Télescopes spatiaux

L’intérêt principal de mettre un télescope en orbite est de s’affranchir de l’atmosphère terrestre qui perturbe les observations quand on est sur Terre. Toutefois cela dépend du type de longueur d’onde dans lequel on observe. Dans certains cas on reçoit très bien sur Terre certaines ondes, notamment les ondes radio dans certaines fréquences.

↑  Opacité de l’atmosphère en fonction des longueurs d’onde

C’est aussi pour diminuer au maximum l’effet néfaste des perturbations atmosphériques sur l’observation que beaucoup de télescopes terrestres sont maintenant installés en altitude, que ce soit au Chili dans les hauteurs du désert de l’Atacama, à Hawaï, aux Canaries, etc.

À diamètre égal de son miroir primaire, un télescope dans l’espace est 5 à 10 fois plus performant que sur Terre. Le revers de la médaille se situe au niveau de la maintenance. Seul le télescope Hubble a pu être réparé et amélioré car il est en orbite basse et cela a pu être rejoint par des navettes spatiales (qui ne sont plus opérationnelles depuis quelques années déjà). C’est pour cela qu’on assigne à ces télescopes des missions d’une durée nominale assez courte. Dans le meilleur des cas ces missions peuvent être prolongées de plusieurs années.

Nous allons ici passer en revue un certain nombre de télescopes spatiaux qui ont fonctionné, qui fonctionnent encore ou qui vont être lancés dans un futur proche. Nous ne les citerons pas tous ! Ils seront classés en fonction des longueurs d’onde dans lesquelles ils fonctionnent et donc quels sont leurs domaines de recherche.

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Ces télescopes fonctionnent dans (des ondes les plus longues aux plus courtes) :

1 – Les ondes radio
2 – Les micro-ondes (ondes millimétriques ou submillimétriques)
3 – L’infrarouge
4 – Télescopes opérant dans le visible et proches rayonnements
5 – L’ultraviolet
6 – Les rayons X
7 – Les rayons gamma
8 – Cas particuliers : SOHO et SDO


 

 

1 – Télescopes opérant dans les ondes radio

 

Ils sont peu utilisés sur des satellites, dans la mesure où l’atmosphère est transparente pour les ondes radio (du moins pour les ondes radio courtes ou moyennes). Aussi les radio-télescopes placés dans l’espace sont-ils utilisés généralement pour réaliser de l’interférométrie à très longue base. Un télescope est basé sur Terre tandis qu’un autre observatoire est placé dans l’espace : en synchronisant les signaux collectés par ces deux sources on simule un radio-télescope dont la taille serait la distance existant entre les deux instruments. Les observations effectuées avec ce type d’instrument portent sur les restes de supernovæ, les lentilles gravitationnelles, les masers, les galaxies à sursaut de formation d’étoiles ainsi que beaucoup d’autres objets célestes.

Une autre application de ces satellites est de pouvoir effectuer des mesures de très longue durée sur un objectif précis, ce qui n’est pas possible sur la Terre en raison de sa rotation sur elle-même.

Un exemple est celui du satellite HALCA (acronyme de « Highly Advanced Laboratory for Communications and Astronomy »), qui est un radiotélescope spatial comportant une antenne de 8 mètres de diamètre développé par l’institut scientifique japonais ISAS (agence spatiale japonaise JAXA). Lancé le , HALCA est le premier satellite à utiliser la technique d’interférométrie à très longue base. La mission prit fin en après l’épuisement des ergols utilisés pour le contrôle du satellite.

Orbite Orbite terrestre
Périgée 556 km
Apogée 21 375 km
Période 6h20
Inclinaison 31°
Type radiotélescope Cassegrain
Diamètre 8 m.
Longueur d’onde 1,6/1,73 GHz, 4,7/5 GHz et 22/22,3 GHz

Résultats :

Ce radiotélescope virtuel doté d’une ouverture de 30.000 km a pu être créé par la technique de l’interférométrie à très longue base en combinant les signaux d’HALCA avec ceux d’observatoires situés sur Terre. Cette technique a permis des observations des émissions radio du quasar PKS0637-752 avec une résolution de 2/10000 seconde d’arc et d’un jet situé dans la galaxie M87 avec une résolution de 1/1000 seconde d’arc. La mise en œuvre de l’interférométrie à très longue base avec un radiotélescope spatial est une première qui a été récompensée en 2005 par le prix Laurel de l’International Academy of Astronautics.


 

 

2 – Télescopes opérant dans les micro-ondes

 

On appelle généralement ces longueurs d’onde « millimétriques et/ou submillimétriques« . Ce sont aussi des ondes qui passent assez bien au travers de l’atmosphère terrestre, comme les ondes radio. C’est pourquoi ces télescopes sont peu utilisés dans l’espace. Quelques exceptions notables toutefois, notamment Planck et Herschel (mixte micro-ondes et infrarouges).

Aux fréquences millimétriques, les photons sont très nombreux mais ont très peu d’énergie. Il faut donc en collecter beaucoup. Ce rayonnement permet de mesurer le fond diffus cosmologique, la distribution des radio-sources, ainsi que le rayonnement synchrotron et le rayonnement continu de freinage de notre galaxie.

 

Le principal télescope de ce type a été Planck

Planck est un observatoire spatial développé par l’Agence spatiale européenne (ESA) avec une participation de l’agence spatiale américaine, la NASA. La mission du satellite est de cartographier les infimes variations de température (ou d’intensité) du fond diffus cosmologique, rayonnement dans le domaine micro-onde montrant l’Univers tel qu’il était 380.000 ans après le Big Bang. La mission Planck a été sélectionnée en 1996 pour être la troisième mission de taille moyenne du programme scientifique de l’ESA Horizon 2000.

Le rayonnement étudié ne peut être observé de manière suffisamment précise que depuis l’espace. Deux satellites de la NASA (COBE à la fin des années 1980 et WMAP en 2001) ont dressé une première carte du rayonnement fossile. Planck, lancé le 14 mai 2009 par une fusée Ariane 5, a comme objectif grâce à son instrument principal HFI refroidi à 0,1 kelvin de dresser une carte 20 à 30 fois plus précise que ses prédécesseurs. La collecte des données par HFI s’est achevée en janvier 2012 après épuisement de l’hélium utilisé pour refroidir les bolomètres utilisés comme détecteurs.

↓  Résultats comparés des télescopes spatiaux COBE, WMAP et PLANCK

Une première interprétation complète des données collectées a été présentée en mars 2013. Les résultats complets ont été rendus publics en décembre 2014 et publiés au début de 2015. Les paramètres cosmologiques qui décrivent l’univers actuel et son histoire tels que âge de l’univers et sa composition initiale, ont pu être affinés grâce à la précision inégalée des données recueillies par Planck. Ces éléments permettent de mieux comprendre certains aspects de la physique de l’univers primordial, ainsi que le mode de formation des grandes structures de l’Univers. Dans l’ensemble, les données de Planck confirment la théorie de l’inflation cosmique, un des piliers du modèle standard de la cosmologie, la théorie la plus couramment admise concernant le mode de formation de l’univers observable.

 

↑  Vue du « fonds diffus cosmologique » ou « rayonnement fossile » de l’Univers par Planck.

↓  Vidéo explicative sur le fonctionnement de Planck et ses résultats


 

 

3- Télescopes opérant dans les ondes infrarouges

 

L’infrarouge et l’infrarouge lointain sont des rayonnements électromagnétiques dont les longueurs d’onde se situent entre environ 0,75 et 1 000 micromètres ou microns (μm), soit entre la lumière visible et les ondes submillimétriques.

Sans tenir compte de la lumière qu’il peut réfléchir, tout objet ayant une certaine température thermodynamique émettra un rayonnement de corps noir dont une partie se situe dans l’infrarouge. Les télescopes infrarouge permettent ainsi d’observer certains objets qui sont difficiles, voire impossibles à observer avec d’autres instruments, tels des naines brunes, des nébuleuses et des galaxies ayant un important décalage vers le rouge. Certaines longueurs d’ondes en infrarouge permettent également d’observer à travers une certaine quantité de poussière interstellaire.

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.

Un excellent exemple de l’intérêt d’observer certains éléments du ciel en infrarouge : deux photos de la « boucle de Barnard », nébuleuse dans la constellation d’Orion. A gauche en lumière visible et à droite en infrarouge

Télescopes au sol ou spatiaux ?

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. Afin de limiter cette absorption, on construit généralement les observatoires infrarouges à de hautes altitudes et dans des climats très secs.

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.

Dans l’espace :

Les télescopes infrarouges spatiaux ont deux avantages face à ceux qui sont au sol :
• L’absence de fenêtre atmosphérique
• Le refroidissement facilité de la structure.

 

Nous avons retenu 3 télescopes spatiaux opérant dans l’infrarouge : Herschel, Spitzer et (bientôt) le JWST.

 

Herschel :

Herschel est un télescope spatial infrarouge développé par l’Agence spatiale européenne (ESA) opérationnel entre 2009 et 2013. Son objectif scientifique était de réaliser des observations astronomiques dans les domaines de l’infrarouge lointain et du submillimétrique (longueurs d’ondes 55 à 672 µm) pour étudier la formation des étoiles, la naissance des galaxies primitives et l’évolution des galaxies ainsi que la chimie du milieu spatial.

Avec son miroir primaire de 3,5 mètres de diamètre, Herschel était, à son lancement, le plus grand des télescopes spatiaux à entrer en service. Il est équipé de trois détecteurs spécialisés PACS, SPIRE et HIFI fonctionnant à des températures très basses. Herschel, qui a nécessité une longue phase de maturation technique, est la dernière des missions lourdes du programme scientifique à long terme Horizon 2000 élaboré par l’agence spatiale dans les années 1980 à être lancée. Herschel succède pour l’observation dans l’infrarouge au télescope européen ISO (1995 – 1998), à l’américain Spitzer (2003 -) et au japonais ASTRO-F (2006 – 2011).

Herschel a été lancé en 2009 par une fusée Ariane 5 avec un autre observatoire spatial européen Planck et placé en orbite héliocentrique autour du point de Lagrange L2 du système Soleil-Terre. Pour observer le rayonnement infrarouge lointain et submillimétrique, Herschel doit refroidir ses instruments avec de l’hélium superfluide. Trois ans et demi après le lancement l’hélium embarqué s’est entièrement évaporé mettant fin comme prévu aux opérations du satellite qui a été placé en juin 2013 sur une orbite de rebut. Herschel a entièrement rempli ses objectifs en amassant 22.000 heures d’observation dont l’exploitation débute tout juste alors que la mission s’achève.

Masse au lancement 3 300 kg
Orbite Orbite héliocentrique
Localisation Point de Lagrange L2
Type Cassegrain
Diamètre 3,5 m
Superficie 9,6 m2
Focale 27 m

Résultats de la mission :

Du 4 au 7 mai 2010, environ 400 astronomes se sont réunis à l’Agence spatiale européenne, à l’ESTEC aux Pays-Bas, pour lever l’embargo et dévoiler les résultats de la mission Herschel après un an d’opérations à 1,5 million de kilomètres.

Découverte de nouvelles galaxies

En novembre 2010, l’équipe internationale conduite par Mattia Negrello (The Open University, GB) et impliquant 89 autres astronomes, parmi lesquels 7 travaillant dans trois laboratoires français soutenus par le CNES, permet de révéler l’existence de cinq galaxies dont la lumière a mis environ 10 milliards d’années pour parvenir à la Terre.

Pour cela, les chercheurs utilisent un phénomène déjà décrit par Albert Einstein : «la lentille gravitationnelle». Une galaxie se trouvant entre nous et une autre galaxie plus lointaine et parfaitement alignée dévie la lumière de cette dernière et l’amplifie, comme le ferait une loupe. Les deux caméras, SPIRE et PACS, ont pu détecter ces lentilles gravitationnelles en scannant une infime partie de l’Univers, les résultats exploités par de puissants télescopes terrestres laissent découvrir deux galaxies parfaitement alignées dans chaque axe de visée à des distances différentes.

 

Spitzer :

Spitzer ou SIRTF (Space Infrared Telescope Facility) est un télescope spatial infrarouge développé par la NASA. Il est le dernier des quatre « grands observatoires » aux caractéristiques complémentaires réalisés par l’agence spatiale américaine pour répondre aux grandes interrogations scientifiques de la fin du siècle dans le domaine de l’astrophysique. Le rôle de Spitzer est principalement d’observer la création de l’univers, la formation et l’évolution des galaxies primitives, la genèse des étoiles et des planètes et l’évolution de la composition chimiques de l’univers qui sont des phénomènes principalement visibles dans l’infrarouge.

Ce projet de télescope infrarouge est lancé par l’agence spatiale américaine en 1984. Au cours de son développement la taille de Spitzer est fortement revue à la baisse (masse abaissée de 5,7 tonnes à moins d’une tonne) pour faire face à des réductions budgétaires qui touchent la NASA. Ses capacités sont néanmoins supérieures à ses prédécesseurs, IRAS (1983) et ISO (1995), grâce à plusieurs choix techniques et aux progrès réalisés entre temps dans le domaine des détecteurs infrarouges. Sa partie optique est constituée par un télescope de 85 cm de diamètre. Le rayonnement infrarouge collecté est analysé par trois instruments qui sont refroidis comme le télescope par de l’hélium liquide : un photomètre imageur en proche et moyen infrarouge (3 à 8 microns), un spectroscope (5-40 microns) et un spectrophotomètre pour l’infrarouge lointain (50-160 microns).

Lancé le 25 aout 2003, le télescope a fonctionné à pleine capacité jusqu’en mai 2009. À compter de cette date, ayant épuisé l’hélium liquide, il a continué à fonctionner en mode « chaud » avec une partie de son instrumentation. La mission devrait être prolongée jusqu’à la fin de la décennie 2010.

Masse au lancement 950 kg
Orbite Héliocentrique
Type Ritchey-Chrétien
Diamètre 85 cm
Superficie 2,3 m²
Focale 10,2 m
Longueur d’onde Infrarouge

↑  En haut à gauche : galaxie M81 en infrarouge. En haut à droite : objet Herbig-Haro HH 46/47 contenant une protoétoile. En bas à gauche : la Comète Schwassmann-Wachmann 1. En bas à droite : plusieurs protoétoiles mis en évidence dans le globule obscur IC1396.

↑  La galaxie d’Andromède (M31) en infrarouge

↑  La Nébuleuse Hélix. Bleu : infrarouge entre 3,6 et 4,5 microns; vert : entre 5,8 et 8 microns; rouge : 24 microns.

↑  La nébuleuse Trifide vue en infrarouge en combinant les longueurs d’onde de 3,6, 8 et 24 microns.

Résultats :

Le télescope Spitzer a permis d’observer pour la première fois de nombreux phénomènes :

  • Le processus de formation des planètes : la dissolution du disque de poussière et de gaz et sa concentration aboutissant à la formation des planètes. Les observations effectuées autour d’étoiles similaires au Soleil dans différentes phases donnent à penser que le disque de poussière et de gaz dont sont issues les planètes terrestres disparait en quelques millions d’années et que donc que le processus de formation est très rapide.
  • Spitzer a pu étudier les naines brunes qui sont des étoiles avortées (la fusion thermonucléaire ne s’est pas amorcée) du fait de leur petite taille (moins de 0,08 fois la taille du Soleil) mais qui émettent dans l’infrarouge. D’après ces observations, les naines brunes comme les étoiles présentent des disques de poussière et de gaz qui pourraient donc donner naissance à des planètes.
  • Spitzer a découvert le gigantesque anneau de Phœbé autour de Saturne, inconnu jusqu’alors et visible seulement en infrarouge.
  • Spitzer observe sur une gamme d’ondes très large qui lui permet de détecter des phénomènes très différents au sein des galaxies allant de l’atmosphère des étoiles jusqu’aux nuages interstellaires froids. Cette capacité jointe avec un champ optique de 5 x 5 minutes d’arcs a permis de réaliser des images frappantes des galaxies voisines comme M81.
  • La sensibilité de Spitzer lui a permis de détecter des galaxies particulièrement lointaines avec un décalage vers le rouge de 6 donc apparues un peu plus d’un milliard d’années après le Big Bang
  • Spitzer a observé les galaxies infrarouges, siège de formation très intense d’étoiles (« galaxies starburst ») et mis en évidence les processus particuliers associés.
  • Le télescope spatial a pu capter pour la première fois la lumière émise par une exoplanète chaude et ainsi analyser les variations de températures à sa surface.
  • Il a observé pour la première fois des molécules fullerènes à l’état solide. (Un fullerène est une molécule composée de carbone pouvant prendre une forme géométrique rappelant celle d’une sphère, d’un ellipsoïde, d’un tube (appelé nanotube) ou d’un anneau. Les fullerènes sont similaires au graphite, composé de feuilles d’anneaux hexagonaux liés, mais contenant des anneaux pentagonaux et parfois heptagonaux, ce qui empêche la feuille d’être plate. Les fullerènes sont la troisième forme connue du carbone).

Courant 2010 près de 2 000 publications scientifiques basées sur des observations effectuées à l’aide de Spitzer avaient été publiées.

 

Le JWST (James Webb Space Telescope) :

Le télescope spatial James-Webb (James Webb Space Telescope ou JWST est un télescope spatial développé par la NASA avec le concours de l’Agence spatiale européenne (ESA) et de l’Agence spatiale canadienne (ASC). Il doit succéder en 2019 au télescope spatial Hubble pour l’observation dans l’infrarouge mais ne permet pas, comme celui-ci, d’observer le spectre lumineux dans l’ultraviolet et en lumière visible. Le JWST pourrait toutefois « voir » une faible partie du rayonnement visible, au-dessus de 0,6 µ (orange-rouge et rouge).

Avec un miroir de 6,5 mètres de diamètre, il est impossible d’envoyer dans l’espace un objet d’une telle dimension. Le miroir du JWST ne sera donc pas fait d’une seule pièce, mais de 18 segments hexagonaux de beryllium couverts d’or. Il sera « plié » sur lui-même dans la fusée et sera déployé dans l’espace à la manière d’un parapluie, ce qui sera une opération très délicate.

↑  Le miroir primaire du JWST en cours de montage

↑  Le miroir secondaire du JWST

↑  Le miroir tertiaire du JWST

↑  Le bouclier pare-soleil du JWST

↑  Le « corps » du JWST

 

↑  Tailles respectives des miroirs primaires de Hubble (2,4 m Ø) et du JWST

JWST effectuera l’essentiel de ses observations dans l’infrarouge. D’une masse de 6.200 kg, il est doté d’un miroir primaire de 6,5 mètres de diamètre (contre 2,4 mètres pour Hubble) : son pouvoir de résolution atteint 0,1 seconde d’arc dans l’infrarouge (0,6 à 27 microns (µ) de longueur d’onde) et il peut collecter une image 9 fois plus rapidement que Hubble. La résolution de ses instruments doit être utilisée, entre autres, pour observer les premières étoiles et galaxies formées après le Big Bang.

Le projet, renommé en 2002 du nom du second administrateur de la NASA James E. Webb, est en fin de phase de conception et devrait être mis en service au printemps 2019. Le télescope doit être lancé par une fusée Ariane 5 depuis Kourou et sera positionné au point de Lagrange L2 du système Soleil-Terre, à 1,5 million de kilomètres de la Terre du côté opposé au Soleil. Pour conserver cette position il est prévu que l’observatoire corrige périodiquement sa position à l’aide de petites poussées. Les réserves de combustibles prévues à cette fin doivent lui permettre de rester fonctionnel, en position, une dizaine d’années.

Lancement printemps 2019
Lanceur Ariane 5
Durée de la mission 5,5 ans (mission primaire)
Masse au lancement ~ 6.200 kg
Orbite Héliocentrique
Localisation Point de Lagrange L2
Type Cassegrain
Diamètre 6,5 m
Superficie 25 m2
Focale 131,4 m
Longueur d’onde De l’orange à l’infrarouge moyen (0,6 à 28 µm)

 

 

Objectifs scientifiques :

Les quatre principaux objectifs scientifiques du JWST sont :

  • la recherche de la lumière des premières étoiles et galaxies qui sont apparues dans l’univers après le big bang ;
  • l’étude de la formation de la galaxie et de son évolution ;
  • la compréhension des mécanismes de formation des étoiles ;
  • l’étude des systèmes planétaires et de la formation de la vie.

 

Étude des premières étoiles et galaxies

Tous ces objectifs sont remplis de manière plus efficace en étudiant le rayonnement infrarouge que la lumière visible. Le décalage vers le rouge, la présence de poussières et la température très faible de la majorité des objets étudiés nécessitent que le télescope fasse ses observations dans l’infrarouge sur une longueur d’onde comprise entre 0,6 et 28 microns. Pour que ces mesures ne soient pas perturbées par les émissions dans l’infrarouge en provenance du télescope lui-même et de ses instruments, l’ensemble doit être maintenu dans une gamme de températures inférieure à 55 K (aux alentours de 40 K, soit −233,15 °C).

À cet effet le télescope comporte un vaste bouclier thermique métallisé qui renvoie les rayons infrarouges en provenance du Soleil, de la Terre et de la Lune. Le JWST sera positionné au point de Lagrange L2 du système Soleil-Terre ce qui permet au télescope d’avoir systématiquement le bouclier thermique entre ses capteurs et les 3 astres.

 

Formation des galaxies

Les galaxies montrent comment la matière de l’univers est organisée à grande échelle. Elles fournissent des indices sur la nature et l’histoire de l’univers. Les scientifiques essaient de déterminer comment cette matière s’est organisée et comment elle a changé depuis le Big Bang en étudiant la distribution et le comportement de la matière à différentes échelles de la particule de niveau subatomique au structures galactiques. Dans ce contexte le télescope JWST doit permettre de répondre aux questions suivantes sur les galaxies :

  • Les galaxies spirales (dont la notre) n’ont pas toujours eu cette forme. Elles se sont formées sur plusieurs milliards d’années par le biais de plusieurs processus dont la collision entre des galaxies de plus petites tailles. L’hypothèse qui reste à confirmer, est que toutes les galaxies géantes ont subi ainsi au moins une fusion majeure alors que l’univers avait 6 milliards d’années.
  • Les galaxies les plus éloignées (donc les plus anciennes) ont une structure très différentes des galaxies récentes. Elles sont petites et ramassées avec des régions très denses où se forment de nouvelles étoiles. Le passage de cette forme à celle des galaxies spirales n’est pas expliqué.
  • On ne sait pas comment les premières galaxies se sont formées et comment on en est arrivée à une telle variété de forme. Quelle est la relation entre les trous noirs supermassifs situés au cœur de la majorité des galaxies et la nature de celle-ci ? Qu’est ce qui déclenche la formation des étoiles : Est ce que cela résulte d’un processus interne ou s’agit il d’un phénomène induit par l’interaction avec une autre galaxie ou une fusion de galaxies ? Par quel mécanisme les galaxies se forment elles aujourd’hui et s’assemblent elles ?

 

 

4 – Télescopes opérant dans le visible et rayonnements proches

 

Les longueurs d’onde qui forment le spectre de la lumière visible vont de 0,38 microns à 0,78 microns : c’est la définition, la norme. Tous les humains ne sont pas égaux dans leur capacités visuelles. Les animaux peuvent avoir des spectres visibles très différents de ceux des humains. On ne peut pas définir de façon absolue les limites en longueur d’onde des rayonnements perceptibles ; la sensibilité de l’œil diminue progressivement, et varie selon les individus. La Commission internationale de l’éclairage définit la vision de l’observateur de référence entre une longueur d’onde dans le vide de 380 nanomètres (nm), perçue comme un violet, et celle de 780 nm, correspondant à un rouge.

Les télescopes terrestres « classiques », comme les nôtres au GAP47 et ceux des amateurs (même éclairés) fonctionnent dans le visible. On peut néanmoins, grâce à l’utilisation de certains filtres, occulter certains rayonnements visibles ou en rehausser d’autres.

Un certain nombre de télescopes spatiaux opèrent dans le spectre visible :

Nous avons retenu 3 télescopes spatiaux opérant dans la lumière visible : Hubble, Kepler et Gaïa.

 

Hubble :

À tout seigneur tout honneur : le plus connu d’entre tous ! Il a révolutionné dans la presse spécialisée et généraliste la perception que nous avions de notre Univers. La qualité des photos prises par Hubble est extraordinaire, surtout par rapport à ce que nous avions précédemment. Hubble a permis aussi de montrer des objets célestes que nous ne connaissions pas et de mieux voir ce que nous connaissions déjà, que ce soit dans notre Système Solaire ou plus loin. Hubble a contribué à une meilleure compréhension de tout ce qui nous entoure, jusqu’à de très lointaines galaxies.

Hubble travaille dans des longueurs d’onde qui vont de 0,1 à 2,5 µ : du très proche ultraviolet (0,1 à 0,38 µ), au visible (0,38 à 0,78 µ) et au proche infrarouge (0,78 à 2,5 µ).

Polissage du miroir principal de Hubble Inspection finale du miroir principal

Le télescope spatial Hubble (en anglais Hubble Space Telescope, en abrégé HST) est un télescope spatial développé par la NASA avec une participation de l’Agence spatiale européenne, opérationnel depuis 1990. Son miroir de grande taille (2,4 mètres de diamètre), qui lui permet de restituer des images avec une résolution angulaire inférieure à 0,1 seconde d’arc ainsi que sa capacité à observer à l’aide d’imageurs et de spectroscopes dans l’infrarouge proche et l’ultraviolet, lui permettent de surclasser, pour de nombreux types d’observation, les instruments au sol les plus puissants, handicapés par la présence de l’atmosphère terrestre. Les données collectées par Hubble ont contribué à des découvertes de grande portée dans le domaine de l’astrophysique, telles que la mesure du taux d’expansion de l’Univers, la confirmation de la présence de trous noirs supermassifs au centre des galaxies ou l’existence de la matière noire et de l’énergie noire.

↑  Hubble, vu dans l’espace depuis la Navette Atlantis en 2009 lors de la dernière mission d’entretien

Le développement du télescope Hubble, qui tient son nom de l’astronome Edwin Hubble, démarre au début des années 1970 mais des problèmes de financement, de mise au point technique et la destruction de la navette spatiale Challenger repoussent son lancement jusqu’en 1990. Une aberration optique particulièrement grave est découverte peu après qu’il a été placé sur son orbite terrestre basse à 600 km d’altitude. Dès le départ le télescope spatial avait été conçu pour permettre des opérations de maintenance par des missions des navettes spatiales. La première de ces missions en 1993 est mise à profit pour corriger l’anomalie de sa partie optique. Quatre autres missions, en 1997, 1999, 2002 et 2009, permettent de moderniser les cinq instruments scientifiques et remplacer certains équipements défaillants ou devenus obsolètes. La dernière mission de maintenance, réalisée en 2009, immédiatement avant le retrait définitif des navettes spatiales, doit permettre au télescope Hubble de fonctionner jusqu’à la fin de la décennie 2010, sauf imprévu. Pour les observations dans l’infrarouge il doit être remplacé en 2019 par le télescope spatial James-Webb, aux capacités supérieures.

Statut opérationnel
Lancement
Désorbitage prévu entre 2020 et 2030
Masse au lancement 11 000 kg
Orbite Terrestre, basse
Altitude moyenne 590 km
Période 96-97 min
Inclinaison 28,5°
Orbites ~146 500 au 13 mars 2017
Type Ritchey-Chrétien
Diamètre 2,4 m
Focale 57,6 m
Longueur d’onde Visible, ultraviolet, proche infrarouge

La partie optique du télescope Hubble utilise une architecture de type Cassegrain. Celle-ci, la plus courante pour les grands télescopes terrestres, permet d’obtenir une grande longueur focale (57,6 mètres) avec un tube relativement court (6,4 mètres). Hubble dispose d’un miroir de 2,4 mètres beaucoup plus petit que les télescopes terrestres les plus récents (jusqu’à 10 mètres), mais en étant placé au-dessus de l’atmosphère, le rayonnement n’est pas filtré ou perturbé par celle-ci, ce qui lui permet d’atteindre une résolution angulaire bien supérieure, en plus d’effectuer des observations dans l’infrarouge et l’ultraviolet. Un télescope Cassegrain comporte un miroir primaire qui réfléchit la lumière incidente vers un miroir secondaire situé dans l’axe qui la réfléchit à son tour vers les instruments chargés d’enregistrer l’image ou le spectre du rayonnement lumineux. Le télescope Hubble utilise une variante du Cassegrain dite Ritchey-Chrétien qui se caractérise par des miroirs primaire et secondaire hyperboliques, ce qui permet de supprimer le coma et l’aberration sphérique. La lumière incidente pénètre dans le tube optique puis est réfléchie par le miroir primaire de 2,4 mètres de diamètre vers le miroir secondaire de 30 cm de diamètre situé dans l’axe, puis passe par un orifice central de 60 cm de diamètre au milieu du miroir primaire pour atteindre le plan focal situé 1,5 mètre derrière celui-ci. Le flux lumineux est alors dirigé par un système de miroirs vers les différents instruments scientifiques. Le miroir primaire est réalisé dans un verre ayant un taux de dilatation très faible. Sa masse a pu être abaissée à 818 kg (contre environ 3 600 kg pour ses homologues terrestres) grâce à une structure interne en nid d’abeilles. La température du miroir primaire est maintenue constante grâce à une série de radiateurs et sa forme peut être corrigée par 24 vérins montés sur sa face arrière. Le miroir secondaire est réalisé en verre Zerodur recouvert d’une couche réfléchissante de fluorures de magnésium et d’aluminium. Des vérins commandés depuis le sol permettent de modifier son alignement par rapport au miroir primaire.

 

Résultats de la mission :

La NASA et la communauté des astronomes ont défini au début des années 1980 trois thèmes clés qui devaient être traités en priorité par le télescope Hubble :

  • L’étude du milieu intergalactique proche pour déterminer sa composition ainsi que la composition gazeuse des galaxies et des groupes de galaxies,
  • Une étude des champs profonds, c’est-à-dire des régions stellaires les plus reculées et les plus anciennes où peuvent être observées les premières galaxies,
  • La détermination de la constante de Hubble avec une incertitude réduite à 10 % par la diminution des erreurs d’origine interne et externe sur le calibrage des échelles de distance.

Le télescope Hubble a contribué à fournir des réponses à ces questions importantes mais a également soulevé de nouvelles questions.

 

Les 5 plus belles photos d’Hubble, désignées par le site spacetelescope.org :

1 : Les Piliers de la création, version 2014-2015 (M16)

2 : La « Rose galactique », UGC 1810 et UGC 1813 dans Arp 273. Deux galaxies en interaction dans la constellation d’Andromède, à 300 millions d’années-lumière

3 : NGC 3603 est un magnifique amas ouvert dans la constellation de la Carène à 20.000 années-lumière

4 : Les galaxies des Antennes (NGC 4038 & NGC 4039) dans la constellation du Corbeau

5 : La nébuleuse de la Tête de Cheval, (Barnard 33 et IC 434), nébuleuse obscure dans la constellation d’Orion

 

Mesure de l’âge et de la vitesse d’expansion de l’Univers

L’un des objectifs principaux à l’origine de la réalisation du télescope Hubble est la détermination de l’âge et de la taille de l’Univers. L’observation des céphéides (étoiles dont la luminosité varie selon une périodicité directement corrélée à leur luminosité réelle) a permis d’abaisser l’incertitude sur la valeur de la constante de Hubble de 50 à 10 %. Ces résultats ont pu être vérifiés par la suite grâce à des mesures effectuées par d’autres méthodes. Ils ont permis de déterminer que la vitesse d’expansion de l’Univers atteignait 70 km/s/Mpc, c’est-à-dire que la vitesse d’éloignement des structures due à cette expansion s’accroissait de 70 km/s à chaque fois que celles-ci étaient situées un mégaparsec (3,26 millions d’années-lumières) plus loin de la Terre. Hubble a permis de déterminer que, contrairement aux théories en vigueur, la vitesse d’expansion s’accroissait et que cette accélération avait seulement débuté lorsque l’Univers avait la moitié de son âge actuel.

 

Cycle de vie des étoiles

Hubble peut, contrairement aux principaux observatoires terrestres, étudier les étoiles présentes dans d’autres galaxies. Cette capacité unique lui a permis de contribuer à compléter notre compréhension du cycle de vie des étoiles en les observant dans des environnements très différents de notre galaxie.

 

Étude des trous noirs, quasars et galaxies actives

L’existence des trous noirs est prédite par des théories depuis près de 200 ans mais il est impossible d’observer directement un tel objet et les astronomes n’avaient aucun moyen de vérifier leur existence jusqu’à l’arrivée de Hubble. Celui-ci a permis d’observer l’attraction gravitationnelle sur les objets qui l’entourent. Hubble a également permis de confirmer qu’il était extrêmement probable que des trous noirs supermassifs se trouvent au cœur des galaxies.

 

Formation des étoiles

La capacité de Hubble à faire des observations dans l’infrarouge a été largement mise à contribution pour étudier les pouponnières d’étoiles, constituées de nuages de gaz dans lesquels se forment les étoiles. La poussière bloque pratiquement tout le rayonnement en lumière visible mais pas celui émis dans l’infrarouge. Hubble a pu ainsi restituer des images détaillées de la nébuleuse d’Orion, pouponnière située dans la Voie lactée, mais également de régions de formation des étoiles situées à très grande distance de notre galaxie et donc que l’on voit telles qu’elles étaient longtemps dans le passé. Toutes ces informations, outre qu’elles ont fourni les plus belles images de Hubble, ont une grande importance scientifique car elles ont permis de mieux comprendre le mode de formation des étoiles telles que le Soleil ainsi que l’évolution dans le temps des caractéristiques de l’Univers.

 

Lentilles gravitationnelles

Hubble permet également d’utiliser les effets de lentilles gravitationnelles pour mesurer des masses d’amas galactique, de galaxies ou, tout récemment, d’une étoile.

La masse de la naine blanche Stein 2051 B a pu être estimée lorsque cette dernière est passée devant une étoile de magnitude 18.3 (ascension droite : 4 h 31 min 15 s 004, déclinaison : +58° 58′ 13.70 »). La déflexion angulaire ainsi produite était de 31.53 ± 1.20 mas ce qui correspond à une masse de 0.675 ± 0.051 masse solaire. Il s’agit de la première mesure par le télescope de la masse d’une étoile par un effet découlant de la relativité générale.

Étude du Système solaire

Les images à haute résolution des planètes, lunes et astéroïdes du Système solaire prises par Hubble ont une qualité qui n’est surpassée que par celles réalisées par les sondes spatiales qui survolent ces corps célestes. Hubble a de plus l’avantage de pouvoir faire des observations périodiques sur de longues durées. Il a observé toutes les planètes du Système solaire hormis la Terre, qui est étudiée in situ et par des engins spatiaux spécialisés, et Mercure, trop proche du Soleil. Hubble présente l’avantage de pouvoir suivre des événements inopinés comme la collision de la comète Shoemaker-Levy 9 avec Jupiter en 1994.

M5 est un des plus grands amas globulaires avec un diamètre de 165 années-lumière. Il nous est distant de 25 000 années-lumière environ. Situé dans la constellation du Serpent, il contient une population de plus de 100 000 étoiles dont une centaine de céphéides. Son âge serait de 13 milliards d’années  ↓

↑  Champ profond d’Hubble. Sur cette photo on ne voit que quelques rares étoiles, sinon il n’y a que des galaxies !

Champs profonds

En , Hubble a photographié le « champ profond de Hubble », une région couvrant un trente-millionième du ciel et contenant plusieurs milliers de galaxies. Une autre image, mais du ciel austral, a aussi été faite et est très semblable, renforçant la thèse que l’Univers est uniforme à grande échelle et que la Terre occupe un endroit quelconque à l’intérieur de celui-ci.

 

Kepler :

Kepler est le champion incontesté en matière de découvertes d’exoplanètes. C’est un télescope spatial développé par l’agence spatiale américaine, la NASA, spécifiquement conçu pour détecter des exoplanètes et lancé en 2009.

Le satellite, qui pèse un peu plus d’une tonne, utilise la méthode des transits en observant les étoiles à l’aide de son télescope de 0,98 mètre de diamètre. Celui-ci est équipé d’un détecteur de 95 millions de pixels qui lui permet de mesurer la luminosité d’une étoile avec une précision photométrique de 20 ppm pour une étoile de magnitude apparente de 12. Kepler a pour objectif de détecter des planètes de type terrestre en observant en permanence la luminosité de 145 000 étoiles situées dans une région fixe de la Voie lactée de 115 degrés carrés, se situant essentiellement dans les constellations du Cygne et de la Lyre.

↑   Champ d’observation de Kepler

 

↑   Le transit de la planète devant son étoile fait varier la luminosité de cette dernière

Caractéristiques de Kepler   ↓

Domaine Détection d’exoplanètes par photométrie
Masse 1 039 kg
Lancement 7 mars 2009
Fin de mission Initialement 2012, étendue jusqu’en 2016
Orbite Héliocentrique
Localisation Sur l’orbite de la Terre, en retard par rapport à celle-ci
Période orbitale 372,5 jours
Type Télescope de Schmidt
Diamètre 0,95 m
Champ 105 deg

La mission de Kepler avait été étendue en 2012 pour durer jusqu’en 2016. Mais, malheureusement, le 15 mai 2013, la NASA a annoncé que le vaisseau spatial avait été paralysé par l’échec d’une roue de réaction qui le maintient dans la bonne direction. Une deuxième roue était déjà tombée en panne et le vaisseau spatial nécessite trois roues (sur un total de quatre) pour être opérationnel. D’autres essais en juillet et août ont déterminé que bien que Kepler ait été capable d’utiliser ses roues à réaction endommagées, il était incapable de collecter de nouvelles données scientifiques. Les scientifiques travaillant sur le projet Kepler ont déclaré qu’ils avaient encore beaucoup de données à analyser et que de nouvelles découvertes pourraient encore être faites dans les deux prochaines années. En fait, on continue encore à ce jour de dépouiller l’énorme quantité d’informations réunies par Kepler et, ce faisant, on « découvre » encore de nouvelles exoplanètes sur la base des observations faites avant mai 2013.

↑  Tailles des planètes candidates découvertes par Kepler, basées sur 2.740 candidates en orbite autour de 2 036 étoiles au 6 janvier 2015 (NASA)

Il est difficile de chiffre exactement le nombre d’exoplanètes certifiées qui ont été découvertes par Kepler, mais on peut estimer qu’on lui doit 30 à 40% des résultats dans ce domaine. Le nombre d’exoplanètes trouvées et certifiées change chaque jour ou presque puisqu’à mi-novembre 2017 le chiffre s’élève à 3.704.

Pour plus d’informations sur les exoplanètes, rendez-vous à la fin de l’article suivant de notre site : planètes.

Vous pouvez aussi consulter notre document pdf sur les exoplanètes.

 

Gaïa :

Gaia est une mission spatiale astrométrique, consacrée à la mesure de la position, de la distance et du mouvement des étoiles, développée par l’Agence spatiale européenne (ESA). Le projet est retenu en 2000 comme pierre angulaire du programme scientifique Horizon 2000+. Le satellite Gaia est lancé avec succès le 19 décembre 2013, pour une mission de cinq ans. Il prend la suite du satellite Hipparcos, lancé en 1989, qui a brillamment démontré les capacités des engins spatiaux dans le domaine de l’astrométrie. Gaia a pour objectif de mesurer les caractéristiques de plus d’un milliard d’objets célestes (étoiles, astéroïdes, galaxies, etc.) jusqu’à la magnitude 20. Les données collectées devraient améliorer nos connaissances concernant la structure, la formation et l’évolution de la Voie lactée, mais également apporter des contributions significatives dans les domaines scientifiques traitant des planètes extrasolaires, du système solaire, des galaxies extérieures ainsi qu’en physique fondamentale.

↑  Le télescope spatial Gaia

Gaia est un satellite d’environ 2 tonnes qui utilise, pour effectuer ses mesures, deux télescopes formant des images se superposant sur un plan focal commun, constitué par 106 capteurs CCD de 4 500×1 966 pixels. Ceux-ci se répartissent entre trois instruments : un instrument astrométrique dédié à la mesure de la position et du déplacement des étoiles, un instrument spectrophotométrique qui mesure l’intensité lumineuse dans deux bandes spectrales et un spectromètre à haute résolution qui doit permettre notamment de calculer la vitesse radiale des objets observés les plus lumineux. Placé autour du point de Lagrange L2, le satellite en rotation lente balaie l’ensemble de la voute céleste, de manière à avoir accumulé à l’issue de sa mission au minimum 60 observations de tous les objets identifiables par ses instruments. Pour pouvoir produire le catalogue attendu vers 2020 à partir des quelque 100 téraoctets de données collectées par Gaia, un consortium de laboratoires, baptisé DPAC, développe des programmes particulièrement complexes nécessitant une infrastructure informatique lourde.

Premiers résultats :

Le catalogue Gaia sera rendu public lors de différentes étapes. Un premier catalogue intermédiaire d’étoiles, réalisé à partir des données collectées par Gaia durant 14 mois (du 25 juillet 2014 au 16 septembre 2015), a été publié le 14 septembre 2016. Ce catalogue, baptisé Gaia DR1, contient :

  • les distances et les mouvements propres de 2 millions d’étoiles avec une précision sur la position de 0,3 milliseconde de degré et sur le mouvement de 1 milliseconde. Les distances sont trois fois plus précises que celles du catalogue Hipparcos utilisées jusque là et le catalogue porte sur 20 fois plus d’étoiles.
  • Les positions et les magnitudes d’un milliard de sources. La précision des positions des étoiles les plus brillantes est de 0,5 mas ou mieux et celles des étoiles les moins lumineuses de 15 mas. La précision en magnitude est de 0,001 pour les plus brillantes et de 0,03 pour les plus faibles.
  • Les courbes de lumière de 3200 étoiles variables de type Céphéides et RR Lyrae.
  • Les positions de 2152 quasars de référence avec une précision sur la position de 0,2 à 1 mas.

La deuxième partie du catalogue, prévue au quatrième trimestre 2017, comprendra la position, les parallaxes et les mouvements propres, les données photométriques rouges et bleues, les mesures de vitesse radiale pour de nombreux cas simples. La troisième livraison de données, prévue en 2018, comprendra les solutions orbitales des étoiles binaires et d’autres classifications d’objets. La quatrième, prévue en 2019, comprendra la classification des étoiles variables, les résultats des systèmes planétaires, ainsi qu’un catalogue d’étoiles binaires. Le catalogue complet est prévu pour 2022.


 

 

5 – Télescopes opérant dans l’ultraviolet

 

L’astronomie dans l’ultraviolet, désignée également aussi sous le terme astronomie en ultraviolet, fait référence aux observations d’objets célestes aux longueurs d’ondes correspondant à l’ultraviolet, c’est-à-dire à un rayonnement électromagnétique compris entre ~ 100 et 3200 Å (10 à 320 nm), en deçà on entre dans le domaine de l’astronomie en rayons X et de l’astronomie gamma et au-delà on est dans la lumière visible. La lumière de ces longueurs étant absorbée par l’atmosphère de la Terre, les observations de ces longueurs d’ondes se font donc depuis la haute atmosphère ou depuis l’espace.

L’astronomie dans l’UV sert notamment à déterminer la composition chimique, la densité ou la température du milieu interstellaire. Elle est aussi indiquée pour l’observation du rayonnement thermique et des raies spectrales des étoiles jeunes comme les étoiles bleues chaudes (étoiles de couleurs O et B) qui sont très lumineuses dans ce domaine, apportant ainsi des informations essentielles sur la formation et l’évolution des galaxies ou des étoiles. Cela comprend notamment les étoiles bleues des autres galaxies, qui ont été les cibles de plusieurs études sur le sujet. D’autres objets sont aussi couramment observés en UV, comme les nébuleuses planétaires, les rémanents de supernovæ ou les noyaux galactiques actifs. Cependant, la lumière ultraviolette est facilement absorbée par la poussière interstellaire, les mesures ont donc besoin d’être corrigées de l’extinction.

 

Nous avons retenu un exemple de ce type (encore qu’il soit multi-longueurs d’onde) : SWIFT

Swift est un télescope spatial multi spectral (rayons X durs et mous, ultraviolet, lumière visible) développé par l’agence spatiale américaine, la NASA, avec des contributions importantes de l’Italie et du Royaume-Uni. Lancé en 2004 par une fusée Delta 2, Swift a pour objectif d’identifier, localiser et observer les sursauts gamma. Cette mission du programme Explorer est pilotée par le Centre Goddard et son coût est d’environ 250 millions de dollars. L’Université d’État de Pennsylvanie a joué un rôle central dans la réalisation de l’instrumentation scientifique et héberge le centre de contrôle du télescope spatial. La mission initiale devait durer deux ans mais la mission a été prolongée à plusieurs reprises et Swift était toujours pleinement opérationnel fin 2016.

↑  Swift, peu avant son lancement en 2004

Les sursauts gamma sont le phénomène astronomique le plus violent de notre Univers. Ils se caractérisent par une émission de rayons gamma qui ne dure que quelques millisecondes à quelques minutes. Du fait de cette brièveté et bien que la découverte de ce phénomène remonte à 1967, les astronomes ne disposent à l’époque du lancement de Swift que de peu d’informations sur l’origine et les caractéristiques des sursauts gamma. Les problèmes techniques soulevés de manière générale par l’observation du rayonnement gamma ne permettent qu’une localisation grossière d’un sursaut gamma. Toutefois, en 1997, le télescope Beppo-SAX a découvert que le sursaut gamma était suivi par des émissions de rayons X et dans le domaine visible qui persistent durant plusieurs heures voire plusieurs jours. L’observatoire spatial Swift a été conçu pour exploiter cette caractéristique grâce aux trois instruments dont il dispose. Son télescope gamma BAT observe en permanence une fraction étendue du ciel pour détecter les sursauts gamma. Les données collectées sont analysées en temps réel par un logiciel embarqué paramétrable qui, dès qu’il identifie la signature caractéristique d’un sursaut gamma, transmet sa position à la fois aux deux autres instruments et aux contrôleurs au sol via le réseau de satellites de télécommunications géostationnaires TDRSS de la NASA. Le satellite, conçu pour pivoter rapidement, pointe un télescope rayons X XRT et un télescope optique (lumière visible/ultraviolet) UVOT co-alignés vers la région où le sursaut est apparu et qui sont capables de fournir une position beaucoup plus précise que l’observatoire gamma. Celle-ci est communiquée 90 secondes après la détection aux instruments terrestres ou spatiaux disposant d’optiques plus puissantes.

Swift a observé plus de 1 000 sursauts gamma depuis son lancement (situation à fin 2015). Il a permis de déterminer la contrepartie visuelle de nombreuses sources situées dans des galaxies lointaines et de confirmer que la plupart des sursauts gamma sont associés soit à l’effondrement d’une étoile géante aboutissant à la formation d’un trou noir ou d’une étoile à neutrons (sursauts longs) soit à la fusion de deux étoiles à neutrons binaires (sursauts courts). Il constitue l’observatoire le plus performant dans le recensement des phénomènes astronomiques transitoires et des sources astronomiques de rayons X durs.

 

Principaux résultats :

Pratiquement chaque année les données recueillies par l’observatoire spatial débouchent sur la découverte d’un nouveau phénomène astronomique. L’observatoire détecte annuellement une centaine de nouveaux sursauts gamma.

Recensement et typologie des sursauts gamma
  • Swift a largement contribué à faire progresser notre compréhension des sursauts gamma en découvrant plus de 1 000 événements de ce type (bilan à novembre 2015) dont 10 % de sursauts courts. La distance de 30 % de ces sursauts a pu être établie;
  • Swift a détecté une nouvelle classe de sursauts gamma de longue durée, caractérisée par un rayonnement plus doux, qui ne sont pas associés à des supernovae;
  • l’instrument XRT a mesuré de brusques variations dans l’intensité du rayonnement X et, dans certains cas, une décrue très progressive de ce rayonnement. Ce constat suggère que le processus physique à l’origine du sursaut reste actif plusieurs minutes, voire plusieurs heures, après son début.
Formation des sursauts courts
  • les instruments UVOT et XRT, en fournissant la position de sursauts courts avec une précision de l’ordre de la seconde d’arc via l’observation de la contrepartie X/optique, ont permis de renforcer la théorie qui associe les sursauts courts à la fusion de deux étoiles à neutrons;
  • Swift a confirmé la présence d’une émission rémanente (X et optique) pour cette catégorie de sursaut et contribué à renforcer la théorie selon laquelle l’événement générateur n’est pas l’effondrement d’une étoile géante;
  • les sursauts courts détectés se situent plus près de la Terre avec un décalage vers le rouge (z) de 0,5 en moyenne contre z =2,7 pour les sursauts longs;
  • les sursauts gamma courts ont des caractéristiques (spectre électromagnétique, évolution de celui-ci…) similaires aux sursaut longs. La différence avec le sursaut long porte uniquement sur l’événement qui le génère.
Étude de la première génération d’étoiles

Aucune étoile de population III (catégorie hypothétique d’étoiles apparue immédiatement après le Big Bang) n’a pu être identifiée par Swift mais le télescope spatial a permis de détecter grâce au sursaut GRB 090423 l’objet céleste le plus lointain jamais identifié au moment de sa découverte. Celui-ci se trouve à 13,035 milliards années-lumière de la Terre (décalage vers le rouge de 8,2) soit 630 millions d’années après le Big Bang ou 230 millions d’années après le début de la formation des étoiles (fin des âges sombres).

Recensement des phénomènes transitoires

Swift est l’engin spatial qui a fait preuve de la plus grande efficacité pour le recensement des phénomènes transitoires :

  • 6 des 10 magnetars connus ont été découverts par BAT (situation à décembre 2014);
  • Swift a détecté conjointement avec l’observatoire spatial Fermi deux sursauteurs gamma mou SGR 0501+4516 en août 2008 et SGR 0415-5729;
Recensement des sources de rayons X durs
  • dans le cadre d’une campagne d’observation de 70 mois, les instruments du télescope spatial ont détecté 1 171 sources de rayonnement X durs associées à 1 210 contreparties. Ces relevés ont identifié toutes les sources émettant au moins 1,03 -11 ergs/sec/cm² pour 50 % de la voute céleste et celles émettant au moins 1,34 -11 ergs/sec/cm² pour 90 % de celle-ci;
  • ce recensement a permis d’identifier plus de 700 galaxies actives.
Divers
  • Swift a permis d’obtenir des informations uniques sur le rayonnement ultraviolet et X des comètes Lulin and 8P/Tuttle ainsi que sur l’impact déclenché par la sonde spatiale Deep Impact;
  • le télescope spatial a permis de détecter la dislocation d’une étoile par un trou noir supermassif.
  • le télescope spatial a détecté un trou noir de masse intermédiaire dans la galaxie NGC 5408.

 

 

6 – Télescopes opérant des les rayons X

 

L’astronomie en rayons X (souvent abrégée en « astronomie X ») est la branche de l’astronomie qui consiste à étudier l’émission des objets célestes en rayons X. Puisque le rayonnement X est absorbé par l’atmosphère de la Terre, les instruments doivent impérativement être envoyés à haute altitude (jadis à l’aide de ballons) et maintenant de fusées mettant des télescopes sur des satellites en orbite. L’astronomie X fait donc aujourd’hui partie de la recherche spatiale.

Le rayonnement X est produit par des sources qui contiennent du gaz extrêmement chaud, à des températures d’un à plusieurs centaines de millions de kelvins. Le gaz est alors un plasma composé d’atomes et d’électrons à très haute énergie.

La découverte de la première source cosmique de rayons X en 1962 fut une surprise. Cette source, appelée Scorpius X-1 (la première source X connue dans la constellation du Scorpion), se trouve dans la direction du centre de la Voie lactée. Grâce à cette découverte, Riccardo Giacconi reçut le prix Nobel de physique en 2002. Plus tard on découvrit que cette source est dix mille fois plus brillante dans les rayons X que dans le domaine visible. De plus, l’énergie dégagée sous forme de rayons X par cette source est cent mille fois plus grande que la totalité de l’émission radiative du Soleil dans toutes les longueurs d’onde.

Aujourd’hui on sait que les sources cosmiques de rayons X sont des objets compacts, tels que des étoiles à neutrons ou des trous noirs, mais aussi des étoiles massives comme des étoiles O ou Wolf-Rayet. Des sources particulièrement intéressantes sont les étoiles binaires « X », qui sont composées d’une étoile « normale » (c’est-à-dire sur ou proche de la séquence principale) et d’un objet compact. Si la période orbitale est courte (quelques jours), l’étoile normale perd de sa matière, laquelle tombe vers l’objet compact en formant un disque d’accrétion à l’origine de l’émission des rayons X.

Des études récentes ont également permis de montrer que l’espace entre les galaxies dans l’Univers est rempli d’un gaz très dilué mais très chaud (température d’environ 10 à 100 millions de kelvins) qui crée dans le domaine X un fond diffus similaire au rayonnement de fond cosmologique dans le domaine radio. La masse de ces gaz chauds serait de 5 à 10 fois supérieure à la masse totale des galaxies.

Il existe de nombreux télescopes qui ont été envoyés dans l’espace depuis plusieurs dizaines d’années déjà. Certains sont encore actifs, d’autres pas. Certains sont exclusivement dans les fréquences des rayons-X, d’autres débordent egalement sur les rayons gamma, d’autres enfin débordent sur les ultraviolets. Nous n’en avons retenu qu’un seul qui résume bien les caractéristiques de l’analyse des rayons-X : le télescope Chandra envoyé dans l’espace en juillet 1999 par la navette spatiale Columbia et qui fonctionne encore à ce jour (en 2017).

Le télescope spatial Chandra en cours d’assemblage. ↑
Cliquez pour avoir des informations complémentaires (pdf) sur ce télescope.


 

 

7 – Télescopes opérant dans les rayons gamma

 

L’astronomie gamma est un domaine de l’astronomie traitant de l’observation du ciel dans le spectre électromagnétique des rayons gamma. Ces derniers englobent les photons émis à des énergies supérieures à 511 keV, et constituent la plus grande forme d’énergie lumineuse qu’il soit possible d’observer dans notre univers.

Les rayons gamma peu énergétiques sont arrêtés ou perturbés par l’atmosphère terrestre, mais les rayons gamma les plus énergétiques (>30 GeV) peuvent aussi être détectés depuis le sol. Les photons gamma arrivant dans l’atmosphère interagissent avec les atomes de l’atmosphère terrestre et produisent des cascade électromagnétique. Ces cascades ont pour conséquence d’accélérer un ensemble de particules (protons, électrons, muons) à des vitesse surpassant la vitesse à laquelle la lumière se propage dans l’air. Elles émettent alors un front d’onde cohérent (un effet appelé effet Vavilov-Tcherenkov) qui se propage sous la forme d’un cône de lumière à des longueurs d’ondes proches du bleu et de l’ultraviolet). Cette impulsion lumineuse perdure pendant une dizaine de nanosecondes, et peut être détectée à l’aide de télescopes focalisant la lumière sur un ensemble de tubes photomultiplicateurs.

L’une des grandes difficultés rencontrées dans l’observation terrestre des rayons gamma consiste à séparer les signaux issus de photons de ceux émis lorsque des rayons cosmiques (principalement composés de hadrons) pénètrent dans l’atmosphère. Ces derniers étant beaucoup plus nombreux (~1000 fois) à atteindre l’atmosphère, il est nécessaire de bien caractériser la géométrie des cascades électromagnétiques de chaque type d’évènement (gamma ou hadron), puis d’entraîner des algorithmes à reconnaître et identifier les cascades gamma. C’est pour ces raisons que l’on préfère maintenant étudier les émissions de rayons gamma depuis des satellites spatiaux.

De par leur très haute énergie, les photons gamma possèdent un très grand pouvoir de pénétration dans la matière, ce qui empêche leur détection à l’aide d’instruments d’optique conventionnels. Il est malgré tout possible de mesurer leur flux et de retracer leur origine dans le ciel, que ce soit par l’usage de scintillateurs et de calorimètres, ou par l’observation indirecte de la cascade de particules produite lorsqu’un rayon gamma dissipe son énergie dans un milieu. À cet égard, les techniques de détection utilisées dans l’astronomie gamma sont souvent apparentées à celles de la physique des particules.

La première évocation du potentiel scientifique et des défis technologiques de l’astronomie gamma fut proposée par Philip Morrison en 1956. Depuis la découverte des premières sources spatiales de rayons gamma dans les années 1960, le développement des techniques de détection directe et indirecte a permis de répertorier plus de 3000 objets célestes émettant dans cette région du spectre électromagnétique. Le rayonnement gamma observé dans le ciel est issu des processus physiques les plus violents et énergétiques de notre univers. Son observation est essentielle à l’étude de la physique au-delà du modèle standard, et permet de restreindre les modèles théoriques tentant de décrire plusieurs objets célestes : supernovas, trous noirs supermassifs, sursauts gamma, pulsars et galaxies actives.

 

Nous avons retenu un télescope spatial dans cette catégorie, qui opère dans les rayons gamma et les rayons-X durs : INTEGRAL

INTErnational GammaRay Astrophysics Laboratory (INTEGRAL) est un observatoire spatial d’astrophysique européen qui étudie les rayons gamma de moyenne énergie (de 20 keV à 100 MeV) émis par des sources telles que les trous noirs, étoiles à neutrons, supernovae, le milieu interstellaire, etc. Le projet est porté par les agences spatiales européenne (ESA), américaine (NASA) et russe (RKA). Ce satellite de quatre tonnes utilise la combinaison de deux instruments pour ses observations : IBIS qui se caractérise par sa résolution angulaire et est utilisé pour localiser avec précision la source du rayonnement gamma et SPI qui dispose par contre d’une meilleure résolution spectrale. La mission d’INTEGRAL, qui a été placé en orbite en 2002, a été prolongée par l’Agence spatiale européenne, pilote du projet, jusqu’à fin 2016. Son orbite est très elliptique (de 639 km à 153.000 km) et dure 66 heures, inclinée à 51,7°.

↑   INTEGRAL

Objectifs de la mission :

Les rayons gamma et les rayons X ne peuvent pas pénétrer dans l’atmosphère terrestre. Les observations directes de tels rayons ne peuvent donc se faire que depuis l’espace. Le rayonnement gamma est difficile à observer car l’énergie des photons est telle qu’on ne peut les faire converger vers le détecteur. Mais son observation permet de détecter des processus fondamentaux. Il est émis au sein des phénomènes les plus violents de l’univers tels que les explosions d’étoiles (novæ, supernovæ) et leurs résidus compacts : les étoiles à neutrons et les trous noirs. Il est également produit lors de la désexcitation des noyaux d’atomes ce qui permet en l’observant de pratiquer une spectroscopie nucléaire des sites cosmiques. Enfin l’interaction matière antimatière produit également ce type de rayonnement.

Les objectifs d’INTEGRAL sont les suivants :

  • fournir des données permettant d’enrichir la théorie de la nucléosynthèse en détectant les noyaux atomiques générés durant la fin de vie des étoiles.
  • détecter les restes des anciennes supernovæ en identifiant les noyaux d’atomes radioactifs synthétisés de manière typique par celles-ci.
  • identifier les phénomènes de nucléosynthèse froide, c’est-à-dire les scissions d’atomes ayant pour origine la collisions d’atomes ou de protons accélérés avec des atomes du milieu interstellaire. Lors de la collision, les atomes du milieu interstellaire (carbone, oxygène, azote) sont brisés (processus de spallation) et donnent naissance à des atomes plus légers : lithium, béryllium et bore. INTEGRAL doit étudier plus particulièrement ces atomes à travers les rayons gammas émis par ceux-ci lorsqu’ils retournent de l’état excité à l’état fondamental.
  • observation des novae et supernovae thermonucléaires.
  • observation des supernovae gravitationnelles c’est-à-dire résultant de la désintégration d’une étoile d’une masse supérieure à 8-10 masses solaires.
  • observation des objets compacts telles que les naines blanche, les étoiles à neutrons, les trous noirs…
  • observation des galaxies, clusters, AGN (Active Galactic Nucleus), blazars, du fond diffus cosmologique.
  • observation des processus et phénomènes d’accélération au centre de notre galaxie.
  • identification des sources de rayons gammas dont l’origine est aujourd’hui inconnue.

 

 

Principaux résultats obtenus :

Les principaux résultats obtenus grâce aux données recueillies par l’observatoire sur les dix premières années de la mission sont les suivants :

  • L’identification de la source du rayonnement X dur diffus de la Voie Lactée. Grâce aux observations effectuées sur 6 ans avec l’instrument SPI, les scientifiques ont pu attribuer ce rayonnement à l’interaction entre le rayonnement cosmique et le champ de radiation interstellaire.
  • L’observatoire spatial a permis de découvrir une nouvelle catégorie d’étoiles binaires X massives qui ont été identifiées grâce aux observatoires basés sur Terre comme des objets compacts en orbite autour d’étoiles super-géantes.
  • INTEGRAL a identifié (en juillet 2010) 700 nouvelles sources gamma, dont une catégorie de pulsars capables de produire des champs magnétiques un milliard de fois plus puissants que ceux produits en laboratoire sur Terre. Un catalogue des trous noirs détectés a été dressé et doit permettre d’estimer le nombre de trous noirs dans l’univers. INTEGRAL a permis d’établir que le super trou noir au centre de notre galaxie avait une activité très faible.
  • L’observatoire spatial a servi de système d’alerte lors de la survenue de sursaut gamma grâce à une utilisation indirecte de son instrumentation. Ce faisant il a permis de pointer rapidement d’autres instruments plus performants vers la source de ce phénomène évanescent. Grâce à INTEGRAL les scientifiques ont pu ainsi détecter une source de sursaut gamma située à faible distance (donc dans un passé proche alors que l’on pensait que ce phénomène appartenait à une époque lointaine de l’histoire de l’univers) et dans une gamme de puissance beaucoup plus faible que ce qui était considéré comme la norme, remettant en question l’utilisation des sursauts gamma pour la mesure des distances.
  • INTEGRAL a dressé une carte de distribution de l’aluminium (isotope 26) permettant d’affiner notre connaissance du processus de nucléosynthèse source de cet atome. Il poursuit une cartographie de la distribution du titane (isotope 44).
  • L’instrument SPI a permis de réaliser une carte de la distribution des émissions de rayons gamma à 511 keV qui sont produits lors de l’annihilation positron/électron. Les scientifiques ont ainsi pu déterminer qu’environ la moitié de l’antimatière produite dans la galaxie l’était par des trous noirs ou étoiles à neutrons arrachant de la matière à un compagnon de masse inférieure ou égale à celle du Soleil.

 

 

SOHO et SDO :

 

SoHO

L’Observatoire solaire et héliosphérique, en anglais Solar and Heliospheric Observatory, en abrégé SoHO, est un observatoire solaire spatial placé en orbite autour du Soleil. Son objectif essentiel est l’étude de la structure interne du Soleil, des processus produisant le vent solaire et de la couronne solaire. Pour mener à bien sa mission, le satellite SoHO, d’une masse de 1,8 tonne, emporte 12 instruments permettant d’effectuer des observations à la fois in situ et à distance.

SoHO est sélectionné en 1984 dans le cadre du programme scientifique Horizon 2000 de l’Agence spatiale européenne. La NASA participe au développement et à la gestion opérationnelle de la mission à hauteur d’un tiers du coût total. Après son lancement en 1995, SoHO ayant été placé au point de Lagrange L1 début 1996, il a permis de nombreuses découvertes fondamentales. La mission, d’une durée initiale de 2 ans, est pour le moment étendue jusque décembre 2018.

↑   SoHO   ↓

SoHO est un satellite de forme parallélépipédique, haut de 4,3 mètres avec une section de 2,7 sur 3,7 mètres. Une fois les panneaux solaires déployés son envergure atteint 9,5 mètres. Sa masse totale est de 1.850 kg dont 610 kg de charge utile constituée par douze instruments permettant l’observation à distance du Soleil et l’étude in situ du vent solaire. Le satellite est, de manière classique, composé de deux parties : la plateforme (ou bus) formant la partie inférieure regroupe les équipements permettant au satellite de fonctionner (production et contrôle d’énergie, contrôle thermique, pointage, télécommunications) et comporte des points d’attache pour les panneaux solaires déployés en orbite. La charge utile regroupe les différents instruments scientifiques dans la partie supérieure du satellite. SoHO embarque 12 instruments différents, produits par différents pays associés au projet :

CDS Spectro-coronographe
CELIAS Analyse de particules
COSTEP Analyse de particules
EIT Télescope UV
ERNE Analyse de particules
GOLF Analyse de particules
LASCO Coronographe
MDI/SOI Imageur Doppler
SUMER Télescope UV
SWAN Analyse du vent solaire
UVCS Télescope UV
VIRGO Imageur photométrique

 

Principaux résultats :

1 – Soleil

SoHO a révolutionné notre connaissance du Soleil. Des millions de clichés et de mesures, des centaines de publications scientifiques sont dues aux données qu’il a transmises à la Terre. Parmi les principales découvertes figurent :

  • L’instrument GOLF a permis de déterminer que la vitesse de rotation du coeur du Soleil, qui tourne sur lui-même en une semaine, est 4 fois plus rapide que sa partie extérieure.
  • La vitesse de propagation du son à l’intérieur du Soleil, calculée à partir des mesures effectuées par l’instrument GOLF, est cohérente avec les simulations des modèles solaires les plus récents jusqu’à 0,1 rayon solaire. Mais les valeurs divergent près du centre en dessous de 0,1 rayon solaire.
  • L’origine du vent solaire rapide a pu être déterminée à partir des données de l’instrument SUMER : celui-ci prend naissance en bordure du réseau chromosphérique.
  • Les instruments SUMER/CDS ont effectué la première mesure de la température dans la couronne solaire au-dessus d’un trou polaire source du vent solaire rapide.
  • Les instruments SUMER/CDS ont mesuré la densité électronique, la température et les vitesses du plasma de la région de transition dans différentes structures.
  • SoHO à l’aide de l’instrument EIT a mis en évidence la très grande instabilité temporelle du soleil calme à toutes les échelles spatiales.
  • SoHO a détecté et cartographié l’hélium ionisé présent dans la basse couronne et produisant une élévation brutale du bord solaire dans les trous coronaux.
  • À l’aide des instruments EIT/LASCO, SoHO a découvert un grand nombre d’éjections de masse coronale (CME) (plusieurs par jour) qui sont déclenchées à la base de l’atmosphère et a réalisé le suivi de leur propagation dans l’espace.
  • SoHO a cartographié pour la première fois la répartition de l’hydrogène dans l’héliosphère et son évolution en fonction du cycle solaire (instrument SWAN).
  • L’instrument SWAN a permis la détection des régions actives sur la face cachée du soleil.

 

Comètes

 
Représentation virtuelle d’une partie des comètes aperçues par SOHO de 2005 à 2013. SoHO, grâce à sa position a permis de détecter un très grand nombre de comètes. L’instrument SWAN a permis la détection des comètes par la signature de leur dégazage en rayonnement L tandis que l’instrument LASCO a permis l’observation de plus de 200 comètes rasantes. SoHO en avait recensé 500 en août 2002 et trois ans plus tard le Toni Scarmato découvre la 1.000ème comète. Le la sonde détecte sa 1.500ème comète, puis la 2000ème le 26 décembre 2010, par Michal Kusiak.
 

Les images prises par SoHO montrent des comètes s’approchant très près du Soleil et le vent solaire souffler avec force sur elles, leur faisant onduler une des deux queues de manière spectaculaire. Environ 85 % des comètes découvertes avec l’aide des clichés de SoHO appartiennent au groupe de Kreutz (en l’hommage de Heinrich Kreutz, le premier à avoir identifié ce groupe particulier de comètes). Pour une grande part, ces comètes s’évaporent au voisinage du Soleil, ce sont des comètes rasantes.

Entre les 13 et 22 décembre 2010, SoHO découvre 25 comètes qui s’écrasent sur le Soleil, probablement des membres du groupe de Kreutz. Karl Battams du Naval Research Laboratory pense que ces évènements pourraient préfigurer du passage d’une comète du type de la comète Ikeya-Seki.

 

 

SDO (Solar Dynamics Observatory) :

Le SDO de la NASA est aussi un télescope spatial, mais il est en orbite géosynchrone contrairement à SoHO qui est héliocentrique. Il surveille également le Soleil en permanence.

Ses objectifs sont :

SDO doit permettre de comprendre comment et pourquoi le champ magnétique du Soleil change. Il doit contribuer à répondre aux questions suivantes :

  • Quel mécanisme est à l’origine du cycle solaire de 11 ans.
  • Comment le flux magnétique des régions actives apparait, se concentre puis se disperse à la surface du Soleil.
  • Comment les reconnexions du champ magnétique à petite échelle se traduisent par des modifications de la topologie du champ magnétique à grande échelle; dans quelle mesure contribuent-elles à réchauffer la couronne et à accélérer le vent solaire.
  • Où surviennent les variations d’irradiance dans l’ultraviolet lointain et dans quelle mesure celles-ci sont liées aux cycles de l’activité magnétique.
  • Quelles configurations du champ magnétique aboutissent aux éjections de masse coronale et éruptions solaires à l’origine des particules énergétiques et des radiations.
  • Est-ce que la structure et la dynamique du vent solaire près de la Terre découlent de la configuration du champ magnétique et de la structure de l’atmosphère à proximité de la surface du Soleil.
  • Dans quelles circonstances l’activité solaire s’accroit-elle et est-il possible d’effectuer des prévisions précises et fiables de la météorologie spatiale et du climat.

 

Il y a deux types de satellites « géosynchrones » : ceux qui sont seulement géosynchrones et qui tournent autour de la Terre à la même vitesse que celle-ci tourne sur elle-même, sans plus de précisions. Ces satellites doivent être situés à environ 36.000 kilomètres d’altitude pour que leur révolution autour de la Terre soit synchronisée avec la rotation de notre planète. À l’intérieur de cette caractéristiques ils peuvent avoir un mouvement propre montrant une forme géométrique particulière. Ces satellites sont assez rares, mais c’est le cas de SDO qui suit une forme de « 8 » vertical situé à cheval sur l’équateur comme montré ci-dessous, tout en tournant de façon géosynchrone :

Mais la catégorie de satellites géosynchrones la plus répandue est celle des satellites « géostationnaires« . Ils ont toutes les caractéristiques des simples satellites géosynchrones mais en plus ils se trouvent toujours à la verticale d’un point unique sur la Terre. Depuis la Terre, si on voyait un de ces satellites, il serait toujours à la même place dans le ciel. Ce sont essentiellement des satellites destinés aux communications ou qui, par exemple, émettent des signaux de chaînes de télévision ou de radio.

 

Nous lui devons ce qui suit :

Pour finir cette page, nous ne saurions trop vous recommander vivement de regarder cette vidéo faite par la NASA (SDO) sur 5 ans d’observation du Soleil. Elle dure moins de 5 minutes. C’est simplement exceptionnel de pouvoir regarder ainsi notre étoile dans plusieurs longueurs d’onde. Le spectacle est prodigieux.