L’Observatoire “ALMA”: le ciel est à notre portée Understand article

Traduit par Maurice A. Casimir. Claudia Mignone et Douglas Pierce-Price nous emmènent en voyage dans les Andes du Chili, vers le site de l’ALMA, la plus grande installation au monde de radioastronomie, qui sera mise en service pour découvrir les secrets de l’origine du cosmos.

Une antenne de l’ALMA sur
le plateau de Chajnantor à
la fin 2009

Illustration reproduite avec
l’aimable autorisation de
l’ALMA (ESO / NAOJ / NRAO)

Imaginez-vous en randonneur dans la région d’Atacama, dans les hautes terres des Andes du Chili, l’un des points les plus désertiques et éloignés de la planète. A des altitudes de 5.000 mètres et plus, la vie n’y est pas facile: la pression atmosphérique est bien plus faible qu’au niveau de la mer, et l’oxygène rare.

Le paysage, dominé par des volcans et autres pics montagneux, parfois agrémenté de couches de sel et de pittoresques formations de glace et de neige, ne ressemble que peu à un paysage familier de notre planète. Et puis, au cœur de cette région aride et abandonnée, vous prnez conscience de la présence d’une construction gigantesque – pourrait-il s’agir d’énormes paraboles de suivi de satellites?

Pas exactement. Il s’agit de « l’Atacama Large Millimeter/submillimeter Array » (ALMA), un ensemble d’énormes antennes de haute précision actuellement en cours de construction sur le plateau de Chajnantor dans le cadre d’un partenariat international entre l’Europe, l’Amérique du Nord et l’Asie de l’Est, en coopération avec la République du Chili. Le partenaire européen d’ALMA est l’Observatoire Européen Austral (ESO). ALMA est un observatoire révolutionnaire qui, une fois achevé aux alentours de 2012, permettra aux astronomes d’observer la lumière en provenance de quelques uns des objets les plus froids et les plus distants de l’Univers, avec une résolution et une sensibilité bien meilleures que ce n’est possible aujourd’hui.

ALMA est le plus important projet dédié à l’astronomie sur Terre à ce jour. Trois antennes ont déjà été installées – une entreprise impressionnante du fait des conditions extrêmes sur site. Cependant, dans deux ans, les visiteurs du plateau de Chajnantor y trouveront 66 antennes, dont 54 sous forme de paraboles de 12 mètres de diamètre, et 12 plus petites, d’un diamètre de 7 mètres chacune.

La partie la plus visible de chaque antenne est la parabole, un vaste surface réfléchissante. La parabole est ce que les lentilles et miroirs sont aux télescopes ‘traditionnels’, ou optiques: elle collecte les radiations provenant d’objets astronomiques distants et les focalise sur un détecteur de mesure de sradiations. La différence entre les deux types de télescopes vient de la longueur d’onde des radiations détectées. La lumière visible, captée par les télescopes optiques, ne représente qu’une petite partie du spectre des radiations électromagnétiques (voir encandré), avec de slongueurs d’onde comprises entre 380 et 750 nanomètres (millionièmes de millimètre). Au contraire, ALMA recherchera dans le ciel des radiations de longueurs d’onde supérieures, de quelques micromètres à environ 1 millimètre. On connaît celles-ci sous le nom de radiations millimétriques et sous millimétriques, un sous ensemble des ondes radio.

L’antenne prototype
européenne pour l’ALMA

Image reproduite avec
l’aimable autorisation de l’ ESO

Les paraboles d’ALMA diffèrent des miroirs d’un télescope en lumière visible à la fois par leur polissage et leur taille. La surface réfléchissante d’un télescope quel qu’il soit doit être virtuellement parfaite: s’il y a un défaut quelconque d’une taille supérieure à quelques pour cent de la longueur d’onde à détecter, le télescope ne fournira pas de mesures précises. Les longueurs d’onde supérieures devant être détectées par les antennes de l’ALMA signifient que, bien qu’elles soient polies avec une précision bien supérieure à l’épaisseur d’une feuille de papier, les paraboles n’ont pas besoin d’une finition type miroir utilisée pour les télescopes en lumière visible. Aussi, bien que les paraboles de l’ALMA ressemblent à des paraboles métalliques géantes de suivi de satellites, elles demeurent des surfaces réfléchissantes presque parfaites pour un photon de longueur d’onde sous millimétrique, focalisant ceux-ci avec une grande précision.

La résolution (ou degré de détail de l’image) d’un télescope dépend à la fois de la longueur d’onde pour laquelle il fonctionne et de la taille de son ouverture – le diamètre de sa parabole ou de son miroir principal. Plus la longueur d’onde est importante, plus la résolution est mauvaise; et plus le diamètre est grand, meilleure est la résolution. La relation entre l’ouverture angulaire du plus petit détail distinguable (θ), la longueur d’onde (λ) et le diamètre (D) est donnée par: θ ≈ λ/D. Il faut noter que de faibles valeurs angulaires θ correspondent à des détails plus fins et donc à une meilleure résolution. Par conséquent, un radiotélescope (pour grandes longueurs d’onde) avec une parabole de la même dimension qu’un télescope optique (pour petites longueurs d’onde) devrait avoir une plus mauvaise résolution.

Il en résulte que pour obtenir une résolution comparable à celle que donnent les télescopes optique sdernier cri, un radiotélescope comme ALMA devrait avoir une surface réfléchissante d’un diamètre de quelque skilomètres – ce qui est clairement impensable. C’est pourquoi ALMA consiste en un ensemble de nombreuses antennes individuelles réparties sur une très vaste surface, travaillant ensemble en ce que l’on appelle un interféromètre.

La résolution d’un interferometer est donnée par: θ = λ/B, où θ est la résolution, λ la longueur d’onde et B l’écartement maximum, la distance entre une paire d’antennes de l’ensemble. En d’utres termes, un interféromètre fonctionne comme un télescope unique aussi grand que l’ensemble d’antennes.

Augmenter la distance maximale entre les antennes augmente le pouvoir de résolution de l’interféromètre, lui permettant de détecter de plus petits détails. La possibilité de relier des antennes sur des distances de plusieurs kilomètres est cruciale pour obtenir une résolution extrêmement bonne et des images à haut degré de détails.

L’ensemble principal d’ALMA disposera de cinquante antennes de 12 mètres, arrangées en configurations dispersées sur des distances de 150 mètres à 16 km. L’ensemble simulera ainsi un unique télescope géant bien plus grand que ce que l’on saurait construire aujourd’hui. En fait, ALMA aura une résolution maximale encore meilleure que celle obtenue pour des longueurs d’onde dans le visible par le Télescope Spatial Hubble.

Vue d’artiste de l’ensemble ALMA en configuration étendue
Illustration reproduite avec l’aimable autorisation de l’ALMA (ESO / NAOJ / NRAO) / L Calçada

Les quatre autres antennes de 12 mètres et les douze antennes de 7 mètres formeront l’Ensemble Compact d’Atacama. Les antennes les plus petites de 7 mètres peuvent être regroupées plus étroitement; du fait de la manière dont fonctionnent les interféromètres, cet arrangement compact leur permet de voir la structure plus large ou»image grossie» des objets astronomiques observés. En outre, les quatre antennes de 12 mètres seront utilisées séparément pour mesurer la brillance absolue des objets observés, valeur non mesurable avec un interféromètre.

Les différentes configurations du telescope permettent aux astronomes d’explorer tant l’image grossie d’une source sidérale que ses détails les plus fins. Cependant, pour basculer d’une configuration compacte à une configuration plus large, il faut déplacer les antennes. Cela se fera à l’aide de deux engins spécialement construits à cette fin, conçus pour soulever des antennes pesant chacune plus de 100 tonnes, les transporter sur des kilomètres à travers le désert, et les positionner sur des emplacements en béton avec une précision du millimètre.

Illustration reproduite avec
l’aimable autorisation de l’ESO
/ WFI (optical); MPIfR / ESO /
APEX / A Weiss et al.
(submillimetre); NASA / CXC
/CfA / R Kraft et al. (X-ray)

Centaure A, située à environ 13 millions d’années-lumière de la Terre. Centaure A est une galaxie active, ce qui signifie qu’un trou noir super massif dans son cœur est en train de dévorer la matière environnante, en libérant de grandes quantités d’énergie sur une large éventail du spectre électromagnétique et en éjectant des particules hautement énergétiques en deux jets symétriques. Cette image composite en couleur, obtenue à l’aide de trois instruments fonctionnant pour des longueurs d’onde très différentes, révèle les lobes et les jets en provenance du trou noir central de la galaxie active. Les données de longueur d’onde submillimétrique de 870 µm, obtenues à partir de la caméra LABOCA de l’APEX, ressortent en orange. Les données relatives aux rayons X obtenues à partir de l’Observatoire pour rayons X de Chandra apparaissent en bleu. Les données en lumière visible obtenues à partir du « Wide Field Imager » (WFI) du télescope MPG / ESO de 2 mètres situé à La Silla, Chili, montrent les étoiles en toile de fond et la traînée de poussière caractéristique de la galaxie à peu près en « vraie couleur »

L’un des objectifs d’ALMA est de capter les radiations de galaxies très distantes: elles ont été parmi les premières à se former dans l’histoire de l’Univers, et nous recevons la lumière qu’elles ont émise il y a plus de dix milliards d’années. La longueur d’onde de la lumière émise par ces lointaines galaxies est «décompressée» dans son voyage vers nous, parce que l’Univers est en expansion: ce qui est au départ de la lumière infrarouge atteint finalement la Terre avec des longueurs d’onde millimétriques ou submillimétriques. Cela fait d’ALMA l’arme idéale pour partir à la chasse des toutes premières galaxies et explorer la manière dont l’Univers s’est structuré.

ALMA explorera également d’une manière détaillée sans précédent à ce jour de nombreuses nurseries stellaires – les vastes nuages de gaz à très basse température et de grains de poussière cosmique des espaces interstellaires qui ont donné naissance aux nouvelles étoiles. La lumière produite par ces jeunes étoiles est absorbée par la poussière et réémise à des longueurs d’onde de lumière infrarouge et (sub)millimétriques. Si on les observe à travers un télescope optique, ces régions sont souvent obscurcies par les grains de poussière et donc noires, mais elles sont très brillantes dans la partie (sub)millimétrique du spectre. ALMA sera le télescope le plus puissant permettant d’observer ces nuages extrêmement froids, et il en délivrera des images avec un niveau de détail sans précédent. Grâce à ALMA, les astronomes pourront dresser des images détaillées des étoiles et planètes issues de nuages de gaz proches de notre Système Solaire et mieux comprendre comment les étoiles, les systèmes planétaires et même la vie ont émergé.

Illustration reproduite avec
l’aimable autorisation de l’ESO
/ APEX / DSS2 / SuperCosmos
/ Deharveng (LAM) / Zavagno
(LAM)

Image composite en couleur de la region de formation d’étoiles RCW120. Elle montre comment une bulle en expansion de gaz ionisés distante de dix années-lumière amène le matériau aux alentours à s’effondreren amas denses où se forment d nouvelles étoiles. Les nuages froids et denses émettent de la lumière à des longueurs d’onde submillimétriques, apparaissant en bleu, et représentent une cible idéale pour de stélescopes comme l’ALMA. Pour cette image, les données sur la longueur d’onde submillimétrique de 870 µm ont été acquises grâce à une caméra LABOCA fixée sur le « Atacama Pathfinder Experiment » (APEX) de 12 mètres, un télescope à parabole unique basé sur une antenne prototype d’ALMA, également sur le plateau de Chajnantor

Les radiations (sub)millimétriques ouvrent donc une fenêtre sur la partie froide et distante de l’Univers, mais les détecter constitue un véritable défi, car elles sont fortement absorbées par la vapeur d’eau de l’atmosphère terrestre. Pour cette raison, les télescopes dédiés à ce type d’astronomie doivent être construits sur des sites élevés et secs, où l’atmosphère est raréfiée et la teneur en vapeur d’eau minimale. C’est pour cela que le plateau de Chajnantor, l’un des endroits les plus secs de la Terre, à 5.000 mètres d’altitude, a été choisi. Les astronomes y bénéficieront de conditions sans égales pour l’observation de l’Univers, mais le prix à payer est élevé, car ils devront travailler dans les conditions très difficiles d’un observatoire à la limite du vivant. En travaillant à ces altitudes élevées, les astronome sseront exposés aux problèmes rencontrés par les montagnards de haute montagne, tels que mal des montagnes, faible pression atmosphérique et manque d’oxygène à respirer. Pour rendre les opérations techniques et le travail quotidien plus faciles, un camp de base a été aménagé à une altitude inférieure de 2.900 mètres. Bref, même si un site est adapté à l’astronomie (sub)millimétrique, vous ne voudriez certainement pas y vivre.

Bien que le village de San Pedro de Atacama soit situé à moins de 50 km, déambuler autour du site de l’ALMA est presque visiter une autre planète. Le plateau de Chajnantor est si haut que la routine frénétique de la vie urbaine n’y est plus qu’un lointain souvenir, et cela aide à en faire un lieu unique sur Terre pour explorer les mystères cachés et distants du cosmos. De là, l’espace cosmique n’est qu’à deux pas.

La détection d’objets astronomiques le long du spectre électromagnétique

La lumière visible ne représente qu’une petite partie de l’ensemble du spectre des radiations électromagnétiques. Les différentes parties du spectre, ou bandes spectrales, sont, par ordre de longueurs d’onde décroissantes et de fréquence croissante: les ondes radio [incluant les microondes et les radiations (sub)millimétriques], la lumière infrarouge, la lumière visible, la lumière ultraviolette, les rayons X et les rayons gamma.

Du fait que, dans l’Univers, des processus physiques différents émettent des lumières de longueur d’onde différente, chaque classe d’objets y émet plus particulièrement dans une ou plusieurs bandes spectrales. Les astronomes d’aujourd’hui essaient souvent de cibler de nombreuses bandes, car chaque ensemble d’observations fournit une pièce complémentaire du puzzle; cette approche est appelée astronomie en multi longueurs d’ondes.

Toutefois, l’atmosphère terrestre complique les choses, car elle absorbe la plus grande partie des radiations. Même si nous en bénéficions, cela rend la vie difficile aux astronomes: seule une minuscule fraction du spectre électromagnétique est observable du sol, et dans ce cas, la qualité des observations dépend souvent fortement de la localisation du site d’observation. C’est pourquoi le choix d’un excellent site comme Chajnantor pour l’ALMA est si important. Pour d’autres bandes spectrales, en particulier aux très courtes longueurs d’onde, les astronomes ont besoin de télescopes embarqués dans des satellites en orbite autour de notre planète, en dehors de la couche absorbante de l’atmosphère.

Opacité de l’atmosphère: le niveau de la ligne marron représente l’opacité de l’atmosphère pour une longueur d’onde donnée. Les fenêtres les plus importantes correspondent à des longueurs d’onde de lumière visible et aux ondes radio de 1 mm à 10 m de longueur d’onde. Le Très Grand Télescope de l’ESO fonctionne dans la région des lumières visible et infrarouge et l’ALMA dans la région des ondes (sub)millimétriques, où l’opacité dépend fortement de la hauteur et de l’aridité du site. Des observations à des longueurs d’onde pour lesquelles l’atmosphère est opaque nécessitent des télescopes dans l’espace (montrés en haut de l’image). Click to enlarge image
Illustration reproduite avec l’aimable autorisation de l’ESA / Hubble / F Granato

 

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Resources

Institution

ESO

Author(s)

Claudia Mignone a étudié l’astronomie à l’Université de Bologne, Italie, puis est allée passer un doctorat de cosmologie en Allemagne. Sa recherche a été dédiée aux méthodes déductives d’étude des propriétés de l’expansion de l’Univers. Elle aime écrire sur la science et la société, et expliquer la science à un grand public pas particulièrement impliqué dans celle-ci. Ces pôles d’intérêt l’ont amenée à s’occuper de la diffusion de la science, d’abord comme stagiaire en communication à l’Observatoire Austral Européen (ESO), et aujourd’hui comme rédacteur scientifique à l’Agence Spatiale Européenne (ESA).

Douglas Pierce-Price est chargé de l’information du grand public pour les projets ALMA et APEX au siège de l’ESO en Allemagne. Avant d’entrer à l’ESO, il a achevé un doctorat dans le groupe d’astrophysique de l’Université de Cambridge, Royaume Uni, et travaillé à la dissémination des connaissances astronomiques au Centre Conjoint d’Astronomie de Hawaï, Etats Unis.


Review

Il n’est pas rare que des enseignants mentionnent les télescopes optiques lors de leurs leçons de physique, mais les références à des télescopes utilisant d’autres types de radiations sont moins communes. Le présent article est intéressant en ce qu’il fournit un aperçu d’un projet en cours de réalisation d’un radiotélescope.

Les enseignants trouveront le présent article particulièrement utile pour l’appliquer à une discussion sur le pouvoir de résolution d’un instrument. Des questions ultérieures adaptées pourraient être ‘Pourquoi les antennes doivent-elles être réparties sur une grande surface?’ et ‘Pourquoi ne peut-on utiliser un instrument unique?’


Paul Xuereb, Malte




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