radioastronomie - astronomie.
Publié le 24/04/2013
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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 transmettredirectement les signaux de chaque antenne en un lieu de traitement commun : les signaux captés par chaque antenne sont donc enregistrés, puis expédiés vers un centrede traitement informatique.
Cette technique d'interférométrie à très large base (VLBI, pour Very Long Baseline Interferometry) requiert l'utilisation d'horloges atomiquespour 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 (VeryLong 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 frontièrecanadienne 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 derésolution 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 uneautre 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 peutencore 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 surfacevisible, 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 supérieuresproviennent de l'atmosphère supérieure, beaucoup plus chaude mais optiquement invisible, et dont les températures sont proches de 1 000 000 °C.
Outre l'émission dechaleur, on assiste à de nombreuses tempêtes et éruptions non thermiques, surtout pendant les périodes de forte activité dans les taches solaires ; l'intensité des émissionsradioélectriques 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 cesémissions semble nettement influencée par la position de Io, satellite de Jupiter.
De plus, Jupiter est entourée de larges ceintures de radiation, responsables derayonnements 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 deces émissions enregistrées par les instruments embarqués à bord de sondes spatiales, on a pu déduire des informations sur les conditions météorologiques ainsi que surd'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 dansle faible champ magnétique galactique.
On peut également observer l'émission discrète à 21 cm de l'hydrogène neutre partout dans la Galaxie.
Les modifications mineuresdécalant 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'observationde 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 laGalaxie.
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 spectreélectromagnétique.
Outre le fond de rayonnement diffus, de nombreuses radiosources discrètes existent dans la Galaxie.
Parmi ces sources discrètes figurent des restes de supernovae, desétoiles 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 sontpiégés 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 derayonner 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 autrecatégorie 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 àl'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 (NH 3), 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, commele cyanodécapentayne (HC 11N).
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, serépétant 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'abordrepérés 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 etgamma.
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'unevingtaine 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 cetteénergie 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 descentaines 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 fontpartie 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'énergietotale résultant de la combustion nucléaire d'une galaxie entière.
L'origine de cette énergie et la nature de son processus de conversion en émission radioélectriquedemeurent l'un des thèmes majeurs de recherche en astrophysique..
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