Crédit d'image: ESO
Une équipe d'ingénieurs de l'Observatoire européen austral a récemment testé une nouvelle installation d'optique adaptative sur le très grand télescope (VLT) de l'Observatoire de Paranal au Chili. Cette technologie adapte les images prises par le télescope pour éliminer la distorsion causée par l'atmosphère terrestre? comme s'ils étaient vus de l'espace. La prochaine étape consistera à connecter des systèmes similaires à tous les télescopes de l'installation, puis à les raccorder en un grand réseau. Cela devrait permettre à l'observatoire de résoudre des objets 100 fois plus faibles qu'aujourd'hui.
Le 18 avril 2003, une équipe d'ingénieurs de l'ESO a célébré la réussite de «First Light» pour l'installation d'optique adaptative MACAO-VLTI sur le très grand télescope (VLT) de l'Observatoire de Paranal (Chili). Il s'agit du deuxième système d'optique adaptative (AO) mis en service dans cet observatoire, après l'installation NACO (ESO PR 25/01).
La netteté d'image réalisable d'un télescope au sol est normalement limitée par l'effet de la turbulence atmosphérique. Cependant, avec les techniques d'optique adaptative (AO), cet inconvénient majeur peut être surmonté afin que le télescope produise des images aussi nettes que théoriquement possible, c'est-à-dire comme si elles avaient été prises depuis l'espace.
L'acronyme «MACAO» signifie «Multi Application Curvature Adaptive Optics» qui se réfère à la façon particulière dont les corrections optiques sont effectuées qui «éliminent» l'effet de flou de la turbulence atmosphérique.
L'installation MACAO-VLTI a été développée à l'ESO. Il s'agit d'un système très complexe dont quatre, un pour chaque télescope d'unité VLT de 8,2 m, seront installés sous les télescopes (dans les salles Coud?). Ces systèmes corrigent les distorsions des faisceaux lumineux des grands télescopes (induits par la turbulence atmosphérique) avant qu'ils ne soient dirigés vers le foyer commun à l'interféromètre VLT (VLTI).
L'installation des quatre unités MACAO-VLTI dont la première est désormais en place, ne sera rien de moins qu'une révolution dans l'interférométrie VLT. Un énorme gain d'efficacité en résultera, en raison du gain de sensibilité 100 fois associé du VLTI.
En termes simples, avec MACAO-VLTI, il deviendra possible d'observer des objets célestes 100 fois plus faibles que maintenant. Bientôt, les astronomes pourront ainsi obtenir des franges d'interférence avec le VLTI (ESO PR 23/01) d'un grand nombre d'objets jusque-là hors de portée avec cette puissante technique d'observation, ex. galaxies externes. Les images et les spectres à haute résolution qui s'ensuivent ouvriront des perspectives entièrement nouvelles dans la recherche extragalactique et également dans les études de nombreux objets faibles dans notre propre galaxie, la Voie lactée.
Au cours de la période actuelle, la première des quatre installations MACAO-VLTI a été installée, intégrée et testée au moyen d'une série d'observations. Pour ces tests, une caméra infrarouge a été spécialement développée qui a permis une évaluation détaillée des performances. Il a également fourni quelques premières vues spectaculaires de divers objets célestes, dont certains sont présentés ici.
MACAO - l'installation d'optique adaptative à courbure multi-applications
Les systèmes d'optique adaptative (AO) fonctionnent au moyen d'un miroir déformable (DM) commandé par ordinateur qui contrecarre la distorsion d'image induite par la turbulence atmosphérique. Il est basé sur des corrections optiques en temps réel calculées à partir de données d'image obtenues par un «capteur de front d'onde» (une caméra spéciale) à très grande vitesse, plusieurs centaines de fois par seconde.
Le système ESO Multi Application Curvative Adaptive Optics (MACAO) utilise un miroir déformable bimorphe (DM) à 60 éléments et un capteur de front d'onde à courbure à 60 éléments, avec un «battement de cœur» de 350 Hz (fois par seconde). Avec cette puissance de correction spatiale et temporelle élevée, MACAO est capable de restaurer presque la qualité d'image théoriquement possible («limitée par la diffraction») d'un télescope d'unité VLT de 8,2 m dans la région proche infrarouge du spectre, à une longueur d'onde d'environ 2? M. La résolution d'image (netteté) résultante de l'ordre de 60 milli-arcsec est une amélioration de plus d'un facteur 10 par rapport aux observations standard à vision limitée. Sans les avantages de la technique AO, une telle netteté d'image ne pourrait être obtenue que si le télescope était placé au-dessus de l'atmosphère terrestre.
Le développement technique de MACAO-VLTI sous sa forme actuelle a commencé en 1999 et avec des revues de projet à intervalles de 6 mois, le projet a rapidement atteint sa vitesse de croisière. La conception efficace est le résultat d'une collaboration très fructueuse entre le département AO de l'ESO et l'industrie européenne qui a contribué à la fabrication diligente de nombreux composants de haute technologie, y compris le bimorphe DM avec 60 actionneurs, un support inclinable à réaction rapide et beaucoup d'autres. L'assemblage, les tests et le réglage des performances de ce système complexe en temps réel ont été assumés par le personnel d'ESO-Garching.
Installation à Paranal
Les premières caisses de la cargaison de plus de 60 mètres cubes contenant des composants MACAO sont arrivées à l'Observatoire de Paranal le 12 mars 2003. Peu de temps après, les ingénieurs et techniciens d'ESO ont commencé l'assemblage minutieux de cet instrument complexe, sous le télescope KUEYEN VLT de 8,2 m ( anciennement UT2).
Ils ont suivi un plan soigneusement planifié, comprenant l'installation de l'électronique, des systèmes de refroidissement par eau, des composants mécaniques et optiques. À la fin, ils ont effectué l'alignement optique exigeant, livrant un instrument entièrement assemblé une semaine avant les premières observations de test prévues. Cette semaine supplémentaire a été une occasion très bienvenue et utile pour effectuer une multitude de tests et d'étalonnages en préparation des observations réelles.
AO au service de l'interférométrie
L'interféromètre VLT (VLTI) combine la lumière stellaire capturée par deux ou plusieurs télescopes unitaires de 8,2 VLT (plus tard également à partir de quatre télescopes auxiliaires mobiles de 1,8 m) et permet d'augmenter considérablement la résolution de l'image. Les faisceaux lumineux des télescopes sont réunis «en phase» (de manière cohérente). Partant des miroirs primaires, ils subissent de nombreuses réflexions le long de leurs différents parcours sur des distances totales de plusieurs centaines de mètres avant d'atteindre le Laboratoire interférométrique où ils sont combinés à une fraction de longueur d'onde, c'est-à-dire à quelques nanomètres!
Le gain de la technique interférométrique est énorme - la combinaison des faisceaux lumineux de deux télescopes séparés par 100 mètres permet l'observation de détails qui autrement ne pourraient être résolus que par un seul télescope d'un diamètre de 100 mètres. Une réduction sophistiquée des données est nécessaire pour interpréter les mesures interférométriques et déduire des paramètres physiques importants des objets observés comme les diamètres des étoiles, etc., cf. ESO PR 22/02.
Le VLTI mesure le degré de cohérence des faisceaux combinés exprimé par le contraste du motif de frange interférométrique observé. Plus le degré de cohérence entre les faisceaux individuels est élevé, plus le signal mesuré est fort. En supprimant les aberrations du front d'onde introduites par la turbulence atmosphérique, les systèmes MACAO-VLTI augmentent considérablement l'efficacité de la combinaison des faisceaux de télescopes individuels.
Dans le processus de mesure interférométrique, la lumière stellaire doit être injectée dans des fibres optiques qui sont extrêmement petites pour remplir leur fonction; seulement 6 µm (0,006 mm) de diamètre. Sans l'action de «recentrage» de MACAO, seule une infime fraction de la lumière stellaire captée par les télescopes peut être injectée dans les fibres et le VLTI ne fonctionnerait pas au pic d'efficacité pour lequel il a été conçu.
MACAO-VLTI permettra désormais un gain d'un facteur 100 dans le flux lumineux injecté - cela sera testé en détail lorsque deux télescopes unitaires VLT, tous deux équipés de MACAO-VLTI, fonctionnent ensemble. Cependant, les très bonnes performances effectivement réalisées avec le premier système rendent les ingénieurs très confiants qu'un gain de cet ordre sera effectivement atteint. Ce test ultime sera effectué dès que le deuxième système MACAO-VLTI aura été installé plus tard cette année.
MACAO-VLTI First Light
Après un mois de travaux d'installation et après des tests au moyen d'une source de lumière artificielle installée dans le foyer Nasmyth de KUEYEN, MACAO-VLTI a eu «First Light» le 18 avril quand il a reçu de la «vraie» lumière de plusieurs objets astronomiques.
Lors des tests de performances précédents pour mesurer l'amélioration de l'image (netteté, concentration d'énergie lumineuse) dans les bandes spectrales proche infrarouge à 1,2, 1,6 et 2,2 µm, MACAO-VLTI a été vérifié au moyen d'une caméra de test infrarouge sur mesure développée pour par l’ESO. Ce test intermédiaire était nécessaire pour assurer le bon fonctionnement du MACAO avant qu'il ne soit utilisé pour alimenter un faisceau de lumière corrigé dans le VLTI.
Après seulement quelques nuits de test et d'optimisation des différentes fonctions et paramètres opérationnels, MACAO-VLTI était prêt à être utilisé pour des observations astronomiques. Les images ci-dessous ont été prises dans des conditions de vision moyenne et illustrent l'amélioration de la qualité de l'image lors de l'utilisation de MACAO-VLTI.
MACAO-VLTI - Premières images
Voici quelques-unes des premières images obtenues avec la caméra de test du premier système MACAO-VLTI, désormais installé sur le télescope VLT KUEYEN de 8,2 m.
Les photos PR 12b-c / 03 montrent la première image dans la bande K infrarouge (longueur d'onde 2,2 µm) d'une étoile (magnitude visuelle 10) obtenue sans et avec des corrections d'image au moyen d'une optique adaptative.
PR Photo 12d / 03 affiche l'une des meilleures images obtenues avec MACAO-VLTI lors des premiers tests. Il montre un rapport Strehl (mesure de la concentration lumineuse) qui répond aux spécifications selon lesquelles MACAO-VLTI a été construit. Cette énorme amélioration lors de l'utilisation des techniques AO est clairement démontrée dans PR Photo 12e / 03, avec le profil d'image non corrigé (à gauche) à peine visible par rapport au profil corrigé (à droite).
La photo PR 11f / 03 montre les capacités de correction de MACAO-VLTI lors de l'utilisation d'une étoile guide faible. Des tests utilisant différents types spectraux ont montré que la magnitude visuelle limite varie entre 16 pour les étoiles B de type précoce et environ 18 pour les étoiles M de type tardif.
Objets astronomiques vus à la limite de diffraction
Les exemples suivants d'observations MACAO-VLTI de deux objets astronomiques bien connus ont été obtenus afin d'évaluer provisoirement les opportunités de recherche qui s'ouvrent actuellement avec MACAO-VLTI. Ils peuvent très bien être comparés à des images spatiales.
Le Centre Galactique
Le centre de notre propre galaxie est situé dans la constellation du Sagittaire à une distance d'environ 30 000 années-lumière. La photo PR 12h / 03 montre une vue infrarouge à courte exposition de cette région, obtenue par MACAO-VLTI pendant la première phase de test.
Des observations récentes d'AO utilisant l'installation NACO du VLT fournissent une preuve convaincante qu'un trou noir supermassif avec 2,6 millions de masses solaires est situé au centre même, cf. ESO PR 17/02. Ce résultat, basé sur des observations astrométriques d'une étoile en orbite autour du trou noir et s'approchant à une distance de seulement 17 heures-lumière, n'aurait pas été possible sans des images de résolution limitée par diffraction.
Eta Carinae
Eta Carinae est l'une des étoiles les plus lourdes connues, avec une masse qui dépasse probablement 100 masses solaires. Il est environ 4 millions de fois plus lumineux que le Soleil, ce qui en fait l'une des étoiles les plus lumineuses connues.
Une telle étoile massive a une durée de vie relativement courte d'environ 1 million d'années seulement et - mesurée dans l'échelle de temps cosmique - Eta Carinae doit s'être formée assez récemment. Cette étoile est très instable et sujette à des explosions violentes. Ils sont causés par la très forte pression de rayonnement dans les couches supérieures de l'étoile, qui souffle des parties importantes de la matière à la "surface" dans l'espace lors de violentes éruptions qui peuvent durer plusieurs années. La dernière de ces explosions s'est produite entre 1835 et 1855 et a culminé en 1843. Malgré sa distance relativement grande - environ 7 500 à 10 000 années-lumière - Eta Carinae est brièvement devenue la deuxième étoile la plus brillante du ciel à cette époque (avec une magnitude apparente -1 ), seulement dépassé par Sirius.
Lion givré
Frosty Leo est une étoile de magnitude 11 (post-AGB) entourée d'une enveloppe de gaz, de poussière et de grandes quantités de glace (d'où son nom). La nébuleuse associée est de forme «papillon» (morphologie bipolaire) et c'est l'un des exemples les plus connus de la brève phase de transition entre deux stades évolutifs tardifs, la branche géante asymptotique (AGB) et les nébuleuses planétaires subséquentes (PNe).
Pour un objet à trois masses solaires comme celui-ci, cette phase ne devrait durer que quelques milliers d'années, le clin d'œil dans la vie de l'étoile. Par conséquent, des objets comme celui-ci sont très rares et Frosty Leo est l'un des plus proches et des plus brillants d'entre eux.
Source d'origine: communiqué de presse de l'ESO
