Télescope infrarouge
Un télescope infrarouge est un télescope qui observe les objets célestes dans le rayonnement infrarouge, une lumière de plus faible énergie que le spectre visible. L'astronomie infrarouge se développe à partir de la deuxième moitié du XXe siècle grâce à la mise au point de détecteurs permettant d'analyser ces longueurs d'onde. L'atmosphère terrestre intercepte en grande partie le rayonnement infrarouge aussi les observatoires infrarouges sont-ils généralement situés soit en haute altitude soit dans l'espace.
Principes de fonctionnement[modifier | modifier le code]
_-_Eso0102b.jpg)
L'infrarouge est constitué des rayonnements électromagnétiques dont les longueurs d'onde se situent entre environ 0,75 et 1 000 micromètres (μm)[réf. souhaitée], soit entre la lumière visible et les ondes submillimétriques.
Sans tenir compte de la lumière qu'il peut réfléchir, tout objet ayant une température thermodynamique au-dessus du zéro absolu émet un rayonnement de corps noir dont une partie se situe dans l'infrarouge[1],[2]. Les télescopes infrarouge permettent d'observer certains objets qui sont difficiles, voire impossibles à observer avec d'autres instruments parce que trop froids pour émettre un rayonnement visible comme les naines brunes, masqués par des nuages de poussière comme les nébuleuses ou dont la lumière subit un important décalage vers le rouge comme les galaxies les plus lointaines[3].
Les objets à température ambiante émettant également de l'infrarouge, les télescopes infrarouges doivent être refroidis afin de limiter le bruit thermique de leur structure et ainsi augmenter leur sensibilité[4],[5].
Historique[modifier | modifier le code]
- En 1800, l'astronome William Herschel fait la découverte des rayons calorifiques en décomposant la lumière solaire à travers un prisme[6].
- En 1878, le bolomètre est inventé par Samuel Pierpont Langley. Il permet de mesurer l'intensité du rayonnement électromagnétique.
- Dans les années 1920, Edison Pettit et Seth Barnes Nicholson observent le rayonnement infrarouge à l'aide d'un thermocouple attaché à un télescope[7]. Cela leur permet de mesurer l'intensité des ondes infrarouges provenant de la Lune, de planètes et d'étoiles[8].
- En 1961, Frank James Low crée le bolomètre au germanium. Refroidi à l'hélium liquide, l'invention est une étape importante du développement des télescopes infrarouges[9],[8].
- En 1962, des astronomes utilisent un détecteur au sulfure de plomb (PbS) afin d'étudier les rayonnements infrarouges[9]. Pour d'augmenter la sensibilité du détecteur, on le refroidissait à l'azote liquide. Le détecteur avait la capacité de capter les radiations d'une longueur d'onde d'environ 3 µm[8].
- En 1983, on lance le télescope spatial infrarouge IRAS qui réalise une cartographie complète du ciel dans les bandes infrarouges à 12, 25, 60 et 100 µm. Le satellite comprend un télescope Ritchey-Chrétien refroidi à l'hélium liquide[9],[8].
- En 1995, on met en orbite l'Observatoire spatial infrarouge. Il opère dans les bandes infrarouges de 0,5 à 240 µm. Il comprend un télescope Ritchey-Chrétien refroidi à l'hélium liquide[10].
Observatoires[modifier | modifier le code]
Au sol[modifier | modifier le code]
Les télescopes infrarouges au sol furent les premiers à être utilisés pour observer l'espace en infrarouge. Les premiers d'entre eux sont entrés en fonction au milieu des années 1960. L'utilisation des télescopes infrarouges au sol est limitée d'une façon importante par l'atmosphère terrestre. En effet, la vapeur d'eau contenue dans celle-ci absorbe une grande partie de la lumière infrarouge[2]. Afin de limiter cette absorption, on construit généralement les observatoires infrarouges à de hautes altitudes et dans des climats très sec.
La plupart des télescopes en lumière visible dont le miroir primaire fait plus de deux mètres sont équipés d'instruments dédiés à l'infrarouge et partagent leur temps d'observation entre l'infrarouge et le visible. Puisque la lumière lunaire affecte grandement les observations effectuées dans le spectre de la lumière visible, mais très peu les observations dans l'infrarouge, des observations dans ce spectre peuvent être planifiées lorsque la Lune empêche d'observer en lumière visible[4].
Dans l'espace[modifier | modifier le code]
Les télescopes infrarouges spatiaux ont deux avantages face à ceux au sol[11],[5] :
- L'absence de fenêtre atmosphérique
- Le refroidissement facilité de la structure.
Liste de télescopes infrarouges[modifier | modifier le code]
| Nom | Image | Ouverture (m) |
Longueur d'onde (μm) |
Lieu | Année | Référence |
|---|---|---|---|---|---|---|
| VISTA |  |
4,1 m | 0,85 – 2,3 μm | Observatoire du Cerro Paranal, Chili | 2008 | [12] |
| UKIRT |  |
3,8 m | 1 – 20 μm | Observatoires du Mauna Kea, Hawaï | 1978 | [13] |
| Herschel |  |
3,5 m | 60 – 672 μm | Point de Lagrange L2 | 2009 | [14] |
| IRTF |  |
3 m | 0,9 – 5,5 μm | Mauna Kea, Hawaï | 1979 | [15] |
| SOFIA |  |
2,7 m | 0,3 μm – 1 600 μm | 747SP, Stratosphère | 2010 | [16] |
| WIRO | |
2,3 m | 0,45 – 5,8 μm | Jelm mountain, Wyoming | 1977 | [17] |
| WFC3 |  |
0,24 m | 0,2 – 1,7 μm | Orbite terrestre | 2009 | [18] |
| Spitzer | |
0,85 m | 3 – 180 μm | Orbite terrestre | 2003 | [19] |
| Akari | 0,685 m | 2 – 200 μm | Orbite terrestre | 2006 | [19] | |
| ISO |  |
0,60 m | 2,5 – 240 μm | Orbite terrestre | 1996 | [19] |
| IRAS |  |
0,57 m | 5 – 100 μm | Point de Lagrange L2 | 1983 | [19] |
| SWAS |  |
0,70 m | 540 – 615 μm | Orbite terrestre | 1998 | [20] |
| WISE | .jpg) |
0,40 m | 3 – 25 μm | Orbite terrestre | 2010 | [19] |
| MSX |  |
0,33 m | 8,28 – 21,3 μm | Orbite terrestre | 1996 | [21] |
Notes et références[modifier | modifier le code]
- « Corps noir : Introduction », sur media4.obspm.fr
- (en) « Absorption Bands and Atmospheric Windows », sur earthobservatory.nasa.gov
- (en) « Exploring the Early Universe », sur coolcosmos.ipac.caltech.edu
- Bhattacharya 2014, p. ?
- Rieke 2014, p. ?
- (en) « Herschel Discovers Infrared Light », sur spaceplace.nasa.gov
- Shapley 1960.
- (en) « Infrared Astronomy Timeline » [archive du ], sur ipac.caltech.edu, Caltech
- Glass 1999, p. 2
- (en) « Infrared Space Observatory », sur esa.int
- (en) « ISO overview », sur esa.int
- (en) J. P. Emerson, W. J. Sutherland, A. M. McPherson, S. C. Craig, G. B. Dalton et A. K. Ward, « The Visible & Infrared Survey Telescope for Astronomy », The Messenger, (lire en ligne)
- (en) « UKIRT », sur as.arizona.edu
- Jonathan Amos, « ESA launches Herschel and Planck space telescopes », BBC, (lire en ligne, consulté le )
- (en) « About IRTF », sur irtfweb.ifa.hawaii.edu
- Young 2012.
- (en) « University of Wyoming 2.3-meter Telescope (WIRO) », sur physics.uwyo.edu
- (en) « Hubble Space Telescope Servicing Mission 4 Wide Field Camera 3 », sur nasa.gov
- (en) « JPL: Herschel Space Observatory: Related Missions », sur herschel.jpl.nasa.gov
- (en) « Submillimeter Wave Astronomy Satellite (SWAS) », sur irsa.ipac.caltech.edu
- (en) « Midcourse Space Experiment (MSX) », sur irsa.ipac.caltech.edu
Voir aussi[modifier | modifier le code]
Bibliographie[modifier | modifier le code]
: document utilisé comme source pour la rédaction de cet article.
- (en) Bidushi Bhattacharya, « Infrared astronomy », AccessScience, McGraw-Hill Education, (résumé).
- (en) I. S. Glass, Handbook of Infrared Astronomy, New York, Cambridge University Press, , 185 p. (ISBN 0-521-63311-7, présentation en ligne, lire en ligne), p. 2.
- (en) George H. Rieke, « Spitzer Space Telescope », AccessScience, McGraw-Hill Education, (résumé).
- (en) Harlow Shapley, Source Book in Astronomy, 1900-1950, Harvard University Press, , 423 p. (ISBN 978-0-674-82185-9, présentation en ligne, lire en ligne), chap. 13 (« Abstract: Lunar Radiation and temperatures »), p. 67-68.
- (en) E. T. Young et al., « Early science with SOFIA, the stratospheric observatory for infrared astronomy », The Astrophysical Journal Letters, vol. 749, no 2, , p. 1 (lire en ligne, consulté le )
Articles connexes[modifier | modifier le code]
Liens externes[modifier | modifier le code]
- Notice dans un dictionnaire ou une encyclopédie généraliste :
- (en)Space Infrared Telescope Facility Launch par le Jet Propulsion Laboratory
