Histoire de la radioastronomie

par Georges Bouderand

Pourquoi cette histoire :

Radio télescope solaire situé dans le parc de l'Observatoire à Toulouse ( document année 1965, Robert Futauly)

Il y a une dizaine année, alors à la retraite et de retour sur Toulouse, je me suis dit que c'était le moment de reprendre goût à l'astronomie.Je me suis donc inscrit dans une association, la S.A.P., située à Jolimont dans le parc de l'ancien Observatoire de Toulouse. Le cadre est vraiment magnifique et la présence des anciens instuments ( La Carte du Ciel, le T83 et surtout la Méridienne ) témoigne de toute l'histoire de l'astronomie toulousaine.
Il y a aussi au fond du parc une vieille antenne, dont peu de gens connaissent l'existence et le passé.

C'est de là que démarre mon envie de mieux connaître la radioastronomie. Afin de m'initier à cette discipline je me suis plongé dans les livres. J'ai tout de suite été passionné par le sujet.

A cette époque Michel Bonavitacola était le Président de la S.A.P., il y avait aussi, Robert Futauly, astronome professionnel à l'Observatoire de Midi-Pyrénées, (parti malheureusement trop tôt). Je leur ait demandé s'il était possible de remettre l'antenne en état.
Leur réponse a été : "Tout est possible s'il y a une bonne volonté".

J'ai ensuite contacté l'Observatoire de Toulouse pour rencontrer les astronomes qui ont travaillé sur cette antenne. Malheureusement elle n'avait pas été utilisée depuis 1969 et il n'y avait plus de personnel pour me renseigner sur cet instrument. E. Davoust astronome et historien à l'Observatoire Midi-Pyrénées m'a conseillé de me rendre à l'Observatoire de Bordeaux, vu qu'ils ont aussi un radiotélescope solaire.

Un nouvel adhérent, spécialiste des antennes (François Courtay) eut la gentillesse de m'accompagner pour un entretien avec les radioastronomes de l'Observatoire de Bordeaux Floirac. Ce fut une journée très riche.

L'été suivant, afin d'approfondir mes connaissances je me suis inscrit au stage de radioastronomie du festival de Haute-Maurienne en Savoie.
Le cours était passionnant et très complet. J'eus la chance d'avoir un animateur fantastique, qui est devenu un ami depuis : Bertrand Flouret, responsable technique du radiohéliographe de l'Observatoire de Nancay.

Depuis je me suis rendu plusieurs fois à l'Observatoire radioastronomique de Nancay et la passion ne m'a plus quitté.

Je crois même qu'elle ne me quittera jamais...

J'ai écrit cette histoire sur la radioastronomie pour communiquer ma passion, en espérant que beaucoup d'autres astronomes amateurs s'y intéresseront.

Le miroir de surface plane et inclinable du Grand Télescope de Nançay, au premier plan le cornet ( photo de M. Bonavicola)

PREMIERE PARTIE :

Premières réflexions sur le Soleil, la lumière, le magnétisme et le l'électromagnétisme :

La Radioastronomie prend son véritable essor en 1945, à la fin de la guerre, par la démobilisation de plusieurs milliers de techniciens, ingénieurs en radio et radaristes.

Mais pour bien comprendre cette nouvelle discipline de l'astronomie, il est bon de connaître le cheminement réalisé à travers les siècles pour expliquer l'origine des différents phénomènes : des premières intuitions de l'Antiquité aux diverses hypothèses qui ont permis d'établir les théories sur la nature de la lumière.

Dans l'Antiquité le Soleil est considéré comme une divinité, il est Mirtha chez les Perses, Râ en Egypte, Hélios en Grèce ; il est le roi du monde qui répand sur la Terre son averse de feu ; il est l'astre bienfaisant qui régit l'Univers.

Le Dieu Râ

1) Le Soleil :

Le Soleil va ensuite être étudié plus scientifiquement. Les savants veulent connaître comment il fonctionne et plusieurs questions sont posées ;

· Pourquoi le Soleil brille-t-il ? Pourquoi chauffe-t-il ?
· Comment la lumière arrive-t-elle sur Terre ? Quelle est sa vitesse ?
· Qu'est ce que le magnétisme ?

C'est ainsi que plusieurs hypothèses verront le jour.

Dans un premier temps pensant que le Soleil et la Terre sont régis par les mêmes mécanismes, on se penche tour à tour, sur la combustion thermique, la contraction du gaz et la radioactivité. Mais toutes ces hypothèses s'avèrent rapidement fausses.
En effet, une simple combustion donnerait au Soleil une durée de vie assez courte : 5 à 6000 ans tout au plus. La contraction des gaz, imaginée par le physicien allemand Von Helmotz, ne pourrait pas non plus alimenter le cœur du soleil pendant très longtemps : 20 à 25 millions d'années d'après les calculs de Lord Kelvin. Quant à la radioactivité, les recherches sur le spectre solaire montrent que la présence de radioéléments lourds est trop faible permettre un rayonnement.

Hans Bethe

Il faut alors chercher une autre piste. C'est le physicien américain d'origine allemande Hans Bethe qui la trouve en 1939 en travaillant sur la transmutation nucléaire.
Il publie la liste des éléments et des réactions possibles et détaille chaque cas. Il conclut qu'il reste deux éléments convenables, le carbone et l'azote, qui forment la chaîne dénommée "Cycle de Bethe" : l'hydrogène se transforme tout entier en hélium et lorsqu'il n'existe plus de particule susceptible de provoquer des transmutations, l'étoile va vers sa mort. Le carbone 12 et l'azote 14, eux, ne s'usent pas et se régénèrent indéfiniment. Il suffit donc d'une faible quantité pour alimenter le système. C'est la transformation partielle de la masse en énergie : l'hydrogène se transforme d'abord en deutérium pour finir en hélium. La différence de masse entre le noyau d'hydrogène et celui de l'hélium se transforme en énergie sous forme de photons gamma, ce qui amène la luminosité du Soleil.

Cycle de Bethe

C'est ce qu'on appelle le système thermonucléaire.

2) La lumière :

La recherche sur la nature de la lumière est très ancienne. En effet, le philosophe grec Démocrite (vers 460/370 av. J.C), ainsi que le philosophe et poète latin Lucrèce (98/55 av. J.C), sont les premiers à étudier la lumière. Démocrite n'écrit-il pas que la nature est composée d'atomes dont les mouvements sont régis de façon mécaniste ? et Lucrèce, que la lumière émet des simulations s'élançant dans l'air, en reproduisant les objets extérieurs sous des grandeurs proportionnellement réduites ?

En 1630, la loi sur la réflexion et la réfraction de la lumière, énoncée par le mathématicien français René Descarte, définit l'idée que la lumière est une succession de particules matérielles qui se réfléchissent sur une surface tout en conservant leurs angles d'incidence. Cette théorie va convaincre tous les physiciens, dont l'anglais Issac Newton, qui, en 1665 confirme l'hypothèse, émise quelques années plus tôt par Descarte,de l'existence du spectre de la lumière visible. Il place un prisme entre un rayon de soleil passant par un trou de son volet et une feuille blanche, il découvre la succession des couleurs qui forment l'arc-en-ciel (violet, indigo, bleu, vert, jaune, orange et rouge).

En 1878 le Hollandais Christian Huygens, dans son Traité de la Lumière, invoque une nouvelle explication : aucune entité matérielle ne pouvant se dissimuler, la lumière ne peut être qu'une onde.

Albert Einstein

Albert Einstein, physicien allemand, découvre en 1905 la particule de lumière, appelée plus tard "photon".

Les photons sont des grains de rayonnement qui transportent l'énergie et l'impulsion. Leurs caractéristiques physiques, masse nulle et charge électrique nulle, sont les mêmes pour tous dans tout le domaine du spectre de la lumière. Seule la fréquence, qui est reliée à l'énergie, permet de les distinguer. Le photon peut passer d'une couleur visible à une couleur invisible et inversement, à condition que son énergie varie sous l'effet d'une interaction avec un autre photon, un électron ou un champ magnétique.

En 1808, le physicien anglais Thomas Young, démontre la nature ondulatoire de la lumière. Il examine le résultat d'un faisceau lumineux passant à travers deux fentes étroites et parallèles percées dans un diaphragme opaque : le système devient alternativement sombre et brillant. Cette constatation confirme aussi l'existence d'une interférence sur l'onde, prédite en 1901 par l'astronome anglais Sir William Herschel lors de ses travaux concernant les effets thermiques du rayonnement infrarouge.

En 1923, le physicien américain Arthur Compton, découvre que le photon interagit avec l'électron au repos : le photon cède de l'énergie à l'électron en le mettant en mouvement. Cette expérience nommée "Effet Compton" permet de vérifier par la suite la théorie de la mécanique ondulatoire.

Dans cette même année, le physicien français Louis de Broglie, émet l'idée qu'il faut admettre l'existence d'une dualité d'aspect onde-corpuscule, aussi bien pour les l'électrons que pour les photons. Mais pour le physicien danois Niel Bohr, la dualité est alternée, tantôt onde, tantôt particule.

En 1951, Louis de Broglie met fin à la controverse avec sa théorie de la double solution. Il établit une relation selon laquelle les particules matérielles présentent un caractère ondulatoire : si la longueur

Louis de Broglie

d'onde est plus petite que l'obstacle rencontré, elle se comporte comme une particule ; dans le cas contraire, elle se diffracte et devient une onde. Particule et onde sont associées pour donner l'image de la matière sous son triple aspect : énergie, masse et onde.

La vitesse de la lumière fait aussi l'objet de multiples études.

Dès l'Antiquité, les savants se demandent si la lumière se propage instantanément et si elle est infinie.

Le mathématicien grec Euclide (322/285 av. J.C), le physicien Erone (premier siècle après J.C) et le mathématicien arabe Al Hassan (945/1039), font simplement l'hypothèse d'une vitesse très grande.

En 1610, l'astronome italien Galilée, tente une mesure par échos en envoyant un signal lumineux à un assistant - placé à une distance donnée - qui doit aussitôt lui renvoyer un signal. La durée écoulée entre l'envoi du signal et la réception du retour du signal doit donner le temps mis par la lumière pour parcourir deux fois la distance, plus le temps de réaction ; malheureusement la distance étant trop courte, l'expérience se solde par un échec.

A Paris en 1676 l'astronome danois Romer, mesure pour la première fois la vitesse de la lumière qu'il trouve constante, à partir des observations faites sur les déplacements des satellites autour de la planète Jupiter.
En 1849 le physicien français Foucault montre expérimentalement que la vitesse de la lumière varie avec le corps dans lequel a lieu la propagation.

Michelson

En 1887, deux américains réalisent une expérience qui va devenir célèbre : le physicien Albert Michelon et le chimiste Edward Moley, dans leurs supposition (comme la science le préconisait à l'époque) de la présence de l'éther en mouvement autour de la Terre - support matériel pour la propagation de la gravitation et de la lumière -, mettent au point un système de miroir renvoyant un faisceau lumineux dans plusieurs directions. Le rayonnement suivant le sens de la révolution de la Terre autour du Soleil, le résultat de la vitesse de rayonnement devait être égal à la vitesse de la lumière plus celle de la Terre. Ils constatent après plusieurs essais que ce n'est pas le cas dans un sens ou dans l'autre : la lumière voyage toujours à la même vitesse.

Ce résultat prouve l'indépassable de la vitesse de la lumière et la non présence de l'éther dans le ciel.

En 1915 Albert Einstein confirme la non existence de l'éther mais admet que rien ne serait construit dans la nature sans le secours d'une force directrice, et que la solidification de la matière, n'est en réalité qu'un état d'énergie transitoire qui peut retrouver son état primitif quand les conditions de cohésion cessent d'exister. Cette réflexion lui sert de base pour sa théorie de la dualité énergie-masse. Il démontre dans un même temps que la vitesse de la lumière dans le vide de 299792.458 Km/s est infranchissable.

3) Le magnétisme :

Avec la lumière, est également étudié le magnétisme. Les philosophes grec Platon (340 av. J.C) et Lucrèce donnent les premières explications sur les phénomènes de nature magnétique (attraction et répulsion).
Les premières informations sur l'utilisation de la boussole viennent de Chine vers 1100, d'Arabie en 1220 et de Scandinavie en 1250. C'est en 1269 qu'on trouve la première trace écrite émettant la notion de "pôle de l'aiguille" : Petrus Peregrinus, dans son ouvrage Espitola de Magnete associe la position de l'aiguille aimantée à une force provenant du pôle céleste.
En 1576 l'Anglais Robert Norman localise sur Terre le point d'attraction de l'aiguille aimantée. L'année 1600 voit le premier traité scientifique sur le magnétisme terrestre par l'Anglais Sir William Gilbert. En 1686 un des premiers écrivains philosophes scientifiques français Bernard Le Bouvier de Fontenelle (neveu de Corneille) dans ses traités de vulgarisation scientifique, Entretien sur la pluralité des mondes, observe qu' "on voit un mois devant et après l'Equinoxe de mars, lorsque le soleil est couché et le crépuscule fini, une espèce d'air épais, produit par de certaines vapeurs, qui sort du soleil et produit une certaine lumière blanchâtre qui ressemble à une queue de comète et qui environne le Soleil jusqu'à une certaine étendue".
L'astronome suédois Celsius publie en 1733 une liste de 316 observations d'aurores boréales et fait une corrélation entre les phénomènes auroraux et les perturbations de certains jours.

En 1832, le physicien anglais Michael Faraday établit la théorie de l'influence électrostatique et découvre l'induction électromagnétique (à l'origine de l'invention de la dynamo). L'astronome mathématicien allemand Carl Gauss en 1839 est l'auteur d'importants travaux sur le magnétisme, l'électromagnétisme et l'optique.

Champ électomagnétique

En 1860, l'Anglais Thomson Sir William Lord Kelvin imagine le galvanomètre à aimant mobile. Ces trois chercheurs fondent la théorie liant la modification d'un champ magnétique à des nappes de courant électrique circulant dans la haute atmosphère, préfiguration de la découverte de l'ionosphère dans les années 1930.

4) L'électromagnétisme :

James Maxwell

En 1873 le physicien écossais James Maxwell, par ses célèbres équations, démontre que les effets électriques, magnétiques et lumineux sont l'aspect d'un seul phénomène, il identifie l'électricité et le magnétisme à un champ électromagnétique oscillant, disposés à angle droit, qui se propage quelle que soit sa longueur d'onde à une vitesse constante de 300000km/s dans le vide.

Cette unification va donner naissance à l'électromagnétisme, qui forme, avec la gravitation et les forces nucléaires, les quatre grandes forces qui agissent et assurent la cohérence de l'Univers.
James Maxwell suggère ensuite que la lumière visible n'est qu'un aspect partiel du rayonnement électromagnétique, tout comme l'infrarouge et l'ultraviolet (connus dès cette époque) sont des formes de lumière dont la longueur d'onde est invisible à notre œil ; il doit donc exister des rayonnements identiques, à d'autres longueurs d'onde.       

DEUXIEME PARTIE

Découverte des ondes radio :

En 1885, le physicien allemand Henrick Hertz, grâce à un oscillateur de sa conception - dû à la fabrication, en 1778 par le mécanicien électricien allemand Daniel Ruhmkorff, d'une bobine permettant de faire des étincelles - et grâce à son "résonnateur", démontre que les ondes radioélectriques font parti du rayonnement électromagnétique et qu'elles sont de même nature que les ondes visibles, sinon dans leur propre longueur d'onde. Il confirme la vision de Maxwell : toutes les formes de lumière visible et invisible constituent bien le spectre des radiations électromagnétiques, qui s'étend comme on le sait maintenant, des rayons gamma aux fréquences radio. Il montre que si nous plaçons deux morceaux de métal en un point quelconque du trajet d'une onde, une tension électrique apparaît avec la naissance d'une étincelle et si l'onde est suffisamment puissante, une aimantation est crée par le champ magnétique transporté par l'onde.

Henrick Hertz

Le champ, c'est l'espace dans lequel un phénomène est perceptible. Quand l'intensité du phénomène varie périodiquement on dit que le champ oscille.
L'onde caractérise l'état oscillant du phénomène.

Cette tension et cette aimantation varient au cours du temps avec la propagation de l'onde. Le rythme de cette variation caractérise la fréquence du rayonnement électromagnétique, elle s'exprime en millimètres, en centimètres, en mètres ou kilomètres.
Comme la vitesse de propagation est fixe dans le vide, quelle que soit l'onde électromagnétique, la vitesse du champ dépendra seulement de la longueur des ondulations ou longueur d'onde. C'est ainsi qu'entre deux points de même amplitude, la distance géométrique des points varie selon le temps de propagation de l'onde entre ces points, on parle alors de phase (mesuré en fraction de longueur d'onde, Hertz, Kilo-Hertz, Méga- Hertz et Giga-Hertz).

Expérience aiguille aimantée

Nous avons là, les trois grandeurs appartenant à l'image ondulatoire :
vitesse de l'onde, longueur d'onde et fréquence.
Ceci nous permet de comprendre le fonctionnement des ondes hertziennes, nommées ainsi depuis cette époque.
Connaissant la vitesse de propagation, qui est constante, la longueur d'onde et la fréquence se déduisent l'une par l'autre par les simples formules :

où
l=longueur d'onde
n = fréquence
c=vitesse de la lumière

La fréquence - ou quantité d'énergie - est inversement proportionnelle à la longueur d'onde, ce qui donne la relation : courte longueur d'onde est égale à haute énergie et inversement.

L'émission d'ondes électromagnétiques est une propriété fondamentale de la matière.
Le fonctionnement le plus courant est le rayonnement du corps noir, qui résulte des chocs entre les particules qui se déplacent dans tout corps dont la température est supérieure à O° K. Au cours de ces chocs, le changement d'énergie des particules s'accompagne d'émission ou d'absorption de photons. Suivant le domaine où a lieu le choc, le photon aura un niveau d'énergie, soit élevé, soit faible. Dans le premier cas l'émission ou l'absorption sera très énergique, il se situera dans une fréquence très élevée ; dans le second cas, les chocs étant moins nombreux, l'émission ou l'absorption sera peu énergique, la fréquence sera faible.

Le champ électromagnétique entoure le photon, il occupe la gamme qui s'étend de l'infrarouge (longueur d'onde=1mm) aux rayons gamma (longueur d'onde=10-13mm) en passant par la lumière visible, l'ultraviolet et les rayons x.

L'ondes Hertzienne entoure l'électron, elle occupe la plus grande partie du spectre électromagnétique (du mm à environ 30km). Les ondes hertziennes ont les mêmes propriétés que les ondes électromagnétiques, même propagation, même façon d'être réfléchies, réfractées, diffractées ou polarisées et de former des interférences. Elles différent seulement par leur mode vibratoire et leur puissance. Une onde hertzienne est détectable car elle agit directement sur les électrons d'un circuit électrique, elle le fait dans le cadre des lois électriques, sans qu'on puisse comparer cette interaction avec un échange quelconque d'énergie cinétique entre l'onde hertzienne et l'électron. L'onde électromagnétique n'est pas détectable, nous connaissons son existence grâce à ses manifestations par la diffraction et l'interférence.

Cette découverte des ondes hertziennes ouvre la voie au développement d'une recherche scientifique faisant allusion " à l'ouverture d'une nouvelle fenêtre pour l'observation du ciel ".

Premières recherches mort-nées :

En effet dés lors des astronomes comme le Français Henri Deslandre ou l'Anglais Olivier Lodge se demandent, pourquoi le Soleil qui est la source lumineuse la plus proche de nous, n'émettrait pas lui aussi des ondes inconnues ?

Cohéreur

A cette époque on ne dispose pas encore d'instruments capables d'effectuer de telles recherches. La technique radio est à son début, c'est pourquoi les appareils comme le radioconducteur ( ou cohéreur à limaille de Branly ) permettant la réception des signaux téléphoniques sans fil, puis ensuite les détecteurs à galènes ne sont pas assez sensibles pour capter des ondes venant du Soleil. On ne connaissait, ni les lois sur la propagation des ondes radio dans l'atmosphère, ni la technologie des antennes réceptrices.

C'est pour cela que toutes les expériences tentées se sont soldées par un échec. La dernière connue, est celle du Français Charles Nordmann, étudiant à l'Observatoire de Nice: le 19 septembre 1901, sur le glacier des Bossons au Mont Blanc pour rechercher les ondes hertziennes provenant du Soleil, l'emplacement est tout indiqué pour lui car c'est le même endroit qu'avait choisi le physicien français Francis Violle en 1875, pour obtenir la première valeur précise de la constante solaire suivant la loi Stephan - Bolzman soit 6000°K. Malgré tous ces efforts pour monter en altitude, afin d'éliminer l'action absorbante de l'atmosphère et les vapeurs d'eaux - le glacier étant considéré comme un isolant parfait - et pour disposer sur des supports isolants en bois une antenne de 175 m de long, les résultats furent négatifs.

Charles Nordmann dans sa note présentée à l'Académie des Sciences à Paris le 3 février 1902 conclut, " il en résulte que le Soleil n'émet pas de radiations électriques capables de se propager le long des antennes pour pouvoir être détectées par les radioconducteurs, ou que, s'il en émet, elles sont tout simplement absorbées par son atmosphère ou arrêtées par la couche supérieure de l'atmosphère terrestre ".

Guglielmo Marconi

Cette date clos la recherche sur la détection des ondes hertziennes et l'ensemble de la communauté scientifique pense que la recherche sur la radioastronomie est mort-née malgré les progrès de la technique radio par la mise au point du collecteur d’ondes - plus connu sous le nom d'antenne - par le Russe Popov. On assiste ainsi à la naissance de la radio. Le premier message radio est transmis sur une longueur de 250 mètres. Bien plus tard, l'océan Atlantique est franchi par radio sur une distance de 4000 mètres grâce au cohéreur de Branly perfectionné par Marconi

TROIXIEME PARTIE

VIVE les AMATEURS :

1) Karl G.Jansky

Il faut attendre 1931 pour enfin découvrir,et d'une façon trés inattendue, non pas le rayonnement du Soleil mais celui de la Voie Lactée.
En expérimentant les communications à longue distance entre les Etats -Unis ( siège de la Compagnie Bell Téléphone à

K.G.Jansky devant les antennes radio

- Holmdel dans le New-Jersey ) et l'Angleterre,l'ingénieur américains Karl G.Jansky détecte des parasites de toutes sortes qui brouillent les communications et les rend inaudibles par moment.
Sa direction lui demande de faire des recherches pour éliminer les effets. Pendant plus d'un an, Jansky étudie des enregistrements sur 10 et 14.6 m de longueurs d'onde grâce à un récepteur et à une antenne de type T.S.F, de sa conception. Après avoir constaté la présence de variations en fonction de la direction d'une part et du temps d'autre part, il conclut qu'il existe trois sources principales de parasites.
Les deux premières sont dues au bruit de fond statique provoqué par les orages électriques proches ou lointains. La troisième est particularisée par une interférence continue de type statique d'origine inconnue. Son l'intensité varie suivant l'orientations de l'antenne, changeant progressivement tout au long de long de la journée en faisant le tour du compas en 23 h 56'et 04'' - c'est-à-dire le temps sidéral - ; chaque matin le signal se présente quatre minutes plus tôt - comme font les étoiles -. Jansky exclut automatiquement le Soleil ou autres émissions provenant du système solaire, et l'associe plutôt à une source située dans la Voie Lactée, sur les recommandations de Melvin Skellet, ami astronome, devenu pour l'occasion, son auxiliaire.
En 1932 Jansky démontre que " les émissions sont captées à chaque fois que l'antenne est orientée vers la constellation du Sagittaire, où l'intensité la plus grande enregistrée est vers l'ascension droite 18 h et d'une inclinaison de - 10° ". Ce sont là les propres paroles que Jansky prononçe devant le Congrés de l'Union de la Radio Scientifique Internationale à Washington en avril 1933 ; et même si la nouvelle fait la première page du New York Times le 05 mai 1933, personne dans la communauté scientifique ne veut reconnaître alors l'importance de cette découverte.
Heureusement Karl.G.Jansky sera ensuite reconnu unanimement comme le véritable fondateur de la Radioastronomie, et plus tard son nom sera associé à l'unité fondamentale de puissance en radioastronomie.

2) Grote Reber

En 1937 un autre Américain Grote Reber ingénieur radio, astronome amateur de génie, est l'un des rares à s'intéresser aux travaux de Jansky, il construit pour cela le véritable premier radiotélescope conçu pour mesurer le bruit d'origine cosmique. Il met au point l'instrument à l'aide de bois pour sa monture et d'un miroir en tôle galvanisée de forme parabolique de 9 m de diamètre, dans son jardin derrière son pavillon en pleine ville, à Weaton en Illinois

Grote Reber devant son radiotélescope

Reber comprend tout de suite que, dans le domaine radioélectrique, l'antenne doit pouvoir capter une onde, mais aussi son spectre - c'est-à-dire l'amplitude du champ magnétique - qui ne se produit pas uniquement sur une droite, mais sur toute une surface perpendiculaire à la direction de la propagation et l'énergie transporté par la surface de l'onde devra être recueillie par une surface qui prend en compte,non seulement l'addition des phases de l'énergie électromagnétique, mais aussi la puissance totale captée. Le rayonnement radioélectrique que nous captons se situe très loin de la Terre et émet dans toutes les directions de l'espace, son rayon d'action croit avec la vitesse de la lumière, ainsi le rayonnement que nous recevons est très faible. Pour avoir la meilleure définition possible du spectre il faut opérer par réflexion sur une surface approbriée: le paraboloïde s'avère la figure géométrique la mieux adaptée car la principale propriété de la parabole est justement d'avoir les mêmes principes et mêmes lois que le télescope optique - l'égalité des distances au foyer à n'importe quel point d'une droite perpendiculaire à l'axe -.
En radioastronomie, nous ne trouvons pas une longueur d'onde et une fréquence bien définie, la détection de l'émission est produite par la superposition d'ondes de très faible amplitude et dans un bref intervalle de longueur d'onde ou bande de fréquence.
L'unité fondamentale de puissance en radioastronomie (densité de flux) est comme nous l'avons dit le Jansky (Jy) exprimé en Watt par mètre ² par Hertz. En pratique cette unité est trop grande, les densités reçues par les objets venant de l'espace sont trop petites, on utilise donc un sous multiple : l'unité de flux (u.f) qui vaut w\m²\Hz.

Avec cette nouvelle forme d'antenne, Reber travaille seul pendant plus de 10ans, de minuit à l'aube (pour éviter les parasites électriques produits par les voitures et les appareils domestiques) et réalise grossièrement la première cartographie du ciel en radioélectricité sur 162 MHz et 187cm de longueur d'onde (après quelques essais ratés sur 9cm et 33cm). Il démontre que le maximum d'émission est bien situé dans la constellation du Sagittaire, confirmant ainsi les résultats de Jansky et préconise que cette constellation est le centre de notre Galaxie;il situe des maximums de moindre importance dans les constellations du Cygne de la Licorne et des Voiles, le minimum -l'anti-centre - se trouvant
dans la constellation de Persée.

Reber espère que l'intérêt de ses travaux à la suite de ses publications,sera reconnu par la communauté scientifique, d'autant plus qu'il est le premier à avoir indiqué comme source possible de rayonnement galactique, bien entendu le Soleil, mais surtout le rayonnement interstellaire ionisé. Pour cela il précise que ce rayonnement est thermique - se plaçant en totale contradiction avec les lois du rayonnement radio - et beaucoup plus intense aux basses qu'aux hautes fréquences. Reber a toujours mené ses recherches seul, n'aimant pas travailler en équipe, il n'a pas eu l'opportunité d'accéder plus tard à des appareil plus perfectionnés et de vivre le début de la véritable aventure de la radioastronomie; de plus l'époque ne se prête guère à l'écoute des découvertes scientifiques venant de surcroît d'un travail d'amateur, et l'intérêt général se tourne plutôt vers d'autres préoccupations à la veille de la seconde guerre mondiale.

Découvrir le rayonnement radioélectrique de la Voie Lactée bien avant celui du Soleil peut paraître surprenant, mais c'est un ordre logique car les premiers appareils permettent simplement d'identifier la direction suivie par les ondes radio.
En effet il existe dans le ciel - surtout en direction de la voie lactée - des sources cosmiques étendues, atteignant des distances angulaires de plusieurs degrés; même pour des ondes relativement longues, l'ouverture du lobe principal sera toujours plus petite que les dimensions angulaires de la source. Les antennes ne présentent pas jusque là une grande directivité, et donc une sensibilité très faible, elles sont capables de déceler des rayonnements provenant de sources aussi étendues, mais incapables de découvrir la très forte émission du Soleil qui occupe dans le ciel une surface d'environ ¼ de degré ². Il faut savoir que sur une onde de 2 mètres le Soleil émettra environ 300 fois plus de rayonnement qu'une partie de la Voie Lactée ayant les mêmes dimensions angulaires. Si l'antenne a un angle de directivité de 30°, cela signifie qu'elle capte l'émission d'un secteur d'une surface de 700 degré ², équivalent à 2500 fois le disque solaire. Les dimensions angulaires, considérables de la Voie Lactée, compense sa brillance relativement faible, ce qui n'est pas le cas du Soleil.

Pourtant déjà en 1940 Grote Reber pense avoir détecté des signaux radio provenant du Soleil, mais il lui manque les preuves.

3) J.S.Hey et Georges Southworth

Radiotélescope le Wurburg

C'est à un technicien de radio, mobilisé comme radariste dans la Royal Navy, J.S.Hey que revient le mérite de découvrir les rayonnements solaires. Pendant trois jours les 26, 27 et 28 février 1942, les écrans radars sont souvent brouillés par des émissions de nature inconnue, les réceptions étant particulièrement mauvais. A cette époque les radars utilisent les ondes métriques, ceux de l'équipe de Hey sont raccordés sur 2m de longueur d'onde. Il remarque que le brouillage s'amplifie quand le Soleil est pointé . Il se renseigne auprès de l'Observatoire de Greenwich qui lui indique la présence d'un important groupe de taches sur la surface du Soleil, signe d'une intense active solaire. Il attribue tout naturellement l'émission d'intensité reçue par les radars à l'activité du Soleil, et en fait part à ses supérieurs qui notifient ses observations dans un rapport confidentiel.

Un peu plus tard, Georges Southworth, travaillant également pour la Compagnie Bell Téléphone, découvre lui aussi des émissions solaires, mais sur 3cm et 10cm de longueur d'onde.
Malheureusement dans cette période de conflit mondial, des considérations d'ordre militaire interdisent les publications scientifiques jusqu'à la fin de la guerre.

QUATRIEME PARTIE

ENFIN les PROFESSIONNELS

Il faut attendre 1945 pour que soient confirmées les hypothèses de Reber, par la publication des remarques de Hey confirmé par un l'astronome anglais J.M.Stattron.
L'exploitation des recherches intensives menées pendant la seconde guerre mondiale dans le domaine radar par des équipes composées majoritairement de physiciens, d'ingénieurs radio et radaristes - bien que trés peu formés en astronomie - suscite enfin l'intérêt des scientifiques.

Ce jour marque le véritable début de la radioastronomie, qui va se diviser en deux branches bien distinctes.

La première s'occupe de l'étude des rayonnement émis par les objets célestes dans les ondes hertziennes c'est la science qui observe, elle va développer une nouvelle discipline l'astrophysique. La seconde branche est la radarastronomie, employée uniquement dans la recherche du système solaire. Elle consiste à envoyer un signal radioélectrique vers une planète, une comète ou un astéroïde pour en étudier l'écho - car ses possibilités sont limitées en ce qui concerne la distance -. Par sa méthode d'action sur l'objet à étudier, cette discipline est surtout destinée aux sciences expérimentales.

Les Radiotéléscopes à antenne unique

Les premiers radiotélescopes employés sont les radars construits en Allemagne fonctionnant sur 600 MHz (50cm de L.O), le Wurzburg, l'antenne étant paraboloïde à courte focale de 7.50m de diamètre. On les utilise surtout en France, en Australie et en Russie.
La monture d'origine est alt-azimutale ( elle permet de tourner autour de deux axes, l'un vertical, l'autre horizontal ). Elle est ensuite transformée en monture équatoriale (l'antenne tourne autour d'un axe parallèle à l'axe de rotation de la Terre, d'un mouvement uniforme et de sens contraire de celui de la Terre ). Un seul moteur donne le choix de la direction pour le suivi d'un objet: soit l'axe de rotation - l'angle horaire -, soit l'axe perpendiculaire à l'axe de rotation - la déclinaison -. Malheureusement ce type de monture présente un inconvénient mécanique: les points de soutient - surtout les paliers de l'axe de déclinaison - n'ont pas une position fixe par rapport à la vertical. Il en résulte des contraintes mécaniques et des déformations dans la structure de la surface collective ce qui limite l'emploi autour du méridien d'où un balayage angulaire réduit de la portion à observer.

Les astronomes en reviennent donc à la monture alt-azimutale,système plus complexe ( il faut faire varier simultanément la hauteur et l'azimut en fonction du temps ) mais plus stable pour le suivi correct des objets dans le ciel.

Antenne de Jorell-Bank en construction ( 1957)

. Cette solution nécessite deux moteurs d'entraînement, et surtout l'emploi d'un ordinateur pour calculer les coordonnées les vitesses de suivi, de manière continue et extrêmement précise. Les plus grand radiotélescopes à antenne unique se trouvent: au Canada à Algonquin-Park (1966) avec un diamètre de 45m; au U.S.A en Californie à Goldstone avec un diamètre de 64m, destiné surtout à la recherche spatiale; comme celui de Pakes (1961) en Australie; en Angleterre à Manchester celui de Jodrell-Bank (en 1957) de 76m de diamètre; et le plus grand à d'Effelsberg (197) près de Bonn en Allemagne de 100m de diamètre.

Mais les radiotélescopes à antenne unique orientable sont limités dans leur dimension pour deux raisons majeures. La première d'ordre mécanique: en effet suite aux lois sur la diffusion de la lumière, le physicien anglais Lord John Rayleigh démontre que - autant dans le domaine optique que celui des ondes radio - pour obtenir une bonne focalisation sur un rayonnement, il faut que les irrégularités de la surface collective soient inférieures au dixième de la longueur d'onde. C'est-à-dire qu'une antenne dont la longueur d'onde est de 10cm admettra uniquement des défauts de surface de l'ordre du centimètre ; cela pose par conséquent un sérieux problème de précision.

La seconde limitation concerne le pouvoir séparateur ou pouvoir de résolution - c'est le plus petit angle que font deux points lumineux, quand les deux points ont une séparation égale à leur diamètre -. L'œil humain a un pouvoir séparateur d'une minute d'arc et bien entendu avec les instruments qu'ils soient optiques ou radio, ce pouvoir séparateur va s'améliorer pour passer au centimètre et atteindre de nos jours la seconde d'arc.
La résolution dépend de deux paramètres: la dimension du récepteur - plus celui-ci est grand et meilleure est sa résolution - et la longueur d'onde détectée - plus cette longueur et petite est meilleure son pouvoir de séparation -.Ce qui donne la relation suivante : Résolution = lambda / diamètre, où la résolution s'exprime en Radians, en Degrés avec ses sous multiples minutes et secondes d'arc. Par ces paramètres nous pouvons dire, qu'un télescope de 100mm de diamètre travaillant avec une longueur d'onde de 500mm, a un pouvoir séparateur qui égal à 1.25 seconde d'arc. Pour avoir le même pouvoir séparateur avec une longueur d'onde de 1m, le télescope devra avoir un diamètre de 200km ?

Les grands radiotélescopes

L'Américain J.Kraus, professeur à l'université de l'Ohio, propose une autre configuration d'antenne pour remédier à ces différents problèmes. Il remplace la surface parabolique mobile par deux surfaces réfléchissantes disposées face à face, la première, la plus grande, est plane et inclinable autour d'un axe horizontal qui reçoit les rayonnements de la source observée et les renvoie sur une seconde antenne, convergente et fixe qui va concentrer les rayons en son foyer pour les renvoyer sur une surface focale mobile afin d'observer la source.

La radioastronomie occupe une place primordiale comme science cosmologique pour la connaissance en astrophysique, ayant fait ses preuves par de multiples découvertes à travers le monde: observation du Soleil calme, des rayons galactiques, théorie du rayonnement synchrotron, étude des puissantes radiosources Cygnus A et Cassiopée A - localisation avec précision et début d'explication - et notamment, première obsevation du rayonnement à 21cm de l'hydrogène interstellaire.

Comme nous l'avons vu, c'est Jansky qui suggère que l'origine du rayonnement vient du milieu interstellaire. Ce milieu est très riche en hydrogène qui se présente sous deux formes; l'hydrogène chaud et l'hydrogène atomique.
L'hydrogène chaud est ionisé il se situe à proximité d'une étoile, qui émet un spectre de raies en Ha, et fournit un rayonnement thermique selon la loi de Raleigh.
L'hydrogène atomique, qui remplit l'Univers froid, n'est pas ionisé et émet un rayonnement dans la longueur d'onde de 21 centimètres.

Grâce à l'étude de cette raie, l'astronome hollandais Oort, confirme que la Voie Lactée a l'allure d'une galaxie spirale, et donne sa vitesse de rotation.
En 1955, Lilley propose une autre façon d'utiliser la raie de 21 cm, le spectre d'absorption lui permet d'étudier la distance des galaxies et des radiosources, ainsi que leur vitesse de déplacement.

Après l'hydrogène c'est les raies de recombinaison de l'hydrogène et de l'hélium sont découvertes en 1960 ( par Kardashev), puis le radical OH à 18 cm en 1963 ( Barret,Henry,Meeks et Weinreb ), et enfin les raies moliculaires en 1968 - ammoniac sur 1,25cm, eau, le formaldéhyde sur 5 cm et le monoxyde de carbonne sur 2,6 cm -.

En 1946, Les radiophysiciens anglais Hey, Phillips et Parsons en travaillant sur le rayonnement radioélectrique de la Galaxie sur 4,7m, detectent dans la constellation du Cygne une source puissante de faible ouverture angulaire,qu'ils nomment " radiosource ". La surprise est totale car - comme nous l'avons vu plus haut - jusqu'à lors la seule source connue est le rayonnement thermique interstellaire ionisé.

Depuis, grâce au progrès technique, électronique et l'envoi des télescopes spatiaux, de nouvelles sources de rayonnement analogues se revélent régulièrement. Ce qui contribue à un développement considérable dans la connaissance du cosmos.

On classe les radiosources en deux catégories.
- les radiosources dont l'intensité du spectre décroit quand la fréquence augmente. Elles ont un aspect étendue.
- les radiosources dont le spectre est plat ou inversé par rapport à la première catégorie.Elles sont plus compactes.

Nébuleuse du Crabe ( M 1)

En 1949 les Australiens J.Bolton, G.Stanley et B.Slee étudient le positionnement des radiosources les plus intenses par interférométrie en utilisant la réflexion des ondes radio sur la surface de la mer. C'est alors qu'ils identifient l'une de ces sources dans la constellation du Taureau - la nébuleuse du Crabe - qui s'avère être les vestiges de l'explosion d'une supernova en 1054. Ils s'interrogent sur la nature du rayonnement de telles émissions radio.

Le russe Chhklovsky en 1953 parvient à expliquer comment une émission radio peut être produite par des électrons de très haute énergie se propageant dans un champ magnétique. Ce phénomène appelé " rayonnement synchrotron ", (nom du premier accélérateur qui à permis sa découverte en laboratoire), il est le principal mécanisme qui permet aux ondes radio d'êtres émises dans l'Univers.

Toute particule chargée se déplaçant de façon non uniforme (c'est-à-dire soumise à une accélération) émet un champ électromagnétique. Selon les directions respectives de l'accélération et du mouvement de la particule il peut y avoir émission ou absorption d'ondes électromagnétiques. Lors de l'absorption, il y a accélération des particules; Lors de l'émission, il y a décélération des particules. Ces processus, étant proportionnels à l'inverse de la masse de la particule, sont beaucoup plus efficaces pour un électron que pour un proton ou un ion .

La radiosource étendue la plus brillante est Cygnus A dans la Constellation du Cygne, découverte en 1952 par Baade et Minkowki, elle a une structure double, la source radio est une galaxie dont le noyau se trouve entre deux nuages radio alimentés par des électrons de très haute énergie expulsés en jets très fins par le noyau radio, et se propageant dans un champ magnétique.

Ce quasar est extrêmement éloigné, d'environ 12 milliards d'années de lumière de la Terre et c'est l'un des quasars les plus lumineux connus. Identifié en optique par G. Djorgovski , PSS J2322+1944

Cygnus A est un ensemble de deux galaxies elliptiques (formées essentiellement de gaz) qui se sont percutées. Les masses de gaz gigantesques sont entrées en collision à très grande vitesse, provoquant un échauffement à très haute température développant de puissants et rapides mouvements tourbillonnaires,et finissant par former une onde de choc en compression qui a traversé les noyaux des galaxies. Des mouvements gazeux fortement chauffé se sont produits et ont renforcé le champ magnétique interstellaire; ce qui a permis l'accélération des électrons jusqu'à une énergie égale à celle des des rayons cosmiques. C'est le même le processus que pour les quasars.
Un choc de ce genre sera en partie élastique, les deux galaxies ne colleront pas, mais après une compression mutuelle elles s'éloigneront l'une de l'autre, c'est ce qui ce passe actuellement.

Aujourd'hui, nous savons qu'il n'y a pas de distinction entre une radiosource et un quasar.

En France, c'est la fin du bricolage, il faut dorénavant voir le problème de façon industriel, d'où la mise en chantier d'un radiotélescope géant, de façon à rattraper le retard au point de vue technique.
Le projet de construction du Grand Radiotélescope tient à l'étude de la connaissance de l'Univers (comètes, galaxies ,la raie de 21 cm dans l'hydrogène et les quasars).

Schéma de fonctionnement du Grand Télescope de Nançay

C'est le procédé de J.Kraus, mais modifié, est choisi. Si la première antenne est identique ( 200m de long et 40m de haut), la seconde est par contre plus grande et de forme sphérique. Dans ces nouvelles dimensions une sphère apparaît peu différente d'une surface parabolique; la convergence des rayons en un point focal est bien réalisée, même avec un angle différent, celle-ci renvoie le faisceau sur une petite antenne focale ou cornet placée sur un rail. On peut donc suivre une radiosource en déplaçant le cornet; on augmente ainsi le champ de l'appareil. Le radiotélescope de Nançay en France, c'est l'un des plus grands du monde avec ses 7000m².

Une grande aventure humaine et scientifique naît avec la réalisation de ce premier complexe pour l'étude des ondes électromagnétiques: cela représente plus de 14 années de travail, de l'idée de départ en 1952, à sa réalisation en 1965, par une poignée de passionnés de radioastronomie.

A la fin de la seconde guerre mondiale, il faut tout reconstruire, et remettre en route l'économie du pays. Les grands projets prioritaires sont la mise en place de Société Nationale (Centre Etude Spatiale, Centre Etude Atomique, Centre de Recherche Scientifique), l'astronomie et surtout la radioastronomie sont les parents pauvres.

Heureusement la bonne volonté de certains chercheurs permet de donner naissance à la première formation de radioastronomie. Le Directeur de l'Ecole Normale Supérieure de Paris Yves Rocard; deux chercheurs,le physicien Jean-François Denisse et l'ingénieur-docteur Jean-Louis Steinberg au CNRS; le Directeur de l'Observatoire de Paris-Meudon André Danjou; trois astronomes à l'Oservatoire de Paris, Emile-Jacques Blum, J. Lequeux et E. Le Roux; l'astronome docteur ès sciences à l'Observatoire de Meudon A. Boischot; et le normalien spécialiste d'optique et mathématicien Jacques Arssac spécialiste de la transformée de Fourier.
Ils travaillent d'abord au centre d'étude de la Marine Nationale à Marcoussis, avec deux radars du type Wurzburg de 3m de diamètre et ensuite en 1955 à Nançay avec la construction,d'un grand interféromètre solaire de 32 antennes de 5m de diamètre dans la direction Est-Ouest d'une longueur de 1500m, complété dans la direction Nord-Sud en 1958 par la mise en service de 8 antennes de 10m de diamètre sur 880m de long.

Cette configuration de grand radiotélescope verra aussi le jour à Green-Bank en Virginie aux U.S.A de 8000m², d'Ootacamund en Inde et celui de Vermillon Valley au U.S.A de 24000m² enfin celui d'Arecibo à Porto-Rico le plus important en service actuellement avec 80000m² de surface d'antenne.

Le radiohéliographe

Le secteur Nord-Sud du Radiohéliographe de Nançay ( photo de M. Bonavitacola)

La modernisation dans les années 1990 permet de mettre en place un radiohéliographe en double réseau en forme de T, le réseau Est-Ouest d'une distance de 3200m est formé de 19 antennes, le réseau Nord-Sud comporte 25 antennes sur une longueur de 2400m

C'est encore de nos jours le plus grand radiohéliographe du monde, capable d'obtenir des images de la couronne solaire dans la bande passante de 60cm et 2m de longueur d'onde à la vitesse de 200 images par seconde.

Le Soleil étant l'étoile la plus proche de la Terre, il est par conséquent l'objet le plus sollicité pour le plus grand nombre d'études et d'observations quotidiennes

Le Soleil se présente sous forme de gaz ionisé ce qui lui permet non, seulement d'émettre des ondes visibles,par - l'intermédiaire des molécules et atomes neutres partiellement ionisés provenant du centre du Soleil -, mais aussi des ondes radio provenant uniquement de l'atmosphère qui se présente sous forme de plasma (quand la matière est portée à très haute température, elle devient plasma, état où les molécules et les atomes sont ionisés).

L'étude des l'émissions Radio permet de comprendre les phénomènes de la physique solaire par le mécanisme des ondes radio, dû à des déplacement rapide de gaz donnant naissance à des oscillations de plasma ( particules de très grande énergie prisonnieres du champ magnétique, qui créent des éruptions sous forme d'orages ou sursauts ), et de son influence sur l'atmosphère terrestre ( aurores boréales, d'orages magnétiques et perturbations électromagnétiques sur les divers satellites de communication radio).

Le décamètrique

Nançay possède depuis les années 1975 un instrument unique dans sa conception, le décamétrique pour l'étude spectrale des sursauts radioélectriques du Soleil et de Jupiter.
Le système décamétrique est un ensemble de 144 antennes hélicoïdales de 9m de hauteur, de 5m de diamètre au sol, et de quelques centimètres au sommet, ce qui forme une surface de 10000 m².

Les 8 brins conducteurs constituant chaque antenne sont bobinés helicoïdalement sur un support conique. 72

Le système Décamétrique de Nançay ( photo de M.Bonavitacola)

antennes sont bobinées dans chaque sens, ce qui fait que le système décamétrique est en fait formé de 2 réseaux détectant chacun un sens de polarisation circulaire (gauche ou droit) des ondes reçues.
La gamme des fréquences observables est de 10 à 100 MHz (soit des longueurs d'onde de 30m à 3m);

Les antennes sont inclinées de 20 degrés vers le Sud et pointent donc la direction moyenne du Soleil et de Jupiter au cours de l'année. Elles sont entièrement fixes: le pointage se fait électroniquement par sélection des brins (2 sur 8) utilisés à chaque instant sur chaque antenne et de la longueur (variable) des lignes à retard reliant les blocs de 8 antennes au laboratoire "focal". Le lobe résultant est ainsi maximisé dans la direction désirée (jusqu'à 75 degrés du zénith). Les calculs correspondants et la commande du pointage sont faits sur calculateur type "PC".

Pourquoi étudier Jupiter ?. C'est par hasard qu'en 1954, l'astronome américain Burke, en terminant les essais d'une croix de Mills, observe dans les relevés de réglage un rayonnement basse fréquence (<40 MHz) d'une durée de quelques minutes seulement, mais revenant tous les jours et correspondant à la course de Jupiter dans le ciel.
Il découvre que l'émission n'est pas due au rayonnement thermique de la planète, mais à la circulation d'électrons rapides évoluant dans le champ magnétique de Jupiter.
Depuis 1964 nous savons qu'il y a interférence entre les émissions magnétiques provenant des pôles de Jupiter et son plus proche satellite Io. Io est un monde de feu, avec plus de 300 volcans en activité qui envoient, à des hauteurs de 50 à 500 km, des jets de gaz pouvant atteindre une température de 1000 K. Cela provoque ainsi des flux thermiques qui s'échappent de la surface de Io vers Jupiter.
Entre 1973 et 1979 par le survol de Jupiter des sondes Pioneer 10 et 11 et Voyager 1 et 2 ont assiste aux premières mesures locales du champ magnétique, du plasma et des ondes électrostatiques et électromagnétiques dans l'environnement jovien.
En 1992 le télescope spatial Hubble envoie les premières images UV des aurores de Jupiter. En 1993 avec le télescope IRTF de Hawaii détecte dans l'infrarouge,des émissions électromagnétiques au pied des lignes de champ magnétiques connectées à Io. Hubble les confirme dans l'ultraviolet plus tard.

Le Radiotélescope d'Arecibo à Porto-Rico

l'interféromètrie.

Pour mieux résoudre le problème du pouvoir séparateur et afin d'aller plus loin dans l'observation,Les radioastronomes ont l'idée de l'interféromètre.

En radioastronomie, à une certaine longueur d'onde et à un certain moment, il existe une répartition de brillance radioélectrique sur la sphère céleste, comportant des sources plus ou moins intenses et plus ou moins étendues. La brillance d'un objet est une fonction simple de la température équivalente. Nous pouvons donc remplacer la répartition de la luminosité du ciel par une répartition de la température équivalente et, cela, en fonction des coordonnées dans l'espace (alpha et delta). La température équivalente s'exprime en °k, la brillance correspondante en Watt par m² par Hertz et par Stéradian.

C'est ici que l'interféromètre intervient.

Il est utilisé pour la première fois en 1947 par l'Anglais Martin Ryle du Laboratoire Cavendish de Cambridge , ce qui lui vaut le prix de Nobel en 1974.
Le principe de base est simple, il repose sur l'interférométrie qui existe entre deux antennes parfaitement identiques fonctionnant dans la gamme d'ondes métriques et séparées l'une de l'autre par une distance bien définie. Ces antennes sont raccordées par des câbles de même dimension et de même longueur à un récepteur suivi d'un détecteur. Les phases de l'intensité du champ électrique de l'onde incidente aux points où sont disposées les deux antennes: sont différentes, des oscillations électriques par le champ de l'onde incidence ne sont pas en concordance de phases, d'où une certaine différence de phase entre les tensions à l'entrée du récepteur. Si cette différence est nulle, les tensions s'ajoutent, par contre si elle est égale à 180°, elles s'annulent. Pour qu'il y ait une interférence, il faut que deux rayons parcourent des trajets inégaux à partir d'une source commune. La différence de phase entre les oscillations électriques dans les deux antennes dépend non seulement de la distance qui les sépare, mais aussi de l'angle d'incidence des ondes provenant de la source d'émissions. L'angle est déterminé par la position apparente de la source dans le ciel. Suite au mouvement de rotation de la Terre, la source émettrice se déplace dans le ciel en faisant varier constamment l'angle d'incidence des ondes, il y a donc un changement progressif de la différence de phases entre les tensions qui interférent à l'entrée du récepteur. Le diagramme résultat de la réception des ondes dépend des dimensions de l'antenne et de la longueur d'onde. Le nombre de lobes et par conséquent leur largeur dépend de la distance séparant les antennes, plus la distance est grande, plus il y aura de lobes et plus il seront étroits. Pour une onde de 1.5m et une distance de 450m entre les antennes ( cette distance est appelée base), l'angle d'ouverture de chaque lobe sera d'environ 10', ce qui est considérable quand ont sait que le pouvoir séparateur d'une antenne ordinaire est de 10°.

Il existe une variante à la méthode de Ryle , c'est celle de Christiansen du Laboratoire de Radio Physique de Sydney en Australie, On utilise qu'une seule antenne; laquelle est installée à une hauteur appréciable surplombant la mer. Dans ce cas l'antenne reçoit simultanément la radiation directe de la source et la radiation réfléchie par la surface de la mer qui pour les ondes hertziennes, peut être considérée comme un miroir. Mais ce type d'interféromètre permet uniquement l'observation au cas ou la source émettrice est placée très bas au dessus de l'horizon: c'est-à-dire soit au lever, soit au coucher du Soleil; donc un temps assez limité pour l'observatoire.

Interférométre dans le desert nord américain

B.Y.Mills travaillant avec Christiansen à Sydney en Australie conçoit en 1953 un autre système interférentiel trés efficace et très simple.
C'est une antenne composée de plusieurs dipôles demi-onde, alignés et connectés entre eux; son diagramme de directivité est restreint à une seule coordonnée perpendiculaire à l'alignement des dipôles, plus il y a des dipôles et plus il est étroit. La largeur du diagramme en direction de l'axe de l'antenne, c'est-à-dire la ligne qui réunit les dipôles, est la même que celle d'un seul dipôle, autrement dit très grande. En mettant une autre rangée perpendiculaire à la première, ont rajoute une autre antenne captant les radiations perpendiculaires à la première bande. Si les deux bandes sont connectées en concordance de phase, le récepteur capte l'émission provenant de toutes les sources situées dans la limite des deux bandes formant une croix. A l'endroit où les deux bandes se croisent ( le centre de la croix) la sensibilité de l'antenne sera doublée par rapport aux autres régions. Par contre si les deux lignes sont connectées en opposition de phase, les oscillations provenant du centre de la croix et captées par une rangée de dipôle, seront en opposition de phase provenant du même endroit , mais captée par l'autre rangé de dipôle; par conséquent, le récepteur n'enregistrera pas l'émission de la source lorsque celle-ci est située dans le carré central de la croix. Si les deux rangées de dipôles sont connectées alternativement, tantôt en phase, tantôt en opposition, le récepteur va recevoir une fréquence de communication alternée. C'est ainsi que l'on obtient une limitation du diagramme de directivité suivant deux coordonnées. Pour une rangée de cinquante dipôles, le côté du carré central mesure 1°, pour obtenir un diagramme identique avec une antenne multi-dipôles à concordance de phase, il faudrait installer 2500 dipôles sur une aire de plusieurs milliers de mètres carrés.

Cette nouvelle conception d'exploration dans la radioastronomie est surtout utilisée dans les nations du Commonwealth, à savoir en Australie avec la croix de molonglo d'une surface de 36000m², de Culgoora de 10000m² et enfin au Canada à Penticton avec 65000m².

Cependant la théorie des observations interférométriques par décomposition en série instrument mathématique - qui permet, à partir des franges d'interférences fournies par le récepteur, de parfaitement reconstituer l'image de la source d'émissions - ( du mathématicien Joseph Fourier au début du 19 siècle ), va beaucoup tarder à être mise en pratique. En effet, à cette époque on ne dispose pas d'outil capable de fournir de bons résultats. Il faut attendre les années 1960 avec la mise en service d'ordinateurs très puissants pour enfin avoir la possibilité de construire de grand interféromètres. Nous trouvons ce genre d'antenne au Pays-Bas à Westerbork, aux U.S.A à Green Bank et en Angleterre à Cambridge.

Deux autres découvertes sont faites fortuitement ( comme celle de Jansky et de Hey ), le rayonnement radio de l'Univers et les Pulsars.

En 1965, deux chercheurs de Bell Téléphone Laborateries aux USA, A.Penzias et R. Wilsonen, effectuent des mesures à 7 cm de Longueur d'onde pour les communications par satellitessur sur une antenne expérimentale (dont la forme du cornet permet d'isoler les rayonnements parasites). Lors des premier essais, ils détectent l'existence d'un bruit radio; en poursuivant l'expérience ils trouvent ce bruit dans toutes les directions et sont persuadés qu'il vient du ciel
Ne pouvant pas apporter d'explication sur la nature de ce phénomène, ils font appel à un physicien spécialisé en radioastronomie R.H Dicke, qui travaille dans la recherche du rayonnement "fossile" ( reprenant les travaux d'avant-guerre du Belge G.Lemaître, Père du "Big Bang" sur l'expansion de l'Univers.

Depuis une vingtaine d'années plusieurs équipes de radioastronomes ont essayé de mesurer ce rayonnement, mais, à défaut de récepteurs radioastronomiques de haute qualité, ils n'ont pas réussi à faire de relevés précis.

Cette découverte du rayonnement résiduel régulièrement reparti dans l'Univers à une température de 3°K, est l'une des plus importantes dans la connaissance de la cosmologie, elle confirme le modèle du "Big Bang".
Cette recherche dans un domaine complètement étranger à A.Penzias et R. Wilson, leur vaut le prix Nobel de physique en 1978.

Deux ans plu tard, en 1967, lors de la mise en service d'un radiotélescope à antenne fixe sur 85 MHz à Cambridge en Angleterre , servant à étudier le flux des radiosources dans le milieu interplanétaire, une étudiante Miss J.Bell en relevant les résultats des observations, découvre des impulsions périodiques assez rapides et régulières. Après avoir interpellé son directeur de recherche A.Herwish pour savoir d'où pouvait provenir ce phénomène, et devant le silence de celui-ci, Miss Bell continue des observations systématiques pendant plusieurs semaines.

Principe de fonctionnement d'un Pulsar

Elle note que ces émissions sont caractérisées par des périodes régulières de quelques secondes, elle en déduit qu'elles ne provennent pas d'un signal terrestre, car leur temps de réapparition est un jour sidéral.
L'objet est nommé "LGM", pour Little Green Men (les petits hommes verts), car le signal evoque celui d'une balise fabriquée par une intelligence extraterrestre.

Mis devant le fait accompli A.Hewish se met à étudier les observations, et après environ trois mois de travail, il signale en détail le résultat des travaux de son équipe dans divers articles.
Après avoir observé l'objet nommé Pulsar (le nom provient de pulsating radio source (source radio pulsante), l'équipe de A.Herwish en découvre beaucoup autres, ayant tous les mêmes propriétés.
Ils pensent être en présence(et cela c'est révélé juste) d'une masse très petite et condensée, en rotation extrêmement rapide: une étoile à neutrons.
La propriété de ces étoiles - de masse équivalente à celle du Soleil, mais dans un rayon de seulement quelques Kilomètres où la matière est complètement dégénérée, par la fusion des protons et des électrons pour devenir des neutrons -, avait déjà fait l'objet de théorie par des physiciens avant la première guerre mondiale.

Les étoiles en vieillissant se contractent, la pression résultante exercée sur les atomes provoque une force telle que les électrons ne peuvent plus se maintenir sur leur couche, par l'annulation des forces nucléaires, ils se combinent aux protons pour devenir ensuite des neutrons. Au fur et a mesure du vieillissement de l'étoile, celle-ci s'enrichit de neutrons, pour devenir ensuite une étoile à neutrons.
Seules des étoiles aussi petites et denses, peuvent tourner sur elles-mêmes à une vitesse très élevée sans exploser sous l'effet de la force centrifuge.

La vitesse de rotation et le champ magnétique qui se dégage de la surface de ces objets, en font des accélérateurs de particules de haute énergie. Leur rayonnement radio est commun au rayonnement synchrotron.
Les pulsars sont aujourdh'ui observés, ils deviennent des horloges précises et servent à étudier les aspects de la relativité générale.

Pour la petite histoire:

En 1974, le prix Nobel de physique est attribué à Martin Ryle, qui a révolutionné la radioastronomie et à Hewish, pour la découverte des pulsars. Devant l'Académie Royale, Hewish mentionne la contribution de Jocelyn Bell.
"Il convient avant tout de mettre au crédit de Jocelyn Bell sa capacité de se maintenir à jour sous le flot de papier...".
F. Hoyle, célébre astronome déclenche une polémique, en reprochant au Comité Nobel de ne pas avoir couronné J. Bell en même temps que Hewish, et l'accuse d'avoir escamoté le rôle de J.Bell.
Quant à Hewish, il déclare: "Jocelyn était une fille drôlement bien, mais elle n'a fait que son boulot... Si elle n'avait pas vu la trace du pulsar, elle aurait fait preuve de négligence".

CINQUIEME PARTIE

La troisième fenêtre

Depuis le début des observations, les astronomes veulent éliminer les barrières atmosphérique.

D'une part,il y a celles de la basse atmosphère qui est absorbante pour les courtes longueurs d'onde, surtout par son oxygène et sa vapeur d'eau. D'autre part, à l'autre extrémité vers les grandes longueurs d'onde, celles de la haute atmosphère qui est constituée de quatre couches de particules ionisées (donc constructrice d'électricité) qui entoure la terre à une altitude située entre 80 et 500Km. La haute atmosphère est découverte par l'Anglais Heaveside et l'Américain Kennely en 1922, c'est en 1929 que l'Anglais Watson va lui donner le nom "ionosphère".

Les ondes émises par nos émetteurs ne peuvent pas quitter la Terre. Elles sont réfléchies vers la surface de la Terre par l'ionosphère, ce phénomène va par contre permettre la communication sur les grandes distances sur ondes courtes.

Pionner 10 (image NASA)

Les ondes émises par les différents corps célestes situés hors de l'atmosphère terrestre, sont également réfléchies avant d'atteindre le sol, et repartent vers l'espace.

Pour éliminer ces barrières, il faut observer au dessus de l'atmosphère.

La première tentative a lieu en 1920 par l'Allemand K.O.Kiepenheuer avec l'utilisation d'un obus du célèbre canon de Bertha pour envoyer un spectrographe destiné à photographier le rayonnement ultraviolet du Soleil, ce fut un échec.

C'est à la fin de la seconde guerre mondiale, d'abord grâce aux développements aéronautiques, - l'utilisations des ballons sondes, les premières fusées - que les premiers succès sont connus: arrivent le lancement par les chercheurs américains du Naval Research Labory d'un V 2, pour photographier le spectre ultraviolet du Soleil.

C'est ensuite grâce à la mise au point des engins spatiaux, que nous allons avoir tout un programme d'observations pour la radioastronomie.

En 1968, le premier satellite spécialement conçu pour la radioastronomie R.A.E -1 (Radio Astronomie Explorer) est envoyé sur orbite Il est équipé de quatre antennes de 230 m de long.

Par la suite tout un programme se développe jusqu'à aujourd'hui , mais ceci est une autre histoire.

Les radiotélescopes spatiaux ont pour mission d'observer le milieu interplanétaire, le rayonnement de la Galaxie, mais aussi de permettre de mieux comprendre les rayonnements et orages radioélectriques.
Tous ces travaux continuent d'améliorer notre vision du cosmos, de parfaire la connaissance de notre Univers, et surtout de connaître notre identité et l'endroit où nous vivons: la Terre.

Le miroir convergent et fixe du Grand Télescope de Nançay (photo de M.Bonavitacola)

Remerciements à

Catherine Lambin
Michel Bonavitacola
Bertrand Flouret

Quelques références :

A. Boischot - La Radioastronomie - Presses Universitaires de France

E.J. Blum - Les Radiotélescopes - Presses Universitaires de France

J.L Steinberg et J. Lequeux - Radioastronomie - Presse Universitaire de France

E. Schatzman - Origine et évolution des mondes

I. Chklovski - Radioastronomie - Edition en langues étrangère ( 1958 )

Sur Internet:

Station Radiotélescope de Nançay :http://www.obs-nancay.fr

Société d'Astronomie Jansky :http://astrosurf.com/saj

Observatoire de Paris - Meudon :http://www.obspm.fr/

Observatoire e Bordeaux :http://www.observ.u-bordeaux.fr/

NASA :http://www.spacephotos.com/