Télescope géant européen

Les motivations à l'origine de la construction d'un télescope de très grande taille sont résumées dans la première étude de l'Observatoire européen austral (ESO) réalisée sur le sujet[5] :

• au cours de la seconde moitié du XX^e siècle l'accroissement de la sensibilité des télescopes optiques est liée essentiellement (à hauteur de 80 %) aux améliorations apportées aux instruments placés aux foyers optiques et exploitant la lumière collectée. Dans la mesure où ceux-ci ont atteint une quasi-perfection, il est désormais nécessaire, pour maintenir le même rythme de progrès scientifiques, d'accroître de manière importante le diamètre des télescopes ;
• les objectifs prioritaires dans le domaine scientifique, tels que la détection et la caractérisation des exoplanètes similaires à la Terre ou l'étude spectroscopique des galaxies les plus lointaines et d'autres objets comme les supernova ou les sources de sursauts gamma, nécessitent de disposer de télescopes dont le diamètre atteint 100 mètres ou plus ;
• l'utilisation d'un miroir segmenté introduite par le Multiple Mirror Telescope permet d'envisager des miroirs de beaucoup plus grande taille. Les contraintes découlant d'un diamètre élevé relèvent désormais uniquement des domaines de la mécanique et de la cinématique. L'existence de radiotélescopes de 100 mètres et plus constitue un précédent et une source d'inspiration même si les exigences sont beaucoup moins élevées lorsqu'il s'agit d'observer les grandes longueurs d'onde ;
• l'arrivée à maturité des techniques de correction du front d'ondes, en particulier l'optique adaptative, permet aux télescopes terrestres d'accéder au domaine des hautes résolutions angulaires réservées jusque-là aux télescopes spatiaux comme Hubble.

L'OWL de 100 mètres de diamètre (vue d'artiste).

À partir de 1998, l'Observatoire européen austral (ESO) mène des études de conception d'un télescope géant comportant un miroir de plus de 100 mètres de diamètre. Les premières études de faisabilité de l'Overwhelmingly Large Telescope (OWL) sont peu approfondies. Mais progressivement le projet prend de l'ampleur. En décembre 2004, le Conseil de l'ESO décide de compléter rapidement les études en cours en s'appuyant largement sur son expertise interne mais également sur l'avis des industriels et de la communauté scientifique avec comme objectif de faire évaluer le projet fin 2005 par un panel d'experts internationaux. Le télescope envisagé a un miroir primaire d'un diamètre de 100 mètres avec une surface collectrice de 6 000 m². Au-delà de la faisabilité technique, l'objectif de l'étude est de modifier le ratio entre coût et diamètre (D) du miroir primaire régi jusque-là par une loi D^2,6 (D puissance 2,6) en le faisant passer à D^1,4. Le rapport d'étude du projet OWL Blue-Book est publié en octobre 2005. Il confirme la possibilité technique de réaliser un observatoire de la taille envisagée. Le panel d'experts consulté en novembre 2005 donne un avis favorable à la principale innovation technique embarquée consistant à insérer au moins un miroir adaptatif au sein du télescope. Mais la commission identifie plusieurs risques techniques : recours à un miroir M2 segmenté et à un miroir M4 fortement asphérique, système de guidage laser mal adapté à la taille du miroir. Compte tenu de ces risques et un coût (évalué à 1,2 milliard d'euros) dépassant la capacité financière de l'ESO pour une construction s'étalant sur la période envisagée (2008-2020), le panel d'experts conseille plutôt de développer un télescope de taille plus modeste, ayant un miroir d'un diamètre compris entre 30 et 60 m, considérant que la complexité et la dérive budgétaire inhérente à ce type de projet seraient mieux maîtrisées[6].

La taille de l'ELT comparée à celles du VLT et de l'Arc de Triomphe parisien.

En décembre 2005, le projet baptisé dans son nouveau format E-ELT (European Extremely Large Telescope) entre dans une phase de consultation avec la communauté astronomique internationale, visant à définir les caractéristiques détaillées du télescope. Cinq groupes de travail sont formés pour définir les différentes caractéristiques du télescope : identification des objectifs scientifiques, choix des instruments, sélection du site d'implantation, architecture du télescope et étude de l'optique adaptative. Durant l'été 2006, les rapports de chaque groupe sont remis à l'ESO. Ces rapports conseillent que l'ELT soit capable d'observer dans le domaine visible et infrarouge. Le 1^er juin 2006, Jason Spyromilio est désigné comme directeur du projet E-ELT. Le 11 décembre 2006, les membres de l'ESO décident de lancer les études préalables à la construction de l'E-ELT. Le diamètre prévu du miroir est de 39 m[7], pour un coût total de l'appareil estimé entre 800 millions et un milliard d'euros.

Le sommet du Cerro Armazones aplani pour accueillir l'ELT.

En mars 2010, le comité de sélection décide de construire l'E-ELT sur le sommet du Cerro Armazones à un peu moins de 3 000 mètres d'altitude. Le site est situé à une vingtaine de kilomètres du Cerro Paranal qui héberge déjà l'instrument phare de l'ESO, le VLT[8]. Cette région située dans le désert de l'Atacama au nord du Chili se caractérise à la fois par une extrême sécheresse et une nébulosité très faible qui permet des observations de très grande qualité avec peu d'interruptions liées à la météorologie. Le site retenu avait été préempté par le passé pour la construction de l'homologue américain de l'E-ELT, le Télescope de Trente Mètres, qui a finalement retenu une implantation sur le Mauna Kea dans l'archipel d'Hawaï. Parmi les sites écartés figurent l'Observatoire du Roque de los Muchachos situé dans l'archipel des Canaries (Espagne) qui héberge déjà de nombreux télescopes, bien que l'Espagne ait proposé de payer 25 % du coût de la construction[9]. Le cerro Armazones est une montagne de la cordillère de la Costa située à approximativement 130 km au sud-est d'Antofagasta dans la région d'Antofagasta, dans le Nord du Chili et qui culmine à 3 064 mètres d'altitude24° 35′ 23″ sud, 70° 11′ 30″ ouest.Il existe déjà à cet endroit un observatoire géré par l'Institut d'astronomie de l'université catholique du nord et l'institut d'astronomie de l'université de Bochum[10]. Le conseil de l'ESO, le 26 avril 2010 a sélectionné officiellement le site de Cerro Armazones[11] - [12]. Le 13 octobre 2011, un accord est signé entre le Chili et l'ESO pour la dotation de terrains ainsi que la création d'une zone protégée. Le lancement des travaux est programmé pour 2011 et les premières opérations sont prévues pour le début des années 2020.

Le ministre chilien des Affaires étrangères Alfredo Moreno Charme (en) (à droite), et le directeur général de l'ESO, Tim de Zeeuw signent l'accord portant sur la construction de l'observatoire (13 octobre 2011).

Le 9 décembre 2011, le Conseil d’administration de l’Observatoire européen austral (Conseil de l’ESO), approuve un budget qui permet de financer la réalisation de la route conduisant au site de l’E-ELT au Cerro Armazones et de le début de la réalisation de certains composants optiques complexes. La décision a été précédée par la signature d'un accord entre l'ESO et le gouvernement chilien portant sur la donation du terrain occupé par le futur télescope et une concession à long terme pour établir une zone protégée autour de celui-ci et le soutien du gouvernement chilien pour l'installation de l'observatoire. Le 11 juin 2012 le Conseil de l'ESO entérine, lors de sa réunion à Garching, la construction de l'E-ELT et de son premier lot d'instruments. Les travaux de construction de la route et de nivellement débutent cette année-là. Le 28 octobre 2013, le président du Chili, Sebastián Piñera remet les documents juridiques signés qui officialisent le transfert à l'ESO, de 189 km² de terres situées autour du Cerro Armazones pour la construction de l'E-ELT. Par ailleurs 362 km² de terres alentours sont concédées à l'ESO pour une période de 50 ans dans le but d'y interdire toute pollution lumineuse et activité minière[13].

La construction par la société chilienne IFACAL de la route menant au sommet du Cerro Armazones débute en mai 2014. Ce chantier doit durer 16 mois[14]. Les travaux de nivellement du sommet dans le but de créer la plateforme de 150 × 300 m qui doit accueillir l'observatoire et ses annexes débutent en juin 2014. Au total 220 000 m³ de roches doivent être déplacées[15]. Le conseil de l'ESO se réunit le 4 décembre 2014 alors que le budget alloué à la construction de l'E-ELT (1 083 millions d'euros 2012) n'est financé qu'à hauteur de 71 %. Or l'ESO a une règle qui nécessite que plus de 90 % du budget soit débloqué pour que les travaux de plus de deux millions d'euros soient lancés. L'ESO est notamment en attente de la finalisation de l'adhésion de la Pologne (qui doit porter la part financée à 78 %) et du Brésil qui doit contribuer au budget de l'ESO à hauteur de 190 M€ pour les dix années suivantes mais dont la phase de ratification prend du retard. Pour tenir l'échéance de 2024, l'ESO décide en décembre de décomposer la livraison du télescope en deux phases dont la première porte sur un périmètre réduit permettant de lancer les travaux en respectant la règle budgétaire des 90 %. Les éléments suivants sont reportés à la phase II[16] :

• 210 des 798 segments de miroir formant le miroir primaire. Les miroirs repoussés en phase II forment les cinq rangées internes ;
• 133 segments de miroir qui doivent servir de pièces de rechange afin de permettre l'entretien continu du miroir primaire ;
• deux des six lasers utilisés par l'optique adaptative ainsi que le module LTAO qui doit contribuer aux performances des instruments METIS et HARMONI ;
• une des stations pré-focales.

Les travaux de terrassement de la plateforme de l'observatoire sur le Cerro Armazones débutent le 19 juin 2014. Le conseil de l'ESO, suivant les recommandations des comités techniques et financier, sélectionne en juillet 2015 trois instruments (MICADO, HARMONI et METIS) et un système d'optique adaptative (MORFEO) qui seront disponibles à l'entrée en service du télescope et dont le développement doit être lancé[17]. En mai 2016 le marché de travaux est attribué pour le gros œuvre ainsi que pour toute la partie structure métallique et le dôme au groupement d'entreprises italiennes Astaldi et Cimolai SpA[18] - [19]. La première pierre du futur télescope est posée de manière symbolique le 26 mai 2017 par la présidente du Chili Michelle Bachelet[20]. La réalisation de l'optique est confiée en mai 2017 à la société allemande Schott et à la société française Reosc[21]. En mai 2018 débute le coulage du béton des fondations des bâtiments[22].

En décembre 2018 l'ESO, après avoir évalué l'avancement du projet, repousse de un an la date de mise en service de l'ELT qui est désormais fixée à fin 2025[23]. La pandémie de covid-19 ralentit considérablement les travaux en 2020. Le chantier sur le site est complètement arrêté et les travaux ne reprennent réellement qu'à partir de mi-2021. En conséquence la date de la première lumière est de nouveau repoussée à début 2027 avec des premières observations scientifiques planifiées en septembre 2027[24]. Le conseil de l'ESO révise en décembre 2020 le budget de l'ELT en l'augmentant de 10% ce qui le porte à 1,3 milliards d'euros. Cette enveloppe révisée permet de réaliser les deux phases prévues en 2014 permettant ainsi de disposer d'un ELT complètement opérationnel dès son démarrage : il comprend la réalisation de la deuxième station préfocale, deux guides laser supplémentaires, l'équipement permettant de surveiller l'atmosphère et un petit bâtiment technique[25]. Les fondations en béton de l'ELT sont achevées début 2022[26]. Le socle en béton du dôme est en voie d'achèvement fin 2022.

Courant 2022, les principaux jalons du planning sont les suivants[27] :

• Fin 2022 : fin du polissage du premier segment du miroir primaire.
• 2023 : achèvement de la réalisation du miroir secondaire M2.
• 2024 : achèvement de la réalisation du miroir M3.
• 2025 : achèvement de a réalisation du miroir adaptatif M5.
• 2025 : achèvement de la réalisation du miroir adaptatif M4.
• 2025 : achèvement de la structure du télescope.
• 2025 : achèvement du dôme.
• 2026 : installation des segments du miroir primaire.
• début 2027 : première lumière (technique).
• septembre 2027 : observations scientifiques destinées à vérifier les capacités du télescope.

Schéma de l'optique du télescope.

L'ELT est un télescope anastigmatique à trois miroirs comportant trois miroirs courbés (M1, M2, M3). Cette configuration permet de minimiser les trois principales aberrations optiques – l'aberration sphérique, la coma et l'astigmatisme. Cette conception permet d'obtenir un champ de vue étendu : dans le cas de l'ELT celle-ci est de 10 minutes d'arc soit un tiers de la largeur de la Lune. Comme tous les télescopes de grande taille l'ELT dispose de deux foyers Nasmyth : alors que généralement le miroir primaire est percé d'un trou en son centre et le foyer se situe sur l'axe optique à l'arrière du miroir primaire, dans le Nasmyth un miroir plan (M5) est placé sur l'axe optique de manière à réfléchir la lumière latéralement. Le foyer obtenu par cette disposition se situe hors de l'axe optique. Ce miroir plan est placé sur l'axe horizontal de réglage de la hauteur du télescope. Cet axe mécanique est percé d'un trou au travers duquel les rayons lumineux réfléchis par le miroir plan sont envoyés sur le côté du télescope. Cette position du foyer Nasmyth au niveau de l'axe horizontal permet de placer les instruments analysant le rayonnement (caméras, spectroscopes) sur la plateforme azimutale. Ceci permet d'alléger la structure mobile du télescope et ainsi d'obtenir un meilleur équilibrage. Cet effet est particulièrement recherché dans la mesure ou le foyer est équipé d'instruments lourds. Par ailleurs les miroirs M4 et M5, pratiquement plats et donc ne contribuant pas à la concentration du faisceau lumineux, constituent l'optique adaptative qui font partie des dispositifs destinés à corriger les distorsions liées aux turbulences atmosphériques.

Une tour en treillis posé sur la lacune centrale du miroir primaire supporte les miroirs M3, M4 et M5 (vue d'artiste).

La structure du télescope ELT, malgré la masse énorme de l'ensemble (2 800 tonnes), est conçue pour fournir un support suffisamment rigide pour le miroir primaire, permettre un pointage de l'instrument avec une précision de 1 seconde d'arc et une poursuite de la cible avec une précision de 0,3 seconde d'arc. La structure permet également de limiter l'amplitude et la fréquence des écarts de position du miroir secondaire par rapport au miroir primaire. Elle comprend deux sous-ensembles[13] :

• la structure azimutale permet de pointer le télescope en azimut (direction) et supporte l'essentiel des efforts verticaux lors de la mise en œuvre de l'instrument. Elle est composée d'un plancher qui pivote sur trois rails circulaires de 51,5 m, 34 m et 4,5 mètres de diamètre. Sur ce plancher sont fixées les deux plateformes Nasmyth de 12 x 29 m et d'une masse de 150 tonnes qui accueillent les instruments et les stations pré-focales. Ces dernières sont des équipements opti-mécaniques qui jouent un triple rôle : contrôler l'alignement des miroirs du télescope y compris le pointage précis de la structure, s'assurer que les segments du miroir primaire fonctionnent à l'unisson et distribuer le flux lumineux collecté aux différents instruments[44]. L'axe horizontal du télescope s'articule sur ces plateformes. L'ensemble a une masse de 1 300 tonnes ;
• la structure d'altitude supporte les différents miroirs de l'optique du télescope et pivote verticalement pour pointer le télescope en hauteur au-dessus du sol. Dans la lacune centrale du miroir M1 une tour en treillis sert de support aux miroirs M3, M4 et M5. L'ensemble a une masse de 1 500 tonnes.

• Structure de l'ELT
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  La structure d'altitude qui supporte les différents miroirs et qui permet de pointer le télescope en hauteur en pivotant verticalement (vue d'artiste).
• 
  La structure azimutale qui permet de pointer le télescope en azimut en pivotant horizontalement (vue d'artiste).

Parcours de la lumière dans l'ELT : du miroir primaire M1 au foyer Nasmyth (F).

Outre la taille de ses miroirs, l'ELT se distingue des grands télescopes existants par l'insertion de deux miroirs de l'optique adaptative. L'optique comprend ainsi en tout cinq miroirs[45] - [46].

Les télescopes de grande taille nécessitent une optique adaptative pour atteindre leur résolution maximale malgré les turbulences dues aux conditions atmosphériques. L'optique adaptative n'est pas placée derrière le télescope mais fait partie de celui-ci ce qui simplifie l'instrumentation et permet d'intégrer les vibrations de la structure. Le dispositif qui corrige en temps réel est particulièrement puissant dans le cas de l'ELT : le miroir d'optique adaptative M4 a un diamètre de 2,4 mètres contre 11,5 cm pour le VLT et il comprend 5200[47] points d’actionnement contre 185 pour le VLT[48].

Diagramme des segments du miroir primaire.

Le miroir principal M1 (f/0,93) de l'ELT avec son diamètre de 39,3 mètres, est pratiquement quatre fois plus large que celui du plus grand télescope existant (Gran Telescopio Canarias 10,4 mètres). A ce titre il constitue le composant le plus emblématique du télescope et le plus complexe. Il utilise la technique du miroir segmenté, c'est-à-dire qu'il est formé de l'assemblage de plusieurs « petits » miroirs. Il comprend 798 éléments hexagonaux de 1,45 mètre de diamètre et 50 millimètres d'épaisseur et d'une masse de 250 kilogrammes (200 tonnes au total) assemblés comme ceux du télescope Keck à Hawaï. Pour atteindre les performances scientifiques souhaitées, l'ensemble des segments doivent fonctionner tous ensemble comme s'ils ne constituaient qu'un seul miroir ce qui nécessite une structure et des systèmes de contrôle spécifiques. La forme et la position des segments doivent être maintenues en permanence de manière que le miroir obtenu ne s'écarte pas de la forme idéale de plus de quelques dizaines de nanomètres soit un dix millième de millimètre de l'épaisseur d'un cheveu humain. Cette précision est d'autant plus dure à obtenir que le télescope est en déplacement constant pour suivre la cible (du fait de la rotation de la Terre) et que la structure est déformée par le vent et les changements de température. Le miroir M1 comporte une lacune centrale d'un diamètre de 11,1 mètres correspondant à la zone interceptée par le reste du train optique[49].

Les segments qui sont séparés les uns des autres par un espace de 4 millimètres ont des formes différentes pour obtenir la forme concave du miroir entier. Le miroir a une symétrie d'ordre six ce qui implique qu'il est composé de six secteurs identiques comprenant chacun 133 segments de forme différente (il existe donc six segments identiques pour chaque type de forme). Pour que le revêtement des segments puisse être périodiquement remis à neuf (opération réalisée tous les 18 mois), un jeu complet de 133 segments de rechange sera disponible[49]

Chaque segment est fixé sur une structure porteuse par 27 points de fixation. La forme du segment de miroir peut être modifiée par des câbles actionnés par neuf vérins et agissant sur la structure porteuse pour compenser les aberrations optiques induites par la gravité et les changements thermiques. Ces vérins permettent d'agir sur la courbure, l'astigmatisme et le trefoil. Le débattement des vérins est de l'ordre du micron et son action est relativement lente (1,5 secondes). Par ailleurs la hauteur et l'inclinaison de chaque segment sont ajustées en permanence par rapport à la structure porteuse à l'aide de trois vérins (les PACT ou Positioning Actuator) dont le débattement est de 10 millimètres et la précision de 2 nanomètres. Les PACT permettent d'aligner tous les segments de manière à émuler un miroir monolithique. Les PACT sont actionnés en s'appuyant sur des données de position fournies par 9000 capteurs (4500 paires)[49].

• Composants du miroir primaire
• 
  2394 vérins PACT (3 par segment), similaires à celui photographié, permettent d'ajuster la position des composants du miroir primaire.
• 
  Le fonctionnement d'une maquette reproduisant plusieurs segments avec leur mécanismes est testé au siège de l'ESO.

La lumière reçue par le miroir primaire est renvoyée vers le miroir secondaire M2 de 4 mètres de diamètre. Ce dernier la réfléchit vers le miroir M3. M2 est le plus grand miroir secondaire jamais réalisé. Il est tenu par la structure du télescope et est suspendu 60 mètres au-dessus du sol. Avec sa structure porteuse, il pèse en tout 12 tonnes (3,5 tonnes pour le miroir seul). Le miroir a une forme convexe ce qui a rendu sa réalisation particulièrement délicate. Il est épais de 100 millimètres. Il comporte en son centre une lacune de 80 centimètres de diamètre. Sa surface est asphérique. La structure qui le supporte comporte 18 points fixation à l'arrière du miroir et 14 autres sur sa tranche. Les déformations du miroir ont relativement peu d'impact aussi il ne comporte aucun système d'ajustement de la forme. Par contre sa position et son inclinaison sont ajustées par des vérins (trois agissant dans le long de l'axe optique, trois autres dans le plan formé par le centre de gravité) toutes les quelques minutes avec une précision inférieure au micron[50].

Le miroir M3 a un diamètre 4,25 mètres de diamètre. Le miroir a une forme concave (focale F/2,6) et asphérique. Il est épais de 100 millimètres et comporte une lacune centrale de 30 millimètres de diamètre. Tout comme le miroir M2 la structure qui le supporte comporte 18 points fixation à l'arrière du miroir et 14 autres sur sa tranche[50].

Le miroir M4 (vue d'artiste).

Le miroir M4 est le premier des deux miroirs qui forment l'optique adaptative. Avec son diamètre de (2,4 mètres qui établit un nouveau record dans ce domaine, il constitue un des autres défis technologiques de l'ELT. Le miroir M4 est constitué de six pétales minces en vitrocéramique façonnés par la société REOSC à partir d'un bloc dont l'épaisseur est ramenée de 35 à 1,95 mm (c'est-à-dire l'épaisseur d'une feuille à papier standard A4 afin que sa surface puisse être facilement déformée. Les variations d'épaisseur ne doivent pas dépasser 15 µm et la surface est polie de manière que les irrégularités par rapport à la surface idéale ne dépassent pas 14 nm. Le miroir lévite à 0,1 mm au-dessus de la structure en carbure de silicium ultra-rigide qui le supporte et qui sert de structure de référence. Un système de mesure capacitif détermine la distance entre cette structure et le miroir et permet ainsi de connaître la forme de ce dernier. Celle-ci est déterminée 70 000 fois par seconde avec une précision de quelques dizaines de nanomètres. Pour compenser les perturbations atmosphériques affectant la lumière incidente, la surface du miroir est modifiée 1 000 fois par seconde par 5 000 actionneurs qui la soulèvent ou la rétractent avec un débattement de ±50 µm. Les actionneurs utilisent la même technologie que celle qui fait vibrer la membrane d'un haut-parleur. De type moteur linéaire à entraînement direct, l'actionneur est constitué d'un aimant permanent entouré d'une bobine : en faisant passer dans la bobine un courant électrique dont l'intensité est modulable et dont le sens peut être inversé, le champ magnétique produit déplace l'aimant[50] - [47] - [51] - [52].

Pour répondre aux exigences particulières du miroir M4, la structure qui le supporte est réalisée en carbure de silicium, un matériau plus rigide que l'acier, la fibre de carbone ou le béryllium. Avec ses 2,7 mètres de diamètre, il s'agit de la plus grande pièce en carbure de silicium jamais fabriquée. Sa surface est percée de 5 000 orifices dans lesquels sont insérés les actionneurs. Compte tenu de sa dimension, la structure est réalisée par brasage de six éléments. Fortement allégée, cette structure a une masse de 450 kg[50] - [53].

L'ensemble formé par le miroir, la structure en carbure de silicium et les actionneurs repose sur une structure à laquelle elle est rattachée par 12 points de fixation sur son arrière et 6 autres points sur sa tranche. Six vérins permettent d'ajuster de manière fine la position du miroir. Enfin un dispositif rotatif permet de diriger la lumière réfléchie vers l'un des deux foyers Nasmyth[50].

• Composants du miroir primaire
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  Le miroir secondaire suspendu au-dessus du miroir primaire (vue d'artiste).
• 
  Miroir M3 (vue d'artiste).

Le miroir M5 , de type tip-tilt, stabilise l'image et la renvoie vers l'une des plateformes Nasmysth où se trouvent les instruments de mesure. Il fait partie de l'optique adaptative. Le miroir est fixé sur une structure porteuse qui permet des déplacements rapides de son orientation et de sa position qui permettent de compenser les perturbations dues aux mécanismes du télescope, aux vibrations engendrées par le vent et aux turbulences de l'atmosphère. Pour répondre à ces besoins, le miroir est à la fois très léger et très rigide. Le miroir M5 est plat et a une forme elliptique (2,7 × 2,2 m). La structure porteuse est composée de six segments de carbure de silicium soudés ensemble. Trois actuateurs corrigent l'inclinaison du miroir 10 000 fois par seconde avec une précision de dix millièmes de seconde d'arc[54].

	Miroir	Rôle	Taille	Masse	Caractéristiques optiques	Caractéristiques physiques	Contrôles	Autres caractéristiques	Fabricant
	M1	Miroir primaire	Diamètre : 39 m		Concave, asphérique, f/0,9	Miroir segmenté (798 segments)	Forme et position		Safran Reosc (polissage, montage sur support et test de l'ensemble des segments)
	M2	Miroir secondaire	Diamètre : 4,2 m	3533 kg	Convexe, asphérique, f/1,1	Miroir monolithique	Passif, contrôle de position		Safran Reosc
	M3	Miroir tertiaire	Diamètre : 4 m	3258 kg	Concave, asphérique, f/2,6		Actif, contrôle de position		Safran Reosc
	M4	Optique adaptative	Diamètre : 2,4 m		Miroir plan	Miroir segmenté (6 pétales)	Forme et position		Safran Reosc
	M5	Optique adaptative	2,7 x 2,1 m		Miroir plan		Forme et position		Safran Reosc

Schéma de la station préfocale.

La station préfocale (PFS pour PreFocal Station) est installée sur chacune des deux plateformes Nasmyth. Venant après le miroir M5, c'est le dernier élément situé sur le chemin optique avant le plan focal du télescope. Son rôle principal est de rediriger le faisceau lumineux vers l'instrument (caméra, spectroscope) qui a été sélectionné pour effectuer les observations. Cette fonction est assurée par deux miroirs plats orientables (M6N et M6C). Ces miroirs peuvent être rétractés lorsque l'instrument à alimenter se trouve directement sur le chemin optique en aval du miroir M5. Une deuxième fonction importante de la station préfocale est d'alimenter le système de contrôle du pointage du télescope. Il s'agit de compenser différents phénomènes qui peuvent entrainer une erreur de pointage : déformation de la géométrie de la structure ou des optiques du fait de changements de température, modifications de l'effet de la pesanteur du fait des mouvements du télescope réalisés pour suivre la cible des observations. Les déformations induites, qui sont comprises entre quelques centaines de microns et quelques millimètres, entraient des erreurs d'alignement de la partie optique qui ne sont pas négligeables compte tenu de la sensibilité de l'instrument. Enfin la station préfocale contribue à la mesure du front d'ondeset pour fournir des informations sur les déformations du flux lumineux induites par les perturbations atmosphériques et à ce titre alimente en données le système qui pilote l'optique adaptative[55].

Les anomalies de pointage et la déformation du front d'ondes sont mesurées par l'observation de trois étoiles guides situées à proximité immédiate de la région observée. Les équipements utilisés, regroupés sous l'appellation Natural Guide System (par opposition au système reposant sur des étoiles guides laser) sont constitués de trois bras mobiles[N 2]qui comportent de petits miroirs et qui sont positionnés de manière à intercepter l'image des trois étoiles guides choisies pour la séquence d'observation. La lumière est déviée vers un miroir dichroïque qui scinde le flux lumineux en deux bandes spectrales. Le rayonnement compris entre 800 et 950 nm est transmis à une caméra orientable qui reconstitue une image de l'étoile guide. Celle-ci est analysée afin de déclencher si nécessaire des opérations de correction du pointage du télescope. Le rayonnement dont la fréquence est comprise entre 500 et 800 nm est transmis à une caméra chargée d'analyser le frond d'ondes. Cette caméra analyse le dégré de déformation de l'image de l'étoile guide du fait du désalignement de l'optique et de la structure du télescope ainsi que des turbulences atmosphériques. Pour y parvenir, elle mesure l'erreur de focalisation et l'anastigmatisme. Elle permet également de mesurer des déformations d'un ordre supérieur (trifoil). L'analyse est effectuée 500 fois par seconde. Les anomalies détectées sont corrigées en modifiant la forme du miroir M4[55].

Comme tous les télescopes de grande taille, l'ELT est entouré d'un dôme qui le protège du mauvais temps et met son optique à l'abri du Soleil durant la journée. Plusieurs architectures ont été étudiées, mais c'est finalement un choix classique qui a été effectué. Le dôme de l'ELT, de forme pratiquement hémisphérique, est posé sur une embase circulaire en béton, d'environ 11 mètres de haut, sur lequel il roule par l'intermédiaire de deux rails posés sur 36 bogies fixes (les dimensions de chaque bogie sont de 4 × 2 × 3 m et leur masse unitaire est de 27 t) pour suivre les mouvements de l'instrument. Deux portes de forme arrondie s'ouvrent latéralement pour permettre les observations. Le cahier des charges spécifie que le dôme doit être capable de pivoter dans les cinq minutes prévues pour l'acquisition par le télescope d'une nouvelle cible, ce qui impose une vitesse de rotation de 2 °/s (vitesse linéaire de 5 km/h). La taille et la forme du dôme permettent une rotation complète du télescope sur lui-même, qu'il soit en position ouverte ou fermée, sans présence d'obstruction. L'ouverture permet au télescope d'être pointé selon un angle allant d'une hauteur de 20° au-dessus de l'horizon jusqu'au zénith (90°)[56] - [57].

Le dôme, dont la masse est de 6 100 t, a un diamètre de 88 m et culmine à 80 m au-dessus du sol. Les deux portes dégagent une ouverture de 45,3 m de large. Pour protéger les miroirs du vent, un paravent constitué de deux panneaux mobiles permet de fermer l'ouverture dans des proportions qui dépendent de l'élévation du point visé par le télescope. Le dôme en position fermée doit être étanche à la fois aux précipitions et à l'air. L'objectif, dans ce dernier cas, est de réduire la puissance des installations de climatisation qui ont pour mission de ramener la température de l'optique à celle de la nuit (capacité : abaisser la température de 10 °C en 12 heures), mais qui jouent également un rôle dans le maintien de la propreté de l'optique. Des persiennes situées dans le dôme et sur le socle permettent, à la demande, de faire circuler l'air entre l'extérieur et l'intérieur lorsque les portes sont fermées[56] - [57].

Le dôme est constitué d'une structure primaire comprenant un anneau à la base, deux arches de part et d'autre des portes, ainsi qu'une arche perpendiculaire située à l'arrière de l'ouverture de la porte et d'une structure secondaire constituée de poutrelles quadrillant la surface du dôme. La structure secondaire supporte des passerelles qui font le tour de l'intérieur du dôme, à trois hauteurs différentes, pour permettre sa maintenance. Deux grues de 20 tonnes, fixées l'une à l'arche perpendiculaire l'autre sur la structure secondaire, permettent de déplacer les instruments et les composants optiques. La couverture du dôme est constituée en allant de l'extérieur vers l'intérieur par[58] :

• des panneaux en aluzinc (alliage d'aluminium pour fonderie composé de 55 % d´aluminium, de 43,4 % de zinc et de 1,6 % de silicium[59]) de 5 m de long et de 1,5 mm d'épaisseur se recouvrant entre eux ;
• un vide de 15 cm d'épaisseur destiné à protéger les couches internes des effets du Soleil, de la pluie et de la neige ;
• une couche d'isolant thermique de 11 cm d'épaisseur surmontée d'une couche étanche bituminée ;
• des tasseaux porteurs galvanisés ;
• d'une charpente reposant sur la structure secondaire du dôme.

HARMONI (High Angular Resolution Monolithic Optical and Near-infrared Integral field spectrograph) est un spectrographe à champ intégral qui doit jouer un rôle majeur pour la spectroscopie en lumière visible et infrarouge (0,47–2,45 µm). Il sera utilisé pour étudier les galaxies apparues après le Big Bang, analyser les constituants des populations stellaires proches et caractériser les atmosphères des exoplanètes ainsi que les disques de poussières à partir desquelles ces dernières se forment. L'instrument est développé par un consortium piloté par l'Université d’Oxford avec une participation importante de laboratoires français (Laboratoire d'astrophysique de Marseille ; Centre de recherche astrophysique de Lyon, Institut de planétologie et d'astrophysique de Grenoble et Office national d'études et de recherches aérospatiales)[61] - [62].

Schéma représentant le chemin optique et les composants de l'instrument MICADO.

MICADO (Multi-AO Imaging Camera for Deep Observations) est une caméra observant dans le proche infrarouge (0,8–2,4 µm) avec une résolution spatiale de 6 à 12 millisecondes d'arc tout en disposant d'une capacité spectroscopique. MICADO est l'instrument qui exploite au mieux le potentiel du télescope en termes de résolution spatiale. Les astronomes l'utiliseront pour obtenir des images détaillées de la structure des galaxies éloignées, étudier les étoiles des galaxies proches et en utilisant un coronographe découvrir et mesurer les caractéristiques des exoplanètes. Grace au système d'optique adaptative MORFEO, MICADO permettra de surpasser les capacités des observatoires existants (dont le télescope spatial Hubble) tout en ayant une sensibilité similaire à celle du télescope spatial James Webb mais avec une résolution spatiale six fois supérieure[63].

METIS (Mid-infrared ELT Imager and Spectrograph) est un spectrographe imageur. METIS fonctionne selon trois modes : imagerie dans la bande L/M (3 à 5 µm) avec une résolution spectrale moyenne (R ~ 1000) et un coronographe pour obtenir des images à haute résolution, imagerie en bande N (7,5 à 13,5 µm) avec une résolution spectrale basse (R ~ quelques centaines) et un coronographe pour obtenir des images à haute résolution et enfin spectrographie à haute résolution (R ~ 100 000) en bande L/M. Pour atteindre les performances visées METIS exploite l'optique adaptative : le front d'ondes est mesuré par l'instrument et les données collectées sont transmises à l'optique adaptive (miroirs M4 et M5). L'instrument, qui est complètement encapsulé dans un cryostat pour lui permettre d'observer le rayonnement infrarouge moyen, comprend deux sous-ensembles : l'imageur et le spectrographe. L'instrument doit faire progresser l'étude des exoplanètes en fournissant des informations de leurs caractéristiques chimiques et physiques telles que leurs paramètres orbitaux, leur température, leur luminosité ainsi que la composition et la dynamique de leur atmosphère. Par ailleurs METIS sera utilisé pour étudier les objets du système solaire, les disques stellaires, les pouponnières d'étoiles, les propriétés des naines brunes, le centre de la Voie lactée, l'environnement des étoiles en cours d'évolution et les noyaux galactiques actifs[64].

MORFEO (Multiconjugate adaptive Optics Relay For ELT Observations) (auparavant baptisé MAORY) sera chargé de compenser les déformations de la lumière découlant des turbulences atmosphériques. Il n'effectue pas d'observations mais permet aux autres instruments, tel que MICADO, de fournir des images d'une qualité exceptionnelle[65].

L'optique adaptative MORFEO utilise 6 lasers qui simulent des étoiles artificielles et permettent de mesurer les perturbations atmosphériques et deux miroirs déformables M4 et M5 chargés de corriger la lumière entrante en prenant en compte ces données.

ANDES (ArmazoNes high Dispersion Echelle Spectrograph) (auparavant baptisé HIRES) est un spectrographe permettant d'étudier une large bande spectrale (0,4 à 1,8 µm avec un objectif à 0,35 à 2,4 µm) avec une haute résolution (100 000). Cet instrument permettra d'étudier les objets astronomiques qui nécessitent une sensibilité élevée. Il sera ainsi utilisé pour rechercher des signes de vie sur les exoplanètes, trouver les premières étoiles apparues dans notre univers, tester les valeurs et les constantes fondamentales de la physique et mesurer la vitesse d'accélération de l'expansion de l'Univers[66].

MOSAIC (Multi-Object Spectrograph) est un spectrographe multi-objets opérant en lumière visible et proche infra-rouge (longueurs d'onde comprises entre 0,5 et 1,8 µm) et qui utilisera le champ de vue maximal fourni par l’ELT. MOSAIC offrira trois modes d’observation : un mode à fort multiplexe (HMM) couvrant soit le domaine visible (de 0,45 à 0,88 μm) soit le domaine infrarouge proche (de 0,8 à 1,8 μm) ; et un mode à haute définition (HDM) qui fournira des observations spatialement résolues dans l’infrarouge proche. MOSAIC fournira une résolution spectrale R allant de 5 000 à 20 000 suivant le mode opératoire, et une résolution angulaire de 120 millisecondes d'arc (en mode HDM) à 0,5-0,7" (en mode HMM). Pour exploiter pleinement la limite de diffraction de l’ELT, MOSAIC sera équipé de deux systèmes d’Optique Adaptative (OA) assisté par étoiles lasers. Le premier est un système d’OA classique (Ground Layer Adaptive Optics – GLAO) pour le mode HMM, et le deuxième sera un système d’OA multi-objets grand champ (Multi Object Adaptive Optics – MOAO) pour le mode HDM[67] - [68]. Grace à ses capacités de multiplexage et sa haute résolution spatiale MOSAIC doit permettre de faire progresser de nombreux sujets relevant de l'astronomie et de la cosmologie ; étude du halo de la Voie lactée et de ses satellites, populations stellaires dans les galaxies proches, premières structure de l'Univers, distribution et évolution de la matière brillante et sombre à toutes les échelles spatiales, physique de la formation et de l'évolution des exoplanètes[69].

• Instruments
• 
  Schéma disposition des premiers instruments de l'ELT
• 
  Schéma de l'instrument MICADO.

• (en) ESO, An Expanded View of the Universe Science with the European Extremely Large Telescope, ESO, 2008, 54 p. (lire en ligne)
  Synthèse des objectifs scientifiques assignés à l'ELT
• (en) ESO, E-ELT PROGRAMME : Observatory top level requirements, ESO, 26 avril 2012, 20 p. (lire en ligne)
  Cahier des charges de l'observatoire
• (en) ESO, E-ELT construction proposal, ESO, 2012, 263 p. (lire en ligne)
  Spécifications détaillées de l'ELT
• (en) J Liskee et all (ESO), THE E-ELT DESIGN REFERENCE MISSION, ESO, 18 janvier 2011, 451 p. (lire en ligne)
  Principaux cas d'observations réalisées avec l'ELT illustrant la mise en œuvre de ses capacités
• (en) ESO, OWL concept design report : Phase A designe Review, ESO, octobre 2005, 687 p. (lire en ligne)
  Rapport sur le projet de télescope de 100 mètres OWL
• Xavier Barcons, Juan Carlos González et Augustín Sánchez Lavega, « ELT : Le plus grand œil de la planète », Pour la science, n^o 511,‎ mai 2020, p. 32-41

• Télescope de Trente Mètres observatoire de la même classe développé par les États-Unis
• Overwhelmingly Large Telescope - projet de télescope de 100 m de l'ESO remplacé par l'E-ELT
• Very Large Telescope Observatoire phare de l'ESO situé à 20 km de l'E-ELT
• Observatoire du Llano de Chajnantor
• Observatoire du Cerro Paranal
• Observatoire de La Silla
• Cerro Tololo Inter-American Observatory
• Télescope géant

• (en) Site officiel ELT
• (en) Présentations vidéo de l'ELT
• Compte rendu de la conférence "E-ELT, un TÉLESCOPE OPTIQUE GÉANT POUR L'EUROPE" sur le site Planetastronomy.com
• Article de 2016 dans la revue Reflets de la Physique
• « Un chantier monumental », Un Été dans les étoiles, Nicolas Martin, France Culture, 18 juillet 2022.