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Reportages

ALMA, les nouvelles oreilles de la terre

Par Pierrick Blin et Antoine Dion-Ortega - 04/08/2014


La nuit est tombée sur le plateau de Chajnantor, mais pas le vent glacé. Réfugiés dans notre camionnette, nous tirons de nos sacs tout ce que nous pouvons de chaussettes, de tuques, de gants et de foulards avant de sortir nous-mêmes, entravés par les tubes de nos bonbonnes d’oxygène.

Devant nous, dans les bourrasques de neige, improbable champ de fleurs métalliques, ont poussé des antennes, immobiles. Une alarme retentit soudain. Tels de gigantesques tournesols nocturnes, les voilà qui s’activent dans une chorégraphie parfaite; elles pivotent toutes d’un seul mouvement, puis s’immobilisent à nouveau dans la nuit.

Ce ballet, c’est celui d’ALMA, pour Atacama Large Millimeter/submillimeter Array. Il s’agit d’une soixantaine d’antennes géantes perchées à 5 000 m d’altitude, attendant patiemment que leur parvienne du ciel le murmure des galaxies. Les oreilles de la Terre ont enfin commencé à écouter.

Nous sommes au cœur de l’Atacama, le désert le plus aride du monde, au nord du Chili. Les touristes qui affluent à la ville voisine de San Pedro ignorent, pour la plupart, que, à quelques dizaines de kilomètres d’eux, pas moins de 360 employés s’affairent à orchestrer dans leurs moindres détails les observations scientifiques les plus prometteuses de l’astronomie moderne. Sur la route du célèbre Salar de Atacama, un panneau routier indique l’entrée de la base, construite sur le flanc d’une chaîne de volcans à 2 900 m d’altitude. Entre les bâtiments, des ânes sauvages venus on ne sait d’où mastiquent péniblement les petits arbustes secs. Le jour de notre arrivée, l’indice UV hésite entre «très fort» et «extrême». Dans ces terres hautes et arides, la crème solaire est aussi essentielle que l’eau.

Sur les écrans de la salle de contrôle, quatre opérateurs surveillent les antennes plantées 2 100 m plus haut, qui attendent docile­ment le prochain mot d’ordre. Selon les consi­gnes des astronomes, ils préparent la prochaine séance d’observation.

«À 20 h, nous allons recueillir des données pour nos premières études, explique Héctor Alarcón qui dirige l’équipe des opérateurs. Mais on surveille les conditions météo. Si elles ne sont pas bonnes, on va mettre les antennes en position de survie.»

Inauguré il y a tout juste un an, l’observatoire est en période de calibration; il n’a pas encore déployé sa pleine puissance. «Nous avons déterminé que, si les vents sont supérieurs à 20 m/s, les antennes vibrent et la collecte de données n’a pas de sens», donne en exemple M. Alarcón. Il en va de même des précipitations ajoute-t-il: «L’an dernier, l’hiver altiplanique a été très rigoureux. On a perdu une semaine entière d’observation. Cette année, les conditions sont meilleures.» À ce jour, le nombre record d’antennes mobilisées lors d’une mê­me observation a été de 53, sur une capa­cité maximale de 66.

Dans la cour arrière du bâtiment, près des hangars de montage, une dernière antenne attend toujours de rejoindre ses compagnes. Sans miroir, cette coupole d’aluminium d’une quinzaine de mètres de haut tient davantage de la soucoupe parabolique que du télescope optique.

Voir l'invisible

C’est que, de miroir comme on en trouve dans les vieux observatoires, ALMA n’en a guère besoin. Ce ne sont pas les ondes visibles qui l’intéressent, mais les ondes millimétriques et sous-millimétriques; beaucoup plus longues, elles sont invisibles à l’œil. Ces ondes, qui vont de celles émises par nos micro-ondes à celles de nos radars, se trouvent sur une fourchette de 3 mm à 0,3 mm, c’est-à-dire des fréquences de 100 GHz à 950 GHz. Elles sont gigantesques, si on les compare aux ondes captées par les télescopes optiques, tels ceux d’Hawaï ou du Mont-Mégantic, au Québec. Ces dernières se situent entre 390 nm et 780 nm, soit des fréquences de 385 THz à 790 THz; c’est 1 000 fois plus petit.

Lorsque les ondes venues de l’espace atterriront sur la coupole polie à une précision de 25 micromètres (µm) – c’est de deux à trois fois moins que le diamètre d’un cheveu! –, elles seront toutes concentrées sur le même réflecteur qui lui fait face à la pointe de l’antenne. Elles seront ensuite renvoyées au récepteur, situé au centre de la surface. Les instruments à l’intérieur de l’antenne se chargeront de réduire leur fréquence afin de les rendre plus «digestes», puis les numériseront pour les transmettre enfin à l’ordinateur central.

«ALMA est au moins 10 fois plus puissant que n’importe quel radiotélescope, affirme Lewis Knee, astronome au Conseil national de recherche du Canada ayant activement participé à la construction d’ALMA. Il a déjà montré qu’il va avoir un énorme impact dans toutes les sphères de l’astronomie.»

C’est en 1932 qu’un ingénieur et physicien de la société Bell, Karl Guthe Jansky, constate que des signaux parasites affectent la captation et la qualité de la réception des antennes. C’est ainsi qu’il découvre, par le plus grand des hasards, le principe du radiotélescope. Sans s’en douter, il ouvre un champ d’études  à l’observation astronomique, limitée jusque-là au spectre visible.

Tous les objets émettent des ondes de différentes longueurs. Ainsi, nous produisons nous-mêmes des ondes infrarouges. C’est que plus sa température est élevée, plus un objet émet intensément sur un segment particulier du spectre électromagnétique. Il suffit pour s’en convaincre de chauffer une pièce de métal et d’observer l’évolution de sa couleur, donc de sa longueur d’onde. À mesure que sa température augmente, elle passe au rouge – une grande longueur d’on­­de du visible –, puis atteint graduellement le bleu, de longueur plus courte. Il en va de même des objets célestes. «Les étoiles plus chaudes vont nous apparaître bleues, alors que les plus froides, comme le Soleil, vont être plus près du rouge», illustre Lewis Knee.

Zoom sur le gaz et la poussière

Mais que se passe-t-il avec les objets plus froids qu’une étoile, tels les nuages de poussière ou de gaz? Leur température dans l’espace étant beaucoup plus basse, soit entre 10 degrés kelvin (K) et 100 K (soit -263 °C à 173 °C), leurs radiations sont émises à des longueurs d’onde trop grandes pour être visibles à l’œil. Ce sont précisément ces objets que traque ALMA dans le ciel. «En fin de compte, le choix des longueurs d’onde que capte ALMA a été dicté par la température des objets spatiaux qu’on voulait observer, dit M. Knee. La plupart de nos travaux vont avoir pour objet le gaz et la poussière.»

La plupart, mais pas tous. ALMA peut aussi observer la partie invisible des objets visibles, tels les champs magnétiques autour d’étoiles comme le Soleil, qui émettent eux aussi dans le millimétrique.

Puisque la radioastronomie travaille dans l’invisible, elle ne «montre» rien. Les données qu’elle recueille n’arrivent pas sous la forme d’images, mais de signaux binaires, convertis en graphiques. «C’est un désavantage dont nous souffrons, ironise Violette Impellizzeri, astronome résidente à ALMA. En astronomie optique, ils vous montrent une image en direct et tout le monde s’exclame: “Wow, incroyable, quelle magni­fique nébuleuse!” De notre côté, nous montrons des graphiques de signaux, de bruits et d’autres trucs plutôt moches.»

Bien qu’elle soit moins spectaculaire, l’observation des ondes millimétriques et sous-millimétriques donne non seulement accès à de nouveaux objets dans l’invisible, mais elle comble de nombreux «trous» laissés par l’observation dans le visible.
L’un des principaux problèmes que doit résoudre la radioastronomie, surtout à des longueurs d’ondes millimétriques, c’est que l’atmosphère – la vapeur d’eau en particulier – absorbe les radiations que l’on tente d’observer. «ALMA devait donc être construit à une très haute altitude, dans un désert très sec. Il fallait en outre que le site puisse accueillir 66 antennes, de 7 m à 12 m de diamètre, parfois réparties sur des distances atteignant 16 km», explique M. Knee. Mais pour­quoi un site aussi inhospitalier que le plateau de Chajnantor? «Peu de lieux sur terre sont aussi étendus et plats à 5 000 m!» répond-il.

La disposition apparemment chaotique des antennes – qui semblent avoir été jetées çà et là telles des caisses lors d’un déménagement – ne doit pas nous induire en erreur. Leur configuration, c’est la clé de voûte d’ALMA, ce qui lui assure toute sa puissance qu’on doit à l’interférométrie. C’est généralement là que, pour le néophyte, les choses se corsent.

L’interférométrie consiste à combiner la lumière reçue par plusieurs antennes réparties sur une vaste surface, qui agissent alors de concert, comme un unique télescope géant.

Car en astronomie, il y a une règle universelle : plus gros sera l’observatoire, meilleure sera l’observation. C’est d’autant plus vrai lorsqu’on travaille dans des longueurs d’on­de plus grandes. Mais techniquement et financièrement, il y a des limites à ce qu’il est possible de faire en une seule pièce. Par exemple, explique Lewis Knee, le radiotélescope d’Arecibo, à Porto Rico, fait bien 305 m de diamètre, mais les coûts de sa structure et de sa construction en ont limité substantiellement la puissance. «Et comme il se trouve dans une dépression, précise l’astronome, il ne peut pointer partout. Seule une petite partie du ciel lui est accessible.»

Un réseau d'antennes mobiles

ALMA, pour avoir une résolution intéressante dans les longueurs d’onde millimé­tri­ques, aurait dû être constitué d’une an­­ten­­ne unique d’au moins 15 km de diamètre ! L’interférométrie était la seule solution. Et elle offre une puissance inégalée : ALMA a une résolution 10 fois supérieure à celle du télescope spactial Hubble.

«Vous pouvez voir le réseau d’antennes d’ALMA comme de petits morceaux d’un énorme miroir dont le reste des pièces aurait été enlevées», poursuit M. Knee. Cela créera certes des «trous» dans l’image. Mais heureusement pour les astronomes, l’objet céleste ne bouge pas, ce qui permet, comme en photographie, d’effectuer de longues expositions sans que l’image devienne floue. L’interféromètre utilise la rotation de la Terre pour modifier naturellement la position des antennes. Ainsi, au cours de l’observation, cha­que antenne aura pris des mesures d’un même objet à partir d’une multitude de points. Au bout d’un certain temps, avec la bonne configuration d’antennes, la majeure partie des trous pourront ainsi être «remplis». «C’est pour ça qu’on a besoin d’autant d’antennes et c’est pourquoi celles d’ALMA semblent disposées de façon aléatoire», explique Violette Impellizzeri.

La beauté d’ALMA, c’est que la configuration des antennes est modulable. Le site comporte 250 emplacements pour les recevoir, éloignés entre eux de 150 m à 16 km. Or, quand on augmente la distance entre les antennes (en les déplaçant par grue et par camion), on augmente aussi la résolution de l’interféromètre, lui permettant de détecter de plus petits détails. Ce faisant, par contre, on perd en sensibilité – qui, elle, renvoie à la quantité de lumière reçue par rapport au diamètre du télescope.

Pour mieux comprendre, prenons une voiture qui avance dans la nuit. La sensibilité de nos yeux nous fait apercevoir la lumière des phares au loin, tandis que la résolution nous permet de distinguer les phares l’un de l’autre.

ALMA accorde donc aux astronomes une certaine marge de manœuvre dans ce compromis difficile. Afin d’obtenir une bonne sensibilité, il suffit de sacrifier un peu de résolution en rapprochant les antennes les unes des autres. On augmentera ainsi la surface de réception en réduisant la proportion de «trous».

En dernière instance, c’est le sujet de recherche qui tranchera le dilemme: grande résolution pour distinguer des protoplanètes de leur étoile; grande sensibilité pour détecter de jeunes galaxies situées à plus de 10 mil­liards d’années-lumière. «Celles-là sont tellement loin, d’ailleurs, que tout ce que vous pouvez espérer, c’est de les détecter, pas les distinguer», spécifie Lewis Knee.

Une fois la configuration choisie, il faut bien sûr synchroniser l’ensemble des signaux captés par chacune des antennes, selon sa position et selon le moment. Tâche pharaonique, puisque ces variations de temps sont de l’ordre de la nanoseconde!

C’est le corrélateur qui s’en charge. Ce superordinateur d’une capacité de 17 quadrillons d’opérations par seconde, soit l’équivalent de 3 millions d’ordinateurs portables, transmet aux astronomes des données utilisables pour leurs logiciels.
Or, le corrélateur se trouve à si haute altitude qu’il devient vulnérable aux neutrinos projetés par les tempêtes solaires. Les neutrinos faussent régulièrement des données en traversant les unités de mémoire. Mais les ingénieurs ont trouvé le moyen de détecter les unités affectées et de mettre de côté leurs données erratiques.
«Voulez-vous du café?» propose Violette Impellizzeri tandis que nous revenons à la base, encore tout engourdis par le froid et l’altitude.

C’est un peu par accident que cette Italienne trentenaire est venue à l’astronomie. «Je voulais être journaliste scientifique, mais je pensais que c’était trop compétitif, dit-elle. J’ai donc étudié la physique. Personne ne voulait faire ça, alors la voie était libre!»

C’est au télescope d’Effelsberg, en Allema­gne, qu’elle connaît ses premières amours avec l’observation astronomique: «Je me suis d’abord passionnée pour les instruments. La science est venue après.» Astronome résidente d’ALMA depuis deux ans, elle s’apprête à réaliser la cartographie des nuages de gaz qui entourent les trous noirs du centre des galaxies, avec pour référence première la molécule d’eau. Un projet de recherche qu’elle chérit.

«L’énergie dans le trou noir est si importante, explique-t-elle, que les molécules d’eau s’excitent, chauffent et émettent à une certaine fréquence», que seul ALMA peut capter avec précision. Une fois ces disques de gaz cartographiés dans le détail, il deviendra possible d’obtenir l’angle entre deux points d’une même galaxie et ainsi de calculer sa distance exacte.

En fait, c’est sur la constante de Hubble que Violette Impellizzeri travaille. Cette constante traduit la relation entre la distance de l’objet et la vitesse à laquelle il s’éloigne, en raison de l’expansion de l’Univers. «Une fois connue la distance précise de ces galaxies, on pourra calculer avec encore plus de précision la constante, explique-t-elle. L’accélération de l’Univers est un sujet assez sexy en ce moment. Il a été l’objet d’un prix Nobel il y a deux ans.»

Il n’y a probablement que les ânes sauvages qui réussissent à contenir leur enthousiasme, sur les flancs du plateau de Chajnantor. Les demandes de temps d’observation – du «temps d’antenne?» – à ALMA dépassent déjà celles du télescope spatial Hubble. À peine un an après son inauguration, plus d’une centaine d’articles sur les découvertes d’ALMA ont déjà été publiés! «En ce printemps 2014, nous avons testé l’observatoire avec des distances entre les antennes ne dépassant même pas le kilomètre, illustre le directeur de programmes, Masao Saito. À pleine puis­sance, ce sera 15 km, donc une résolution 15 fois meilleure que celle d’aujourd’hui!» On est tenté de dire que, à ALMA, on n’a encore rien vu. «Regardez n’im­porte où vers le ciel et plus rien ne va vous paraître comme avant», promet Violette Impellizzeri.

 
Usine à poussière

Début 2014, une équipe internationale faisait les manchettes à la suite de l’observation, dans le Grand Nuage de Magellan, de la supernova 1987A, le résidu d’une étoile qui a explosé en février 1987, avec ALMA.
Selon les prévisions, le refroidissement des gaz après l'explosion doit se traduire par l'agglomération d'atomes d'oxygène, de carbone et de silicium, et par la formation de vastes quantités de poussière dans les régions froides et centrales de restes de supernova. Mais les observations précédentes de 1987A, aux télescopes infrarouge, dans les 500 jours qui ont suivi l'explosion, n'avaient permis de détecter qu'une faible quantité de poussière chaude. Grâce à ALMA, l’équipe a pu mesurer une quantité très importante de poussière froide au centre de l’objet (en rouge sur l’image), nouvellement formées, équivalant à environ 25% de la masse solaire.
C’est l’une des premières preuves directes de la capacité d’une supernova à produire de la poussière, indiquant que ces explosions d’étoiles pourraient en être les principales sources dans l’Univers, en particulier dans les jeunes galaxies.

La naissance d’une planète

La haute résolution d’ALMA a démontré son utilité, il y a quelques mois, quand un groupe de chercheurs japonais a fait une découverte majeure sur les protoplanètes. En observant des disques de poussière et de gaz autour d’une jeune étoile – HD 142527– dans la constellation du Loup, ils se sont rendu compte que ceux-ci n’étaient pas parfaits – comme le laissent parfois croire les illustrations pour le grand public –, mais plutôt nettement asymétriques. Les Japonais y ont aussitôt vu un début d’accrétion, première étape vers la formation d’une planète. Bref, ils assistaient à rien de moins qu’à une naissance «en direct»!
Évidemment, l’équipe planifie déjà de revenir à cette jeune étoile, en plus d’en observer d’autres similaires.
   


Photos: Michel Huneault

Article paru dans le numéro d'août-septembre 2014

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