VISIR, Elle observe le rayonnement infrarouge thermique des astres.

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VISIR, Elle observe le rayonnement infrarouge thermique des astres.

Message par Admin le Ven 23 Déc - 19:57

VISIR au VLT
Le [Vous devez être inscrit et connecté pour voir ce lien]  de l'ESO  (Observatoire Européen Austral) est devenu le plus grand observatoire du monde. Installé sur le mont Paranal au nord du Chili (désert de l'Atacama), il comporte quatre télescopes géants avec des miroirs de 8 mètres de diamètre pesant 24 tonnes chacun.

A gauche:Le sommet du Mont Paranal au Chili avec les quatre coupoles des telescopes de 8m
Au centre:Un des 4 télescopes du VLT avec son miroir de 8m de diamètre
A droite:Visir installé au foyer du télescope "Melipal", au printemps 2004.
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L'instrument VISIR (VLT Imager and Spectrometer for the InfraRed)
L'instrument VISIR est installé au foyer Cassegrain du télescope numéro 3 du VLT (dénommé MELIPAL).
VISIR observe dans le domaine du rayonnement infra-rouge thermique (8-28 microns).


VISIR possède deux voies de mesure:
   - l'une comporte une caméra,
   - l'autre un spectromètre.
La caméra et le spectromètre sont mis dans un cryostat afin d'être refroidis à
         - 20°K (-253°C) pour la structure mécanique et les optiques,
         - 5°K (-268°C) pour les détecteurs. 
VISIR est solidaire du télescope et tourne avec lui pour viser l'objet étudié. Le lien entre VISIR et les équipements fixes est assuré par un enrouleur de cables.
VISIR est développé par un consortium de laboratoires français et néerlandais sous la responsabilité scientifique et technique du CEA.

Vue arrière du cryostat contenant la caméra et le spectromètre :
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Instruments :
Vue éclatée de l'intrument VISIR montrant ses principaux éléments :
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Imageur


L'imageur est constitué d'un jeu de 5 miroirs, d'une roue à filtres et du détecteur. Ce dernier est une matrice de 256x256 éléments, chaque éléments ("pixels") faisant 50 microns de côté. Suivant la configuration des miroirs, le champ de vue de l'imageur varie de 19.2x19.2,  32.5x32.5 ou 51.2x51.2 seconde d'arc (soit 1/1000 la surface de la lune). Le choix du champ de vue (et par conséquent de la taille du pixel sur le ciel) est dicté à la fois par l'objectif du programme scientifique et par le soucis d'exploiter au maximun la qualité d'images sur le site du VLT.
L'observateur peut également sélectionner différents types de filtres (jusqu'à 40). Les filtres à bandes larges (filtre N 7-13µm et Q 17-24µm) permettent d'obtenir des clichés détaillés dans ces deux fenêtres transparentes de l'atmosphère. L'astronome a aussi la possibilité d'utiliser des filtres à bandes étroites, centrés sur des longueurs d'onde d'éléments bien définies comme celle du Néon (12.8µm) ou d'un certain type de grains de poussières. Le poids de l'imageur est de 40kg.

Spectromètre


 Le spectromètre permet de décomposer la lumière incidente comme le fait un prisme et de l'analyser en détail. Le gaz moléculaire (gaz d'hydrogène par exemple), certains atomes excités (Fer, Néon, Hydrogène..) ou bien encore des types de grains de poussières émettent des raies d'émission à des énergies (longueurs d'onde) bien définies, véritable signature de l'élément. Grâce à ces informations, l'astronome est à même d'étudier la nature du milieu de l'objet céleste observé (température, densité ou composition chimique). VISIR, grâce à 3 voies optiques et 5 réseaux (ou prismes) différents, offre à l'observateur plusieurs choix de résolution spectrale. Plus la résolution spectrale est grande, meilleur est le pouvoir de séparation entre deux éléments dont les raies d'émission sont très voisines. Ceci permet d'identifier sans ambiguïté les éléments chimiques. Le détecteur du spectromètre est une matrice identique à celle de l'imageur.
 

Simulateur d'étoile


 Un simulateur d'étoile est implanté au coeur de l'instrument. Jouant le rôle d'une veritable étoile artificielle, Il permet de contrôler et de tester le bon fonctionnement de l'instrument hors des périodes d'observation.
 

Cryogénérateur


 Les cryogénérateurs ("générateurs de froid") sont des machines frigorifiques très performantes permettant d'atteindre des températures aussi basses que -268°C (5°K). Trois d'entre eux sont répartis autour de l'enceinte à vide.
 

 Enceinte à vide


  Les instruments doivent être refroidis. Ils sont donc placés dans une enceinte à vide (en jaune sur le schéma) qui les isole thermiquement de l'environnement. L'enceinte de VISIR a une taille de 120 cm de diamètre pour une hauteur de 100 cm. L'enceinte à vide est maintenue à une température de -258°C (15°K) et son volume est donc voisin du mètre-cube.

Qu'observe-t-on avec VISIR ?
VISIR observera à la fois les poussières et les gaz tièdes dans l'Univers. Tiède signifiant ici à une température entre 50 K et 500 K. 
[Vous devez être inscrit et connecté pour voir cette image] Comment observe-t-on ce gaz et poussière ?
La poussière est détectée par les photons liés à l'émission thermique des poussières. Le gaz (de l'hydrogéne moléculaire) est détecté par les photons émis dans des raies rotationnelles (17 et 12.3 microns)
[Vous devez être inscrit et connecté pour voir cette image] Quel sont les objets concernés par ces études ?
A peu près tous les objets de l'Univers, des comètes aux quasars
[Vous devez être inscrit et connecté pour voir cette image] Quelques programmes scientifiques qui seront conduits avec VISIR :
Suivi de programme fait avec ISO
[Vous devez être inscrit et connecté pour voir cette image] Astrophysique nucléaire en IR :
observations des restes de SN

Anticorrélation spatiale entre la présence de Néon (gaz) et de poussière silicaté. Mais l'Argon et le Soufre sont présents partout
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Programmes spécifiques:
Environnement stellaire (avec résolution spatiale)
Formation stellaire, formation des planètes
Planètes extra-solaires
Recherche indirecte (empreinte sur le disque de poussières)

e disque de poussières autour de l'étoile Beta-Pictoris observé avec la caméra CAMIRAS en 1998 a la longueur d'onde de 20 microns. Ce sont dans de tels disques que peuvent être décelées les traces de la formation de planètes.
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L 'INFRAROUGE : Pourquoi observer en Infrarouge ?
L'infrarouge permet de détecter des objets froids; ces objets émettent la plupart de leur rayonnement dans la gamme infrarouge et leur émission visible est si faible que même les télescopes optiques les plus sensibles ne peuvent les observer. D'autre part, des sources cachées par la poussière des nuages interstellaires peuvent être étudiées en infrarouge car ce rayonnement est peu absorbé par la poussière. 

Observer dans la bande 10-20 microns depuis le sol: une tâche loin d'être évidente.
Une grande partie du rayonnement électromagnétique infrarouge provenant du ciel est très fortement absorbé, voire totalement bloqué par notre atmosphère excepté dans quelques fenêtres transparentes. Mais l'observateur doit aussi faire face à deux autres types de difficultés. D'une part, l'atmosphère est une source de rayonnement intense dans l'infrarouge. D'autre part le télescope et l'instrument émettent également dans ce domaine. Le choix d'un lieu d'observation pauvre en vapeur d'eau permet d'amoindrir le premier handicap: c'est effectivement le cas pour le site du VLT à Paranal dans le désert d'Atacama, un lieu extrêmement sec. Le problème de l'émission thermique de  l'instrument (en particulier de ses détecteurs) est quant à lui grandement diminué en refroidissant les différents éléments à l'aide de puissants systèmes cryogéniques (machines à froid). Ainsi les détecteurs de VISIR sont-ils maintenus à une température constante de 5°K (soit -269°Celsius). Il n'en reste pas moins que l'observateur doit relever le défi d'extraire le signal provenant de son objet céleste favori noyé dans un bruit de fond 10000 fois plus intense!  Une alternative "naturelle" pour palier au problème de l'émission thermique de l'atmosphère consisterait dans l'absolu à embarquer le télescope sur un satellite. Mais mettre en orbite un télescope de 8 mètres posent encore aujourd'hui quelques problèmes... En fait les deux approches sont complémentaires. Ce domaine de l'infrarouge moyen est actuellement l'objet d'un gros effort à l'échelle mondiale montrant l'intérêt de la communauté scientifique à l'exploration de l'univers dans ce domaine d'énergie. Les caractéristiques de VISIR (très haute résolution spectrale dans la limite de diffraction) le place particulièrement bien dans cette compétition internationale.

Emission thermique. Tout corps dont l'émission lumineuse obéit à la loi dite de corps noir présente une propriété particulière. Le produit de la longueur d'onde correspondant au maximum de son émission par sa température est une constante. Le Soleil qui a une température de surface de 6000°K montre un maximum d'émission à la longueur d'onde de 0.48µm. Cette valeur correspond à la couleur jaune si familière de notre astre. Un objet ayant une température de 400°K montre quant à lui un maximum d'émission à la longueur d'onde de 7.5µm. Cette simple loi indique également que l'émission de l'atmosphère ou de tout matériel à température ambiante (comme un télescope) présente une émission maximale dans la gamme d'énergie couverte par VISIR. Atmosphère et télescope constituent donc une source de pollution indéniable. Les techniques d'observation pour diminuer ces effets nocifs peuvent se résumer à effectuer une série de poses alternativement sur l'objet puis sur une région  voisine sur le ciel, la différence constituant le signal recherché.
Limite de diffraction. La nature ondulatoire de la lumière implique que la tache minimum d'une source  ponctuelle observée au foyer d'un télescope ne peut être inférieure à une certaine valeur. Cette limite physique ou tâche d'Airy (du nom du scientifique anglais du 19ème siècle ayant découvert cette loi) est proportionnelle à la longueur d'onde et inversement proportionnelle au diamètre du télescope (~Lambda/Diamètre). Cette limite de diffraction décrit donc la finesse maximale de l'image (ou résolution spatiale) que l'on peut obtenir. Pour une longueur d'onde de 10µm (domaine de VISIR) et un télescope de 8 mètres de diamètre (Le VLT),  cette tâche est de 0.3 seconde d'arc. Cette limite peut néanmoins être dégradée par la turbulence de l'atmosphère. La remarquable qualité de ciel sur le site du VLT à Paranal ainsi que sa grande stabilité permettent d'atteindre la plupart du temps la limite de diffraction, en d'autres termes de bénéficier des meilleurs qualités d'images possibles.

Complémentarité Sol/Espace
Les instruments « infrarouges » embarqués sur des satellites (comme ISOCAM sur le satellite ISO) ont une très grande sensibilité et ils  permettent de détecter des objets émettant très peu de lumière ou des objets très éloignés . En effet,  les satellites permettent de s'affranchir des limitations liées à l'atmosphère qui émet un énorme fond de lumière infrarouge.
Les observations en infrarouge thermique ne sont pas gênées par la lune ou le soleil, mais par la lumière infrarouge émise par l'atmosphère et le télescope. Observer en infrarouge thermique que ce soit de jour ou de nuit, c'est comme observer en visible de jour! Des techniques d'observations («chopping-nodding») ont été élaborées pour limiter l'influence de ce fond au strict minimum.

Les instruments « infrarouges » au sol (comme VISIR sur le VLT) ont une très grande résolution angulaire,. ils permettent de voir les objets plus en détail. En effet, les télescopes au sol, beaucoup plus grands que ceux qui peuvent être envoyés dans l'espace,  permettent d'avoir une tache de diffraction plus petite. (Le phénomène de diffraction est un phénomène physique lié à la nature ondulatoire de la lumière qui fait qu'une source ponctuelle n'apparaîtra pas comme un point sur le détecteur mais comme une tache, dite tache de diffraction).

A gauche Sensibilité : comparaison sol/espace
A droite Résolution angulaire : comparaison sol/espace
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