6.4 : Radiotélescopes
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Objectifs d'apprentissage
À la fin de cette section, vous serez en mesure de :
- Décrire comment les ondes radio provenant de l'espace sont détectées
- Identifiez les plus grands radiotélescopes du monde
- Définir la technique d'interférométrie et discuter des avantages des interféromètres par rapport aux télescopes à antenne unique
Outre le rayonnement visible et infrarouge, les ondes radio des objets astronomiques peuvent également être détectées depuis la surface de la Terre. Au début des années 1930, Karl G. Jansky, ingénieur aux laboratoires téléphoniques Bell, expérimentait des antennes pour les communications radio à longue portée lorsqu'il a découvert un mystérieux rayonnement radio statique provenant d'une source inconnue (Figure\(\PageIndex{1}\)). Il a découvert que ce rayonnement arrivait le plus fort environ quatre minutes plus tôt chaque jour consécutif et a correctement conclu que puisque la période de rotation sidérale de la Terre (le temps qu'il nous faut pour tourner par rapport aux étoiles) est quatre minutes plus courte que celle d'un jour solaire, le rayonnement doit provenir de région fixée sur la sphère céleste. Des recherches ultérieures ont montré que la source de ce rayonnement faisait partie de la Voie lactée ; Jansky avait découvert la première source d'ondes radio cosmiques.
En 1936, Grote Reber, astronome amateur intéressé par les radiocommunications, a utilisé du fer galvanisé et du bois pour construire la première antenne spécialement conçue pour recevoir les ondes radio cosmiques. Au fil des ans, Reber a construit plusieurs antennes de ce type et les a utilisées pour effectuer des études pionnières du ciel à la recherche de sources radio célestes ; il est resté actif dans le domaine de la radioastronomie pendant plus de 30 ans. Au cours de la première décennie, il a travaillé pratiquement seul parce que les astronomes professionnels n'avaient pas encore reconnu le vaste potentiel de la radioastronomie.
Détection de l'énergie radio depuis l'espace
Il est important de comprendre que les ondes radio ne peuvent pas être « entendues » : il ne s'agit pas des ondes sonores que vous entendez en provenance du récepteur radio de votre maison ou de votre voiture. Comme la lumière, les ondes radio sont une forme de rayonnement électromagnétique, mais contrairement à la lumière, nous ne pouvons pas les détecter avec nos sens. Nous devons nous fier à des équipements électroniques pour les capter. Lors de la diffusion radiophonique commerciale, nous encodons des informations sonores (musique ou voix d'un présentateur de nouvelles) en ondes radio. Ils doivent être décodés à l'autre extrémité, puis reconvertis en son par des haut-parleurs ou des écouteurs.
Bien entendu, les ondes radio que nous recevons de l'espace ne contiennent pas de musique ou d'autres informations de programme codées. Si les signaux radio cosmiques étaient traduits en son, ils sonneraient comme l'électricité statique que vous entendez lorsque vous scannez entre les stations. Néanmoins, les ondes radio que nous recevons contiennent des informations qui peuvent nous renseigner sur la chimie et les conditions physiques des sources des ondes.
Tout comme les particules chargées vibrantes peuvent produire des ondes électromagnétiques (voir le chapitre Rayonnement et spectres), les ondes électromagnétiques peuvent faire bouger les particules chargées d'avant en arrière. Les ondes radio peuvent produire un courant dans les conducteurs d'électricité tels que les métaux. Une antenne est un tel conducteur : elle intercepte les ondes radio qui y créent un faible courant. Le courant est ensuite amplifié dans un récepteur radio jusqu'à ce qu'il soit suffisamment fort pour être mesuré ou enregistré. Comme votre téléviseur ou votre radio, les récepteurs peuvent être réglés pour sélectionner une seule fréquence (canal). En astronomie, cependant, il est plus courant d'utiliser des techniques de traitement de données sophistiquées qui permettent de détecter simultanément des milliers de bandes de fréquences distinctes. Ainsi, le récepteur radio astronomique fonctionne comme un spectromètre sur un télescope à lumière visible ou infrarouge, fournissant des informations sur la quantité de rayonnement que nous recevons à chaque longueur d'onde ou fréquence. Après traitement informatique, les signaux radio sont enregistrés sur des disques magnétiques pour une analyse plus approfondie.
Les ondes radio sont réfléchies par des surfaces conductrices, tout comme la lumière est réfléchie par une surface métallique brillante, et selon les mêmes lois de l'optique. Un télescope radioréfléchissant est constitué d'un réflecteur métallique concave (appelé cuvette), analogue à un miroir de télescope. Les ondes radio collectées par l'antenne sont réfléchies vers un foyer, où elles peuvent ensuite être dirigées vers un récepteur et analysées. Comme les humains sont de telles créatures visuelles, les radioastronomes construisent souvent une représentation picturale des sources radio qu'ils observent. La figure\(\PageIndex{2}\) montre une telle image radio d'une galaxie lointaine, où des radiotélescopes révèlent de vastes jets et des régions complexes d'émissions radio totalement invisibles sur les photographies prises avec de la lumière.
La radioastronomie est un domaine récent par rapport à l'astronomie en lumière visible, mais elle a connu une croissance phénoménale au cours des dernières décennies. Les plus grands réflecteurs radio du monde qui peuvent être pointés dans n'importe quelle direction du ciel ont des ouvertures de 100 mètres. L'un d'entre eux a été construit à l'Observatoire national de radioastronomie des États-Unis en Virginie-Occidentale (Figure\(\PageIndex{3}\)). Le tableau\(\PageIndex{1}\) répertorie certains des principaux radiotélescopes du monde.
| Observatoire | Endroit | Désignation | Site Web |
|---|---|---|---|
| Antennes radio individuelles | |||
| Radiotélescope sphérique à ouverture de cinq cents mètres (FAST) | Guizhou, Chine | Plat fixe de 500 m | fast.bao.ac.cn/fr/ |
| Observatoire d'Arecibo | Arecibo, Porto Rico | Plat fixe de 305 m | www.naic.edu |
| Télescope Green Bank (GBT) | Green Bank, WV | Plat orientable de 110 × 100 m | www.science.nrao.edu/facilities/gbt |
| Télescope Effelsberg 100 m | Bonn, Allemagne | Plat orientable de 100 ml | www.mpifr-bonn.mpg.de/fr/effelsberg |
| Télescope Lovell | Manchester, Angleterre | Plat orientable de 76 ml | www.jb.man.ac.uk/aboutus/lovell |
| Complexe de communication dans l'espace lointain de Canberra (CDSCC) | Tidbinbilla, Australie | Plat orientable de 70 ml | www.cdscc.nasa.gov |
| Complexe de communications dans l'espace lointain de Goldstone (GDSCC) | Barstow, Californie | Plat orientable de 70 ml | www.gdscc.nasa.gov |
| Observatoire de Parkes | Parkes, Australie | Plat orientable de 64 ml | www.parkes.atnf.csiro.au |
| Réseaux d'antennes radio | |||
| Réseau de kilomètres carrés (SKA) | Afrique du Sud et Australie occidentale | Des milliers de plats, une zone de collecte de km2, une gamme partielle en 2020 | www.skatelescope.org |
| Grand réseau millimétrique/submillimétrique d'Atacama (ALMA) | Désert d'Atacama, nord du Chili | 66 plats de 7 et 12 m | www.almaobservatory.org |
| Very Large Array (VLA) | Socorro, Nouveau-Mexique | Gamme de 27 éléments de antennes paraboliques de 25 m (base de référence de 36 km) | www.science.nrao.edu/facilities/vla |
| Radiotélescope de synthèse Westerbork (WSRT) | Westerbork, Pays-Bas | Ensemble de 12 éléments de antennes paraboliques de 25 m (ligne de base de 1,6 km) | www.astron.nl/radio-observatory/public/public-0 |
| Tableau de base très long (VLBA) | Dix sites américains, de l'île aux îles Vierges | Gamme de 10 éléments de paraboles de 25 m (base de référence de 9 000 km) | www.science.nrao.edu/facilities/vlba |
| Réseau compact de télescopes australiens (ATCA) | Plusieurs sites en Australie | Ensemble de 8 éléments (sept antennes paraboliques de 22 m plus Parkes de 64 m) | www.narrabri.atnf.csiro.au |
| Réseau d'interféromètres radioconnectés à éléments multiples (MERLIN) | Cambridge, Angleterre, et autres sites britanniques | Réseau de sept antennes (la plus grande mesure 32 m) | www.e-merlin.ac.uk |
| Télescopes à ondes millimétriques | |||
| IRAM | Grenade, Espagne | Plat orientable à ondes de 30 m | www.iram-institute.org |
| Télescope James Clerk Maxwell (JCMT) | Mauna Kea, Hawaï | Plat orientable à ondes de 15 mm | www.eaobservatory.org/jcmt |
| Observatoire radio de Nobeyama (NRO) | Minamimaki, Japon | Ensemble de 6 éléments plats à vagues de 10 m | www.nro.nao.ac.jp/en |
| Observatoire radio de Hat Creek (HCRO) | Cassel, Californie | Ensemble de 6 éléments plats à vagues de 5 m | www.sri.com/research-development/specialized-facilities/radio-observatoire de Hat-Creek- |
Interférométrie radio
Comme nous l'avons vu précédemment, la capacité d'un télescope à nous montrer des détails fins (sa résolution) dépend de son ouverture, mais aussi de la longueur d'onde du rayonnement capté par le télescope. Plus les vagues sont longues, plus il est difficile de résoudre les petits détails des images ou des cartes que nous créons. Comme les ondes radio ont de si grandes longueurs d'onde, elles présentent d'énormes défis pour les astronomes qui ont besoin d'une bonne résolution. En fait, même les plus grandes antennes paraboliques de la Terre, qui fonctionnent seules, ne peuvent pas distinguer autant de détails que le petit télescope à lumière visible typique utilisé dans un laboratoire d'astronomie universitaire. Pour surmonter cette difficulté, les radioastronomes ont appris à affiner leurs images en reliant électroniquement deux ou plusieurs radiotélescopes. Deux télescopes ou plus reliés entre eux de cette manière sont appelés interféromètres.
Le terme « interféromètre » peut sembler étrange parce que les télescopes d'un interféromètre fonctionnent en coopération ; ils n' « interfèrent » pas les uns avec les autres. L'interférence est toutefois un terme technique désignant la façon dont de multiples ondes interagissent entre elles lorsqu'elles arrivent dans nos instruments, et cette interaction nous permet d'obtenir plus de détails à partir de nos observations. La résolution d'un interféromètre dépend de la séparation des télescopes, et non de leurs ouvertures individuelles. Deux télescopes séparés par un kilomètre fournissent la même résolution qu'une seule antenne parabolique d'un kilomètre de large (bien qu'ils ne soient pas, bien entendu, capables de capter autant de radiations qu'un seau d'ondes radio d'un kilomètre de large).
Pour obtenir une résolution encore meilleure, les astronomes combinent un grand nombre d'antennes radio dans un réseau d'interféromètres. En effet, un tel réseau fonctionne comme un grand nombre d'interféromètres à deux antennes, qui observent tous ensemble la même partie du ciel. Le traitement informatique des résultats permet de reconstruire une image radio à haute résolution. L'instrument de ce type le plus complet aux États-Unis est le Jansky Very Large Array (VLA) de l'Observatoire national de radioastronomie, situé près de Socorro, au Nouveau-Mexique. Il se compose de 27 radiotélescopes mobiles (sur des voies ferrées), chacun ayant une ouverture de 25 mètres, répartis sur une distance totale d'environ 36 kilomètres. En combinant électroniquement les signaux de tous ses télescopes individuels, ce réseau permet au radioastronome de prendre des photos du ciel à des longueurs d'onde radio comparables à celles obtenues avec un télescope à lumière visible, avec une résolution d'environ 1 seconde d'arc.
Le grand réseau millimétrique/submillimétrique d'Atacama (ALMA) situé dans le désert d'Atacama, dans le nord du Chili (Figure\(\PageIndex{4}\)), à une altitude de 16 400 pieds, se compose de 12 télescopes de 7 mètres et de 54 télescopes de 12 mètres et peut atteindre des lignes de base allant jusqu'à 16 kilomètres. Depuis qu'il est devenu opérationnel en 2013, il a effectué des observations à des résolutions allant jusqu'à 6 milliarcsecondes (0,006 seconde d'arc), une réalisation remarquable pour la radioastronomie.
Regardez ce documentaire qui explique le travail de conception et de construction d'ALMA, présente certaines de ses premières images et explore son avenir.
Au départ, la taille des réseaux d'interféromètres était limitée par la nécessité de câbler physiquement toutes les antennes paraboliques. Les dimensions maximales du réseau n'étaient donc que de quelques dizaines de kilomètres. Cependant, des séparations interférométriques plus importantes peuvent être obtenues si les télescopes ne nécessitent pas de connexion physique. Grâce à la technologie et à la puissance de calcul actuelles, les astronomes ont appris à chronométrer très précisément l'arrivée des ondes électromagnétiques en provenance de l'espace à chaque télescope et à combiner les données ultérieurement. Si les télescopes sont aussi éloignés l'un de l'autre que la Californie et l'Australie, ou la Virginie occidentale et la Crimée en Ukraine, la résolution obtenue dépasse de loin celle des télescopes à lumière visible.
Les États-Unis exploitent le Very Long Baseline Array (VLBA), composé de 10 télescopes individuels s'étendant des îles Vierges à Hawaï (Figure\(\PageIndex{5}\)). Le VLBA, achevé en 1993, peut former des images astronomiques avec une résolution de 0,0001 seconde d'arc, ce qui permet de distinguer des entités aussi petites que 10 unités astronomiques (UA) au centre de notre Galaxie.
Les récents progrès technologiques ont également permis de réaliser l'interférométrie dans les longueurs d'onde de lumière visible et infrarouge. Au début du XXIe siècle, trois observatoires dotés de plusieurs télescopes ont commencé à utiliser leurs antennes paraboliques comme interféromètres, combinant leur lumière pour obtenir une résolution beaucoup plus élevée. De plus, un réseau interférométrique dédié a été construit sur le mont. Wilson en Californie. Tout comme dans le cas des réseaux radio, ces observations permettent aux astronomes d'obtenir plus de détails qu'un seul télescope ne pourrait fournir.
| Ligne de référence la plus longue (m | Nom du télescope | Endroit | Miroirs | État |
|---|---|---|---|---|
| 400 | Réseau CHARA (Centre d'astronomie à haute résolution angulaire) | Mount Wilson, Californie | Six télescopes de 1 m | Opérationnel depuis 2004 |
| 200 | Très grand télescope | Cerro Paranal, Chili | Quatre télescopes de 8,2 m | Terminé en 2000 |
| 85 | Télescopes Keck I et II | Mauna Kea, Hawaï | Deux télescopes de 10 m | Opéré de 2001 à 2012 |
| 22,8 | Grand télescope binoculaire | Mount Graham, Arizona | Deux télescopes de 8,4 m | Première lumière 2004 |
Astronomie radar
Le radar est la technique qui consiste à transmettre des ondes radio à un objet de notre système solaire, puis à détecter le rayonnement radio que l'objet réfléchit. Le temps nécessaire à l'aller-retour peut être mesuré électroniquement avec une grande précision. Comme nous connaissons la vitesse à laquelle les ondes radio se déplacent (la vitesse de la lumière), nous pouvons déterminer la distance qui nous sépare de l'objet ou d'un élément particulier de sa surface (comme une montagne).
Les observations radar ont été utilisées pour déterminer les distances par rapport aux planètes et la vitesse à laquelle les objets se déplacent dans le système solaire (en utilisant l'effet Doppler, discuté dans le chapitre Rayonnement et spectres). Les ondes radar ont joué un rôle important dans la navigation des engins spatiaux dans tout le système solaire. De plus, comme nous le verrons dans les chapitres suivants, les observations radar ont permis de déterminer les périodes de rotation de Vénus et de Mercure, de sonder de minuscules astéroïdes approchant de la Terre et nous ont permis d'étudier les montagnes et les vallées à la surface de Mercure, de Vénus, de Mars et des grandes lunes de Jupiter.
Toute antenne parabolique peut être utilisée comme télescope radar si elle est équipée d'un puissant émetteur et d'un récepteur. L'installation la plus spectaculaire au monde pour l'astronomie radar est le télescope de 1 000 pieds (305 mètres) situé à Arecibo à Porto Rico (Figure\(\PageIndex{6}\)). Le télescope d'Arecibo est trop grand pour être pointé directement sur différentes parties du ciel. Il est plutôt construit dans un immense « bol » naturel (plus qu'un simple plat) formé par plusieurs collines, et il est recouvert de panneaux métalliques réfléchissants. Une capacité limitée à suivre les sources astronomiques est obtenue en déplaçant le système récepteur, qui est suspendu à des câbles à 100 mètres au-dessus de la surface du bol. Un télescope radar encore plus grand (500 mètres) est actuellement en construction. Il s'agit du télescope sphérique à ouverture de cinq cents mètres (FAST) en Chine et devrait être achevé en 2016.
Résumé
Dans les années 1930, la radioastronomie a été mise au point par Karl G. Jansky et Grote Reber. Un radiotélescope est essentiellement une antenne radio (souvent une grande antenne parabolique incurvée) connectée à un récepteur. Une résolution nettement améliorée peut être obtenue avec des interféromètres, y compris des réseaux d'interféromètres tels que le VLA à 27 éléments et l'ALMA à 66 éléments. En s'étendant aux interféromètres à très longue ligne de base, les radioastronomes peuvent atteindre des résolutions aussi précises que 0,0001 seconde d'arc. L'astronomie radar implique à la fois la transmission et la réception. Le plus grand télescope radar actuellement en service est un bol de 305 mètres situé à Arecibo.
Lexique
- interférence
- processus dans lequel les vagues se mélangent de telle sorte que leurs crêtes et leurs creux peuvent alternativement se renforcer et s'annuler
- interféromètre
- instrument qui combine le rayonnement électromagnétique d'un ou de plusieurs télescopes afin d'obtenir une résolution équivalente à celle qui serait obtenue avec un seul télescope d'un diamètre égal à la ligne de base séparant les différents télescopes
- réseau d'interféromètres
- combinaison de plusieurs antennes paraboliques pour, en fait, fonctionner comme un grand nombre d'interféromètres à deux antennes
- radar
- technique consistant à transmettre des ondes radio à un objet puis à détecter le rayonnement que l'objet réfléchit en retour vers l'émetteur ; utilisée pour mesurer la distance et le mouvement d'un objet cible ou pour former des images de celui-ci