Télescope géant européen

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European Extremely Large Telescope • E-ELT

Page d’aide sur l’homonymie Cet article concerne le projet de télescope géant de l'Observatoire européen austral (ESO) en cours de construction. Pour le projet initial de télescope géant européen, abandonné par l'ESO, voir Overwhelmingly Large Telescope. Pour les autres télescopes géants, voir télescope géant.
Télescope géant européen
The E-ELT.jpg

Vue d'artiste du Télescope géant européen.

Caractéristiques
Organisation
Gestionnaire
Type
Construction
à partir du Voir et modifier les données sur Wikidata
Altitude
3 060 m
Site
Lieu
Pays
Coordonnées
Télescopes
E-ELT
Réflecteur de 39,3 m
Localisation sur la carte du Chili
voir sur la carte du Chili
Red pog.svg

Le Télescope géant européen[1],[2],[3],[4],[N 1], en anglais European Extremely Large Telescope[1] (E-ELT[1]), est un télescope terrestre, faisant partie de la série des trois télescopes géants en cours de construction, qui doit être inauguré en . Construit par l'Observatoire européen austral (ESO) il doit permettre des avancées majeures dans le domaine de l'astronomie grâce à son miroir primaire d'un diamètre de 39 mètres.

Il sera situé au nord du Chili, sur le Cerro Armazones (3 060 mètres d'altitude) qui fait partie de la cordillère de la Costa (Andes centrales) et à vingt kilomètres à l'est du Cerro Paranal, site des quatre télescopes du VLT de l'ESO. Pour pouvoir effectuer des percées décisives, telles que l'observation des premières galaxies ou des exoplanètes, il sera capable de collecter quinze fois plus de lumière que le VLT, ce qui en fera le télescope le plus puissant au monde. Il est prévu que l'E-ELT entre en service au cours de l'année 2024.

Contexte[modifier | modifier le code]

Les raisons de l'émergence des très grands télescopes[modifier | modifier le code]

Les motivations à l'origine de la construction d'un télescope de très grande taille sont résumées dans la première étude de l'Observatoire européen austral (ESO) réalisée sur le sujet[5] :

  • Au cours de la seconde moitié du 20ème siècle l'accroissement de la sensibilité des télescopes optiques est liée essentiellement (à hauteur de 80%) aux améliorations apportées aux instruments placés aux foyers optiques et exploitant la lumière collectée. Dans la mesure où ceux-ci ont atteint une quasi perfection, il est désormais nécessaire, pour maintenir le même rythme de progrès scientifiques, d'accroitre de manière importante le diamètre des télescopes.
  • Les objectifs prioritaires dans le domaine scientifique, tels que la détection et la caractérisation des exoplanètes similaires à la Terre ou l'étude spectroscopique des galaxies les plus lointaines et d'autres objets comme les supernovae ou les sources de sursaut gamma, nécessitent de disposer de télescopes dont le diamètre atteint 100 mètres ou plus.
  • L'utilisation d'un miroir segmenté introduite par le télescope Keck permet d'envisager des miroirs de beaucoup plus grande taille. Les contraintes découlant d'un diamètre élevé relèvent désormais uniquement des domaines de la mécanique et la cinématique. L'existence de radiotélescopes de 100 mètres et plus constitue un précédent et une source d'inspiration même si les exigences sont beaucoup moins élevées lorsqu'il s'agit d'observer les grandes longueurs d'ondes.
  • L'arrivée à maturité des techniques de correction du front d'ondes, en particulier l'optique adaptative, permet aux télescopes terrestres d'accéder au domaine des hautes résolutions angulaires réservées jusque là aux télescopes spatiaux comme Hubble.

Historique[modifier | modifier le code]

Le projet de télescope de 100 mètres OWL[modifier | modifier le code]

L'OWL de 100 mètres de diamètre (vue d'artiste).
Article principal : Overwhelmingly Large Telescope.

A partir de 1998 l'Observatoire européen austral (ESO) mène des études de conception d'un télescope géant comportant un miroir de plus de 100 mètres de diamètre. Les premières études de faisabilité de l'Overwhelmingly Large Telescope (OWL) (allusion à la désignation anglaise de la chouette) sont peu approfondies. Mais progressivement le projet prend de l'ampleur. En décembre 2004 le Conseil de l'ESO décide de compléter rapidement les études en cours en s'appuyant largement sur son expertise interne mais également sur l'avis des industriels et de la communauté scientifique avec comme objectif de faire évaluer le projet fin 2005 par un panel d'experts internationaux. Le télescope envisagé a un miroir primaire d'un diamètre de 100 mètres avec une surface collectrice de 6000 m². Au dela de la faisabilité technique, l'objectif de l'étude est de modifier le ratio entre coût et diamètre (D) du miroir primaire régi jusque là par une loi D2,6 (D puissance 2,6) en le faisant passer à D1,4. Le rapport d'étude du projet OWL Blue-Book est publié en octobre 2005. Il confirme la possibilité technique de réaliser un observatoire de la taille envisagée. Le panel d'experts consulté en novembre 2005 donne un avis favorable à la principale innovation technique embarquée consistant à insérer au moins un miroir adaptatif au sein du télescope. Mais la commission identifie plusieurs risques techniques : recours à un miroir M2 segmenté et à un miroir M4 fortement asphérique, système de guidage laser mal adapté à la taille du miroir. Compte tenu de ces risques et un coût (évalué à 1,2 milliards €) dépassant la capacité financière de l'ESO pour une construction s'étalant sur la période envisagée (2008-2020), le panel d'experts conseille plutôt de développer un télescope de taille plus modeste, ayant un miroir d'un diamètre compris entre trente à soixante mètres, considérant que la complexité et la dérive budgétaire inhérente à ce type de projet seraient mieux maîtrisées[6].

L'E-ELT[modifier | modifier le code]

La taille de l'E-ELT et du VLT comparée à celle de l'Arc de Triomphe.

En décembre 2005, le projet baptisé dans son nouveau format E-ELT (European Extremely Large Telescope) entre dans une phase de consultation avec la communauté astronomique internationale, visant à définir les caractéristiques détaillées du télescope. Cinq groupes de travail sont formés pour définir les différentes caractéristiques du télescope : identification des objectifs scientifiques, choix des instruments, sélection du site d'implantation, architecture du télescope et étude de l'optique adaptative). Durant l'été 2006, les rapports de chaque groupe sont remis à l'ESO. Ces rapports conseillent que l'ELT soit capable d'observer dans le domaine visible et infrarouge. Le , Jason Spyromilio est désigné comme directeur du projet E-ELT. Le 11 décembre 2006, les membres de l'ESO décident de lancer les études préalables à la construction de l'E-ELT. Le diamètre prévu du miroir est de 39 mètres[7], pour un coût total de l'appareil estimé entre 800 millions et un milliard d'euros.

Sélection du site[modifier | modifier le code]

En mars 2010, le comité de sélection décide de construire l'E-ELT sur le sommet du Cerro Armazones à un peu moins de 3 000 mètres d'altitude. Le site est situé à une vingtaine de kilomètres du Cerro Paranal qui héberge déjà l'instrument phare de l'ESO, le VLT[8]. Cette région située dans le désert de l'Atacama au nord du Chili se caractérise à la fois par une extrême sécheresse et une nébulosité très faible qui permet des observations de très grande qualité avec peu d'interruptions liées à la météorologie. Le site retenu avait été préempté par le passé pour la construction de l'homologue américain de l'E-ELT, le Télescope de Trente Mètres, qui a finalement retenu une implantation sur le Mauna Kea dans l'archipel d'Hawaï. Parmi les sites écartés figurent l'Observatoire du Roque de los Muchachos situé dans l'archipel des Canaries (Espagne) qui héberge déjà de nombreux télescopes, bien que l'Espagne ait proposé de payer 25 % du coût de la construction[9]. Le Cerro Armazones est situé à 24° 35′ 52″ S 70° 11′ 46″ O / -24.59778, -70.19611 et à une altitude de 2 762 mètres[10]. Il existe déjà à cet endroit un observatoire géré par l'Institut d'astronomie de l'université catholique du nord et l'institut d'astronomie de l'université de Bochum[11]. Le conseil de l'ESO, le 26 avril 2010 a sélectionné officiellement le site de Cerro Armazones[12],[13]. Le 13 octobre 2011, un accord est signé entre le Chili et l'ESO pour la dotation de terrains ainsi que la création d'une zone protégée. Le lancement des travaux est programmé pour 2011 et les premières opérations sont prévues pour le début des années 2020.

Lancement du projet[modifier | modifier le code]

Le ministre chilien des Affaires étrangères, Alfredo Moreno (à droite), et le directeur général de l'ESO, Tim de Zeeuw (à gauche), signant le 13 octobre 2011 l'accord concernant le territoire de l'European Extremly Large telescope (E-ELT). L'accord entre l'ESO et le gouvernement chilien comprend la donation du terrain pour le télescope et une concession à long terme pour établir une zone protégée autour de celui-ci ainsi que le soutien du gouvernement chilien pour l'installation de l'observatoire E-ELT.

Le 9 décembre 2011, le Conseil d’administration de l’Observatoire européen austral (Conseil de l’ESO), approuve un budget qui permet de financer les travaux préparatoires sur la route conduisant au site de l’E-ELT au Cerro Armazones et de commencer les développements de certains composants optiques complexes. Le 11 juin 2012 le Conseil de l'ESO entérine, lors de sa réunion à Garching, la construction de l'E-ELT et de son premier lot d'instruments. Les travaux de construction de la route et de nivellement débutent cette année là. Le 28 octobre 2013, le président du Chili, Sebastián Piñera remet les documents juridiques signés qui officialisent le transfert à l'ESO, des terres situées autour du Cerro Armazones pour la construction de l'E-ELT[14].

Le conseil de l'ESO se réunit le 4 décembre 2014 alors que le budget alloué à la construction de l'E-ELT (1 083 million euros 2012) n'est financé qu'à hauteur de 71%. Or l'ESO a une règle qui nécessite que plus de 90% du budget soit débloqué pour que les travaux de plus de 2 millions d'euros soient lancés. L'ESO est notamment en attente de la finalisation de l'adhésion de la Pologne (qui doit porter la part financée à 78%) et du Brésil qui doit contribuer au budget de l'ESO à hauteur de 190 millions € pour les 10 années suivantes mais dont la phase de ratification prend du retard. Pour tenir l'échéance de 2024, l'ESO décide en décembre de décomposer la livraison du télescope en deux phases dont la première porte sur un périmètre réduit permettant de lancer les travaux en respectant la règle budgétaire des 90%. Les éléments suivants sont reportés à la phase II[15] :

  • 210 des 798 segments de miroir formant le miroir primaire. Les miroirs repoussés en phase II forment les cinq rangées internes.
  • 133 segments de miroir qui doivent servir de pièces de rechange afin de permettre l'entretien continu du miroir primaire.
  • Deux des 6 lasers utilisés par l'optique adaptative ainsi que le module LTAO qui doit contribuer aux performances des instruments METIS et HARMONI.
  • Une des stations pré-focales.

Construction du télescope et de ses instruments[modifier | modifier le code]

Les travaux de terrassement de la plateforme de l'observatoire sur le Cerro Armazones débutent le 19 juin 2014.

Le sommet du Cerro Armazones en novembre 2015 a été aplani pour accueillir l'E-ELT.

Objectifs scientifiques[modifier | modifier le code]

Comparaison de la surface des miroirs primaires des principaux télescopes.

L'E-ELT va contribuer à fournir des éléments de réponse a de nombreuses questions nécessitant des performances supérieures à celles des instruments existants :

  • L'E-ELT a une résolution cent fois meilleure que les plus grands instruments existants ce qui doit lui permettre d'obtenir des images directes d'exoplanètes (c'est-à-dire parvenir à distinguer la lumière émise par la planète de celle émise par l'étoile) et d'analyser leur atmosphère permettant de détecter la présence éventuelle de vie à travers la présence et la proportion de certains gaz. Le télescope permet de mesurer des changements de vélocité d'une étoile de 1 cm/s ce qui est suffisant pour détecter la présence de planètes de la taille de la Terre dans la zone habitable[16].
  • Physique fondamentale : vérification du modèle de la matière noire par une mesure directe des variations du décalage vers le rouge : l'EELT peut mesurer la variation de 10 cm/s prédite par la théorie pour les galaxies lointaines au bout de 10 ans [17]
  • Physique fondamentale : vérification de l'uniformité des constantes cosmologiques[18]
  • Trous noirs : les capacités d'observation de l'E-ELT du centre galactique et du trou noir supermassif qui s'y trouve (position des étoiles avec une précision de 50 à 100 microsecondes d'arc, vitesse radiale à 1 km/s près) doit permettre d'observer des étoiles beaucoup plus proches des trous noirs circulant à des vitesses atteignant 0,1 C ce qui permettra de vérifier certaines observations prédites par la théorie de la relativité générale[19].
  • Trous noirs : vérification de la présence de trous noirs de taille intermédiaire au sein des amas du Sous-groupe local[20].
  • Formation des étoiles et des systèmes planétaires[21].
  • Cycle de vie des étoiles ː contributions à la formation de la matière[22].
  • Étude des événements violents liés à la mort des étoiles géantes au début de la formation des galaxies (décalage vers le rouge de 4)[22].
  • Population stellaire des galaxies : analyse chimique des étoiles de groupes galactiques voisins[23].
  • Étude de la distribution de la masse des étoiles : recensement statistique des étoiles de faible masse[24].
  • Fin des Âges sombres - processus de réionisation ː rôle des premières galaxies[25].
  • Détermination du déroulement typique de la formation des étoiles dans les différents types de galaxie[26].
  • Mesure des interactions entre le milieu intergalactique et les galaxies[27].
Schéma du E-ELT : M1 miroir primaire, M2 miroir secondaire, M3 miroir tertiaire, M4 miroir déformable (optique adaptative, M5 miroir renvoyant la lumière vers les plateformes instrumentales, 6 axe horizontal de la partie optique (hauteur), 7 plateforme instrumentale (x2), 8 lasers de l'optique adaptative (x6), 9 plateforme orientable (⇒azimut), 10 contreventements sismiques

Caractéristiques techniques de l'E-ELT[modifier | modifier le code]

Avec son miroir de 39 mètres de diamètre et de 1 116 m2 de surface l'E-ELT constitue un énorme bond en avant par rapport à tous les grands télescopes existants dont la précédente réalisation de l'ESO, le VLT constitué de 4 télescopes de 8,2 mètres de diamètre. Comme tous les télescopes de grande taille l'E-ELT est de type Nasmyth c'est-à-dire qu'il s'agit d'un télescope Cassegrain comprenant un troisième miroir supplémentaire qui réfléchit latéralement la lumière). Compte tenu de son poids l'optique est portée par une monture altazimutale qui permet d'orienter le télescope en azimut et en hauteur.

La structure du télescope[modifier | modifier le code]

La structure du télescope E-ELT doit, malgré la masse énorme de l'ensemble (2 800 tonnes) fournir un support suffisamment rigide pour le miroir primaire, permettre un pointage de l'instrument avec une précision de 1 seconde d'arc et une poursuite de la cible avec une précision de 0,3 seconde d'arc. La structure doit également limiter l'amplitude et la fréquence des écarts de position du miroir secondaire par rapport au miroir primaire. La structure est composée de deux sous-ensembles[14] :

  • La structure azimutale permet de pointer l'instrument en azimut (direction) et supporte l'essentiel des efforts verticaux lors de la mise en œuvre de l'instrument. Elle est composée d'un plancher qui pivote sur trois rails circulaires de 51,5 m, 34 m et 4,5 mètres de diamètre. Sur ce plancher sont fixés les deux plateformes Nasmyth de 12 x 29 m et d'une masse de 150 tonnes qui accueillent les instruments et les stations pré focales. L'axe horizontal du télescope s'articule sur ces plateformes. L'ensemble a une masse de 1 300 tonnes.
  • La structure d'altitude supporte les différents miroirs de l'optique du télescope. Dans la lacune centrale du miroir M1 une tour en treillis sert de support aux miroirs M3, M4 et M5. L'ensemble a une masse de 1 500 tonnes.

Partie optique[modifier | modifier le code]

Parcours de la lumière dans l'E-ELT : du miroir primaire M1 au foyer Nasmyth (F)

Outre la taille de ses miroirs, l'E-ELT se distingue des grands télescopes existants par l'insertion de deux miroirs de l'optique adaptative. Il comprend 5 miroirs[28],[29] :

  • Le miroir principal M1 (f/0,93) de l'E-ELT a un diamètre de 39 mètres et , compte tenu de sa taille, utilise la technique du miroir segmenté, c'est-à-dire qu'il est formé de l'assemblage de plusieurs « petits » miroirs. Il comprend 798 éléments hexagonaux de 1,45 mètres de diamètre et 40 millimètres d'épaisseur assemblés comme ceux du télescope Keck à Hawaï. Le miroir M1 comporte une lacune centrale d'une diamètre de 11,1 mètres correspondant à la zone interceptée par le reste du train optique. La masse du miroir primaire est de 150 tonnes. Le miroir M1 est soutenu par 30 000 supports qui corrigent en temps réel les efforts dus aux mouvements de flexion et de déformation générés par le vent et la rotation du miroir.
  • La lumière reçue par le miroir primaire est renvoyée vers le miroir secondaire M2 de 4 mètres de diamètre
  • le miroir M3 (4,2 mètres de diamètre).
  • Le miroir M4 de (2,4 mètres de diamètre) est le premier des deux miroirs qui forment l'optique adaptative. Il est constitué de 6 pétales minces en vitrocéramique de 2 mm d'épaisseur fabriqués par Reosc.
  • et enfin le miroir M5 (2,7 mètres de diamètre) stabilise l'image et la renvoie vers les instruments de mesure.
Miroir Rôle Taille Caractéristiques optiques Caractéristiques physiques Contrôles Autres caractéristiques Fabricant
E-ELT-M1-mirror.png M1 Miroir primaire diamètre : 39 m Concave, asphérique, f/0,9 miroir segmenté (798 segments) Forme et position
E-ELT-M2-mirror.png M2 Miroir secondaire diamètre : 4 m Convexe, asphérique, f/1,1 miroir monolithique Passif, contrôle de position
E-ELT-M3-mirror.png M3 Miroir tertiaire diamètre : 4 m Concave, asphérique, f/2,6 Actif, contrôle de position
E-ELT-M4--mirror.png M4 Optique adaptative diamètre : 2,4 m miroir plat miroir segmenté (6 pétales) Forme et position
E-ELT-M5-mirror.png M5 Optique adaptative 2,7 x 2,1 m miroir plat Forme et position

Optique adaptative[modifier | modifier le code]

Les télescopes de grande taille nécessitent une optique adaptative pour atteindre leurs résolutions records malgré les turbulences dues aux conditions atmosphériques. L'optique adaptative n'est pas placée derrière le télescope mais fait partie de celui-ci ce qui simplifie l'instrumentation et permet d'intégrer les vibrations de la structure. Le dispositif qui corrige en temps réel est particulièrement puissant dans le cas de l'E-ELT : le miroir d'optique adaptative M4 a un diamètre de 2,4 mètres contre 11,5 cm pour le VLT et il comprend 7000 points d’actionnement contre 185 pour le VLT[30].

L'optique adaptative MAORY (Multi-conjugate Adaptive Optics RelaY) est conçue pour fonctionner avec la caméra MICADO et un deuxième instrument à définir. Il utilise 6 lasers qui simulent des étoiles artificielles et évalueront les perturbations atmosphériques et deux miroirs déformables M4 et M5 chargés de corriger en conséquence la lumière entrante. Le miroir M4 est posé sur 7 000 actionneurs qui le déforment 1 000 fois par seconde[31],[32].

Le dôme[modifier | modifier le code]

Comme tous les télescopes de grande taille, l'E-ELT est entouré d'un dôme qui le protège du mauvais temps et met son optique à l'abri du Soleil durant la journée. Plusieurs architectures ont été étudiées mais c'est finalement un choix classique qui a été effectué. Le dôme de l'E-ELT, de forme pratiquement hémisphérique, est posé sur une embase circulaire en béton d'environ 10 mètres de haut sur lequel il roule par l'intermédiaire de deux rails posés sur des bogies fixes pour suivre les mouvements de l'instrument. Deux portes de forme arrondie s'ouvrent latéralement pour permettre les observations. Le cahier des charges spécifie que le dôme doit être capable de pivoter dans les 5 minutes prévues prévues pour l'acquisition par le télescope d'une nouvelle cible ce qui impose une vitesse de rotation de 2° par seconde (vitesse linéaire de 5 km/h). La taille et la forme du dôme permettent une rotation complète du télescope sur lui-même qu'il soit en position ouverte ou fermée sans présence d'obstruction. L'ouverture permet au télescope d'être pointé du zénith jusqu'à une hauteur de 20° au-dessus de l'horizon[33].

Le dôme a un diamètre de 86 mètres et culmine à 74 mètres au-dessus du sol. Les deux portes dégagent une ouverture de 45,3 mètres de large. Pour protéger les miroirs du vent un parevent constitué de deux panneaux mobiles permet de fermer l'ouverture dans des proportions qui dépendent de l'élévation du point visé par le télescope. Le dôme en position fermé doit être étanche à la fois aux précipitions et à l'air. L'objectif dans ce dernier cas est de réduire la puissance des installations de climatisation qui ont pour mission de ramener la température de l'optique à celle de la nuit (capacité : abaisser le température de 10° en 12 heures) mais qui jouent également un rôle dans le maintien de la propreté de l'optique. Des persiennes situées dans le dôme et sur le socle permettent à la demande de faire circuler l'air entre l'extérieur et l'intérieur lorsque les portes sont fermées[33].

Dôme, fondations et bâtiments auxiliaires
Structure Élément Masse
Partie fixe Fondations en béton du dôme 17 000 tonnes
Fondations en béton du télescope 18 500 tonnes
Structures d'accès et équipements 117 tonnes de béton 392 tonnes d'acier
Bâtiments auxiliaires 7 200 tonnes béton, 377 tonnes d'acier, 168 tonnes de couverture
Bogies supportant le dome 805 tonnes
Partie mobile Dôme 3 329 tonnes
Porte gauche 398 tonnes
Porte droite 436 tonnes
Parevent 593 tonnes

Le dôme est constitué d'une structure primaire comprenant un anneau à la base, deux arches de part et d'autre des portes ainsi qu'une arche perpendiculaire située à l'arrière de l'ouverture de la porte et d'une structure secondaire constituée de poutrelles quadrillant la surface du dôme. La structure secondaire supporte des passerelles qui font le tour de l'intérieur du dôme à trois hauteurs différentes pour permettre sa maintenance. Deux grues de 20 tonnes, fixées l'une à l'arche perpendiculaire l'autre sur la structure secondaire, permettent de déplacer les instruments et les composants optiques. La couverture du dôme est constituée en allant de l'extérieur vers l'intérieur par[34] :

  • des panneaux en aluzinc de 5 mètres de long et de 1,5 mm d'épaisseur se recouvrant entre eux
  • un vide de 15 cm d'épaisseur destiné à protéger les couches internes des effets du Soleil, de la pluie et de la neige
  • une couche d'isolant thermique de 11 cm d'épaisseur surmontée d'une couche étanche bituminée
  • des tasseaux porteurs galvanisés
  • d'une charpente reposant sur la structure secondaire du dôme.

Instruments[modifier | modifier le code]

Le télescope est conçu pour mettre en œuvre 7 instruments. En décembre 2014, faute d'un financement suffisant, la fabrication est lancée pour seulement trois d'entre eux[15] :

  • MICADO (Multi-AO Imaging Camera for Deep Observations) est une caméra observant dans le proche infrarouge (0.8–2,4 µm) avec une résolution spatiale de 6 à 12 milli secondes d'arc[35].
  • HARMONI (High Angular Resolution Monolithic Optical and Near-infrared Integral field spectrograph) est un spectrographe intégral de champ qui doit jouer un rôle majeur pour la spectroscopie visible et infrarouge (0,47–2,45 µm). Il sera utilisé pour étudier les galaxies apparues après le Big Bang, analyser les constituants des populations stellaires proches et caractériser les atmosphères des exoplanètes ainsi que les disques de poussières à partir desquelles ces dernières se forment. L'instrument est développé par un consortium piloté par l'Université d’Oxford avec une participation importante de laboratoires français (Laboratoire d’Astrophysique de Marseille; Centre de Recherche Astrophysique de Lyon, Institut de Planétologie et Astrophysique de Grenoble et ONERA)[36],[37].
  • METIS (Mid-infrared E-ELT Imager and Spectrograph) est un spectrographe imageur[38].

Les instruments suivants sont non financés à décembre 2014 et n'ont pas dépassé la phase d'étude :

  • CODEX est un spectrographe imageur à haute résolution ( R >= 120000) couvrant les longueurs d'onde 350-720 nm[39].
  • EAGLE spectrographe multi-objets en proche infra-rouge assisté par un système de MOAO (« Multiple Object Adaptive Optics ») [40].
  • EPICS (Exo-Planet Imaging Camera and Spectrograph)est un spectrographe imageur dédié à l'observation des exoplanètes[41].
  • OPTIMOS/EVE est un spectrographe multi-objets (300) fonctionnant en lumière visible et proche infrarouge (310-1700 nm) en utilisant des fibres optiques, avec une résolution spectrale haute (R compris entre 500 et 40000)[42].
  • OPTIMOS-DIORAMAS
  • SIMPLE est un spectrographe couvrant les longueurs d'ondes 0,84 à 2,5 μm [43].
Principales caractéristiques des instruments de première génération
Caractéristique MICADO METIS HARMONI Non défini Non défini Non défini Non défini
Type Caméra proche infrarouge Spectrographe Spectrographe imageur
Longueurs d'ondes 0.8–2.4 µm 0,47−2,45 µm 3–20 μm
Résolution spatiale 6-12 millisecondes d'arc - -
Résolution spectrale R~8000 R~3000–20 000 Basse résolution (R < 1,000) dans les bandes L,M,N
résolution moyenne (R <10,000) dans les bandes N
résolution élevée (R~100,000) IFU dans les bandes L,M
Opérationnel 2024 2024 > 2025

Le site[modifier | modifier le code]

Le Cerro Amazones au sommet duquel est édifié l'E-ELT est une montagne culminant à 3 060 mètres située dans la partie centrale du désert d'Atacama au nord du Chili. Le site se trouve à environ 130 km au sud du port d'Antofagasta et à environ 20 km du Cerro Paranal où se situe l'instrument optique le plus important de l'ESO, le VLT. Les caractéristiques climatiques du site en font un lieu particulièrement propice aux observations astronomiques. Le climat est sec avec des précipitations moyennes de 100 mm par an et une humidité relative moyenne de 15%. Ces conditions permettent de bénéficier de 320 nuits claires par an. Le vent souffle essentiellement du nord et quasiment jamais de l'est et sa vitesse moyenne est de 7 m/s. La température de l'air est comprise entre -15 et + 25 °C. La température nocturne moyenne et de °C avec des variations saisonnières moyennes de +/- 1,5 °C. La différence moyenne entre les températures de jour et de nuit est de °C. De nuit la température varie en moyenne de 0,3 °C / heure sur une période de 10 heures[44].

Plusieurs autres sites ont été étudiés par le comité de sélection[44] :

Plusieurs de ces sites bénéficient de conditions d'observation quasiment aussi bonnes que celles du Cerro Amazones. Deux facteurs ont joué en faveur de ce dernier : d'un point de vue logistique la possibilité d'une gestion intégrée du télescope avec le VLT situé à proximité immédiate et sur le plan scientifique la synergie avec les autres grands instruments de l'ESO installés dans la région : ALMA et le VLT.

Fonctionnement[modifier | modifier le code]

Le cout de fonctionnement de l'E-ELT est évalué à 50 millions € par an en incluant les investissements nécessaires pour améliorer les instruments existants et en fabriquer de nouveaux ainsi que la gestion du télescope depuis le site de Garchingr[45].

Galerie d'images[modifier | modifier le code]

Notes et références[modifier | modifier le code]

Notes[modifier | modifier le code]

  1. Le télescope géant est aussi désigné par diverses traductions de l'anglais European Extremely Large Telescope, parmi lesquelles : Extrêmement grand télescope européen, Télescope européen extrêmement grand, Télescope extrêmement grand européen ou encore Télescope européen géant.
    Pour Extrêmement grand télescope européen, voir par exemple :
    Pour Télescope européen extrêmement grand, voir par exemple : Pour Télescope extrêmement grand européen, voir par exemple : Pour Télescope européen géant, voir par exemple :

Références[modifier | modifier le code]

  1. a, b et c « Le Télescope Géant Européen : L'œil le plus puissant scrutant le ciel » [html], sur www.eso.org, Observatoire européen austral (consulté le 6 janvier 2016).
  2. « E-ELT : le télescope européen de l'extrême » [html], sur esa.int, Agence spatiale européenne (consulté le 6 janvier 2016).
  3. Aurélie Coulon, « Feu vert à la construction du télescope géant européen » [html], sur letemps.ch, Le Temps,‎ (consulté le 6 janvier 2016).
  4. Tristan Vey, « Des miroirs déformés pour le futur télescope géant européen E-ELT » [php], sur lefigaro.fr, Le Figaro,‎ (consulté le 6 janvier 2015).
  5. (en) ESO, OWL concept design report : Phase A designe Review, ESO,‎ , 687 p. (lire en ligne)
    Rapport sur le projet de télescope de 100 mètres OWL
  6. (en) « Chilean President Visits Paranal to Announce Transfer of Land for the E-ELT », Observatoire européen austral,‎
  7. (en) [1], eso.org. Consulté le 25 novembre 2009
  8. Recommandation du Cerro Armazones au Chili
  9. Télescope géant E-ELT : l'Espagne le veut chez elle !
  10. Photo satellite du site
  11. Observatoire du Cerro Armazones
  12. World’s Biggest Telescope to be Located on Armazones, Chile
  13. Le Chili accueillera le télescope européen de 42 m
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Bibliographie[modifier | modifier le code]

Documentation de l'ESO
  • (en) ESO, An Expanded View of the Universe Science with the European Extremely Large Telescope, ESO,‎ , 54 p. (lire en ligne)
    Synthèse des objectifs scientifiques assignés à l'E-ELT
  • (en) ESO, E-ELT PROGRAMME : Observatory top level requirements, ESO,‎ , 20 p. (lire en ligne)
    Cahier des charges de l'observatoire
  • (en) ESO, E-ELT construction proposal, ESO,‎ , 263 p. (lire en ligne)
    Spécifications détaillées de l'E-ELT
  • (en) J Liskee et all (ESO), THE E-ELT DESIGN REFERENCE MISSION, ESO,‎ , 451 p. (lire en ligne)
    Principaux cas d'observations réalisées avec l'E-ELT illustrant la mise en œuvre de ses capacités
  • (en) ESO, OWL concept design report : Phase A designe Review, ESO,‎ , 687 p. (lire en ligne)
    Rapport sur le projet de télescope de 100 mètres OWL

Voir aussi[modifier | modifier le code]

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Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]