Astronomie infrarouge

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L’astronomie en infrarouge, souvent abrégée en astronomie infrarouge, est la branche de l’astronomie et de l’astrophysique qui étudie la partie située dans l'infrarouge du rayonnement émis par les objets astronomique. La gamme de longueur d’onde de l’infrarouge se situe entre 0,75 et 300 micromètres. Cette gamme se trouve entre la lumière visible (300 à 750 nanomètres) et les ondes submillimétriques.

La lumière infrarouge est en partie absorbée par la vapeur d’eau contenue dans l’atmosphère terrestre. La plupart des télescopes à infrarouge sont situés à des altitudes élevées ou en orbite tels que le télescope spatial Spitzer, IRAS (Infrared Astronomical Satellite) ou l’observatoire spatial Herschel.

Les scientifiques classent l’astronomie infrarouge en tant qu’élément de l’astronomie optique car les composants optiques utilisés sont à peu près identiques (miroirs, éléments optiques, détecteurs), et les techniques observationnelles sont les mêmes [Note 1].

Le rayonnement électromagnétique et la connaissance de l'Univers[modifier | modifier le code]

Spectre de transmission de l'atmosphère. Dans le visible, les pertes résultent principalement de la diffusion Rayleigh, alors que dans l'infrarouge, elles proviennent de l'absorption.

Notre connaissance de l'Univers repose principalement sur le rayonnement électromagnétique et de manière marginale, pour l'environnement proche de la Terre, sur des observations in situ effectuées par des engins spatiaux. Des compléments d'information sont apportés par des particules de matière issus de notre système solaire (météorite) ou de notre galaxie (rayonnement cosmique) et depuis peu par les neutrinos et les ondes gravitationnelles. Le rayonnement électromagnétique joue un rôle central car il est produit par la plupart des processus à l’œuvre dans l'univers, il est riche en informations sur les conditions qui ont permis son émission (température, pression, champ magnétique, nature et mouvement des particules, atomes, molécules ou grains solides) et enfin il circule sur des distances infinies. L'astronomie infrarouge est l'analyse d'un sous-ensemble du rayonnement électromagnétique. Celui-ci a été découpé en plusieurs sous-ensembles en fonction de la longueur d'ondes (sa propriété la plus marquante) avec des bornes définies principalement par les méthodes de détection utilisées pour son observation. Le rayonnement électromagnétique comprend ainsi par longueur d'ondes croissante le rayonnement gamma (ondes les plus courtes et porteuses de l'énergie la plus importante), les rayons X, l'ultraviolet, la lumière visible, l'infrarouge, les micro-ondes et les ondes radio (les moins énergétiques[1].

L’astronomie dans l’infrarouge[modifier | modifier le code]

L'infrarouge permet d'étudier des objets célestes qui, soit ne ne sont pas observables en lumière visible (partie du spectre électromagnétique visible par l'œil), soit dont les caractéristiques sont en partie révélées par le rayonnement infrarouge qu'ils émettent[2] :

  • Dans l'espace de nombreuses régions ne sont pas observables en lumière visible parce qu'ils sont cachés par d'épais nuages de gaz ou de poussière interstellaire. Le rayonnement infrarouge émis par ces objets a la capacité de traverser ces obstacles sans être bloqué ou dispersé. L'astronomie infrarouge permet aisni d'étudier le centre de notre galaxie invisible à l'œil ou les régions de la galaxie dans lesquelles se forment les étoiles et qui sont riches en poussière.
  • De nombreux objets présents dans l'univers sont trop froids et trop peu lumineux pour être détectés pour être visibles mais ils peuvent être observés en infrarouge. Ce sont les étoiles froides, les galaxies infrarouges, les nuages de poussière, les naines brunes et les planètes. Par exemple le rayonnement infrarouge a permis d'observer le disque de matériaux entourant une proto-étoile. Dans le cas des exoplanètes, alors qu'en lumière visible, le rayonnement émis par l'étoile masque la planète, en infrarouge, le rayonnement de l'étoile est beaucoup plus faible ce qui permet de détecter la planète.
  • Le rayonnement électromagnétique émis par les galaxies les plus lointaines subit un décalage vers le rouge du à l'expansion de l'univers qui les éloigne à des vitesses très grandes de notre galaxie. Plus elles sont éloignées, plus la vitesse est importante. La longueur d'ondes du rayonnement observé sur Terre s'accroit proportionnellement à cette vitesse (effet Doppler) et la lumière visible qu'elles émettent est observé dans l'infrarouge. L'astronomie infrarouge joue de ce fait un rôle central dans l'observation des galaxies qui se sont formées il y a plusieurs milliards d'années.
  • Les objets célestes observables en lumière visible, le sont également en infrarouge. Pour ces objets, l'infrarouge apporte des informations complémentaires notamment la nature des molécules et des atomes composant la matière de ces objets.

L'aspect du ciel en infrarouge est très différent de celui que révèle la lumière visible. Les étoiles se forment dans de grands nuages denses où le gaz est intimement mêlé à des grains de poussières. Ces nuages sont complètement opaques à la lumière visible : sur des cartes du ciel ordinaires, ils apparaissent sous l'aspect de grandes taches sombres. En infrarouge, au contraire, ce sont des régions très brillantes. Le rayonnement des étoiles en formation est absorbé par les poussières, qui, ainsi chauffées, émettent dans l'infrarouge. On peut aussi observer directement les étoiles en formation grâce à leur rayonnement infrarouge propre et mesurer le taux de formation d'étoiles d'une galaxie en fonction de sa luminosité dans l'infrarouge.

Ainsi les objets avec des températures de quelques centaines de kelvins émettent le maximum de leur énergie thermique dans l'infrarouge. C’est pourquoi les détecteurs infrarouges doivent être tenus refroidis sinon le rayonnement du détecteur lui-même éclipse le rayonnement de la source céleste. Cela est particulièrement[Quoi ?]

Le ciel infrarouge change d'aspect selon la longueur d'onde à laquelle on l'observe : ainsi, vers 2 µm, l'étoile la plus brillante du ciel est Bételgeuse, supergéante rouge de la constellation d'Orion, alors que vers 10 µm ce titre revient à l'étoile Êta de la constellation de la Carène. Dans l'infrarouge lointain, les sources deviennent angulairement étendues : ce sont surtout des nuages de matière interstellaire et des galaxies. important dans les régions de l'infrarouge moyen et lointain infrarouge du spectre.

Le spectre de l’infrarouge[modifier | modifier le code]

Transmission de l'atmosphère dans l'infrarouge, jusqu'à 15 microns, ainsi que les principales molécules responsables de l'absorption de la lumière.

Le rayonnement infrarouge se situe entre la fin du spectre visible (lumière rouge à 0,74 microns) et le rayonnement micro-ondes. La limite supérieure est relativement arbitraire et sa valeur dépend du domaine d'application. En astronomie, la limite supérieure de l'infrarouge est généralement fixée à 300 microns (1000 microns dans d'autres domaines d'application). Les astronomes distinguent l'infrarouge proche (de 0,75 à 5 micromètres), l'infrarouge moyen (de 5 à 25 micromètres) et infrarouge lointain (de 25 à 300 micromètres)[3].

Histoire de l'astronomie infrarouge[modifier | modifier le code]

Découverte du rayonnement infrarouge[modifier | modifier le code]

Le rayonnement infrarouge est découvert en 1800 par l'astronome britannique William Herschel. Ce musicien allemand de formation choisit de devenir anglais en 1857 et devient l'astronome du roi d'Angleterre. Préoccupé par les évolutions du climat, il découvre que le rayonnement des étoiles peut varier dans le temps. Il décide d'observer le Soleil pour identifier des changements similaires. L'observation directe du Soleil à l'aide d'un télescope n'est pas possible car elle inflige des dommages permanents à l'œil. Pour réduire l'intensité lumineuse et la chaleur du rayonnement, il interpose des filtres. Il découvre qu'en interposant un filtre rouge, pratiquement tout le flux lumineux est coupé mais la chaleur continue de traverser le filtre. Par contre, un filtre vert intercepte la chaleur mais laisse passer une trop grande quantité de lumière. À l'époque d'Herschel, on considérait que toutes les couleurs transportaient la même quantité de chaleur aussi décide-t'il de raffiner les mesures. Il décide d'utiliser un prisme pour décomposer le rayonnement et place une série de thermomètres pour mesurer la chaleur transportée par les différents rayonnements. Il découvre que le rouge transporte plus de chaleur que le vert qui lui en transporte plus que le bleu. Pour s'assurer que ses mesures ne sont pas faussées par la température de la pièce, il mesure la température de part et d'autre du spectre lumineux. Il interpréte ce phénomène par la présence d'un rayonnement invisible émis par le Soleil, obéissant aux lois de l'optique et transportant de la chaleur. Il baptise ce rayonnement rayons calorifiques et démontre qu’il peut être réfléchi, transmis et absorbé tout comme la lumière visible[4],[5].

Mise au point des premiers détecteurs infrarouge[modifier | modifier le code]

L'expérience de Herschell ne permettait pas de détecter le rayonnement infrarouge d'astres autres que le Soleil car ceux-ci n'émettent pas assez de lumière pour permettre de le mesurer. L’astronomie infrarouge commence dans les années 1830, mais les progrès sont lents. En 1821, le physicien Thomas Johann Seebeck découvre qu'une différence de température entre deux métaux différents mis en contact l'un avec l'autre génèrent un courant électrique. Cette découverte permet la mise au point du thermocouple, un instrument de mesure de la température beaucoup plus précis que le thermomètre à mercure utilisé jusque là. L'astronome Charles Piazzi Smyth est le premier à utiliser un thermocouple à des fins astronomiques : en 1856, il utilise ce détecteur installé sur un télescope qu'il construit sur le pic de Guajara près de Teneriffe pour observer le rayonnement infrarouge de la Lune. En effectuant de nouvelles observations à différentes altitudes sur ce pic, il constate que le rayonnement infrarouge est d'autant plus élevé que l'altitude est élevée. C'est la premier indice montrant que le rayonnement infrarouge est intercepté en partie par l'atmosphère terrestre. Lawrence Parsons mesure, en 1873, le rayonnement infrarouge émis par la Lune durant ses différentes phases. Mais la faible sensibilité des thermocouples fabriqués à l'époque limitent les progrès de l'astronomie infrarouge. Ernest Fox Nichols utilise un radiomètre de Crookes modifié dans le but de détecter le rayonnement infrarouge des étoiles Arcturus et Vega, mais Nichols juge les résultats peu concluants. En 1878, l'astronome américains Samuel Pierpont Langley invente le bolomètre qui permet de mesurer le rayonnement infrarouge dans des longueurs d'ondes supérieures à celles mises en évidence par Herschell et mesurables par les thermocouples. Cela conduit à la division du rayonnement infrarouge en deux sous-ensembles : le proche infrarouge et l'infrarouge lointain. Il faut attendre le début du XXe siècle pour que Seth Barnes Nicholson et Edison Pettit développent un détecteur thermopile assez sensible pour permettre l’observation d’une centaine d’étoiles. Jusqu'à la Seconde Guerre mondiale, les observations dans l'infrarouge sont négligées par les astronomes[4].

Les débuts de l'astronomie infrarouge[modifier | modifier le code]

La Seconde Guerre mondiale, comme les principaux conflits modernes, stimule la recherche et débouche sur des percées technologiques. En 1943, les ingénieurs allemands mettent au point un dispositif de vision nocturne (le Nacht Jager). Le détecteur est constitué par du sulfure de plomb(II) qui réagit directement au bombardement par des photons infrarouge. Sa résistance électrique change. Sa sensibilité peut être améliorée en le refroidissant. À la fin de la guerre, le détecteur trouve des applications dans le domaine civil et, durant les années 1950, les astronomes commencent à l'utiliser pour détecter des sources célestes infrarouges. Pour améliorer ses performances, le détecteur est immergé dans un vase Dewar, une bouteille isotherme, qui est remplie avec un liquide dont la température est très basse. Le premier liquide utilisé est de l'azote liquide qui permet de maintenir la température à -190°C. Avec ce nouveau détecteur, les astronomes mesurent le rayonnement infrarouge des planètes du système solaire. Ces mesures leur permettent d'identifier la signature spectrale des composants de leur atmosphère qui ne peuvent être identifiée en lumière visible. Ils découvrent ainsi la présence du dioxyde de carbone dans l'atmosphère de Mars et de Vénus et celle du méthane et de l'ammoniaque dans celle de Jupiter. Le liquide refroidissant est remplacé par la suite par de l'hydrogène liquide[4].

Pour contourner l'interception du rayonnement infrarouge céleste par l'atmosphère terrestre, les astronomes se mettent à utiliser dans les années 1960 des détecteurs installés à bord d'avions, de ballons et de fusées-sondes. Les données collectées avec ces moyens mettent en évidence de nouvelles sources infrarouges qui ne peuvent pas être expliquées par la science de l'époque. L'astronomie infrarouge n'est désormais plus seulement un moyen de compléter des observations effectuées dans le visible mais également un outil permettant de révéler de nouveaux phénomènes cosmologiques. La première découverte significative de l'astronomie infrarouge est l'objet de Becklin-Neugebauer détecté en 1967. Cette source céleste, qui est observée dans la longueur d'ondes à 2 microns, a un diamètre apparent proche de celui du système solaire et sa température est d'environ 400°C. Becklin et Neugebauer émettent l'hypothèse qu'il s'agit d'une étoile en formation (proto-étoile) d'une masse supérieure à 12 fois celle du Soleil. Cette découverte démontre tout l'intérêt de l'astronomie infrarouge qui permet de détecter de nouveaux objets qui ne peuvent être observés en lumière visible parce que ce rayonnement est intercepté par d'épais nuages de poussière. L'astronomie infrarouge se révèle ainsi incontournable pour étudier la formation des étoiles[4].

À la fin des années 1950, Harold Johnson développe les premiers détecteurs infrarouge permettant de collecter le rayonnement compris entre 0,7 et 4 microns (bandes R, I, J, K et L). Johnson et son équipe mesurent des milliers d'étoiles dans ces nouvelles bandes ce qui permet d'obtenir de nombreuses informations sur les étoiles froides. En 1961, Frank Low développe le bolomètre au germanium, un nouvel instrument des centaines de fois plus sensibles que les détecteurs antérieures et capable de mesurer l'infrarouge lointain. Ce détecteur fonctionne d'autant mieux que sa température est basse. Il est placé dans un thermos remplit d'hélium liquide qui maintient sa température à 4 kelvin. Un ballon stratosphérique emportant équipé d'un télescope utilisant ce nouveau détecteur monte jusqu'à une altitude de 46 kilomètres. À compter de 1966, le centre de vol spatial Goddard réalise un relevé systématique du ciel infrarouge avec des ballons stratosphériques dans la bande des 100 microns. Cette campagne d'observations permet de détecter 120 sources infrarouges très lumineuses dans le plan de la Voie Lactée. En 1967, des fusées-sondes emportant des télescopes infrarouges refroidis sont utilisés par le Air Force Cambridge Research Laboratory pour effectuer un relevé systématique des sources infrarouges dans les longueurs d'ondes 4,2, 11, 20 et 27,4 microns. Malgré un temps d'observation cumulé relativement réduit (30 minutes en tout), 90% du ciel est couvert et 2 363 sources infrarouges sont identifiées. Ce relevé identifie des zones d'émission infrarouge dans les régions contenant de l'hydrogène ionisé et au centre de notre galaxie[6].

Création des premiers observatoires terrestres spécialisés[modifier | modifier le code]

À la fin des années 1960, plusieurs observatoires consacrés à l'observation du rayonnement infrarouge sont construits tout autour de la planète et les découvertes se multiplient. En 1967, l'observatoire du Mauna Kea est inauguré au sommet d'un volcan de l'île de Hawaï. Il est situé à une altitude de 4 205 mètres c'est-à-dire au-dessus de la majeure partie de la vapeur d'eau contenue dans l'atmosphère qui intercepte normalement le rayonnement infrarouge. Grâce aux progrès effectués sur les détecteurs on y installe des télescopes spécialisés dans l'infrarouge qui font du site un centre d'observation pivot pour l'astronomie infrarouge. En 1968, un premier relevé astronomique de grande ampleur des sources infrarouges, le Two Micron Sky Survey, est effectué à l'aide d'un télescope installé à l'observatoire du Mont Wilson. Celui-ci utilise un détecteur sulfure de plomb(II) refroidi par de l'azote liquide et optimisé pour l'observation de la longueur d'ondes 2,2 microns. Environ 75% du ciel est observé et 20 000 sources infrarouges sont détectées situées principalement dans les pouponnières d'étoiles, dans le noyau de notre galaxie auxquels s'ajoutent un grand nombre d'étoiles. Les 5 500 sources infrarouges les plus brillantes sont recensé dans le premier catalogue des étoiles infrarouge. En 1970, l'observatoire du mont Lemmon est créé dans les monts Santa Catalina en Arizona (États-Unis). Un télescope spécialisé dans l'infrarouge doté d'un miroir de 1,5 mètres de diamètre y est installé à une altitude de 2900 mètres. Il va faire du site également un lieu majeur de l'astronomie infrarouge[6].

Premières découvertes[modifier | modifier le code]

L'astronomie infrarouge permet des progrès importants dans l'étude des galaxies. Les galaxies actives, caractérisées par un trou noir supermassif accrétant une grande quantité de matière se révèlent très lumineuses dans l'infrarouge. D'autres galaxies, apparemment très calmes dans le visible, se révèlent très lumineuses dans l'infrarouge ce qui est interprété comme la présence d'un grand nombre d'étoiles en cours de formation (galaxie à sursauts de formation d'étoiles)[4]. Jusque au début des années 1980, les détecteurs infrarouge sont monopixels. Des détecteurs multi-pixels sont mis au point permettant aux caméras de réaliser des images beaucoup plus rapidement[6].

Les observatoires aéroportés[modifier | modifier le code]

La NASA met au point le Kuiper Airborne Observatory un télescope infrarouge embarqué à bord d'un avion cargo C-141A qui est utilisé en vol à une altitude de 14 kilomètres c'est-à-dire au-dessus de 99% de la vapeur d'eau contenu dans l'atmosphère. Ce télescope, d'un diamètre de 91,5 centimètres de diamètre, est utilisé à compter de 1974 durant 20 ans pour observer le rayonnement infrarouge. Il permettra de découvrir les anneaux de Saturne en 1977 et la présence d'eau dans les atmosphères des planètes Jupiter et Saturne. Au milieu de la décennie 1970, un spectromètre installé à bord d'un ballon stratosphérique est utilisé pour observer le rayonnement infrarouge lointain. Pour accroitre sa sensibilité, il est immergé dans un thermos remplit d'hélium liquide superfluide qui permet de maintenir sa température à 1 kelvin (un degré au-dessus du zéro absolu), une première dans l'histoire de l'astronomie infrarouge. Les données recueillies constituent la preuve la plus solide de la théorie du Big Bang jusqu'au lancement du satellite COBE en 1989[6].

IRAS : le premier observatoire infrarouge spatial[modifier | modifier le code]

Les télescopes infrarouge sont limités dans leurs observations à certaines longueurs d'ondes y compris lorsque les observatoires sont construits en haute altitude. Les ballons et les fusées-sondes permettent d'observer ces longueurs d'ondes mais le temps d'observation est limité. Pour réaliser des observations prolongées, la seule solution est d'utiliser un télescope spatial. Le développement d'un télescope spatial infrarouge est entrepris au cours de la décennie 1970 et au début des années 1980. Il aboutit au lancement, en 1983, du télescope IRAS, une réalisation conjointe de l'agence spatiale américaine (la NASA) et d'instituts de recherche anglais et hollandais. Au cours de sa mission d'une durée de 10 mois, le satellite cartographie 96% du ciel et détecte plus de 250 000 sources infrarouges en observant les longueurs d'ondes 12, 25, 60 et 100 microns. 75 000 de ces sources sont des galaxies à sursauts de formation d'étoiles qui démontrent que notre univers continue de créer un grand nombre d'étoiles. IRAS effectue également les premières observations du noyau de notre galaxie, la Voie Lactée. La découverte la plus marquante concerne Véga. Cette jeune étoile très brillante de couleur bleutée émet une quantité d'infrarouge bien supérieure à ce qui était prévu. Quelques étoiles présentent la même anomalie en particulier Beta Pictoris visible depuis l'hémisphère sud. Un an après cette découverte, les astronomes Bradford Smith et Richard Terrile travaillant à l'observatoire de Los Campanas (Chili) parviennent à obtenir une image du système stellaire Véga en bloquant la lumière de l'étoile. Celle-ci montre la présence d'un disque de poussières entourant l'étoile produit par la collision d'objets rocheux de la taille de planétésimaux, qui constitue un stade intermédiaire aboutissant à la formation des planètes[4].

Un télescope infrarouge de 15,2 centimètres de diamètre, l'IRT (Infrared Telescope) est installé dans la soute de la Navette spatiale américaine et effectue des observations depuis l'orbite basse durant une huitaine de jours au cours de l'été 1985 (mission STS-51-F). Le télescope refroidi à l’hélium liquide effectue ses observations dans des longueurs d’onde comprises entre 1,7 et 118 microns. En novembre 1989, la NASA lance le télescope spatial COBE dont l'objectif est d'observer le fond diffus cosmologique un rayonnement électromagnétique qui selon la théorie en vigueur a été produit environ 380 000 ans après le Big Bang. Les relevés effectués par COBE sur une période de quatre années permettent de cartographier l'intensité de ce rayonnement sur différentes longueurs d'ondes et de démontrer qu'il existe à ce stade de l'univers de petites irrégularités dans la température à l'origine de la formation des galaxies[6].

Dans les années 1990 est mise au point la technique de l'optique adaptative. Appliquée aux télescopes terrestres, celle-ci permet de corriger les distorsions du flux lumineux incident produites par les turbulences de l'atmosphère terrestre. Ce dispositif fonctionne d'autant mieux que la longueur d'ondes est grande et, de ce fait, il permet d'améliorer de manière considérables la résolution angulaire des télescopes infrarouge terrestres. En 1993, un premier observatoire infrarouge utilisant un télescope de 60 centimètres de diamètre est installé près du pôle sud. SPIREX (South Pole Infrared Explorer) y bénéficie de conditions thermiques très favorables (températures basses) qui permettent de gagner en sensibilité et de nuits particulièrement noires[6].

Les observatoires spatiaux infrarouges récents[modifier | modifier le code]

À la suite d'IRAS, plusieurs observatoires spatiaux infrarouges sont développés et placés en orbite par les principales agences spatiales :

  • ISO est développé par l'Agence spatiale européenne (ESA) et lancé en 1995. Ce télescope permet d'observer une large plage de longueurs d'ondes, de 2,5 à 240 microns, avec une sensibilité plusieurs milliers de fois meilleure que celle d'IRAS et avec une bien meilleure résolution. Le télescope fonctionne durant 3 ans, jusqu'à épuisement de l'hélium liquide qui le refroidit. ISO effectue de nombreuses découverte.
  • L'agence spatiale japonaise lance de son côté, en 1995, IRTS (Infrared Telescope in Space), un télescope spatial infrarouge installé sur le satellite Space Flyer Unit qui est récupéré 2 mois plus tard par la Navette spatiale américaine. Cet observatoire fonctionne durant 28 jours et balaye 7% du ciel en effectuant des découvertes dans le domaine de la cosmologie ainsi que sur la matière interstellaire, la poussière interplanétaire et certaines catégories d'étoiles.
  • MSX, développé pour des répondre à des besoins militaires et opérationnel durant 10 mois entre 1996 et 1997, cartographie les émissions infrarouge des gaz et des poussières dans le plan galactique ainsi que des zones du ciel soit non observées, soit identifiées comme particulièrement brillantes par IRAS. Le télescope effectue ses observations dont les longueurs d'onde de 4,29 µm, 4,35 µm, 8,28 µm, 12,13 µm, 14,65 µm et 21,3 µm et fournies des données avec une résolution spatiale 30 fois meilleure que celle de IRAS.
  • La NASA développe Spitzer qui est lancé en 2003.

L'agence spatiale japonaise développe AKARI qui est lancé en 2006.

  • Herschell (ESA) est lancé en 2009.
  • JWST qui doit prendre la suite du télescope spatial Hubble diffère de ce dernier car il étend le spectre observé à l'infrarouge moyen (rayonnement électromagnétique de 0,6 à 28 µm)[4].

Les observations terrestres récentes[modifier | modifier le code]

Entre 1997 et 2001, le relevé astronomique 2MASS est réalisé par l'université du Massachusetts avec le Jet Propulsion Laboratory, à l'aide de deux télescopes automatisés de 1,3 mètre de diamètre spécialement construits à cet effet, l'un situé dans l'hémisphère nord (observatoire du Mont Hopkins dans l'Arizona), l'autre dans l'hémisphère sud (observatoire interaméricain du Cerro Tololo, au Chili). Le projet 2MASS cartographie intégralement le ciel dans les bandes J (centrée sur 1,25 μm), H (1,65 μm) et KS (2,17 μm) identifie les grandes structures de la Voie Lactée et du Groupe Local, effectue un recensement des étoiles proches de notre Soleil et réalise la découverte de naines brunes et de galaxies actives. En 2001, un interféromètre est installé sur l'observatoire de Keck. Il combine la lumière des deux télescopes de 10 mètres de diamètre qui y sont installés. Il permet de mesurer les émissions infrarouge de la poussière orbitant autour des étoiles voisines, de détecter directement certaines exoplanètes géantes, de produire des images des disques orbitant autour de jeunes étoiles et de détecter des exoplanètes de la taille d'Uranus ou plus grandes autour de plusieurs centaines d'étoiles[4].

L'observation du rayonnement infrarouge[modifier | modifier le code]

Une partie importante du rayonnement électromagnétique infrarouge est soit bloqué, soit absorbé par l'atmosphère terrestre. Il existe toutefois des fenêtres atmosphériques pour lesquelles l'absorption du rayonnement électromagnétique par l'atmosphère terrestre est minimale. Les deux principales fenêtres sont situées entre 3 et 5 µm et entre 8 et 14 µm[7] .

Fenêtres d'observation infrarouge depuis le sol[8]
Gamme de longueurs d'onde micromètres Bandes astronomiques Transparence de l'atmosphère Émission thermique de l'atmosphère Type observatoire
0,65 à 1,0 microns Bandes R et I Tous les télescopes optiques
1,1 à 1,4 microns Bande J Élevée Basse la nuit Télescopes optiques ou infrarouges
1,5 à 1,8 microns Bande H Élevée Très basse Télescopes optiques ou infrarouges
2 à 2,4 microns Bande K Élevée Très basse Télescopes optiques ou infrarouges
3 à 4 microns Bande L Élevée 3 à 3,5 microns : Moyenne
3,5 à 4 microns : Élevée
Quelques télescopes optiques ou infrarouges
4,6 à 5 microns Bande M Faible Élevée La plupart des télescopes infrarouges dédiés et quelques télescopes optiques
7,5 à 14,5 microns Bande N 8 à 9 microns et 10 à 12 microns : bonne
Autres : basse
Très élevée La plupart des télescopes infrarouges dédiés et quelques télescopes optiques
17 à 40 microns 17 à 25 microns : Bande Q
28 à 40 microns : bande Z
Très faible Très élevée Quelques télescopes infrarouges dédiés et quelques télescopes optiques
330 à 370 microns Télescopes submillimétriques Très faible Faible

Infrarouge proche[modifier | modifier le code]

Le rayonnement infrarouge qui a des longueurs d'onde proches de celles de la lumière visible (proche infrarouge de 0,7 à 4 microns correspondant aux bandes J, H, K et L) se comporte d'une manière très semblable à la lumière visible, et peut être détecté en utilisant des dispositifs électroniques semblables. Pour cette raison, la région infrarouge proche du spectre est généralement incorporée en tant qu'élément du spectre « optique », avec l'ultraviolet proche (la plupart des instruments scientifiques comme les télescopes optiques couvrent le proche-infrarouge aussi bien que l'ultraviolet). Les observations dans le domaine de l'infrarouge proche (entre 0,7 et 2,5 microns) peuvent être conduites sur Terre, à l'aide d'un télescope optique muni d'un détecteur sensible à l'infrarouge type CCD.

Infrarouge moyen et lointain[modifier | modifier le code]

La détection d'ondes de longueur supérieure à 4 microns est plus complexe. Les gaz composants l'atmosphère terrestre et plus particulièrement la vapeur d'eau interceptent totalement ou en grande partie le rayonnement entre 0,8 et 14,5 microns. Par ailleurs l'observation est fortement perturbée par le rayonnement thermique produit par l'atmosphère terrestre qui comme tout corps dont la température est différente du zéro absolu rayonne de l'énergie dans l'infrarouge dont des longueurs d'ondes qui dépendent de sa température (loi de Planck). Le rayonnement thermique infrarouge émis par l'atmosphère couvre une large bande spectrale dont le sommet se situe autour de 10 microns et qui affecte plus particulièrement les longueurs d'ondes comprises entre 4,6 et 40 microns. Ce rayonnement infrarouge vient se superposer aux émissions des sources célestes[9].

Le rayonnement compris entre 14,5 et 400 microns est complètement intercepté et les observations doivent être effectuées depuis les sommets des montagnes, des ballons, des avions ou des télescopes spatiaux. Si l'observation est effectuée depuis un observatoire terrestre elle nécessite, non seulement une atmosphère sèche.

L'observation de l'infrarouge lointain (au-delà de 40 microns) nécessite de placer le télescope en orbite autour de la Terre. L'un des plus connus est IRAS, qui a été lancé en 1983. Il était muni de détecteurs sensibles aux longueurs d'onde de 10, 25, 60 et 100 micromètres, il réalisa la première carte infrarouge du ciel, répertoriant plus de 200 000 sources.

Notes et références[modifier | modifier le code]

Notes[modifier | modifier le code]

  1. Ceci est une noteAu contraire de l'astronomie en rayon X ou en radio-astronomie par exemple, qui utilisent des techniques complètement différentes

Références[modifier | modifier le code]

  1. L'observation en astrophysique, p. 4-12
  2. (en) « IR Astronomy: Overview », sur Cool Cosmos, Infrared Processing and Analysis Center (consulté le 12 janvier 2020)
  3. http://www.lastronomie.123.fr/dossier/notions-d-astronomie/chapitre-1114-12-l-infrarouge.php
  4. a b c d e f g et h (en) « Seeing with infrared eyes: a brief history of infrared astronomy », sur ESA, Agence spatiale européenne (consulté le 10 janvier 2020)
  5. (en) James Lequeux, « Early infrared astronomy », Journal of Astronomical History and Heritage, vol. 12, no 2,‎ , p. 125 - 140 (DOI 10.1007/s10509-012-1019-4, lire en ligne)
  6. a b c d e et f (en) « Infrared Astronomy Timeline », sur Cool Cosmos, Infrared Processing and Analysis Center (consulté le 12 janvier 2020)
  7. « L 'INFRAROUGE : Pourquoi observer en Infrarouge ? », IRFU,
  8. (en) « IR Atmospheric Windows », sur Cool Cosmos, Infrared Processing and Analysis Center (consulté le 12 janvier 2020)
  9. (en) « IR Atmospheric Windows », sur Cool Cosmos, IPAC (consulté le 13 janvier 2020)

Bibliographie[modifier | modifier le code]

  • Pierre Léna, Daniel Rouan, François Lebrun, François Mignard, Didier Pelat et al., L'observation en astrophysique, EDPSciences/CNRS Edition, , 742 p. (ISBN 978-2-271-06744-9)

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]