{"id":5667,"date":"2017-11-03T00:05:32","date_gmt":"2017-11-02T22:05:32","guid":{"rendered":"http:\/\/gap47.astrosurf.com\/?page_id=5667"},"modified":"2024-11-03T20:12:43","modified_gmt":"2024-11-03T18:12:43","slug":"autres-telescopes-terrestres","status":"publish","type":"page","link":"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/ressources\/telescopes-exceptionnels\/autres-telescopes-terrestres\/","title":{"rendered":"Autres t\u00e9lescopes terrestres"},"content":{"rendered":"

Vous trouverez dans cette liste un certain nombre de t\u00e9lescopes terrestres, exceptionnels par leurs dimensions et\/ou par leurs caract\u00e9ristiques techniques et leurs capacit\u00e9s astronomiques.<\/strong> <\/span><\/p>\n

Vous pouvez aller directement \u00e0 la section qui vous int\u00e9resse en cliquant sur l’un des choix ci-dessous. Vous pourrez ensuite revenir directement ici avec la fl\u00e8che retour de votre navigateur.<\/em><\/span><\/p>\n

T\u00e9lescopes existants :<\/span><\/span><\/strong><\/span><\/a>
\n Keck 1 et 2<\/strong> (Mauna Kea – Hawa\u00ef)<\/span><\/a><\/span>
\n Subaru <\/strong>(Mauna Kea – Hawa\u00ef)<\/span><\/a><\/span>
\n LBT, Large Binocular Telescope <\/strong>(Mont Graham, Arizona, USA)<\/span><\/a><\/span>
\n Gran Telescopio Canarias<\/strong><\/span><\/a><\/span>
\n T\u00e9lescope Hobby-Eberly<\/strong><\/span><\/a><\/span>
\n Southern African Large Telescope \u2022 SALT<\/strong><\/span><\/a><\/span>
\n Observatoire VLT de l’ESO<\/strong> (Cerro Paranal – Chili)<\/span><\/a><\/span>
\n Observatoire Gemini <\/strong>(Mauna Kea – Hawa\u00ef \/ Cerro Pach\u00f2n – Chili)<\/span><\/a><\/span>
\n Observatoire MMT<\/strong> (Mont Hopkins – Arizona)<\/span><\/a><\/span>
\n T\u00e9lescopes en projet ou en cours de r\u00e9alisation :<\/strong><\/span><\/a><\/span>
\n Observatoire ELT de l’ESO<\/strong> (Cerro Armazones – Chili)<\/span><\/a><\/span>
\n T\u00e9lescope VERA-RUBIN <\/strong>(LSST <\/strong>Large Synoptic Survey Telescope), <\/b>Cerro Pach\u00f2n – Chili<\/span><\/a><\/span>
\n Le \u00ab\u00a0Thirty Meter Telescope\u00a0\u00bb (TMT) <\/strong>Mauna Kea – Hawa\u00ef<\/span><\/a><\/span>
\n T\u00e9lescope g\u00e9ant Magellan<\/strong> (Las Campanas – Chili)<\/a>
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T\u00e9lescopes existants :<\/span><\/p>\n

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T\u00e9lescopes Keck 1 et 2 (Hawa\u00ef)<\/strong><\/span><\/p>\n

Situ\u00e9s \u00e0 4.145 m d\u2019altitude sur le mont Mauna Kea sur la grande \u00eele d\u2019Hawa\u00ef, ce sont 2 t\u00e9lescopes de 10 m. Chaque miroir est constitu\u00e9 de 36 \u00ab\u00a0petits\u00a0\u00bb miroirs hexagonaux. Le Keck 1 a vu sa premi\u00e8re lumi\u00e8re en 1993 et le Keck 2 en 1996. Ils peuvent travailler s\u00e9par\u00e9ment ou ensemble par interf\u00e9rom\u00e9trie optique (comme le VLT de l\u2019ESO au Chili), ce qui leur permet d\u2019avoir une r\u00e9solution angulaire \u00e9quivalente \u00e0 un miroir de 85 m. Ils sont aussi \u00e9quip\u00e9s de syst\u00e8mes d\u2019optique active. Ils fonctionnent dans le domaine du visible et de l\u2019infrarouge. Ils sont de type Ritchey-Chr\u00e9tien sur monture altazimutale.<\/span><\/p>\n

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Parmi d\u2019autres choses, le Keck a d\u00e9couvert en 2012 S0-102 qui est l\u2019\u00e9toile la plus proche du trou noir supermassif (Sagittarius A*) qui est au centre de notre galaxie. Cette \u00e9toile tourne en seulement 11,5 ans autour de Sagittarius A*. Sa position dans le ciel a \u00e9t\u00e9 suivie de 2000 \u00e0 2012 et une orbite compl\u00e8te a \u00e9t\u00e9 observ\u00e9e. Du point de vue d’un observateur terrestre, elle se d\u00e9place dans le sens horaire. Ayant observ\u00e9 deux \u00e9toiles orbitant durant des p\u00e9riodes compl\u00e8tes autour du centre de la galaxie, le potentiel gravitationnel de SgrA * pourra \u00eatre \u00e9tabli. Il est possible que de la mati\u00e8re noire se trouve en grande quantit\u00e9 autour des orbites de ces \u00e9toiles, auquel cas, les effets de la relativit\u00e9 g\u00e9n\u00e9rale, en raison du d\u00e9calage gravitationnel vers le rouge ou d\u00e9calage d’Einstein, devraient devenir observables.<\/span><\/p>\n

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T\u00e9lescope Subaru (Hawa\u00ef)<\/strong><\/span><\/p>\n

\"\"<\/a><\/strong><\/span>Situ\u00e9 tout pr\u00e8s des 2 Keck et du Gemini North, sur le m\u00eame sommet du Mauna Kea \u00e0 4.139 m\u00e8tres d’altitude, ce t\u00e9lescope de 8,20 m en une seule pi\u00e8ce est ouvert \u00e0 f\/1,83. Le miroir, d’une \u00e9paisseur de 20 cm p\u00e8se 22,8 tonnes a une longueur focale de 15 m. Il est de type Ritchey-Chr\u00e9tien, variante Nasmith, sur monture altazimutale situ\u00e9 dans un d\u00f4me cylindrique. Il dispose d’un miroir secondaire et de deux miroirs, tertiaire et quaternaire, l’un en lumi\u00e8re visible et le second en infrarouge. L’ensmble du t\u00e9lescope p\u00e8se 555 tonnes pour 41 m de haut.<\/span><\/p>\n

\"\"\u2191  De gauche \u00e0 droite : le Subaru, Keck 1 et 2 et l’IRTF de la NASA (Infrared Telescope Facility)<\/span><\/span><\/em><\/span><\/p>\n

Construit et g\u00e9r\u00e9 par le Japon, sa premi\u00e8re lumi\u00e8re date de 1998. Il fonctionne dans la longueurs d\u2019onde du visible et de l\u2019infrarouge. C\u2019est (comme le VLT de l\u2019ESO au Chili) un miroir d\u2019une seule pi\u00e8ce avec optique adaptative.<\/span><\/p>\n

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LBT, Large Binocular Telescope (Mont Graham, Arizona, USA)<\/strong><\/span><\/p>\n

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Le grand t\u00e9lescope binoculaire<\/strong> (en anglais Large Binocular Telescope<\/em><\/strong>, LBT<\/strong>) est un t\u00e9lescope am\u00e9ricain qui poss\u00e8de deux miroirs de 8,4 m\u00e8tres de diam\u00e8tre, plac\u00e9s sur la m\u00eame monture altazimutale. Situ\u00e9 \u00e0 3.267 m d\u2019altitude sur le mont Graham, en Arizona, c’est un t\u00e9lescope tout \u00e0 fait unique en son genre. Inaugur\u00e9 en octobre 2004, le t\u00e9lescope est op\u00e9rationnel depuis fin 2006, \u00e0 l’ach\u00e8vement des travaux. Depuis cette date, il est le t\u00e9lescope optique le plus avanc\u00e9 au niveau de la r\u00e9solution. Les deux miroirs jumeaux d\u2019une focale de 9,5 m sont ouverts \u00e0 f\/1.14 et sont s\u00e9par\u00e9s de 14,4 m (entre les 2 centres des miroirs). Cela donne une surface \u00e9quivalente \u00e0 un miroir unique de 11,8 m\u00e8tres de diam\u00e8tre. C\u2019est un partenariat entre plusieurs organisations am\u00e9ricaines et allemandes. En interf\u00e9rom\u00e9trie ils simulent un miroir unique de 22,8 m.<\/span><\/p>\n

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Gran Telescopio Canarias<\/strong><\/span><\/p>\n

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Le Gran Telescopio Canarias<\/strong> (GTC<\/strong>, \u00ab Grand T\u00e9lescope des \u00eeles Canaries<\/strong> \u00bb), appel\u00e9 quelquefois GranTeCan<\/strong>, est un t\u00e9lescope de 10,4 m\u00e8tres de diam\u00e8tre situ\u00e9 \u00e0 l’observatoire du Roque de los Muchachos, \u00e0 2 396 m\u00e8tres d\u2019altitude, sur l’\u00eele de La Palma. Il est \u00e0 ce jour, le plus grand t\u00e9lescope optique du monde.<\/span><\/p>\n

Le GTC est mis en service le 13 juillet 2007 et produit ses premi\u00e8res donn\u00e9es scientifiques en juin 2009. Le 24 juillet 2009, il est inaugur\u00e9 par le roi et la reine d\u2019Espagne. Son miroir principal, con\u00e7u et r\u00e9alis\u00e9 par REOSC est enti\u00e8rement pilot\u00e9 par un syst\u00e8me d’optique active, est compos\u00e9 de 36 sections de vitroc\u00e9ramiques hexagonales mesurant 1,9 m de large chacune, de 8 cm d\u2019\u00e9paisseur et pesant 470 kg. Poli avec une pr\u00e9cision de 15 nanom\u00e8tres, il fournit des images d\u2019une r\u00e9solution proche de celles prises en orbite par le t\u00e9lescope spatial Hubble. La surface totale de son miroir est de 75,7 m2<\/sup>. Il est de type Ritchey-Chr\u00e9tien sur monture altazimutale.<\/span><\/p>\n

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T\u00e9lescope Hobby-Eberly<\/strong><\/span><\/p>\n

\"\"<\/a>Le t\u00e9lescope Hobby-Eberly<\/strong> est un t\u00e9lescope de 9,2 m situ\u00e9 \u00e0 l’observatoire McDonald au Texas pr\u00e8s de la ville de Fort Davis. Le miroir primaire est constitu\u00e9 de 96 \u00e9l\u00e9ments hexagonaux en Zerodur. Le t\u00e9lescope est fixe en hauteur (55\u00b0) et mobile en azimut. Il peut observer des objets pendant une dur\u00e9e de 1 \u00e0 2 heures \u00e0 l’aide d’un syst\u00e8me de poursuite situ\u00e9 au foyer. Ce syst\u00e8me suit l’objet \u00e0 travers la pupille, compensant la rotation de la Terre. Trois instruments sont disponibles pour analyser la lumi\u00e8re des objets observ\u00e9s. Ces trois instruments sont des spectrographes, respectivement \u00e0 haute, moyenne et basse r\u00e9solution spectrale. Le spectrographe \u00e0 basse r\u00e9solution est mont\u00e9 au foyer primaire, tandis que les spectrographes \u00e0 moyenne et haute r\u00e9solution sont install\u00e9s dans le b\u00e2timent, la lumi\u00e8re y \u00e9tant dirig\u00e9e par un c\u00e2ble \u00e0 fibre optique. Le t\u00e9lescope a \u00e9t\u00e9 utilis\u00e9 pour une grande vari\u00e9t\u00e9 d’\u00e9tudes allant du syst\u00e8me solaire aux \u00e9toiles de notre galaxie ainsi que des autres galaxies. Mesurant des vitesses radiales de l’ordre de 1 m\/s, le t\u00e9lescope a \u00e9t\u00e9 utilis\u00e9 avec succ\u00e8s pour d\u00e9couvrir des exoplan\u00e8tes. Avec le spectrographe \u00e0 basse r\u00e9solution, le t\u00e9lescope a \u00e9t\u00e9 utilis\u00e9 pour identifier des supernov\u00e6 de type Ia permettant de mesurer l’acc\u00e9l\u00e9ration de l’Univers. Il a \u00e9galement \u00e9t\u00e9 utilis\u00e9 pour mesurer la rotation de galaxies individuelles.<\/span><\/p>\n

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Southern African Large Telescope \u2022 SALT<\/strong><\/span><\/p>\n

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Le Grand t\u00e9lescope d’Afrique australe<\/strong> est un t\u00e9lescope de grande envergure install\u00e9 sur le site d’observation de l’Observatoire astronomique sud-africain, en Afrique du Sud dans le d\u00e9sert du Kalahari, et op\u00e9rationnel depuis 2005. Comme tous les observatoires astronomiques modernes, l’endroit n\u2019a pas de grande ville \u00e0 proximit\u00e9, \u00e9vitant ainsi les probl\u00e8mes de pollution lumineuse. Le SALT est un cousin am\u00e9lior\u00e9 du T\u00e9lescope Hobby-Eberly. Il a donc la particularit\u00e9 d’utiliser 91 miroirs hexagonaux de un m\u00e8tre, constituant ainsi un miroir primaire de 11,1 m\u00e8tres pour 9,2 m\u00e8tres d\u2019ouverture effective. Ce qui est original c’est que le miroir primaire est fixe<\/strong>, et le pointage en azimuth se fait en orientant toute la structure du t\u00e9lescope. C’est la position du miroir secondaire, lui mobile (autre particularit\u00e9) qui permet de suivre un objet dans le ciel pendant le temps d’exposition<\/strong>. SALT est pour l’instant \u00e9quip\u00e9 de deux spectrographes et d’une cam\u00e9ra CCD (appel\u00e9 Salticam), et qui vient d’acqu\u00e9rir ses premi\u00e8res images.<\/span><\/p>\n

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Observatoire VLT de l’ESO sur le Cerro Paranal (Chili)<\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

Cliquez ici pour voir la page du VLT<\/strong><\/span><\/a><\/span><\/p>\n

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Observatoire Gemini<\/strong><\/span><\/p>\n

L’observatoire Gemini<\/strong> est un observatoire astronomique constitu\u00e9 de deux t\u00e9lescopes de 8 m, un pour chaque h\u00e9misph\u00e8re. Les t\u00e9lescopes ont \u00e9t\u00e9 financ\u00e9s par un consortium d’institutions provenant de six pays, soit les \u00c9tats-Unis, le Canada, le Br\u00e9sil, l’Argentine, le Chili et l’Australie. L’observatoire est g\u00e9r\u00e9 par l’Association of Universities for Research in Astronomy<\/em> (AURA). Les bureaux de l’observatoire sont situ\u00e9s \u00e0 Hilo, sur le sommet du Mauna Kea, sur la Grande \u00cele d’Hawa\u00ef et \u00e0 La Serena au Chili. Ces deux t\u00e9lescopes sont de type Cassegrain sur monture altazimutale. Ils sont \u00e9quip\u00e9s d\u2019optiques adaptatives. Les miroirs de 8,10 m sont recouverts d\u2019une fine couche d\u2019argent (unique au monde)<\/strong>. Ils fonctionnent dans des longueurs d\u2019onde situ\u00e9es entre le proche ultraviolet, le visible et le moyen infrarouge. <\/span>Chaque t\u00e9lescope Gemini est constitu\u00e9 d’un miroir en c\u00e9ramique haute performance, fourni par Corning Glass. Ce miroir d’un diam\u00e8tre de 8,1 m\u00e8tres a une \u00e9paisseur de 20 centim\u00e8tres, pour une masse de 22,2 tonnes. Ces miroirs, surnomm\u00e9s Lucky Luke et Jolly Jumper, furent polis chez REOSC \u00e0 Saint-Pierre-du-Perray avec leurs 4 miroirs cousins (Joe, Jack, William et Averell) du VLT. La d\u00e9formation d’un miroir est corrig\u00e9e par un ensemble de 120 actionneurs.<\/span><\/p>\n

Le premier des deux t\u00e9lescopes, Gemini North<\/strong>, a \u00e9t\u00e9 achev\u00e9 en 1999 et a commenc\u00e9 ses observations scientifiques en 2000; il est situ\u00e9 sur le Mauna Kea \u00e0 une altitude de 4.205 m.<\/span><\/p>\n

\"\"<\/a>\u2191 Gemini North<\/span><\/em><\/span><\/p>\n

Le second t\u00e9lescope, Gemini South<\/strong>, est situ\u00e9 \u00e0 2.715 m sur le Cerro Pach\u00f3n non loin du t\u00e9lescope SOAR, tous deux situ\u00e9s \u00e0 une dizaine de kilom\u00e8tres au sud de l’observatoire du CTIO avec lequel ils partagent certaines infrastructures. Le t\u00e9lescope a vu ses premi\u00e8res lumi\u00e8res en 2000.<\/span><\/p>\n

\"\"\u2191 Gemini South<\/em><\/span><\/p>\n

Il s’est dot\u00e9 d’un instrument dot\u00e9 d’une optique adaptative, le \u00abGemini Planet Imager\u00bb (GPI), pour observer les exoplan\u00e8tes ou leurs disques de poussi\u00e8re pr\u00e9curseurs en imagerie directe. Il d\u00e9tecte la radiation en infrarouge, c’est-\u00e0-dire la chaleur \u00e9mise par les jeunes plan\u00e8tes g\u00e9antes de type Jupiter, et peut analyser leur spectre \u00e9lectromagn\u00e9tique. Pour sa premi\u00e8re lumi\u00e8re en novembre 2013, le GPI a produit une image de la plan\u00e8te Beta Pictoris b.<\/span><\/p>\n

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Observatoire MMT (Mont Hopkins, Arizona)
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L’observatoire MMT<\/strong> (en anglais MMT Observatory ou MMTO<\/em>) est un observatoire astronomique, sur le site de l’observatoire Fred Lawrence Whipple est situ\u00e9 sur le Mont Hopkins dans l’Arizona aux USA (\u00e0 55 km au sud de Tucson) dans les Santa Rita Mountains. L’observatoire est g\u00e9r\u00e9 par l’universit\u00e9 de l’Arizona et la Smithsonian Institution et poss\u00e8de un accueil du public dans la ville voisine d’Amado.<\/span><\/p>\n

The MMTO abrite le MMT (anciennement Multiple Mirror Telescope<\/em>), qui poss\u00e8de actuellement un miroir primaire de 6,5 m de diam\u00e8tre. Le nom provient du fait que la collecte de la lumi\u00e8re du t\u00e9lescope \u00e9tait initialement faite par six miroirs plus petits avant que l’actuel miroir primaire ne soit install\u00e9. Le miroir actuel est remarquable car il est d’une conception l\u00e9g\u00e8re en nid d’abeille r\u00e9alis\u00e9e par le Mirror Laboratory<\/em> de l’observatoire Steward de l’universit\u00e9 de l’Arizona. Le MMT est \u00e9galement remarquable par son b\u00e2timent inhabituel, qui ne ressemble pas du tout \u00e0 un d\u00f4me d’observatoire typique. La forme particuli\u00e8re du b\u00e2timent est con\u00e7ue pour replier compl\u00e8tement les murs et le toit autour du t\u00e9lescope, lui permettant de refroidir tr\u00e8s rapidement de fa\u00e7on \u00e0 am\u00e9liorer le seeing*.<\/span><\/p>\n

*  Le seeing<\/span><\/b> n’est pas un nouvel anglicisme snob (en fran\u00e7ais qualit\u00e9 d’image<\/b> ou qualit\u00e9 de la visibilit\u00e9),<\/b> c’est une grandeur servant \u00e0 caract\u00e9riser la qualit\u00e9 optique du ciel. En pratique, le seeing<\/span> mesure la turbulence atmosph\u00e9rique. Avec la transparence du ciel, il est donc un des param\u00e8tres utilis\u00e9s par les astronomes pour mesurer la qualit\u00e9 du ciel et a fortiori des observations astronomiques. Ces deux param\u00e8tres d\u00e9pendent notamment de la temp\u00e9rature, de la pression, du vent et de l’humidit\u00e9 ainsi que de leurs variations.<\/span><\/em><\/p>\n

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Multiple Mirror Telescope<\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

Le MMT fonctionna entre 1979 et 1998 avec 6 miroirs, chacun d’un diam\u00e8tre de 1,8 m\u00e8tre, fournissant une surface de collecte \u00e9quivalente \u00e0 celle d’un t\u00e9lescope de 4,5 m, ce qui en fit le troisi\u00e8me plus grand t\u00e9lescope au monde lors de son inauguration. Il pr\u00e9sentait des innovations de conception ambitieuses dont une conception optique inhabituelle : un b\u00e2timent tournant simultan\u00e9ment avec le t\u00e9lescope et une monture altazimutale.<\/span><\/p>\n

\u00c0 l’exception du Bolshoi Teleskop Azimutalnyi (BTA-6) et du t\u00e9lescope de 40 pieds de William Herschel, les grands t\u00e9lescopes optiques avant le MMT utilisaient des montures \u00e9quatoriales. Le MMT apporta un changement majeur dans la conception des t\u00e9lescopes; tous les grands t\u00e9lescopes optiques depuis le MMT ont \u00e9t\u00e9 construits avec une monture azimutale (ou altazimutale). Plusieurs technologies inaugur\u00e9es au MMT ont contribu\u00e9 au succ\u00e8s de la g\u00e9n\u00e9ration suivante de grands t\u00e9lescopes. Celles-ci comprenaient : des servomoteurs \u00e0 grande vitesse pour la monture azimutale; un pointage \u00e0 tr\u00e8s haute pr\u00e9cision qui \u00e9liminait la n\u00e9cessit\u00e9 de cartes du ciel; l’alignement et la mise en phase de t\u00e9lescopes multiples; l’am\u00e9lioration des performances optiques en pr\u00eatant attention \u00e0 l’environnement thermique de l’installation; des contributions au d\u00e9p\u00f4t sous vide des argentures, au nettoyage des optiques et la maintenance; et des premiers essais d’optiques adaptatives co-phas\u00e9es. <\/span>Une des raisons \u00e0 sa conception initiale \u00e0 plusieurs miroirs provenait de la difficult\u00e9 \u00e0 couler de grands miroirs. Une solution \u00e0 ce probl\u00e8me a \u00e9t\u00e9 trouv\u00e9e par Roger Angel de l’observatoire Steward qui coule les miroirs avec une structure en nid d’abeille \u00e0 l’int\u00e9rieur d’un four rotatif. Ceci rendit possible le remplacement des six miroirs par un unique miroir de 6,5 m. Le b\u00e2timent d’origine et une partie de la structure ont pu \u00eatre conserv\u00e9s. Le nouveau miroir fut coul\u00e9 et poli au Steward Observatory Mirror Laboratory<\/em> \u00e0 l’universit\u00e9 de l’Arizona. C’\u00e9tait le premier miroir de 6,5 m coul\u00e9 au SOML. Le nouveau MMT a \u00e9t\u00e9 inaugur\u00e9 le 20 mai 2000. <\/span>Fin 2002, un nouveau miroir secondaire d\u00e9formable a \u00e9t\u00e9 ajout\u00e9 au t\u00e9lescope. Tandis que les autres conceptions d’optique adaptative r\u00e9alisent leurs corrections avec des miroirs additionnels, la minimisation du nombre de surfaces chaudes dans le trajet de la lumi\u00e8re donne de meilleurs r\u00e9sultats en infrarouge.<\/span><\/p>\n

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T\u00e9lescopes en projet ou en cours de r\u00e9alisation :<\/span><\/p>\n

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Observatoire ELT de l’ESO sur le Cerro Armazones (Chili)<\/strong><\/span><\/p>\n

Le plus grand. Il est en cours de construction.<\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

Cliquez ici pour voir la page de l’ELT<\/strong><\/span><\/a><\/span><\/p>\n

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Le <\/span><\/strong><\/span>T\u00e9lescope VERA-RUBIN
\n<\/span><\/span><\/strong>(ou <\/span><\/span><\/span>T\u00e9lescope LSST [Large Synoptic Survey Telescope]) sur le Cerro Pach\u00f2n (Chili)<\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

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Ce grand t\u00e9lescope d’\u00e9tude synoptique (qui, <\/span>litt\u00e9ralement, p<\/span>ermet  d’avoir une \u00ab\u00a0vue d’ensemble\u00a0\u00bb) est un instrument, en cours de construction, d’une nature tr\u00e8s originale et unique \u00e0 ce jour. Il est install\u00e9 au Chili, sur le Cerro Pach\u00f2n, \u00e0 2.673 m\u00e8tres d’altitude. Il r\u00e9alisera une cartographie profonde et temporelle de l’ensemble du ciel visible. Le LSST observera des dizaines de milliards de galaxies et d’\u00e9toiles et couvrira un large domaine d’\u00e9tude allant de la mati\u00e8re noire et l’\u00e9nergie sombre au syst\u00e8me solaire.<\/span><\/p>\n

\"\"<\/p>\n

Sch\u00e9ma du LSST quand il sera op\u00e9rationnel  \u2191<\/span><\/em><\/span><\/p>\n

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\u2191  Le support des miroirs primaire et tertiaire du LSST <\/span> <\/span><\/figcaption><\/figure>\n

En construction depuis 2014, il devrait \u00eatre op\u00e9rationnel en 2025. Le consortium qui g\u00e8re le projet est essentiellement am\u00e9ricain (nombreuses universit\u00e9s et fondations), mais beaucoup de<\/span> pays participent au projet, notamment pour la France L’Institut National de Physique Nucl\u00e9aire et de Physique des Particules (IN2P3 – CNRS) en France.<\/span><\/p>\n

Ce t\u00e9lescope sera dot\u00e9 d’un miroir primaire de 8,4 m de diam\u00e8tre, d’un miroir secondaire de 5 m et d’un miroir tertiaire de 3,4 m. Ce syst\u00e8me assurera la surface effective d’un miroir de 6,68 m ouvert \u00e0 f\/1,234.<\/span><\/p>\n

Les caract\u00e9ristiques chiffr\u00e9es sont extraordinaires. Le LSST aura un angle de vue instantan\u00e9 de 9,6\u00b0 carr\u00e9s (3,5\u00b0 x 3,5\u00b0) permettant une surveillance sur un champ de 18.000 degr\u00e9s carr\u00e9s (pouvant aller jusqu’\u00e0 25.000 degr\u00e9s carr\u00e9s).<\/span><\/p>\n

Le syst\u00e8me d’imagerie est \u00e0 la hauteur de l’instrument : dot\u00e9e de 6 filtres, la cam\u00e9ra aura une r\u00e9solution 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 \u00e9quivalente \u00e0 40 fois la pleine Lune ! La dur\u00e9e totale entre 2 expositions n’exc\u00e9dera pas 30 secondes, permettant ainsi de r\u00e9aliser environ 1.000 prises de vue par nuit (soit 15 T\u00e9raoctets de donn\u00e9es). En 10 ans (dur\u00e9e initialement pr\u00e9vue de la mission) le LSST devrait accumuler plus de 50 P\u00e9taoctets de donn\u00e9es d’images brutes (50 x 1015<\/sup> octets).<\/span><\/p>\n

Le LSST pourra op\u00e9rer dans les longueurs d’onde comprises entre 320 et 1050 nanom\u00e8tres (ondes allant du proche ultraviolet au proche infrarouge en incluant bien s\u00fbr tout le spectre de la lumi\u00e8re visible).<\/span><\/p>\n

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Trois ing\u00e9nieurs posant devant le support du miroir primaire  \u2191<\/span><\/em><\/span><\/p>\n

Optique<\/span><\/strong><\/p>\n

Le t\u00e9lescope utilis\u00e9, baptis\u00e9 Simonyi Survey Telescope<\/i>, est un t\u00e9lescope de type Paul-Baker, qui pr\u00e9sente la particularit\u00e9 d’utiliser trois miroirs courb\u00e9s asph\u00e9riques permettant la r\u00e9duction des trois types d’aberration optique : l’aberration sph\u00e9rique, le coma et l’astigmatisme. Ce type de t\u00e9lescope permet d’obtenir une image de qualit\u00e9 sur un champ de vue de grande taille. L’architecture retenue permet d’obtenir un ensemble extr\u00eamement compact : la hauteur totale de la partie optique, mesur\u00e9e par la distance entre le sommet du miroir secondaire et celui du miroir tertiaire, est de 6,4 m\u00e8tres. Il permet de r\u00e9aliser des images d’une portion du ciel de 9,62 degr\u00e9s carr\u00e9s (\u00e0 comparer \u00e0 quelques minutes carr\u00e9s des instruments grand angle install\u00e9s sur les t\u00e9lescopes de m\u00eame taille). Le miroir primaire M1 mesure 8,4 m<\/abbr> de diam\u00e8tre. Il r\u00e9fl\u00e9chit la lumi\u00e8re vers le miroir secondaire M2 convexe de 3,4 m<\/abbr> de diam\u00e8tre qui est le plus grand miroir convexe jamais construit. Enfin, ce dernier r\u00e9fl\u00e9chit la lumi\u00e8re vers le miroir tertiaire M3 de 5 m<\/abbr> de diam\u00e8tre, qui pr\u00e9sente la particularit\u00e9 d’\u00eatre au centre de M1. Le rayonnement lumineux p\u00e9n\u00e8tre ensuite dans la cam\u00e9ra situ\u00e9e entre les miroirs M3 et M2, qui dispose de trois lentilles (dans l’ordre L1, L2 et L3) charg\u00e9es de corriger les aberrations. L1 a un diam\u00e8tre de 1,55 m<\/abbr> tandis que L3 a un diam\u00e8tre de 0,69 m<\/abbr>. Le rayonnement lumineux arrive sur le capteur d’un diam\u00e8tre de 64 cm<\/abbr> plac\u00e9 sur un plan focal plat. Compte tenu des caract\u00e9ristiques de la partie optique, 63 % de la lumi\u00e8re collect\u00e9e arrive au capteur pour le champ de vue de 1,4\u00b0 et 57 % sur l’ensemble du champ de vue (3,5\u00b0)29<\/sup>,<\/sup>7<\/sup>.<\/span><\/p>\n

\"undefined\"<\/p>\n

Sch\u00e9ma de la partie optique : \u00e0 gauche sch\u00e9ma repr\u00e9sentant les trois miroirs M1, M2 et M3.
\n\u00c0 droite sch\u00e9ma des trois lentilles L1, L2 et L3 de la cam\u00e9ra.<\/span><\/em><\/span><\/p>\n

\"https:\/\/upload.wikimedia.org\/wikipedia\/commons\/a\/a9\/LSST_telescope_M1M3-March2013.jpg\"Les miroirs M1 et M3 sont fa\u00e7onn\u00e9s dans le m\u00eame bloc de verre monolithique.
\nOn distingue le M3 par sa courbure plus accentu\u00e9e.<\/span><\/em><\/p>\n

\"Les<\/p>\n

\n

Les blocs de verre sont plac\u00e9s sur la forme du miroir M1 avant les op\u00e9rations de fusion.<\/span><\/em><\/p>\n<\/div>\n

\"undefined\"<\/p>\n

Sch\u00e9ma de la cam\u00e9ra<\/span><\/em><\/p>\n

\"vueVue explos\u00e9e<\/span><\/em><\/p>\n

Objectifs scientifiques<\/span><\/strong><\/h2>\n

Pendant une p\u00e9riode de 10 ans, le t\u00e9lescope sera d\u00e9di\u00e9 au Legacy Survey of Space and Time<\/i> , durant lequel il balayera la totalit\u00e9 du ciel plusieurs fois par semaine pour r\u00e9aliser un relev\u00e9 de l’univers en 3D, avec les changements et mouvements survenus au cours du temps, cr\u00e9ant ainsi une sorte d’acc\u00e9l\u00e9r\u00e9. Il devrait nous aider \u00e0 comprendre l’\u00e9nergie noire, nous offrir un aper\u00e7u des faits cosmiques les plus \u00e9loign\u00e9s et guetter les ast\u00e9ro\u00efdes plus pr\u00e8s de la Terre.<\/span><\/p>\n

Il est con\u00e7u pour remplir de nombreux objectifs qui peuvent \u00eatre rang\u00e9s dans quatre cat\u00e9gories : r\u00e9alisation d’un inventaire des objets c\u00e9lestes pr\u00e9sents dans le syst\u00e8me solaire, cartographie de la Voie Lact\u00e9e, \u00e9tude des ph\u00e9nom\u00e8nes transitoires dans le domaine optique, recherches sur la mati\u00e8re noire et l’\u00e9nergie sombre.<\/span><\/p>\n

\n

<\/span>Inventaire des objets du Syst\u00e8me solaire<\/strong><\/span><\/h3>\n<\/div>\n

Les petits corps pr\u00e9sents dans le Syst\u00e8me solaire (ast\u00e9ro\u00efdes, objets de la ceinture de Kuiper, com\u00e8tes, …) fournissent des indices uniques sur les d\u00e9buts du Syst\u00e8me solaire. Les caract\u00e9ristiques de leur orbite, leur taille et la distribution de leur couleur constituent autant d’\u00e9l\u00e9ments sur l’histoire de leur accr\u00e9tion ainsi que des collisions et des perturbations subies par des plan\u00e8tes existantes ou disparues. Les objets \u00e9loign\u00e9s du Soleil situ\u00e9s dans la ceinture de Kuiper n’ont jamais entam\u00e9 le processus de croissance. L’analyse de leur distribution est un \u00e9l\u00e9ment cl\u00e9 pour tester les diff\u00e9rentes th\u00e9ories de la formation et de l’\u00e9volution du Syst\u00e8me solaire. Gr\u00e2ce \u00e0 ses caract\u00e9ristiques uniques, l’observatoire Rubin doit permettre d’effectuer des avanc\u00e9es spectaculaires dans les \u00e9tudes du Syst\u00e8me solaire en d\u00e9couvrant plusieurs millions d’objets et en fournissant \u00e0 la fois leur orbite, leur courbe de lumi\u00e8re et leur couleur. La majeure partie d’entre eux sont des ast\u00e9ro\u00efdes de la ceinture principale. Les d\u00e9couvertes effectu\u00e9es par l’observatoire devrait augmenter d’un facteur compris entre 10 et 100 le nombre d’objets dont l’orbite, la couleur et la variabilit\u00e9 sont document\u00e9s.<\/span><\/p>\n

La compr\u00e9hension actuelle des objets c\u00e9lestes situ\u00e9s dans le Syst\u00e8me solaire au-del\u00e0 de l’orbite de Neptune (objets transneptuniens) est limit\u00e9e par la faible taille de l’\u00e9chantillon connu. Moins de la moiti\u00e9 des 1.000 objets transneptuniens d\u00e9couverts (2009) ont un biais d’observation qui peut \u00eatre quantifi\u00e9 et la couleur n’a pu \u00eatre mesur\u00e9e que pour quelques centaines d’entre eux. Le t\u00e9lescope, en observant les ast\u00e9ro\u00efdes \u00e0 travers leur d\u00e9placement dans la moiti\u00e9 de la voute c\u00e9leste, devrait obtenir des param\u00e8tres orbitaux pr\u00e9cis y compris pour des objets tr\u00e8s peu brillants, mesurer des couleurs pr\u00e9cises, obtenir des courbes de lumi\u00e8re de milliers d’objets transneptuniens ainsi que leur p\u00e9riode de rotation, leurs formes et leurs axes de rotation. De nombreux ast\u00e9ro\u00efdes ont leur orbite qui croise celle de la Terre. Le Congr\u00e8s am\u00e9ricain a demand\u00e9 \u00e0 la NASA d’identifier 90% des objets de ce type ayant plus de 140 m\u00e8tres de diam\u00e8tre. L’observatoire Vera C. Rubin est le seul instrument terrestre capable de remplir cet objectif.<\/span><\/p>\n

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<\/span>Structure de la Voie lact\u00e9e<\/strong><\/span><\/h3>\n<\/div>\n

L’observatoire sera utilis\u00e9 pour reconstituer l’histoire de la structure et des accr\u00e9tions qui sont \u00e0 l’origine de la Voie lact\u00e9e (notre galaxie). Les relev\u00e9s astronomiques effectu\u00e9s dans le cadre des exp\u00e9riences 2MASS et SDSS ont d\u00e9montr\u00e9 que le halo galactique de la Voie lact\u00e9e r\u00e9sulte de l’accr\u00e9tion et de la cannibalisation de galaxies satellites. Pour d\u00e9terminer de mani\u00e8re plus pr\u00e9cise cette histoire de la formation de la galaxie, il est n\u00e9cessaire de r\u00e9aliser des mesures photom\u00e9triques sur de larges portions du ciel avec une sensibilit\u00e9 \u00e9tendue, de d\u00e9terminer la parallaxe, les mouvements propres et les spectres. Le t\u00e9lescope doit permettre l’\u00e9tude de la distribution de nombreuses \u00e9toiles de la s\u00e9quence principale situ\u00e9es dans le halo galactique, d\u00e9terminer leur m\u00e9tallicit\u00e9 et leur cin\u00e9matique et r\u00e9aliser des mesures directes de distance pour certaines d’entre elles. Il doit \u00e9galement fournir les principales caract\u00e9ristiques de toutes les \u00e9toiles situ\u00e9es dans un rayon de 300 parsecs<\/abbr> autour du Soleil.<\/span><\/p>\n

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Objets transitoires et variables dans le domaine optique<\/span><\/strong><\/h3>\n<\/div>\n

L’observatoire Vera C. Rubin, gr\u00e2ce \u00e0 ses prises de vue du ciel entier r\u00e9p\u00e9t\u00e9es \u00e0 intervalles rapproch\u00e9s et sa bonne sensibilit\u00e9, est un outil particuli\u00e8rement adapt\u00e9 \u00e0 la d\u00e9couverte des ph\u00e9nom\u00e8nes transitoires (objets invisibles devenant brusquement visibles : supernovae, sursaut gamma, etc.<\/abbr>, lunes temporaires, etc.<\/abbr>) et des objets variables (visible en permanence mais avec une variation de la luminosit\u00e9). Il devrait permettre de d\u00e9couvrir des objets rares et exotiques et de mettre en \u00e9vidence de nouveaux aspects des \u00e9v\u00e9nements transitoires. Gr\u00e2ce au syst\u00e8me d’alerte en quasi temps r\u00e9el les ph\u00e9nom\u00e8nes temporaires pourront \u00eatre observ\u00e9s \u00e0 l’aide d’autres instruments. On estime qu’il devrait fournir 1 000 fois plus de donn\u00e9es sur ces diff\u00e9rents objets que les relev\u00e9s astronomiques en cours.<\/span><\/p>\n

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<\/span>Mati\u00e8re noire et \u00e9nergie sombre<\/strong><\/span><\/h3>\n<\/div>\n

Les cosmologistes ont converg\u00e9 au cours des derni\u00e8res d\u00e9cennies vers une description de la naissance et de l’\u00e9volution de notre univers coh\u00e9rente qui permet d’expliquer toutes les observations effectu\u00e9es \u00e0 l’aide des observatoires terrestres et spatiaux. Mais ce mod\u00e8le repose sur l’existence de deux composantes – la mati\u00e8re noire et l’\u00e9nergie sombre – qui combin\u00e9es repr\u00e9senteraient 96% de la masse totale de l’univers. L’existence de la mati\u00e8re noire est d\u00e9routante car elle suppose qu’il existe une nouvelle cat\u00e9gorie de particules subatomiques qui n’ob\u00e9issent pas aux m\u00eames lois que les protons, neutrons, \u00e9lectrons, … L’\u00e9nergie sombre est le nom donn\u00e9 \u00e0 un ph\u00e9nom\u00e8ne myst\u00e9rieux \u00e0 l’origine de l’acc\u00e9l\u00e9ration de l’expansion de l’univers constat\u00e9e \u00e0 travers des observations effectu\u00e9es sur les supernovae de type 1a, l’\u00e9tude des structures \u00e0 grande \u00e9chelle de l’univers et la cartographie du fond diffus cosmologique. L’\u00e9nergie sombre rel\u00e8ve d’une th\u00e9orie physique, situ\u00e9e \u00e0 l’articulation entre la gravitation et la m\u00e9canique quantique, qui reste \u00e0 ce jour compl\u00e8tement myst\u00e9rieuse. En l’absence de proposition de th\u00e9orie, son \u00e9tude repose sur les observations de ses effets. Le grand nombre de ph\u00e9nom\u00e8nes observ\u00e9s par le t\u00e9lescope – lentilles gravitationnelles faibles et fortes, \u00e9volution des corr\u00e9lations des galaxies, d\u00e9nombrement des agr\u00e9gats de mati\u00e8re noire, supernovae, … – d\u00e9barrass\u00e9es des erreurs syst\u00e9miques doivent contribuer \u00e0 faire avancer notre compr\u00e9hension de l’\u00e9nergie sombre.<\/span><\/p>\n

La seule mani\u00e8re de mesurer la mati\u00e8re noire, qui repr\u00e9sente 85% de la masse totale de l’Univers mais est ind\u00e9tectable au niveau du spectre \u00e9lectromagn\u00e9tique, est de mesurer son impact sur la pesanteur. Le meilleur outil pour trouver et \u00e9tudier la mati\u00e8re noire est la lentille gravitationnelle : ce ph\u00e9nom\u00e8ne apparait lorsque le rayonnement \u00e9manant d’une source ponctuelle (\u00e9toile ou galaxie) est d\u00e9form\u00e9e en passant devant une concentration de mati\u00e8re 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 ph\u00e9nom\u00e8nes devrait non seulement aider les astrophysiciens \u00e0 comprendre la mati\u00e8re noire mais \u00e9galement permettre d’utiliser cette substance pour reconstituer la croissance et l’\u00e9volution de l’univers. Les lentilles gravitationnelles fortes sont rares tandis que la d\u00e9tection des lentilles gravitationnelles faibles, beaucoup plus fr\u00e9quentes, n\u00e9cessite une tr\u00e8s grande quantit\u00e9 de donn\u00e9es 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 d\u00e9couvrir des milliers de lentilles gravitationnelles de toute taille et configuration44<\/sup>.<\/span><\/p>\n

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<\/span>D\u00e9roulement des observations<\/strong><\/span><\/span><\/h2>\n<\/div>\n

L’enchainement des observations effectu\u00e9es par le t\u00e9lescope est programm\u00e9 \u00e0 l’avance et enti\u00e8rement automatique. Chaque portion de ciel est photographi\u00e9e deux fois en s\u00e9quence avec un temps d’exposition de 15 secondes. Chaque prise d’image se d\u00e9roule selon la s\u00e9quence suivante : ouverture de l’obturateur (1 seconde), obturateur compl\u00e8tement ouvert (14 secondes), fermeture de l’obturateur (1 seconde). Entre deux prises d’images, 2 secondes sont consacr\u00e9es au transfert des donn\u00e9es contenues dans les CCD du capteur. Apr\u00e8s cette s\u00e9quence d’une dur\u00e9e totale de 34 secondes, le t\u00e9lescope est point\u00e9 vers une nouvelle r\u00e9gion du ciel (dur\u00e9e moyenne du repositionnement du t\u00e9lescope : 6,8 secondes) et une nouvelle s\u00e9quence de prise d’images est entam\u00e9e. Au cours d’une nuit l’instrument observe environ 1 000 portions de ciel entrecoup\u00e9s de 450 phases d’\u00e9talonnage. L’ensemble du ciel austral est ainsi balay\u00e9 en un peu plus de trois jours. La plage de longueurs d’onde observ\u00e9es peut \u00eatre limit\u00e9e gr\u00e2ce aux filtres amovibles (un changement de filtre prend environ 2 minutes) \u00e0 324-395 nanom\u00e8tres (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 pr\u00e9f\u00e9rence va aux filtres i et r car ils permettent ‘obtenir la meilleure sensibilit\u00e9.<\/span><\/p>\n

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Alertes<\/span><\/strong><\/h3>\n<\/div>\n

La variation de luminosit\u00e9 ou de changement de position d’un objet d\u00e9tect\u00e9 entre les deux prises d’image effectu\u00e9es d\u00e9clenche une alerte qui est diffus\u00e9e en temps r\u00e9el 60 secondes apr\u00e8s l’observation dans l’ensemble de la communaut\u00e9 des astronomes. Il est pr\u00e9vu que les observations d\u00e9clenchent environ 10 millions d’alertes par nuit. Chaque prise de vue est compar\u00e9e \u00e0 une prise de vue ant\u00e9rieure. Si un nouvel objet apparait ou qu’une variation de luminosit\u00e9 d’un objet connu est d\u00e9tect\u00e9, l’objet est rapproch\u00e9 des catalogues des objets du Syst\u00e8me solaire et des objets extrasolaires. Sa position, sa taille, sa forme, sa signature lumineuse, son historique, les caract\u00e9ristiques de sa vari\u00e9t\u00e9 et une vignette de l’image sont communiqu\u00e9s.<\/span><\/p>\n

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<\/span>Relev\u00e9s astronomiques profonds<\/strong><\/span><\/h3>\n<\/div>\n

Environ 10 % du temps sera consacr\u00e9 \u00e0 des observations plus pouss\u00e9es de portions du ciel. Typiquement une observation de ce type (deep survey<\/i>) consisterait \u00e0 effectuer de 5 300 \u00e0 13 800 observations par plage de fr\u00e9quences de cette portion du ciel sur une p\u00e9riode de 10 ans \u00e0 raison de 256 s\u00e9quences de 20 \u00e0 52 prises d’images par plage de fr\u00e9quence. La dur\u00e9e totale d’observation pour cette portion de ciel serait d’environ 225 heures. Ce type de relev\u00e9 astronomique permettrait de d\u00e9tecter des objets d’une magnitude apparente de 28,9 (filtre ru<\/span>) \u00e0 27 (filtre y).<\/span><\/p>\n

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<\/span>Traitements des donn\u00e9es et produits<\/strong><\/span><\/span><\/h2>\n<\/div>\n

Au cours des dix ann\u00e9es de fonctionnement programm\u00e9es, le ciel austral doit \u00eatre compl\u00e8tement photographi\u00e9 \u00e0 825 reprises. Le rapprochement des images successives de la m\u00eame portion de ciel doit permettre de d\u00e9tecter des \u00e9toiles dont la magnitude apparente est de 27,5. Ces donn\u00e9es seront ensuite mises \u00e0 la disposition des chercheurs et du public.<\/span><\/p>\n

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<\/span>Traitement des donn\u00e9es<\/strong><\/span><\/h3>\n<\/div>\n

Chaque nuit 20 t\u00e9raoctets de donn\u00e9es brutes sont collect\u00e9es, ce qui n\u00e9cessite des capacit\u00e9s de traitement exceptionnelles. Les donn\u00e9es sont d’abord corrig\u00e9es sur le site avant d’\u00eatre transf\u00e9r\u00e9es \u00e0 la base de La Serena par une liaison fibre optique dont le d\u00e9bit est de 600 gigabits par seconde et o\u00f9 elles sont stock\u00e9es (copie 1). Les donn\u00e9es sont ensuite transmises au site au centre d’archivage de la NCSA (Illinois, Etats-Unis) via deux liaisons ayant un d\u00e9bit de 100 gigabits par seconde. Ce dernier dispose d’une puissance de calcul tr\u00e8s importante qui lui permet de traiter l’\u00e9norme volume de donn\u00e9es. Le centre g\u00e9n\u00e8re les alertes en quasi temps r\u00e9el (ph\u00e9nom\u00e8nes variables\/transitoires) et r\u00e9alise la moiti\u00e9 du traitement de production permettant de pr\u00e9parer le catalogue. Le centre archive une deuxi\u00e8me copie des donn\u00e9es. Le centre sert \u00e9galement de serveur pour tous les utilisateurs souhaitant effectuer des recherches dans les donn\u00e9es collect\u00e9es. Enfin une copie des donn\u00e9es est transmise au centre de calcul de l’IN2P3 en France o\u00f9 la moiti\u00e9 des calculs pour la r\u00e9alisation du catalogue est effectu\u00e9e. Le traitement des donn\u00e9es n\u00e9cessite une puissance de calcul de 150 t\u00e9raflops lors de la production du premier catalogue et de 950 t\u00e9raflops pour la production de la derni\u00e8re version 10 ans plus tard.<\/span><\/p>\n

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Produits<\/span><\/strong><\/h3>\n<\/div>\n

Les observations effectu\u00e9es par l’observatoire Rubin aboutissent \u00e0 la production \u00e0 destination de la communaut\u00e9 scientifique de donn\u00e9es et de services plus ou moins \u00e9labor\u00e9s organis\u00e9s en 3 niveaux50<\/sup> :<\/span><\/p>\n