Radioastronomie

La radioastronomie est une branche de l'astronomie traitant de l'observation du ciel dans le domaine des ondes radio. C'est une science relativement jeune qui est née dans les années 1930 mais qui n'a pris son essor que dans les années 1950/1960 avec la réalisation de grands instruments (Parkes, Greenbank, Arecibo, Jodrell Bank, Westerbork et Nançay). Tout le spectre radio présente un intérêt pour l'astronomie et la cosmologie mais pour des raisons techniques les fréquences observées sont limitées à l'intervalle compris entre 1 MHz et environ 1 000 GHz.

Le Very Large Array près de Socorro (Nouveau-Mexique) aux États-Unis : un interféromètre astronomique radio.

Les observations de ces signaux de puissance généralement faible sont très sensibles aux interférences d'origine humaine ou terrestre et sont noyés dans le bruit cosmique. Pour isoler les signaux et fournir des mesures précises, elles nécessitent la mise en œuvre d'instruments de très grande taille, les radiotélescopes, qui mobilisent de ressources à l'échelle nationale voire internationale (ALMA, LOFAR, SKA). Les signaux des radiotélescopes individuels sont souvent combinés (interférométrie). Des observatoires spatiaux sont également utilisés pour des mesures nécessitant un environnement non reproductible sur Terre (Planck,…) ou pratiquer une interférométrie à très longue base (RadioAstron).

La radioastronomie a apporté des contributions majeures dans des domaines comme la structure de notre galaxie (via la mesure de la répartition de l'hydrogène atomique), les processus physiques au sein de notre Soleil, la composition et l'évolution des nuages de gaz interstellaires et des pouponnières d'étoiles, la structure et l'évolution des galaxies, la détermination des paramètres cosmologiques de l'univers (analyse du fond diffus cosmologique) et enfin les processus physiques à l'origine des émissions radioélectriques des plasmas, des planètes et du milieu interplanétaire de notre système solaire.

Histoire

Antenne avec laquelle Jansky a détecté les ondes radio en provenance de l'espace.

L'histoire de la radioastronomie est liée à celle des radiocommunications. Les ondes radio sont découvertes par Heinrich Hertz en 1889 et, moins de 10 ans plus tard, Guglielmo Marconi met au point la télégraphie sans fil, première application pratique. Dès le début du XX^e siècle, plusieurs chercheurs (Oliver Lodge, Charles Nordmann,…) tentent de détecter des ondes radio naturelles en provenance du Soleil, mais leurs expériences échouent du fait de la faible sensibilité de ceux-ci et par le fait que celles-ci se déroulent alors que l'activité solaire est à son minimum^[1].

Les débuts de la radioastronomie découlent de la découverte accidentelle en 1933 par Karl Jansky des signaux d'origine cosmique. Cet ingénieur travaillait dans le laboratoire de recherche et de développement de la compagnie de téléphonie américaine Bell. Il observe des signaux radio qui reviennent toutes les 23 heures 56 minutes, soit un jour sidéral (durée de la rotation de la Terre). Il comprend que cette périodicité implique que ce sont les étoiles qui sont la source de ces signaux radio. Il arrive à déterminer qu'une émission radio provient du centre de la Galaxie sur la longueur d'onde de 15 mètres. Il publie en 1935 ce résultat, mais ces conclusions ne donnent lieu à aucune recherche ou observation dans le monde de la recherche ou de l'astronomie. En 1936, année du maximum solaire, de nombreux postes radio reçoivent des bruits parasites liés à l'activité solaire, mais le rapprochement n'est pas effectué. J.S. Hey, qui travaille sur la mise au point des radars, détecte en 1942 des émissions radio dans la longueur d'onde 1 mètre et remonte à leur source qui coïncide avec les taches solaires. Ces résultats ne sont publiés qu'en 1946, une fois la Seconde Guerre mondiale achevée.

Le premier radiotélescope est construit en 1936 par l'astronome amateur Grote Reber qui durant 10 ans reste le seul à observer cette nouvelle source de données sur le cosmos. Les travaux sur les radars durant la Seconde Guerre mondiale accélèrent la mise au point des technologies qui vont être mises en œuvre par les radiotélescopes. C'est à cette époque que sont détectées les émissions du Soleil dans les longueurs d'onde 150 MHz, 3 et 10 GHz. Après la Seconde Guerre mondiale, les recherches commencent sur une plus grande échelle avec du matériel militaire recyclé (radars). En France, à partir de 1947, Yves Rocard avec deux antennes d’origine allemande de 7,5 m de diamètre crée un service d’observation dirigé par Jean-François Denisse. En 1952, il obtient les moyens pour construire un plus grand observatoire, la station de radioastronomie de Nançay (Cher), avec 32 radiotélescopes alignés, inaugurée en 1956. Plusieurs astronomes de renom ont travaillé au radiotélescope de Nançay, tels que Jean-Pierre Luminet (auteur de la première image de synthèse d'un trou noir), François Biraud ou encore Jean-Claude Ribes (directeur de l'observatoire de Lyon de 1986 à 1995).

Le 25 mars 1951, Harold Ewen et Edward Purcell détectent la raie 21 cm de l'hydrogène neutre dans la Voie lactée avec une antenne cornet.

C’est le 20 mai 1964 qu’Arno Allan Penzias et Robert Woodrow Wilson découvrent le rayonnement fossile du Big Bang, prévu par George Gamow, en essayant d'éliminer un bruit de fond dans leur équipement de transmission.

Leurs travaux sont publiés en 1965, et le fond diffus cosmologique est officiellement découvert ; Georges Lemaître l'avait prédit dans sa théorie de l'explosion primitive ; dans son article (en français) adressé à Sir Eddington, il le définit comme l'« éclat disparu de la formation des mondes », le reliant à la théorie de l'explosion primordiale que Fred Hoyle, partisan de la théorie dite "de l’état stationnaire", avait caricaturée en la désignant par ce vocable du Big Bang qui est devenu ainsi le symbole de la théorie de l'expansion de l'Univers. La discipline de la radioastronomie prend un essor inégalé dans l'histoire de l'astronomie.

En 1967, Jocelyn Bell Burnell détecte le premier pulsar, mais c'est son directeur de thèse, Antony Hewish, qui reçoit en 1974 le prix Nobel de physique pour son apport à la radioastronomie — ce qui déclenche une controverse (en)^[2].

Sources cosmiques d'émissions radio

Explosion stellaire vue par le radiotélescope ALMA, l'arrière plan provient d'images prises par des télescopes optiques.

Il existe plusieurs mécanismes à l'origine des émissions radio d'origine cosmique :

• Le rayonnement radio d'origine thermique est émis par tout corps ayant une température supérieure au zéro absolu en particulier par les plasmas chauds, les nuages de gaz interstellaires, les enveloppes chaudes d'étoiles et les corps solides. Le fond diffus cosmologique constitue un cas particulier de cette catégorie ;
• Le rayonnement non thermique est émis principalement par le rayonnement synchrotron produit par des électrons circulant à des vitesses relativistes (proches de celle de la lumière) dans un champ magnétique ;
• Le rayonnement en raies spectrales est produit par la transition entre les différents états d'énergie des atomes et des molécules ;
• Les odd radio circles (ORC), cercles extragalactiques de très grande dimension, invisibles en dehors des ondes radios et d'origine inconnue^[3]. Cinq ORCs ont été identifiés, tous en 2021^[3],[4].

Selon leurs origines les émissions radio présentent un spectre continu, c'est-à-dire s'étalant sur une bande de fréquences large, ou un spectre étroit (émissions de photons correspondant à des raies spectrales).

Ondes radio utilisées par la radioastronomie

Les fréquences observées en radioastronomie dépendent des types de source cosmique, mais sont contraintes par les perturbations radio naturelles terrestres (ionosphère, troposphère,…) cosmiques (bruit cosmique,…) et humaines (téléphones cellulaires, émetteurs radio/télévision, radars…). Les observations depuis le sol, du fait des perturbations de l'ionosphère, ne sont techniquement réalisables sous certaines conditions qu'à partir de 1,5 MHz, mais en pratique ne sont réalisées qu'à partir des fréquences inférieures à 30 MHz. À l'autre extrémité du spectre radio, dans le domaine des ondes millimétriques et submillimétriques, les ondes sont en partie interceptées par la vapeur d'eau atmosphérique, ce qui conduit à installer (comme pour les télescopes optiques) les radiotélescopes dans des sites situés à très haute altitude (ALMA, NOEMA, JCMT).

Les bandes spectrales utilisées en radioastronomie sont en partie protégées des perturbations d'origine humaine par des normes imposées aux constructeurs d'appareils émetteurs d'ondes radio. Ces normes sont établies par l'Union internationale des télécommunications ^[5].

Fréquence	Longueur d'onde	Autre désignation	Désignation internationale	Radiosources cosmiques (exemples)	Radiotélescopes (exemples)	Interférences naturelles / humaines
3-30 Hz	100000-10000 km		extrêmement basse fréquence (EBF/ELF)		Non observables techniquement Interception par l'ionosphère
30-300 Hz	10000-1000 km		super basse fréquence (SBF/SLF)
300-3000 Hz	1000-100 km		ultra basse fréquence (UBF/ULF)
3-30 kHz	100-10 km	ondes myriamétriques	très basse fréquence (TBF/VLF)
30-300 kHz	10-1 km	ondes kilométriques	basse fréquence (BF/LF)
300 kHz-3 MHz	1 km-100 m	ondes hectométriques	moyenne fréquence (MF/MF)
3 MHz-30 MHz	100-10 m	ondes décamétriques ondes courtes	haute fréquence (HF/HF)
30-300 MHz	10-1 m	ondes métriques ondes ultra courtes	très haute fréquence (THF/VHF)	Pulsar	LOFAR (10-240 MHz)
300 MHz-3 GHz	1 m-10 cm	ondes décimétriques à partir de 1 GHz micro-ondes	ultra haute fréquence (UHF/UHF)	Raie spectrale hydrogène neutre (1,42 GHz) Pulsar	SKA (100 MHz-25 GHz) Nançay (1-3,5 GHz)
3-30 GHz	10-1 cm	ondes centimétriques micro-ondes	supra-haute fréquence (SHF/SHF)	Pulsar	Green Bank (290 MHz-90 GHz
30-300 GHz	1 cm-1 mm	ondes millimétriques micro-ondes	extrêmement haute fréquence (EHF/EHF)	Fond diffus cosmologique (160 GHz) Raie monoxyde de carbone (115 GHz)	ALMA (30-950 GHz) NOEMA, SMA (180–418 GHz)	Vapeur d'eau atmosphérique
300-3000 GHz	1 mm-100 µm	ondes submillimétriques	Térahertz	Poussière interstellaire	JCMT (230–660 GHz) APEX (200-1500 GHz)	Vapeur d'eau atmosphérique

Mesures effectuées

Les mesures suivantes du signal radio sont effectuées :

• Intensité du signal radio
• Fréquence
• Polarisation
• Direction (origine de l'émission radio)
• Variation temporelle du signal

Les émissions radio d'origine cosmique captées sur Terre ont généralement une puissance très faible (elles se présentent généralement sous forme d'un bruit aléatoire) à l'exception des radiosources suivantes :

• Les signaux émis par les pulsars caractérisés par une périodicité très stable
• Les scintillations interplanétaires et ionosphériques émanant de radiosources de petite taille
• Les émissions irrégulières en provenance de certaines étoiles et en particulier du Soleil
• Les variations de puissance de signaux qui peuvent s'étaler sur plusieurs mois de certaines sources comme les sursaut gamma
• Les variations associées aux signaux émis par Jupiter et son environnement

Instrumentation

Afin d'obtenir suffisamment de signal, certaines antennes sont gigantesques, par exemple le radiotélescope d'Arecibo a un diamètre de 305 mètres. Pour obtenir une résolution fine, on utilise des réseaux d'antennes et même des Very Large Array.

Comme pour l'astronomie optique, il existe des radioastronomes amateurs.

Fréquences radio allouées à la radioastronomie

Les bandes dédiées à la radioastronomie ont des assignations spécifiques pour être utilisées par ce service de radioastronomie^[6].

Ces fenêtres radio donnent accès à divers corps célestes car les répartitions des bandes protègent des brouillages d’autres services^[7].

Bandes ITU	Types d’observation
13,36 MHz à 13,41 MHz	Soleil, Jupiter
25,55 MHz à 25,67 MHz	Soleil, Jupiter
37,5 MHz à 38,25 MHz	Jupiter
73 MHz à 74,6 MHz	Soleil
150,05 MHz à 153 MHz	Continuum, pulsar, Soleil
322 MHz à 328,6 MHz	Continuum, deutérium
406,1 MHz à 410 MHz	Continuum
608 MHz à 614 MHz	VLBI
1 330 MHz à 1 400 MHz	Raie HI red-shiftée
1 400 MHz à 1 427 MHz	Raie HI
1 610,6 MHz à 1 613,8 MHz	Raies OH
1 660 MHz à 1 670 MHz	Raies OH
1 718,8 MHz à 1 722,2 MHz	Raies OH
2 655 MHz à 2 700 MHz	Continuum, HII
3 100 MHz à 3 400 MHz	Raies CH
4 800 MHz à 5 000 MHz	VLBI, HII, raies H2CO et HCOH
6 650 MHz à 6 675,2 MHz	CH3OH, VLBI
10,60 GHz à 10,70 GHz	Quasar, raies H2CO, Continuum
14,47 GHz à 14,50 GHz	Quasar, raies H2CO, Continuum
15,35 GHz à 15,40 GHz	Quasar, raies H2CO, Continuum
22,01 GHz à 22,21 GHz	Raie H2O red-shiftée
22,21 GHz à 22,5 GHz	Raies H2O
22,81 GHz à 22,86 GHz	Raies NH3, HCOOCH3
23,07 GHz à 23,12 GHz	Raies NH3
23,6 GHz à 24,0 GHz	Raie NH3, Continuum
31,3 GHz à 31,8 GHz	Continuum
36,43 GHz à 36,5 GHz	Raies HC3N, OH
42,5 GHz à 43,5 GHz	Raie SiO
47,2 GHz à 50,2 GHz	Raies CS, H2CO, CH3OH, OCS
51,4 GHz à 59 GHz
76 GHz à 116 GHz	Continuum, raies moléculaires
123 GHz à 158,5 GHz	Raies H2CO, DCN, H2CO, CS
164 GHz à 167 GHz	Continuum
168 GHz à 185 GHz	H2O, O3, multiples raies
191,8 GHz à 231,5 GHz	Raie CO a 230.5 GHz
241 GHz à 275 GHz	Raies C2H, HCN, HCO+
275 GHz à 1 000 GHz	Continuum, Raies moléculaires