Akademik

On peut aussi utiliser un plus petit nombre d’antennes mobiles sur une ou plusieurs voies ferrées. Si le nombre d’antennes est suffisant, on réalise l’équivalent des réseaux précédents, avec l’avantage que l’on peut changer à volonté le pouvoir de résolution en disposant les antennes de façon plus ou moins compacte. Si on combine des observations faites à des moments différents avec des dispositions différentes des antennes, on a l’équivalent de ce que l’on obtiendrait avec le nombre total combiné d’antennes, donc plus de sensibilité et de meilleures images. On se rapproche des conditions d’observation avec une antenne unique de diamètre égal à la longueur des bases: c’est ce qu’on appelle la synthèse d’ouverture .

Enfin, on peut utiliser un des instruments précédents en poursuivant avec chacune des antennes la région observée au cours de son mouvement apparent dû à la rotation de la Terre. La distance entre les antennes vue de la source varie au cours de la journée, et cela revient à déplacer les antennes comme dans le cas ci-dessus. C’est ce qu’on appelle la super-synthèse d’ouverture . Tous les grands interféromètres modernes, par exemple le Very Large Array, aux États-Unis, ou l’interféromètre millimétrique de l’Iram, en France, utilisent à la fois la synthèse et la supersynthèse d’ouverture. Ces instruments fournissent des images excellentes ^{[cf. RADIOSOURCES]} et supplantent les radiotélescopes à antenne unique. Il est vraisemblable que le radiotélescope de 100 mètres de diamètre de Green Bank, aux États-Unis, géré par le National Radio Astronomy Observatory (N.R.A.O.), sera le dernier grand radiotélescope de ce genre.

Interféromètres à très grandes bases

Dans les interféromètres précédents, les antennes sont reliées par des câbles de transmission ou par des guides d’onde qui amènent les deux signaux au récepteur, ce qui fait que la distance entre les antennes est limitée. On peut aussi assurer la liaison par un faisceau hertzien: on obtient alors des «bases» de quelques centaines de kilomètres. Pour éloigner encore les antennes, et ainsi améliorer le pouvoir séparateur, une technique d’observation avec deux antennes complètement indépendantes a été mise au point. Cette technique a été rendue possible par les progrès des enregistreurs magnétiques et des étalons de fréquence. Les signaux reçus par chaque antenne sont stockés séparément par deux enregistreurs magnétiques, en même temps qu’un signal de synchronisation provenant de deux horloges atomiques. Les temps indiqués par ces horloges, dont la stabilité dépasse 1 microseconde par jour, sont comparés avant et après les observations, ce qui permet de corriger d’éventuels petits décalages. Il suffit alors de «rejouer» les deux bandes magnétiques en additionnant et en synchronisant les enregistrements à l’aide des signaux des deux horloges.

On peut ainsi faire des mesures interférométriques entre deux antennes situées en des points quelconques du globe, à condition que les deux instruments puissent observer l’astre en même temps: la base est donc limitée au diamètre de la Terre, jusqu’à ce qu’on réalise une base interférométrique entre la Terre et la Lune, ou qu’on utilise des sondes spatiales.

Les interféromètres à très grandes bases permettent d’obtenir de véritables images des radiosources en combinant des observations simultanées avec plusieurs antennes réparties en différents points du globe. Il existe en Europe et aux États-Unis des réseaux spécialisés qui comportent une dizaine d’antennes de 25 mètres de diamètre environ. On parvient à obtenir des franges d’interférence à des longueurs d’onde aussi courtes que 3 millimètres, ce qui permet un pouvoir séparateur d’environ 50 millionièmes de seconde d’angle. À ces résolutions, la structure des quasars est très complexe et montre des éjections à des vitesses proches de celle de la lumière. Dans ce domaine, la radioastronomie a réalisé des performances très supérieures à l’astronomie optique, mais le retard sera sans doute un jour comblé grâce aux progrès de l’interférométrie dans le proche infrarouge puis en lumière visible.

Les récepteurs et la sensibilité des radiotélescopes

La sensibilité d’un radiotélescope est fonction de sa surface efficace et de la quantité minimale d’énergie détectable par le récepteur, quantité qui peut s’exprimer en unités de température si on utilise la formule de Rayleigh-Jeans (cf. Unités employées ). Cette température minimale est reliée à la température de système T ^s à la bande passante du récepteur B et au temps d’intégration 精 par la formule:

où k est une constante voisine de l’unité.

La température de système correspond à l’énergie reçue en provenance de toutes les sources autres que la source étudiée: rayonnement du sol dans les lobes secondaires de l’antenne, émissions de l’atmosphère terrestre, etc. La composante qui limite en général la sensibilité des radiotélescopes est le bruit propre du récepteur lui-même. Bien que les récepteurs radioastronomiques ne diffèrent pas, dans leur principe, des autres récepteurs radio, on s’attache donc par tous les moyens possibles à diminuer leur bruit propre. Des récepteurs dont la température de bruit est inférieure à 10 kelvins peuvent être construits sur ondes décimétriques et centimétriques. Des performances presque aussi bonnes sont atteintes en ondes millimétriques, et le domaine des récepteurs submillimétriques (surtout destinés à l’espace) est en pleine expansion. Par ailleurs, la formule précédente montre que l’on aura intérêt à utiliser des bandes passantes aussi larges que possible, et que la stabilité des récepteurs devra être particulièrement soignée pour permettre des temps d’intégration très longs.

3. Mécanismes d’émission

Le but de la radioastronomie, comme celui de l’astronomie en général, est de déterminer les conditions physiques existant à l’intérieur des sources de rayonnement (température, densité, champ magnétique, etc.), de manière à mieux comprendre les phénomènes qui s’y déroulent. Pour cela, il faut essentiellement comprendre, qualitativement et quantitativement, les mécanismes par lesquels les ondes radio y prennent naissance. Ces mécanismes sont nombreux, et la difficulté sera, après avoir déterminé par l’observation les caractéristiques d’une source, de préciser lequel d’entre eux intervient dans chaque cas particulier.

En ce qui concerne le rayonnement continu (sans fréquences privilégiées), les mécanismes d’émission des ondes radio sont, en général, très différents de ceux qui donnent naissance aux ondes lumineuses. Ces dernières proviennent surtout de milieux relativement denses. En revanche, ce sont les gaz dilués et fortement ionisés, appelés également «plasmas», qui constituent le plus souvent les sources d’ondes radio ^{[cf. PLASMAS]}.

Les mécanismes naturels d’émission d’ondes radio se groupent en deux types:

– Les émissions thermiques , dans lesquelles l’énergie rayonnée est empruntée à l’énergie d’agitation thermique des particules du milieu, surtout des électrons. Tous les corps solides, liquides et gazeux émettent ainsi des ondes radio. Si le corps émetteur est opaque aux ondes radio, sa surface émet en général en radio comme un corps noir s’il n’est pas réfléchissant (métal), et l’intensité du rayonnement est donnée par la loi de Planck (cf. Émission thermique des solides et des gaz ). Si le corps n’est pas opaque (c’est souvent le cas des gaz interstellaires), l’intensité du rayonnement est inférieure à celle qui est donnée par cette formule. Dans le cas des gaz ionisés, le rayonnement est physiquement produit par les électrons libres du milieu lors de leur interaction avec le champ électrique des ions qu’ils rencontrent.

– Les émissions non thermiques , dans lesquelles l’énergie provient d’une autre source qui est soit l’énergie de certains électrons, accélérés au préalable jusqu’à des vitesses voisines de celle de la lumière (électrons «suprathermiques» et relativistes; cf. Émissions de freinage magnétique [gyromagnétique et synchrotron] ), soit l’énergie cinétique contenue dans un jet d’électrons, soit encore l’énergie cinétique d’ensembles d’électrons oscillant dans le plasma. Dans ces cas, l’énergie rayonnée sous forme d’ondes n’est plus limitée par la température de la source mais par la source de l’énergie: elle peut donc être beaucoup plus grande. Les émissions non thermiques sont particulièrement intéressantes à observer, car elles renseignent sur les sources de l’énergie elles-mêmes, telles que particules de haute énergie, jets de matière, oscillations de plasma, par exemple.

Émission thermique des solides et des gaz

Un corps solide porté à une température T (mesurée en kelvins) émet un rayonnement électromagnétique dont l’intensité est donnée par la loi de Planck (émission dite du corps noir , cf. THERMODYNAMIQUE):

formule dans laquelle h et k sont les constantes de Planck et de Boltzmann, c la vitesse de la lumière et T la température de la source.

Dans le domaine radio, on a presque toujours hf 廉 kT , et la formule de Planck peut prendre la forme simplifiée (celle de Rayleigh-Jeans) déjà citée:

Le rayonnement thermique est maximal en infrarouge pour les températures généralement rencontrées dans l’Univers, mais son intensité dans le domaine radio n’est pas négligeable. Si l’on connaît les dimensions de la source, il est possible, en inversant la formule précédente, de déduire du flux reçu la température du corps émissif. On a ainsi mesuré la température de la Lune et des planètes. Les valeurs trouvées sont généralement différentes des valeurs déterminées à partir des mesures du rayonnement infrarouge émis par ces corps célestes, car les ondes peuvent provenir de régions différentes des infrarouges. Par exemple, la radioastronomie attribue à Vénus une température de 600 kelvins, nettement supérieure à celle que fournit l’observation infrarouge (225 K). Cela a permis de découvrir que la température de la surface de cette planète, cachée à l’observation optique par une épaisse couche de nuages, est beaucoup plus chaude qu’on ne le prévoyait. Cette température élevée est due à un effet de serre provoqué par la présence de l’atmosphère, qui bloque le rayonnement infrarouge de la planète et provoque une accumulation de chaleur au voisinage de la surface. En revanche, la mesure du rayonnement infrarouge ne permet d’observer que la surface de la couche nuageuse, qui est effectivement à une température beaucoup plus basse. Ces résultats ont été confirmés ultérieurement par l’exploration in situ de Vénus ^{[cf. VÉNUS]}.

Dans les gaz rencontrés en astronomie, surtout constitués d’hydrogène plus ou moins ionisé, le rayonnement des électrons, quand ils passent au voisinage des protons (ions H⁺), sera le plus important. Le rayonnement dû à cette interaction électron-proton est appelé émission free-free (cf. RADIO- SOURCES).

La formule de Planck et celle de Rayleigh-Jeans s’appliquent également au rayonnement d’un gaz ionisé et chaud. Il faut alors tenir compte de l’épaisseur optique du gaz, qui dépend de la température et de la densité.

Une grande partie de la matière dans l’Univers se présentant sous forme de gaz, les exemples d’émission thermique sont nombreux. La couronne solaire est un gaz dont la température est de l’ordre de 1 million de degrés, et son émission radio est intense dans toute la gamme des ondes de longueur comprise entre quelques millimètres et plusieurs mètres. L’étude de cette émission pour différentes longueurs d’onde permet de déterminer la température et la densité à différentes altitudes au-dessus de la photosphère.

Les étoiles émettent certainement un rayonnement thermique analogue à celui du Soleil, mais ce rayonnement est trop faible pour être détecté. En revanche, le gaz interstellaire, quoique beaucoup plus dilué, émet un rayonnement parfaitement décelable, à cause de l’épaisseur et des dimensions considérables des régions émissives.

Enfin, une émission thermique a été découverte en provenance de toutes les directions du ciel. Elle correspond à une température très faible (2,735 K), et on l’interprète comme étant un résidu de la température extrêmement élevée qui devait régner dans l’Univers lorsqu’il était dans un état beaucoup plus condensé. La découverte de cette température résiduelle est d’une importance considérable pour la cosmologie.

Émissions de freinage magnétique (gyromagnétique et synchrotron)

Quand un électron se déplace dans un champ magnétique, en l’absence de collisions sur les ions, il décrit une trajectoire hélicoïdale autour des lignes de force du champ en émettant un rayonnement dont la fréquence, connue sous le nom de fréquence cyclotron , ou fréquence de Larmor , ne dépend que de l’intensité H du champ:

e et m étant respectivement la charge et la masse de l’électron. Cette formule est valable dans le cas des électrons de faible énergie, comme ceux dont le mouvement correspond uniquement à l’agitation thermique. Le rayonnement est alors peu intense, et on montre que, généralement, il ne peut se propager dans le milieu où il est émis, ni par suite être rayonné dans l’espace.

En revanche, quand l’énergie, c’est-à-dire la vitesse v des électrons, augmente à la suite d’une accélération par un processus quelconque (on parle alors d’électrons suprathermiques), la fréquence de Larmor devient:

c étant la vitesse de la lumière, et, ce qui est plus important, il apparaît une émission sur les harmoniques nf ^H de la fréquence de Larmor, qui se propage sans encombre jusqu’à la Terre.

Ce rayonnement se fait donc sur fréquences discrètes, l’intensité émise sur chaque harmonique dépendant de l’ordre de cet harmonique et de la vitesse de l’électron: plus cette vitesse est grande, plus l’ordre des harmoniques émis est élevé. Les formules donnant l’intensité de ce rayonnement (connu sous le nom de rayonnement gyromagnétique ) ne sont pas simples. Un cas très intéressant est celui des électrons relativistes, dont la vitesse est voisine de celle de la lumière: l’énergie cinétique est supérieure à l’énergie au repos W ⁰ = (1/2)mc ². Leur rayonnement, appelé rayonnement synchrotron (d’après le nom des accélérateurs dans lesquels il fut d’abord mis en évidence), émet des ondes polarisées ^{[cf. RADIOSOURCES]}, et est décrit par des formules plus simples. L’ordre des harmoniques émis est alors tellement élevé que le spectre est continu, avec un maximum situé au voisinage de la fréquence:

dans laquelle f ^m est exprimée en mégahertz, E en électronvolts et H en teslas.

La puissance totale émise par un électron est:

et peut atteindre des valeurs très élevées: le rayonnement synchrotron est un mécanisme particulièrement efficace pour la génération d’ondes radio.

Les rayonnements gyromagnétique et synchrotron se manifestent dans de nombreux astres. Ils rendent compte de certains grands sursauts solaires accompagnant les éruptions chromosphériques (sursauts de type IV, cf. SOLEIL), du rayonnement du milieu interstellaire sur basses fréquences et de l’émission de la plupart des radiosources, depuis les restes de supernovae jusqu’aux quasars.

L’intérêt de l’émission gyromagnétique, et surtout de l’émission synchrotron, est de permettre l’étude des électrons de grande énergie dans l’Univers, qui sont une des composantes des rayons cosmiques. On a vérifié, grâce à leur détection par les sondes spatiales, que ces rayons comprenaient, en plus de protons et d’ions plus lourds, une certaine quantité d’électrons (cf. rayons COSMIQUES). L’observation du rayonnement synchrotron des radiosources permet l’étude de cette composante électronique dans des régions très éloignées, où la détection in situ sera toujours impossible. La radioastronomie apporte, en particulier, des informations de première importance sur l’origine des rayons cosmiques. La découverte de sources intenses d’émission synchrotron, par exemple dans le Soleil au moment des éruptions ou dans les enveloppes gazeuses éjectées au moment de l’explosion des supernovae, montre que ces sources sont capables d’accélérer des électrons et donc très probablement des protons et d’autres noyaux jusqu’à des vitesses voisines de celle de la lumière. De même, les radiosources extragalactiques seraient des sources importantes de rayons cosmiques.

Les oscillations de plasma

À côté de l’effet synchrotron, où les électrons émettent d’une manière incohérente, existe une émission intense à partir d’électrons de faible énergie, si ceux-ci ont un mouvement d’ensemble périodique analogue aux courants électriques produits sur une antenne émettrice. C’est le cas, en particulier, des oscillations de plasma, qui peuvent être provoquées par le passage, dans un gaz ionisé, d’un jet de particules, électrons ou protons. Ce mécanisme, qualitativement bien connu, se prête cependant assez difficilement à une théorie quantitative.

Si un jet d’électrons entre dans un plasma, il provoque la formation d’ondes de charges d’espace (ou ondes de plasma), dans lesquelles les électrons se déplacent parallèlement à la direction de propagation de l’onde (ondes dites longitudinales ). Ces ondes sont excitées à la fréquence de résonance du plasma, qui ne dépend que de sa densité N ^e:

Elles ne peuvent se propager loin dans un milieu de densité variable, mais se transforment, sous certaines conditions, en ondes électromagnétiques ayant la même fréquence f ^p ou la fréquence harmonique 2 f ^p. Ce sont ces dernières ondes que l’on pourra recevoir sur Terre.

Ce mécanisme d’émission fait appel à un phénomène de résonance du plasma et donnera donc des émissions à spectre étroit. Il est particulièrement important pour expliquer les sursauts solaires sur ondes métriques et décamétriques, et il permet d’interpréter tous les sursauts à dérive de fréquence, généralement peu durables, à spectre étroit, apparaissant d’abord sur les hautes fréquences et dérivant plus ou moins rapidement vers les basses fréquences. C’est ce que l’on doit attendre d’une perturbation montant dans la couronne (gaz qui entoure la chromosphère, composé essentiellement d’hydrogène ionisé) et excitant à chaque instant l’émission d’ondes à une fréquence égale à la fréquence propre du plasma à l’altitude où elle se rencontre, c’est-à-dire à une fréquence décroissante avec le temps puisque la densité coronale diminue quand on s’éloigne du Soleil.

L’étude de ces sursauts permet donc de déterminer ces perturbations – jets de particules ou ondes de choc –, qui sont impossibles à observer dans le domaine visible.

Il est très probable que les émissions intenses en provenance de Jupiter sur ondes décamétriques soient aussi dues à des oscillations de plasma, mais le détail du mécanisme de ces émissions n’est pas encore tout à fait compris. Il en est de même de celui de plusieurs autres sursauts solaires: l’inventaire des nombreuses instabilités qui peuvent, dans un plasma, conduire à l’émission d’ondes radio n’est pas encore terminé.

Enfin, le rayonnement radio des pulsars est vraisemblablement produit par l’effet collectif d’électrons de haute énergie, et présente donc des similitudes avec ce rayonnement de plasma.

Le spectre de raies en radioastronomie

Le spectre de raies est considérablement plus riche dans le domaine radio que dans le domaine visible. Les ondes radio correspondent à des transitions de très faible énergie qui seront soit des transitions entre états très excités des atomes, soit des transitions de structure hyperfine des atomes, soit enfin des transitions moléculaires.

L’émission des états excités de l’hydrogène, entre les niveaux quantiques 50 et 200 environ, est détectable en radioastronomie, ainsi que les raies correspondantes de l’hélium et du carbone. La raie de l’hydrogène neutre, sur 21 centimètres de longueur d’onde (soit 1 420,405 6 MHz), la première qui fût détectée en radioastronomie et dont l’étude a bouleversé nos idées sur la structure de la Galaxie, est due à une transition entre deux états de la structure hyperfine de l’atome dans son état fondamental: elle correspond au changement de sens du spin de l’électron par rapport à celui du proton.

L’observation du spectre de raies apporte des informations très importantes à plusieurs points de vue. Tout d’abord, elle permet l’étude du mouvement des sources. Si le gaz émetteur a une vitesse v par rapport à l’observateur, la fréquence de la raie sera déplacée par effet Doppler-Fizeau d’une quantité 益 = 益 練 (v/c ) par rapport à la fréquence du gaz au repos. La résolution spectrale des récepteurs radio étant très supérieure à celle des instruments optiques, il sera possible de mesurer des vitesses avec une précision meilleure que quelques dixièmes de kilomètre par seconde.

L’intérêt principal des raies spectrales est qu’elles sont caractéristiques d’atomes et de molécules bien déterminées. C’est par l’étude de leurs raies dans le domaine des ondes millimétriques et centimétriques qu’on a pu établir l’existence, dans le milieu interstellaire et dans les enveloppes étendues d’étoiles froides géantes, de près d’une centaine de molécules différentes (fig. 2): auparavant, le nombre de molécules connues dans ces sources, grâce aux observations dans les domaines visible et ultraviolet, se comptait sur les doigts d’une main. Depuis la découverte, en 1963, de la première molécule observable en radio, la molécule OH, cette partie de la radioastronomie a connu un développement extraordinaire, surtout à partir de la mise en service des premiers récepteurs performants en ondes millimétriques, en 1970. Les molécules détectées vont des plus simples, comme OH, H²O, NH³, jusqu’à des molécules relativement complexes pouvant avoir jusqu’à onze atomes. La plupart des molécules rencontrées dans le milieu interstellaire sont très difficiles à fabriquer et à conserver dans les conditions du laboratoire: en fait, les conditions physiques qui règnent dans le milieu interstellaire, en particulier sa très faible densité, sont très différentes des conditions que l’on peut réaliser au laboratoire, si bien que la chimie dans ce milieu est très particulière. Elle présente l’intérêt de mettre bien en évidence les processus élémentaires de la physico-chimie, et, à ce titre, son importance dépasse notablement l’astrophysique. Il est possible que certaines molécules complexes, qui sont les éléments de base de la matière vivante (les acides aminés), puissent être naturellement synthétisées dans le milieu interstellaire; mais leur mise en évidence directe par la spectroscopie en ondes radio sera extrêmement difficile et peut-être impossible en raison de la complexité de leur spectre de raies et de la confusion qui règne dans le spectre des nuages émetteurs (les observations montrent une quantité innombrable de raies qui se chevauchent les unes les autres). Enfin, l’étude de l’intensité et de la forme des raies des molécules interstellaires permet d’obtenir des renseignements précieux sur les conditions physiques qui règnent dans les sources de leur émission. L’intensité émise dépend en effet du mécanisme d’excitation de l’état d’énergie supérieur de l’atome ou de la molécule. Si cette excitation est due aux collisions avec les autres particules du milieu, on peut en déduire la température. La densité du milieu émissif peut aussi être déterminée dans certains cas. C’est ainsi qu’on a découvert que la plupart des molécules interstellaires se trouvent dans des nuages optiquement invisibles car opaques, relativement froids et denses, que l’on nomme nuages moléculaires . Ces nuages sont les lieux où se forment les étoiles, et l’étude détaillée des raies qu’ils émettent jointe à des observations dans l’infrarouge permet de voir à l’œuvre la naissance des étoiles. Si nous n’en comprenons pas encore bien les détails, les grandes lignes sont connues, et c’est un des domaines de la recherche astronomique les plus actifs.

Certaines molécules (OH, H²O, SiO, alcool méthylique HCH²OH, etc.) produisent des émissions masers naturelles qui correspondent à des raies très intenses, étroites et variables au cours du temps. Les sources masers sont liées aux processus de formation d’étoiles d’une manière que nous ne comprenons pas encore bien. Les enveloppes de certaines étoiles géantes froides produisent aussi des émissions masers, celles-ci mieux comprises, qui apportent des informations très importantes sur leur physique.

4. Radioastronomie et astronomie optique

L’étude de l’origine même des ondes radio a apporté de nombreux résultats nouveaux à l’astronomie. Ces ondes, intéressantes en elles-mêmes, permettent d’observer des phénomènes invisibles, notamment certaines régions de l’Univers qui ont un rayonnement négligeable dans les autres domaines. L’interprétation du rayonnement radio permet aussi d’aborder le problème des rayons cosmiques et des mouvements de matière dans l’Univers.

La radioastronomie présente un autre intérêt qu’il ne faut pas sous-estimer. L’opticien astronome est, en effet, gêné dans ses recherches par la multitude des astres qui s’offrent à son investigation. Les grands télescopes optiques sont rares et, les temps de pose étant longs, ils ne peuvent être pointés que sur quelques centaines d’astres par an. Le choix de ceux-ci est donc d’une importance considérable.

La radioastronomie peut aider à faire ce choix, car, à côté de l’intérêt propre des ondes radio, la détection d’une émission intense en provenance d’un astre indique que ce dernier possède des propriétés particulières et qu’il est très probablement intéressant à étudier dans tous les domaines. De nombreux exemples peuvent être donnés de cette influence de la radioastronomie sur les recherches optiques.

Jusqu’à la découverte des radiosources intenses, comme Cassiopeia A, Puppis A, personne n’avait prêté beaucoup d’attention à de petites nébuleuses filamenteuses visibles dans certaines régions du ciel. Or une étude plus poussée, dans les domaines radio et visible, révéla qu’il s’agissait d’enveloppes gazeuses en expansion éjectées au moment d’explosions de supernovae (qui ont pu avoir lieu il y a des milliers ou des dizaines de milliers d’années), qui constituent une source importante de rayons cosmiques dans l’Univers.

Les quasars ont aussi été découverts grâce à leur rayonnement radio. Ils se présentent sur les clichés des grands télescopes optiques comme de simples étoiles. Mais une étude plus détaillée de leur spectre, après la découverte de leur rayonnement radio, montra qu’il s’agissait de galaxies dont l’éloignement était bien supérieur à celui de toutes les galaxies connues jusqu’alors ^{[cf. QUASARS]}. Bien que la nature du rayonnement radio des quasars soit en elle-même un problème passionnant, l’application de l’étude de ces objets célestes aux problèmes de l’origine et de l’évolution de l’Univers n’est possible que par leur observation optique, en particulier la détermination du déplacement vers le rouge de leur spectre (effet Doppler-Fizeau). La radioastronomie permet seule de détecter facilement les pulsars – étoiles à neutrons en rotation rapide –, qui sont très difficiles à observer dans le domaine optique.

Ainsi, la radioastronomie ne doit pas être tenue pour une science à part, mais pour une technique de l’astronomie (plus précisément de l’astrophysique) qui doit être utilisée conjointement aux méthodes classiques.

5. Radarastronomie

En 1946, le Hongrois Z. Bay obtenait pour la première fois un écho radar sur la Lune. Cette date marque le début de la radarastronomie, qui consiste à utiliser la technique du radar pour l’étude des astres. Contrairement à la radioastronomie, qui étudie les ondes émises par les astres eux-mêmes, la radarastronomie emploie des émetteurs situés sur Terre. Les ondes radio sont envoyées en direction d’un objet, et l’étude des caractéristiques de l’écho obtenu renseigne sur la nature de la surface réfléchissante, sa distance, ses mouvements.

La puissance nécessaire pour obtenir un écho radar étant proportionnelle à la quatrième puissance de la distance de l’émetteur à la cible ^{[cf. RADAR]}, l’obtention d’un écho sur les astres nécessite des puissances considérables. C’est la raison pour laquelle, à l’heure actuelle, la radarastronomie est limitée à l’étude du système solaire. Ainsi des échos ont été enregistrés en provenance de la Lune, de planètes, de satellites naturels, d’astéroïdes, du Soleil. Par ailleurs, les échos obtenus sur les traînées météoriques dans la haute atmosphère terrestre apportent de nombreux renseignements sur l’origine des météorites et de la matière qui les constitue.

Les radiotélescopes sont utilisables en radarastronomie, à condition d’être équipés d’un émetteur puissant. La technique employée est celle des radars terrestres: des impulsions sur fréquence radio sont envoyées en direction de la cible, et le délai écoulé entre la transmission et le retour de l’écho permet de calculer la distance de l’astre, tandis que le changement de sa fréquence par effet Doppler-Fizeau renseigne sur ses mouvements. De plus, les autres caractéristiques de l’écho (intensité et polarisation) donnent des indications sur la nature de la surface réfléchissante.

Mesure des distances dans le système solaire

Le délai entre l’émission d’une impulsion et la détection de son écho détermine la durée du trajet, aller et retour, de l’onde radio entre la Terre et l’astre étudié. Si l’onde se propageait dans le vide, il serait facile d’en déduire avec une grande précision la distance de l’astre. En pratique, le milieu interplanétaire n’est pas un vide parfait, et les ondes s’y propagent avec une vitesse qui dépend de la densité, encore mal connue, du gaz traversé; cette vitesse est inférieure à celle de la lumière dans le vide. Une autre cause d’erreur provient de ce que l’écho est souvent déformé et qu’il est difficile de définir exactement l’instant où l’onde touche la surface. Enfin, la précision est également limitée par la précision avec laquelle est connue la vitesse de la lumière.

Quoi qu’il en soit, les méthodes de la radarastronomie sont beaucoup plus précises (excepté dans le cas de la Lune) que les méthodes optiques de mesure de distance, et la détermination de l’unité astronomique (distance moyenne de la Terre au Soleil) a pu être réalisée avec trois chiffres significatifs supplémentaires. De même, les grandeurs caractéristiques des orbites de Mercure, de Vénus et de Mars ont pu être considérablement précisées.

Vitesse de rotation des planètes

La mesure de la vitesse de rotation des planètes sur elles-mêmes et de la libration de la Lune résulte de l’interprétation du spectre Doppler-Fizeau des échos radars. Ces mesures, en optique, nécessitent de longues et difficiles observations de petites structures visibles à la surface des planètes et de leur mouvement. Les mesures sont peu précises à cause de l’éloignement des planètes et de la variation d’éclairement par le Soleil suivant leur position.

Dans le cas de Vénus, la radarastronomie est l’unique technique qui a permis de déterminer la rotation de la planète elle-même, car seule la couche nuageuse entourant la planète peut être observée en optique (et il n’y avait aucune raison d’admettre qu’elle tourne avec la même vitesse que la surface; cf. VÉNUS). De même, dans le cas de Mercure, les mesures radars ont donné des résultats beaucoup plus précis que les mesures optiques, cette planète étant difficile à observer en raison de sa faible distance au Soleil. La période de rotation qui a été trouvée est bien plus rapide (59 jours) que celle qui fut longtemps admise (88 jours; cf. MERCURE [planète]).

Nature des surfaces réfléchissantes

Il est possible d’utiliser les radars pour établir de véritables cartes de la Lune et des planètes. Les précisions obtenues sont comparables à celles des cartes optiques. De plus, les ondes radio ont l’avantage de pouvoir traverser la couche nuageuse de Vénus, ce qui permet d’étudier le relief de la planète, étude impossible en optique.

Enfin, des caractéristiques de l’écho (forme, intensité, polarisation, par exemple) il est possible de déduire des informations sur la nature de la surface réfléchissante. Les premières recherches dans ce domaine ont été effectuées sur la Lune, dont on obtient des échos sur toutes les longueurs d’onde entre 8 millimètres et 15 mètres. On mesure ainsi, en fonction de la longueur d’onde utilisée, le coefficient de réflectivité et la constante diélectrique du sol lunaire.

On a aussi obtenu par réflexion des échos sur le Soleil en employant des ondes à basse fréquence (les ondes de fréquences supérieures à 50 mégahertz sont absorbées par la couronne solaire avant d’être réfléchies). Ces échos proviennent de masses de gaz montant dans la couronne et qui sont probablement éjectées par les centres d’activité. Il en résulte que l’intensité des échos et leur décalage Doppler-Fizeau sont très variables d’un jour à l’autre.

• 1953; de radio- et astronomie

n. f. ASTRO Branche de l'astronomie consacrée à l'étude des ondes radioélectriques émises par les astres.

⇒RADIOASTRONOMIE, subst. fém.

ASTRON. Branche de l'astronomie qui se consacre à l'étude des rayonnements électromagnétiques émis par les corps célestes (ou radiosources). Dans une perspective lointaine, il est probable que la découverte des radiosources extra-galactiques restera la contribution essentielle de la radioastronomie à notre connaissance de l'univers, et de très nombreux radioastronomes se sont penchés sur les problèmes extrêmement difficiles posés par leur étude (Hist. gén. sc., t. 3, vol. 2, 1964, p. 602).

REM. 1. Radioastronome, subst. masc. Spécialiste en radioastronomie. V. ex. supra. 2. Radioastronomique, adj. Qui se fait dans le cadre de la radioastronomie, au moyen des ondes électromagnétiques. Il appartint à Karl G. Jansky, ingénieur aux laboratoires des Bell Telephone, de faire la première observation radioastronomique (Hist. gén. sc., t. 3, vol. 2, 1964, p. 597).

Prononc.:[]. Étymol. et Hist. 1953 (Lar. 20^e Suppl.). Formé de l'élém. radio-² et de astronomie; l'angl. radioastronomy est att. dep. 1948 (v. NED Suppl.²). Bbg. STEINBERG (J.), LEQUEUX (J.). Radioastronomie. Paris, 1960, pp. 1-6.

radioastronomie [ʀadjoastʀɔnɔmi] n. f.