L'observation du ciel et de l'univers

« les meilleurs sont localisés en altitude, loin des villes dont les différentes émissions (radio, mais aussi lumière de l'éclairage public et privé ...

) perturbent les observations.

LES LUNETTES ET rtLESCOPES Le télescope et la lunette sont les deux instruments astronomiques utilisés pour recueillir la lumière visible des astres.

Ces instruments fonctionnent avec des dispositifs communs : ils comportent tous deux un objectif et un oculaire .

Le premier collecte les rayons lumineux issus des astres et les concentre en un point, le second fournit une image agrandie de ce point à l'instar d'une loupe.

royer La lunette construite en 1609 par Galilée ne peut guère, par son principe, donner naissance à des instruments d'observation puissants.

C'est Johannes Kepler qui a fourni le principe de la lunette astronomique, instrument dit «réfracteur de lumière».

L'objectif de la lunette est en effet formé par une lentille de verre ; la lumière qui entre dans cette lentille change de milieu de propagation (elle passe de l'air dans le verre) , donc dévie sa direction : elle est réfractée.

Les object if s des lunettes actuelles sont formés d'une combinaison de lentilles différentes pour éviter le phénomène appelé « aberration chromatique >> (séparation des différentes ondes lumineuses, donc des couleurs, lors de la réfraction par la lentille).

Les lunettes servent surtout aujourd'hui comme instruments de pointage ou guidage des grands télescopes.

-Les télescopes sont les grand s collecteurs modernes de lumière.

Leur objectif est constitué d'un miroir qui réfléchit la lumière.

Ainsi, la lumière qui arrive sur le miroir est renvoyée du miroir vers le milieu d'où elle vient.

Les miroirs présentent de nombreux avantages par rapport aux lentilles : il n ' existe pas d'aberration chromatique, les ondes lumin euses qui s'y réfléchissent n'appartiennent pas seulement au domaine visible, mais aussi aux ultraviolets et à l'infrarouge et leur procédé de fabrication est moins complexe.

Les miroirs des télescopes ne sont pas en général des surfaces planes, ils sont plutôt concaves.

La plupart des miroirs, fabriqués en verres spéciaux ou en céramique, sont recouverts d'une fine couche d'aluminium ou d'argent à laquelle se rajoute souvent une couche protectrice de quartz.

LA RÉCEPTION ET L'ENRE~ISTREMENT DESIMA~ES Si l'œil a été longtemps le seul récepteur des images fournies par les lunettes ou les télescopes, il est le plus souvent remplacé aujourd'hui par des détecteurs photographiques, électroniques ou photoélectriques.

La plaque photographique accumule au cours du temps des photons, particules de la lumière.

Au bout de plusieurs heures, on arrive ainsi à enregistrer des images d'astres invisibles à l'œil nu.

Mais si le flux de lumière est trop faible ou trop intense, il ne s'y imprime rien .

Il existe aussi des détecteurs plus sensibles, les photomètres, enregistrant des flux lumineux.

L'utilisation de dispositifs optoélectroniques a permis d'enregistrer des images de meilleure qualité.

La caméra électronique, le premier de ces appareils , inventée en 1936, permet de reconstit uer une image électronique semb lable à l'image lumineuse.

L'utilisation des caméras CCD (Charge Coupled Deviee ) s'est géné ralis ée ces dernières années.

Ces dispositifs à comptage de photons, où la plaque photographique est remplacée par de minuscules photomultiplicateurs, permettent d'atteindre, dans des temps assez courts, une sensibi lit é photométrique excellente dans une large gamme de longueurs d'onde.

LA RADIOASTRONOMIE Les rayonnements radio de l'univers sont captés sur Terre grâce aux radiotélescopes .

Ces derniers fonctionnent à peu près comme les télescopes optiques : les ondes sont captées par une surface réflectrice, appelée miroir, qui les concentre sur une antenne placée en son foyer.

Le rayonnement radio, beaucoup plus faible que les rayons lum ineux , est ensuite amplifié avant d 'être envoyé sur un récepteur et enregistré.

Les surfaces réflectrices sont le plus souvent de grande dimen sion et les réflecteurs les plus courants sont paraboliques et orientables .

L'enregistrement simultané par deux réflecteurs (parfois séparés par des milliers de kilomètres) d'ondes radio provenant d'une même source s 'appelle l'interférométrie.

Elle permet de localiser avec une précision accrue (proportionnelle à la distance entre les deux télescopes) la source du rayonnement.

La puissance des ordinateurs actue l s permet d'intégrer des données provenant d'un grand nombre de radiotélescopes différents, ce qui accroit la précision dans tous les secteurs célestes .

L'installation dite VLBI (pour Very long Baseline lnterferometry, interférométrie à base très large) fonctionne sur ce principe.

Elle comprend 18 t élescope s réparti s sur les cinq continents et dans le Pacifique (iles Hawaii) , ainsi qu'un télescope spatial nommé VSOP (pour VlBI Space Observatory System, Système d'observation spatiale du VLBI).

La distance maximale entre deux télescopes ainsi obtenue est de 25 ooo km, ce qui autorise une précision d'un millième de seconde d'arc (la seconde d'arc est la soixantième partie de la minute d'arc, elle-même soixantième partie du degré), 100 fois supérieure à celle du sate llite Hubble .

L'ASTRONOMIE DANS L'ESPACE Pour observer les rayonnements qui n'atteignent pas la surface de la Terre à cause de l'atmosphère, il a fallu installer des instruments astronomiques à bord des ballons stratosphériques, fusées et satellites envoyés dans l'espace depuis les années 1970.

L'observation satellitaire s'est aussi doublée d'une observation locale grâce aux sondes et aux robots automatiques envoyés autour ou sur les planètes, comètes, sate llites naturels, etc.

Après l'envoi dans l'espace des premiers télescopes optiques tels le télescope Hubble ou le satellite Hipparcos, qui avaient pour objet l'étude des astres très peu lumineux et la mesure des positions des étoiles, des télescopes nouveaux ont été lancés pour observer toutes les sources célestes de rayonnement gamma, X ou infrarouge.

Les satellites d'observation en rayonnement X Le rayonnement X a pour origine l'interaction d'électrons de grande énergie avec le milieu environnant : plasma ou champ magnétique (le plasma est un gaz composé d'ions et d 'électrons, de très haute température, qui entoure le plus souvent le cœur des étoiles).

Il faut s'élever à au moins so km d'altitude au-dessus de la Terre pour observer sans perturbations les rayons X célestes.

Le choix de l'orbite du sate llit e d'observation est donc primordial pour éviter qu'il ne se trouv e au sein des ceintures de radiations qui entourent la Terre, constituées d'ions piégés par le champ magnétique terrestre.

Ces particules chargées peuvent en effet endommager les sources d'énergie des instruments embarqués et parasiter le signal enregistré.

les télescopes qui permettent l'observation des rayons X contiennent des miroirs spéciaux qui sont inclinés de manière à ce que les rayons X ne frappent pas leur surface à angle droit.

En effet, les rayons X ne sont pas réfléchis si leur angle d 'incidence est droit.

Ille ur faut une incidence dite rasante .

En 1970 a été lancé le premier sate llit e d ' observation en rayonnement X, SAS-1 Uhuru, par les États -Unis .

Aujourd'hui deux grands satellites se partagent l'espace d 'observation des rayons X : le premier, Chandra , est américain, le deuxième, XMM (X-ray Multi Mirror), est européen.

Leurs caractéristiques sont complémentaires et les données recueillies sont mises en commun au sein de la communauté scientifique mondiale après un délai d'exclusivité d'un an.

Les satellites d'observation des rayons infrarouges Un fond diffus de rayonnement infrarouge, résidu de sa naissance, emplit l'Univers, et la majorité de la lumière des galaxies distantes nous arrive aujourd'hui dans le domaine de l'infrarouge (ici, vue infrarouge d'Andromède en fausses couleurs).

Pour observer ce domaine infrarouge, il a fallu s'affranchir de problèmes techniques liés au bruit thermique des détecteurs du rayonnement : en effet, les détecteurs émettent eux-mêmes du rayonnement infrarouge qu'il faut distinguer de celui que l'on veut étudi er.

Le satellite IRAS {lnfrared Astronomical Satellite) , lancé au début des années 1980, a permis de détecter nombre de galaxies et de corps célestes invisibles dans le domaine optique.

Lancé en 1995, le satellite ISO {lnfrared Space Observatory) a tout particu lièrement exploré les émission s infrarouges plus lointaine s.

Les sondes spatiales Entre 1962 et aujourd'hui, toutes les planètes du système sola ire, exceptée Pluton , la plus lointaine, ont été survolées par des sondes .

À bord de ces véhicules spatiaux se trouvaient des instruments d'optique tels que des caméras, des spectromètres , des magnétomètres, etc.

Des sondes sont également passées à proximité de comètes ou d'astéroïdes.

Un des exemple s les plus connus est la mission Pathfinder, permettant en 1996 le largage sur Mars d 'une sonde qui a pris des photographies de la surface martienne et a étudié de nombreuses propriétés du sol grâce au robot Sojourner.

IM:Ii:iK'{I Les rayons gamma correspondent à un rayonnement de très faible longueur d'onde mais d'énergie très élevée.

Ils ne peuvent être détectés qu'en dehors de l'atmosphère terrestre et le faible flux de rayonnement perçu rend difficile la construction d'instruments adaptés.

L'étude de ces rayons permet , entre autres, de mieux connaître l'origine des particules de très haute énergie, appelées rayon s cosmiques , la composition des matériaux formant les galaxies ou encore les mécanismes de formation des étoiles au cœur de Grâce aux satell ites d'observation tels que GRO-Compton (Gamma Ray Observatory), un phénomène particulier a été découvert : des explosions très brèves et très intenses qui libèrent en une dizaine de secondes autant d'énerg ie que l e Soleil pendant ses 10 milliards d'années de vie.

Ces explosions sont appelées « sursauts gamma >>.

Leur origine est encore inconnue mais fait l'objet de recherches importantes.

LA D~COUVERTE DE NEPTUNE Après la découverte d'Uranus au XVII' siècle, les scientifiq ues ont eu du mal à accorder la trajectoire de cette planète avec celle qu'ils avaient calculée grâce aux nouvelles lois de mécanique céleste.

Deux hypothèses émergent alors pour expliquer cette différence : soit la loi de la gravitation n'est pas universe lle car elle ne s'app lique pas à Uranus, soit un corps massif, proche de la planète, perturbe son orbite.

François Arago {1786 -1853), physicien français alors directeur de l'observatoire de Paris, demande à Urbain Le Verrier d'étudier l'orbite d'Uranus .

Ce dernier émet l'hypo thèse d 'une huitième planète et la situe précisément sur la voûte céleste.

Les Allemands possédant à cette époque une cartographie très précise du ciel, Le Verrier leur demande de rechercher cette planète.

le 23 septembre 1846 , le jour même de la réception du courrier de Le Verrier, Johann Galle découvre la nouvelle planète à l'observatoire de Berlin.

Elle sera baptisée Neptune par le bureau des longit udes de Paris.. »