Historique de Marseille
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le 18/08/17
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L’actualité du LAM | Le cours à l’Observatoire Historique de Marseille |
| Mis à jour le 18/08/17 |
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| Observatoires du Chili | |||||||
Visite de trois observatoires situés dans la Cordillière des Andes au Chili :
Ces trois grands observatoires abritent des télescopes parmi les plus grands et les plus importants du monde. La Silla est l’ancêtre des observatoires du Chili, et certains télescopes sont maintenant hors service. Il y reste néanmoins de grands intruments toujours très utilisés.
L’observatoire américain de Las Campanas est situé à 2.500 m d’altitude au sommet du Cerro Las Campanas, qui lui a donné son nom. Il se trouve à 150 km au nord-est de La Serena, à 29° 15,3′ de latitude sud, et 70° 44,3′ de longitude ouest, dans le désert d’Atacama. Il est à deux heures de route de La Serena, mais huit heures depuis Santiago. Il a été réalisé par l’Institution Carnegie.
L’observatoire comporte le télescope Henrietta Swope de 1 m, le télescope Irénée du Pont de 2,50 m et les deux Magellan de 6,50 m.
Premier télescope installé dans cet observatoire (créé pour la circonstance), ce télescope a été nommé en l’honneur de Henrietta Swope, collaboratrice de Walter Baade.
C’est un instrument de 1 m de diamètre, bien modeste peut-être, mais présentant une caractéristique curieuse. C’est un Ritchey-Chrétien ouvert à f/7, dont le primaire et le secondaire ont le même rayon de courbure. Ce détail produit un champ plan (non sphérique). Un correcteur de Gascoigne corrige l’astigmatisme, et donne un champ corrigé de 3°. Mais cette réussite a un prix : le diamètre du secondaire doit être la moitié de celui du primaire, produisant une obstruction de 25 %… Le secondaire est interchangeable, et l’imagerie infrarouge est réalisée avec un miroir spécial donnant une ouverture de f/13,5.
Ce télescope a été conçu dès le départ comme un instrument unique. Aucun télescope photographique n’étant prévu à ses côtés, il devait donner un très grand champ pour permettre la photographie. Il a été conçu, réalisé puis installé en 1877. Il a été réalisé par l’Institution Carnegie de Washington, grâce à un don substantiel de Mr. and Mrs. Crawford H. Greenewalt. Les conditions étaient en particulier de réaliser un instrument aussi polyvalent que possible pour sa taille. Il fallait aussi une qualité optique qui soit à la hauteur des grandes possibilités du site.
Pour assurer la polyvalence, le secondaire devait être interchangeable très facilement, en trè peu de temps. Pour cela, ont été prévus deux foyers : le foyer Cassegrain avec une ouverture de f/7,5 et le foyer Coudé avec une ouverture de f/30. Mais en réalité, le foyer Coudé n’a jamais été réalisé. Pourtant, un palan existe, dont le rôle aurait été de changer le secondaire rapidement.
Le primaire à un diamètre de 2,54 m, et une focale de 7,62 m, ce qui lui donne une ouverture de f/3 ; il est taillé dans un bloc de silice pure, et percé d’un trou de 82,6 cm. Le secondaire mesure 95,3 cm de diamètre, et est réalisé en quartz à très faible taux de dilatation. L’ensemble constitue une formule de Ritchey-Chrétien, mais le grand champ désiré nécessite d’y adjoindre un correcteur de Gascoigne, produit au Mont Wilson. Le champ sans vignettage est de 1,45°. La monture est équatoriale.
Cette photo montre l’inclinaison de l’axe polaire (voir le bras de la fourche qui porte le télescope). Elle correspond à la latitude de l’observatoire, qui est de 29° 15,3′ de latitude sud).
La photo est prise à l’aide d’un objectif de très grand angle, et les lignes sont un peu déformées. Mais elle montre un peu l’espace qui existe autour du télescope. Ce n’est pas le cas de tous les instruments ! La coupole ici est bien large par rapport au télescope.
Le télescope est piloté par un logiciel dont les données sont dans un fichier contenant le nom de l’objet, et ses coordonnées équatoriales (avec indication de l’équinoxe).
Les instruments disponibles sont des caméras CCD, des spectrographes, dont un spécialisé dans la recherche de planètes de la taille de Jupiter.
Le OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) a été installé par l’Université de Varsovie en Pologne. Il est destiné à la recherche de la matière noire par effet de micro-lentille gravitationnelle. Il a débuté en 1992, et a découvert 16 exoplanètes par un effet de bord. Les cibles principales sont les Nuages de Magellan, le bulbe de notre galaxie, et la constellation de la Carène.
Un autre bénéfice secondaire de cette observation systématique est la constitution du plus grand catalogue d’étoiles variables. Depuis 2010, une nouvelle caméra formée de 32 chips a été montée. Elle est destinée à reprendre la recherche des exoplanètes par effet de micro-lentille gravitationnelle.
Les coupoles sont à pans coupés, plus faciles à construire. On remarque, de part et d’autre du cimiez, des ouvertures à jalousies qui permettent de laisser entre de l’air afin de mettre la coupole en température plus rapidement à la fin de la journée. Le dessous de la coupole est également aéré. La coupole de gauche est celle du télescope Walter Baade, l’autre celle du Landon Clay.
| nom | première lumière | |
|---|---|---|
| Magellan 1 | Walter Baade | 15 septembre 2000 |
| Magellan 2 | Landon Clay | 7 septembre 2002 |
Les deux télescopes sont identiques, et possèdent un miroir primaire monolithique de 6,50 m de diamètre.
Les miroirs primaires sont des paraboloïdes ouverts à f/1,25. Ils pèsent 9.100 kg chacun, et sont faits de borosilicate, avec une structure en nid d’abeille afin de diminuer le poids en conservant une rigidité acceptable. Six mois de travail ont été nécessaires pour fabriquer le moule des miroirs, puis une semaine pour fondre le verre, et enfin 3 mois pour refroidir le disque de verre sans provoquer de tensions internes. Le polissage a pris 8 mois, avec des tests réguliers de la forme obtenue. L’aluminiure à la surface des miroirs a une épaisseur de 0,1 µm. L’optique active assure la parfaite forme du miroir à 0,05 µm près.
Les images ci-dessous montrent le télescope sous différents angles, pour en distinguer les éléments.
Cette photo permet de voir le télescope dans son ensemble, monture et tube, ainsi que la coupole qui l’abrite. Les déformations produites par l’objectif font paraître le secondaire plus petit qu’il n’est, et donnent plus d’importance à la monture. Le cercle qui porte le secondaire est bien sûr un peu plus grand que le miroir, afin de ne pas intercepter la lumière qu’il doit capter. On voit bien les couronnes qui constituent les axes de hauteur (particulièrement la gauche). Les piliers qui portent ces axes sont peints en bleu. Remarquez aussi le cercle jaune peint au sol, et qui entoure la monture. Il délimite la partie centrale du plancher, circulaire, qui est mobile et tourne pour orienter le télescope.
Les montures des télescopes flottent sur un film d’huile à haute pression, qui assure une rotation sans frottements. Cette base fait 9 m de diamètre. La précisio du suivi est 0,02 arcseconde.
Le secondaire est porté par un tube, lui-même attaché au tube Serrurier par des pattes métalliques. Cette structure assure robustesse et légèreté à la fois.
Le miroir primaire est visible ici dans son barillet. Au centre se trouve le trou qui donne accès au foyer Cassegrain, protégé par un tube métallique. Le bord du barrillet, noir à l’intérieur, se reflète dans le miroir primaire en haut de l’image, ainsi que la coupole rouge et blanche. Les deux panneaux noirs de part et d’autre sont les protections du miroir, lorsqu’il n’est pas utilisé. L’image est trompeuse : le miroir mesure bien 6,50 m de diamètre !
Image partielle de la monture, montrant l’un des piliers, et le barillet par la tranche. On remarquera les chemins de cables&nbs;: ce sont des sortes de chaînes en catchouc dur, dans lesquelles les cables sont amprisonnés. Ainsi, lorsque le télescope tourne, les chaînes s’enroulent ou se déroulent, guidant les cables qui ne risquent pas de s’emmêler. La personne qui se tient près du télescope est notre accompagnateur, qui nous a laissé toute liberté pour photographier le télescope sous toutes ses coutures. Qu’il en soit remercié, ainsi que l’institution américaine Carnegie qui le lui a permi.
Le miroir primaire est souple (relativement), et sa forme précise est contrôlée par ordinateur. Les vérins qui assurent sa forme parfaite sont placés entre le barillet et le miroir. Ils ne sont pas visibles ici, car protégés par les opercules blancs que l’on voit sous le barillet.
Le foyer Nasmith est porté par la structure, et non par le télescope (contrairement au foyer Cassegrain). Aussi peyut-on y placer des instruments très lourds, comme des psectrographes de précision et à grande résolution. Ces derniers doivent en effet être refroidis, et donc nécessitent l’adjonction d’un lourd cryostat. On voit ici le réservoir d’azote liquide qui l’alimente.
Cette image montre un spectrographe placé au foyer Nasmith du télescope, ouvert par Oscar pour montrer l’intérieur. On constate qu’un spectrographe moderne est une machine complexe. Il allie de la trhemodynamique, pour le refroidissement, à l’électronique pour le contrôle et la prise des spectres. Il s’agit ici de la partie arrière de l’instrument.
Le réseau est la pièce multicolore située à droite. La lumière qui éclaire la coupole frappe le réseau, et s’y trouve décomposée en un spectre. C’est ce qui donne toutes ces couleurs. En fonctionnement, le réseau est éclairé par l’autre côté, vers le télescope. Pour parvenir jusqu’à lui, elle doit passer par une fente, que l’on voit sur l’image suivante :
La fente est formée dans un disque d’aluminium, qui est inséré sur le trajet de la lumière provenant du télescope.
Découverte d’une galaxie primordiale. La galaxie Segue 1 est une galaxie naine, située dans le Lion à 75.000 AL de nous, dans le halo de la Voie Lactée. Elle ne comprend probablement qu’une centaine d’étoiles. C’est la galaxie naine la plus faible connue, et il faut un grand miroir pour l’analyser. Découverte par Belokurov et al. en 2006, sa composition chimique a été étudiée grâce au télescope Clay (Magellan). Elle montre deux générations stellaires qui se sont succédées avant que la galaxie soit à court de gaz pour en former d’autres. Segue 1 est donc une galaxie fossile, non évoluée, extrêmement primitive. Cette découverte est très importante pour valider les modèles cosmologiques, qui prédisent quelle doit être la composition de l’univers, et à quelle date après le Big Bang. Les grandes galaxies s’étant probablement formées par accrétion de galaxies naines, on a là un moyen de mieux comprendre la formation de notre Voie Lactée.
Giant Magellanic Telescope. C’est un projet qui devrait voir le jour en 2020. Un télescope constitué de 7 miroirs de 8,40 m de diamètre chacun. Contrairement aux Keck, dont le primaire est constitué de miroirs hexagonaux, relativement jointifs, les constituants du GMT sont des miroirs circulaires "normaux", simplement placés côte à côte. Un miroir est placé au centre, et les 6 autres sont disposés autour. La forme circulaire des miroirs empêche de les jointer. Ils sont seulement tangents entre eux (avec une marge de sécurité).
Cette formule présente un avantage : les miroirs sont plus éloignés l’un de l’autre que des miroirs hexagonaux. Ceci augment un peu le pouvoir séparateur de l’ensemble, puisque le diamètre extérieur est plus important à surface de miroir égale. Il s’ensuit que le miroir équivalent pour la luminosité (21,4 m) et l’équivalent pour le pouvoir séparateur (24,5 m) ne sont pas du même diamètre… Difficile de parler DU miroir équivalent dans ces conditions.
Autre particularité : les miroirs extérieurs ne sont pas à symétrie axiale ! La méthode habituelle de polissage des miroirs est basée sur l’existence d’un axe optique, qui passe par le centre du disque à polir. Ce n’est le cas ici que pour le miroir central, pas pour les 6 autres. La réalisation de ce télescope nécessite donc la mise au point d’une technique nouvelle de polissage. Le miroir central est percé pour assurer la présence d’un foyer Cassegrain.
Les télescopes Keck, à miroir composite, ont été difficiles à mettre au point, pour assurer la cohérence entre les différents composantes du miroir. Le problème sera relativement moins difficile à résoudre, puisqu’on a de l’expérience sur le sujet, mais il est probable que la mise au point sera difficile, et que le télescope ne sera pas vraiment opérationnel dès sa mise en service.
Swedish-ESO Submillimetre Telescope. Radiotélescope millimétrique de 15 m de diamètre. Mis hors service pour céder la place à ALMA.
Vue d’ensemble de l’observatoire de La Silla depuis la route d’accès. La coupole la plus à gauche est celle du télescope de 3,50 m. Si vous y prenez garde, vous verrez que devant cette coupole s’en trouve une plus petite par le diamètre, mais tout aussi haute. Elle abrite un petit télescope associé au 3,50 M.
En dirigeant le regard vers la droite, on voit dans le creux la petite coupole du télescope suisse Léonard Euler. Puis celle du NTT, de forme non conventionnelle, qui se distingue assez mal sur le ciel. La coupole blanche au milieu est celle du Schmidt. Puis vient celle, à reflet métallique, du 2,20 m MPG/ESO. Enfin, on voit à droite de petites coupoles abritant des télescopes plus modestes. D’autres petits instruments encore sont dans des abris trop petits, ressemblant à des serres, et non visibles sur ce cliché.
Cette autre vue d’ensemble est prise du haut de la coupole du 3,50 m. Elle donne une vue plongeante sur le site, avec le NTT qui prend la place principale. Les télescopes sont nommés sur la photo.
La visite commence par le NTT. Ce télescope n’est pas le plus grand, mais il a intérêt historique particulier (et un intérêt scientifique aussi grand). Il est le premier télescope à miroir souple ! Enfin, moins rigide que les précédents.
La surface d’un miroir de télescope doit être parfaite à mieux qu’un dixième de longueur d’onde de la lumière qu’on observe. Dans le visible, celle-ci est comprise entre 0,4 et 0,8 µm, donc la précision de polissage doit être de l’ordre du dix-millième de millimètre ! Il est évident que toute flexion du verre sous son propre poids serait bien supérieure à cette précision, et que donc le miroir doit être extrêmemnt rigide pour garder sa forme. C’est pourquoi le miroir du télescope Hale (Mont Palomar) fait 40 cm d’épaisseur, et pèse 15 tonnes ! La monture équatoriale qui le supporte est à la limite de ce qu’on peut faire. Le télescope Bolchoï soviétique de 6 m est encore plus épais et plus lourd. Sa monture est alt-azimutale pour arriver à supporter son poids.
Dans ces conditions il est difficile d’envisager la construction d’un télescope plus grand, et donc encore bien plus lourd. Il faut se résoudre à fabriquer des miroirs plus légers, partant plus minces. Le NTT (New Tecnology Telescope) est le premier à tenter l’aventure.
Il s’agit de réaliser un miroir d’épaisseur et de rigidité limitées, de la placer sur des vérins, et de contrôler ces vérins pour assurer qu’il conserve en permanence la forme idéale. Même si le barillet qui le porte n’est pas infiniment rigide, les vérins assureront que les déformations, en sens opposé, du barillet et du miroir soient telles que la forme voulue soit conservée.
Un principe étant énoncé, il faut passer à la réalisation, et on ne pouvait le tenter sur un très grand télescope? C’est pourquoi ce diamètre de 3,60 m a été adopté. Il a fallu concevoir les vérins, le système de commande, et bien sûr l’algorithme qui doit calculer la pression exercée par chacun à chaque instant. Les performances de ce télescope prototype sont excellentes, et il est d’un grand usage pour les astronomes.
On voit tout de suite que le lieu est inhabituel. Peut-on appeler cela une coupole ? Le bâtiment qui abrite l’engin est non conventionnel, et cette impression se confirme dès qu’on en franchit le seuil.
On remarque en effet les deux parois qui se trouvent de part et d’autre de l’instrument. Comment peut-on observer un astre qui se trouverait à gauche ou à droite de ces paroies ? Mais tout simplement en les faisant tourner ! L’ensemble du bâtiment, y compris les parois visibles ici, tourne pour choisir la direction d’observation.
Le secondaire vu en détail devant le haut de la coupole.
Remarquez sur la gauche de l’image des structures rondes sur la monture, dont l’image est très déformée par la courbure du miroir. Prise à l’opposé de l’entrée d’où vient la lumière, cette photo montre tous les reflets dans le primaire.
De petits vérins mécaniques maintiennent le miroir primaire pour l’empêcher de glisser lorsqu’on observe loin du zénith.
Le barillet qui supporte les vérins. Derrière chaque cache, se trouve un vérin piloté par ordinateur.
Les vérins qui agissent sur le miroir primaire sont assez cachés, mais on peut les aperçevoir tout de même sur cette photo.
Pour terminer la visite, voici un instrument monté à l’un des foyers Nasmyth du télescope. La monture alt-azimutale permet de fixer des instruments lourds, et donc de grosses caméras, ou bien des spectrographes de précision. Remarquez que l’instrument est situé de l’autre côté de la paroi, alors que dans une coupole plus classique, il est tout à côté du télescope.
Ce télescope est classique, avec un miroir rigide. Il est aussi en monture équatoriale, contrairement au NTT. Remarquez l’inclinaison de l’axe polaire (la fourche), qui correspond à la latitude de La Silla.
Le télescope de 3,60 de l’ESO, vu dans sa totalité grâce à un objectif grand angle.
La visite de cet observatoire s’achève, mais avant de le quitter, voyons une photo de l’horloge sidérale qui guide l’ensemble de tous les télescopes du site :
L’observatoire se trouve au sommet du Cerro Paranal, qui lui a donné son nom. Il s’étend sur deux sites distincts, le premier comprend la partie hôtelière d’accueil des astronomes, ainsi que les locaux techniques, et la seconde est le site des télescopes, au sommet du volcan.
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| Le lieu de repos des astronomes photos J.Gispert | |
Le lieu de repos est un espace couvert par un grand dôme translucide, qui permet de retenir à l’intérieur un taux d’humidité normal, alors que l’air extérieur est très sec. Cette réhumidification est un point important pour le maintient de la bonne santé des astronomes. De plus, les plantes tropicales qui y poussent donnent une note verte qu’on cherche vainement dehors. D’ailleurs, la cordillière chilienne se caractérise par une absence quasi totale de végétation, bien qu’elle soit en bordure d’océan. C’est bien cette caractéristique qui a présidé au choix du site.
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| halte avant la dernière montée photos J.Gispert | |
La photo de gauche montre que les capacités physiques, dans cet environnement particulier, sont décuplées ! Soulever à trois ce gros rocher est un véritable prodige…
En vérité, il s’agit là d’un rocher en polystyrène, ayant servi de décor et abandonné par l’équipe de tournage du film "Quantum of solace" (my name is Bond…).
La photo de droite, prise de l’esplanade du VLT, montre au loin l’océan Pacifique. Au loin, mais pas trop, on le voit bien. L’antenne parabolique est un relais de télécommunications.
Enfin, nous rentrons dans l’observatoire.
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| salle de contrôle de Yepun, et tunnel d’accès aux télescopes photos J.Gispert | |
La salle de contrôle est une immense salle, divisée (par les meubles seulement), en parties réservées chacune à un instrument. Il y en a donc une pour Antu, une pour Kuyen, une pour Melipal, et une pour Yepun. Mais le site abrite aussi le télescope Vista, qui a donc sa partie réservée. Enfin, l’ensemble des télescopes du VLT fonctionnant en interféromètre constitue le VLTI, qui a sa propre partie réservée.
Sur le mur de la salle, vers la gauche, on distingue UT4, et en-dessous Yepun. Cet affichage est fait par projection d’un transparent.
Le VLT est le plus grand observatoire du monde, avec quatre télescopes de 8,20 m de diamètre, comptant parmi les plus grands, et qui ensemble constituent le plus grand interféromètre optique actuel.
La photo, prise au très grand angle, déforme un peu les lignes, qui apparaissent courbes sur les côtés. Elle trompe aussi sur les dimensions de l’instrument !
On voit la monture, peinte en bleu. De part et d’autre, les foyers Nasmyth. La couverture blanche est un protecteur du miroir principal. Au-dessus des deux points lumineux au centre de l’image, on distingue le cercle (la moitié) qui supporte le miroir secondaire.
Le barillet qui supporte le miroir primaire :
Le barillet vu de dessous, montre la structure métallique, ainsi que les vérins qui supportent le miroir :
Détail des vérins :
Le miroir secondaire :
Sur cette photo de détail, le cercle qui supporte le secondaire est bien visible. On voit aussi l’araignée qui lie les deux.
L’un des foyers Nasmyth, et la coupole :
Sur l’esplanade, deux des unités auxiliaires (AT) :
Sur l’esplanade, trois des télescopes (UT) :
Le VLT est l’observatoire au sol le plus productif du monde. Sa production est de plus d’un article avec comité de lecture (referee) par jour ! De nombreuses premières sont à son actif :
SINFONI
SINFONI est un instrument placé derrière le télescope Yepun. Il est situé au foyer Cassegrain. C’est un spectrographe travaillant dans le proche infra rouge, entre 1,1 et 2,45 µm. Il est précédé d’un module d’optique adaptative (étoile-guide naturelle ou artificielle). Il utilise 4 réseaux, dans les bandes J, H, K, H+K, donnant une résolution spectrale de 2000, 3000, 4000 dans les bandes J, H & K respectivement, et 1500 en H+K. Le capteur compte 2048 pixels dans la direction de la dispersion.
Un résultat important est la détermination de la masse du trou noir au centre de notre Galaxie (radio-source SgrA*). L’observation se fait en proche infra rouge, car l’extinction vers le centre de la Voie Lactée n’est que de 3 magnitudes, contre 30 dans le visible. La première cartographie des étoiles nommées S de cette région a été faite par le NTT en 1992 (caméra SHARP), par interférométrie des tavelures (speckle interferometry). C’est le VLT qui a pris le relais : Naos-Conica (NACO) monté sur Yepun. Les positions précises des étoiles sont prises dans le proche infrarouge. Or la position de SgrA* est donnée par le VLA, dans un autre domaine de longueurs d’onde. Le rattachement des deux systèmes est fait par comparaison de la position de 7 maser SiO du champ. Cette position était connue à quelques milliarcsec près, dans le domaine radio par rapport à SgrA*. Les positions de ces masers étant mesurées par l’instrument NaCo, le rattachement a été fait, et la position des étoiles (dont S2) par rapport à SgrA* bien déterminée. Et le calcul de la masse rendu possible !
NGC 2035 est une région HII, c’est-à-dire une nébuleuse en émission, située dans le Grand Nuage de Magellan. Cette photo fait partie d’un programme particulier de l’ESO, qui vise à utiliser du temps de télescope non utilisable pour la recherche pour diverses raisons (présence de la lune entre autres).
C’est le projet européen de très grand télescope : le E-ELT (European Extremly Large Telescope) est un projet de télescope à miroir composite de 39 m de diamètre. Il sera construit au sommet du Cerro Armazones, à 3.060 m d’altitude, et à 20 km du Cerro Paranal. Actuellement (2015), le sommet de la montagne a été arrasé, et le terrain est préparé pour recevoir les premières constructions.
Remarquez les véhicules (dont un camion) garés sur l’esplanade. Ils donnent une petite idée de la taille de l’instrument !
Le télescope devrait être terminé en 2024.
La photo montre la montagne dont le sommet a été arrasé pour permettre l’implantation de l’ESOE-ELT. On distingue la route d’accès, ainsi que des bâtiments de chantier sur la droite du sommet.
… et vu d’avion :
Le miroir principal sera composé de 798 miroirs hexagonaux de 1,40 m chacun. Imaginons que l’entreprise (si elle était unique…) chargée de fabriquer les miroirs, en produise 1 par jour (exploit technique) ; pour réaliser les 800 miroirs nécessaires, il lui faudrait donc 800 jours, soit deux ans et deux mois ! (sans dimanches ni jours fériés…). De plus, les miroirs doivent périodiquement être réaluminiés. Pour cela, il faut les démonter. Il serait invraissemblable de les démonter tous, pour les réaluminier simultanément, et rendre le télescope inutilisable pendant un temps bien trop long. Aussi, cette opération sera-t-elle faite par rotation, un miroir ou deux à la fois. On enlèvera donc ces miroirs, et pour que le télescope soit utilisable pendant la réaluminiure, il faudra les remplacer par des miroirs supplémentaires. Il faut donc réaliser plus que le nombre de miroirs strictement nécessaire.
Le secondaire fera 4 m de diamètre ! un grand miroir déjà !
La formule comprendra 5 miroirs, les deux derniers étant utilisés pour corriger la turbulence atmosphérique (optique adaptative).
M3 (miroir tertiaire) de 3,75 m de diamètre.
Le miroir M4 fera 2.60 m, souple et déformé par des vérins pour l’optique adaptative. Le système utilisera 6 étoiles guide artificielles, produites par des lasers.
Etant donné le poids de l’ensemble, la monture ne peut être qu’alt-azimutale. L’instrument sera protégé dans une coupole semi-sphérique.
L’E-ELT devrait faire de nombreuses découvertes, permises par le passage de 10 à 40 m de diamètre, améliorant le pouvoir séparateur 4 fois (avec optique adaptative), et la quantité de lumière reçue 16 fois. Il sera donc possible d’étudier des astres faibles, comme des exoplanètes de type terrestres dans l’environnement proche de la Terre (recherche de la vie). On pourra également étudier les étoiles dans les galaxies proches, et les propriétés des premières étoiles dans les galaxies lointaines. La recherche de la matière noire est également au programme. Ainsi que celle de l’énergie sombre, qui serait tracée par les mouvements des objets. Enfin, on ne peut expliciter tout ce que fera ce télescope, car il n’y aura pas seulement des découvertes logiques, découlant des recherches ciblées, mais aussi des découvertes fortuites. Lorsqu’on a utilisé de nouveaux instruments, plus puissants, on a toujours fait des découvertes inattendues. Gageons que ce sera le cas avec celui-ci !
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