Images et représentations de l'univers : techniques d'observation.

Les télescopes : la décomposition du rayonnement électromagnétique.

L’espace baigne dans un intense rayonnement millimétrique (rayonnement cosmologique) que l’on pense être un vestige du " big-bang ".Le rayonnement infrarouge est responsable de la sensation de chaleur, le rayonnement ultraviolet nous fait bronzer, les rayons X permettent de déceler des fractures par exemple.

Les longueur d'ondes

Violet : 0.4 - 0.446 mm
Bleu : 0.446 - 0.500 mm
Vert : 0.500 - 0.578 mm
Jaune : 0.578 - 0.592 mm
Orange : 0.592 - 0.620 mm
Rouge : 0.620 - 0.7 mm

Le bleu, le vert et le rouge sont les couleurs (ou les longueurs d'onde) primaires du spectre visible. Une couleur primaire ne peut être créée par deux autres couleurs, mais toutes les autres couleurs peuvent être créées en combinant les couleurs primaires. Même si nous voyons la lumière du Soleil comme ayant une couleur uniforme ou homogène, en réalité, elle est composée d'une variété de longueurs d'onde dans les parties de l'ultraviolet, du visible, et de l'infrarouge du spectre.

L'infrarouge s'étend approximativement de 0,7 à 100 mm, ce qui est un intervalle environ 100 fois plus large que le spectre visible. L'infrarouge se divise en deux catégories: IR réfléchi et IR émis ou thermique.Le rayonnement ultraviolet se situe au-delà du violet de la partie du spectre visible. Certains matériaux de la surface terrestre, surtout des roches et minéraux, entrent en fluorescence ou émettent de la lumière visible quand ils sont illuminés par un rayonnement ultraviolet.

La lumière que nos yeux peuvent déceler se trouve dans ce qui s'appelle le "spectre visible". Il est important de constater que le spectre visible représente une bien petite partie de l'ensemble du spectre. Une grande partie du rayonnement électromagnétique qui nous entoure est invisible à l'oeil nu, mais il peut cependant être capté par d'autres dispositifs de télédétection. Les longueurs d'onde visibles s'étendent de 0,4 à 0,7 mm. La couleur qui possède la plus grande longueur d'onde est le rouge, alors que le violet a la plus courte. Le spectre électromagnétique s'étend des courtes longueurs d'onde (dont font partie les rayons gamma et les rayons X) aux grandes longueurs d'onde (micro-ondes et ondes radio).

Un exemple : Hubble

Le télescope spatial Hubble a été lancé par la navette spatiale Voyager en 1990. Ce n’est pas une sonde d’exploration devant s’éloigner de la Terre, mais c’est un télescope en orbite permettant de s’affranchir de l’atmosphère terrestre et de distinguer les détails sur la surface des planètes. Les images envoyées par Hubble sont d’excellence qualité, surtout depuis qu’il a été réparé en 1993 par des astronautes venus par la navette spatiale.

Le télescope emprunte son nom à Edwin Powell Hubble, l’astronome qui découvrit en 1929 que la lumière émise par les galaxies les plus lointaines dont il venait de prouver l’existence, est décalée vers le rouge. Ce décalage est interprété comme la traduction physique de leur éloignement, incluant l’idée de l’expansion de l’Univers.

Fonctionnement des télescopes classiques.

Définition.

Un télescope est un instrument optique de base en astronomie dont l’objectif est généralement un miroir concave.

Fonctionnement.

Il ne faut pas confondre lunette et télescope…

Le trajet de la lumière est fondamentalement différent dans ces deux instruments optiques.

Le principe de fonctionnement d’un télescope est basé sur un jeu de miroirs. Le miroir primaire capte la lumière et la dirige vers un second miroir qui, à son tour, la réfléchit vers l’oculaire.

Les points forts des télescopes sont leur compacité et leur grande luminosité. Comme, dans un télescope, le trajet effectue des allers-retours, le tube est plus court que la distance focale réelle du miroir primaire. De même, il est plus facile, et donc moins coûteux, de fabriquer de grands miroirs que de larges lentilles.

L’intérêt majeur des télescopes, par rapport aux lunettes, est leur grande clarté, indispensable pour observer des corps célestes peu lumineux..

Leurs limites.

Les télescopes terrestres ont leurs faiblesses.

La principale est liée à leur principe de fonctionnement, notamment à l’occultation partielle du miroir primaire par le miroir secondaire. La conséquence la plus fâcheuse est la l’accentuation d’anneaux parasites lors de l’observation de sources lumineuses ponctuelles. Une autre faiblesse est l’hypersensibilité aux turbulences de l’air, même par nuit claire.

A la différence des télescopes au sol, le travail de Hubble n’est pas contraint par la turbulence atmosphérique et la pollution lumineuse, deux des bêtes noires des astronomes. En effet, la turbulence atmosphérique rend les étoiles semblables à des objets plutôt floues et étendus ; et la pollution lumineuse, due notamment à la lumière diffuse des villes, limite les observations aux objets les plus brillants. ( Transition sur Hubble… ).

Les découvertes

Tout d’abord, Hubble apporte la preuve définitive de l’existence de planètes extrasolaires (jusqu’ici leur existence était une quasi-certitude mais elles restaient invisibles du fait de la lumière aveuglante de leur soleil). Ensuite Hubble a montré que le cosmos était plus rempli qu’on ne le croyait .Hubble a aussi permis de mesurer le taux d’expansion de l’univers (interrogation qui datait de la découverte de ce processus d’expansion, il y a près de 70 ans par le chercheur Edwin Hubble). Le télescope a permis de donner un âge à l’univers : environ 12 milliards d’années.

C’est lui aussi qui a permis de démontrer que l’expansion de l’univers doit se poursuivre indéfiniment et en s’accélérant (basé sur la théorie du Big-Bang).

Mais étant une véritable mine d’informations ,il a permis d’établir un lien entre les sursauts de rayons gamma et la mort des étoiles (les explosions les plus puissantes de l’univers, les sursauts de rayons gamma, se produisent dans les galaxies éloignées, dans des régions ou se forment de nouvelles étoiles super massives), sans compter qu’il a permis d’observer que les disques de gaz (hydrogène essentiellement) autour des jeunes étoiles (qui peuvent donner naissance à des planètes ) sont également très instables et ont tendance à se dissiper.

Hubble a aussi détecté la présence d’un trou noir super massif au centre de la plupart des galaxies.

Si l’on ajoute à cela, que Hubble a fourni les images les plus claires du processus complexe de naissance et de mort des étoiles, ainsi que les premiers éléments visuels sur les changements climatiques de grande ampleur survenus sur les planètes Uranus et Neptune (il a pu fournir des vues de la surface de Pluton, on peut dire que Hubble a fait progresser de manière spectaculaire le domaine du savoir en ce qui concerne l’espace et ses mystères.

Les limites de Hubble

Hubble est, malgré toutes les découvertes qu’il représente, sur la fin de sa vie (du moins fonctionnelle : il est prévu que Hubble soit ramené par la navette Columbia en 2010 et il sera exposé au musée national de l’Air et de l’Espace de Washington). Le remplaçant de Hubble sera lancé en 2009 : Next Generation.

Hubble va partir car il est encore limité par rapport à ce que va pouvoir fournir son successeur : non pas que Hubble soit de piètre qualité mais tout simplement du fait que Hubble représente la première génération de télescope orbital et par conséquent les technologies qu’il possède sont pour la plupart expérimentales. Ainsi son successeur va amener avec lui toutes ces technologies sous une forme plus développée et plus résistantes aux conditions réelles, désormais connues, d’utilisation.

Mais durant sa vie Hubble a subi plusieurs interventions, comme la correction de l’aberration sphérique dont était affecté le télescope. Les panneaux solaires furent aussi remplacés car ils étaient responsables du dépointage de l’instrument en raison de chocs thermiques subis lors du passage du satellite de la zone d’ombre terrestre à la zone éclairée du soleil.

La caméra planétaire à grand champ, défectueuse à l’origine, fut aussi remplacée et on en profita pour installer une pièce optique correctrice pour le reste des instruments.

Et en 1999, le changement des gyroscopes fut nécessaire pour permettre à Hubble de subsister encore quelques temps.

Même si Hubble a dû être réparé à de multiples reprises, ce fut plus à cause son âge à la fois jeune (en années) mais déjà vieux (pour ces technologies expérimentales).

Et si Hubble doit être remplacé dans quelques années, aucun scientifique ne pourra nier dans l’avenir que Hubble a fait progresser notre connaissance du passé et que sa fabrication et son utilisation furent une révolution.

Les radiotélescopes

En 1965, deux ingénieurs, Penzias et Wilson transforment une antenne qui servait jusque là à capter les signaux des premiers satellites en radiotélescope. Ils le règlent sur la longueur d’onde de 7,35 cm et découvrent ainsi une des premières confirmation du Big Bang. Ils viennent en effet de découvrir le rayonnement de fond de l’Univers " rayonnement fossile " qui est le premier rayonnement émis par l’Univers.

Un radio télescope est en fait un appareil récepteur utilisé en astronomie dans lequel les ondes reçues sont focalisées par un miroir vers une antenne reliée à un récepteur-enregistreur.

La découverte de Penzias et de Wilson entraîna un grand intérêt pour ce type de télescopes qui continuent à se développer et gagnent de plus en plus en précision.

Les télescopes gamma

Présentation

Les rayons gamma constituent la forme extrême du rayonnement électromagnétique ; ils sont associés au phénomène de radioactivité, et foisonnent dans les cœurs des centrales nucléaires. Les sources astrophysiques de rayonnement gamma sont toujours d'une violence fantastique, comme les supernovas ou les quasars, et les mécanismes d’émission impliquent généralement des particules à haute énergie. Contrairement à la majorité des autres domaines du spectre électromagnétique, il reste encore mal exploré. C'est pour combler en partie ce retard que le projet du satellite INTEGRAL a été conçu.

Difficultés

Le rayonnement gamma est très difficile à observer; tout d'abord parce que notre atmosphère constitue un écran totalement opaque au rayonnement gamma. Ceci est en fait plutôt heureux, car, comme on l'a bien appris avec la radioactivité, le rayonnement gamma est dangereux. Pour les astronomes, cela signifie qu'il faut s'affranchir de l'atmosphère en plaçant le détecteur dans un ballon ou, nettement mieux mais beaucoup plus onéreux, à bord d'un satellite.

Une autre difficulté de l'astronomie gamma provient de la nature même de rayonnement gamma. Plus la fréquence d'un photon est importante, plus son énergie est élevée. Cela veut dire que, à quantités d'énergie égales, une source émettrait un million de fois moins de photons gamma que de photons visible. Comme ce sont les photons que l'on détecte, le signal de cette source apparaîtrait beaucoup plus faible dans le domaine gamma que dans le domaine visible. Etant donnée la grande énergie des photons gamma, les détecteurs s'apparentent aux détecteurs utilisés en physique des particules. Or, le ciel est rempli de particules que l'on appellent "rayons cosmiques" (qui n'ont rien en commun avec le rayonnement électromagnétique). Les détecteurs de photons gamma détectent aussi ces rayons cosmiques qui les bombardent, et il est la plupart du temps impossible de distinguer la nature de ce qui a été détecté.

Il n'existe ni lentille, ni miroir pour les rayons gamma. Leur énergie est en effet tellement grande que la matière les perçoit beaucoup plus comme un "projectile" que comme une onde que l'on peut réfléchir ou focaliser. Pour se représenter comment "voit" un détecteur gamma, il suffit de fermer les yeux: On est toujours sensible à la présence de la lumière, mais il devient difficile de trouver la direction de la source de lumière, et pratiquement impossible d'en connaître la forme, ou de distinguer deux sources de lumière proches.

Le masque codé

Un télescope conventionnel focalise la lumière au moyen de lentilles ou de miroirs. Cette méthode ne s'applique pas aux rayons gamma, qui seraient absorbés par la matière du miroir ou de la lentille. Pour obtenir une image du ciel en rayons gamma, il est nécessaire d'utiliser la technique du "masque codé".

Cette technique consiste à masquer partiellement l'ouverture du télescope et à mesurer l'ombre de ce masque projetée sur le détecteur de l'instrument. Le masque est percé d'un motif particulier placé au dessus du détecteur et projette l'ombre de la source de rayons gamma sur ce dernier. La position des zones éclairées permet de calculer la position de la source. Le principe du masque codé a été découvert par Aristote. L'ombre sur le détecteur est décalée en fonction de la position des sources dans le ciel. En connaissant l'orientation du satellite dans l'espace et en analysant les données du détecteur, il est possible de retrouver la position et l'intensité des sources de rayons gamma, et donc de reconstituer l'image de la région du ciel observée. Cette opération est cependant assez délicate dans le cas de nombreuses sources et nécessite l'utilisation de programmes d'analyse complexes. , pour la première fois, ces spécialistes (de la physique des particules, afin de concevoir le détecteur, et des mathématiques et l'informatique, afin d'extraire l'information scientifique subtilement cachée dans des données apparemment inutilisables)unissent leurs efforts pour développer des instruments à la pointe de la technologie et mettre leur longue expérience sur l'analyse des données à disposition de l'ensemble de la communauté astronomique. On peut donc s'attendre à un avancement conséquent de notre connaissance de l'astronomie gamma.

Fonctionnement d'un télescope à rayons gamma

Le télescope à rayons gamma détecte des rayonnements très énergétiques dont la longueur d'onde est extrêmement petite (plus courte que celle des rayons X et donc de la lumière visible). Les rayons gamma pénètrent dans le télescope à travers un détecteur de particules chargées et traversent des couches de matériaux qui les transforment en couples électron-positron. Les électrons et les positrons possèdent des charges électriques, ce qui provoque des étincelles lorsqu'ils passent au travers des chambres à étincelles. Des détecteurs de lumière (photomultiplicateurs), associés à un cristal scintillant, sont placés à la base du télescope et permettent d'enregistrer les étincelles. Les astronomes peuvent ainsi reconstituer des images des objets émettant des rayons gamma.

Fonctionnement d’un télescope infrarouge

Les télescopes à infrarouge détectent des rayonnements dont la longueur d'onde est supérieure à celle de la lumière visible. Le rayonnement infrarouge capté par le télescope subit une première réflexion sur un large miroir (miroir primaire) situé à la base de ce dernier, puis une seconde réflexion sur un miroir plus petit (miroir secondaire) situé au foyer du miroir primaire. Le rayonnement infrarouge est ainsi acheminé vers les détecteurs (thermiques ou quantiques) et autres instruments d'analyse (spectromètres, photomètres, polarimètres…) situés sous les miroirs, qui permettent aux astronomes d'étudier les corps célestes (planètes, étoiles, galaxies…) émettant des rayonnements infrarouges. Il est important de noter que les télescopes à infrarouge doivent être maintenus à très basses températures (températures cryogéniques) pour éviter que leur propre chaleur ne produise un rayonnement infrarouge susceptible d'interférer avec les rayonnements observés.

Observation aux rayonsX

Les particules attirées par un trou noir effectuent une rotation (II]A/) autour de la singularité de plus en plus rapide. Or, plus la vitesse augmente, plus l’agitation moléculaire augmente. Ce qui résulte à une surchauffe des particules, et donc une hausse très brutale de la température. De cette manière, ces particules émettent des rayons X détectables par nos satellites télescopes hors-atmosphère. Mais la présence de rayons X dans une région donnée de l’espace caractérise soit la présence d’un trou noir, soit celle d’une étoile à neutron. Cette dernière hypothèse est écartée lorsque la masse mise en jeu est trop importante, et résulte d’un trou noir évident.

En juin 2000, Jörn Willms et son équipe ont détecté pour la première fois un trou noir, sans contestation, grâce à l'un des trois satellites XMM-Newton : Satellite "Mutli-Mirroirs" (10m) détecteur de sources lumineuses puissantes à de très longues distances (RayonsX également), lancé sur Ariane 5 à Kourou le 10 décembre 1999 par l'Agence Européenne de l'Espace -ESA-

D'autres satellites sont fréquemment utilisés pour la détection aux rayons X

- Le satellite "Hubble" (nom donné en l'honneur d'un grand astrophysicien)

- Le satellite "Chandra" -AXAF- (Nasa), plus puissant encore, qui a permis de reperer un Trou noir au centre de la Voie Lactée, notre galaxie.