Le 20 juin 2014, dans le désert central d’Atacama au Chili, le sommet du Cerro Armazones, une montagne de 3 060 mètres d’altitude, a été dynamité.
Table des matières
Le début de la construction
Une blague sur les noms des télescopes
Ce dynamitage représente la première étape de la formation d’une plateforme plate de 300×150 mètres au sommet de la montagne et l’enlèvement de 220000 mètres cubes de roches.
C’est sur cette plate-forme que l’Observatoire européen austral de l’ESO construira le plus grand télescope du monde, appelé E-ELT (Extremely Large Telescope).
La zone d’implantation du télescope
Zone allouée à l’E-ELT
Le 13 octobre 2011, la République du Chili et l’ESO ont signé un accord de donation de terrain pour la construction de l’Extremely Large Telescope. Le Chili a fait don d’une zone de 189 kilomètres carrés autour de la montagne Cerro Armazones pour l’E-ELT, ainsi que d’une concession de 50 ans pour 362 kilomètres carrés supplémentaires de terres environnantes qui protégeront l’E-ELT de la pollution lumineuse et excluront toute possibilité d’exploitation minière. Avec les 719 kilomètres carrés de terres autour du Cerro Paranal, la zone protégée totale autour du complexe Paranal-Armazones atteint 1 270 kilomètres carrés.
Pourquoi le Chili ?
Film en accéléré depuis le sommet du Cerro Armazones
Pourquoi le Chili a-t-il été choisi pour la construction ? La raison est qu’il n’y a pas beaucoup d’endroits sur terre où le climat astrologique est idéal. Le meilleur endroit est considéré comme étant les Andes chiliennes, en particulier le plateau montagneux de Paranal et ses environs, où quatre télescopes VLT, le radiotélescope géant ALMA et d’autres télescopes tels que VISTA ont déjà été construits et fonctionnent. L’air de la région est sec, l’altitude de 3 000 mètres et le nombre élevé de jours d’ensoleillement en font l’un des meilleurs endroits pour construire, sans compter que le Chili fait partie de l’ESO. Un autre endroit intéressant avec un bon astroclimat est le sommet du mont Mauna Kea à Hawaï, où plusieurs grands télescopes sont déjà en service.
Paramètres de l’E-ELT
Galerie de rendus informatiques de l’E-ELT
La génération des grands télescopes (8-10 mètres) construits au début des années 2000 a permis à ses créateurs de faire de nombreuses découvertes. L’astronomie connaît actuellement un âge d’or de son développement. Le télescope E-ELT projeté aura des capacités 10 fois supérieures à celles de ses prédécesseurs. Le miroir principal aura un diamètre de près de 40 mètres, soit près d’un demi-terrain de football. Il recueillera près de 15 fois plus de lumière que les télescopes optiques actuels les plus avancés. Sa surface sera d’environ 1 000 mètres carrés, composée de 800 segments hexagonaux mesurant chacun 1,4 mètre, d’une épaisseur de 50 mm et couvrant un champ de vision dans le ciel d’un dixième de la taille de la pleine lune.
Schéma de la structure de l’E-ELT
Le télescope E-ELT sera beaucoup plus grand que tous les autres grands télescopes prévus ou déjà construits, y compris le télescope de trente mètres (TMT) qui sera construit à Hawaï.
A titre d’exemple, on peut comparer la taille du futur E-ELT, celle des télescopes «VLT» de 8 mètres de diamètre déjà existants (à droite de l’E-ELT) et celle des pyramides du plateau de Gizeh.
Comparaison de la taille des télescopes
Comparaison de la taille des plus grands télescopes
Face au gigantisme du miroir principal, tous les autres éléments de cet instrument optique paraissent insignifiants. Par exemple, son miroir secondaire monolithique a un diamètre de «seulement» 4,2 mètres. Pourtant, il n’y a pas si longtemps, un tel «secondaire» n’était pas honteusement utilisé comme miroir primaire. Par ailleurs, le télescope E-ELT disposera de pas moins de 5 miroirs adaptatifs, qui corrigeront les distorsions introduites par notre atmosphère. Tout cela n’est pas surprenant, puisque le coût du projet est estimé à 1 milliard d’euros ! Le lancement de l’Extremely Large Telescope devrait avoir lieu en 2022 et nous pourrons voir ses premières images.
Que peut-on attendre du télescope E-ELT ?
L’une des tâches les plus intéressantes du futur télescope est l’étude des exoplanètes. Il ne s’agit pas tant de les découvrir que d’obtenir des images directes des grandes exoplanètes et de leurs satellites. Avec l’E-ELT, nous pourrons connaître les paramètres de leurs atmosphères, ainsi qu’observer leurs orbites. De nombreuses questions fondamentales attendent d’être résolues et l’une d’entre elles concerne la formation des systèmes planétaires et les processus de formation et d’évolution des protoplanètes. Grâce à un instrument optique sophistiqué, il sera possible de détecter des molécules d’eau ou de la matière organique dans les disques protoplanétaires autour des étoiles.
Recherche d’exoplanètes
Une planète dans l’étoile HR 8799, découverte par observation directe dans le spectre infrarouge. HR 8799 se trouve à 129 années-lumière, dans la constellation de Pégase.
Aujourd’hui, nous en savons beaucoup plus sur les étoiles que sur leurs exoplanètes, et ce parce que les instruments modernes permettent d’observer les étoiles, mais sont peu adaptés à l’étude des exoplanètes.
Une planète autour de l’étoile Beta Painter aux deux élongations
Le principal avantage de l’observation directe des exoplanètes est que, contrairement au télescope spatial Kepler, nous pourrons étudier les exoplanètes qui se trouvent en dehors du plan de l’orbite de leur étoile. Il y aura beaucoup plus d’exoplanètes dont l’orbite ne coïncide pas avec le faisceau de visée. Les 53 étoiles les plus proches de notre Soleil, dans un cercle de 10 parsecs de diamètre, sont donc très curieuses pour une recherche directe d’exoplanètes de la taille de la Terre. Parmi ces 53 étoiles, cinq sont des systèmes doubles avec des compagnons invisibles et probablement des planètes possibles. Dans une vingtaine d’années, l’analyse des spectres de l’atmosphère des planètes nous permettra probablement d’obtenir des preuves de l’existence d’une vie extraterrestre. En supposant que la vie existe sur ces planètes.
La magnitude stellaire limite
Pour une planète comme Jupiter, la magnitude stellaire à une distance de 1 a.u. d’une étoile similaire à notre Soleil, examinée à une distance de 10 parsecs, serait d’environ 24. Dans le télescope VLT de 8 mètres, nous pouvons donc observer des objets d’une magnitude stellaire allant jusqu’à 27. En utilisant l’E-ELT pour l’observation directe, nous pouvons espérer voir des objets jusqu’à 30-31 magnitudes stellaires.
Autres objets d’étude
Outre les planètes extraterrestres, l’E-ELT peut être utilisé pour observer les disques dans les étoiles géantes, les étoiles doubles en interaction et les disques d’accrétion dans les trous noirs mystérieux.
La limite théorique de résolution de l’E-ELT serait d’environ 0,003 seconde, dans le domaine visible. Par exemple, l’étoile Bételgeuse a un disque d’une taille d’environ 0,055 seconde.
Le disque de Bételgeuse avec une résolution de 0,037 seconde, avec un champ de vision d’environ 0,5 seconde. L’image a été obtenue avec le télescope VLT.
Le saviez-vous ?
L’E-ELT collectera 100 000 000 fois plus de lumière que l’œil humain, 8 000 000 fois plus que le télescope Galileo et 26 fois plus qu’un seul télescope VLT de 8,2 mètres de diamètre. L’E-ELT collectera plus de lumière que tous les télescopes existants de 8 à 10 mètres de diamètre réunis.
Fonctionnement de l’E-ELT
Lorsque l’optique adaptative fonctionnera, les faisceaux laser formeront des «étoiles laser» dans l’atmosphère, dont les images seront utilisées pour corriger ultérieurement les distorsions atmosphériques dues aux turbulences atmosphériques. Bien que l’E-ELT soit une structure véritablement gigantesque, la déviation maximale de la surface de son miroir principal par rapport à la forme idéale ne dépassera pas un centième de micron.
Les lasers en action
Une tâche aussi complexe ne s’arrête pas là. Les ingénieurs et les scientifiques doivent encore résoudre bien d’autres difficultés. Quinze moteurs électriques sont prévus pour la déformation et le mouvement contrôlés de chaque segment de miroir. Chaque segment est équipé de six capteurs qui enregistrent sa position par rapport à ses voisins.
Contrôle
Le nombre total de segments est de 800 et il s’avère qu’il est nécessaire de lire les données d’environ 5 000 capteurs à un rythme pouvant aller jusqu’à 1 000 fois par seconde. Il s’agit d’éléments optiques actifs qui déterminent la forme du miroir lors du pointage. Il y a aussi l’optique adaptative, qui nécessite également beaucoup de mesures pour 600 actionneurs, chargés de modifier en temps réel les surfaces des 5 miroirs adaptatifs. Ces miroirs vibreront continuellement à des fréquences de l’ordre du kilohertz lors de l’observation, corrigeant ainsi les distorsions de phase turbulentes causées par notre atmosphère.
Date de publication: 12-26-2023
Mettre à jour la date: 12-26-2023