vignette|upright=1.5|L'Amas du Trapèze photographié par Hubble en infrarouge (droite) et en lumière visible (gauche). L'infrarouge permet de dévoiler les étoiles masquées par la poussière interstellaire de cette région de formation d'étoiles.
L’astronomie en infrarouge, souvent abrégée en astronomie infrarouge, est la branche de l’astronomie et de l’astrophysique qui étudie la partie située dans l'infrarouge du rayonnement émis par les objets astronomiques. La gamme de longueurs d’onde de l’infrarouge se situe entre 0,75 et 300 micromètres entre la lumière visible (0,3 à 0,75 micromètre) et les ondes submillimétriques. La lumière infrarouge émise par les objets célestes est en partie absorbée par la vapeur d’eau contenue dans l’atmosphère terrestre. Pour contourner ce problème la plupart des télescopes à infrarouge sont soit situés à des altitudes élevées (Observatoires du Mauna Kea,VISTA…), soit placés en orbite (Spitzer, IRAS (Infrared Astronomical Satellite), Herschel). L'infrarouge moyen et lointain ne sont pratiquement observables que depuis l'espace.
Les scientifiques rangent dans la même catégorie l’astronomie infrarouge et l’astronomie optique car les composants optiques utilisés sont à peu près identiques (miroirs, éléments optiques, détecteurs), et les techniques observationnelles sont les mêmesAu contraire de l'astronomie en rayon X ou en radio-astronomie par exemple, qui utilisent des techniques complètement différentes. Néanmoins l'astronomie infrarouge n'a pris son essor qu'après la Seconde Guerre mondiale lorsque des détecteurs spécialisés ont pu être mis au point. Les progrès de l'électronique au cours des décennies qui ont suivi ont permis d’accroître de manière considérable la sensibilité des instruments utilisés.
L'astronomie infrarouge permet d'étudier des objets célestes qui ne sont pas observables en lumière visible ainsi que des processus dont les caractéristiques sont en partie révélées par le rayonnement infrarouge qu'ils émettent. Les observations dans l'infrarouge portent en particulier sur les objets masqués en lumière visible par d'épais nuages de gaz ou de poussière interstellaire (centre de notre galaxie, pouponnières d'étoiles, proto-étoiles) et sur les galaxies les plus lointaines dont le rayonnement subit un décalage vers le rouge dû à l'expansion de l'univers qui les éloigne à des vitesses très grandes de notre galaxie.
Le rayonnement électromagnétique et la connaissance de l'Univers Notre connaissance de l'Univers repose principalement sur le rayonnement électromagnétique et de manière marginale, pour l'environnement proche de la Terre, sur des observations in situ effectuées par des engins spatiaux. Des compléments d'information sont apportés par des particules de matière issues de notre système solaire (météorite) ou de notre galaxie (rayonnement cosmique) et depuis peu par les neutrinos et les ondes gravitationnelles. Le rayonnement électromagnétique joue un rôle central car il est produit par la plupart des processus à l’œuvre dans l'univers, il est riche en informations sur les conditions qui ont permis son émission (température, pression, champ magnétique, nature et mouvement des particules, atomes, molécules ou grains solides) et enfin il circule sur des distances infinies. Celui-ci a été découpé en plusieurs sous-ensembles en fonction de la longueur d'onde (sa propriété la plus marquante) avec des bornes définies principalement par les méthodes de détection utilisées pour son observation. Le rayonnement électromagnétique comprend ainsi par longueur d'onde croissante le rayonnement gamma (ondes les plus courtes et porteuses de l'énergie la plus importante), les rayons X, l'ultraviolet, la lumière visible qui est la seule perceptible par l’œil humain, l'infrarouge, les micro-ondes et les ondes radio (les moins énergétiques). L'astronomie infrarouge repose sur l'analyse du rayonnement infrarouge..
thumb|centre|700px|Découpage du spectre infrarouge en astronomie. Les bornes (5,30 et 200 micromètres) sont en partie arbitraires et peuvent prendre des valeurs différentes selon les sources. vignette|upright=2|Spectre de transmission de l'atmosphère. Dans le visible, les pertes résultent principalement de la diffusion Rayleigh, alors que dans l'infrarouge, elles proviennent de l'absorption. vignette|upright=2|Transmission de l'atmosphère dans l'infrarouge, jusqu'à 15 micromètres, ainsi que les principales molécules responsables de l'absorption de la lumière.
Le spectre de l’infrarouge Le rayonnement infrarouge se situe entre la fin du spectre visible (lumière rouge à 0,74 micromètre) et le rayonnement micro-ondes. La limite supérieure est relativement arbitraire et sa valeur dépend du domaine d'application. En astronomie, la limite supérieure de l'infrarouge est généralement fixée à ( dans d'autres domaines d'application). Les astronomes distinguent l'infrarouge proche (de ), l'infrarouge moyen (de ) et l'infrarouge lointain (de ).
Infrarouge proche Le rayonnement infrarouge qui a des longueurs d'onde proches de celles de la lumière visible (proche infrarouge de 0,7 à 4 micromètres correspondant aux bandes J, H, K et L) se comporte d'une manière très semblable à la lumière visible, et peut être détecté en utilisant des dispositifs électroniques semblables. Pour cette raison, la région infrarouge proche du spectre est généralement incorporée en tant qu'élément du spectre « optique », avec l'ultraviolet proche (la plupart des instruments scientifiques comme les télescopes optiques couvrent le proche-infrarouge aussi bien que l'ultraviolet). Les observations dans le domaine de l'infrarouge proche (entre 0,7 et 2,5 micromètres) peuvent être conduites sur Terre, à l'aide d'un télescope optique muni d'un détecteur sensible à l'infrarouge type CCD.
Infrarouge moyen et lointain La détection d'ondes de longueur supérieure à 4 micromètres est plus complexe. Les gaz composants l'atmosphère terrestre et plus particulièrement la vapeur d'eau interceptent totalement ou en grande partie le rayonnement entre 0,8 et 14,5 micromètres. Par ailleurs l'observation est fortement perturbée par le rayonnement thermique produit par l'atmosphère terrestre qui comme tout corps dont la température est différente du zéro absolu rayonne de l'énergie dans l'infrarouge dont des longueurs d'onde qui dépendent de sa température (loi de Planck). Le rayonnement thermique infrarouge émis par l'atmosphère couvre une large bande spectrale dont le sommet se situe autour de 10 micromètres et qui affecte plus particulièrement les longueurs d'onde comprises entre 4,6 et 40 micromètres. Ce rayonnement infrarouge vient se superposer aux émissions des sources célestes.
Le rayonnement compris entre 14,5 et 400 micromètres est complètement intercepté et les observations doivent être effectuées depuis les sommets des montagnes, des ballons, des avions ou des télescopes spatiaux. Si l'observation est effectuée depuis un observatoire terrestre elle nécessite, non seulement une atmosphère sèche.
L'observation de l'infrarouge lointain (au-delà de 40 micromètres) nécessite de placer le télescope en orbite autour de la Terre. L'un des plus connus est IRAS, qui a été lancé en 1983. Il était muni de détecteurs sensibles aux longueurs d'onde de 10, 25, 60 et 100 micromètres, il réalisa la première carte infrarouge du ciel, répertoriant plus de sources.
L'observation du rayonnement infrarouge Les fenêtres atmosphériques Pour les observatoires terrestres une partie importante du rayonnement électromagnétique infrarouge est soit bloqué, soit absorbé par l'atmosphère terrestre. Il existe toutefois des fenêtres atmosphériques pour lesquelles l'absorption du rayonnement électromagnétique par l'atmosphère terrestre est minimale. Les deux principales fenêtres sont situées entre 3 et 5 µm et entre 8 et 14 µm .
+ Fenêtres d'observation infrarouge depuis le sol Gamme de longueurs d'onde micromètres Bandes astronomiques Transparence de l'atmosphère Émission thermique de l'atmosphère Type observatoire 0,65 à 1,0 micromètre Bandes R et I Tous les télescopes optiques 1,1 à 1,4 micromètre Bande J Élevée Basse la nuit Télescopes optiques ou infrarouges 1,5 à 1,8 micromètre Bande H Élevée Très basse Télescopes optiques ou infrarouges 2 à 2,4 micromètres Bande K Élevée Très basse Télescopes optiques ou infrarouges 3 à 4 micromètres Bande L Élevée 3 à 3,5 micromètres : Moyenne 3,5 à 4 micromètres : Élevée Quelques télescopes optiques ou infrarouges 4,6 à 5 micromètres Bande M Faible Élevée La plupart des télescopes infrarouges dédiés et quelques télescopes optiques 7,5 à 14,5 micromètres Bande N 8 à 9 micromètres et 10 à 12 micromètres : bonne Autres : basse Très élevée La plupart des télescopes infrarouges dédiés et quelques télescopes optiques 17 à 40 micromètres 17 à 25 micromètres : Bande Q 28 à 40 micromètres : bande Z Très faible Très élevée Quelques télescopes infrarouges dédiés et quelques télescopes optiques 330 à 370 micromètres Télescopes submillimétriques Très faible Faible
Les détecteurs du rayonnement infrarouge Comme pour tous les rayonnements électromagnétiques, la détection du rayonnement infrarouge est réalisée en mesurant l'interaction entre celui-ci et la matière. Le détecteur mesure le changement d'état de cette dernière. Le type de détecteur utilisé dépend de la quantité d'énergie portée par le rayonnement. Pour l'infrarouge, selon la longueur d'onde, trois techniques de détection sont utilisées .
Effet photoélectrique (jusqu'à 1 micromètre) Si l'énergie du photon est supérieure à 1 électron-volt (rayonnement inférieur à 1 micromètre : infrarouge à la limite du visible) le détecteur utilise l'effet photoélectrique. Le photon infrarouge incident vient frapper un matériau semi-conducteur choisi pour ses propriétés et si son énergie est suffisante (supérieur au seuil caractérisant ce matériau), le détecteur émet un électron et produit donc un courant qui peut être mesuré.
Effet photoconducteur (de 1 à 200 micromètres) Lorsque le rayonnement infrarouge a une énergie inférieure à 1 électron-volt et supérieure à quelques milliélectrons-volts (longueur d'onde inférieure à 200 micromètres) c'est l'effet photoconducteur qui est utilisé. Le photon ne parvient pas à franchir la barrière de surface mais ionise un atome du solide ce qui modifie la conductivité électrique du semi-conducteur. Il ne se déclenche qu'au dessus d'un certain seuil d'énergie du photon incident dépendant du matériau utilisé. À l'état naturel certains matériaux sont sensibles à cet effet (photoconducteurs intrinsèques) : germanium, silicium, sulfure de cadmium. Pour abaisser le seuil de détection, on insère de faibles concentrations d'impuretés soigneusement sélectionnées. Ce sont les photoconducteurs extrinsèques comme le silicium dopé avec de l'arsenic (Si:As). Les détecteurs les plus populaires sont le tellurure de mercure-cadmium (HgCdTe) pour le proche infrarouge (jusqu'à 2,4 micromètres), l'antimoniure d'indium (InSb), le silicium dopé à l'arsenic qui permet les observations à 10 (instrument VISIR du VLT) et 24 micromètres (instrument IRAC du télescope spatial Spitzer). Le silicium dopé avec de l'antimoine (Si:Sb) permet d'aller jusqu'à 40 micromètres (instrument IRS de Spitzer). Le germanium dopé avec du gallium (Ge:Ga) permet de franchir la limite des 40 micromètres et d'effectuer des détections jusqu'à 200 micromètres.
Effet thermique (plus de 200 micromètres)