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.