radioastronomie - astronomie. 1 PRÉSENTATION radioastronomie, branche de l'astronomie dans laquelle les objets célestes et les phénomènes astrophysiques sont étudiés en fonction de leur émission dans la zone radio du spectre électromagnétique. 2 HISTOIRE Des tentatives infructueuses de détection de l'émission radio céleste avaient été faites à la fin du XIXe siècle. Mais, en 1931, l'ingénieur américain Karl Jansky a véritablement créé la radioastronomie : alors qu'il travaillait pour les Laboratoires Bell Telephone sur une expérience destinée à comprendre la cause de perturbations sur les radiocommunications transatlantiques en ondes courtes, Jansky a découvert une émission radioélectrique dans la région proche du centre de la Voie lactée. Un autre ingénieur américain, Grote Reber, a ensuite dressé la carte de ces émissions radioélectriques galactiques, en utilisant une antenne parabolique d'un diamètre de 9,5 m, qu'il avait lui-même construite dans son jardin à Wheaton, dans l'Illinois. En 1943, Reber découvrit également les émissions radioélectriques provenant du Soleil, qui avaient fait l'objet de nombreuses recherches. Cependant, on se rendit compte plus tard que les émissions radio en provenance du Soleil avaient déjà été découvertes quelques années auparavant, lorsque de fortes éruptions solaires avaient brouillé des systèmes radars britanniques, américains et allemands utilisés pour la détection aérienne. À la suite des progrès importants réalisés pendant la Seconde Guerre mondiale dans le domaine des antennes et récepteurs radio, la radioastronomie connut une grande expansion au cours des années 1950. Les scientifiques adaptèrent les techniques radar utilisées en temps de guerre à la construction d'une série de radiotélescopes en Australie, en Grande-Bretagne, aux Pays-Bas, aux États-Unis, en URSS ; l'intérêt que portaient à ces techniques les astronomes professionnels fut bientôt attisé par une série de découvertes importantes. Une quantité croissante de radiosources discrètes a ainsi pu être répertoriée, tandis qu'à partir des années 1950 on identifia bon nombre de radiosources dans des galaxies éloignées visibles. En 1963, la recherche menée sur les très petites radiosources conduisit à la découverte de radiosources quasi stellaires, appelées quasars, qui, présentant un décalage vers le rouge sans précédent, semblèrent situées à des distances gigantesques de la Terre. Peu après, en 1965, les radioastronomes américains Arno Penzias et Robert Wilson découvrirent l'existence du rayonnement cosmologique -- également connu sous le nom de rayonnement de fond du ciel -- à 3 K (soit 270 °C), dont les implications sur l'origine et l'évolution de l'univers sont importantes (voir cosmologie). Un autre type de radiosource, le pulsar, fut découvert en 1967 : on l'identifia rapidement comme une étoile à neutrons à rotation très rapide. Pendant de nombreuses années, les radioastronomes étudièrent essentiellement dans les longueurs d'onde élevées (aux alentours de 1 m), pour lesquelles des structures à large antenne et des récepteurs suffisamment sensibles étaient relativement aisés à construire. Le progrès des détecteurs permit ensuite l'étude des faibles longueurs d'onde (jusqu'à 1 mm). Simultanément, le développement de la technologie spatiale (voir exploration de l'espace) a permis l'investigation dans les très grandes longueurs d'onde, en se plaçant au-dessus de la ionosphère, qui forme, vue de la Terre, une couche opaque aux longueurs d'onde supérieures à 15 m. 3 PRINCIPES DE LA RADIOASTRONOMIE En l'état actuel de nos connaissances, on peut affirmer que les émissions cosmiques radioélectriques sont entièrement issues de processus naturels, même si des radiotélescopes sont de temps à autre utilisés pour la recherche -- vaine à ce jour -- d'éventuelles radiosources en provenance d'une existence extraterrestre (voir exobiologie). Plusieurs mécanismes physiques expliquent la production de l'émission radioélectrique observée. 3.1 Types d'émission En raison du mouvement des électrons, tous les corps émettent un rayonnement thermique (de la chaleur), caractéristique de leur température. Le spectre émis permet ainsi de calculer la température d'un objet plus ou moins éloigné, comme une planète du Système solaire ou un nuage de gaz ionisé de la Galaxie. Cependant, les mesures en radioastronomie doivent aussi prendre en compte les émissions non thermiques, beaucoup plus intenses, et provenant de particules chargées telles que les électrons -- et les positrons -- se déplaçant dans les faibles champs magnétiques galactiques et intergalactiques. Lorsque l'énergie d'une particule est si élevée que sa vitesse est proche de celle de la lumière, l'émission radioélectrique de ces particules -- dites ultrarelativistes -- est appelée radiation synchrotron (terme emprunté à la physique des particules). Les radiosources, qu'elles soient de la catégorie synchrotron ou thermiques, rayonnent sur une large gamme de longueurs d'onde. À l'inverse, une troisième classe formée par les atomes énergétiquement excités, les ions et les molécules, émet à des longueurs d'onde bien précises, caractéristiques de l'atome ou de la molécule et de son état d'excitation. Dans le premier cas, on parle d'émissions en continu, dans le second d'émissions discrètes. 3.2 Radiotélescopes Les ondes radioélectriques sont relativement longues : de 1 mm environ à plus de 1 km. Pour former une image radio nette, les radiotélescopes doivent avoir une dimension suffisamment grande afin de concentrer les signaux incidents. Le plus grand radiotélescope fixe du monde est situé à l'observatoire d'Arecibo, à Porto Rico : son antenne parabolique mesure 305 m de diamètre. Le diamètre des plus grands radiotélescopes orientables est compris entre 50 et 100 m ; leur résolution atteint environ 1 minute d'arc, soit sensiblement celle de l'oeil humain aux longueurs d'onde visibles. Les ondes radioélectriques incidentes sont réfléchies et concentrées par la surface parabolique vers une petite antenne en forme de cornet, reliée à un récepteur radioélectrique très sensible. Ces récepteurs, d'un principe similaire à celui des systèmes radio à usage domestique, sont capables de détecter des signaux de très faible intensité (de l'ordre de 10-17 W). Les principaux composants du récepteur sont souvent refroidis à une température proche du zéro absolu pour obtenir les meilleures performances possibles. Des récepteurs spéciaux, capables d'être accordés simultanément à un millier de fréquences, permettent l'étude des spectres constitués de raies formées par des longueurs d'onde discrètes. Pour atteindre de plus hautes résolutions, on fait travailler un réseau d'antennes comme un interféromètre, qui possède alors des résolutions d'environ 1 seconde d'arc, équivalentes à celles des grands télescopes optiques opérant dans des conditions d'observation idéales. Le plus grand télescope de ce type est le Very Large Array (VLA), situé sur la plaine isolée de San Augustin, à proximité de Socorro, au Nouveau-Mexique. Le VLA est composé de 27 antennes paraboliques orientables identiques de 26 m de diamètre chacune, mobiles sur des voies de chemin de fer disposées selon un tracé formant un immense Y (deux branches s'étendent sur 21 km, la troisième faisant 19 km de long). Chaque réflecteur pèse 210 t, sa conception lui garantissant une résistance à des vents soufflant jusqu'à 180 km/h. Les 27 antennes ont chacune leur propre récepteur, les signaux de chaque récepteur étant transmis à un site central où ils sont combinés : l'image haute résolution est obtenue selon la technique dite de synthèse d'ouverture, ainsi appelée parce qu'elle permet d'atteindre un pouvoir de résolution équivalent à celui d'un très grand radiotélescope, dont la surface serait égale à celle sur laquelle on déplace des antennes plus petites. À Cambridge, en Angleterre, 60 antennes sont utilisées pour détecter le rayonnement radio de 2 m de longueur d'onde. En France, un radiotélescope possédant une surface utile de 7 000 m2 est installé à l'Observatoire radioastronomique de Nançay, en Sologne (le site est rattaché à l'Observatoire de Paris depuis 1954). L'instrument se compose d'un miroir mobile constitué par 10 panneaux de 20 m sur 40 m, associé à un miroir fixe de 300 m de diamètre et 35 m de hauteur. On l'utilise pour étudier les régions galactiques et extragalactiques (aux longueurs d'onde de 18 et 21 cm, correspondant respectivement au radical OH et à l'hydrogène) ; d'autres appareils servent à étudier le Soleil dans une plage de longueurs d'onde allant de quelques centimètres à une dizaine de mètres. Des pouvoirs de résolution encore plus élevés peuvent être atteints en espaçant les antennes sur des milliers de kilomètres. Mais il devient alors plus difficile de transmettre directement les signaux de chaque antenne en un lieu de traitement commun : les signaux captés par chaque antenne sont donc enregistrés, puis expédiés vers un centre de traitement informatique. Cette technique d'interférométrie à très large base (VLBI, pour Very Long Baseline Interferometry) requiert l'utilisation d'horloges atomiques pour synchroniser les enregistrements avec une précision supérieure à la microseconde. On obtient de cette façon des résolutions angulaires d'un millième de seconde d'arc (soit le diamètre apparent vu de la Terre d'un ballon de basket situé à la distance de la Lune). En 1984, le gouvernement américain a financé la construction du VLBA (Very Long Baseline Array, achevé en 1992), un réseau de 10 radiotélescopes (des antennes paraboliques de 25 m de diamètre) répartis sur une très large base : de la frontière canadienne jusqu'à Porto Rico et de Hawaii jusqu'aux îles Vierges. Le dispositif permet d'étudier 9 longueurs d'onde comprises entre 7 mm et 90 cm, le pouvoir de résolution s'échelonnant de 0,02 à 0,0002 seconde d'arc. L'hémisphère Sud héberge un dispositif comparable : l' Australia Telescope, inauguré en 1988. Cet interféromètre radio se compose d'un groupe de 6 antennes mobiles de 22 m de diamètre établi à l'observatoire Paul Wild de Culgoora, complété par un réseau à large base incluant une autre antenne de 22 m située à Mopra, à une distance de 100 km, et le grand radiotélescope de l'observatoire de Parkes (64 m), distant lui de 200 km. La résolution peut encore être améliorée grâce à d'autres antennes implantées à Alice Springs, Hobart, Perth et Tidbinbilla. L' Australia Telescope sert entre autres à l'étude des molécules du milieu interstellaire. 4 TYPES DE RADIOSOURCES De nombreuses radiosources discrètes ont été découvertes et étudiées dans notre Système solaire, dans notre galaxie, et plus loin dans l'univers. 4.1 Radioastronomie du Système solaire Le Soleil est la plus forte radiosource du Ciel. Son émission radioélectrique est beaucoup plus intense que ne le laisserait supposer l'émission thermique de sa surface visible, dont la température avoisine les 6 000 °C. Cela est dû au fait que la plupart des émissions radioélectriques observées à des longueurs d'onde supérieures proviennent de l'atmosphère supérieure, beaucoup plus chaude mais optiquement invisible, et dont les températures sont proches de 1 000 000 °C. Outre l'émission de chaleur, on assiste à de nombreuses tempêtes et éruptions non thermiques, surtout pendant les périodes de forte activité dans les taches solaires ; l'intensité des émissions radioélectriques peut alors augmenter très fortement pendant de courtes périodes d'une heure environ : elle est alors un million de fois plus intense (ou même davantage). Dans le Système solaire, la seule autre source d'émission radioélectrique non thermique d'origine naturelle est la planète Jupiter. À des longueurs d'onde proches de 15 m, Jupiter émet de fortes gerbes de radiation provenant de régions relativement petites, près de la surface des nuages, qui tournent avec la planète. L'intensité de ces émissions semble nettement influencée par la position de Io, satellite de Jupiter. De plus, Jupiter est entourée de larges ceintures de radiation, responsables de rayonnements à des longueurs d'onde inférieures à 1 m. Des rayonnements thermiques provenant de la surface ou de l'atmosphère ont été observés pour toutes les planètes du Système solaire, à l'exception de Pluton. À partir de ces émissions enregistrées par les instruments embarqués à bord de sondes spatiales, on a pu déduire des informations sur les conditions météorologiques ainsi que sur d'autres phénomènes présents à la surface de ces planètes. 4.2 Radiosources galactiques Notre galaxie (la Voie lactée) émet des ondes radioélectriques, dues au rayonnement synchrotron des électrons provenant du rayonnement cosmique, qui se déplacent dans le faible champ magnétique galactique. On peut également observer l'émission discrète à 21 cm de l'hydrogène neutre partout dans la Galaxie. Les modifications mineures décalant la raie correspondant aux 21 cm de longueur d'onde s'expliquent par le déplacement des nuages d'hydrogène, qui s'éloignent ou se rapprochent de l'observateur. Ces modifications illustrent le phénomène connu sous le nom d'effet Doppler, également observé dans le domaine des longueurs d'onde visibles (le fameux redshift, décalage spectral vers le rouge, qui a permis d'évaluer la vitesse d'éloignement des galaxies lointaines, fondement de la théorie de l'expansion de l'Univers). L'observation de cet effet Doppler sert à mesurer la vitesse et à localiser la position des nuages d'hydrogène, les nuages tournant d'autant plus vite qu'ils sont éloignés du centre de la Galaxie. De cette façon, on a pu dessiner les contours des bras spiraux de la Voie lactée, qui ne sont pas accessibles par observation directe dans la partie visible du spectre électromagnétique. Outre le fond de rayonnement diffus, de nombreuses radiosources discrètes existent dans la Galaxie. Parmi ces sources discrètes figurent des restes de supernovae, des étoiles éruptives, des nébuleuses gazeuses, des nuages moléculaires et des pulsars. Les restes de supernovae sont des nuages de matière formés suite à l'explosion d'une étoile : les électrons relativistes produits au cours de l'explosion d'une supernova sont piégés par le champ magnétique qui englobe le lieu de l'explosion ; ces électrons tournent en spirale autour des lignes de force du champ magnétique et continuent de rayonner pendant des milliers d'années. Dans certains cas, l'étoile elle-même demeure une source d'émission radioélectrique ; on l'appelle alors étoile radio. Une autre catégorie importante d'étoiles radio est constituée par les étoiles doubles, systèmes binaires émettant des ondes radio pendant le transfert de masse d'un des deux astres à l'autre. Les étoiles radio sont également souvent des sources de rayons X. Le rayonnement thermique des électrons libres se manifeste dans les régions dites H II (zone interstellaire riche en hydrogène ionisé). On observe également des raies spectrales traduisant des transitions de molécules interstellaires telles que la vapeur d'eau (H 2O), l'ammoniac (NH3), le formaldéhyde (H2CO) et le monoxyde de carbone (CO). Plus de 50 molécules de gaz interstellaire ont été décelées à ce jour, certaines étant des molécules organiques complexes, comme le cyanodécapentayne (HC11N). Dans certains nuages interstellaires, l'émission moléculaire est exceptionnelle : un phénomène d'effet maser ( Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation, amplification de micro-ondes par émission stimulée de rayonnement électromagnétique). Voir aussi laser. L'intensité de la plupart des radiosources cosmiques est stable ou ne varie que lentement avec le temps. Les pulsars émettent, quant à eux, de très courtes impulsions, se répétant à un rythme voisin d'une impulsion par seconde (la durée de l'impulsion est de l'ordre du dixième ou du centième de cette période). Si les pulsars furent d'abord repérés grâce à leur rayonnement radio pulsé, on a découvert par la suite que certains d'entre eux émettaient également des impulsions dans les domaines optiques, X et gamma. On pense que la formation des pulsars a lieu lorsque des étoiles comme le Soleil s'effondrent sous leur propre gravité, leur diamètre n'étant plus que d'une vingtaine de kilomètres : la densité devient extrêmement élevée, et les électrons arrachés de leurs atomes s'échappent de ce que l'on nomme alors une étoile à neutrons. 4.3 Radiogalaxies La plupart des galaxies émettent probablement des ondes radio, et ce à des énergies comparables à celle de notre propre Galaxie, soit environ 10 32 W. Dans le cas de ce que l'on appelle une radiogalaxie, l'émission radio est particulièrement puissante : elle peut atteindre un niveau 10 millions de fois plus élevé. La plus grande part de cette énergie trouve son origine non pas dans les galaxies elles-mêmes, mais dans le milieu de très forte énergie formé par les gaz ionisés et surchauffés (plasma) situés à des centaines de milliers -- voire de millions -- d'années-lumière de la galaxie mère. Ces nuages géants peuvent représenter 100 fois la taille de la galaxie elle-même et font partie des plus gros objets connus de l'univers. Une grande quantité d'énergie sert à générer les intenses émissions radioélectriques des radiogalaxies ; cette quantité pourrait atteindre un pourcentage élevé de l'énergie totale résultant de la combustion nucléaire d'une galaxie entière. L'origine de cette énergie et la nature de son processus de conversion en émission radioélectrique demeurent l'un des thèmes majeurs de recherche en astrophysique. Les images de galaxies radio, obtenues grâce aux radiotélescopes à haute résolution comme le VLA, montrent souvent un jet de matière qui relie une radiosource lumineuse et compacte, située au centre de la galaxie, aux nuages étendus qui environnent cette radiosource. On pense que les faisceaux de matière véhiculent l'énergie hors du noyau de la galaxie, vers ces zones de plasma, la source d'énergie étant un objet massif -- peut-être un trou noir -- situé au centre de la galaxie. Il est d'ailleurs fréquent qu'une radiosource compacte soit découverte au centre d'une radiogalaxie. Au milieu des années 1980, on a observé près du centre d'une radiogalaxie deux amas d'étoiles brillants émettant des jets de matière apparemment entrelacés. 4.4 Quasars Les quasars rayonnent fortement, présentant une luminosité semblant provenir de centaines de galaxies, mais un quasar est environ un million de fois plus petit qu'une galaxie ordinaire. En raison de la puissance de leur rayonnement, et de ses fréquents changements, on crut un temps que les quasars étaient des objets relativement proches et faibles plutôt que des objets éloignés et puissants. Or l'émission des quasars est fortement décalée vers le rouge : on pense donc qu'ils sont très éloignés de la Voie lactée, thèse aujourd'hui validée. Comme les radiogalaxies, certains quasars sont entourés de lobes présentant de fortes émissions radioélectriques, mais la plus grande partie de l'émission radioélectrique des quasars semble provenir d'un noyau brillant de quelques années-lumière de diamètre au maximum, qui coïncide avec la localisation optiquement visible du quasar. L'observation au moyen de radio-interféromètres à très haute résolution montre que ce noyau est composé de deux composantes (ou plus), qui semblent s'éloigner l'une de l'autre à des vitesses dites superluminiques, très supérieures à celle de la lumière. Bien que ces vitesses exceptionnellement élevées paraissent enfreindre la théorie de la relativité formulée par Albert Einstein, elles ne sont en réalité qu'une illusion : elles s'expliquent en fait par un effet géométrique, les deux sources de rayonnement émettant en direction de l'observateur à des instants différents. Il s'ensuit un effet de démultiplication de vitesses légèrement inférieures à celle de la lumière : les intervalles de temps mesurant l'éloignement des deux sources apparaissent plus courts qu'ils ne le sont en réalité. 5 COSMOLOGIE Les radiogalaxies et les quasars peuvent être détectés à grande distance car ce sont des radiosources puissantes. Or les signaux provenant de radiosources éloignées mettent beaucoup de temps pour atteindre la Terre, c'est pourquoi les radioastronomes peuvent en fait voir l'Univers tel qu'il apparaissait il y a plus de 10 milliards d'années, voire plus loin encore, remontant dans le temps vers les origines de l'Univers, et ce fameux instant de l'explosion première, le big bang. Malheureusement, il est impossible de déterminer la distance d'une radiosource uniquement à partir des mesures de l'émission radio : on ne peut faire la distinction entre une source éloignée puissante et une source relativement proche et faible. La distance ne peut être déterminée que si la source est optiquement localisée avec une galaxie ou un quasar dont le décalage vers le rouge est mesurable. Cependant, des études sur la répartition statistique d'un éventail important de radiosources montrent que, lorsque l'Univers ne comptait que quelques milliards d'années d'existence, le nombre de radiosources intenses était beaucoup plus élevé et leurs dimensions inférieures. Voir cosmologie. Microsoft ® Encarta ® 2009. © 1993-2008 Microsoft Corporation. Tous droits réservés.
