KECK, télescopes

Situés à 4 145 mètres d’altitude sur le mont Mauna Kea à Hawaii, Keck I et Keck II sont les deux télescopes optiques géants qui équipent l’Observatoire W. M. Keck – du nom de la fondation qui les a financés, créée par le philanthrope américain William Myron Keck (1880-1964). Le premier est entré en service en mai 1993 et le second en octobre 1996.

Un concept révolutionnaire de miroir

Dans les années 1970, nombre de projets sont étudiés pour doter les astronomes de nouveaux télescopes optiques de très grand diamètre, afin de mieux observer, depuis le sol terrestre, la lumière visible et infrarouge des astres. Aux États-Unis, l’ingénieur Jerry Nelson (1944-2017), travaillant alors au Lawrence Berkeley Laboratory de l’université de Californie, propose, en 1977, un nouveau concept, rompant avec celui des miroirs traditionnels polis à partir d’une seule pièce de verre. Avec un diamètre de 10 mètres, le miroir principal (dit primaire) envisagé est en fait constitué d’une mosaïque de minces petits miroirs (segments) hexagonaux de 1,8 mètre de côté (de 7,5 cm d’épaisseur et 500 kg chacun).

Une fois en place, les différents éléments de ce miroir, dit segmenté, doivent parfaitement épouser une surface hyperbolique qui contribue à minimiser les aberrations dans l’image. La difficulté consiste alors à positionner parfaitement chaque segment sur cette surface, avec une précision de quelques dizaines de nanomètres, minimisant en outre les intervalles entre eux pour limiter les effets néfastes de la diffraction. Un système d’optique active, encore jamais réalisé à cette échelle, va permettre à chaque instant la mesure de la position de chaque segment du miroir et son positionnement à l’aide de vérins, compensant ainsi les effets de la gravité et du vent. Le choix d’une monture alt-azimutale pour orienter chaque télescope – pointage en direction horizontale (azimut) et en hauteur (élévation) – assure une grande rigidité de la structure porteuse des miroirs primaire et secondaire, dont la configuration optique est de type Ritchey-Chrétien (les deux miroirs primaire et secondaire étant de forme hyperbolique). Grâce à ce choix de monture et à l’allègement du miroir primaire, le poids total du télescope ne va pas dépasser 270 tonnes.

En 1985, grâce aux fonds fournis par la fondation W. M. Keck, le Californian Institute of Technology (CalTech) et l’université de Californie, ultérieurement rejoints par la NASA, engagent la construction de l’observatoire, installé à Hawaii dans l’un des meilleurs sites astronomiques au monde pour les longueurs d’onde du visible et de l’infrarouge. Deux télescopes identiques, Keck I et Keck II, distants de 85 mètres, fonctionnent indépendamment. Une grande diversité d’instruments (spectrographes multiobjets et à grand champ, caméras) sont installés à leurs foyers, pour répondre à des objectifs spécifiques d’étude d’objets célestes. Chaque télescope possède également une optique adaptative. Celle-ci permet de compenser les défauts des images dus à la turbulence atmosphérique résiduelle que la lumière provenant de l’objet céleste étudié traverse, et d’obtenir la meilleure qualité possible d’image, limitée seulement par la diffraction des miroirs de 10 mètres, soit une résolution angulaire de 0,02 seconde d’arc à la longueur d’onde d’un micromètre. Depuis 2004, un laser est installé sur chaque télescope et fournit à cette optique adaptative, par diffusion sur la stratosphère, une « étoile artificielle » qui sert de référence pour la correction de l’effet délétère de la turbulence.

En 1975, l’astronome français Antoine Labeyrie avait démontré la possibilité de combiner la lumière de deux télescopes optiques distants pour former un interféromètre, dont la résolution angulaire est alors fixée non par le diamètre de chaque télescope mais par leur distance. Cette perspective nouvelle avait été retenue lors de la conception du Very Large Telescope (VLT) de l’Observatoire européen austral (ESO pour European Southern Observatory), inauguré en 1998 et possédant un mode interférométrique à très haute résolution angulaire. L’observatoire W. M. Keck avait également choisi ce principe, en prévoyant la combinaison de la lumière issue des deux télescopes pour atteindre une résolution dix fois meilleure que la limite de 0,02 seconde d’arc imposée par la diffraction à chaque télescope. Mais des contraintes financières ont conduit en 2012 à l’arrêt de ce mode d’exploitation, laissant au seul VLT la capacité interférométrique de combinaison de ses quatre télescopes de 8 mètres de diamètre.