TPE SUR LES GRANDS OBSERVATOIRES ASTRONOMIQUES DANS LE MONDE

« en altitude de manière à se placer au dessus des couches les plus denses de l'atmosphère et donc les couches les plus hétérogènes.

L'OBSERVATOIRE DU MONT WilSON L'observatoire du Mont Wilson surplombe Los Angeles en Californie à 1 742 rn d'altitude.

De 1917 à 1949, il abrite le plus grand télescope au monde : le télescope Hooker d'un diamètre de 2,5 m.

En 1919, le télescope est équipé d'un instrument innovant.

Il s'agit d'un interféromètre optique qu'Albert Michelson a construit et utilisé pour mesurer pour la première fois le diamètre de certaines étoiles dont Bételgeuse dans la constellation d'Orion.

Le télescope Hooker va permettre à Edwin Hubble de faire deux découvertes majeures qui vont révolutionner l'astronomie .

Tout d'abord, il sera le premier, en 1924, à comprendre que certaines nébuleuses identifiées avec des instruments moins puissants ne font pas partie de la Voie Lactée, mais qu'elles sont elles-même des galaxies très éloignées.

Il comprend alors que la Voie Lactée n'est qu'une galaxie parmi d'autres.

Ainsi l'Univers apparaît beaucoup plus vaste et ne semble plus avoir de centre.

En 1929, il utilise un spectroscope pour mesurer les vitesses des galaxies.

Il remarque que pratiquement toutes s'éloignent de la Voie Lactée à part quelques-unes parmi les plus proches.

Il remarque même que les galaxies s'éloignent d'autant plus vite qu'elles nous sont éloignées.

Il conforte alors la théorie selon laquelle l'univers est en expansion et publie la relation entre distances et vitesses d'éloignement des galaxies, connue sous le nom de loi de Hubble.

L'OBSERVATOIRE DU MONT PALOMAR Cet observatoire est célèbre pour avoir abrité le plus grand télescope de 1949 à 1975 :le télescope Hale d'un .

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' ·, ~~ T ' " diamètre de 5,08 m.

Il est situé à 80 km de San Diego à 1 713 rn d'altitude .

LE PIC DU MIDI DE BIGORRE Le Pic du Midi de Bigorre dans les Pyrénées est reconnu dès le XVIII' siècle 1 r 1~ __ ..........

pour la transparence de son ciel.

Il accueille d'abord une station météorologique.

Les travaux de l'observatoire astronomique commencent à la fin du XIX' siècle et le premier télescope est mis en service en 1905.

Durant l'été 1930, l'astronome Bernard Lyot met au point le coronographe qui permet d'occulter le disque solaire afin d'observer la couronne et les protubérance solaires.

L'observatoire devient alors célèbre pour ces observations de la couronne solaire.

La qualité de ses clichés planétaires est si remarquable qu'en 1963, la NASA va financer la construction d'un télescope de 1 rn de diamètre pour cartographier la Lune, en vue de la préparation des missions Apollo.

En 1980, le télescope Bernard Lyot d'un diamètre de 2 rn est mis en service .

Du fait de l'implication de la Franc e dans de coûteux projets internationaux comme le VLT (Very Large Telescop ), l'État envisage la fermeture du site.

Cependant les astronomes ne l'entendent pas de cette oreille et ils parviennent à impliquer la région Midi Pyrénées pour sauvegarder l'activité scientifique au Pic.

Un syndicat mixte est créé , et une partie des installations est ouverte au public depuis l'année 2000.

LE MAUNA KEA À HAWAÏ Le Mauna Kea est un volcan endormi de 111e de Hawaï.

Culminant à 4 205 rn d'altitude, il offre un site idéal pour l'astronomie.

En effet, l'atmosphère au dessus du sommet est très sèche, ce qui permet des observations en infrarouge .

La turbulence est alors faible.

Le ciel est très souvent dégagé et il n'est pas pollué par des lueurs urbaines.

De fait, le Mauna Kea accueille parmi les plus grands télescopes du Monde.

Parmi les 13 télescopes, citons en particulier les télescope s jumeaux Keck 1 et Il qui utilisent des miroirs primaires de 10 rn de diamètre segmentés en 36 miroirs hexagonaux .

Il est prévu de les faire fonctionner en mode interférométrique afin d'obtenir la résolution d'un miroir de 85 m.

Citons aussi le télescope Subaru d'un diamètre de 8,3 rn et Gemini d'un diamètre de 8,1 m.

L'observatoire Mauna Kea abrite aussi des antennes submillimètriques dont le Submillimeter Array (8 antennes de6 rn).

L'OBSERVATOIRE AUSTRAL EUROPÉEN ESO L'ESO (European Southern Observatory) est un organisme de recherche européen dont le but est de développer et de gérer des observatoires modernes , en particulier dans l'hémisphère Sud qui est moins bien équipé que l'hémisphère Nord .

l'ESO gère l'observatoire de la Si/la t .......

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11- situé dans le désert de I'Acatama (Chili) à 2 400 rn d'altitude.

L'observatoire héberge plusieurs instruments dont un télescope submillimètrique d'un diamètre de 15 rn, ce qui en fait le plus grand radiotélescope de l'hémisphère Sud et environ 16 télescopes dont le plus grand mesure 3,6 rn de diamètre.

Le d~sert de I'Acatama est un des plus arides au monde , ce qui explique que I'ESO y ait installé le VLT (Very Large Telescope Array) qui comporte 4 télescopes d'un diamètre de 8 ,2 rn et 4 d'un diamètre de 1,8 m .

Les 8 télescopes peuvent être combinés pour construire un interféromètre en lumière visible et dans une moindre mesure , infrarouge et ultraviolet.

Le dernier observatoire de I'ESO est en cours de construction.

Il s'agit d'ALMA (Atacama Large Millimeter Array ) qui est un interféromètre de 12 antennes de 12 rn de diamètre qui pourra se déployer sur une base de 14 km.

Il sera complètement opérationnel en 2011.

LA NAISSANCE DE NOUVEAUX OBSERVATOIRES LA RADIOASTRONOMIE Si la radioastronomie a fait ses débuts dans les années 1930, elle ne démarre réellement qu'après la Seconde Guerre mondiale .

Des astronomes pionniers récupèrent du matériel militaire, en particulier des antennes radar.

Les coupoles font place aux grandes antennes paraboliques recouvertes de grillages plus ou moins fins, qui réfléchissent les ondes radio.

C'est le cas des radiotélescopes de Nançay en Sologne, de Jordell Bank en Grande­ Bretagne et, le plus grand d'entre eux, Sa parabole étant fixe, ce sont les détecteurs qui se déplacent.

Ils peuvent donc suivre quelques dizaines de minutes un objet lors de son passage au zénith.

La radioastronomie fut la première à bénéficier de la technique de l'interférométrie qui consiste à combiner les signaux provenant de différents radiotélescopes pour simuler un radiotélescope de grand diamètre .

Ainsi le Very Large Array dans le Nouveau Mexique est un réseau de 27 antennes mobiles de 25 rn de diamètre disposées en Y.

En mode interféromètrique, le VLA atteint la résolution qu'atteindrait une antenne de 36 km de diamètre .

Mieux, le Very Long Baseline Array est un réseau de très grande base , comme son nom l'indique, puisqu 'il regroupe 10 antennes de 25 mètres de diamètre , disseminées sur tout le continent nord américain, de lile de Hawaï dans le Pacifique au Îles Vierges dans l'Atlantique .

La résolution atteint alors celle d'un télescope de 8 000 km de diamètre ! En Europe , l'Institut de RadioAstronomie Millimétrique dispose de deux observatoires dédiés à la radioastronomie : le Pico Velata , en Espagne , qui dispose d'une antenne de 30 rn de diamètre et l'interféromètre du Plateau de Bures , situé dans les Alpes à 2 552 rn d'altitude , qui dispose de 6 antennes de 15 rn de diamètre.

LES OBSERVATOIRES SPATIAUX L'ère spatiale a permis de s'affranchir totalement des limitations qu'imposait l'atmosphère: plus de poussière, ni de vapeur d'eau, ni même de turbulences! Mais en fait, le plus marquant fut la possibilité d 'observer l'univers dans d'autres longueurs d'ondes qui sont filtrées par l'atmosphère , et en particulier dans certaines parties de l'infrarouge, les rayons X et gamma.

LE « HuBBLE SPACE TELESCOPE » Puisque les turbulences atmosphériques limitent la résolution des télescopes, la NASA et I'ESA travaillent dès 1970 à l'élaboration d 'un télescope qui serait en orbite autour de la Terre , au dessus de l'atmosphère .

Le projet prend du retard , suite, entre autres à la destruction de la navette spatiale Challenger le 28 janvier 1986.

Finalement le télescope spatial est mis sur orbite le 25 avril1990 .

Mais en fait des spectaculaires images promises, les instruments renvoient des images très floues .

Il apparaît très vite que le miroir primaire de 2,4 rn de diamètre est mal formé.

Par chance le défaut sera identifié sur un autre miroir construit par la même entreprise, resté au sol.

Un traitement informatique permet de réduire la myopie.

Cependant, les astronomes proposent de doter le télescope , renommé Hubble , de « lunettes » qui prendrait la place d'un des trois instruments.

COSTAR (Corrective Op tics Spa ce Telescope Axial Replac ement ) sera mis en place lors de la première mission de maintenance en décembre 1993.

Il fournit encore aujourd'hui de superbes images aux astronomes et au grand public.

Son successeur, le James Webb Space Telescope est actuellement en cours d'étude et devrait être opérationnel en 2013.

Il emportera un miroir d'un diamètre de 6,5 rn composé de segments hexagonaux.

L'ASTRONOMIE INFRAROUGE La vapeur d'eau contenue dans l'atmosphère filtre une grande partie du rayonnement infrarouge.

Ainsi, l'astronomie infrarouge ne s'est réellement développée qu'avec les observatoires spatiaux: IRAS (lnfrared Astronomical Satellite) fut le premier en 1983 à effectuer un relevé de 96% du ciel, offrant ainsi des données encore utilisées aujourd 'hui par les astronomes.

Cependant la NASA a développé dans le même temps l'observatoire aéroporté Kuiper qui embarque un télescope de 0,9 rn de diamètre .

À une altitude de 12,5 km, l'observatoire est au-dessus de la troposphère et donc au dessus de 98% de la vapeur d'eau.

La prochaine génération d'observatoire aéroporté est le Strato spheric Observotory For lnfrared Astronomy (SOFIA) qui emportera un télescope de 2,5 rn de diamètre à bord d'un Boeing 747 modifié .

Il devrait être fonctionnel d'ici la fin de l'année 2006.

Dans les années 1990 , le satellite européen ISO (lnfrared Space Observatory ) a révolutionné la vision de l'univers infrarouge par le niveau de détails de ses observations.

Le successeur d'ISO est le télescope spatial Spitzer (ancien nem ent SI RTF, Space Infra red Telescope Facility) qui a été lancé en août 2003.

L'ASTRONOMIE (ÏAMMA Les premières observations en rayons gamma eurent lieu depuis des fusées sondes et des ballons stratosphériques.

Cep endant, la première grande découverte de rayons gamma provient de satellites militaires américains de surveillance VELA .

Les américains voulaient s'assurer que l'URSS respectait bien l'interdiction de réaliser des explosions nucléaires dans l'atmosphère, ce qui déclenche l'émission de rayons gamma.

Très vite, les militaires se sont aperçu que les signaux que leurs satellites recevaient provenaient du ciel.

Ils venaient de découvrir les sursauts gamma, un phénomène qui a tenu en échec les astronomes pendant plus de 30 ans.

Pourtant , pour tenter de percer les mystères entourant les sursauts Gamma , la NASA a lancé en 1991 le Compton Gamma-Ray Observa tory .

Cep endant, ce n'est qu'avec le satellite de I'ESA nommé Integral (International Gamma-Ray Astrophysics La bora tory ) lanc é en 2002 que le mystère commence à s'éclaircir .

L'ASTRONOMIE X Les sursauts gamma ne durent que de quelques secondes à quelques minutes.

Ensuite l'énergie des signaux diminue et le sursaut continue sous forme de rayons X.

BeppoSAX lancé en 1996, a ainsi permis d'identifier les objets d'où provenaient les fameux sursauts gamma.

Actuellement les observatoires XMM-Newton (ESA) et Chandra (NASA) observent depuis 1999 le ciel dans le rayonnement X.

Ils ont permis de faire des découvertes sur les étoiles à neutron ou les trous noirs.

L'OBSERVATOIRE VIRTUEL La dernière évolution des observatoires concerne la mise à disposition des données astronomiques détenues par les différents instituts ou équipes de recherche.

Afin de faciliter la recherche et les coopérations , la communauté internationale met en ligne sur internet leurs bases de données d'observation, mais aussi les résultats des traitements de données qui sont alors directement exploitables par d'autres équipes.

Des codes de calcul seront aussi proposés afin que chacun puisse traiter les données brutes et, peut-être , en tirer de nouvelles conclusions .

L'observatoire virtuel consiste en fait en une immense bibliothèque qui recense dans un format commun toutes les observations de tous les observatoires et sur un large spectre de longueurs d'onde.

Il sera alors aisé de trouver l'ensemble des données concernant un objet.

L'objectif est au moins double :analyser les processus physiques dans l'objet en question en comparant les observations dans différentes longueurs d 'onde; analyser la dynamique de l'objet en comparant les observations effectuées à différentes dates .

L'observatoire virtuel permettrait alors à la communauté internationale de disposer plus facilement de l'ensemble des données d'obs ervation dans un format commun.. »