Objectif : lui soutirer des informations en provenance des étoiles lointaines . Et ce le plus vite possible ! Pour cela , l'ESO dispose de deux armes fatales , bijoux technologiques que les astronomes et ingénieurs de l'institution présentent avec beaucoup de fierté et d'enthousiasme aux visiteurs : l'interférométrie et l'optique . adaptative . Dans le ventre de l'interféromètre Avec sa barbe fournie et son allure débonnaire , Jaime Alonso couve du regard ce qui ressemble à un immense ligne de chemin de fer «sans aucune grève ! » précise t-il en souriant . Le principe de l'interférométrie est en effet de mettre ensemble les photons captés par les quatre télescopes , ce qui revient à augmenter de façon virtuelle la taille du télescope . Ainsi , les quatre unités dont le miroir de chacun atteint 8 , 2 mètres , deviennent - en mode interférométrie - l'équivalent ( en résolution ) d'un seul télescope de 140 de diamètre ! De quoi observer des objets qui ne font que 3 ou 4 milliarcsecondes dans le ciel , soit l'équivalent . d'une pièce de 2 euros sur la Lune ! La précision est extrême . Pour comprendre , il faut se souvenir que la lumière est une onde , avec des crêtes et des creux , et que la distance entre deux crêtes représente la longueur d'onde . Or , pour que l' interférométrie soit optimale , il faut que les crêtes de la lumière en provenance de l'Unité1 coïncident très exactement avec celles du rayon issu de l'Unité 2 . Et ainsi de suite pour les quatre unités . Or , à cause de leur distance au sol , les télescopes reçoivent chacun la même lumière , mais avec un décalage dans le temps qu'il faut corriger . Une opération bien plus complexe pour les longueurs d'onde de la lumière visible , utilisées au VLT , où deux crêtes sont distantes de quelques centaines de nanomètresalors que la longueur d'onde atteint quelques mètres pour les interféromètres radio .