Les grands précurseurs IRAS et ISO

Les grands précurseurs IRAS et ISO

Le satellite IRAS (satellite astronomique infrarouge29, Neugebauer et al. (1984)), construit par une collaboration entre les Etats-unis, le Royaume Uni et les Pays Bas, a été lancé en 1983 par la NASA30. Ce télescope infrarouge d’un diamère de 57 cm a effectué un relevé de 96% du ciel à 12, 25, 60 et 100 µm. Il était équipé d’un système de refroidissement à l’hélium superfluide (1,6 K) qui a fonctionné 10 mois. Ce télescope a permis de découvrir environ 75 000 galaxies infrarouges, mais aussi les cirrus galactiques (nuages de gaz diffus dans notre galaxie émettant dans l’infrarouge). Le satellite ISO (Observatoire Spatial Infrarouge 31, Kessler et al. (1996)), lancé en 1995, possèdait un miroir de 70 cm par l’ESA32, était refroidi à l’hélium liquide, et observait entre 2 et 200 µm. Contrairement à IRAS qui observait tout le ciel, ISO réalisait des observations pointées. Il a permis de résoudre la majorité du fond infrarouge en sources individuelles à 15 µm (Elbaz et al. (1999)). En revanche, à cause de sa résolution angulaire limitée, il ne résolvait qu’une faible part du fond à plus grande longueur d’onde (Dole et al. (2001),Héraudeau et al. (2004)). 1.4.3 Spitzer Spitzer (Werner et al. (2004)) est un télescope de la NASA, lancé en 2003. Il est placé en orbite héliocentrique avec un demi-grand-axe très légèrement supérieur à celui de la Terre, dont il s’éloigne lentement. Son miroir primaire, mesurant 85 cm de diamètre, est refroidi à 5.5 K. Il observe entre 3.6 et 160 µm, grâce aux instruments IRAC, IRS et MIPS. Le système de refroidissement s’est arrêté en 2009 rendant les observations impossibles au delà de 5 µm (voir Fig. 1.11). L’instrument IRAC33 (Fazio et al. (2004b)) est une caméra infrarouge observant à 3.6, 4.5, 5.8 and 8.0 µm. Chaque longueur d’onde est associée à un détecteur de 256×256 pixels, chaque pixel observant un angle de 1.2″ sur le ciel. Les 4 canaux sont observés de manière simultanée grâce à des séparateurs dicroïques. La PSF (Fonction d’étalement de point34) a une largeur à mi-hauteur de 1.66″, 1.72″, 1.88″ et 1.98″ à 3.6, 4.5, 5.8 et 8.0 µm, respectivement.  L’instrument MIPS35 (Rieke et al. (2004)) est un photomètre imageur observant à 24, 70 et 160 µm. Les détecteurs possèdent 128×128 pixels de 2.5″ projetés sur le ciel, 16×32 pixels de 9.8″, et 2×20 pixels de 16″, à 24, 70 et 160 µm, respectivement. La PSF a une largeur à mi-hauteur de, respectivement, 6.6″, 18″ et 40″. L’instrument IRS36 Houck et al. (2004) est un spectrographe possédant deux modules de basse résolution (R∼100) et deux modules de haute résolution (R∼600). L’instrument possède également deux matrices permettant de réaliser des images à 15 et 22 µm, initialement prévues pour le centrage des sources. Elles ont également servi à réaliser des relevés photométriques à 15 µm (Teplitz et al. (2010)).

BLAST

L’expérience BLAST37 (Pascale et al. (2008)) a pour but d’observer le ciel submillimétrique à 250, 350 et 500 µm. Il s’agit d’un télescope de 2 m de diamètre porté par un ballon stratosphérique. Il a volé en 2005 en Suède et en 2006 en Antarctique. Les détecteurs sont des matrices de bolomètres spider web38 refroidis à l’hélium liquide, précurseurs de l’instrument SPIRE de Herschel. Sa PSF a une largeur à mi-hauteur de 36″, 42″ et 60″ à 250, 350 et 500 µm, respectivement.

Herschel

Le télescope spatial européen Herschel (Pilbratt et al. (2010)) a été lancé avec succès en 2009 par l’ESA en même temps que Planck (voir section suivante). Il s’agit d’un télescope de 3.5 m de diamètre, placé au point de Lagrange 239. Grâce à une orientation dos au Soleil et la Terre, son miroir est refroidi passivement à 60 K. Il est équipé de 3 instruments : PACS, SPIRE et HIFI. L’instrument PACS40 (Poglitsch et al. (2010)) est capable de faire de la photométrie en bande large et de la spectroscopie basse résolution entre 55 et 210 µm. Ses bandes photométriques sont placées à 70, 100 et 160 µm. La largeur à mi-hauteur de la PSF est respectivement 5.2″, 7.7″ et 12″. Une matrice de 32×16 bolomètres permet d’observer à 160 µm, en parallèle d’une autre matrice de 64×32 observant soit à 70, soit à 100 µm. La sensibilité de PACS est limitée par le bruit statistique des photons émis par le miroir. L’instrument SPIRE41 (Griffin et al. (2010)) a les mêmes fonctions que SPIRE, mais dans le domaine sub-millimétrique de 200 à 650 µm. Les canaux du photomètre sont centrés autour de 250, 350 et 500 µm. Ces canaux sont équipés de matrices de bolomètres de respectivement 139, 88 et 43 éléments. Des bolomètres aveugles permettent de corriger les dérives en température de chaque matrice. La largeur à mi-hauteur de la PSF est, respectivement, 18″, 25″ et 37″. Avec SPIRE, les observations de champs profonds sont très vite limitées par le phénomène de confusion dû à la faible résolution angulaire du télescope. Herschel est également équipé du spectromètre hétérodyne de très haute résolution (R∼ 107 ) HIFI42 (de Graauw et al. (2010)). Malheureusement, à cause de sa sensibilité limitée, cet instrument ne peut observer que des objets très brillants et donc très proches.

 Les nouveaux observatoires spatiaux tout-le-ciel : AKARI, WISE, Planck 

Des relevés tout-le-ciel ont également été réalisés dans l’infrarouge. En général, leur sensibilité ne permet pas de résoudre une partie significative du fond infrarouge. Ces observations sont en revanche cruciales pour les études sur l’Univers local et les fluctuations du fond. Le satellite japonais Akari43 (Ishihara et al. (2010)) a été lancé en 2006. Il a réalisé un relevé de tout le ciel dans de nombreuses bandes photométriques entre 6 et 180 µm. Des relevés profonds ont également été réalisés. La satellite WISE44, lancé par la NASA en décembre 2009, a réalisé également un relevé du ciel complet à 3.3, 4.7, 12 et 23 µm. Sa mission s’est achevée en septembre 2010, lorsque l’hydrogène solide du système de refroidissement a été entièrement consommé. Sa sensibilité est très supérieure à celle d’Akari. Le satellite Planck (Tauber et al. (2010)), lancé en même temps que Herschel, réalise un relevé de tout le ciel du domaine sub-millimétrique au domaine radio. L’instrument HFI45 (Lamarre et al. (2010)) observe à 350, 550, 840, 1380, 2100 et 3000 µm. Sa résolution inférieure à 3’ ne permet de résoudre que les objets les plus brillants. En revanche, sa grande stabilité va permettre d’étudier avec une précision inégalée les fluctuations du fond infrarouge. 

Téléscopes sub-millimétriques et millimétriques au sol : JCMT, IRAM, APEX, SPT…

 Au delà de 450 µm, il est possible d’observer depuis le sol dans les principales fenêtres atmosphériques (450 µm, 850 µm, 1.2 mm…). Les télescopes au sol ont de plus grands diamètres que leur homologue spatiaux. Néanmoins, la transmission atmosphérique est faible, et il est préférable d’observer dans des endroits secs en altitude. On peut citer entre autre le JCMT46 à Hawai, l’antenne de 30 m de l’IRAM47 près de Grenade, APEX48 et ACT49 dans le désert de l’Atacama au Chili, et SPT50 au Pôle sud