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La Terre est sélectivement protégée des rayonnements électromagnétiques spatiaux par le champs magnétique terrestre (ce qui génère les Ceintures de Van Allen) et par son atmosphère. Cette protection a permis à la vie d’éclore et de prospérer à sa surface mais elle gêne aussi l’arrivée jusqu’à nous d’une bonne partie des informations sur l’univers portées par ces rayonnements. La possibilité qui nous est offerte aujourd’hui de pouvoir aller dans l’espace, nous affranchit de cette limitation et des pollutions induites par l’activité de l’homme…et nous en profitons.
Tout rayonnement est porteur d’informations sur son émetteur que ce soit les rayons gammas, de longueurs d’onde extrêmement courtes, à un bout du spectre, aux ondes radioélectriques très longues, à l’autre bout, et à la lumière visibles, entre les deux. Certains de ces rayonnements sont piégés par le champ magnétique de la Terre dans ce qu’on appelle les Ceintures de Van Allen. Les molécules de l’atmosphère terrestre en bloquent d’autres et finalement nous ne recevons au sol qu’un peu d’ultraviolet (A et B mais pas de C), le rayonnement visible, une grande partie des infrarouges et une partie du rayonnement radio le moins long (voir « image à la Une »). Par ailleurs l’atmosphère, par sa matière même aussi bien que ses mouvements internes, introduit des perturbations (turbulences) dans le cheminement des photons reçues. Ces perturbations ont empêché les progrès dans la capacité de résolution des télescopes optiques, jusqu’à l’invention et la mise en pratique de l’optique adaptative (le prototype “COME-ON”, réalisé sous l’impulsion de l’astrophysicien français Pierre Léna, date de la fin des années 1980 mais la technologie n’à vraiment été utilisée qu’à partir de la fin des années 1990).
Les astronomes qui rêvaient des télescopes spatiaux dès 1946 avec Lyman Spitzer (Yale), ont donc réagi avec enthousiasme à l’avènement de l’ère spatiale. Depuis les années 1970 une cinquantaine de télescopes ont été lancés. Ils couvrent quasiment la totalité du spectre électromagnétique, ils sont de plus en plus puissants et de plus en plus sophistiqués en raison notamment des conditions à remplir pour pouvoir observer les longueurs d’ondes les plus extrêmes ou simplement pour gagner en puissance de pénétration dans l’espace.
Dans le segment visible et infrarouge du spectre, on connait Hubble mais on va bientôt disposer du James Webb Space Telescope (« JWST ») réalisation de la NASA, de l’ESA et de l’ASC (Canada), qui va être lancé pour le remplacer en Octobre 2018. Son miroir primaire (segmenté) aura un diamètre de 6,5 mètres, contre 2,4 mètres pour Hubble. Il sera 100 fois plus puissant et il orbitera autour du Soleil au point de Lagrange 2 (protégé du Soleil par la Terre, et des deux astres par un énorme bouclier thermique). Dans le domaine de l’infrarouge il ira beaucoup plus loin que Hubble (ondes de 25 µm au lieu de 2,5 µm). La possibilité de traiter ce rayonnement est essentiel pour un télescope qui doit étudier les objets les plus lointains dont le déplacement vers le rouge (« redshift ») est très important. A noter que l’on a commencé à parler d’un successeur au JWST, « ATLAST » (« Advanced Technology Large Aperture Space Telescope ») qui aurait un miroir primaire segmenté de 16 mètres ! Cependant ce n’est encore qu’un concept. Les décideurs américains un peu échaudés par les dépassements de budget répétés du JWST, attendront pour se lancer sur cette nouvelle piste. En parallèle à ces géants, « Gaïa » (ESA), positionné en L2, cartographie le ciel et « Képler » (NASA), dans le sillage de la Terre, recherche les exoplanètes aussi petites que possible de notre environnement.
Mais c’est surtout dans le domaine des rayonnements qui n’arrivent pas jusqu’à la surface de la Terre que l’accès à l’espace rend et va rendre les plus grands services. A noter que les télescopes qui les recueillent ont souvent une orbite très excentrique pour sortir des Ceintures de Van Allen et donc bénéficier d’un espace sans « écran » en même temps que d’une période d’observation non occultée par la Terre, plus longue. Par ailleurs ils ont une durée de vie limitée car ils ont non seulement besoin d’énergie pour fonctionner mais aussi, pour mieux isoler les radiations à très courtes longueurs d’onde, d’un liquide de refroidissement (hélium liquide). On peut distinguer plusieurs catégories :
Les collecteurs de rayons Gamma (longueurs d’ondes les plus petites donc les plus énergétiques). Parmi eux « Fermi » (NASA) traque ce qu’on appelle les « GRB » (« sursauts de rayons gamma) provoqués par les effondrements d’étoiles géantes, ou les trous noirs eux-mêmes dans leur activité dévoreuse de matière ou, indirectement, les phénomènes liés à la probable « matière-noire ».
Les collecteurs de rayons X. Parmi eux, deux télescopes de la NASA, « Chandra » et plus récemment « NuSTAR », et un de l’ESA, « XMM-Newton ». Comme Fermi, ils “chassent” les phénomènes les plus violents. Ils sont très longs car, compte tenu de leurs faibles longueurs d’onde, ils doivent capter les rayonnements en lumière rasante pour les identifier. En fait, au sens strict, ces instruments (comme d’ailleurs les antennes pour ondes radio) ne sont pas des télescopes car ils ne disposent pas d’optique mais plutôt des capteurs.
Pour les rayonnements ultraviolets, on a « GALEX » de la NASA (mission terminée en 2013 mais données toujours en cours d’exploitation). De l’autre côté du visible, en infrarouge, on a « Hershel » (ESA) et « Spitzer » (NASA). Hershel a la particularité de se trouver au point de Lagrange L2 et d’avoir le plus grand miroir dédié au rayonnement infrarouge (3,5 mètres). Plus loin, vers les grandes longueurs d’onde (ondes radio), on a « Planck » (ESA) dont la mission s’est terminée en 2013 et qui traquait les détails du rayonnement primordial, et « Spektr R » (Russe) qui est doté d’une très grande antenne de 10 mètres de diamètre et doit être utilisé dans des dispositifs interférométriques avec des radiotélescopes au sol.
Enfin, tout au bout du spectre, la nouvelle découverte des ondes gravitationnelles (expérience LIGO) a suscité le projet « eLISA » de l’ESA (« Evolved Laser Interferometer Space Antenna ») qui devrait être réalisé à la suite de la mission du satellite LISA Pathfinder lancé en décembre 2015.
Il faut bien voir que ces différentes longueurs d’ondes permettent soit de surmonter (traverser) des obstacles (nuages de poussière ou rayonnements parasites dans d’autres longueurs d’onde), soit d’observer des objets différents soit de mieux les caractériser en fonction précisément des longueurs d’ondes dans lesquelles s’expriment leur activité. Bien entendu les missions en surface de la Lune (face cachée), ou de Mars devront permettre d’y construire un jour des télescopes à grandes surfaces collectrices qui agiront sans doute en complément des autres télescopes dans l’univers (avantage d’un ciel pur et d’une gravité beaucoup plus faible).
Image à la Une : graphe de l’opacité atmosphérique en fonction de la longueur d’onde (crédit ESA/Hubble (F. Granato). La hauteur de la surface brune représente l’opacité de l’atmosphère pour une longueur d’onde donnée. Les fenêtres principales sont les longueurs d’onde du visible et des ondes radios entre 1 mm et 10 mètres.
Image ci-dessous : liste des télescopes spatiaux en fonction des longueurs d’onde qu’ils couvrent (crédit : NASA Goddard Space Flight Center):