Communiqué de presse

Un dispositif d’optique adaptative de pointe capte sa première lumière

Amélioration spectaculaire de la netteté des images de MUSE

2 août 2017

Le quatrième télescope (Yepun) du Very Large Telescope (VLT) de l’ESO vient d’être changé en un télescope totalement adaptatif. Après plus d’une décennie de planification, de construction et de test, le nouveau dispositif d’optique adaptative (AOF) a capturé sa première lumière grâce à l’instrument MUSE, offrant des images incroyablement résolues de nébuleuses planétaires et de galaxies. Le couplage de l’AOF et de MUSE forme un système parmi les plus avancés et les plus puissants, technologiquement parlant, jamais construits pour les besoins de l’astronomie sol.

L’installation d’optique adaptative (AOF) est un projet à long-terme destiné à doter d’un système d’optique adaptative les instruments du quatrième télescope (UT4) du Very Large Telescope (VLT) de l’ESO – le premier d’entre eux à en bénéficier est MUSE, l’explorateur spectroscopique à unités multiples [1]. L’optique adaptative vise à compenser le brouillage des images généré par l’atmosphère de la Terre, et donc à permettre à MUSE d’acquérir des images bien plus nettes et contrastées qu’auparavant. A présent, MUSE peut étudier les objets les plus faibles de l’Univers.

“Désormais, même lorsque les conditions météorologiques ne sont pas parfaites, les astronomes peuvent acquérir des images de qualité exceptionnelle grâce à l’AOF”, explique Harald Kuntschner, scientifique du projet AOF à l’ESO.

Après avoir effectué quantité de tests sur le nouveau système, l’équipe d’astronomes et d’ingénieurs s’est vue récompensée par l’obtention d’une série d’images spectaculaires. Les astronomes ont pu observer les nébuleuses planétaires IC 4406 dans la constellation du Loup et NGC 6369 dans la constellation d’Ophiuchus. Grâce à l’AOF, les images acquises par MUSE se sont révélées bien plus nettes que celles obtenues par le passé. Des structures en forme de coquille  sont ainsi apparues sur les clichés de IC 4406 [2].

L’AOF, qui a permis ces observations, est composé de nombreux éléments travaillant de concert. Parmi ceux-ci figurent l’ensemble de quatre étoiles guides laser (4LGSF) et le miroir secondaire déformable très mince de l’UT4 [3] [4]. L’ensemble 4LGSF émet quatre faisceaux laser de 22 watts destinés à exciter les atomes de sodium présents dans la haute atmosphère, et donc à générer des étoiles artificielles dans le ciel. Les capteurs du module d’optique adaptative GALACSI (Correcteur Adaptatif de Basse Couche Atmosphérique pour l’Imagerie Spectroscopique) utilisent ces étoiles guides artificielles pour déterminer les conditions atmosphériques au moment de l’observation.

Chaque millième de seconde, le système AOF calcule la distorsion à appliquer au miroir secondaire déformable du télescope pour compenser les perturbations atmosphériques locales. GALACSI corrige notamment des effets de la turbulence régnant au sein de la couche atmosphérique de mille mètres d’épaisseur surplombant le télescope. Selon les conditions, la turbulence atmosphérique peut varier avec l’altitude. Toutefois, les études ont montré que la majorité des perturbations atmosphériques se produisent dans cette basse couche de l’atmosphère.

“Adopter le système AOF revient à élever le VLT de quelque 900 mètres – et donc à le maintenir au-dessus de la couche atmosphérique la plus turbulente” précise Robin Arsenault, chef du projet AOF. “Par le passé, acquérir des images d’une plus grande netteté supposait de trouver un site plus approprié ou d’utiliser un télescope spatial. Aujourd’hui, grâce à l’AOF, nous sommes en mesure de créer de meilleures conditions d’observation à l’emplacement même où nous nous trouvons, et ce, à un coût nettement plus abordable !”

Les corrections apportées par l’AOF rapidement et de manière continue améliorent la qualité de l’image en concentrant la lumière pour former des images plus fines permettant ainsi à MUSE d’acquérir des détails mieux résolus et de détecter des étoiles plus faibles qu’auparavant. La correction qu’apporte GALACSI s’applique actuellement à un champ de vision étendu. Elle ne constitue qu’une première étape. Une évolution de GALACSI est prévue pour 2018. Ce second mode, doté d’un champ de vision étroit, permettra de corriger des effets de la turbulence à toute altitude, et donc d’observer de plus petites régions du ciel avec une résolution encore accrue.

“Voici seize ans, lorsque nous avons proposé de construire l’instrument révolutionnaire MUSE, nous avions l’intention de le coupler à un autre système très avancé, l’AOF”, explique Roland Bacon, responsable du projet MUSE. “Le potentiel de découverte de MUSE, déjà important, se trouve désormais augmenté. Notre rêve devient réalité.”

L’un des principaux objectifs scientifiques du système est d’observer des objets peu lumineux de l’Univers lointain avec la meilleure qualité d’image possible, ce qui nécessitera de nombreuses heures d’exposition. Joël Vernet, responsable scientifique des projets MUSE et GALACSI à l’ESO, précise : “Nous souhaitons tout particulièrement observer les galaxies les plus petites et les moins brillantes situées aux distances les plus lointaines. Ces galaxies en cours de formation – encore au stade de l’adolescence – offrent les clés de compréhension de la formation des galaxies.”

MUSE n’est pas le seul instrument à bénéficier de l’AOF. Dans un futur proche, un autre système d’optique adaptative baptisé GRAAL sera connecté à l’instrument HAWK-I opérant dans l’infrarouge, dans le but d’affiner sa vision de l’Univers. S’ensuivra la mise en service d’ERIS, un nouvel instrument doté d’une grande puissance.

“L’ESO pilote le développement de ces systèmes d’optique adaptative, tel l’AOF qui ouvre la voie à l’Extremely Large Telescope de l’ESO” ajoute Robin Arsenault. “Travailler sur l’AOF a permis aux scientifiques, ingénieurs et industriels que nous sommes d’acquérir une expérience et une expertise inestimables, qui nous seront fort utiles pour relever les défis de la construction de l’ELT”.

Notes

[1] MUSE est un spectrographe intégral de champ, un instrument puissant qui génère des cubes de données de l’objet ciblé. Chaque pixel de l’image correspond à un spectre de lumière en provenance de l’objet. Cela présuppose que l’instrument acquière, à chaque instant, des milliers d’images de l‘objet à des longueurs d’onde toutes différentes, ce qui constitue une mine d’informations.

[2] IC 4406 a déjà été observée avec le VLT (eso9827a).

[3] Doté d’un diamètre légèrement supérieur au mètre, ce miroir d’optique adaptative est le plus grand jamais construit, ce qui a exigé l’utilisation de technologies de pointe. Il fut installé sur l’UT4 en 2016 (ann16078), se substituant ainsi au miroir secondaire originel et conventionnel du télescope.

[4] Afin d’optimiser le fonctionnement de l’AOF, d’autres outils ont été développés et sont d’ores et déjà opérationnels. Parmi ces outils figure une extension du logiciel de monitoring du site astronomique qui surveille l’atmosphère puis détermine l’altitude à laquelle la turbulence se produit, et le système de contrôle des faisceaux laser (LTCS) qui empêche les autres télescopes de suivre les faisceaux laser ou de pointer en direction des étoiles laser, ce qui pourrait affecter leurs observations.

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Joël Vernet
ESO MUSE and GALACSI Project Scientist
Garching bei München, Germany
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Courriel: jvernet@eso.org

Thierry Botti (contact presse pour la France)
Réseau de diffusion scientifique de l'ESO et Laboratoire d'Astrophysique de Marseille
Marseille, France
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Courriel: eson-france@eso.org

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Ce texte est une traduction du communiqué de presse de l'ESO eso1724.