L'analyse du spectre thermique permet d'identifier divers composés (surtout atmosphériques) de par la présence de bandes ou de raies spectrales caractéristiques d'une espèce chimique.
Système solaire
Les spectres thermiques en provenance des planètes du système solaire nous renseignement notamment sur :
- Vénus & Mars Présence de CO2, de H2O, de CO, de nuages (et/ou de poussières dans le cas de Mars). Pour Vénus, le sondage thermique s'étend même sous les nuages dans quelques fenêtres de transparence laissées par CO2, permettant des mesures profondes de CO, OCS, de la vapeur d'eau H2O et son isotope lourd HDO, de SO2, HF, HCl, etc.
- Planètes géantes Présence de raies d'absorption de divers hydrocarbures légers CxHy, d'ammoniac NH3 et de phosphine PH3. Pour Jupiter et Saturne, le sondage thermique s'étend sous les nuages dans quelques fenêtres de transparence laissées par H2 et He, permettant ainsi des mesures profondes de H2O, CO, NH3, PH3, l'isotope lourd du méthane CH3D, et même à l'état de traces les hydrures métalliques GeH4 et AsH3.
- Titan Présence de CH4, de nitriles, d'hydrocarbures, d'un brouillard photochimique et de nuages de CH4 condensé.
Notons que ces mêmes techniques sont également utilisées depuis l'orbite terrestre pour des mesures satellitaires de composition atmosphérique, notamment pour des mesures météorologiques (nuages, vapeur d'eau) ou climatologiques (CO2).
Spectres thermiques telluriques
Spectres des trois principales planètes telluriques connues dans l'infrarouge thermique. Les composés gazeux responsables des structures observées sont indiqués.
Crédit :
NASA GSFC (Hanel et al.)
Images IR thermiques de la Terre
À gauche : image Météosat dans le canal 10,5-12,5 µm (fenêtre de transparence atmosphérique). À droite : image Météosat dans le canal 5,7-7,1 µm (zone d'opacité de H2O)
Exoplanètes
Les spectres thermiques d'exoplanètes que nous sommes en mesure d'observer sont évidemment de bien moins bonne qualité que pour les objets du système solaire. Ils ne sont pas résolus spatialement (aspect ponctuel des exoplanètes), et sont en général de résolution spectrale assez faible (car on ne peut se permettre de trop disperser spectralement un flux reçu qui est en général très faible). Nous disposons néanmoins à ce jour des connaissances suivantes :
Lorsque la composition de l'atmosphère est connue, la forme exacte des raies spectrales vues dans le spectre thermique peut donner à l'observateur des renseignements sur la température du milieu responsable de l'émission thermique (que ce soit la surface ou l'atmosphère). Ainsi, une atmosphère où le profil thermique décroît avec l'altitude présentera des raies en absorption, tandis qu'une atmosphère où la température croît avec l'altitude (une stratosphère, donc) présentera des raies d'émission. Une explication plus détaillée est disponible ici.
L'utilisation de ces spectres pour la mesure du profil thermique n'est possible que dans une plage limitée d'altitude selon la raie observée. Elle nécessite également un gaz dont le profil vertical d'abondance est bien connu dans l'atmosphère : c'est le cas de CO2 sur Mars et la Terre par exemple. Il est hélas impossible de se livrer à la fois à des mesures de profils de composition et de température simultanément...
Spectre thermique de Mars
Spectres thermiques enregistrés par la sonde Mariner 9 en orbite autour de Mars. Le profil thermique est décroissant avec l'altitude dans les moyennes latitudes, mais croissant au pôle sud comme le montre la bande de CO2 tantôt en absorption ou en émission.
Crédit :
Tiré de Hanel et al. (1972)
Exoplanètes
L'observation indirecte (par différence avec le spectre stellaire pur observable lors d'un transit secondaire) du flux thermique émis par des exoplanètes géantes permet, moyennant des hypothèses raisonnables sur leur composition, d'estimer la température des couches atmosphériques émettrices. Cependant, la faiblesse du signal impose une résolution spectale très faible, hélas insuffisante pour dériver un véritable profil vertical de température.