LE RADIOTÉLESCOPE INTERFÉROMÉTRIQUE A.L.M.A.
Publié le 27/04/2014
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INTRODUCTION
Le 13 mars 2013, au cœur du désert d'Atacama, le radiotélescope A.L.M.A. (Atacama
Large Millimeter/submillimeter Array) a été inauguré, en présence de Sebastian Pipera,
président de la République du Chili, et des représentants des trois grandes organisations
astronomiques — issues d'Europe, d'Amérique du Nord et du Japon — qui ont conduit
conjointement le projet. L'instrument, situé à 5100 mètres d'altitude dans les Andes
chiliennes, non loin des frontières argentine et bolivienne, au pied du volcan Cerro
Chajnantor (5 640m), est un interféromètre qui combine 66 télescopes, encore appelés
antennes, dispersés sur un plateau d'environ 16 kilomètres de diamètre, le Llano de
Chajnantor.
Ces télescopes, grandes paraboles métalliques orientables, recueillent le
rayonnement des objets célestes dans un domaine de longueurs d'onde comprises entre 320
micromètres et 3,6 millimètres, formant une transition entre le rayonnement infrarouge
lointain et les ondes radio. L'information détectée par chacun des 66 télescopes — ou par
une fraction d'entre eux—, pointant le même objet, est transmise par fibre optique à un
dispositif électronique central, où elle est analysée. L'image de l'objet observé est alors
synthétisée. S'agissant de la résolution angulaire, c'est-à-dire de la capacité à distinguer des
détails dans l'image, l'instrument est équivalent à un télescope de taille kilométrique. En
raison des dures conditions de vie en altitude, le personnel présent sur le site d'observation
est réduit, et l'instrument est commandé depuis une station intermédiaire située à 2 900
mètres, au-dessus de la ville de San Pedro de Atacama.
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œuvre de l'instrument au bénéfice d'une vaste communauté d'astronomes, en rassemblant
les partenaires initiaux auxquels se sont joints l'Academia Sinic a (Taiwan) et la république du
Chili.
L'astrophysicien français Pierre Coxa été nommé directeur d'A.L.M.A.
en novembre
2012.
Le coût total d'A.L.M.A.
est d'environ 1,4 milliard de dollars américains.
II. LA PUISSANCE D'A.L.M.A.
Après un semestre de tests int ensifs de vérification, le premier cycle d'observations
scientifiques débuta en septembre 2011, tandis que chaque mois de nouvelles antennes
complétaient l'instrument : la dernière des 66 antennes a été mise en service en 2013.
Les
antennes, pesant plus de 100 tonnes, sont mobiles sur le plateau de Chajnantor, ce qui
permet d'optimiser la configuration du télescope synthétisé qu'elles forment conjointement
pour tel ou tel type d'observation.
La puissance scientifique d'A.L.M.A., qui peut observer le ciel jo ur et nuit, tient au
domaine spectral millimétrique et submillimétrique qu'il couvre avec une très grande
sensibilité.
La surface totale des télescopes est équivalente à celle d'un télescope de 91
mètres de diamètre, avec une résolution angulaire — qui peut attei ndre 5 millièmes de
seconde d'arc dans le domaine submillimétrique — et une capacité spectroscopique
excellentes.
Le signal électromagnétique reçu par chaque antenne y subit un changement de
fréquence, puis module un signal optique qui est alors transmis par fibre à la station
centrale.
Un ordinateur, appelé corrélateur numérique, forme le cœur de celle -ci.
Recevant
les signaux des 66 antennes, le corrélateur peut former autant de paires d'antennes qu'il est
possible et calculer, pour chacune de ces pair es, l'autocorrélation du signal astronomique .
L'ensemble de ces calculs fournit alors l'équivalent d'une transformée de Fourier de l'image
de la source astronomique, avec une résolution d'autant plus grande que les paires utilisées
couplent des antennes p lus distantes l'une de l'autre.
L'image en découle aussitôt par
inversion de Fourier.
Un découpage du signal en fréquences constitutives permet d'obtenir
la capacité spectroscopique recherchée.
III. LES CHAMPS DE RECHERCHE D'A.L.M.A.
A) Les questions qu'A.L.M.A. permet d'aborder sont nombreuses, et les résultats de
sa première année d'observations, présentés lors d'une conférence à la fin de 2012,
couvrent l'astrochimie, la formation des étoiles et leur évolution, la formation des
exoplanètes, la formation des ga laxies et l'observation, parmi celles -ci, des plus lointaines
(décalage spectral z 7) [le décalage spectral permet de connaître la distance nous séparant
d'un objet céleste donné : plus z est grand, plus cet objet est éloigné], en particulier lorsque
leur noyau est actif (présence d'un trou noir) ou qu'elles ont été affectées d'une lentille
gravitationnelle (détournements des rayonnements).
En effet, entre, d'une part, l' émission
du fond cosmologique émis à z z1000 et observée par la mission spatiale Planc k, et, d'autre
part, l'émission de lumière des galaxies proches (zz1), s'est étendue la grande période de
l'âge sombre (darkage) où se sont progressivement formées les galaxies.
Cette période,
encore quasi inconnue, devient accessible avec A.L.M. A., puisque le rayonnement ultraviolet
alors émis se trouve décalé par l'expansion de l'Univers et devient observable dans le
domaine submillimétrique.
S'agissant d'objets moins lointains, A.L.M.A., en observant
finement les collisions entre galaxies, en traçant les propriétés des nuages moléculaires
géants qu'elles contiennent et qui aboutissent à la formation des étoiles lors de ces.
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