 2MASS et SDSS ont démontré que le halo galactique de la Voie lactée résulte de l’accrétion et de la cannibalisation de galaxies satellites. Pour déterminer de manière plus précise cette histoire de la formation de la galaxie, il est nécessaire de réaliser des mesures photométriques sur de larges portions du ciel avec une sensibilité étendue, de déterminer la parallaxe, les mouvements propres et les spectres. Le télescope doit permettre l’étude de la distribution de nombreuses étoiles de la séquence principale situées dans le halo galactique, déterminer leur métallicité et leur cinématique et réaliser des mesures directes de distance pour certaines d’entre elles. Il doit également fournir les principales caractéristiques de toutes les étoiles situées dans un rayon de 300 parsecs autour du Soleil.

Objets transitoires et variables dans le domaine optique

L’observatoire Vera C. Rubin, grâce à ses prises de vue du ciel entier répétées à intervalles rapprochés et sa bonne sensibilité, est un outil particulièrement adapté à la découverte des phénomènes transitoires (objets invisibles devenant brusquement visibles : supernovae, sursaut gamma, etc., lunes temporaires, etc.) et des objets variables (visible en permanence mais avec une variation de la luminosité). Il devrait permettre de découvrir des objets rares et exotiques et de mettre en évidence de nouveaux aspects des événements transitoires. Grâce au système d’alerte en quasi temps réel les phénomènes temporaires pourront être observés à l’aide d’autres instruments. On estime qu’il devrait fournir 1 000 fois plus de données sur ces différents objets que les relevés astronomiques en cours.

Matière noire et énergie sombre

Les cosmologistes ont convergé au cours des dernières décennies vers une description de la naissance et de l’évolution de notre univers cohérente qui permet d’expliquer toutes les observations effectuées à l’aide des observatoires terrestres et spatiaux. Mais ce modèle repose sur l’existence de deux composantes – la matière noire et l’énergie sombre – qui combinées représenteraient 96% de la masse totale de l’univers. L’existence de la matière noire est déroutante car elle suppose qu’il existe une nouvelle catégorie de particules subatomiques qui n’obéissent pas aux mêmes lois que les protons, neutrons, électrons, … L’énergie sombre est le nom donné à un phénomène mystérieux à l’origine de l’accélération de l’expansion de l’univers constatée à travers des observations effectuées sur les supernovae de type 1a, l’étude des structures à grande échelle de l’univers et la cartographie du fond diffus cosmologique. L’énergie sombre relève d’une théorie physique, située à l’articulation entre la gravitation et la mécanique quantique, qui reste à ce jour complètement mystérieuse. En l’absence de proposition de théorie, son étude repose sur les observations de ses effets. Le grand nombre de phénomènes observés par le télescope – lentilles gravitationnelles faibles et fortes, évolution des corrélations des galaxies, dénombrement des agrégats de matière noire, supernovae, … – débarrassées des erreurs systémiques doivent contribuer à faire avancer notre compréhension de l’énergie sombre.

La seule manière de mesurer la matière noire, qui représente 85% de la masse totale de l’Univers mais est indétectable au niveau du spectre électromagnétique, est de mesurer son impact sur la pesanteur. Le meilleur outil pour trouver et étudier la matière noire est la lentille gravitationnelle : ce phénomène apparait lorsque le rayonnement émanant d’une source ponctuelle (étoile ou galaxie) est déformée en passant devant une concentration de matière telle qu’une autre galaxie, s’interposant entre la source et l’observateur terrestre. Une lentille gravitationnelle forte produit plusieurs images de la source tandis qu’une lentille gravitationnelle faible a des effets plus subtils (distorsion de l’image de la source). Ces deux types de phénomènes devrait non seulement aider les astrophysiciens à comprendre la matière noire mais également permettre d’utiliser cette substance pour reconstituer la croissance et l’évolution de l’univers. Les lentilles gravitationnelles fortes sont rares tandis que la détection des lentilles gravitationnelles faibles, beaucoup plus fréquentes, nécessite une très grande quantité de données sur la taille et la forme des galaxies pour ne pas les confondre avec des anomalies naturelles de la forme des galaxies. L’observatoire devrait découvrir des milliers de lentilles gravitationnelles de toute taille et configuration44.

Déroulement des observations

L’enchainement des observations effectuées par le télescope est programmé à l’avance et entièrement automatique. Chaque portion de ciel est photographiée deux fois en séquence avec un temps d’exposition de 15 secondes. Chaque prise d’image se déroule selon la séquence suivante : ouverture de l’obturateur (1 seconde), obturateur complètement ouvert (14 secondes), fermeture de l’obturateur (1 seconde). Entre deux prises d’images, 2 secondes sont consacrées au transfert des données contenues dans les CCD du capteur. Après cette séquence d’une durée totale de 34 secondes, le télescope est pointé vers une nouvelle région du ciel (durée moyenne du repositionnement du télescope : 6,8 secondes) et une nouvelle séquence de prise d’images est entamée. Au cours d’une nuit l’instrument observe environ 1 000 portions de ciel entrecoupés de 450 phases d’étalonnage. L’ensemble du ciel austral est ainsi balayé en un peu plus de trois jours. La plage de longueurs d’onde observées peut être limitée grâce aux filtres amovibles (un changement de filtre prend environ 2 minutes) à 324-395 nanomètres (filtre u), 405-552 nm (filtre g), 552-691 nm (filtre r), 691-818 nm (filtre i), 818-921 nm (filtre z) et 922-997 nm (filtre y). Lorsque les conditions d’observation sont les plus favorables, la préférence va aux filtres i et r car ils permettent ‘obtenir la meilleure sensibilité.

Alertes

La variation de luminosité ou de changement de position d’un objet détecté entre les deux prises d’image effectuées déclenche une alerte qui est diffusée en temps réel 60 secondes après l’observation dans l’ensemble de la communauté des astronomes. Il est prévu que les observations déclenchent environ 10 millions d’alertes par nuit. Chaque prise de vue est comparée à une prise de vue antérieure. Si un nouvel objet apparait ou qu’une variation de luminosité d’un objet connu est détecté, l’objet est rapproché des catalogues des objets du Système solaire et des objets extrasolaires. Sa position, sa taille, sa forme, sa signature lumineuse, son historique, les caractéristiques de sa variété et une vignette de l’image sont communiqués.

Relevés astronomiques profonds

Environ 10 % du temps sera consacré à des observations plus poussées de portions du ciel. Typiquement une observation de ce type (deep survey) consisterait à effectuer de 5 300 à 13 800 observations par plage de fréquences de cette portion du ciel sur une période de 10 ans à raison de 256 séquences de 20 à 52 prises d’images par plage de fréquence. La durée totale d’observation pour cette portion de ciel serait d’environ 225 heures. Ce type de relevé astronomique permettrait de détecter des objets d’une magnitude apparente de 28,9 (filtre ru) à 27 (filtre y).

Traitements des données et produits

Au cours des dix années de fonctionnement programmées, le ciel austral doit être complètement photographié à 825 reprises. Le rapprochement des images successives de la même portion de ciel doit permettre de détecter des étoiles dont la magnitude apparente est de 27,5. Ces données seront ensuite mises à la disposition des chercheurs et du public.

Traitement des données

Chaque nuit 20 téraoctets de données brutes sont collectées, ce qui nécessite des capacités de traitement exceptionnelles. Les données sont d’abord corrigées sur le site avant d’être transférées à la base de La Serena par une liaison fibre optique dont le débit est de 600 gigabits par seconde et où elles sont stockées (copie 1). Les données sont ensuite transmises au site au centre d’archivage de la NCSA (Illinois, Etats-Unis) via deux liaisons ayant un débit de 100 gigabits par seconde. Ce dernier dispose d’une puissance de calcul très importante qui lui permet de traiter l’énorme volume de données. Le centre génère les alertes en quasi temps réel (phénomènes variables/transitoires) et réalise la moitié du traitement de production permettant de préparer le catalogue. Le centre archive une deuxième copie des données. Le centre sert également de serveur pour tous les utilisateurs souhaitant effectuer des recherches dans les données collectées. Enfin une copie des données est transmise au centre de calcul de l’IN2P3 en France où la moitié des calculs pour la réalisation du catalogue est effectuée. Le traitement des données nécessite une puissance de calcul de 150 téraflops lors de la production du premier catalogue et de 950 téraflops pour la production de la dernière version 10 ans plus tard.

Produits

Les observations effectuées par l’observatoire Rubin aboutissent à la production à destination de la communauté scientifique de données et de services plus ou moins élaborés organisés en 3 niveaux50 :

  • Niveau 1
    • 20 millions d’événements transitoires – objets ayant changé de luminosité telle qu’une supernova ou de position tel qu’un astéroïde – par nuit mis à disposition par le réseau de distribution 60 secondes après leur observation.
    • Catalogue de 6 millions de corps orbitant dans le Système solaire
  • Niveau 2 :
    • Catalogue de 37 milliards d’objets (20 milliards de galaxies, 17 milliards d’étoiles)
    • 7 trillions de détections uniques et 30 trillions de détections forcées produites annuellement
    • Images de l’espace profond obtenues en superposant les images de la même portion de ciel
  • Niveau 3 :
    • Services et ressource informatiques des serveurs de données permettant aux utilisateurs d’effectuer des requêtes et analyses spécifiques.
    • Logiciels et API permettant le développement de programmes d’analyse spécifiques.

Au bout des 10 ans d’observation programmées, le nombre d’objets et d’événement par type est de :

Objets du Système solaire 
  • Astéroïdes de la ceinture d’astéroïdes : 5,5 millions (nombre d’astéroïdes connus en 2018 : 0,65 million)
  • Astéroïdes troyens de Jupiter : 280 000 (nombre d’astéroïdes connus en 2018 : ~6 000)
  • Objets géocroiseurs : 100 000 (nombre de géocroiseurs connus en 2018 : ~14 500)
  • Objets de la ceinture de Kuiper : 40 000 (nombre d’objets connus en 2018 : ~2 000)
  • Objets interstellaires : 10 (nombre d’objets connus en 2018 : 1)
  • Comètes : 10 000
Objets extragalactiques rares
  • Galaxies actives avec un décalage vers le rouge > 6 : 10 000
  • Galaxies actives avec un décalage vers le rouge > 7,5 : 100
  • Galaxies satellites de la Voie lactée : 300
  • Galaxies lenticulaires : 10 000
  • Quasars lenticulaires : 3 000
Événements transitoires
  • Supernovae type IA : 200 000 par an
  • Supernovae type II : 100 000 par an
  • Supernovae lenticulaires : 300 sur 10 ans
  • Événements de rupture par effet de marée : 6 000 par an
  • Sursauts gamma dans l’axe : 50 par an
  • Kilonovae : 70 sur 10 ans
  • Étoile à neutrons avec microlentille gravitationnelle : 10 000
  • Trous noirs avec microlentille gravitationnelle : 1000 par an
Objets galactiques rares
  • Étoiles hyper-rapides : 10 dans un rayon de 20 kiloparsecs
  • Naines blanches : 50 millions
  • Naines L, T et Y : 36 000, 2 000 et 20
  • Exoplanètes de type Jupiter chaud : 1 000 (détectés par la méthode du transit).

Catalogues

Au cours des 10 années d’observation programmées, 11 catalogues d’objets seront mis à disposition (environ 1 par an). Le premier (DR1 pour Data Release 1) sera publié 12 mois après le début des observations et contiendra environ 18 milliards d’objets. Le dernier DR11 contiendra 37 milliards d’objets et 5,5 images de 3,2 gigapixels.

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Le “Thirty Meter Telescope” (TMT)

Le Télescope de Trente Mètres (en anglais Thirty Meter Telescope : TMT) sera un observatoire astronomique terrestre doté d’un miroir segmenté de 30 mètres de diamètre, capable d’observer depuis le proche ultraviolet jusqu’à l’infrarouge moyen (de 0,31 à 28 μm – micromètre ou micron). Un système d’optique adaptative corrigera le flou des images causé par l’atmosphère terrestre. Aux longueurs d’ondes supérieures à 0,8 μ, cette correction permettra des observations avec une résolution spatiale dix fois supérieure à celle du télescope spatial Hubble. En mode vision naturelle, le TMT aura une sensibilité supérieure d’un facteur dix par rapport aux télescopes terrestres existants, et en mode optique adaptative, d’un facteur 100.

C’est un télescope “nomade”, voire baladeur : en effet, rien que le choix de son site d’implantation a commencé en 2009 et a pris des années… Initialement prévu sur le Mauna Kea à Hawaï, le projet a été contesté et mis en péril par les populations polynésiennes (notamment celle de la grande île) pour des raisons écologiques et aussi au prétexte que c’était un lieu sacré dans leurs croyances ancestrales. D’autres sites ont alors été envisagés : la Chine, les Canaries, le Cerro Armazones au Chili, la Basse Californie au Mexique, etc. Finalement, le 29 septembre 2017, un accord a été trouvé entre les promoteurs du projet, l’Etat d’Hawaï et les organismes hawaïens de défense de la nature pour que l’autorisation soit enfin donnée au projet de s’établir sur le Mauna Kea (choix initial du site) à 4.050 mètres d’altitude.

En mars 2024, il n’y avait pas encore de calendrier précis concernant de nouvelles dates de début ou d’achèvement de ce projet.

 

Projet scientifique :

Le TMT sera un observatoire “généraliste” capable de mener des études dans une grande variété de sujets d’astrophysiques, parmi lesquels :

  • l’énergie sombre, la matière sombre et la vérification du modèle standard de la physique des particules;
  • Description des premières étoiles et des premières galaxies de l’Univers;
  • Étude de l’ère de la réionisation;
  • Rassemblement et évolution des galaxies ces dernières 13 milliards d’années;
  • Relations entre les trous noirs supermassifs et les galaxies;
  • Décomposition étoile-par-étoile des galaxies situées jusqu’à 10 millions de parsecs;
  • Physique de la formation des étoiles et des planètes;
  • Découverte et description des exoplanètes;
  • Chimie de la surface des objets de la ceinture de Kuiper;
  • Chimie et météorologie des atmosphères planétaires du système solaire;
  • Recherche de la vie sur des planètes hors du système solaire.

Le TMT a été conçu pour être complémentaire du télescope spatial James-Webb et de l’Atacama Large Millimeter Array (ALMA).

Le Télescope : L’élément central de l’observatoire du TMT sera un télescope Ritchey-Chrétien avec un miroir primaire de 30 m de diamètre. Ce miroir sera constitué de 492 facettes, miroirs élémentaires hexagonaux de 1,40 m. La forme de chaque facette et sa position par rapport aux miroirs voisins sera contrôlée par l’optique active. Un miroir secondaire de 3 m produira un champ visuel sans obstruction de 20 minutes d’arc de diamètre avec un rapport focal de 15. Un miroir tertiaire plan dirigera la lumière vers les instruments scientifiques montés sur une grande plateforme Nasmyth. Le télescope aura une monture altazimutale. Cette monture permettra de repositionner le télescope sur n’importe quel point du ciel en moins de 5 minutes avec une précision minimale de 2 secondes d’arc. L’objet céleste une fois pointé, le télescope assurera sa poursuite avec une précision de quelques millisecondes d’arc. Le TMT aura une masse mobile de 2.000 tonnes, instruments compris. Sa conception résulte de celle, jugée très réussie, de l’observatoire Keck.

Optique adaptative : Un système d’optiques adaptatives à conjugaison multiple (en anglais Multi-Conjugate Adaptive Optics ou MCAO) sera intégrée à l’observatoire. Ce système mesurera la turbulence atmosphérique en comparant la combinaison d’étoiles naturelles (réelles) et artificielles (étoile simulée par laser). Sur la base de ces mesures, une paire de miroirs déformables sera ajustée plusieurs fois par seconde et corrigera la distorsion du front d’ondes causée par ces turbulences. Ce système produira des images à la limite de diffraction sur un champ visuel d’un diamètre supérieur à 30 secondes d’arc. Par exemple, le centre de la fonction d’étalement du point aura une taille de 0,015 seconde d’arc à une longueur d’onde de 2,2 μm, presque 10 fois supérieure à celle du télescope spatial Hubble.

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Télescope géant Magellan

Le télescope géant Magellan (en anglais Giant Magellan Telescope, en abrégé GMT) est un projet de télescope terrestre dont la livraison est prévue pour 2029. Il sera constitué de sept miroirs primaires de 8,4 m de diamètre, avec la résolution spatiale d’un miroir primaire de 24,5 m de diamètre et une surface collectrice équivalente à celle d’un miroir de 21,4 m5, ce qui en fait un des trois extrêmement grands télescopes.

Les responsables ont confirmé l’installation du télescope à l’observatoire de Las Campanas. Ce site est également celui où sont déjà installés les télescopes Magellan, au Chili, à une centaine de kilomètres au nord-est de la ville de La Serena. Comme pour beaucoup de grands télescopes plus anciens, ce site a été retenu comme lieu d’implantation pour ce nouvel instrument du fait du climat très favorable et du grand nombre annuel de nuits claires. De plus, la rareté des centres habités à proximité font que le ciel nocturne est non seulement exempte de pollution atmosphérique, mais aussi de pollution lumineuse.

Ce télescope est unique en ce qu’il utilisera sept segments de miroirs de 8,40 m de diamètre chacun. Ces segments seront disposés pour ne former qu’une seule surface optique, ce qui constitue un défi, car les six segments de miroirs extérieurs ne forment pas une symétrie radiale (c’est-à-dire qu’ils ont un système optique excentré), ce qui oblige à modifier légèrement la procédure habituelle de polissage. Bien que les six miroirs extérieurs soient individuellement excentrés, la conception exige une disposition centrée de la surface de réflexion de l’ensemble des sept miroirs, avec un miroir au centre et les six autres disposés symétriquement par rapport à ce centre, ce qui donne finalement un plan focal centré pour l’ensemble. Il est prévu de construire sept miroirs excentrés identiques de façon qu’il y en reste un de rechange pour les opérations de retraitement des surfaces des segments, une opération nécessaire environ tous les deux ans et d’une durée d’une à deux semaines par segment.

Les miroirs sont en cours d’élaboration dans le Steward Observatory Mirror Lab (SOML) à l’Université d’Arizona. La coulée du premier miroir, dans un four rotatif, s’est terminée le 3 novembre 2005, mais la mise en forme et le polissage, qui nécessitent beaucoup de temps, ont été terminées qu’au début 2010. Le télescope utilisera l’optique adaptative.