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Radioastronomie

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Radioastronomie est un sous-domaine de l'astronomie qui étudie les objets célestes aux radiofréquences. Les processus physiques qui produisent des ondes radio sont très différents de ceux qui produisent de la lumière dans d'autres parties du spectre électromagnétique et les grandes avancées de la radioastronomie qui ont eu lieu après la Seconde Guerre mondiale ont donné lieu à un certain nombre de découvertes importantes, notamment les radio-galaxies, les pulsars et les masers. et le rayonnement de fond des micro-ondes cosmiques. Le développement de la radio-interférométrie et de la synthèse des ouvertures a permis d'imaginer des sources radio avec une résolution angulaire sans précédent.

Histoire

L'idée que des corps célestes peuvent émettre des ondes radio avait été suspectée quelque temps avant sa découverte. Dans les années 1860, les équations de James Clerk Maxwell avaient montré que le rayonnement électromagnétique provenant de sources stellaires pouvait exister avec n'importe quelle longueur d'onde, pas seulement optique. Plusieurs scientifiques et expérimentateurs notables tels que Nikola Tesla, Oliver Lodge et Max Planck ont ​​prédit que le soleil devrait émettre des ondes radio. Lodge a tenté d'observer les signaux solaires mais n'a pas pu les détecter en raison des limitations techniques de son appareil1.

La première source radio astronomique identifiée a été découverte par hasard au début des années 1930 lorsque Karl Guthe Jansky, un ingénieur des Bell Telephone Laboratories, enquêtait sur l'électricité statique qui interférait avec les transmissions vocales transatlantiques à ondes courtes. À l'aide d'une grande antenne directionnelle, Jansky a remarqué que son système d'enregistrement analogique à stylo et papier continuait d'enregistrer un signal répétitif d'origine inconnue. Étant donné que le signal atteignait son maximum une fois par jour, Jansky soupçonnait à l'origine la source de l'interférence du soleil. Une analyse continue a montré que la source ne suivait pas le cycle de 24 heures pour le lever et le coucher du soleil mais se répétait à la place sur un cycle de 23 heures et 56 minutes, typique d'une source astronomique "fixe" sur la sphère céleste tournant en synchronisation avec le temps sidéral. En comparant ses observations avec des cartes astronomiques optiques, Jansky a conclu que le rayonnement provenait de la Voie lactée et était le plus fort en direction du centre de la galaxie, dans la constellation du Sagittaire 2. Il a annoncé sa découverte en 1933. Jansky voulait enquêter plus en détail sur les ondes radio de la Voie lactée, mais Bell Labs a réaffecté Jansky à un autre projet, il n'a donc pas travaillé davantage dans le domaine de l'astronomie.

Grote Reber a aidé le pionnier de la radioastronomie en construisant un grand radiotélescope parabolique "parabolique" (9 m de diamètre) en 1937. Il a joué un rôle déterminant dans la répétition du travail pionnier mais quelque peu simple de Karl Guthe Jansky et a poursuivi les fréquences radio 3. Le 27 février 1942, J.S. Hey, un officier de recherche de l'armée britannique, a aidé à faire progresser la radioastronomie, quand il a découvert que le soleil émettait des ondes radio 4. Au début des années 1950, Martin Ryle et Antony Hewish de l'Université de Cambridge avaient utilisé l'interféromètre de Cambridge pour cartographier le ciel radio, produisant les fameux levés 2C et 3C des sources radio.

Techniques

Les radioastronomes utilisent différents types de techniques pour observer des objets dans le spectre radioélectrique. Les instruments peuvent simplement être dirigés vers une source radio énergétique pour analyser le type d'émissions qu'elle produit. Pour «l'image» d'une région du ciel plus en détail, plusieurs balayages qui se chevauchent peuvent être enregistrés et assemblés dans une image («mosaïquage»). Les types d'instruments utilisés dépendent de la faiblesse du signal et de la quantité de détails nécessaires.

Radiotélescopes

Un optique image de la galaxie M87 (HST), une image radio de la même galaxie utilisant Interférométrie (Very Large Array-VLA) et une image de la section centrale (VLBA) utilisant un Tableau de base très long (Global VLBI) composé d'antennes aux États-Unis, en Allemagne, en Italie, en Finlande, en Suède et en Espagne. Le jet de particules est soupçonné d'être alimenté par un trou noir au centre de la galaxie.

Les radiotélescopes peuvent avoir besoin d'être extrêmement grands pour recevoir des signaux avec un faible rapport signal / bruit. De plus, la résolution angulaire étant fonction du diamètre de "l'objectif" proportionnellement à la longueur d'onde du rayonnement électromagnétique observé, radiotélescopes doivent être beaucoup plus grandes par rapport à leurs homologues optiques. Par exemple, un télescope optique de 1 mètre de diamètre est deux millions de fois plus grand que la longueur d'onde de la lumière observée, ce qui lui donne une résolution de quelques secondes d'arc, alors qu'un radiotélescope "plat" plusieurs fois cette taille peut, selon la longueur d'onde observée, peut seulement être capable de résoudre un objet de la taille de la pleine lune (30 minutes d'arc).

Interférométrie radio

La difficulté à atteindre des résolutions élevées avec des radiotélescopes simples a conduit à la radio-interférométrie, développée par le radio-astronome britannique Martin Ryle et l'ingénieur, radiophysicien et radio-astronome d'origine australienne Joseph Lade Pawsey en 1946. Les radio-interféromètres consistent en des radiotélescopes largement séparés les observant. objet qui sont connectés ensemble à l'aide d'un câble coaxial, d'un guide d'ondes, d'une fibre optique ou d'un autre type de ligne de transmission. Cela augmente non seulement le signal total collecté, mais il peut également être utilisé dans un processus appelé synthèse d'ouverture pour augmenter considérablement la résolution. Cette technique fonctionne en superposant (interférer) les ondes de signal des différents télescopes sur le principe que les ondes qui coïncident avec la même phase s'ajouteront l'une à l'autre tandis que deux ondes ayant des phases opposées s'annuleront. Cela crée un télescope combiné qui est la taille des antennes les plus éloignées dans le réseau. Afin de produire une image de haute qualité, un grand nombre de séparations différentes entre différents télescopes sont nécessaires (la séparation projetée entre deux télescopes quelconques vue depuis la source radio est appelée un référence) - autant de lignes de base différentes que possible sont nécessaires pour obtenir une image de bonne qualité. Par exemple, le Very Large Array possède 27 télescopes donnant 351 lignes de base indépendantes à la fois.

Interférométrie à très longue ligne de base

Depuis les années 1970, des télescopes du monde entier (et même en orbite terrestre) ont été combinés pour effectuer une interférométrie à très longue ligne de base. Les données reçues à chaque antenne sont associées à des informations de synchronisation, généralement à partir d'une horloge atomique locale, puis stockées pour une analyse ultérieure sur bande magnétique ou disque dur. À ce moment ultérieur, les données sont corrélées avec les données d'autres antennes enregistrées de manière similaire, pour produire l'image résultante. En utilisant cette méthode, il est possible de synthétiser une antenne qui est effectivement de la taille de la Terre. Les grandes distances entre les télescopes permettent d'atteindre des résolutions angulaires très élevées, bien plus importantes en fait que dans tout autre domaine de l'astronomie. Aux fréquences les plus élevées, des faisceaux synthétisés inférieurs à 1 milliarcseconde sont possibles.

Les réseaux VLBI prééminents opérant aujourd'hui sont le Very Long Baseline Array (avec des télescopes situés à travers l'Amérique du Nord) et le réseau européen VLBI (télescopes en Europe, en Chine, en Afrique du Sud et à Porto Rico). Chaque réseau fonctionne généralement séparément, mais des projets occasionnels sont observés ensemble, ce qui augmente la sensibilité. Ceci est appelé Global VLBI. Il existe également un réseau VLBI, le Long Baseline Array, opérant en Australie.

Depuis sa création, l'enregistrement des données sur des supports durs a été le seul moyen de rassembler les données enregistrées sur chaque télescope pour une corrélation ultérieure. Cependant, la disponibilité aujourd'hui de réseaux mondiaux de fibres optiques à large bande passante permet de faire du VLBI en temps réel. Cette technique (appelée e-VLBI) a été lancée par l'EVN qui réalise désormais un nombre croissant de projets scientifiques e-VLBI par an.5

Sources astronomiques

Une image radio de la région centrale de la galaxie de la Voie lactée. La flèche indique un vestige de supernova qui est l'emplacement d'une source radioélectrique basse fréquence transitoire nouvellement découverte, GCRT J1745-3009.

La radioastronomie a entraîné une augmentation substantielle des connaissances astronomiques, en particulier avec la découverte de plusieurs classes de nouveaux objets, dont les pulsars, les quasars et les radio galaxies. En effet, la radioastronomie nous permet de voir des choses qui ne sont pas détectables en astronomie optique. Ces objets représentent certains des processus physiques les plus extrêmes et les plus énergétiques de l'univers.

La radioastronomie est également en partie responsable de l'idée que la matière noire est une composante importante de notre univers; les mesures radio de la rotation des galaxies suggèrent qu'il y a beaucoup plus de masse dans les galaxies que ce qui a été observé directement. Le rayonnement de fond micro-ondes cosmique a également été détecté pour la première fois à l'aide de radiotélescopes. Cependant, des radiotélescopes ont également été utilisés pour enquêter sur des objets beaucoup plus proches de chez eux, y compris des observations du soleil et de l'activité solaire, et une cartographie radar des planètes.

D'autres sources incluent:

  • Soleil
  • Sagittaire A, le centre galactique de la Voie lactée
  • Les noyaux galactiques actifs et les pulsars ont des jets de particules chargées qui émettent un rayonnement synchrotron
  • La fusion des amas de galaxies montre souvent une émission radio diffuse
  • Les restes de Supernova peuvent également montrer une émission radio diffuse
  • Le fond de micro-ondes cosmique est une émission radio de corps noir

Voir également

Remarques

  1. ↑ Préhistoire de la radioastronomie. NRAO. Récupéré le 25 août 2008.
  2. ↑ Karl G. Jansky, 1933, «Les ondes radio de l'extérieur du système solaire». La nature 132:66.
  3. ↑ Grote Reber. NRAO. Récupéré le 25 août 2008.
  4. ↑ J. S. Hey, 1975, L'univers radio, 2e éd. Oxford, New York: Pergamon Press. ISBN 0080187617.
  5. ↑ Une percée technologique pour la radioastronomie - Observations astronomiques via liaison de données à haut débit. Rapport sur les innovations. Récupéré le 25 août 2008.

Les références

  • Jauncey, David L. 1977. Radioastronomie et cosmologie. Dordrecht, Hollande: D. Reidel Pub. Co. ISBN 9027708398
  • Rohlfs, K. et T. L. Wilson. 2004. Outils de radioastronomie. 4e éd. Bibliothèque d'astronomie et d'astrophysique. Berlin: Springer. ISBN 3540403876.
  • Sullivan, Woodruff Turner. 1982. Les classiques de la radioastronomie. Études en histoire des sciences modernes, 10. Dordrecht: Reidel. ISBN 9027713561.

Liens externes

Tous les liens ont été récupérés le 17 juin 2019.

  • La radioastronomie révèle l'univers caché. Observatoire national de radioastronomie (NRAO).
  • Fonctionnement des radiotélescopes. NRAO.

Voir la vidéo: Présentation du Radiotélescope Décimétrique de la Station de Radioastronomie de Nançay (Mai 2020).

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