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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| Les sites astronomiques des Canaries | |||||||
L’archipel des Canaries est situé dans l’Océan Atlantique à une latitude de 28° N, et à 150 km au large des côtes marocaines. L’archipel fait partie de la Macaronésie, qui regroupe les Açores, Madère, les Canaries et les îles du Cap-Vert. Toutes ces îles sont volcaniques.
Passez la souris sur les îles pour voir la carte de l’archipel auquel elles appartiennent.
On distingue parfaitement la dorsale médio-Atlantique, qui serpente entre Afrique et Amérique. On voit également toutes les montagnes sous-marines, qui n’ont pas réussi (encore ?) à émerger.
L’archipel des Canaries comprend 7 îles principales, et 6 îlots.
L’île de Tenerife est dominée par le Pic du Teide, qui culmine à 3.718 mètres, l’île de La Palma par le Roque de Los Muchachos, 2.426 mètres.
L’archipel bénéficie d’un climat très doux, dû à sa situation tropicale et maritime. L’ensoleillement y est de 2.805 h / an. La moyenne des précipitations au mois de mars est de 2 cm. Il y souffle parfois le calima, vent chaud chargé de sable en provenance du Sahara.
Les îles Canaries abritent deux observatoires astronomiques :
Le seeing typique à La Palma est de l’ordre d’une seconde d’arc.
On y trouve de très grands instruments, peu communs et très diversifiés. Le site de La Palma est plus particulièrement consacré à l’astronomie optique et à l’étude des rayons gamma, celui de Tenerife est plus orienté vers l’étude du soleil et les observations robotisées.
| La Palma instruments du Roque de Los Muchachos | |||
| 2 télescopes MAGIC | Tcherenkov (IACT) | 17 m | 2004-2009 |
| Gran Telescopio Canarias (GranTeCan) | optique | 10,40 m | 2007 |
| télescope William-Herschel (WHT) | optique et infrarouge | 4,20 m | 1987 |
| Telescopio Nazionale Galileo (TNG) | optique et infrarouge | 3,58 m | 1998 |
| Nordic Optical Telescope (NOT) | optique | 2,56 m | 1988 |
| Télescope Isaac-Newton | optique | 2,56 m | 1967 |
| télescope Mercator | optique | 1,20 m | 2001 |
| Tenerife instruments du Pic de Teide | |||
| VTT Vacuum Tower Telescope | solaire | 70 cm | 1989 |
| THEMIS (Italie-France) | solaire | 90 cm | 1996 |
| GREGOR (Allemagne) | solaire | 1,5 m | 2012 |
| TCS Télescope Carlos Sanchez Royaume Uni | infrarouge | 1,52 m | 1971 |
| télescope Mons (univ. de Mons) | optique | 50 cm | 1972 |
| IAC 80 | 80 cm | 1991 | |
| OGS | optique (Ritchey-Chrétien) | 1 m | 1998 |
| STARE (Stellar Astrophysics & Research on Exoplanets) | 10 cm | ||
| Bradford Robotic Telescope | 35 cm | ||
| 2 télescopes robotisés STELLA | 1,20 m | 2006 | |
| SLOOH (télescopes robotisés USA) | |||
L’observatoire du Pic du Teide s’étend sur 50 hectares et abrite les télescopes solaires et nocturnes de plus de 60 institutions de 19 pays.
L’IAC 80 (Institut d’Astronomie des Canaries) a découvert en 1995 la première naine brune, nommée Teide-1.
THEMIS = Télescope Héliographique pour l’Étude du Magnétisme et des Instabilités Solaires
Le nombre de télescopes qu’on trouve dans ces observatoires ne permet pas de les décrire tous. D’ailleurs, il y en a de bien petits, qui ont leur utilité, mais ne présentent pas de caractéristiques particulières. On donnera donc tout d’abord quelques renseignements sur ces petits intruments, avant de décrire les plus importants. En particulier, les télescopes MAGIC sont d’un type nouveau et rare, et nous détaillerons le principe qui est à leur base.
Le télescope GREGOR est le plus grand instrument solaire d’Europe, et le 3e mondial
Le télescope Mons est un instrument d’enseignement, mis à la disposition des groupes d’étudiants.
Le télescope OGS a été construit par l’agence spatiale européenne, et seert pour les communication spar satellite.
Le Bradford Robotic Telescope est un instrument detiné à l’enseignement, robotisé et donc utilisable à distance. Ceci permet de profiter de très bonnes conditions d’observation et d’obtenir des résultats scientifiquement exploitables, sans déplacer les étudiants et donc à coût minimal.
Certains astres (quasars, pulsars…) produisent une énergie colossale, et la déversent dans l’espace. Elle est évacuée sous plusieurs formes :
Pour l’instant, les ondes gravitationnelles n’ont pas été détectées, malgré les efforts faits dans ce sens (VIRGO, LIGO). Les neutrinos sont étudiés par divers instruments (Gran Sasso, Kamiokande, Homestake, Antares, IceCube…).
Les rayons gamma et les rayons cosmiques sont difficiles à observer. Les particules du rayonnement cosmique ne parviennent pas au sol, et ne peuvent être étudiées directement que dans l’espace. Or les plus énergétiques sont rares, et un gros satellite n’en observerait qu’un tous les 100 ans ! Autant dire que c’est inutilisable.
Les rayons gamma, qui donnent des informations sur les astres très violents (pulsars, quasars…) sont absorbés par l’atmosphère fort heureusement pour nous. Leur très grande énergie leur confère une très courte longueur d’onde, inférieure aux distances entre atomes dans la matière condensée (celle dont on fait les miroirs de télescope). De ce fait, ils passent à travers ce qui serait censé les réfléchir ! On a bien réalisé des miroirs à incidence rasante, mais leur emploi est limité (télescopes de Wolter). L’observation des rayons gamma de haute énergie doit donc se faire par d’autres moyens, si possible depuis le sol. C’est une telle méthode que nous allons voir.
Les rayons cosmiques et les rayons gamma frappent les atomes de notre atmosphère et y laissent une énergie énorme. Les conséquences sont très importantes. D’après la célèbre équation d’Einstein E = m c2, on peut transformer de la masse (électrons, protons…) en énergie (photons), ou de l’énergie (photons) en masse (électrons, protons…) ; les deux se produisent. Le résultat est qu’une particule incidente va en créer d’autres (généralement plusieurs), qui elles-mêmes en créent d’autres… produisant toute une gerbe de particules qui descendent dans l’atmosphère en se multipliant et en se partageant l’énergie. La nature de cette gerbe diffère selon qu’elle est produite par un photon ou par un rayon cosmique (particule de matière). On parle de gerbe électromagnétique pour celles produites par un rayon gamma (qui est un rayonnement électromagnétique), ou de gerbe hadronique si c’est un rayon cosmique (particule de matière).
Puisque le but ici est l’étude des télescopes des Canaries, nous ignorerons les gerbes hadroniques qui ne sont pas concernées.
Trois mécanismes principaux permettent au rayon gamma de déposer son énergie dans l’atmosphère :
1) La création de paires transforme l’énergie d’un photon en énergie de masse d’un électron et d’un positron par l’équivalence d’Einstein E = m c2. Le photon est électriquement neutre, et la paire e+e- aussi. Il faut exactement 511 keV d’énergie pour chacune de ces particules (leur énergie de masse, 511 keV = me c2). Donc le photon doit avoir plus de 2 x 511 keV, ce qui est en général largement dépassé. L’énergie excédentaire est convertie en énergie cinétique pour les particules produites, qui sont donc animées de vitesses relativistes. Pour que le rayon gamma se matérialise ainsi, il faut qu’il passe dans le champ électromagnétique d’un atome, ce qui se produit dans la haute atmosphère.
2) L’électron et le positron sont des particules chargées, qui subissent un freinage dans l’atmosphère par Bremsstrahlung, ce qui produit le rayonnement d’un photon, capable à son tour de produire des paires.
3) Les particules partagent leur énergie, donc les dernières produites en ont peu (moins de 87 MeV). Leur vitesse étant plus faible, elles peuvent ioniser les atomes qu’elles rencontrent (quand elles passent trop vite, elles ne peuvent pas arracher l’électron). Elles perdent ainsi leur énergie, et le phénomène s’arrête.
Le rayon gamma initial crée une paire électron-positron ; chacun perd de l’énergie en rayonnant des photons encore très énergétiques, qui vont créer de nouvelles particules… Ainsi se forme une gerbe de particules ; de plus en plus dense vers le bas.
Par conséquent, le résultat de l’interaction entre ce rayon gamma et un atome de la haute atmosphère est une gerbe de particules qui se précipitent vers le sol à très grande vitesse, grâce à leur grande énergie.
Les gerbes comprennent un très grand nombre de particules, et ressemblent plus à l’une des images suivantes :
Les trois simulations ci-dessus montrent des gerbes produites par un gamma à 100 GeV (gauche), 1 TeV (centre), 10 TeV (droite) ; simulation avec Kaskade ; bleu : gammas > 50 MeV ; vert : electrons/positrons > 50 MeV ; sol à 1800 m (altitude de HESS)
Nous avons vu comment un rayon gamma produit une gerbe de particules. Il reste à voir comment la détecter. Les méthodes utilisées sont basées sur une propriété physique : l’émission de lumière Tcherenkov.
Considérons une particule de la gerbe, qui tombe donc à très grande vitesse. Elle se propage dans un milieu transparent (l’air), à une vitesse supérieure à la vitesse de la lumière dans ce milieu (tout en restant inférieure à la vitesse de la lumière dans le vide). Il s’ensuit une onde de choc, analogue au bang supersonique produit par un avion se déplaçant plus vite que le son. Dans le cas de l’avion, il se produit une onde de choc sonore ; dans le cas de la particule électrisée, c’est une onde de choc électromagnétique qui produit une émission lumineuse à la place de l’émission sonore. Le passage de la particule chargée provoque des distortions dans les nuages électroniques des atomes rencontrés. Ceci crée des dipôles électriques, et produit des émissions lumineuses.
Le milieu transparent dans lequel est émise cette lumière est nommé scintillateur.
Cette émission a été découverte par le français Lucien Mallet en 1926, mais celui-ci a dû abandonner son travail par manque de crédits (déjà à l’époque…). C’est le russe Tchenrenkov qui a terminé l’étude et donné son nom au phénomène (et obtenu le prix Nobel de physique pour ce travail en 1958).
La difficulté de détection tient à la faiblesse de cette lumière, sans quoi nous la verrions couramment !… Il faut donc trouver un moyen pour l’amplifier. On en distingue deux :
1) Un télescope est un instrument très encombrant, et ne se conçoit que si la lumière est produite dans l’air. C’est le cas qui nous intéressera.
2) L’amplification électronique est réalisée à l’aide d’un photomultiplicateur (PM). Il est composé d’une surface métallique à laquelle un photon arrache un électron (effet photoélectrique). Cet électron est accéléré par un champ électrique, et vient percuter une seconde plaque métallique. L’impact arrache plusieurs électrons… Il suffit de placer une cascade de plaques pour que le photon donne lieu en bout de course à une avalanche d’électrons. Ceux-ci constituent un signal électronique utilisable. Le photomultiplicateur est utilisé très fréquemment pour détecter la lumière Tcherenkov.
Maintenant qu’on sait détecter cette lumière, il faut voir comment la produire. C’est-à-dire déterminer dans quel milieu la particule incidente doit réagir. Deux milieux différents sont utilisés :
La lumière Tcherenkov est émise dans le bleu et l’ultra-violet essentiellement, dans un cône étroit le long de la trajectoire de la gerbe. L’angle du rayonnement est de 1,3° au niveau de la mer (il varie un peu avec l’indice de réfraction du milieu). La lumière est donc bien directionnelle, et désigne la trajectoire de la particule qui l’a produite.
La lumière étant très faible, il faut observer par nuit sans lune, et utiliser une grande surface collectrice. Par contre, l’image n’a pas à être aussi fine qu’une image astronomique normale. La précision de pointage est aussi un peu moindre. Ceci simplifie un peu la construction du télescope.
Toute la lumière Tcherenkov émise par la gerbe arrive donc au niveau du sol regroupée sur une surface de seulement 250 m de diamètre environ, dans un laps de temps de 10 ns (un 100-millionième de seconde) . Il n’est donc pas question de faire une pose ! Le récepteur doit être très sensible.
Les télescopes à effet Tcherenkov sont très intéressant par rapport aux satellites, car ils observent un champ 10.000 fois plus vaste sur le ciel.
Un télescope Tcherenkov est un grand instrument optique qui scrute le ciel, par nuit noire, dans l’attente d’un flash produit par une gerbe. Lorsqu’un tel événement se produit, la forme de la tache lumineuse, et la direction dans laquelle le télescope est pointé, donnent des renseignements sur la source qui l’a produit. Les rayons gamma étant insensibles aux champs magnétiques, ne sont pas déviés par le champ galactique, ou les champs intergalactiques pour les événements plus lointains (contrairement aux rayons cosmiques, qui sont des particules chargées). La direction dans laquelle on voit la gerbe donne donc celle de l’objet qui l’a produite.
On nomme ces instruments, en bon français, Imaging Atmospheric Cherenkov Telescopes (IACT).
Les gerbes électro-magnétiques contiennent principalement des électrons/positrons et des gammas. Elles se déclenchent vers 10 km d’altitude et, du fait de leur finesse, concernent un diamètre au sol de l’ordre de 250 m seulement ; elles sont relativement symétriques.
Dans une gerbe, l’énergie perdue par rayonnement Tcherenkov est tout-à-fait négligeable vis-à-vis de la perte par bremsstrahlung ou par ionisation. Ceci montre que ce qu’on observe est à la fois indirect, et marginal du point de vue énergétique.
Cet observatoire comprend de très grands instruments, il est l’un des plus importants du monde.
Au premier plan, on voit les deux télescopes MAGIC, et leur bâtiment de contrôle, flanqué d’un dôme abritant un LIDAR. Plus loin à droite, on a la coupole du GranTeCan, télescope optique de 10,4 m de diamètre. En haut à gauche, l’abri du télescope Galileo de 3,58 m (optique et infrarouge).
Après la théorie, présentons d’abord les précurseurs. Cette technique est récente, et un premier instrument a été installé sur le site. Constitué de 6 petits télescopes, nommé HEGRA (High-Energy-Gamma-Ray Astronomy), il a été installé en 1987. Les miroirs avaient une surface de 8,5 m2, et au foyer une camera de 271 pixels, formés de photomultiplicateurs. Des photomultiplicateurs au sol étaient également disposés autour des télescopes, alimentés par des scintillateurs qui provoquaient l’émission de lumière. Ces appareils préfigurent l’instrument Auger.
HEGRA a été démantelé pour faire place à MAGIC, mais l’un des télescopes a été conservé, et transformé. Il est mintenant nomme FACT (First G-APD Cherenkov Telescope), où G-APD signifie : Geiger-mode avalanche photodiods. Le détecteur est donc nouveau, placé au foyer d’un ancien miroir. Cet instrument est destiné à la mise au point et la validation de ce nouveau détecteur. Mais il sert tout de mêm à des recherches intéressantes de suivi sur les noyaux actif de galaxies, dans le domaine d’énergie du TeV.
MAGIC (Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov Telescopes).
Les 2 télescopes à effet Tcherenkov sont installés sur les pentes du volcan, à 2.200 m d’altitude, un peu en-dessous de la caldeira. Chaque télescope a un diamètre de 17 m. Le premier a été installé en 2004, le second en 2009. Ils sont construits par l’Allemagne, l’Italie, l’Espagne et la Suisse.
Ils observent les rayons gamma entre 25 GeV et 30 TeV, le bas de la gamme étant accessible grâce au grand diamètre des miroirs. Les autres télescopes Tcherenkov au sol observent au-dessus de 200 GeV. Les télescopes spatiaux entre 1 keV et quelques GeV.
MAGIC est donc un instrument exceptionnel.
Chaque miroir à une surface collectrice de 236 m2, composée de 956 miroirs carrés de 50 x 50 cm en aluminium, soutenus par une structure légère en carbone. Chaque petit miroir est un sandwich formé d’un support d’aluminium en nid d’abeille, d’une plaque de 5 mm en alliage AlMgSi, couverte par une fine couche de quartz assurant la protection de la surface réfléchissante. Les miroirs sont sphériques et leur rayon de courbure est adapté à leur distance à l’axe optique, formant ensemble un miroir parabolique. La réflexivité des miroirs est de l’ordre de 90 %.
Le détecteur, au foyer, est formé de 396 photomultiplicateurs hexagonaux dans la partie centrale (diamètre 2,54 m). Autour, se trouvent 180 photomultiplicateurs plus grands couvrant un disque total de 3,81 m de diamètre.
Les données sont tranmises sous forme analogique par une fibre optique. Elles sont ensuite digitalisées par un convertisseur AD de 2 GHz.
Le poids total est de 40 tonnes.
Pour pointer un nouvel objet, le télescope prend seulement 22 secondes au maximum.
On remarque la légèreté de la monture. Rien à voir avec celle du VLT, qui est pourtant 2 fois plus petit en diamètre !
Le support du détecteur, à la place d’un miroir secondaire, est bien léger aussi. Mais il faut remarquer les fils, fins haubans, qui assurent une rigidité suffisante à ce support.
Les déformations dues au poids du miroir sont corrigées par un système actif. Les petits miroirs sont groupés par 4 et montés sur un support qui assure leur positionnement. La lecture des données pour une image prend 20 µs, ce qui correspond à une perte de temps de 2 %. Une nuit de prise de vues crée un volume de 800 GB de données.
Les télescopes sont séparés de 85 m. Ils intègrent un système stéréoscopique.
Les instruments d’observation des rayons gamma sont rares. On en compte 3 :
Le projet CTA (Cherenkov Telescope Array) est un projet essentiellement européen, destiné à améliorer les capacités des télescopes actuels d’un facteur 10.
Le GranTeCan est l’un des plus grands télescopes du monde, peut-être le plus grand. Pour justifier cela, on peut considérer une comparaison des télescopes actuels.
Pour comparer les télescopes modernes, dont les miroirs sont composites et non circulaires, la meilleure mesure est de déterminer le diamètre d’un miroir rond monolithique, qui donnerait la même surface collectrice. Toutefois, ce critère ne s’appliquerait pas à un miroir dilué. Le diamètre équivalent, ainsi calculé, du GranTeCan est de 10,40 m. Le LBT (Large Binocular Telescope) est composé de deux miroirs ronds, et sa surface collectrice est le double de la surface de l’un des télescopes.
Inauguré en 2007, le GranTeCan donna ses premiers résultats scientifiques en 2009. C’est un instrument espagnol géré par l’Institut d’Astrophysique des Canaries (IAC). Participation de l’Institut d’Astronomie de l’Université Nationale autonome de Mexico, l’Institut d’Astrophysique, d’Optique et d’électronique de Puebla (Mexique) et l’Université de Floride.
Le GranTeCan est installé à une altitude de 2.267 m, qui le place très souvent au-dessus des nuages qui peuvent encombrer le ciel de l’île. Son miroir principal composite est de type Ritchey-Chrétien, formé de 36 segments hexagonaux en Zerodur de 450 kg chacun, et de 8 cm d’épaisseur (17,5 cm pour le VLT). Ils sont séparés de 3 mm.
Le Zerodur présente un coefficient de dilatation thermique très bas, ce qui le rend presque insensible à la température. La focale est de 169,9 m. Echelle de l’image : 0,82 mm/".
Il comporte 3 foyers :
Le poids total du télescope atteint 400 tonnes. Il est installé sur un support hydraulique. Le télescope, comme tous les grands instruments modernes, est en monture alt-az. Sa coupole est de forme hémisphérique traditionnelle, alors que d’autres télescopes modernes sont abrités par des coupoles dont la structure est plus simple à construire.
Le TNG (28° 45' N - 17°53' O) est le plus grand télescope italien et dépend de l’Institut national d’Astrophysique Italien. Il fut mis en service en 1998. Il s’agit d’un télescope Altazimutal. Optique de type Ritchey-Chretien. Un miroir plan permet d’utiliser l’un ou l’autre des 2 foyers Nasmyth. Une zone de 1° autour du zénith est inaccessible (à cause de la monture).
Miroir primaire : 3,58 m de diamètre ; distance focale : 38,5 m (f/11) ; miroir secondaire : 87,5 cm ; échelle image : 5,36"/mm.
Présence d’une optique active comprenant 78 actuateurs pouvant agir sur le miroir principal. La correction des déformations du miroir principal va entraîner un déplacement du miroir secondaire maintenu par 6 bras et du miroir tertiaire qui peut être déformé à l’aide de 3 actuateurs piezoélectriques.
Les instruments sont installés de façon permanente, (grâce au système des foyers).
L’observatoire se trouve près du sommet du Pic de Teide (la route est dessinée en blanc). Il est situé à 2.390 m d’altitude.
 Le télescope Gregor Kiepenheuer Inst. for Solar Physics |
 Le télescope VTT Kiepenheuer Inst. for Solar Physics |
Le télescope Gregor est le plus grand télescope solaire d’Europe. Son miroir de 1,50 permet une excellente définition des images, au moins théoriquement. En effet, le problème essentiel de l’observation solaire est dual de l’observation stellaire : il y a trop de lumière ! Celle-ci échauffe l’instrument, produit une turbulence importante dans le tube lui-même, et dégrade très fortement les images. C’est pourquoi on voit que l’instrument ci-dessus a un tube Serrurier, qui laisse la circulation de l’air, et évite cet échauffement. De plus, il est placé au sommet d’une tour, qui évite la chaleur du sol environnant.
Pour le VTT, la solution est plus élaborée encore. L’instrument lui-même n’est pas au sommet de la tour, mais il y est remplacé par un héliostat, qui renvoie la lumière vers le bas, dans le corps de la tour. Celle-ci est fermée au sommet par une lame à faces parallèles de qualité optique, traversée perpendiculairement par la lumière, et qui ne la dégrade donc pas. Elle permet de faire le vide dans la tour, et y évite donc toute turbulence. Les miroirs de l’héliostat, n’étant pas toujours perpendiculaires au faisceau à renvoyer, doivent avoir un diamètre plus important que le primaire du télescope utilisé. Ceci est une limitation pour ce genre d’instrument.
Instrument construit à Izaña (Tenerife) par la France, l’Italie et l’Espagne pour mesurer la polarisation des raies du spectre solaire avec une forte résolution spatiale, spectrale et temporelle. Il améliore la connaissance du champ magnétique dans l’atmosphère du soleil. Le télescope a été mis en service en 1999.
L’ennemi de l’observation solaire, c’est la turbulence atmosphérique et l’échauffement de l’air et du télescope. Pour éviter cela, le télescope Thémis (90 cm de diamètre) est placé sous vide. Le miroir secondaire et les récepteurs sont, en outre, refroidis. Il est équipé d’une optique adaptative. Un analyseur de polarisation, deux spectrographes en série et un filtre universel biréfringent avec un interféromètre Fabry-Pérot fournissent les données. C’est le télescope solaire le plus performant au monde pour l’étude du magnétisme solaire. Il donne des images du Soleil entier (avec carte du champ magnétique et des vitesses en projection sur la ligne de visée).
C’est un télescope optique de 500 mm, installé par l’université de Mons en Belgique. Il est en monture équatoriale allemande, a une longueur focale de 7,50 m et possède les foyers Cassegrain et Newton. Son champ de vue est de 50' (18' avec un oculaire de 55 mm). Sa précision de pointage en déclinaison est de 1', et en ascension droite de 0,5 mn.
Instrumentation : une série d’oculaires et une camera CCD ST-8. Le CCD est contrôlé par deux PC.---=OO=---