L'observation dans l'infrarouge thermique ou à des fréquences plus basses obéit à des règles particulières, dès lors que tout le rayonnement de corps noir de l'environnement s'ajoute au signal. Il en résulte une technique d'observation particulière, pour distingue la source des autres contributions.
Dans le domaine radio se rajoutent les difficultés à obtenir une résolution spatiale précise, dues à la diffraction, et la spécificité de la détection cohérente : les collecteurs deviennent des antennes directement sensibles au champ électromagnétique.
Jupiter en 6 couleurs dans l'infrarouge, de 5 à 13 microns.
Crédit :
ESO
Observation directe
L'observation sur Terre à toute longueur d'onde supérieure à environ 
est perturbée par le rayonnement thermique terrestre. Elle nécessite la capacité de discriminer les photons issus de la source céleste de ceux correspondant à l'environnement chaud : le ciel, le collecteur, l'instrument (le détecteur est nécessairement refroidi, sinon il s'auto-éblouirait et toute détection serait impossible).
L'observation de Jupiter, aux alentours de 10 microns, conduit à une image où la contribution essentielle provient du ciel.
Soustraction du fond de ciel
Il apparaît nécessaire de soustraire le fond de ciel. Ceci est réalisé en
déplaçant très rapidement (à une fréquence de plusieurs Hz) un miroir dans la chaîne d'acquisition du télescope (typiquement le miroir secondaire, dit secondaire vibrant), afin de pointer alternativement la cible et le ciel juste à côté.
Cette opération permet de faire apparaître Jupiter, mais il subsiste alors des gradients sur l'image, selon que l'on soustrait le ciel d'un côté ou de l'autre de la cible.
Soustraction du fond de ciel moyen
La soustraction du fond de ciel moyen permet d'aboutir à une image de meilleure qualité. Cette image est obtenue en dépointant le télescope entier, à une cadence plus basse.
Image brute
Image [ciel+Jupiter] de Jupiter et du fond de ciel. Malgré la brillance intrinsèque de Jupiter, c'est le fond de ciel et le collecteur qui émettent plus de 99% des photons incidents.
Crédit :
ESO/ASM
Simple soustraction
Image [ciel+Jupiter] - [ciel gauche/droit] : correction effectuée par déplacement rapide. On remarque un gradient sur l'image : la correction est biaisée car différents éléments n'ont pas été vus dans des conditions d'alignement identique.
Crédit :
ESO/ASM
Traitement symétrique
Image [ciel+Jupiter] - [ciel gauche+droit]/2 : le fond de ciel a été soustrait au mieux.
Crédit :
ESO/ASM
Prérequis
Corps noir
Objectifs
Les observations dans l'infrarouge thermique doivent tenir compte de tous les éléments qui participent au signal, en plus de la source : ciel, télescope, environnement du détecteur.
Observation thermique
Pour observer dans un certain domaine spectral,
la température du détecteur doit absolument être inférieure à la température de rayonnement associée, via la loi de déplacement de Wien, à la longueur d'observation.
On peut justifier ceci très brièvement en évoquant le deuxième principe de la thermodynamique : si le détecteur est plus chaud que la source, l'énergie s'écoule du détecteur vers la source, et cette dernière ne risque pas de beaucoup impressionner le détecteur.
Sur Terre, la température ambiante (de l'ordre de 300~K) correspondant à un rayonnement maximal à 
selon la loi de Wien. Toute observation à une longueur d'onde supérieure à 
doit s'affranchir du flux infrarouge ambiant.
Observer dans l'infrarouge
De ce qui précède, il s'ensuit que toute mesure d'un faible flux dans l'infrarouge thermique se doit d'être une mesure différentielle, où l'on cherche à distinguer une source sur un fond brillant, à moyenner et à soustraire, car il surpasse le signal.
Source et fond thermique
Même une source brillante comme Jupiter ne contribue guère au flux total thermique collecté au sol : la brillance du ciel domine.
Crédit :
ESO/ASM
Séquences d'observation
Les différentes étapes pour l'imagerie infra-rouge sont résumées dans l'appliquette ci-jointe.
Images IR 
Fond de ciel
Utiliser les appliquettes ci-jointes pour visualiser les étapes du traitement des images IR (Jupiter à 10 microns, ESO).
Etudier en coupe, sur chaque image : le fond de ciel, une coupe de Jupiter parallèle aux bandes, une coupe orthogonale.
Température et IR
La loi du corps noir
permet de comprendre l'appellation infrarouge thermique, domaine privilégié d'émission des corps (noirs ou approchés) de température de l'ordre de plusieurs dizaines à quelques centaines de Kelvin, lorsque le visible est le domaine privilégié d'information des corps stellaires plus chauds.
Imagerie IR
Evolution thermique des anneaux de Saturne
Difficulté : ☆☆
Temps : 15 min
La figure ci-jointe montre la planète Saturne et ses anneaux, dans l'infrarouge thermique à 
.
Saturne à 20 microns
Crédit :
CFHT
Question 1)
Etudier la carte de température des anneaux. Que met en évidence cette observation ?
Interpréter la figure en s'appuyant sur le codage de couleur de la température.
Question 2)
La période orbitale des anneaux étant de l'ordre de 10 h, estimer l'ordre de grandeur de la durée de réchauffement des anneaux.
Estimer la mesure du secteur angulaire sur lequel la température des anneaux retrouvent la valeur chaude d'équilibre.
Température de détecteur
Difficulté : ☆
Temps : 10 min
Question 1)
On cherche à observer dans l'infrarouge aux longueurs d'onde suivantes : 2, 5, 20, 60 microns. Indiquer les températures maximales du détecteur, pour éviter qu'il soit saturé par son propre signal (on prendra une marge d'un facteur 10 par rapport à la loi de Wien).
[2 points]
Question 2)
Proposer des solutions pour le refroidissement nécessaire.
[2 points]
Un grand radiotélescope
La diffraction d'une part, et la faible énergie transportée par le rayonnement radio nécessitent de grands radiotélescopes.
Champ panoramique du grand radiotélescope de Nançay (Observatoire de Paris).
A gauche : l'antenne plane, orientable en azimut ; à droite : l'antenne sphérique ; au centre droite : le foyer, mobile pour un suivi en angle horaire de
par rapport au méridien.
Crédit :
Observatoire de Paris
Un réseau interférométrique
L'interféromètre VLA permet d'imager par interférométrie à diverses longueurs d'onde radio.
Champ d'antennes du VLA (very large array) dans le désert du Nouveau-Mexique. La configuration, en Y, ici ramassée, peut s'étendre sur des branches étendues.
Crédit :
NRAO
Lobe d'antenne
Aux grandes longueurs d'onde, lorsque la détection du signal est cohérente, la tache image s'appelle lobe d'antenne.
Pour une antenne seule, c'est directement la tache de diffraction, égale par définition à l'étendue de faisceau cohérente, qui fixe la résolution angulaire, dans ce cas égale au champ objet.
Lobes d'antenne, à 2 longueurs d'onde différentes, en diagramme polaire. L'amplitude du lobe est donnée en échelle logarithmique, mesurée en dB d'atténuation par rapport à la réponse dans l'axe.
Crédit :
ASM
Signal
Le signal radio se caractérise par :
- Un quantum d'énergie très faible : du fait des plus basses fréquences que dans le visible.
- Un lobe d'antenne assez large : du fait de la longueur d'onde élevée.
- Une détection cohérente : c'est directement le champ électromagnétique qui est mesuré.
- La relative facilité, du fait de la détection cohérente, à mener des mesures interférométriques pour gagner en résolution spatiale.