La première fois que j'ai vu les lasers du VLT en photo, j'ai cru à un montage. Quatre traits orangés tirés depuis le sommet d'une montagne chilienne, droits comme des fils à plomb, qui allaient se perdre quelque part entre les étoiles. L'image était signée Julien Looten, publiée sur l'APOD en mars, et on y distinguait les Nuages de Magellan, la Voie lactée, un voile vert d'airglow à gauche, un autre rougeâtre à droite. Un ciel tellement chargé qu'on se demande comment on peut encore vouloir le corriger.
Et pourtant c'est exactement ce que fait l'Observatoire de Paranal chaque nuit.
Pourquoi l'atmosphère est-elle l'ennemie intime du télescope ?#
Pour approfondir ce sujet, consultez notre article sur SPHEREx : 20 cm, 102 bandes, les premières cartes de glace.
Pour approfondir ce sujet, consultez notre article sur Masques à vortex optique : détecter des exoterres.
Un télescope de huit mètres de diamètre, en théorie, résout des détails d'une finesse qui ferait passer Hubble pour un jouet. Sauf que l'atmosphère s'en mêle. Les couches d'air brassées par le vent, les gradients de température, les poches de densité variable : tout ça déforme le front d'onde lumineux qui arrive d'une étoile lointaine. Le résultat, c'est une image floue, un point lumineux qui danse et s'étale. Les astronomes appellent ça le seeing. À Paranal, perché à 2 635 mètres dans le désert d'Atacama, le seeing médian tourne autour de 0,72 seconde d'arc. C'est un des meilleurs sites au monde. Mais ça reste très loin de la limite théorique d'un miroir de cette taille.
Sans correction, un télescope de huit à dix mètres plafonne autour d'une seconde d'arc de résolution. Autant dire que le miroir travaille à une fraction ridicule de son potentiel.
L'idée de Babcock, pourquoi est-elle restée dormante trente ans ?#
En 1953, Horace Babcock publie dans les Publications of the Astronomical Society of the Pacific un article qui décrit le principe : mesurer la déformation du front d'onde en temps réel, puis la compenser avec un miroir dont la surface se déforme à la volée. Le concept est là, complet. Mais personne ne sait le construire. Les ordinateurs de l'époque sont trop lents, les actuateurs trop grossiers, les capteurs trop peu sensibles.
L'idée dort jusqu'aux années 1980, quand l'armée américaine s'y intéresse dans le cadre de la Strategic Defense Initiative. Will Happer, physicien à Princeton, développe des systèmes d'optique adaptative pour suivre des missiles et des satellites. Tout est classifié. Il faudra attendre la fin de la guerre froide pour que la technologie migre vers l'astronomie civile.
L'ESO commence à travailler sur l'optique adaptative en 1989 et ne lâche plus le sujet.
Créer une étoile artificielle, comment et pourquoi ?#
Le problème de base est simple : pour mesurer comment l'atmosphère déforme la lumière, il faut une source ponctuelle brillante. Une étoile naturelle fait l'affaire, mais elle doit être proche de la cible que vous observez (quelques dizaines de secondes d'arc) et suffisamment lumineuse. Ça limite beaucoup les zones du ciel accessibles.
La solution, c'est le laser guide star. Un faisceau laser tiré vers le ciel excite une couche d'atomes de sodium située entre 80 et 105 kilomètres d'altitude (le pic de densité se situe vers 90 à 95 kilomètres). Ces atomes proviennent de l'ablation de météores, ils flottent là-haut en permanence, une mince pellicule d'environ cinq kilomètres d'épaisseur. Le laser, réglé sur la raie D du sodium à 589,2 nanomètres, les fait fluorescer. Vue depuis le sol, cette fluorescence ressemble à une étoile artificielle. Le capteur de front d'onde l'analyse, en déduit les déformations atmosphériques, et le miroir déformable corrige en conséquence.
Il existe aussi des lasers Rayleigh, qui exploitent la diffusion moléculaire entre 15 et 25 kilomètres, mais leur portée est plus courte et la correction moins fine.
Un détail que j'ai mis du temps à comprendre : le laser monte à travers l'atmosphère, donc il subit lui aussi la turbulence. Le point lumineux qu'il crée là-haut ne bouge pas comme une vraie étoile. Pour corriger les mouvements globaux de l'image (ce qu'on appelle le tip-tilt), il faut quand même une étoile naturelle quelque part dans le champ. Le laser ne résout pas tout.
Quatre lasers à 22 watts, comment fonctionnent les mille corrections par seconde ?#
Le système 4LGSF du VLT, dont la première lumière date du 26 avril 2016, tire quatre faisceaux de 22 watts chacun. Pour donner un ordre de grandeur, c'est environ 4 000 fois la puissance maximale autorisée pour un pointeur laser du commerce. Chaque faisceau a un diamètre de 30 centimètres à la sortie. La technologie repose sur des lasers à fibre Raman, développés par l'ESO puis transférés à des partenaires industriels : TOPTICA en Allemagne, MPBC au Canada, TNO aux Pays-Bas.
Ces lasers alimentent deux instruments. MUSE, couplé au module GALACSI, et HAWK-I, couplé à GRAAL. Et il y a un détail de sécurité que je trouve assez réjouissant : un système automatique coupe les lasers dès qu'un avion s'approche de la zone. On n'est jamais trop prudent avec des faisceaux de 22 watts pointés vers le ciel.
Sur UT4 (Yepun, « étoile du soir » en langue mapuche), le miroir secondaire a été remplacé en 2016 par un miroir déformable : une coque de 1,12 mètre de diamètre, épaisse de deux millimètres seulement, pilotée par 1 170 actuateurs. La boucle de correction tourne jusqu'à 1 000 hertz. Les actuateurs eux-mêmes répondent à 80 kilohertz.
Le résultat ? On passe d'une résolution d'environ une seconde d'arc à 30-60 millisecondes d'arc dans l'infrarouge. Un gain d'un facteur 15 à 30. L'UT4 atteint sa limite théorique de netteté ; l'atmosphère ne le bride plus.
MUSE peut-il vraiment battre Hubble au sol ?#
Quand l'Adaptive Optics Facility (AOF) a livré sa première lumière complète le 18 juillet 2018, l'ESO a publié des images comparatives. En mode champ étroit (Narrow Field Mode), MUSE couvre un carré de 7,5 par 7,5 secondes d'arc avec des pixels de 0,025 seconde d'arc. Le système corrige la turbulence à plusieurs altitudes : au sol, puis à 3, 9 et 14 kilomètres.
Le verdict de l'ESO : les images au sol dans le visible sont plus nettes que celles de Hubble. C'est un télescope terrestre qui dépasse un télescope spatial, grâce à des lasers et un miroir qui se tord mille fois par seconde. Bon, je reste un peu sur ma réserve parce que la comparaison dépend du domaine de longueur d'onde et du champ couvert, mais sur le créneau spécifique du visible en champ étroit, le résultat est là.
En mode champ large (Wide Field Mode), sur un champ d'une minute d'arc, GALACSI double l'énergie collectée dans chaque pixel à 750 nanomètres. Moins spectaculaire en apparence, mais pour des objets étendus et faibles, c'est la différence entre détecter un signal et ne rien voir du tout.
SPHERE, comment traquer des exoplanètes cachées dans la lumière ?#
Sur UT3 (Melipal, « Croix du Sud »), un autre instrument pousse l'optique adaptative encore plus loin. SPHERE, dédié à l'imagerie directe d'exoplanètes, fonctionne depuis mai 2014. Son système AO (SAXO) corrige à 1 380 hertz, plus vite que le 4LGSF. L'enjeu est différent : il ne s'agit pas juste d'obtenir une image nette, mais de supprimer la lumière de l'étoile hôte pour révéler un compagnon planétaire des millions de fois plus faible juste à côté.
C'est grâce à l'optique adaptative de l'ESO qu'on a obtenu les premières observations directes d'une exoplanète près d'une étoile brillante, et des caractérisations du trou noir central de la Voie lactée. Des résultats qui auraient été physiquement impossibles sans la correction en temps réel.
(Je me souviens d'avoir passé une soirée entière à comparer des images brutes et corrigées de Neptune prises par MUSE. La version brute, c'est une tache diffuse. La version corrigée, on distingue les bandes nuageuses. Même planète, même télescope, même nuit. La seule différence, c'est que quatre lasers orange et un miroir de deux millimètres d'épaisseur ont fait leur travail entre les deux.)
Quelles sont les limites actuelles et que vient après ?#
L'optique adaptative ne corrige pas tout. Le champ corrigé reste petit : quelques secondes d'arc en mode étroit, une minute d'arc en mode large. Plus on s'éloigne de l'axe des lasers, plus la correction se dégrade. La couche de sodium varie en densité selon les saisons et l'heure de la nuit. Et la correction dans le visible reste plus difficile que dans l'infrarouge, parce que les longueurs d'onde sont plus courtes et que les perturbations atmosphériques pèsent davantage à cette échelle.
L'ELT, le futur télescope de l'ESO avec son miroir de 40 mètres, est conçu dès le départ avec des systèmes d'optique adaptative intégrés. À cette échelle, la correction atmosphérique n'est plus un bonus, c'est une condition de fonctionnement. Sans elle, un miroir de 40 mètres ne ferait pas mieux qu'un miroir de un mètre. Avec elle, on parle de résolutions qui permettront de caractériser des atmosphères d'exoplanètes depuis le sol.
Je ne sais pas encore si l'ELT tiendra toutes ses promesses sur l'AO dans le visible. Les simulations sont encourageantes, les prototypes fonctionnent, mais passer de huit à quarante mètres multiplie la complexité de manière non linéaire. On verra.
Ce qui me frappe, c'est le chemin parcouru depuis l'article de Babcock en 1953. Soixante-cinq ans entre l'idée et les premières images terrestres qui battent Hubble. Presque tout ce délai vient des limites technologiques, pas d'un manque de compréhension du problème. L'atmosphère brouille la lumière, un miroir souple peut la débrouiller : ça tient en une phrase. Construire le miroir, le capteur et l'ordinateur qui font ça mille fois par seconde, c'est autre chose.
Sources#
- ESO, 4 Laser Guide Star Facility, eso.org/public/teles-instr/paranal-observatory/vlt/vlt-instr/4lgsf/
- ESO, communiqué eso1613, Première lumière du 4LGSF, 26 avril 2016, eso.org/public/news/eso1613/
- ESO, communiqué eso1824, Première lumière AOF complète, 18 juillet 2018, eso.org/public/unitedkingdom/news/eso1824/
- ESO, Adaptive Optics, eso.org/public/teles-instr/technology/adaptive_optics/
- ESO, GALACSI performance, eso.org/sci/facilities/develop/ao/sys/galacsi.html
- ESO, Paranal Astroclimate, eso.org/sci/facilities/paranal/astroclimate/site.html
- H. W. Babcock, The Possibility of Compensating Astronomical Seeing, PASP vol. 65, p. 229, 1953
- Wikipedia, Adaptive optics, Laser guide star, Sodium layer
