Infrarød astronomi

Når bølgelængden af infrarød stråling er større end 200 mikron (infrarød stråling med lav energi), udføres detektion af infrarød stråling ved at måle den termiske effekt (termiske udsving) ved hjælp af et bolometer . Bolometeret består af to termisk koblede dele: et strålingsabsorberende materiale og en modstand, der fungerer som et termometer. Herschel-rumteleskopet var udstyret med et gallium-dopet germanium-bolometer, der dækkede spektralbåndet 60-210 mikron (langt infrarødt) bestående af 2.560 individuelle bolometre. For denne type stråling er den vigtigste støjkilde af termisk oprindelse. Også detektorens temperatur skal holdes så lav som muligt (0,3 Kelvin i tilfælde af Herschel).

Astronomi i det infrarøde

Infrarød tillader undersøgelse af himmellegemer, der enten ikke kan observeres i synligt lys (en del af det elektromagnetiske spektrum, der er synligt for øjet), eller hvis egenskaber delvist afsløres af den infrarøde stråling, de udsender:

• I rummet kan mange regioner ikke observeres i synligt lys, fordi de er skjult af tykke skyer af gas eller interstellært støv. Den infrarøde stråling, der udsendes af disse objekter, har evnen til at passere gennem disse forhindringer uden at blive blokeret eller spredt. Infrarød astronomi gør det således muligt at studere centrum af vores galakse, der er usynlig for øjet eller de områder af galaksen, hvor stjerner dannes, og som er rige på støv.
• Mange objekter i universet er for kolde og for svage til at blive detekteret til at være synlige, men de kan observeres i infrarødt lys. Disse er kolde stjerner, infrarøde galakser, støvskyer, brune dværge og planeter. For eksempel har infrarød stråling gjort det muligt at observere disken af ​​materialer, der omgiver en protostjerne. I tilfælde af exoplaneter, mens den er i synligt lys, maskerer strålingen fra stjernen planeten, i infrarød er stjernens stråling meget svagere, hvilket gør det muligt at opdage planeten.
• Den elektromagnetiske stråling, der udsendes af de fjerneste galakser, gennemgår et rødt skift på grund af universets udvidelse, der fjerner dem ved meget høje hastigheder i galaksen. Jo længere væk de er, jo større er hastigheden. Bølgelængden af ​​den observerede stråling på jorden øges i forhold til denne hastighed ( dopplereffekt ), og det synlige lys, de udsender, observeres i det infrarøde. Infrarød astronomi spiller derfor en central rolle i observationen af ​​galakser, der dannedes for milliarder af år siden.
• Himmelske genstande, der kan ses i synligt lys, er også synlige i infrarødt lys. For disse objekter giver infrarød yderligere information, især arten af ​​de molekyler og atomer, der udgør sagen om disse objekter.

Himlens udseende i infrarød er meget forskellig fra synligt lys. Stjernerne dannes i store tætte skyer, hvor gassen blandes tæt med støvkorn. Disse skyer er helt uigennemsigtige for synligt lys: på almindelige himmelkort ser de ud som store mørke pletter. Tværtimod er de meget lyse områder i infrarødt lys. Strålingen fra stjernerne i dannelsen absorberes af støvet, som således opvarmes i det infrarøde. Vi kan også direkte observere stjerner i dannelse takket være deres egen infrarøde stråling og måle stjernedannelseshastigheden for en galakse i henhold til dens lysstyrke i den infrarøde.

Således udsender objekter med temperaturer på nogle få hundrede Kelvin det maksimale af deres termiske energi i det infrarøde. Dette er grunden til, at infrarøde detektorer skal holdes kølige, ellers overstråler strålingen fra selve detektoren strålingen fra den himmelske kilde.

Den infrarøde himmel ændrer udseende afhængigt af den bølgelængde, som den observeres med: Således er den lyseste stjerne på himlen omkring 2 µm Betelgeuse , en rød superkæmpe af konstellationen Orion, mens omkring 10 µm går denne titel til stjernen Eta af konstellationen Carina . Inden for det infrarøde område bliver kilderne vinklede: de er hovedsageligt skyer af interstellært stof og galakser.

De vigtigste spektrale linjer, der kan observeres i det infrarøde

Materiet i universet i dets forskellige tilstande (planetarisk eller stjerneatmosfære, koldt eller varmt interstellært medium, molekylære skyer, intergalaktisk medium, hyperdense objekter, galakse kerner, big bang, ...) udsender stråling hvis egenskaber (bølgelængde, intensitet , polaritet ...) udgør den eneste kilde, hvorfra materialets egenskaber såvel som processerne på arbejdspladsen kan defineres. Spektrometri gør det muligt at måle de spektrale linjer, der er fordelt over hele det elektromagnetiske spektrum. For relativt tætte kilder, der er kendetegnet ved en nul eller svag Doppler-effekt, spiller infrarød allerede en vigtig rolle i identificeringen af ​​mange komponenter i sagen:

• Gasser, ioniserede eller ej: [SI] 25,25 μm; [FeII] 25,99,35,35 um, [SIII] 33,48 mikrometer, [SiII] 34,81 mikrometer; [NeIII] 36,0 μm, O [III] 52 μm, [N III] 57 μm, [OI] 63,18 μm (4,75 THz), [O III] 88,35 μm, [N II] 122 μm, [OI] 145 μm og [C II] 158 um; CO
• Molekyler  : OH i 53 um, 79 um, 84 um, 119 um og 163 um, og H2O ved 58 um, 66 um, 75 um, 101 um og 108 um, NH 3 166 um
• Hydrider : CH 149 μm, SH 217 μm, OD 119 μm, HCI, HF, ArH +, 13 CH +
• PAH'er : 6,2, 7,7, 8,6 og 11,2 um og højere bølgelængder
• Vand: 6.1, 8.91, 34.9, 58, 66, 75, 101, 108 μm, ..., 231 μm, ...
• Brintdeuterid  : HD - 28,5 um, 56,2 um, 112 um
• Is - Carbonhydrid  : NH 3 , H 2 O - 43 um, 63 um (krystallinsk), 47 pm (amorft)
• Organiske forbindelser / Nitriler  : C 2 H 2 , C 4 H 2 , C 3 H 3 +, C 3 H 4 , C 2 N 2 , CH 4 , kondensater 45,45 um
• Kationer  : ortho-D 2 H + 203 um, para-H 2 D + 219 um

Når det observerede objekt er langt væk (z >> 1), forskydes de spektrale linjer i synligt lys eller i ultraviolet mod rødt af Doppler-effekten, og det opsamlede lys placeres derefter hovedsageligt i det røde.

Historie om infrarød astronomi

Opdagelse af infrarød stråling

Infrarød stråling blev opdaget i 1800 af den britiske astronom William Herschel . Denne tyske musiker ved uddannelse valgte at blive engelsk i 1857 og blev astronom for kongen af ​​England. Bekymret for ændringer i klimaet opdager han, at stråling fra stjerner kan variere over tid. Han beslutter at observere solen for at identificere lignende ændringer. Direkte observation af solen ved hjælp af et teleskop er ikke mulig, fordi det påfører permanent skade på øjet. For at reducere lysintensiteten og varmen fra strålingen placerer den filtre. Han opdager, at praktisk taget al lysstrømmen afskæres ved at placere et rødt filter, men varmen fortsætter med at passere gennem filteret. På den anden side opfanger et grønt filter varmen, men slipper for meget lys igennem. På Herschels tid blev alle farver anset for at have den samme mængde varme, så han besluttede at forfine målingerne. Han beslutter at bruge et prisme til at nedbryde strålingen og placerer en række termometre for at måle varmen, der bæres af de forskellige strålinger. Han opdager, at rød bærer mere varme end grøn, hvilket bærer mere varme til ham end blå. For at sikre, at dets målinger ikke forvrænges af temperaturen i rummet, måler den temperaturen på hver side af lysspektret. Han fortolker dette fænomen ved tilstedeværelsen af ​​usynlig stråling, der udsendes af solen, adlyder lovene om optik og transporterer varme. Han kalder denne stråling for varmestråler og demonstrerer, at den kan reflekteres, transmitteres og absorberes ligesom synligt lys.

Udvikling af de første infrarøde detektorer

Herschells eksperiment kunne ikke registrere infrarød stråling fra andre stjerner end solen, fordi de ikke udsender nok lys til at lade det måles. Infrarød astronomi begyndte i 1830'erne, men fremskridtene var langsomme. I 1821 opdagede fysikeren Thomas Johann Seebeck, at en temperaturforskel mellem to forskellige metaller, der er bragt i kontakt med hinanden, genererer en elektrisk strøm. Denne opdagelse tillod udviklingen af termoelementet , et instrument til måling af temperatur meget mere præcist end det anvendte kviksølvtermometer indtil da. Astronomen Charles Piazzi Smyth var den første til at bruge et termoelement til astronomiske formål: i 1856 brugte han denne detektor installeret på et teleskop, han byggede på toppen af ​​Guajara nær Tenerife til at observere den infrarøde stråling fra Månen. Ved at foretage nye observationer i forskellige højder på denne top finder han, at den infrarøde stråling er desto højere jo højere højden. Dette er den første anelse, der viser, at infrarød stråling delvist opfanges af jordens atmosfære. Lawrence Parsons målte i 1873 den infrarøde stråling, der udsendes af Månen i dens forskellige faser . Men den lave følsomhed af termopar fremstillet på det tidspunkt begrænsede udviklingen af ​​infrarød astronomi. Ernest Fox Nichols bruger et modificeret Crookes radiometer til at detektere infrarød stråling fra stjernerne Arcturus og Vega, men Nichols finder resultaterne ufuldstændige. I 1878 opfandt den amerikanske astronom Samuel Pierpont Langley bolometeret, der måler infrarød stråling i bølgelængder, der er større end dem, der er identificeret af Herschell og kan måles ved termoelementer. Dette fører til opdeling af infrarød stråling i to undergrupper: nær infrarød og langt infrarød. Først i begyndelsen af det XX th  århundrede for Seth Barnes Nicholson og Edison Pettit udvikle en sensor termobatteri følsom nok til at tillade observation af hundrede stjerner. Indtil anden verdenskrig blev infrarøde observationer forsømt af astronomer.

Begyndelsen af ​​infrarød astronomi

Den Anden Verdenskrig , som de vigtigste moderne konflikter, fremmer forskning og fører til teknologiske gennembrud. I 1943 udviklede tyske ingeniører et nattesynsapparat ( Nacht Jager ). Detektoren består af bly (II) sulfid, der reagerer direkte på bombardementet med infrarøde fotoner. Dens elektriske modstand ændres. Dens følsomhed kan forbedres ved at afkøle den. I slutningen af ​​krigen fandt detektoren applikationer på det civile felt, og i løbet af 1950'erne begyndte astronomer at bruge den til at opdage himmelske infrarøde kilder. For at forbedre dens ydeevne nedsænkes detektoren i en Dewar , en isoleret flaske , der er fyldt med en væske, hvis temperatur er meget lav. Den første anvendte væske er flydende nitrogen, der holder temperaturen på -190 ° C. Med denne nye detektor måler astronomer infrarød stråling fra planeter i solsystemet. Resultaterne giver dem mulighed for at identificere den spektrale signatur af komponenter i deres atmosfære, der ikke kan identificeres i synligt lys. De opdagede således tilstedeværelsen af kuldioxid i atmosfæren på Mars og Venus og den af metan og ammoniak i Jupiters . Kølevæsken erstattes derefter med flydende brint.

For at omgå aflytningen af ​​himmelsk infrarød stråling af jordens atmosfære begyndte astronomerne i 1960'erne at bruge detektorer installeret på fly, balloner og raketter . De data, der er indsamlet med disse midler, fremhæver nye infrarøde kilder, der ikke kan forklares med datidens videnskab. Infrarød astronomi er ikke længere blot et middel til at supplere observationer foretaget i det synlige, men også et værktøj, der gør det muligt at afsløre nye kosmologiske fænomener. Den første betydningsfulde opdagelse af infrarød astronomi var Becklin-Neugebauer-genstanden, der blev opdaget i 1967. Denne himmelkilde , som observeres i 2 mikron bølgelængde, har en tilsyneladende diameter tæt på solsystemets og dens temperatur er omkring 400 ° C. Becklin og Neugebauer antager, at det er en formende stjerne ( protostjerne ) med en masse, der er større end 12 gange solens. Denne opdagelse viser interessen af infrarød astronomi, hvilket gør det muligt at detektere nye objekter, som ikke kan observeres i synligt lys, fordi denne stråling opfanges af tykke skyer af støv . Infrarød astronomi er derfor afgørende for at studere stjernedannelse.

I slutningen af ​​1950'erne udviklede Harold Johnson de første infrarøde detektorer til at indsamle stråling mellem 0,7 og 4 mikron (R-, I-, J-, K- og L-bånd). Johnson og hans team måler tusinder af stjerner i disse nye bands og giver en masse information om kolde stjerner. I 1961 udviklede Frank Low bolometeret i germanium , et nyt instrument hundreder af gange mere følsomt end tidligere detektorer, der var i stand til at måle det langt infrarøde. Denne detektor fungerer bedre, jo lavere er temperaturen. Det anbringes i en termokande fyldt med flydende helium, der opretholder sin temperatur på 4 kelvin. En stratosfærisk ballon, der bærer et teleskop ved hjælp af denne nye detektor, klatrer til en højde af 46 kilometer. Begyndende i 1966 gennemførte Goddard Space Flight Center en systematisk undersøgelse af den infrarøde himmel med stratosfæriske balloner i 100 mikron båndet. Denne observationskampagne gør det muligt at opdage 120 meget lyse infrarøde kilder i Mælkevejens plan. I 1967 blev sondrende raketter med kølede infrarøde teleskoper brugt af Air Force Cambridge Research Laboratory til at udføre en systematisk undersøgelse af infrarøde kilder i bølgelængderne 4,2, 11, 20 og 27,4 mikron. På trods af en relativt kort kumulativ observationstid (i alt 30 minutter) er 90% af himlen dækket, og 2.363 infrarøde kilder identificeres. Denne undersøgelse identificerer områder med infrarød emission i regioner, der indeholder ioniseret brint og i centrum af vores galakse.

Oprettelse af de første specialiserede jordobservatorier

I slutningen af ​​1960'erne blev flere observatorier viet til observation af infrarød stråling bygget rundt om på planeten, og opdagelserne blev ganget. I 1967 blev Mauna Kea Observatory indviet på toppen af ​​en vulkan på øen Hawaii . Det er placeret i en højde af 4.205 meter, dvs. over det meste af vanddampen i atmosfæren, som normalt opfanger infrarød stråling. Takket være fremskridtene med detektorer er der installeret specialiserede infrarøde teleskoper der, hvilket gør stedet til et afgørende observationscenter for infrarød astronomi. I 1968 blev en første store astronomiske undersøgelse af infrarøde kilder, Two Micron Sky Survey (TMAS), udført ved hjælp af et teleskop installeret på Mount Wilson observatoriet . Dette bruger en bly (II) sulfiddetektor afkølet af flydende nitrogen og optimeret til observation af bølgelængden 2,2 mikron. Cirka 75% af himlen observeres, og 20.000 infrarøde kilder opdages hovedsageligt i stjerneskoleanlæg, i kernen i vores galakse, hvortil et stort antal stjerner føjes. De 5 500 lyseste infrarøde kilder er opført i det første katalog over infrarøde stjerner. I 1970 blev Mount Lemmon Observatory oprettet i Santa Catalina Mountains i Arizona ( USA ). Et teleskop med speciale i infrarødt spejl med en diameter på 1,5 meter er installeret i en højde af 2.900 meter. Det vil også gøre stedet til et vigtigt center for infrarød astronomi.

Første opdagelser

Infrarød astronomi muliggjorde straks betydelige fremskridt i studiet af galakser. De aktive galakser , der er kendetegnet ved et sort hul, der tiltrækker en stor mængde materiale, ser meget lyse infrarøde ud. Andre galakser, tilsyneladende meget rolige i det synlige, viser sig at være meget lyse i det infrarøde, hvilket fortolkes som tilstedeværelsen af ​​et stort antal stjerner i dannelsesprocessen ( galakse med stjernedannende bursts ). Indtil begyndelsen af ​​1980'erne var infrarøde detektorer single-pixel. Multi-pixel detektorer udvikles, så kameraer kan tage billeder meget hurtigere.

Luftbårne observatorier

NASA udvikler Kuiper Airborne Observatory, et infrarødt teleskop om bord på et C-141A fragtfly, der bruges under flyvning i en højde af 14 kilometer, dvs. over 99% af dampen af ​​vand indeholdt i atmosfæren. Dette teleskop, med en diameter på 91,5 centimeter i diameter, blev brugt fra 1974 i 20 år til at observere infrarød stråling. Det vil gøre det muligt at opdage Uranus-ringene i 1977 og tilstedeværelsen af ​​vand i atmosfærerne på de kæmpe gasplaneter Jupiter og Saturn . I midten af ​​1970'erne blev et spektrometer installeret om bord på en stratosfærisk ballon brugt til at observere langt infrarød stråling. For at øge dens følsomhed nedsænkes den i en termokande fyldt med flydende superflydende helium, der holder temperaturen på 1 kelvin (en grad over absolut nul ), en første i infrarød astronomiens historie. De indsamlede data udgør det stærkeste bevis for Big Bang- teorien indtil lanceringen af COBE- satellitten i 1989.

IRAS: det første observatorium for infrarødt rum

Infrarøde teleskoper er begrænset i deres observationer til bestemte bølgelængder, herunder når observatorier bygges i stor højde. Balloner og lydende raketter gør det muligt at observere disse bølgelængder, men observationstiden er begrænset. For at udføre langvarige observationer er den eneste løsning at bruge et rumteleskop . Udviklingen af ​​et første infrarøde rumteleskop blev gennemført af NASA i 1970'erne og begyndelsen af ​​1980'erne. Det førte til lanceringen i 1983 af IRAS- teleskopet , en fælles præstation fra det amerikanske rumagentur (NASA) og engelsk og hollandsk forskning institutter. I løbet af sin 10-måneders mission kortlægger satellitten 96% af himlen og registrerer mere end 250.000 infrarøde kilder ved at observere bølgelængderne 12, 25, 60 og 100 mikron. 75.000 af disse kilder er stjernedannende burst-galakser . Deres overflod viser, at vores univers fortsætter med at skabe et stort antal stjerner. IRAS foretager også de første observationer af kernen i vores galakse, Mælkevejen. Den mest betydningsfulde opdagelse vedrører Véga . Denne meget lyse unge stjerne af blålig farve udsender en mængde infrarød meget større end hvad der blev forudsagt af teorien. Nogle stjerner præsenterer den samme anomali, især Beta Pictoris synlig fra den sydlige halvkugle. Et år efter denne opdagelse lykkes astronomerne Bradford Smith og Richard Terrile, der arbejder på Los Campanas observatorium ( Chile ), at få et billede af Vega- stjernesystemet ved at blokere stjernens lys. Dette viser tilstedeværelsen af en skive af støv omkring stjernen fremstillet ved kollision af Rocky objekter størrelse planetesimaler , som udgør et mellemliggende trin, der fører til dannelsen af planeter.

Et infrarødt teleskop med en diameter på 15,2 centimeter, IRT (infrarødt teleskop) er installeret i lastrummet på den amerikanske rumfærge og udfører observationer fra lav bane i ca. otte dage i løbet af sommeren 1985 (mission STS-51-F). Det flydende heliumkølede teleskop observeres ved bølgelængder mellem 1,7 og 118 mikron. I november 1989 lancerede NASA rumteleskopet COBE, hvis mål er at observere den kosmiske mikrobølgebaggrund en elektromagnetisk stråling, som ifølge den nuværende teori blev produceret omkring 380 000 år efter Big Bang . Aflæsningerne foretaget af COBE over en periode på fire år gør det muligt at kortlægge intensiteten af ​​denne stråling på forskellige bølgelængder og demonstrere, at der på dette stadium af universet er små uregelmæssigheder i temperaturen ved oprindelsen. galakser.

I 1990'erne blev teknikken til adaptiv optik udviklet . Anvendt på terrestriske teleskoper gør dette det muligt at korrigere forvrængningerne af den indfaldende lysstrøm produceret af turbulens i den jordbaserede atmosfære. Denne enhed fungerer bedre, da bølgelængden er stor, og det gør det derfor muligt at forbedre vinkelopløsningen på jordbaserede infrarøde teleskoper. I 1993 blev der installeret et første infrarøde observatorium ved hjælp af et teleskop med en diameter på 60 centimeter nær sydpolen. SPIREX ( South Pole Infrared Explorer ) drager fordel af meget gunstige termiske forhold (lave temperaturer), som gør det muligt at få følsomhed og især mørke nætter.

Nylige observatorier for infrarødt rum

Efter IRAS blev adskillige infrarøde rumobservatorier udviklet og placeret i kredsløb af de vigtigste rumorganisationer:

• ISO blev udviklet af Den Europæiske Rumorganisation (ESA) og lanceret i 1995. Dette teleskop kan observere en bred vifte af bølgelængder fra 2,5 til 240 mikron med en følsomhed flere tusinde gange bedre end IRAS og med meget bedre opløsning. Teleskopet fungerer i 3 år, indtil det flydende helium, der køler det, er opbrugt. ISO gør mange opdagelser.
• I 1995 lancerede det japanske rumagentur IRTS ( Infrared Telescope in Space ), et infrarødt rumteleskop installeret på Space Flyer Unit- satellitten, der blev inddrevet 2 måneder senere af den amerikanske rumfærge. Dette observatorium fungerer i 28 dage og scanner 7% af himlen og gør opdagelser inden for kosmologi såvel som interstellært stof, interplanetært støv og visse kategorier af stjerner.
• MSX , udviklet til at imødekomme militære og operationelle behov i 10 måneder i 1996 og 1997, kortlægger infrarøde emissioner af gasser og støv i det galaktiske plan samt områder på himlen, som ikke er observeret eller identificeret som særlig lyse af IRAS. Teleskopet udfører sine observationer med bølgelængder på 4,29 µm, 4,35 µm, 8,28 µm, 12,13 µm, 14,65 µm og 21,3 µm og giver data med en rumlig opløsning på 30 gange bedre end IRAS.
• Den NASA udvikler Spitzer lanceres i 2003. Teleskopet, der har et spejl af 85 centimeter i diameter, løber fra 2003 til 2009 på fuld kapacitet og have udtømt sin flydende kølemiddel i opvarmningstilstand indtil begyndelsen 2020. Det giver mulighed for at observere for første tid mange fænomener såsom processen med dannelse af planeterne , de brune dværge . Spitzers følsomhed gør det muligt at opdage særligt fjerne galakser med en rød forskydning på 6, som derfor dukkede op lidt mindre end en milliard år efter Big Bang . Det formår for første gang at fange lyset fra en varm exoplanet og således analysere temperaturvariationerne på dens overflade.
• Den japanske rumfartsorganisation udvikler AKARI, der blev lanceret i 2006.
• Herschell (ESA), der blev lanceret i 2009 og forbliver operationel indtil 2013, observerer langt infrarødt og submillimeter (bølgelængder 55 til 672 µm). Med sit primære spejl 3,5 meter i diameter er det det hidtil største infrarøde teleskop. Det gjorde det muligt at udføre de koldeste og fjerneste observationer af universet
• JWST , som skal overtage fra Hubble- teleskopet i 2021, adskiller sig fra sidstnævnte, fordi det udvider det observerede spektrum til det midtinfrarøde (elektromagnetisk stråling fra 0,6 til 28 µm). Dens spejl på 6,5 meter i diameter skal gøre det muligt at observere lyset fra de første galakser, der vises i vores univers, studere dannelsen af ​​galakser, uddybe vores forståelse af mekanismerne for stjernedannelse og studere systemer.
• WFIRST er et NASA-rumobservatorium, hvis lancering er planlagt omkring 2025. Udstyret med et spejl på størrelse med Hubbles (2,36 m.) Det udfører sine observationer i det synlige og nær infrarøde (0,48 ved 2 mikron). Dens synsfelt er særligt bredt (0,281 grader²). Dens mission vil være at forsøge at bestemme karakteren af ​​mørk energi, at identificere og studere exoplaneter ved hjælp af den svage tyngdekraftlinjemetode , at få direkte billeder af exoplaneter ved hjælp af en koronograf, at kortlægge infrarøde kilder placeret i Mælkevejen og observere lav intensitet. lyskilder, især dybt rum.

Nylige jordobservationer

Mellem 1997 og 2001 blev den 2MASS astronomiske undersøgelse udført af University of Massachusetts med Jet Propulsion Laboratory ved hjælp af to specielt konstruerede automatiske teleskoper med 1,3 meter diameter, den ene på den nordlige halvkugle (Mount Hopkins Observatory i Arizona), den anden i den sydlige halvkugle (Interamerikansk observatorium ved Cerro Tololo, Chile). 2MASS-projektet kortlægger fuldt ud himlen i J (centreret på 1,25 μm), H (1,65 μm) og KS (2,17 μm) bånd identificerer de store strukturer i Mælkevejen og den lokale gruppe, udfører en folketælling af stjernerne tæt på vores sol og indser opdagelsen af ​​brune dværge og aktive galakser. I 2001 blev der installeret et interferometer på Keck observatoriet . Den kombinerer lyset fra de to 10-teleskoper, der er installeret der. Det kan måle infrarød emission fra støv, der kredser omkring omkringliggende stjerner, direkte registrere bestemte gigantiske exoplaneter, producere billeder af diske, der kredser omkring unge stjerner og registrere exoplaneter på størrelse med Uranus eller større omkring flere hundrede stjerner.

Noter og referencer

Bemærkninger

1. modsætning røntgen astronomi eller radioastronomi for eksempel, som anvender helt andre teknikker

Referencer

1. Observation i astrofysik - Lena 2008 , s.  4-12
2. (in) "  IR Atmospheric Windows  " på Cool Cosmos , SCPI (adgang til 13. januar 2020 )
3. "  INFRARød: Hvorfor observere i infrarød?"  » , På irfu.cea.fr , IRFU ,13. januar 2020
4. (in) "  IR Atmospheric Windows  " på Cool Cosmos , Infrarød Processing and Analysis Center (adgang 12. januar 2020 )
5. Observation i astrofysik - Lena 2008 , s.  356-359
6. Observation i astrofysik - Lena , s.  392-395
7. Observation i astrofysik - Lena , s.  399-400
8. (in) "  IR Astronomy: Overview  " om Cool Cosmos , Infrared Processing and Analysis Center (adgang til 12. januar 2020 )
9. (i) Bernhard Schulz, "  Videnskab med SOFIA  " , på sofia.usra.edu , NASA og DLR , 8-10 juni 2020
10. (da) "  At se med infrarøde øjne: en kort historie med infrarød astronomi  " , om ESA , European Space Agency (adgang til 10. januar 2020 )
11. (i) James Lequeux, "  Tidlig infrarød astronomi  " , Journal of Astronomical historie og arv , bd.  12, nr .  2juli 2009, s.  125-140 ( DOI  10.1007 / s10509-012-1019-4 , læs online )
12. (da) "  Infrarød astronomitidslinje  " , om Cool Cosmos , Infrarød Processing and Analysis Center (adgang 12. januar 2020 )
13. Werner M, The Legacy of Spitzer , For Science, februar 2010, s.  28-35
14. (in) "  Spitzer> Technology> Innovations> Infrared Detector Developments  " , Jet Propulsion Laboratory (adgang 15. marts 2014 )
15. (en) MW Werner et al. , “  The Spitzer space telescope mission  ” , Astronomy & Geophysics , vol.  47-6,december 2006, s.  1-6 ( læs online )
16. (i) "  Herschel og Planck Space Systems hædret med prisen  " , Den Europæiske Rumorganisation ,2. september 2015
17. (i) Maggie Masetti og Anita Krishnamurthi, "  JWST Science  " , NASA,2. maj 2009.
18. (in) "  Hvorfor WFIRST?  » On WFIRST , Goddard Space Flight Center (adgang 28. januar 2020 )

Bibliografi

• Pierre Léna, Daniel Rouan, François Lebrun, François Mignard, Didier Pelat et al. , Observation in astrophysics , EDPSciences / CNRS Edition,2008, 742  s. ( ISBN  978-2-271-06744-9 )
• ( fr ) Renee M. Rottner et al. , Gør det usynlige synligt - En historie om Spitzer Infrarød Teleskopfacilitet (1971-2003) , NASA, koll.  “Monografier i luftfartens historie; # 47 ",2017, 212  s. ( ISBN  9781626830363 , læs online ).

Se også

Relaterede artikler

• Infrarødt teleskop
• Infrarød stråling
• Infrarød spektroskopi
• JWST

eksterne links

• (da) IR-atmosfæriske Windows