Le télescope de sondage du VLT« Le télescope de sondage du VLT », sur le site de l'Observatoire européen austral., en anglais (en abrégé VST), est un télescope situé à l'Observatoire du Cerro Paranal, dans le désert d'Atacama, au nord du Chili. Il a pour objectif d'être un complément au Very Large Telescope (VLT). Il est logé dans une enceinte immédiatement adjacente aux quatre télescopes unitaires du Very Large Telescope au sommet du Cerro Paranal.
Le VST est un télescope avec un miroir principal de 2,65 mètres de diamètre The VST mirrors sur le site de l'ESO. Consulté le juillet 2013., équipé d'OmegaCAM, une caméra de 268 millions de pixels avec un champ équivalent à quatre fois la pleine Lune. Il complétera VISTA, un télescope infrarouge également situé au Paranal, et étudiera le rayonnement visible du ciel. C'est d'ailleurs le plus grand télescope au monde conçu pour surveiller exclusivement le ciel en lumière visible.
VISTA et le VST produiront d'importantes quantités de données – une unique image prise par VISTA à 67 millions de pixels et une image d'OmegaCAM sur le VST aura 268 mégapixels. Ces deux télescopes produiront chaque nuit beaucoup plus de données que tous les autres instruments du VLT réunis. Ensemble, ils produiront plus de 100 téraoctets de données par an. Ce sont probablement les télescopes les plus puissants au monde dédiés à de grands relevés d'images. Ils ont d'ailleurs considérablement augmenté le potentiel de découvertes scientifiques de l'Observatoire Paranal par an.
Le programme VST est une coopération entre l'Osservatorio Astronomico di Capodimonte (OAC), situé à Naples, en Italie, et l'Observatoire européen austral (ESO), constructeur du VLT, qui a débuté en 1997. L'OAC est l'un des instituts membres de l'Istituto Nazionale di AstroFisica (INAF), qui a créé un institut distinct pour la coordination des aspects technologiques et scientifiques du projet, nommé Centro VST a Napoli (VSTceN). VSTceN a été fondé et dirigé par le professeur Massimo Capaccioli du projet VST, et hébergé à l'OAC. L'ESO et VSTceN ont collaboré à la phase de commande, tandis que l'ESO était responsable des travaux de génie civil et du dôme sur le site. Le télescope a maintenant commencé ses observations et l'ESO est seul responsable de la gestion de ses opérations et de sa maintenance. Le VST est devenu opérationnel en 2011.
Construction Pendant sa construction, le miroir primaire a été détruit en 2002 alors qu'il était transporté d'Europe au Chili. Le miroir secondaire a également été endommagé pendant le transport, bien que très légèrement, et a dû être renvoyé pour réparation. Bien qu'une série d'actions d'urgence ait été invoquée pour résoudre ces problèmes avec un minimum d'impact sur le programme VST, le télescope a tout de même subi quelques retards. Mais maintenant, avec le secondaire réparé et la réplique du miroir primaire vérifiée pour avoir la qualité exceptionnelle de l'original, la construction du VST a pu être enfin terminée. La première lumière du télescope a eu lieu en 2011. La perte du premier miroir en 2002 a entraîné des gros retards dans la construction du télescope. Le nouveau primaire et le secondaire réparé ont été achevés en 2006. Les tests ont été terminés en Italie et le télescope a été démonté, peint puis emballé, puis expédié et monté à Paranal. Les premières pièces sont arrivées en et la première phase d'intégration à Paranal s'est achevée en . Les miroirs ont été stockés pendant que leurs cellules étaient construites; d'autres retards se sont produits lorsque la cellule du miroir primaire a subi des dégâts d'eau pendant son transit vers le Chili, ce qui a nécessité son retour en Europe pour réparation. Les premières images du VST sont finalement sorties le . L'INAF a conçu et construit le télescope avec la collaboration des principales industries italiennes, et l'ESO est responsable de l'enceinte et des travaux de génie civil sur le site. OmegaCAM, la caméra du VST, a été conçue et construite par un consortium comprenant des instituts aux Pays-Bas, en Allemagne et en Italie avec des contributions majeures de l'ESO. La nouvelle installation sera exploitée par l'ESO, qui archivera et distribuera également les données du télescope.
À la fin de sa construction, il était dit que le VST était le plus grand télescope au monde conçu pour sonder exclusivement le ciel en lumière visible, ce qui est encore d'actualité aujourd'hui (). Au cours des prochaines suivantes, le VST et sa caméra OmegaCAM effectueront plusieurs relevés très détaillés du ciel austral. Toutes les données de l'enquête seront rendues publiques des années plus tard.
Premières images gauche|vignette|Deuxième image du VST. La première image du VST fut publiée le , après son entrée en opération. Celle-ci montre la région de formation d'étoiles de Messier 17, également connue sous le nom de Nébuleuse Oméga ou Nébuleuse du Cygne, comme elle n'a jamais été vue auparavant. Cette vaste région de gaz, de poussière et de jeunes étoiles chaudes se situe dans le cœur de la Voie Lactée dans la constellation du Sagittaire. Le champ de vision fourni par le VST est si large que toute la nébuleuse, y compris ses parties extérieures les plus faibles, est capturée sur toute l'image. Les données ont été traitées à l'aide du logiciel de traitement d'image Astro-WISE développé par et collaborateurs à Groningue.
La deuxième image du VST fut également publiée le , et est peut-être le meilleur portrait de l'amas globulaire de Omega Centauri jamais réalisé. Omega Centauri, dans la constellation du Centaure, est le plus grand amas globulaire connu à ce jour, mais le champ de vision très large de VST et la puissance de OmegaCAM peut englober même les régions extérieures de cet objet diffus. La vue du VST totalise plus d'environ . Les données ont été traitées à l'aide du système VST-Tube développé par A. Grado et des collaborateurs de l'Observatoire INAF-Capodimonte.
La troisième image du VST, publiée le même jour que les autres, montre un triplet de galaxies brillantes dans la constellation du Lion, nommé le triplet du Lion, ainsi qu'une multitude d'objets plus faibles : des galaxies d'arrière-plan éloignées et des étoiles beaucoup plus proches de la Voie lactée. L'image fait allusion à la puissance du VST et d'OmegaCAM pour étudier l'Univers situé dans une fenêtre extragalactique et pour cartographier les objets à faible luminosité du halo galactique. L'image est un composite créé en combinant des expositions prises à travers trois filtres différents. La lumière qui traversait un filtre proche infrarouge était colorée en rouge, la lumière rouge était colorée en vert et la lumière verte était colorée en magenta.
Informations techniques gauche|vignette|Vue de l'observatoire du Cerro Paranal avec trois des quatre unités du Very Large Telescope en premier plan et le VST en arrière plan. Le VST est un télescope d'étude à grand champ, étant installé sur une monture alt-azimutal, avec un miroir primaire de 2,65 mètres de diamètre, un miroir secondaire de 0,94 mètre et une résolution angulaire de 0,22 seconde d'arc. Le télescope a été construit de 2007 à 2011 à l'observatoire du Cerro Paranal, au Chili.
Avec un champ de vue d'un degré carré (environ deux fois le diamètre d'une pleine lune), son rôle scientifique principal est d'être un instrument d'imagerie à grand champ pour explorer la structure à grande échelle de l'univers (comme visible depuis l'hémisphère sud). Il sert notamment à l'identification de candidats pour des observations approfondies par le Very Large Telescope.
Pour ça, il est équipé d'une caméra observant dans le spectre visible. Grâce à cette dernière, nommée OmegaCAM, le VST est capable d'obtenir une résolution angulaire très élevée (possiblement en dessous de 0,216 seconde d'arc par pixel), et il est capable d'effectuer des projets de relevés astronomiques automatisés dans la partie visible (pour l'œil humain) du spectre électromagnétique.
Optique du télescope gauche|vignette|Le VST sur sa monture dans son enceinte. L'optique du VST a été conçue à l'INAF en collaboration avec l'ESO. Le télescope a deux miroirs, le miroir primaire (M1) et un miroir secondaire plus petit (M2), qui réfléchissent la lumière venant du ciel vers OmegaCAM. Les deux miroirs sont fabriqués à partir d'un matériau céramique cristallin appelé , spécialement choisi pour sa faible dilatation thermique. Le miroir primaire M1 est le plus grand des deux, avec un diamètre de 265 cm (2,65 mètres), une épaisseur de 14 cm, et un rapport focal de (f/3.6). Le miroir secondaire fait moins de la moitié de la taille de M1 avec un diamètre de seulement 93,8 cm, une épaisseur de 13 cm et un rapport focal de (f/4.7). Le télescope a en lui même une longueur focale de .
Un système d'optique active, contrôlé par ordinateur, permet de distordre la forme de M1 et la position de M2. Cette technologie préserve la qualité optique de l'image en gardant les miroirs parfaitement positionnés à tout moment. M1 est continuellement remodelé par un réseau d'actionneurs de 84 moteurs axiaux répartis sous la surface du miroir et 24 moteurs radiaux disposés latéralement. Toujours dans la cellule du miroir primaire se trouve un autre instrument capable de modifier la configuration optique du télescope, en passant d'un correcteur composé d'un double ensemble de lentilles, à un correcteur de dispersion atmosphérique, appelé ADC pour Atmospheric Distortion Corrector, composé d'un ensemble de prismes contrarotatifs, capable de corriger les phénomènes de dispersion optique dus à la variation de masse d'air, induite par le changement d'angle de l'altitude. Le miroir secondaire est également contrôlé activement par une plateforme déformable capable d'incliner le miroir lors de l'exposition. Le système d'optique active comprend également un analyseur de front d'onde Shack-Hartmann, monté sous la cellule du miroir primaire avec le système de guidage local, capable de fournir la rétroaction de la correction optique. Ces systèmes donnent au VST la capacité d'être autonome en termes de guidage, de suivi et de contrôle de l'optique active.
La construction du VST a subi plusieurs mésaventures malheureuses, qui étaient pour la plupart dues à des cas de force majeure et indépendantes de la volonté des constructeurs. Le premier miroir primaire a été détruit en 2002 alors qu'il était transporté d'Europe au Chili. Le M2 a également été endommagé pendant le transport, bien que légèrement, et a dû être renvoyé pour réparation. Bien qu'une série d'actions d'urgence ait été invoquée pour résoudre ces problèmes avec un minimum d'impact sur le programme VST, le télescope a tout de même subi quelques retards. Mais maintenant, avec M2 réparé et la réplique du miroir M1 vérifiée pour avoir la qualité exceptionnelle de l'original, la construction du VST a pu être enfin terminée. La première lumière du télescope a eu lieu en 2011.
OmegaCAM gauche|vignette|Matrice CCD de OmegaCAM.