L'ASTRONOMIE INFRA-ROUGE
QUELQUES OBSERVATIONS EN INFRAROUGE

IRC 10216

La distribution d'énergie entre 1 et 20 de cet objet ressemble à la distribution spectrale d'un rayonnement thermique (loi de Planck) de température 600 K. Par contre, les observations vers 8 000  (0,8 m) sont caractéristiques de celles d'une étoile froide (température de surface 2 000 K).
A partir de ces observations, le modèle proposé pour cet objet est celui d'une étoile entourée par une enveloppe riche en poussières. Ces poussières absorbent une partie des photons émis par l'étoile centrale, essentiellement les photons les plus énergétiques, c'est-à-dire correspondant au rayonnement de plus courte longueur d'onde ; la poussière ainsi échauffée à 600 K par l'énergie absorbée, rayonne dans l'I.R. L'étoile centrale est alors à peine observable dans le domaine visible car les poussières ont absorbé son rayonnement. Le rayonnement observé dans le domaine I.R. est la somme des deux rayonnements : le rayonnement affaibli de l'étoile et celui des poussières.


Figure 1 a et b: Variation du flux lors d'une occultation

L'étendue de cette enveloppe de poussière a pu être mesurée grâce à une occultation de cet objet par la Lune. La figure 1 représente cette observation. Lorsqu'une étoile est occultée par la Lune, l'observateur terrestre voit brusquement son flux s'annuler lorsque l'étoile passe derrière le disque lunaire (fig. 1a), La même observation faite avec IRC 10216 montre, au contraire, une lente décroissance du flux. Cette lente décroissance indique que dans ce cas l'émission a pour origine une région étendue (fig. 1b). Cette région s'étend sur 0,4 seconde d'arc environ. Si on estime que cette étoile est à une distance d'environ 1 000 années de lumière, cela signifie que l'enveloppe s'étend sur 60 unités astronomiques (soit 1,9 10-3 al = tg (0,4") x 1 000).

Mais pourquoi ces grains se trouvent-ils au voisinage d'une étoile froide ?

On pense généralement que dans l'atmosphère d'une étoile froide, des particules solides peuvent se condenser en grains, ces grains quittent l'atmosphère de l'étoile étant poussés par la force due à la pression de radiation. Ces grains forment alors une enveloppe autour de l'étoile.

SOURCE I.R. "BN" dans ORION

La région d'Orion a été largement étudiée et présente de nombreuses sources de rayonnement I.R. Ainsi la source "BN" (ainsi dénommée à partir des initiales des 2 astronomes qui l'ont découverte) présente-t-elle un rayonnement à 5 à 10 qui semble provenir d'une région quasiment ponctuelle, par contre l'émission à 20 , extrêmement intense est émise par une région étendue qui entoure cette source ponctuelle. A 3,1 et vers 10 on remarque la présence de deux absorptions intenses (fig. 2).


Figure 2 : Rayonnement de la source "BN"

Il semble que cette source ponctuelle soit une protoétoile, c'est-à-dire une étoile en formation. Une protoétoile tire son énergie de la contraction gravitationnelle d'un nuage de matière interstellaire. Un tel objet, dont la température est entre 100 et 1 000 K rayonne essentiellement dans l' I.R. : c'est ce rayonnement qui est observé en particulier à 5 et 10 . La source BN serait donc une protoétoile encore entourée par un résidu de ce nuage initial de matière interstellaire qui étant riche en poussière, va absorber une partie du rayonnement de la protoétoile, s'échauffer et rayonner à son tour dans l'I.R. : c'est ce rayonnement qui est observé à 20 et qui provient d'une région étendue. L'absorption à 3.1 a été identifiée comme étant due à des particules de glace alors que celle vers 10 serait produite par des grains de silicate. Cette absorption aurait lieu dans une zone riche en poussière qui se trouverait devant la région émettrice, mais suffisamment loin pour ne pas être échauffée par la protoétoile (fig. 3).


Figure 3

C'est par l'observation de telles absorptions qu'on a pu déterminer la nature de ces poussières.

En conclusion, nous voyons l'importance de l'observation I.R. pour la détection de régions où les étoiles sont en formation ; mais il existe d'autres sources de rayonnement I.R. Ainsi a-t-on pu observer des galaxies à 20 où l'intensité du rayonnement est telle qu'il ne peut en aucun cas être uniquement d'origine stellaire. Citons encore l'objet BL Lacertae dont le rayonnement I.R. n'est certainement pas d'origine thermique, comme c'était le cas pour IRC 10216, mais présente les caractéristiques d'un rayonnement synchrotron.

Les observations I.R. ont connu un grand développement par suite des importants développements technologiques. Parmi les nombreux domaines où vont s'appliquer ces observations, citons l'exploration des régions centrales de notre Galaxie. En effet, nous avons vu que la poussière interstellaire lorsqu'elle était située au voisinage d'une étoile, se comportait comme un corps noir, mais la poussière est présente sous forme de grains de quelques dizaines de microns de diamètre dans tout le milieu interstellaire, provoquant une absorption continue et une absorption sélective comme on l'a vu.
Cette absorption est intense dans l'ultraviolet, le visible et dans l'I.R., mais seulement jusqu'à 100 environ ; au-delà la poussière ne constitue plus un écran obscurcissant. C'est ainsi que la poussière interstellaire limite considérablement l'exploration en distance que nous pouvons faire de notre Galaxie et plus particulièrement vers les régions centrales de notre Galaxie.
Seul le rayonnement radio n'est pas affecté par les poussières et permet d'analyser le rayonnement venant des régions centrales ; mais le rayonnement radio ne nous apprendra rien sur les étoiles qui se trouvent vers le centre de notre Galaxie ; on conçoit donc l'intérêt des observations IR au delà de 100 de cette région.

Enfin un autre domaine d'application de l'infrarouge est la recherche d'objets froids, comme les naines brunes, dont les premières détections furent faites lors du survey DENIS (Deep Near Infrared Survey of the Southern Sky).