Le Très Grand Télescope (parfois précisé très grand télescope de l'ESO), en anglais (VLT), est un ensemble de quatre télescopes principaux (aussi appelés UT pour Unit Telescope) et quatre auxiliaires (appelés AT pour Auxiliary Telescope). Il est situé à l'Observatoire du Cerro Paranal dans le désert d'Atacama au nord du Chili, à une altitude de . Il permet l'étude des astres dans les longueurs d'onde allant du visible à l'infrarouge.
C'est un projet européen de l'Observatoire européen austral (ESO).
Histoire L'idée du VLT a germé en 1977, lors de la conférence de l'ESO, à Genève en Suisse, mais ce n'est qu'en 1983 que le projet commence véritablement à prendre forme et que la recherche d'un site commence. Le Conseil de l'ESO lance officiellement le projet VLT le .
En 1988, le Chili donne le site de Cerro Paranal à l'ESO. Ce site a une surface de et est officiellement choisi en 1990. Les travaux commencent un an plus tard.
En 1992, le premier miroir primaire est coulé par la société allemande Schott et, trois ans plus tard, le premier dôme et l'ébauche de ce premier miroir sont fabriqués. La société REOSC termine le polissage en 1997 et ce primaire est amené de France puis installé dans sa cellule support. Celle-ci a été conçue et réalisée par le consortium Giat industries et SFIM.
En , le premier télescope opérationnel enregistre sa première lumière. L'année suivante le second télescope est inauguré. Le président de la République du Chili, Eduardo Frei, inaugure officiellement le VLT le . En 2001, tous les télescopes principaux sont opérationnels.
En 2002, une équipe franco-allemande utilisant le VLT prouve la présence d'un trou noir au centre de la Voie lactée. L'instrument NACO (première optique adaptative du VLT) voit sa première lumière et offre les pleines performances à UT4.
En 2004, l'instrument AMBER est installé et permet de recombiner trois des quatre télescopes de huit mètres, faisant du VLTI (I pour interféromètre) le plus grand télescope du monde en surface collectrice et pouvoir de résolution combinés.
En 2006 a lieu la première lumière du dernier instrument de première génération, CRIRES.
En 2010, l'instrument PIONIER recombine pour la première fois la lumière des 4 télescopes auxiliaires (ATs) en mode interférométrique. La première recombinaison des 4 télescopes de a lieu le .
En 2012, premier test réussi d'un instrument très puissant appelé KMOS (spectrographe multi-objets dans la bande K). KMOS est capable d'observer vingt-quatre objets simultanément dans l'infrarouge. Il permettra de mieux comprendre la formation et l'évolution des galaxies. KMOS a été construit par un consortium d’Universités et d’Instituts au Royaume-Uni et en Allemagne en collaboration avec l’ESO.
En , un nouveau dispositif d'optique adaptative est installé sur le VLT : la « tomographie laser ». Cette nouvelle technologie utilisée par l'instrument MUSE combiné au module d’optique adaptative GALACSI, permet de corriger les turbulences atmosphériques à différentes altitudes. Il est à présent possible depuis le sol d'obtenir des images de meilleure qualité que grâce au télescope spatial Hubble. Des tests effectués sur la planète Neptune montrent des images plus nettes que celle obtenues dans l'espaceUn nouveau dispositif d’optique adaptative installé sur le VLT génère des images d’une très grande définition, site de l'ESO, 18 juillet 2018.
Site thumb|upright=2.0|En premier plan le camp de base et en second plan (en haut à gauche) les télescopes du VLT.
Le VLT se trouve sur le cerro Paranal appartenant à la cordillère de la Costa, dans le désert d'Atacama au nord du Chili. Le site est à une altitude de , à de la mer et à au sud d'Antofagasta.
Ce site offre de nombreux avantages : le climat hyper-aride permet une couverture nuageuse quasi inexistante (il y a en moyenne 350 nuits dégagées par an), s'étalant sur une sorte de bande de de large par de long ; l'altitude permet d'avoir une agitation atmosphérique minimale ; la proximité de la mer permet d'avoir une différence thermique entre le sol et l'atmosphère minimale ; l'isolation géographique permet de ne pas être dérangé par les activités humaines, notamment en ce qui concerne les lumières et les nuages de pollution.
C'est donc un site quasi idéal pour y placer un télescope, seuls les tremblements de terre occasionnés par la plaque tectonique de Nazca pourraient incommoder les observations. C'est pour cette raison que tous les bâtiments du VLT sont construits en respectant des normes parasismiques.
Installations Télescopes principaux thumb|L'UT Antu, avec en premier plan un AT thumb|Observation de la Voie lactée, illustrant la correction active à l'aide d'un laser, à l'unité Yepun du VLT Il y a quatre télescopes principaux appelés télescopes unitaires (en anglais Unit Telescope, abrégé en UT)) : UT1 : Antu (le Soleil), mis en service en juin 1998 ; UT2 : Kueyen (la Lune), mis en service en octobre 1999 ; UT3 : Melipal (la Croix du Sud), mis en service en janvier 2000 ; UT4 : Yepun (Vénus), mis en service en . Les noms des télescopes sont en langue mapudungun, un dialecte local.
Le diamètre de chacun des miroirs primaires est de et chacun porte le nom de l'un des frères Dalton. Outre leur taille importante, leur particularité est d'être très fins, avec seulement d'épaisseur. Cette finesse offre des avantages importants au niveau du coût de fabrication, car ils sont moins lourds.
Mais cela occasionne des difficultés lors de leur fabrication et leur mise en place. Même s'ils sont fins, ils pèsent tout de même 23 tonnes chacun et leur poids a tendance à les déformer. Pour y remédier, l'ESO a mis au point un système d'optique active. Ce système est constitué de 150 vérins hydrauliques axiaux répartis en trois secteurs de 50 vérins sous la surface du miroir, assurant la déformation du miroir suivant une direction axiale et une répartition homogène de la masse du miroir en . Ce système a été conçu et réalisé par Giat Industries. Sous chacun des 150 vérins hydrauliques, 150 vérins électriques (étudiés et réalisés par la SFIM) ajoutent ou retranchent des forces qui modifient la répartition des masses, de façon à annuler les déformations locales du miroir, afin que le miroir conserve une forme optimale quelle que soit la position du télescope. Soixante-quatre vérins latéraux permettent de le positionner suivant deux autres degrés de liberté, soit cinq au total. Seule la rotation autour de l'axe principal du miroir n'est pas commandée et reste fixe. La mesure des six degrés de liberté du miroir par rapport à la cellule est obtenue par calcul, à partir de la matrice jacobienne du système constitué par six capteurs d'élongation, de qualité métrologique, positionnés entre le miroir et la cellule au moyen de rotules magnétiques, répartis à la périphérie du miroir suivant une cinématique - dite de Steward - à symétrie ternaire.
Cependant, la souplesse des miroirs ne permet pas de déformations rapides et le système d'optique active se contente de compenser les déformations des miroirs dues à la gravité. D'autres miroirs souples, beaucoup plus petits, appelés miroirs déformables, permettent de corriger les aberrations rapides dues à la turbulence atmosphérique. C'est ce qu'on appelle l'optique adaptative, et on les trouve notamment dans l'instrument MACAO du VLTI.
Toutes ces corrections automatiques font du VLT l’un des télescopes les plus performants du monde.
Le site du télescope est situé sur une zone à forte activité sismique et est donc soumis à des risques de tremblements de terre puissants. La cellule support du miroir a été équipée d'un système autonome en énergie, permettant la mise en sécurité automatique du miroir. Ce dispositif est constitué d'accéléromètres et d'actionneurs pneumatiques venant mettre le miroir en précontrainte de sécurité, en une fraction de seconde après détection de l'activité sismique.
Instruments Le VLT est capable d'observer la lumière dans un large spectre. C'est pour cette raison que les télescopes principaux disposent chacun de trois foyers (Nasmyth A, Nasmyth B et Cassegrain) permettant d'y installer divers instruments :
Instruments Instrument Lien Objectifs Emplacement FORS2 FORS 1 et 2 Imagerie et spectroscopie multi-objets Foyer Cassegrain de l'UT1 KMOS KMOS Spectrométrie multi-objets en bande K Foyer Nasmyth B de l'UT1MOONSMOONSSpectrométrie multi-objets dans le visible et le proche infrarougeFoyer Nasmyth A de l'UT1 FLAMES FLAMES Spectrométrie multi-objets dans le visible et le proche ultraviolet Foyer Nasmyth A de l'UT2 VISIR VISIR Imagerie et spectrométrie dans l'infrarouge moyen Foyer Cassegrain de l'UT2 UVES UVES Spectrométrie dans le visible et le proche ultraviolet Foyer Nasmyth B de l'UT2 SPHERE SPHERE Spectro-polarimètre à haut contraste (recherche d'exoplanètes) Foyer Nasmyth A de l'UT3 X-SHOOTER X-SHOOTER Spectrométrie moyenne résolution Foyer Cassegrain de l'UT3 CRIRES CRIRES Spectrométrie à haute résolution dans l'infrarouge Foyer Nasmyth B de l'UT3 HAWK-I HAWK-I Imagerie dans le proche infrarouge Foyer Nasmyth A de l'UT4 ERIS ERIS Spectrométrie dans le proche infrarouge (remplace NaCo et SINFONI) Foyer Cassegrain de l'UT4 MUSE MUSE Spectrométrie multi-objets Foyer Nasmyth B de l'UT4 PIONIER PIONIER Recombine 4 télescopes dans l'infrarouge en bande H, de 1,45 à . Laboratoire focal du VLTI GRAVITY GRAVITY Recombine 4 télescopes dans l'infrarouge en bande K, de 2,0 à . Laboratoire focal du VLTI MATISSE MATISSE Recombine 4 télescopes dans l'infrarouge en bande L, de 3,2 à , en bande M, de 4,5 à et en bande N, de 8,0 à . Laboratoire focal du VLTI ESPRESSO ESPRESSO Spectrographe de recherche de planètes rocheuses et d'observation spectrale stable. But primaire : mesure de très haute précision des vitesses radiales des étoiles de type solaire (naine jaune) et des planètes telluriques. Foyer incohérent du VLT GALACSI GALASCI Optique adaptative ; partie associée au DSM (miroir secondaire déformable) et au 4GLSF, améliore les performances de MUSE. Foyer Nasmith B de l'UT4
La technologie multi-objets (MOS pour Multi Object Spectroscopy ou en français Spectroscopie multi-objets) permet de prendre le spectre lumineux de plusieurs objets en une seule pose. Elle améliore l'efficacité du télescope en évitant d'avoir à effectuer plusieurs poses. À titre d'exemple, VIMOS peut mesurer les distances et les propriétés de près de objets célestes en une seule observation. Là où VIMOS effectue ses relevés en quelques heures, il faudrait plusieurs mois sans la technologie MOS.
Les expériences tirées des instruments SPHERE et ESPRESSO ont amené les scientifiques à développer RISTRETTO, un spectro-coronographe couplant une optique adaptative spécifique poussée à 3000 Hz et une haute définition spectrale. Il doit être installé en 2030 pour étudier particulièrement l'atmosphère des exoplanètes très proches de leur étoile, comme Proxima Centauri b, et les disques circumplanétaires comme PDS 70b.
Instruments retirés du service FORS 1, ISAAC, VIMOS, SINFONI, NaCo,
Télescopes auxiliaires 250px|thumb|Les quatre AT sur le plateau de Paranal Le VLT a été prévu pour pouvoir faire fonctionner les quatre télescopes principaux soit ensemble, soit en recombinaison par paires ou triplets. Cette technique est appelée l'interférométrie optique (par opposition à l'interférométrie radio utilisée par les radiotélescopes). Pour compléter le réseau, on peut ajouter un groupe de télescopes mobiles. C'est pour cette raison que quatre télescopes auxiliaires (aussi appelés AT pour Auxiliary Telescope) font également partie des installations. Ces télescopes auxiliaires sont réservés à l'interférométrie, au contraire des UT. Il est donc possible de mener en parallèle des observations monotélescope « classiques » sur les UT, et des observations interférométriques avec les AT.
Chacun des télescopes auxiliaires dispose d'un miroir de 1,8 mètre de diamètre.