Mise à jour le 19 Octobre 2009
 
 
  
CONFÉRENCE
"L'ASTRONOMIE INFRA ROUGE ET
LE TÉLESCOPE SPATIAL HERSCHEL"
Par Vincent MINIER.
Astrophysicien CEA IRFU
Organisée par la SAF, dans le cadre de l'AMA09
Au FIAP, 30 rue Cabanis, 75014 Paris (métro Glacière).
 
Le Mercredi 14 Octobre 2009 à 20H30
 
Photos : JPM. pour l'ambiance (les photos avec plus de résolution peuvent m'être demandées directement)
Les photos des slides sont de la présentation de l'auteur.  Voir les crédits des autres photos et des animations.
(Vincent Minier a eu la gentillesse de nous donner sa présentation complète (en pdf), elle est disponible sur ma liaison ftp et s'appelle. herschel-SAFoct09.pdf elle est dans le dossier CONF-MENSUELLES-SAF)
Elle sera aussi disponible sur le site de la SAF .
 
Ceux qui n'ont pas les mots de passe doivent me contacter avant.
 
 
BREF COMPTE RENDU
 
Toujours dans le cadre de l'année de l'Astronomie, première conférence SAF de la nouvelle saison.
 
 
La présentation étant disponible en ligne, le compte rendu sera donc succinct.
 
 
 
Vincent Minier est astrophysicien au CEA à l'IRFU (Institut de Recherche sur les Lois Fondamentales de l'Univers) qui dépend du Service d'Astrophysique SAp.
 
Il est aussi le principal contributeur au site (en français, il faut le souligner) sur le télescope spatial Herschel; site accessible à tous, clair et même prévu pour les jeunes aussi. À consommer sans modération!
 
Il nous parle ce soir de l'intérêt de l'astronomie Infra Rouge et de la genèse du télescope spatial Herschel.
 
 
 
 
 
 
 
INFRA ROUGE ET LUMIÈRES INVISIBLES.
 
Nos yeux ne voient pas tout de la lumière, une grande partie nous échappe, car nos yeux n'y sont pas sensibles et l'atmosphère terrestre fait filtre.
 
 
 
Voici une représentation du spectre électromagnétique; la partie appelée "visible" (de 400 à 700 nm) n'est qu'une toute petite fenêtre de l'ensemble du spectre.
 
À gauche du visible (longueurs d'onde plus longues, de 0,7micron à 1mm approximativement, énergie plus faible) se trouve l'infra rouge, puis les micro-ondes et les ondes radio, tout ce qui est "froid".
L'IR correspond à un rayonnement très peu énergétique, cela va poser des contraintes sur le choix des détecteurs, on verra que les IR n'ont pas assez d'énergie pour arracher des électrons par exemple, et qu'il faudra des détecteurs spéciaux pour les mettre en évidence.
 
À droite du visible (longueurs d'onde plus courtes, énergie plus grande) on trouve l'Ultra Violet puis les X et Gamma, bref tout ce qui est très énergétique.
 
 
 
Découverte de l'IR par W Herschel.
 
C'est William (Wilhelm en fait) Herschel, musicien et astronome , émigré en Angleterre, avec sa très célèbre sœur Caroline qui fut une assistante bénévole dans ses recherches, notamment pour la découverte d'Uranus (je vous ai déjà conté cette histoire), qui se tourne vers l'étude du rayonnement solaire avec des thermomètres.
Il est le premier à étudier sérieusement le spectre du Soleil en énergie, qui se trouve être assez proche de la réalité.
 
Il remarque que son thermomètre chauffe aussi même quand il dépasse la zone du rouge; il y a donc après le rouge un rayonnement invisible capable d'avoir un "pouvoir calorifique". Ce sont ce que l'on va appeler les infra rouges.
 
 
Propriétés de l'Infra Rouge.
 
L'infra rouge, permet de voir de très petites variations de température.
Il permet aussi de voir des sources de chaleur cachées dans le visible.
 
 
Il existe plusieurs domaines dans l'IR :
·        Proche IR
·        IR lointain
·        Domaine sub millimétrique
 
 
 
 
 
 
 
L'IR, ses principales propriétés :
 
·        Rayonnement moins énergétique que le visible
·        Lumière émise par des objets dont la température peut aller de –260°C à 3000°C.
·        L'IR permet de sonder les environnements opaques
·        En astronomie, l'IR lointain est le domaine des objets froids.
·        Malheureusement ce rayonnement est arrêté par l'atmosphère, d'où la naissance de télescopes spatiaux IR.
 
 
 
L'IR ET L'UNIVERS ENFOUI.
 
Une galaxie c'est un ensemble :
·        d'étoiles
·        de gaz
·        de poussières
 
Le milieu interstellaire (ISM: insterstellar medium en anglais) est lui une combinaison :
·        de gaz
·        de poussières qui devient brillant en IR. (décalage du visible en IR)
 
 
Le milieu interstellaire c'est en masse 99% de gaz
Et 1% de poussières.
 
 
Les poussières situées dans des zones denses, sont chauffées par la lumière des étoiles et ré-émettent dans l'infra rouge.
On peut sonder les galaxies grâce à la poussière!
Plus on détecte dans le submillimétrique, plus les poussières sont froides.
 
Un bel exemple est M81 vue par Spitzer en IR.
Dans l'image IR à 170 microns, on a accès à l’émission de la poussière et des objets qui la chauffent (formation des étoiles).
 
 
Les IR de fortes longueurs d'onde permettent de mettre au jour les cocons d'étoiles comme ici, où l'auteur a comparé la photo en proche IR (8 micron) de Spitzer à un relevé en IR lointain (450 micron) effectué pour la mission APEX au Chili, de cette zone du ciel du plan galactique
 
On consultera pour plus de détails, l'article correspondant du conférencier, cité plus bas.
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
FORMATION STELLAIRE.
 
 
Il existe de nombreuses questions liées à la masse des étoiles comme par exemple :
·        Quelle est l'origine de cette masse?
·        Est-elle dépendante de la masse des cocons d'étoiles qui leurs donnent naissance?
·        Ou est-elle le résultat d'un processus de fusion?
·        La répartition de la masse par rapport au nombre d'étoiles est-elle universelle?
 
Herschel devrait pouvoir apporter quelques réponses à ces questions.
 
La formation des étoiles est masquée par la poussière, comme on le voit sur cette photo de M31 en IR.
 
 
Dans une galaxie, on peut résumer le type de lumière par rapport aux objets :
·        Le visible : ce sont les étoiles ordinaires
·        En UV : les étoiles massives
·        En IR : les poussières et les étoiles enfouies.
 
Les nuages moléculaires sont de vrais pouponnières d'étoiles.
 
 
La détermination de la masse des étoiles est fondamentale, car c’est elle qui va déterminer son évolution: vie courte ou vie longue par exemple.
Herschel devrait nous aider à y voir plus clair, car actuellement on ne connaît pas le mécanisme à l’origine de la masse des étoiles.
 
L’infra rouge lointain (60 à 500 micron) correspond à la signature de la formation stellaire, d’où le choix de cette longueur d’onde pour ce télescope spatial.
 
En effet c’est dans ce domaine que les poussières des cocons d’étoiles émettent le maximum de leur énergie (température entre -260 et -170°C).
 
La diapo ci-contre montre la corrélation entre les différentes mesures : la détection de ces cocons d’étoiles dans l’IR lointain, permet dévaluer l’énergie et donc la masse mise en jeu ; on en déduit luminosité et masse des étoiles, ce qui permet de placer celles-ci sur la courbe d’évolution.
 
 
 
 
 
 
 
 
 
L’ÉVOLUTION DES GALAXIES.
 
C’est la grande question, quelle est l’histoire de la formation des étoiles et donc l’évolution des galaxies.
 
Pour information, il se forme en moyenne 3 masses solaires d’étoiles dans notre Galaxie par an.
 
Il semble que la formation des étoiles évolue avec le temps, mais une chose est certaine ; une étoile massive a une vie courte (de l’ordre du million d’années), elles brillent dans l’UV.
Donc mesurer la quantité de lumière UV d’une galaxie, permet de connaître le nombre d’étoiles massives formées. On peut même, alors en déduire, à partir de certaines hypothèses logiques d’extrapolation, le nombre total d’étoiles formées.
 
Il y a 5 milliards d’années, la formation des étoiles se produit essentiellement dans des galaxies « poussiéreuses » (les jeunes étoiles sont masquées par la poussière généralement), donc dans des galaxies IR.
 
En effet il y a deux sources d’émission IR (poussières chauffées) dans les galaxies :
·        Le gaz chaud autour des trous noirs super massifs (aux alentours de 24 micron)
·        La formation stellaire (de 100 à 150 micron, donc IR lointain).
 
Herschel est donc particulièrement bien adapté avec ses détecteurs dans l’IR lointain (bien au-delà de ceux de Spitzer), pour mettre au jour la formation des étoiles dans les galaxies.
 
De même, à cause du décalage vers le rouge, les galaxies lointaines sont dans l’IR ; et Herschel devrait aussi permettre de remonter jusqu’à 10 milliards d’années.
 
Les principales missions de Herschel sont donc :
 
·        La détermination de l’origine de la masse des étoiles et le recensement du nombre de cocons d’étoiles.
·        La détermination dans le milieu interstellaire des galaxies, des propriétés des grains de poussière.
·        La mesure de la quantité d’étoiles formées depuis 10 milliards d’années.
 
 
LE TÉLESCOPE SPATIAL HERSCHEL.
 
Nous avons maintes fois évoqué dans ces colonnes ce télescope aussi je ne m’y attarderai pas.
 
Comme le dit la très instructive plaquette du CEA, sur ce télescope; Herschel, est une nouvelle fenêtre infra rouge sur l’Univers.
 
Il possède trois instruments permettant une étude du ciel entre 60 et 600 micron.
 
Sa genèse date de …..1984, c’est notre ami Roger Maurice Bonnet qui eut le premier l’idée d’un tel télescope spatial, les caractéristiques variant avec le temps, le miroir de 8m est devenu 3,5m etc.. 
 
20 ans de l’idée aux premières observations !!!
 
Les détecteurs sont spéciaux, ce sont des bolomètres, sorte de thermomètres très rapides.
 
Le CEA participe à l’élaboration de deux instruments (PACS et SPIRE), le troisième (HiFi) est malheureusement problématique en ce moment.
 
 
Peu de photos prises par Herschel sont disponibles, pour des raisons à priori inconnues, en voici une diffusée par l’ESA.
 
C’est un nuage moléculaire situé près de la Croix du Sud, on y voit distinctement dans le quadrant inférieur droit, des filaments de cocons d’étoiles.
 
Photo en 5 couleurs IR prise le 3 Septembre par SPIRE et PACS, de cette région du ciel située à quelques milliers d'années lumière de nous.
(surface couverte 2° par 2°).
Explication du code des couleurs : ce qui est très froid apparaît en rouge, la matière un peu plus chaude apparaît elle en bleu.
Bleu = 70 micron; vert = 160 micron, le rouge est une combinaison des 3 bandes du SPIRE : 250; 350 et 500 microns.
 
Les images individuelles SPIRE (à gauche) et PACS (-à droite) sont visibles sur cette photo.
On voit parfaitement les filaments de matière brillant grâce à la lumière des jeunes étoiles qui viennent de se former
 
Credits photo : ESA and the SPIRE & PACS consortia
 
 
 
 
 
Bonne chasse et longue vie à Herschel.
 
 
 
 
 
POUR ALLER PLUS LOIN.
 
Le spectre électromagnétique par l'Observatoire de Paris.
 
Détecter l'IR sur le site du CEA.
 
L'expérience d'Herschel par nos amis Américains de Cool Cosmos (Spitzer).
 
Page de Herschel à l'ESA.
 
Sur le site du CEA, pages en français sur Herschel et l'astronomie IR.
 
Outils numériques pour l’étude de l’effondrement et de la fragmentation de cœurs denses préstellaires par Benoît COMMERCON
Thèse en codirection avec E. Audit, P. Hennebelle et G. Chabrier  CEA/DSM/DAPNIA/SAp
 
Lancement de Herschel et Planck.
 
Les premières photos d'Herschel.
 
Conférence de V Minier aux RCE 2008 à la Cité des Sciences.
 
 
Bon ciel à tous
 
 
Jean Pierre Martin   membre de la SAF
www.planetastronomy.com
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