Les radiations

Lorsqu’on observe un objet céleste lumineux, on perçoit seulement sa lumière visible. Cet objet nous envoie pourtant bien d’autres radiations, détectables avec des instruments de mesure, sur toute la largeur du spectre électromagnétique et avec plus ou moins d’intensité suivant sa nature. C’est dans ce spectre que sont contenues toutes les informations dont nous disposons aujourd’hui concernant les étoiles.
Le schéma ci-dessous représente les différentes longueurs d’onde de 10.000 m à moins de 0.01 nanomètre*  ainsi que des objets s’y rapportant en fonction de la prédominance des radiations émises.

*Le nanomètre correspond à un milliardième de mètre.(Le millionième de mètre est le micromètre, le milliardième de mètres et le nanomètre, et le millième du nanomètre est le picomètre.)

Les plus grandes longueurs d’onde à gauche sont des ondes radio, c’est dans ces longueurs d’ondes que les radiotélescopes scrutent le ciel et détectent le « chant des étoiles », ce sont aussi elles qui véhiculent nos émissions radiophoniques, mais aussi celle de télévision ou de nos téléphones portables. Ensuite, viennent les infrarouges qui sont aussi émis par les planètes et les nébuleuses, (mais également par nos radiateurs chauffants) puis le spectre visible dans lequel se situe la lumière que l’œil humain est capable de détecter. Puis on entre dans le rayonnement ultraviolet déjà chargé en énergie. Ensuite les rayons X utilisés en radiographie et enfin les rayons Gamma très chargés en énergie et très dangereux.
Heureusement notre atmosphère intercepte les radiations X et Gamma, ainsi que les UV de haute fréquence appelés "UV durs" qui sont les plus énergétiques, proches des rayons X. (voir schéma ci-dessous)

A propos des rayons gamma:

Ce sont les satellites situés au dessus de notre atmosphère qui recueillent, pour les astronomes, les informations issues d'une partie de ces rayonnements. Les radiations comprises entre les ondes radio et l’ultraviolet sont dites non ionisantes, alors que les rayons X et gamma sont des radiations ionisantes capables de produire des ions au contact de la matière.

On pourra noter concernant les rayonnements les plus énergétiques que sont les gammas qu'il n'existe pas en l'état actuel de la technologie de capteur spécifique  capable de les mesurer directement*. En effet, les instruments qui détectent les rayons gamma sont également sensibles aux rayons cosmiques dont la fréquence est beaucoup plus importante. Il faut donc parvenir à écarter des observations celles qui sont produites par les rayons cosmiques. Alors que les rayons gamma sont des photons neutres électriquement, les rayons cosmiques sont composés d'électrons et de protons chargés électriquement. Un système dit "anticoïncidences" détecte ces charges électriques ce qui permet d'éliminer les signaux correspondant pour ne conserver que les rayonnements gamma.

Par exemple le " Fermi Gamma-ray Space Telescope" (ou GLAST) est un télescope spatial de l'agence spatiale américaine (image ci-contre) destiné à l'étude des rayons gamma de haute énergie émis par les objets célestes, il est doté d'un système "anticoïncidence" et également d'un appareil capable de déterminer la direction d'où proviennent ces rayonnements. Ce satellite a été lancé le 11 juin 2008 et placé sur une orbite basse terrestre circulaire de 565 km. L'instrument principal LAT permet de détecter (indirectement comme nous venons de le voir au paragraphe précédent )  des rayons gamma de 20 MeV à 300 GeV. Un deuxième instrument, le GBM, est réservé à l'étude des sursauts gamma. Ce télescope a pour objectif l'étude des phénomènes les plus violents observés dans l'univers et doit contribuer à une meilleure compréhension de phénomènes tels que les pulsars, les éruptions solaires et l'origine des rayons cosmiques. Le bon fonctionnement de ce satellite a conduit la NASA à prolonger sa mission en aout 2013 pour cinq années supplémentaires. 

*Les gammas ont une longueur d’onde si courte qu’elle passe entre les atomes de la matière, dont seraient fait les capteurs, sans interagir avec eux, on les détecte donc indirectement (comme nous venons de l'évoquer ci-dessus) . Par exemple pour un atome d’hydrogène, (le plus simple), si on considère que son noyau à la taille d’un ballon de football situé à Paris, son électron est une cerise gravitant à hauteur de Marseille. Toucher le ballon en tirant au hasard relève d’une chance extraordinaire. Lorsqu’un photon gamma pénètre l’atmosphère il a en revanche plus de chance de rencontrer un de ses atomes sur son chemin et de percuter son noyau en raison de l’épaisseur de la couche atmosphérique et plus la ligne de visée et proche de l’horizon plus elle est épaisse. 

Ainsi, le télescope Hess en Namibie ( ci-contre) observe non pas les photons gamma directement mais les photons émis par les particules résultant des collisions de gammas avec les atomes atmosphériques. Mais la collision engendre pas directement un photon, mais d’autres particules très énergétiques qui à leur tour provoquent des collisions qui, en fin de chaine, finissent par produire des photons dans un domaine qu’il est possible de capturer en raison de l’allongement de leur longueur d’onde, conséquence de leur perte d’énergie durant la cascade de collisions successives.  Ces générations en cascades de particules à l’origine d’un gamma élargissent le flux en éventails de surfaces de plus en plus grandes à chaque niveau de pénétration dans l’atmosphère. Il faut donc observer sur des surfaces célestes considérables avec de « grandes oreilles » séparées de plusieurs kilomètres pour capturer simultanément toute la moisson produite par un seul gamma. C’est un peu ce qui se passe à l’autre bout de l’échelle d’observation avec les ondes très longues de la radio, mais pour des raisons différentes.