Observatoire du Paranal

Le plateau du Cerro Paranal avec le Very Large Telescope ; d'avant en arrière : le bâtiment de contrôle sous le plateau, les dômes plus petits des quatre télescopes auxiliaires, les dômes d'UT1 à UT4 : Antu, Kueyen, Melipal et Yepun ; le plus petit dôme du VST. Sur le sommet derrière lui le bâtiment du VISTA.

Panorama à 360° de l'observatoire

L' observatoire de Paranal est une station d'observation astronomique dans le désert d'Atacama au nord du Chili , sur la montagne Cerro Paranal . C'est à environ 120 km au sud de la ville d' Antofagasta et à 12 km de la côte Pacifique. L' observatoire est exploité par l' Observatoire européen austral (ESO) et abrite le Very Large Telescope (VLT), le Very Large Telescope Interferometer (VLTI) et les Survey Telescopes VISTA et VST. L'atmosphère au-dessus du sommet est caractérisée par un flux d'air sec et exceptionnellement calme, ce qui fait de la montagne un endroit très attrayant pour un observatoire . Afin de créer un plateau pour le VLT, le sommet a été démoli au début des années 1990 par dynamitage de 2660  m à 2635  m .

Logistique et infrastructure sur Paranal

L'observatoire de Paranal au lever du soleil, en haut à gauche Cerro Paranal avec le VLT, en haut au centre le télescope d'étude VISTA, en bas à gauche l' hôtel ESO , au centre et en bas à droite l'ancien camp de base

Paranal est loin des principaux axes de circulation. L'observatoire n'est accessible depuis Antofagasta que par un trajet de plusieurs heures, les derniers 60 km environ passant par une piste pavée qui part de la Panamericana . Il n'y a pas de lignes d'approvisionnement vers Paranal. Tous les biens pour le fonctionnement et l'entretien des télescopes ainsi que pour les quelque 130 personnes en moyenne qui sont constamment sur la montagne doivent être produits localement ou conservés en stock.

se soucier

Il existe plusieurs mines de cuivre dans les environs d'Antofagasta qui fonctionnent dans des conditions similaires. Par conséquent, vous n'aviez pas besoin de construire l' infrastructure vous-même, mais vous pouviez faire appel à des sociétés d'approvisionnement spécialisées. L'eau est livrée quotidiennement par camions-citernes selon les besoins , environ deux à trois fois par jour. Des camions-citernes apportent également du carburant pour la station-service des propres véhicules de l'observatoire et, d'ici fin 2017, pour la turbine à gaz pour produire de l'électricité. Il y avait aussi trois générateurs diesel, qui n'étaient utilisés qu'en cas de panne de courant. L'observatoire est directement connecté au réseau électrique chilien depuis décembre 2017. Les véhicules sont entretenus localement. Les instruments scientifiques nécessitent un refroidissement spécial, pour lequel de l' azote liquide est nécessaire. À cette fin, la propre usine de liquéfaction d'ESO a été transportée de La Silla à Paranal en 2006 , après que de l'azote liquide ait été livré d'Antofagasta les années précédentes. Télécommunications, d. H. La téléphonie , les appels vidéo et le trafic de données ont d' abord été transférés de La Silla à la station de liaison montante de Paranal vers un satellite de communication, puis une liaison micro - ondes - radio fournie à Antofagasta. Un câble de fibre optique posé à Antofagasta en 2010 a finalement fourni une connexion avec un débit de données de 10 Gbit/s, ce qui était nécessaire pour les télescopes d'enquête.

Personnel

Les ingénieurs et les scientifiques sont recrutés à la fois au niveau national au Chili et à l'étranger, principalement dans les pays membres de l' ESO . La langue officielle est l' anglais , mais l' espagnol et la plupart des autres langues européennes sont également parlés. Les employés de Paranal vivent soit à Antofagasta, soit à Santiago du Chili et viennent à Paranal pour des équipes d'une à deux semaines. Il y a un transport quotidien d'Antofagasta à Paranal et retour par un bus affrété, et si nécessaire, les propres véhicules à quatre roues motrices de l'observatoire sont également disponibles .

imeuble

L' hôtel ESO avec jardin, piscine et rideau occultant sous la coupole

Le bâtiment de maintenance des miroirs, avec deux cellules miroirs primaires, l'une avec une housse de protection, l'autre sur un transporteur à coussin d'air, qui peut également être utilisé pour le glisser dans le télescope. A gauche en arrière plan le plateau du Paranal ; Une partie du transporteur routier pour les cellules miroir est visible au premier plan à droite

En plus des télescopes et du laboratoire VLTI, qui sont situés sur le plateau de la montagne, il y a aussi un bâtiment de contrôle sous la zone sommitale. Tous les télescopes et le VLTI sont contrôlés à partir de là dans une salle de contrôle commune afin que personne ne soit obligé de se trouver dans la zone du télescope la nuit.

Les hébergements sont situés dans un camp de base 200 m en contrebas, à environ 5 km des télescopes. Du camp d'origine, des mobil-homes ont été construits, des parties sont encore utilisées, la plupart des hébergements le sont maintenant mais finalement terminés en 2002 - également Residencia mentionné - ESO Hotel . L'hôtel ESO est à moitié construit dans la montagne et fait de béton de couleur rougeâtre, qui se confond visuellement avec le désert. Celui-ci abrite des logements, une administration, une cantine, des salles de relaxation, une petite piscine et deux jardins, qui servent à la fois le climat intérieur de l'hôtel ESO et le bien-être mental.

Trois autres bâtiments permanents dans le camp de base servent d'entrepôt et de salle de sport (entrepôt), de salle de maintenance pour les télescopes et les instruments ainsi que pour le revêtement régulier des miroirs principaux des télescopes avec de l' aluminium (Mirror Maintenance Building, MMB) , et comme bureaux supplémentaires pour les ingénieurs et les techniciens. Pour les urgences, il y a une salle d'urgence avec un personnel permanent, une ambulance, un héliport juste au camp de base et une petite piste au pied de la montagne. L'observatoire dispose également d'une petite brigade de pompiers . La construction des bâtiments et des télescopes est conçue de manière à ce que les opérations puissent se poursuivre même après de graves tremblements de terre .

Les rues de l'observatoire lui-même sont pavées pour éviter la poussière qui gênerait les observations astronomiques. En plus des véhicules tout-terrain, les petites voitures peuvent donc également être conduites à l'intérieur de l'observatoire .

Ténèbres astronomiques

Parce que l'observatoire doit être sombre la nuit, l'hôtel ESO dispose de systèmes d'occultation spéciaux qui ferment les lucarnes au-dessus des jardins et de la cantine à l'aide de rideaux spéciaux. Toutes les autres fenêtres et portes ont des stores en tissu épais ou sont recouvertes la nuit de panneaux de bois coulissants.

Comme à proximité de tous les observatoires optiques, il n'est permis de rouler avec des feux de position que la nuit , c'est pourquoi la plupart des véhicules sont gardés en blanc et ont des autocollants de limitation phosphorescents . La route est balisée par des feux de balisage qui sont chargés par des cellules solaires pendant la journée . Les sentiers dans la zone du télescope sont également peints en blanc et ont des marques phosphorescentes. Les lampes de poche sont inévitables, surtout lors d'une nouvelle lune , mais ne doivent pas être pointées vers les télescopes dans la zone du sommet.

frais

Les investissements de l'ensemble du projet ALV se sont élevés à environ 500 millions d' euros sur une période de 15 ans . La somme comprend les frais de personnel et de matériel pour la conception et la construction du VLT, y compris la première génération d'instruments, et le VLTI, ainsi que les trois premières années de fonctionnement scientifique. Parmi les instruments individuels, ISAAC, par exemple, a coûté environ 2,5 millions d'euros et UVES 3,5 millions d'euros. Les instruments VLTI beaucoup plus complexes AMBER et MIDI coûtent chacun environ six millions d'euros. Certains instruments sont entièrement développés et construits par l'ESO, mais le plus souvent en collaboration avec des instituts externes. Dans ce cas, les frais matériels sont à la charge de l'ESO, les frais de personnel par les instituts respectifs, qui reçoivent en retour le temps d'observation garanti.

L'exploitation en cours de toutes les installations au Chili, c'est-à-dire La Silla, Paranal, l'administration à Santiago et le début du projet ALMA , s'élevait à 30 millions d'euros en 2004, dont environ la moitié était constituée de frais de personnel et de fonctionnement. Cette somme correspondait à un tiers du budget annuel total de l'ESO pour 2004 d'environ 100 millions d'euros, qui, outre le Chili, comprend également le fonctionnement du principal institut en Europe et des investissements, principalement pour ALMA.

Les coûts du projet VLT sont ainsi comparables à une mission spatiale moyenne à grande, par exemple la sonde spatiale Gaia . En revanche, la construction et le lancement du télescope spatial Hubble (HST) ont coûté deux milliards de dollars américains , soit près de quatre fois le VLT. Le fonctionnement annuel du TGV est environ huit fois plus cher que celui du VLT, principalement en raison des émissions de service coûteuses. Les deux télescopes de l' Observatoire Keck ont été financés par une fondation privée d'environ 140 millions de dollars, le coût annuel est d'environ 11 millions de dollars. Comme les télescopes Keck ont ​​été construits sur l' observatoire déjà existant du Mauna Kea , les coûts d'infrastructure y étaient moindres.

Très grand télescope

Antu, l'un des quatre télescopes unitaires. Les trois astronomes debout à côté permettent une comparaison de taille.

Photo prise à l'intérieur du dôme ouvert d'un télescope unitaire. Le télescope (à droite) est dirigé vers le zénith : Au dessus du miroir secondaire (M2), en dessous de ce tube de Serruier , à sa gauche, au foyer de Nasmyth, l'instrument ISAAC

Le Very Large Telescope (VLT) est un grand télescope astronomique composé de quatre télescopes individuels , dont les miroirs peuvent être interconnectés. Le VLT est conçu pour les observations en lumière visible jusqu'au moyen infrarouge . Les télescopes peuvent être connectés entre eux pour l' interférométrie à l'aide de l'interféromètre VLT (VLTI) .

Grâce à l'optique adaptative, les télescopes du Very Large Telescope (notamment avec l'instrument NACO) ont réussi à dépasser la résolution du Hubble Space Telescope (HST). L'avantage du HST depuis le début des années 1990 est que, contrairement aux télescopes terrestres, ses enregistrements ne sont pas en plus altérés par une atmosphère gênante . Avec l'aide de l' optique adaptative , cette dégradation pourrait désormais être presque compensée dans la gamme de longueurs d'onde de la lumière proche infrarouge, de sorte que les enregistrements VLT d'aujourd'hui dans le proche infrarouge (longueur d'onde 1 à 5 µm) des images Hubble avec une résolution inférieure à 0,1 ", parfois dans Dans le domaine spectral visible, cela n'est pas encore possible, car la correction des perturbations atmosphériques au moyen de l'optique adaptative devrait être effectuée plus rapidement qu'il n'est actuellement techniquement possible.

L'optique des télescopes unitaires

L'un des quatre miroirs principaux M1, le miroir Nasmyth M3, est monté sur la tour qui s'élève au milieu ; L'image miroir du miroir secondaire M2 peut être vue en dessous

Les quatre grands télescopes sont appelés télescopes unitaires (UT). Un télescope unitaire dans sa monture a une surface de base de 22 m × 10 m et une hauteur de 20 m, avec un poids mobile de 430 tonnes. Ce sont des télescopes Ritchey-Chrétien montés en azimut , essentiellement identiques, qui peuvent être utilisés comme des télescopes Cassegrain , Nasmyth ou Coudé . Ils ont chacun un diamètre de miroir primaire de 8,2 m et un miroir secondaire de 1,12 m, ce qui en fait les plus grands miroirs astronomiques au monde fabriqués d'une seule pièce jusqu'à la mise en service du Grand télescope binoculaire doté de miroirs de 8,4 mètres. Même les plus grands télescopes, tels que les télescopes Keck , ont des miroirs segmentés . Les miroirs principaux sont trop fins pour conserver leur forme lorsque le télescope est en mouvement et sont donc corrigés dans leur forme par des optiques actives à l'aide de 150 vérins hydrauliques environ une fois par minute.

Les quatre miroirs principaux du VLT ont été fabriqués entre 1991 et 1993 dans l' entreprise de verre spécial de Mayence Schott AG à l' aide d'un procédé de coulée centrifuge spécialement développé pour ce projet . Après la coulée et la solidification de la masse de verre, les ébauches de miroir ont été à nouveau post-traitées thermiquement, ce qui transforme le verre en vitrocéramique Zerodur . Dans cette étape de production, le matériau reçoit également sa propriété extraordinaire de dilatation thermique nulle. Après un premier traitement, les supports de miroirs ont été transportés par bateau jusqu'à la société française REOSC , où le traitement de surface de haute précision , qui a duré deux ans, a eu lieu. La surface finale du miroir a une précision de 8,5 nm (λ / 70 à 600 nm). Chaque UT possède quatre foyers sur lesquels des instruments peuvent être montés, un foyer Cassegrain et deux foyers Nasmyth . De plus, les télescopes ont un foyer coudé qui peut être utilisé pour alimenter le VLTI en lumière.

Les miroirs astronomiques ne peuvent être nettoyés que dans une mesure très limitée, car presque toutes les techniques de nettoyage provoquent des rayures de surface microscopiques qui dégradent la qualité de l'image. En plus d'une inspection mensuelle, au cours de laquelle les saletés non adhérentes sont soigneusement nettoyées, les rétroviseurs du VLT sont donc re-miroirs tous les un à deux ans. Pour ce faire, l'ancienne couche de miroir est éliminée avec des solvants, puis une nouvelle couche de miroir, généralement en aluminium, est déposée en phase vapeur.

Les UT individuels ont été baptisés en Mapudungun , la langue des Mapuche , Antu ( soleil ), Kueyen ( lune ), Melipal ( croix du sud ) et Yepun ( Vénus ). Le premier UT monté, Antu, a livré les premières images avec une caméra de test le 25 mai 1998, l'observation scientifique a commencé le 1er avril 1999 ; le quatrième UT, Yepun, a commencé ses premières observations le 3 septembre 2000.

Instruments

Le 4LGSF a fonctionné au télescope de Yepun pour générer quatre étoiles guides artificielles à une altitude de 95 km au moyen d'une lumière laser jaune, qui stimule les atomes de sodium présents à briller

La première génération d'instruments se compose de dix instruments scientifiques. Ce sont des caméras et des spectrographes pour différentes gammes spectrales. HAWK-I ne faisait pas partie du plan d'origine de la première génération, mais a remplacé un instrument qui n'a pas été construit, le NIRMOS, contrairement au plan d'origine. La conception des instruments a été choisie de manière à offrir à un large éventail de scientifiques la possibilité de collecter des données pour les objectifs les plus variés. Il est prévisible que des parties de la deuxième génération d'instruments, d'autre part, se concentreront sur des problèmes spécifiques que les astronomes considèrent comme particulièrement importants, par exemple les sursauts gamma ou les exoplanètes .

Entre mai 2003 et mars 2005, Kueyen a démarré, en plus de l' optique adaptative MACAO ( M ulti A pplication C urvature A daptive O ptics) auto-développée par l'ESO sur les quatre télescopes en fonctionnement. Avec cela, des images beaucoup plus nettes ou des images de sources lumineuses plus faibles sont possibles, mais le champ de vision de l'optique MACAO est limité à 10". L'optique adaptative doit corriger la vision avec une fréquence élevée de quelques centaines de Hertz, ce qui est beaucoup trop rapide pour le miroir principal lourd C'est pourquoi MACAO travaille derrière le foyer dans la partie collimatée du trajet du faisceau avec un miroir plat de 10 cm, qui est monté sur 60 éléments piézo . En principe, une telle optique adaptative peut être utilisée à n'importe quel focus, en pratique il est utilisé par les instruments du VLT actuellement seul SINFONI utilise la technologie MACAO, sinon MACAO est principalement utilisé pour les observations avec l'interféromètre du VLT Seuls les futurs instruments utiliseront de plus en plus MACAO.

Pour l'optique adaptative, des étoiles guides relativement brillantes sont nécessaires dans la zone d'observation afin de déterminer la vision. Afin de pouvoir utiliser le SINFONI même lorsqu'il n'y a pas d'étoiles guides naturelles, le télescope de Yepun est équipé d'un laser pour la projection d'une étoile guide artificielle , le « L aser G uide S tar » (LGS). Cette technologie a été complétée en 2016 par un système à 4 étoiles guides, le 4LGSF, qui, avec des optiques adaptatives spéciales (GRAAL et GALACSI), est destiné à améliorer également la résolution de HAWK-I et MUSE.

Des instruments de deuxième génération sont en cours de développement :

• ESPRESSO ( E chelle SP ectrograph for R ocky E xoplanet- and S table S pectroscopic O bservations) pour la recherche de planètes extra-solaires rocheuses dans la zone habitable

Interféromètre VLT

Vue aérienne du plateau du Paranal. Au centre de l'image se trouve le bâtiment du laboratoire VLTI, au-dessus des quatre télescopes unitaires (UT), dont deux télescopes auxiliaires (AT) et le système de rail à angle droit sur lequel les AT peuvent être déplacés. Les AT peuvent être connectés au VLTI dans les gares rondes accessibles via le système ferroviaire.

Lignes à retard du VLTI, mises en œuvre par des rétroréflecteurs déplaçables sur rails.

Enregistrement interférométrique par PIONIER et RAPID d'un disque de poussière autour d'un système d'étoiles binaire distant de 4000 années-lumière IRAS 08544-4431 ; la longueur des côtés de l'image correspond à 0,6 seconde d'arc .

Les foyers coudé de tous les télescopes peuvent être combinés de manière incohérente ou cohérente . Le foyer incohérent commun se trouve dans un espace de collecte souterrain et n'est actuellement pas utilisé. Le foyer cohérent est situé dans un laboratoire adjacent et est alimenté par un système optique spécial, l'interféromètre VLT (VLTI). Avec l' interférométrie , équivalente à un interféromètre radioastronomique , une résolution bien meilleure est obtenue qu'avec un simple télescope.

Le composant principal du système est constitué de six lignes à retard optiques de longueur variable . Premièrement, ceux-ci compensent les différences de temps de transit de la lumière entre les télescopes individuels en raison de leurs différents emplacements. Deuxièmement, ils compensent la différence géométriquement projetée dans le chemin optique qui se produit lorsqu'un objet n'est pas exactement à son zénith . Comme cette différence de longueur change en raison du mouvement apparent de l'objet dans le ciel, les lignes à retard doivent être variables sur une différence allant jusqu'à 60 m, avec une précision nettement meilleure qu'un quart de la longueur d'onde (voir ci-dessous). La stabilité du front d'onde est également d'une importance critique, c'est pourquoi le système d'optique adaptative MACAO stabilise les trajets des faisceaux des UT en coudé focus avant que la lumière ne soit guidée vers les lignes à retard.

En plus des UT, quatre télescopes plus petits, exclusivement destinés à l'interféromètre, peuvent être utilisés, les télescopes dits auxiliaires (« télescopes auxiliaires », AT) avec un miroir principal Zerodur de 1,8 mètre de diamètre. Ils ont été installés entre 2004 et 2006. En raison du miroir principal plus petit, une simple correction tip-tilt (STRAP) est suffisante pour stabiliser l'image dans une bonne vision . Afin de pouvoir les utiliser au-delà, le système d'optique adaptative simple NAOMI, qui sera disponible à partir de 2016-2017, sera utilisé. La caractéristique la plus distinctive des AT est qu'ils peuvent être déplacés et installés sur un total de 30 stations et peuvent ainsi être utilisés pour des mesures d'interférences jusqu'à une distance de 200 m. A cet effet, les stations AT sont reliées par des rails. La lumière est dirigée des gares vers les lignes à retard dans les tunnels souterrains. L'avantage de l'idée de pouvoir faire fonctionner le VLTI à la fois avec les UT et les AT est que la résolution est largement déterminée par la distance entre les télescopes, mais les performances lors de la mesure d'objets faibles sont déterminées par le diamètre du télescope. Pour de nombreuses questions scientifiques, les objets sont suffisamment brillants pour être mesurés avec les seuls AT. Les UT peuvent ensuite être utilisés pour d'autres programmes de recherche. Les UT ne sont nécessaires que pour l'interférométrie des objets faibles.

Le VLTI a vu le jour le 17 mars 2001. A cette époque, deux sidérostats de 40 cm et un instrument de test ont été installés. Depuis, deux instruments scientifiques et de nombreux systèmes de support ont été intégrés au système. Les opérations scientifiques ont commencé en septembre 2003 avec le premier instrument, le MIDI. MIDI signifie " MID- infrared I nterferometric instrument" . Il fonctionne à des longueurs d'onde d'environ 10 µm et peut combiner la lumière de deux télescopes. Le but du MIDI est moins de créer des images à haute résolution que de déterminer la taille apparente et les structures simples des objets observés. En principe, il est possible de prendre des photos avec le deuxième instrument, AMBER. AMBER est le " A stronomical M ultiple BE am R ecombiner" . AMBER combine les trajets des faisceaux de deux à trois télescopes. L'appareil fonctionne dans le proche infrarouge entre 1 et 2 µm. Cependant, cet instrument sera également initialement utilisé pour des tâches telles que la spectroscopie à haute résolution spatiale. Un interféromètre dédié aux images haute résolution est situé au « focus visiteur » du VLTI depuis octobre 2010 et est destiné aux projets instrumentaux courts. Le « P recision I ntégrée O PTIC N oreille infrarouge I forgemagie E xpe R iment » (PIONEER) a été construit par l'Université de Grenoble et installé et a créé depuis le début entre autres images de systèmes multiples étoiles. GRAVITY, opérationnel depuis début 2016, utilise une métrologie laser précise pour mesurer des distances astrométriques avec une précision de l'ordre de 10 µas (microsecondes d'arc) et peut également enregistrer des images haute résolution dans le proche infrarouge. MATISSE, qui a vu le jour début mars 2018, crée des images et des spectres en infrarouge thermique et remplacera le MIDI. Les deux nouveaux appareils peuvent connecter régulièrement les quatre grands télescopes les uns aux autres.

La combinaison simultanée des huit télescopes, c'est-à-dire les quatre UT et les quatre AT, est théoriquement possible. En fait, le nombre de télescopes pouvant être utilisés en même temps est limité par deux facteurs. Premièrement, sur les huit lignes à retard prévues, seules six ont été mises en œuvre à l'heure actuelle ; deuxièmement, les instruments existants peuvent combiner un maximum de quatre trajets de faisceaux en même temps.

Télescopes d'arpentage

Le VST avec le dôme ouvert et le verrou du miroir de 2,6 mètres de diamètre ouvert.

VST

Le V LT S NQUETE T elescope est un 2,6-mètre télescope Ritchey-Chrétien avec un rapport d'ouverture de f /  5,5. Comme tous les autres télescopes sur Paranal, il est monté en azimut. Le VST ne possède qu'un seul instrument, l'OmegaCam avec un grand champ de vision d'environ 1° × 1° pour des images dans la gamme de longueurs d'onde de 0,33 à 1 µm. En 2001, le miroir principal terminé s'est cassé sur le transport maritime vers le Chili, en juin 2011, les premières images ont été publiées. Le VST est utilisé à 100 pour cent en mode service (voir sous la séquence d'observation ).

Le télescope VISTA avec un miroir principal de 4 mètres de diamètre

VUE

Le V isible & I nfrared S NQUETE T elescope pour A stronomy est un télescope de 4 mètres, également à l'étude du ciel, mais dans la région infrarouge de 1 à 2,5 microns. Son champ de vision est également d'un degré carré. Il n'est pas situé sur le sommet principal du Cerro Paranal, mais sur un sommet latéral à environ 1 km, mais est également contrôlé depuis le bâtiment de contrôle du VLT. Le 21 juin 2008, la première observation test avec un système de caméra IR a été réalisée avec succès. Étant donné que le miroir principal VISTA est fabriqué par le même fabricant que le miroir principal VST, le retard a également affecté ce projet.

VISTA était à l'origine un projet national britannique , mais avec l'adhésion du Royaume-Uni à l'ESO et la décision de construire VISTA sur Paranal, les astronomes du monde entier ont eu accès à ce télescope.

NGTS

Bâtiment NGTS, les ALV (à gauche) et VISTA (à droite) en arrière-plan

Le N ext G eneration T ransit S urvey est un appareil de relevé du ciel dans le but d' exoplanètes avec un diamètre de deux à huit fois le diamètre de la terre par la méthode de transit , qui est basé sur les changements de luminosité apparents de l' étoile centrale lorsqu'elle est attirée par le planète à découvrir.

La photo à l'intérieur du bâtiment montre certains des douze télescopes à fonctionnement automatique

L'appareil se compose de 12 télescopes fonctionnant automatiquement avec un diamètre de miroir de 20 cm, chacun pouvant capturer une région du ciel d'un diamètre d'un peu plus de 3°, ce qui signifie un total de 96 degrés carrés . Les télescopes sont des astrographes disponibles dans le commerce avec un pare-soleil amélioré , qui atteignent le grand champ d'image à travers un miroir hyperbolique suivi d'un correcteur à trois lentilles . Une caméra CCD qui est sensible dans la plage de longueurs d'onde de 600 à 900 nm et a une résolution de 4 millions de pixels y est connectée.

Bien que l'accent soit mis sur les planètes plus petites, le NGTS est basé sur le concept de SuperWASP et les leçons qui en ont été tirées. Un programme d'observation de quatre ans commençant en 2015 comprend quatre régions du ciel de la taille ci-dessus chaque année, les exoplanètes découvertes étant étudiées plus avant avec les divers instruments des télescopes unitaires de l'observatoire.

Les quatre dômes des télescopes SPECULOOS à côté du NGTS. Au fond le VISTA (à droite) et le sommet du Paranal.

SPÉCULOOS

Le SPECULOOS SSO ( S echerche habitable P lanets CE lipsing UL tra-c OO l S goudrons S UD O bservatoire) est un ensemble de 4 réflecteurs télescopes appartenant au SPECULOOS projet de recherche afin d'être en mesure de travailler de concert avec un autre semblable (qui était en construction fin 2018) Ensemble dans l'hémisphère nord ( Teide , Tenerife ) pour découvrir des exoplanètes semblables à la Terre au voisinage d'étoiles froides de la classe spectrale M7 jusqu'aux naines brunes ; il s'appuie sur l'expérience de TRAPPIST . Les opérations scientifiques débuteront en janvier 2019. Les télescopes sont télécommandés, suivent le design Ritchey-Chrétien avec un miroir primaire de 1 mètre de diamètre, et disposent de caméras à haute sensibilité dans le proche infrarouge. Les télescopes ont été nommés d'après quatre grandes lunes de Jupiter : Io , Europe , Ganymède et Callisto .

Observer à l'observatoire du Paranal

Le temps d'observation peut être demandé deux fois par an pour le semestre suivant . Selon le télescope, deux à cinq fois plus de temps est demandé qu'il n'en est réellement alloué. Les propositions sont pondérées par un conseil organisme en fonction de la qualité scientifique et de l' urgence. Après l'approbation, l'astronome détermine la séquence détaillée des observations dans des « blocs d'observation » (OB) à domicile . Soit seuls ces OB, accompagnés des conditions d'observation souhaitées, sont envoyés à Paranal pour exécution, pour une observation en mode service , soit l'astronome lui-même se rend au Chili pour une observation en mode visiteur .

Déroulement des observations

Les télescopes ouverts pour la nuit à venir sur le plateau du Paranal

Au télescope il y a toujours un ingénieur, le « Telescope and Instrument Operator » (TIO), et un astronome, le « Nighttime Astronomer » (NA) de l'ESO. En mode service, l'AN décide sur la base des conditions d'observation quels OB peuvent être exécutés avec une chance de succès, et réalise les observations en collaboration avec le TIO, qui est responsable du télescope et du processus technique. Une fois les données enregistrées, l'AN décide si elles répondent aux exigences du demandeur ou si l'OB doit être répété. Pour les astronomes qui viennent pour la plupart des pays membres de l'ESO et qui travaillent sur Paranal, en revanche, ce n'est pas leur propre travail scientifique qui détermine leur travail quotidien, mais plutôt le déroulement de « programmes de service ».

Salle de contrôle de l'observatoire dans le bâtiment de contrôle

En mode visiteur, le visiteur a pour tâche de prendre des décisions critiques sur les OB qui ne pourraient pas être estimés à l'avance, par exemple lorsque des objets fortement variables doivent être observés. Comme inconvénient, cependant, le visiteur n'a aucune influence sur les conditions météorologiques dans lesquelles son programme est réalisé, puisque les dates d'observation pour le mode visiteur sont fixées environ six mois à l'avance.

Pendant la journée, un « astronome de jour » s'occupe généralement de deux télescopes. Il effectue les calibrations des observations de la nuit dernière, s'occupe de résoudre les éventuels problèmes survenus pendant la nuit et prépare le télescope pour la nuit suivante.

Suivi des conditions d'observation

Le télescope DIMM est situé sur une tour afin qu'il ne soit pas affecté par les turbulences de l'air près du sol.

Afin d'avoir non seulement des impressions subjectives des conditions d'observation par les ingénieurs et les astronomes travaillant sur les télescopes, un système de « surveillance du site astronomique » a été mis en place, qui enregistre et archive automatiquement les données. En plus de nombreux capteurs pour mesurer les conditions météorologiques telles que la température de l'air et du sol, l'humidité, la vitesse et la direction du vent ainsi que la densité des particules de poussière, des paramètres astronomiques spéciaux sont également mesurés. La « vue » est mesurée par un petit télescope spécial de 35 cm, le DIMM passant toutes les deux minutes environ, s'effectue toute la nuit, une mesure de qualité d'image. Au lieu de prendre une simple photo et de mesurer la taille de l'étoile représentée, il compare le front d'onde de deux sous-ouvertures distantes d'environ 20 cm, chacune de 4 cm de diamètre. Ceci a l'avantage de mesurer d'autres propriétés de la turbulence actuelle dans l'atmosphère, qui sont particulièrement intéressantes pour l'interférométrie, en plus de la vision. La transparence de l'atmosphère est mesurée à l'aide de la même image, sauf qu'au lieu de la taille de l'image, le flux incident de l'étoile est mesuré et comparé aux valeurs du tableau pour une atmosphère claire.

Un deuxième instrument MASCOT ( M ini A ll S ky C fort O bservation T ool) , subit un objectif fisheye d' images de l'ensemble du ciel, et permet une estimation de la couverture nuageuse. De plus, l'ESO traite les données satellitaires actuelles afin de fournir aux observateurs des télescopes des informations sur les conditions d'observation attendues.

Résultats scientifiques

Depuis le début de l'exploitation scientifique du VLT le 1er avril 1999 jusqu'en 2005, plus de 1000 articles ont été publiés dans des revues spécialisées reconnues à partir des données de l'Observatoire du Paranal. Les principaux résultats incluent :

• Les premières images directes d'une exoplanète ont été réalisées avec le VLT. Il n'est pas tout à fait certain que cet honneur soit dû à GQ Lupi b ou à la planète 2M1207b , mais les deux images proviennent de NACO.
• La mission à impact profond a été observée depuis tous les télescopes de l'ESO. En plus des images, la spectrographie a également fourni de nouveaux résultats sur la composition chimique de la comète Tempel 1 .
• Avec ISAAC, la distance à la galaxie NGC 300 a pu être déterminée plus précisément qu'à toute autre galaxie en dehors du voisinage immédiat de la Voie lactée. De telles déterminations de distance à l'aide des Céphéides constituent une base importante pour les mesures de distance cosmique.
• Le faible compagnon de l' AB Doradus a été directement cartographié pour la première fois avec NACO-SDI, grâce auquel sa masse a pu être déterminée à l'aide des lois de Kepler . Cette naine brune est deux fois plus lourde que prévu théoriquement, ce qui nécessite vraisemblablement des modifications de la théorie de la structure interne des étoiles et de l'abondance des planètes et des naines brunes.
• Par chance, un météore brillant a traversé le champ de vision de FORS 1 lors de l'enregistrement des spectres. C'est le premier spectre précisément calibré d'un tel phénomène lumineux.
• FORS 2 et ISAAC détiennent conjointement le record du flash gamma le plus éloigné à z = 6,3.
• Avec le VLTI, non seulement le diamètre mais aussi la forme des étoiles peuvent être déterminés. Alors qu'Eta Carinae avec son fort vent stellaire semble attirée vers les pôles dans la longueur, Achernar est par sa rotation rapide à la limite de l' aplatissement théoriquement possible .
• Pour la première fois, le VLTI a été utilisé pour résoudre par interférométrie un objet extragalactique dans l' infrarouge moyen à 10 m, le noyau actif de la galaxie NGC 1068 . Cette galaxie de Seyfert abrite un trou noir d'environ 100 millions de masses solaires .
• En utilisant une occultation par Pluton de la lune Charon le 11 juillet 2005 avec le VLT son diamètre exact déterminé à 1 207,2 km pour la première fois. La température pourrait également être mesurée à -230°C, ce qui est environ 10 K plus froid qu'on ne le supposait auparavant.
• À l'aide du nouveau NACO SDI (NACO Simultaneous Differential Imager) du VLT, une naine brune et une compagne ont été découvertes début 2006 , à seulement 12,7 années-lumière de la Terre.
• Grâce aux observations de la naine brune 2MASS1207-3932 avec le VLT, il a été découvert en mai 2007 que l'objet a non seulement une planète en orbite, qui a été la première exoplanète à être observée directement, mais aussi, comme les jeunes étoiles, est entourée d'un disque de gaz et de poussière est. De plus, les astronomes ont pu prouver que la naine brune possède également un jet .
• Avec le VLTI il était possible de résoudre l'étoile Theta 1 Ori C dans le trapèze , c'est-à-dire la zone centrale de la nébuleuse d'Orion , comme une étoile double et de suivre l'orbite entre janvier 2007 et mars 2008. Grâce à diverses interconnexions de trois télescopes d'une longueur de base de 130 m utilisés avec VLTI / AMBER dans le proche infrarouge (bande H et K, 1,6 et 2,2 m), une résolution de 2  mas a été atteinte.

Voir également

• Observatoire de La Silla
• Observatoire interaméricain Cerro Tololo
• Télescope Européen Extrêmement Grand

Littérature

• Le Messager de l'ESO. Auto-édité, Munich 1974 et suiv. ISSN  0722-6691

Numéro 92, juin 1998 : VLT First Light (PDF ; 1,1 Mo)

Numéro 93, septembre 1998 : VLT Science Verification (PDF ; 1,6 Mo)

Numéro 104, juin 2001 : VLTI First Fringes (PDF ; 2,9 Mo)

Numéro 120, juin 2005 : Le télescope de sondage du VLT (PDF ; 8,1 Mo)

• G. Monnet : Présentation de l'instrumentation du VLT . Dans : Sandro D'Odorico (Ed.) : Instrumentation Astronomique Optique . ruban 3355 , non. 2 . Bellingham, Washington 1998, ISBN 0-8194-2802-7 , doi : 10.1117 / 12.316742 , bibcode : 1998SPIE.3355 .... 2M . 
• A. Glindemann : Le VLTI et ses sous-systèmes . In : H. Lacoste (Ed.) : Actes de l'Atelier GENIE - DARWIN - Chasse aux Planètes . SP-522. Noordwijk 2003, ISBN 92-9092-832-8 , code bibliographique : 2003ESASP.522E ... 5G . 
• W. Brandner, ME Kasper (Ed.): Science with Adaptive Optics Actes de l'atelier de l'ESO tenu à Garching, Allemagne . Springer, 2005, ISBN 3-540-25034-4 , doi : 10.1007 / b80350 , bibcode : 2005sao..conf ..... B . 

liens web

• Photos de et avec le VLT ( Memento du 1er décembre 2008 dans Internet Archive ) et les communiqués de presse de l' ESO , en particulier la VLT Gallery ( Memento du 9 janvier 2009 dans Internet Archive ) (Anglais)
• VISTA commence à travailler . Raumfahrer.net
• Le télescope d'arpentage du VLT fournit la première image . Raumfahrer.net
• VISTA révèle 96 amas d'étoiles ouverts . Raumfahrer.net

Preuve individuelle

-24.627222222222 -70.404166666667Coordonnées : 24 ° 37 38 ″  S , 70 ° 24 ′ 15 ″  O