Astronomie

Spectre de la lumière visible solaire

Spectre de la lumière visible solaire

Ainsi, la lumière visible des étoiles peut être utilisée pour identifier les éléments de cette étoile en examinant les raies d'émission spectrales et en comparant ces raies aux raies d'émission de divers éléments (et de leurs isotopes) ici sur Terre. Ces longueurs d'onde de raies bien connues peuvent également être utilisées pour déterminer le mouvement relatif de cette étoile par rapport à la Terre en examinant le décalage rouge (ou bleu) des longueurs d'onde de ces raies spectrales. Il serait alors raisonnable de supposer que notre propre soleil émet ces mêmes raies spectrales bien définies, qui devraient apparaître à des longueurs d'onde spécifiques (basées sur les éléments du soleil).

Cependant, la lumière du soleil apparaît (principalement) blanche et l'utilisation d'un prisme montre un arc-en-ciel de couleurs assez cohérent sur tout le spectre visible, plutôt que ce à quoi on s'attendrait (basé sur l'analyse du spectre d'émission d'autres étoiles) de pointes à des longueurs d'onde spécifiques. Alors, qu'est-ce qui fait que la lumière à spectre complet du soleil apparaît à la surface de la terre si ce que je suppose, ce sont des raies spectrales spécifiques générées par la fusion sur le soleil lui-même ?

Je suis sûr qu'il me manque quelque chose dans ma compréhension, mais je ne sais pas ce que c'est. Je comprends (à partir de cette question : quelle est la profondeur de la raie de Fraunhofer « A » dans le spectre solaire ? Provient-elle de l'atmosphère du Soleil ou de la Terre ?) que l'atmosphère terrestre absorbe des longueurs d'onde spécifiques de la lumière, mais pourquoi la lumière du soleil serait-elle cohérente à travers son spectre visible si la lumière stellaire typique est générée à des longueurs d'onde spectrales spécifiques ?


Lorsque nous regardons les raies spectrales dans le spectre d'une étoile, nous recherchons en fait des raies d'absorption, pas des raies d'émission. Le spectre d'une étoile ressemble généralement à celui d'un corps noir, continu et lisse. Cependant, il y a des éléments dans l'atmosphère de l'étoile qui absorbent une partie de la lumière émise ; ceux-ci créent des raies d'absorption caractéristiques dans le spectre que nous observons.

Il y a une raison pour laquelle le spectre d'une étoile ressemble étroitement à celui d'un corps noir. H- l'opacité signifie qu'une partie de la photosphère solaire est optiquement épaisse pour une large gamme de fréquences. Cela signifie à son tour que l'émission ne provient plus de quelques fréquences correspondant à quelques éléments. Ce spectre apparaît continu, et donc comme un corps noir.


Ce qui vous manque, c'est que la résolution d'un prisme n'est pas assez élevée pour résoudre les raies spectrales relativement étroites. De plus, la lumière générée par les réactions de fusion n'atteint pas la surface du soleil pendant très longtemps, et elle se disperse et se divise un grand nombre de fois en cours de route, supprimant toute signature de fusion de leurs origines. La raison pour laquelle nous pouvons être sûrs que la fusion se produit là-bas est que nous pouvons détecter les neutrinos solaires qui sortent du soleil presque sans entrave et ont le spectre attendu du processus de fusion.

Pour en savoir plus, jetez un œil aux lois de la spectroscopie de Kirchhoff.

Revenons au spectre solaire. Nous avons quelques raisons d'être confiants dans notre capacité à mesurer les raies d'absorption du soleil indépendamment de l'atmosphère. Premièrement, la quantité d'atmosphère à travers laquelle nous regardons le soleil dépend de l'angle du soleil dans le ciel (un concept appelé masse d'air). Ainsi, si nous observons le soleil sous différents angles et suivons l'évolution de l'absorption avec la masse d'air, nous pouvons extrapoler le spectre jusqu'à une masse d'air nulle. Deuxièmement, il y a au moins un élément qui a été découvert pour la première fois par ses raies d'absorption dans le spectre solaire : l'hélium (du nom du dieu grec du soleil, Hélios), nous pouvons donc être sûrs que les mesures que nous faisons correspondent à des données physiques réalité. Troisièmement, nous avons effectué des mesures à l'aide de satellites situés au-dessus de l'atmosphère.


Deux questions sont posées ici. Sean Lake aborde le premier - il n'y a rien d'inhabituel à propos de la lumière du soleil ; son spectre contient de nombreuses raies d'absorption sombres dues à divers éléments chimiques. Vous avez juste besoin d'une résolution spectrale raisonnablement élevée (dispersion élevée) pour les voir.

La lumière du Soleil provient de la photosphère. Nous ne voyons pas ce qui se passe au centre avec la lumière. La lumière émise au centre du Soleil est réabsorbée presque immédiatement. C'est lorsque les photons ont une chance raisonnable de s'échapper qui définit où se trouve la surface visible. En d'autres termes, la photosphère marque le point où (en se déplaçant vers l'intérieur) l'opacité à la lumière augmente rapidement.

Cette opacité n'est pas la même à toutes les longueurs d'onde. Là où il y a une raie spectrale, due à une transition électronique dans un atome, elle est plus élevée. A ces longueurs d'onde, les photons ne peuvent s'échapper que s'ils sont émis plus haut dans la photosphère, à des températures plus froides. Une telle lumière est moins intense qu'à d'autres longueurs d'onde, c'est pourquoi nous voyons une "ligne d'absorption".

En dehors des raies d'absorption, l'opacité photosphérique doit être plus faible, mais non nulle. L'opacité principale ici est causée par des transitions sans limites impliquant l'ion H$^{-}$. Les électrons ont un continuum d'états libres qu'ils peuvent occuper en dehors des ions et des atomes, de tels processus se produisent donc sur une gamme continue de longueurs d'onde. L'inverse de ces processus d'absorption (c'est-à-dire l'émission libre) est ce qui fournit un spectre d'émission continu.

Le spectre du Soleil est donc dû à des matériaux à des températures variées (c'est pourquoi il n'est pas un corps noir). Les photons dans les raies d'absorption (ils ne sont pas noirs, juste faibles) sont émis à peut-être 4500K, tandis que les photons dans le continuum proviennent de régions plus chaudes à peut-être un peu plus de 6000K.

Sans l'ion H$^{-}$, le Soleil apparaîtrait légèrement plus petit, plus chaud et avec des raies d'absorption plus profondes. Mais il y aurait encore d'autres processus sans liaison ou sans libre se produisant dans les couches plus profondes et plus chaudes du Soleil qui fourniraient des sources d'absorption et d'émission continues.


Spectre de la lumière visible solaire - Astronomie

À la fin de cette section, vous serez en mesure de :

  • Comprendre les bandes du spectre électromagnétique et en quoi elles diffèrent les unes des autres
  • Comprendre comment chaque partie du spectre interagit avec l'atmosphère terrestre
  • Expliquer comment et pourquoi la lumière émise par un objet dépend de sa température

Les objets dans l'univers envoient une énorme gamme de rayonnement électromagnétique. Les scientifiques appellent cette gamme la spectre électromagnétique, qu'ils ont divisés en plusieurs catégories. Le spectre est affiché dans [lien], avec quelques informations sur les ondes dans chaque partie ou bande.

Rayonnement et atmosphère terrestre. Cette figure montre les bandes du spectre électromagnétique et la qualité de leur transmission par l'atmosphère terrestre. Notez que les ondes haute fréquence de l'espace ne parviennent pas à la surface et doivent donc être observées depuis l'espace. Certains infrarouges et micro-ondes sont absorbés par l'eau et sont donc mieux observés à haute altitude. Les ondes radio à basse fréquence sont bloquées par l'ionosphère terrestre. (crédit : modification du travail par STScI/JHU/NASA)


RAYONNEMENT ULTRAVIOLET

Spectre de rayonnement électromagnétique pour le soleil

Un aperçu des différentes parties du spectre solaire est présenté dans le tableau 1 . La variable spectrale est la longueur d'onde λ=c/ν, où c est la vitesse de la lumière et est la fréquence (s -1 ou Hz). Dans le domaine spectral UV et visible, λ est exprimé en nanomètres (1 nm=10 -9 m). L'irradiance dans chaque gamme spectrale est répertoriée ainsi que le pourcentage connu de variabilité solaire, défini comme le maximum moins le minimum divisé par le minimum.

Tableau 1 . Sous-régions du spectre

Sous régionIrradiation (W m −2 )Variabilité solairecommentaires
UV lointain (100&ltλ&le 200 nm)&lt17–80%Dissocie O2. Excitation électronique discrète de raies de résonance atomique.
Moyenne UV ou UV-C (200&ltλ&t280 nm)6.41–2%Dissocie O3 dans des groupes Hartley intenses. Potentiellement mortel pour la biosphère.
UV-B (280&ltλ&l320 nm)21.1&lt1%Certains rayonnements atteignent la surface, en fonction de O3 profondeur optique. Dommage pour la biosphère. Responsable de l'érythème cutané.
UV-A (320&ltλ&t400 nm)85.7&lt1%Atteint la surface. Bénigne pour l'homme. Dispersé par les nuages, les aérosols et les molécules.
Visible ou PAR (400&ltλ&t700 nm)532≤0.1%Absorbé par l'océan, la terre. Dispersé par les nuages, les aérosols et les molécules. Source d'énergie primaire pour la biosphère et le système climatique.
Près de l'IR (0.7&ltλ&lt3,5 m)722Absorbé par O2, H2O, CO2 dans des bandes vibratoires discrètes.

PAR : rayonnement photosynthétiquement actif.

Adapté avec la permission de Thomas GE et Stamnes K (1999). Transfert radiatif dans l'atmosphère et l'océan. Cambridge : Cambridge University Press.

Sur la figure 1, nous montrons la partie UV, visible et proche infrarouge de l'irradiance solaire spectrale (longueurs d'onde inférieures à 1000 nm) mesurée à bord d'un satellite en orbite terrestre, au-dessus de l'atmosphère. Des spectres de corps noirs idéaux à plusieurs températures sont également représentés sur la figure 1 . Exigeant que l'énergie totale émise soit la même que celle d'un corps noir, on constate que la température effective du Soleil est de 5778 K. Si les couches rayonnantes du Soleil avaient une température uniforme à toutes les profondeurs, son spectre correspondrait à celui du corps noir théorique. courbes exactement. Par conséquent, les écarts sont le résultat de l'émission d'une atmosphère solaire non isotherme. Certains des aspects les plus importants du spectre UV/visible sont : (1) La plupart des émissions se produisent dans le photosphère où la profondeur optique visible du Soleil atteint l'unité. La structure plus fine est due à Absorption de Fraunhofer par les gaz dans les parties les plus froides (supérieures) de la photosphère. (2) Pour 125 nm<λ<380, la température de rayonnement effective tombe à des valeurs aussi basses que 4500 K, en raison du nombre accru de raies absorbantes qui se chevauchent. À des longueurs d'onde encore plus courtes, une partie de l'émission provient des zones les plus chaudes chromosphère qui recouvre la photosphère, et la température effective augmente. (3) L'irradiance UV dépend sensiblement du cycle solaire, étant plus intense à une activité solaire élevée qu'à une activité solaire faible.

Figure 1 . L'irradiance solaire extraterrestre, mesurée par un spectromètre à bord d'un satellite en orbite autour de la Terre. Le spectre UV (119&ltλ&lt420nm a été mesuré par l'instrument SOLSTICE sur le satellite UARS (modifié à partir d'un diagramme fourni par GJ Rottmann, communication privée, 1995). Les lignes verticales divisent les différentes sous-gammes spectrales définies dans le tableau 1. Les courbes lisses sont calculées corps noir spectres pour un certain nombre de températures d'émission.


Image astronomique du jour

Découvrez le cosmos ! Chaque jour, une image ou une photographie différente de notre univers fascinant est présentée, accompagnée d'une brève explication écrite par un astronome professionnel.

Explication: On ne sait toujours pas pourquoi la lumière du Soleil manque de certaines couleurs. Ci-dessus, toutes les couleurs visibles du Soleil, produites en faisant passer la lumière du Soleil à travers un dispositif semblable à un prisme. Le spectre ci-dessus a été créé à l'observatoire solaire McMath-Pierce et montre, tout d'abord, que bien que notre soleil d'apparence jaune émet de la lumière de presque toutes les couleurs, il apparaît en effet plus brillant en lumière jaune-verte. Les taches sombres dans le spectre ci-dessus proviennent du gaz à ou au-dessus de la surface du Soleil absorbant la lumière du soleil émise en dessous. Étant donné que différents types de gaz absorbent différentes couleurs de lumière, il est possible de déterminer quels gaz composent le Soleil. L'hélium, par exemple, a été découvert pour la première fois en 1870 sur un spectre solaire et n'a été trouvé que plus tard ici sur Terre. Aujourd'hui, la majorité des raies d'absorption spectrale ont été identifiées - mais pas toutes.


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27 juin 2010
Toutes les couleurs du soleil
Crédit et droit d'auteur : Nigel Sharp (NSF), FTS, NSO, KPNO, AURA, NSF

Explication: On ne sait toujours pas pourquoi la lumière du Soleil manque de certaines couleurs. Ci-dessus, toutes les couleurs visibles du Soleil, produites en faisant passer la lumière du Soleil à travers un dispositif semblable à un prisme. Le spectre ci-dessus a été créé à l'observatoire solaire McMath-Pierce et montre, tout d'abord, que bien que notre Soleil d'apparence blanche émette de la lumière de presque toutes les couleurs, il apparaît en effet le plus brillant en lumière jaune-vert. Les taches sombres dans le spectre ci-dessus proviennent du gaz à ou au-dessus de la surface du Soleil absorbant la lumière du soleil émise en dessous. Étant donné que différents types de gaz absorbent différentes couleurs de lumière, il est possible de déterminer quels gaz composent le Soleil. L'hélium, par exemple, a été découvert pour la première fois en 1870 sur un spectre solaire et n'a été trouvé que plus tard ici sur Terre. Aujourd'hui, la majorité des raies d'absorption spectrale ont été identifiées - mais pas toutes.


Cette cellule solaire peut capturer toutes les longueurs d'onde du spectre solaire

Les cellules solaires traditionnelles ne récoltent qu'une petite partie de l'énergie électromagnétique qui se déverse sur Terre, et c'est l'une des raisons pour lesquelles il a été si difficile d'obtenir une efficacité solaire au-delà de 20 à 30 %. Une équipe de chercheurs de l'Université George Washington a conçu un nouveau panneau solaire en couches capable d'absorber la lumière d'une gamme plus large du spectre, poussant l'efficacité jusqu'à 44,5 %. Cela pourrait être l'une des cellules solaires les plus efficaces au monde, si tout se passe comme prévu.

Ces panneaux ne ressembleront pas aux panneaux photovoltaïques standard que vous voyez sur les toits ou dans les fermes solaires ouvertes. Ils sont basés sur des panneaux photovoltaïques à concentrateur (CPV), qui utilisent une lentille ou un réflecteur pour concentrer la lumière du soleil sur une surface plus petite. Le CPV peut rendre la production d'énergie solaire plus efficace et moins chère, car les panneaux n'ont pas besoin d'être aussi gros. Le record actuel d'efficacité solaire est de 46%, qui a utilisé une conception de panneau CPV. Dans le cas de la nouvelle étude, l'équipe cible un panel de moins d'un millimètre carré.

Ce qui rend vraiment cette nouvelle conception potentiellement révolutionnaire, c'est la façon dont les cellules sont empilées les unes sur les autres. Chaque couche est utilisée pour absorber une longueur d'onde de lumière spécifique, permettant à d'autres de passer à travers pour être collectées plus loin. La plupart de l'énergie solaire tombant sur Terre a des longueurs d'onde de 250 nm à 2500 nm. Plus précisément, cette cellule en couches est bien meilleure pour collecter ces longueurs d'onde de lumière plus longues dans l'infrarouge. Celles-ci ont moins d'énergie que les longueurs d'onde plus courtes, mais il y en a beaucoup. La conception actuelle du détenteur du record atteint un maximum de 1750 nm, de sorte que l'équipe de l'Université George Washington a de la place pour se développer.

Pour ce faire, deux matériaux différents sont utilisés dans la construction des cellules. Les couches supérieures sont composées de substrats photovoltaïques conventionnels, capables de capturer des longueurs d'onde de lumière plus courtes. En dessous, l'équipe a utilisé un matériau avancé à base de GaSb dans les cellules qui peut absorber l'énergie des longueurs d'onde plus longues. De plus, la procédure d'empilement utilise ce que l'on appelle l'impression par transfert, qui permet d'aligner et d'assembler facilement les couches pour des performances maximales.

La nouvelle technologie des panneaux solaires est notoirement difficile à mettre en œuvre dans la vie réelle. Le principal inconvénient à l'heure actuelle est le coût très élevé de cette cellule solaire empilée. Ce n'est pas efficace du point de vue des coûts, mais le coût des matériaux et de la fabrication sera réduit à l'avenir. La cote d'efficacité de 44,5 % peut également être augmentée avec des améliorations supplémentaires.


Longueurs d'onde de la lumière visible

Tetra Images / Getty Images

Certaines personnes peuvent voir plus loin que d'autres dans les gammes ultraviolette et infrarouge, de sorte que les bords de la "lumière visible" du rouge et du violet ne sont pas bien définis. De plus, voir bien dans une extrémité du spectre ne signifie pas nécessairement que vous pouvez bien voir dans l'autre extrémité du spectre. Vous pouvez vous tester à l'aide d'un prisme et d'une feuille de papier. Faites briller une lumière blanche brillante à travers le prisme pour produire un arc-en-ciel sur le papier. Marquez les bords et comparez la taille de votre arc-en-ciel avec celle des autres.

Les longueurs d'onde de la lumière visible sont :

  • Violet: 380–450 nm (fréquence 688–789 THz)
  • Bleu: 450-495 nm
  • Vert: 495-570 nm
  • Jaune: 570-590 nm
  • Orange: 590-620 nm
  • rouge: 620–750 nm (fréquence 400–484 THz)

La lumière violette a la longueur d'onde la plus courte, ce qui signifie qu'elle a la fréquence et l'énergie les plus élevées. Le rouge a la longueur d'onde la plus longue, la fréquence la plus courte et l'énergie la plus faible.


Spectre de la lumière visible solaire - Astronomie

Franklin Cardenas Publié le mar. 20 février 2018 Divers

La physique solaire est la branche de l'astrophysique spécialisée dans l'étude du Soleil. Il traite de mesures détaillées qui ne sont possibles que pour notre étoile la plus proche. Il recoupe de nombreuses disciplines de la physique pure, de l'astrophysique et de l'informatique, notamment la dynamique des fluides, la physique des plasmas dont la magnétohydrodynamique, la sismologie, la physique des particules, la physique atomique, la physique nucléaire, l'évolution stellaire, la physique spatiale, la spectroscopie, le transfert radiatif, l'optique appliquée, le signal traitement, vision par ordinateur, physique computationnelle, physique stellaire et astronomie solaire.

À la Renaissance, Nicolas Copernic a proposé un modèle héliocentrique du système solaire. Son travail a été défendu par Galileo Galilei et développé par Johannes Kepler. Kepler a été le premier à concevoir un système décrivant correctement les détails du mouvement des planètes autour du Soleil. Cependant, Kepler n'a pas réussi à formuler une théorie derrière les lois qu'il a écrites. C'est Isaac Newton, avec son invention de la dynamique céleste et sa loi de la gravitation, qui a finalement expliqué les mouvements des planètes. Newton a également développé le télescope à réflexion.

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La principale source d'information sur les corps célestes et autres objets est la lumière visible, ou plus généralement le rayonnement électromagnétique. L'astronomie observationnelle peut être classée selon la région correspondante du spectre électromagnétique sur laquelle les observations sont faites. Certaines parties du spectre peuvent être observées depuis la surface de la Terre, tandis que d'autres ne sont observables qu'à haute altitude ou en dehors de l'atmosphère terrestre. Des informations spécifiques sur ces sous-champs sont données ci-dessous.


Lumière visible : une recherche révélatrice à la NNSA

L'ensemble de l'arc-en-ciel de rayonnement observable à l'œil humain ne représente qu'une infime partie du spectre électromagnétique – environ 0,0035 pour cent. Cette gamme de longueurs d'onde est connue sous le nom de lumière visible.

Des chercheurs du Laboratoire national de Los Alamos mettent en lumière les possibilités de l'énergie solaire avec des revêtements de fenêtre spécialisés qui absorbent et convertissent efficacement la lumière qui les traverse en électricité.

Les fenêtres high-tech sont à double vitrage avec des couches de points quantiques. Ces nanoparticules peuvent être affinées pour absorber des longueurs d'onde spécifiques, augmentant ainsi l'efficacité et diminuant le coût de la collecte d'énergie à partir de la lumière du soleil. Ils offrent également un ombrage et une isolation.

Une découverte plutôt colorée a également été faite par des scientifiques des laboratoires nationaux de Sandia. Ils ont créé un « métamatériau » mélangeant la lumière qui peut générer 11 ondes lumineuses allant du proche infrarouge, en passant par les couleurs de l'arc-en-ciel, jusqu'à l'ultraviolet.

Un métamatériau est composé de minuscules structures répétitives qui interagissent avec les ondes électromagnétiques d'une manière que les matériaux conventionnels ne peuvent pas.

Dans l'expérience, l'équipe a sélectionné deux lasers avec des longueurs d'onde adaptées aux fréquences de résonance du métamatériau, ou des longueurs d'onde optimales, et les a passés à travers un réseau de nanocylindres pour les mélanger. Les lasers rebondissaient à l'intérieur des nanocylindres et créaient les 11 couleurs simultanément.

La recherche à la NNSA couvre l'ensemble du spectre électromagnétique - jetez un œil aux découvertes sur d'autres fréquences et comment elles aident à faire avancer les missions de l'Entreprise de sécurité nucléaire.


Une introduction à l'astronomie

Qu'est-ce que l'astronomie ? L'astronomie est une science naturelle qui étudie les objets célestes (tels que les lunes, les planètes, les étoiles, les nébuleuses et les galaxies), la physique, la chimie, les mathématiques et l'évolution de ces objets, ainsi que les phénomènes qui proviennent de l'extérieur de l'atmosphère de la Terre, y compris les explosions de supernovae , sursauts gamma et rayonnement de fond cosmique.

En astronomie, la principale source d'information sur les corps célestes et autres objets est la lumière visible ou plus généralement le rayonnement électromagnétique. L'astronomie observationnelle peut être divisée en fonction de la région observée du spectre électromagnétique. Certaines parties du spectre peuvent être observées depuis la surface de la Terre, tandis que d'autres parties ne sont observables que depuis les hautes altitudes ou l'espace. Des informations spécifiques sur ces sous-champs sont données ci-dessous.

Les astronomes professionnels et amateurs ont apporté d'importantes contributions à la science.

Astronomie optique, également appelée astronomie en lumière visible, est la plus ancienne forme d'astronomie. Les images optiques étaient à l'origine dessinées à la main. À la fin du XIXe siècle et pendant la majeure partie du XXe siècle, les images étaient réalisées à l'aide de matériel photographique. Les images modernes sont réalisées à l'aide de détecteurs numériques, en particulier de détecteurs utilisant des dispositifs à couplage de charge (CCD). Bien que la lumière visible elle-même s'étende d'environ 4000 Å à 7000 (400 nm à 700 nm), le même équipement utilisé à ces longueurs d'onde est également utilisé pour observer certains rayonnements dans le proche ultraviolet et le proche infrarouge.

La nébuleuse de la tête de cheval. Cette photo a été prise le matin du 5 octobre 2000, à l'observatoire de Kitt Peak dans le cadre du programme d'observation avancée. Le télescope était un Meade 16 pouces LX200 (f/6,3) avec une caméra CCD SBIG ST-8E.

Radioastronomie étudie le rayonnement avec des longueurs d'onde supérieures à environ un millimètre. La radioastronomie est différente de la plupart des autres formes d'astronomie d'observation en ce que les ondes radio observées peuvent être traitées comme des ondes plutôt que comme des photons discrets. Par conséquent, il est relativement plus facile de mesurer à la fois l'amplitude et la phase des ondes radio, alors que cela n'est pas aussi facile à faire à des longueurs d'onde plus courtes. Bien que certaines ondes radio soient produites par des objets astronomiques sous forme d'émission thermique, la plupart des émissions radio observées depuis la Terre sont observées sous forme de rayonnement synchrotron, produit lorsque les électrons oscillent autour de champs magnétiques. De plus, un certain nombre de raies spectrales produites par le gaz interstellaire, notamment la raie spectrale de l'hydrogène à 21 cm, sont observables aux longueurs d'onde radio. Une grande variété d'objets sont observables aux longueurs d'onde radio, y compris les supernovae, le gaz interstellaire, les pulsars et les noyaux galactiques actifs.

Le Very Large Array (VLA) est un observatoire de radioastronomie situé à l'ouest de Socorro, au Nouveau-Mexique. Le VLA a effectué des observations clés de trous noirs et de disques protoplanétaires autour de jeunes étoiles, découvert des filaments magnétiques et tracé des mouvements de gaz complexes au centre de la Voie lactée, sondé les paramètres cosmologiques de l'Univers et fourni de nouvelles connaissances sur les mécanismes physiques qui produisent émission radio.

Astronomie infrarouge traite de la détection et de l'analyse du rayonnement infrarouge (longueurs d'onde plus longues que la lumière rouge). Sauf aux longueurs d'onde proches de la lumière visible, le rayonnement infrarouge est fortement absorbé par l'atmosphère, et l'atmosphère produit une émission infrarouge importante. Par conséquent, les observatoires infrarouges doivent être situés dans des endroits élevés et secs ou dans l'espace. Le spectre infrarouge est utile pour étudier des objets trop froids pour émettre de la lumière visible, tels que les planètes et les disques circumstellaires. Des longueurs d'onde infrarouges plus longues peuvent également pénétrer les nuages ​​de poussière qui bloquent la lumière visible, permettant l'observation de jeunes étoiles dans les nuages ​​moléculaires et les noyaux des galaxies. Certaines molécules rayonnent fortement dans l'infrarouge. Cela peut être utilisé pour étudier la chimie dans l'espace, plus précisément pour détecter l'eau dans les comètes.

Les images en lumière visible (à gauche) et infrarouge (à droite) de la constellation d'Orion montrées ici correspondent exactement à la même zone. Ces images illustrent de façon spectaculaire comment les caractéristiques qui ne peuvent pas être vues dans la lumière visible apparaissent très brillamment dans l'infrarouge.
(Crédits : Image en lumière visible : Akira Fujii Image infrarouge : Satellite astronomique infrarouge)

Astronomie ultraviolette est généralement utilisé pour désigner des observations à des longueurs d'onde ultraviolettes comprises entre environ 100 et 3200 Å (10 à 320 nm). La lumière à ces longueurs d'onde est absorbée par l'atmosphère terrestre, les observations à ces longueurs d'onde doivent donc être effectuées depuis la haute atmosphère ou depuis l'espace. L'astronomie ultraviolette est la mieux adaptée à l'étude du rayonnement thermique et des raies d'émission spectrale des étoiles bleues chaudes (étoiles OB) qui sont très brillantes dans cette bande d'ondes. Cela inclut les étoiles bleues dans d'autres galaxies, qui ont été la cible de plusieurs relevés ultraviolets. D'autres objets couramment observés dans la lumière ultraviolette comprennent les nébuleuses planétaires, les restes de supernova et les noyaux galactiques actifs. Cependant, comme la lumière ultraviolette est facilement absorbée par la poussière interstellaire, un ajustement approprié des mesures ultraviolettes est nécessaire.

Dans cette image de la galaxie NGC 1512, le rouge représente son apparence de lumière visible, la lueur provenant d'étoiles plus anciennes, tandis que l'anneau blanc bleuté et les longs bras spiraux bleus montrent la galaxie telle que la Galaxy Evolution Explorer la voit dans l'ultraviolet, traçant principalement jeunes étoiles. (Crédit : NASA/JPL-Caltech/DSS/GALEX

Astronomie aux rayons X est l'étude des objets astronomiques aux longueurs d'onde des rayons X. En règle générale, les objets émettent des rayons X sous forme d'émission synchrotron (produite par des électrons oscillant autour des lignes de champ magnétique), d'émission thermique de gaz minces au-dessus de 107 (10 millions) kelvins et d'émission thermique de gaz épais au-dessus de 107 Kelvin. Étant donné que les rayons X sont absorbés par l'atmosphère terrestre, toutes les observations aux rayons X doivent être effectuées à partir de ballons, de fusées ou d'engins spatiaux à haute altitude. Les sources de rayons X notables comprennent les binaires de rayons X, les pulsars, les restes de supernova, les galaxies elliptiques, les amas de galaxies et les noyaux galactiques actifs. Selon le site officiel de la NASA, les rayons X ont été observés et documentés pour la première fois en 1895 par Wilhelm Conrad Röntgen, un scientifique allemand qui les a trouvés par accident lors d'expérimentations avec des tubes à vide. Grâce à une série d'expériences, y compris la tristement célèbre photographie aux rayons X qu'il a prise de la main de sa femme avec une alliance dessus, Röntgen a pu découvrir les premiers éléments du rayonnement. Le “X”, en fait, a sa propre signification, car il représente l'incapacité de Röntgen’s à identifier exactement de quel type de rayonnement il s'agissait.

De vastes nuages ​​de gaz chauds se balancent dans Abell 2052, un amas de galaxies situé à environ 480 millions d'années-lumière de la Terre. Les données de rayons X (bleues) de l'observatoire à rayons X Chandra de la NASA montrent le gaz chaud dans ce système dynamique, et les données optiques (or) du Very Large Telescope montrent les galaxies.

Astronomie des rayons gamma est l'étude des objets astronomiques aux longueurs d'onde les plus courtes du spectre électromagnétique. Les rayons gamma peuvent être observés directement par des satellites tels que le Compton Gamma Ray Observatory ou par des télescopes spécialisés appelés télescopes atmosphériques Cherenkov. Les télescopes Cherenkov ne détectent pas réellement les rayons gamma directement, mais détectent plutôt les éclairs de lumière visible produits lorsque les rayons gamma sont absorbés par l'atmosphère terrestre. La plupart des sources émettrices de rayons gamma sont en fait des sursauts de rayons gamma, des objets qui ne produisent des rayonnements gamma que pendant quelques millisecondes à des milliers de secondes avant de disparaître. Seulement 10 % des sources de rayons gamma sont des sources non transitoires. Ces émetteurs de rayons gamma stables comprennent des pulsars, des étoiles à neutrons et des candidats trous noirs tels que les noyaux galactiques actifs.

Les rayons gamma détectés par le LAT de Fermi montrent que le reste de la supernova de Tycho brille sous la forme de lumière la plus énergétique. Ce portrait de l'étoile brisée comprend des rayons gamma (magenta), des rayons X (jaune, vert et bleu), des infrarouges (rouge) et des données optiques. (Crédit : Rayons gamma, NASA/DOE/Fermi LAT Collaboration X-ray, NASA/CXC/SAO Infrared, NASA/JPL-Caltech Optical, MPIA, Calar Alto, O. Krause et al. et DSS)

Rassembler, c'est tout : En faisant converger un ensemble d'images prises dans différents types d'astronomie (comme vu ci-dessus), il est désormais possible de voir des objets dans différentes longueurs d'onde !

Image multi-longueurs d'onde de la nébuleuse du Crabe, vue en rayons X (Chandra), optique (Hubble) et infrarouge (Spitzer).
RAYONS X : NASA/CXC/SAO/F.SEWARD OPTIQUE : NASA/ESA/ASU/J.HESTER & A.LOLL INFRAROUGE : NASA/JPL-CALTECH/UNIV. MINN./R.GEHRZ)