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Branche radio de l’astronomie

Comme nous l’avons vu dans le paragraphe précédent, l’étude des ondes radio provenant de l’infini constitue un moyen pour détecter la présence extraterrestre (l’intelligence extraterrestre). Nombreux sont les organismes mobilisés dans cet optique et les équipements mis en place à cet effet. Différentes technologies sont utilisées afin de venir à bout de cet exploit inestimable. Après avoir passer en revue quelques définitions, nous entrerons dans les trois types d’application radioastronomique : radioastronomie, radarastronomie, radio-interférométrie.

Définitions

Avant d’entrer dans les détails de la branche radio de l’astronomie, donnons quelques définitions importantes : celle des radiosources, d’un radiotélescope, d’une chaîne émission – réception.

Radiosource [2] [5]

En somme une radiosource est un astre émetteur de rayonnement radioélectrique continu. Leur présence se détecte via des systèmes de radiolocalisation passive. Deux sortes de radiosources existent : celles discrètes pour des sources radio bien localisées dans l’espace et celles diffuses, qui correspondent à une émission radio à distribution continue dans l’espace. La majeure partie de ces astres est extragalactique (galaxies normales, radiogalaxies, quasars, pulsars…). L’année 1946, découverte de la première radiosource autre que le Soleil, indique que la présence d’éléments émettant naturellement des signaux radioélectriques en dehors du système solaire est une vérité. Des radioastronomes britanniques ont été à la base de cette trouvaille. Quatre ans après, les radioastronomes de Cambridge établissent le premier catalogue de radiosource incluant Cygnus A (la radiosource dite précédemment, située dans la direction de la constellation du Cygne).
Les pulsars (pulsa[ting] [sta]r) sont des étoiles à neutrons, en rotation rapide. Ils émettent des rayonnements électromagnétiques (le plus souvent radioélectrique), plus précisément, des impulsions séquentielles (d’où leur nom) très brèves et qui se reproduisent à intervalles extrêmement réguliers. Les quasars, qua[si] [stell]ar object, eux sont des noyaux galactiques brillants, puissants, qui sont aussi sources d’ondes électromagnétiques caractéristiques

Radiotélescope 

C’est la grande oreille à l’écoute du ciel. En 1932, Karl Guthe Jansky, découvrit que de la Voie lactée émanaient des rayonnements radioélectriques. Le principe adopté pour le radiotélescope dérive de celui des télescopes optiques. Il est constitué de huit étages qui rappellent exactement la structure d’un récepteur radio.
C’est au niveau de ce récepteur que se déroule les analyses, les mesures de l’intensité et de la fréquence, etc. du signal reçu. L’observatoire situé au Porto Rico abrite le plus grand radiotélescope jamais construit jusqu’à nos jours, Arecibo. Cet équipement sert à la fois dans la radioastronomie, la radarastronomie, moyennant un émetteur très puissant, et la radio interférométrie (voir plus loin).
Il peut être :
– orientable, comme celui d’Effelsberg, près de Bonn (Allemagne), avec son paraboloïde de 100m de diamètre ;
– « méridien », par exemple celui de Nançay en France, qui n’observe que les radiosources situées proche du méridien. Ces télescopes ont de plus grandes dimensions ;
– pour les très grandes antennes, le radiotélescope est fixe.
Antenne du radiotélescope.—.L’antenne appelée encore collecteur joue le même rôle que le miroir d’un télescope optique. Son fonctionnement est identique à celui des antennes habituelles. A sa sortie, on obtient un courant électrique de très basse intensité qui sera traité pour pouvoir la mesurer.
Le pouvoir séparateur de ces antennes se calcule par la formule suivante : RP = 1,22λ 206265 (1.01)
RP : resolving power exprimé en arc seconde
λ : longueur d’onde en millimètre
D : diamètre du collecteur en millimètre
206265 est déduit de la parallaxe (1pc/1au)
Parsec (pc) et unité astronomique (au) sont des unités de distance (voir Annexe 2).
Il est évident que le pouvoir séparateur dépend de la fréquence. De même, que pour observer la même précision qu’en optique, il faut un diamètre très élevé. C’est ici qu’interviennent les vertus de la radio interférométrie.
Le collecteur est souvent à réflecteur parabolique ou sphérique, muni de grillage métallique, dont la maille est d’au moins dix fois plus fine que la longueur d’onde d’observation. En radioastronomie amateur, il est d’usage de disposer l’antenne dans le sens nord-sud ou méridien ; ainsi quand une radiosource passera dans l’angle de vue de l’antenne, il est plus facile de savoir ses coordonnées vues que l’antenne a déjà été pointé dans une direction (azimut et élévation) déterminée.
Etage préamplificateur.—Les signaux radio cosmiques sont généralement très faibles. Le besoin d’amplification devient inéluctable. Signaux utiles et bruits introduits par les composants électroniques se trouvent amplifiés ensemble avec un facteur important. De ce fait, une prudence hors pair doit régir la recherche radioastronomique car les bruits peuvent noyer complètement le signal à observer. Le préamplificateur est souvent dénommé LNA (Low Noise Amplifier). On peut aussi le munir de refroidisseur jusqu’à une température approchant le zéro absolu, ceci pour réduire les effets des bruits thermoélectriques (un facteur de bruit de moins de 5 dB est considéré comme bon en radioastronomie amateur).
Mélangeur.—Il sert à abaisser la fréquence du signal à la sortie du préamplificateur ; ceci pour deux raisons : il est assez difficile d’amplifier, de filtrer ces signaux, puis, en retenant la haute fréquence, il se peut que l’antenne re-rayonne et ainsi les pertes vont s’accroître.
Oscillateur local.—L’oscillateur local produit le signal à injecter dans le mélangeur pour qu’on obtienne à la sortie de ce dernier un signal à la fréquence intermédiaire. Le signal qu’il délivre est souvent généré par un cristal de quartz car il est stable (une petite déviation de la fréquence est acceptable). En cas d’une déviation trop flagrante, un bruit cosmique ou un signal naturel peut induire en erreur et faire croire en l’existence de signal artificiel.
Amplificateur à fréquence intermédiaire.—C’est un amplificateur à radiofréquence. En plus de l’amplification, il intègre aussi un filtrage passe-bande. Le Contrôle Automatique de Gain (CAG) figurant sur les récepteurs ordinaires est mis hors fonction ou ôté totalement du circuit d’un radiotélescope car il a tendance à masquer les variations d’intensité du signal à détecter.
La valeur du gain au niveau de l’amplificateur à fréquence intermédiaire est déduite de l’intensité du signal à la sortie du mélangeur. Déterminer cette valeur à l’avance pose problème, c’est pour cela qu’un atténuateur est introduit dans la chaîne (inclut dans IF Amp).
Détecteur.—En fait, cet étage est appelé : « square law detectors ». Comme le signal arrivant jusqu’à cet étage est alternatif, donc la résultante continue sera nulle ce qui ne permet aucune mesure d’où l’intérêt de l’utilisation du détecteur à diode. Il ne laisse passer qu’une seule direction du courant. Le choix de diodes adaptées pour les radiotélescopes est vaste mais on retient, pour les amateurs, une diode au germanium ou une diode schottky. En introduisant un courant dans la gamme de valeur que requière la diode, le potentiel à la sortie de cet étage sera le carré de celui à l’entrée (d’où son appellation) ; ce qui est directement proportionnel à la puissance reçue par le radiotélescope Amplificateur à courant continu.—Après que le signal de radiofréquence soit converti en signal continu, il faut le transformer en un signal qu’on peut enregistrer. Même avec tous les efforts pour éradiquer les bruits, cet étage n’en reste pas moins immunisé. Ils sont ici dus à l’équipement même et non cosmiques. On tâchera pourtant d’obtenir un signal entre les 0 et 5 volts. Ceci peut être fait via un amplificateur opérationnel monté en additionneur de tension qui permet de réduire tout au moins le rapport signal sur bruit.
Malgré le fait qu’on ait transformé le signal reçu en courant continu, on observe une variation assez significative due à son caractère de bruit. Un intégrateur est utilisé pour effectuer le lissage ; on insère un condensateur dans la chaîne qui, en faisant la moyenne du niveau signal dans le temps, augmente la sensibilité de mesure.
Il est à signaler simplement que les composants qui constituent le récepteur de radiotélescope doivent être de bonne qualité ; surtout côté amplification (Les circuits intégrés, amplificateur opérationnel, sont à conseiller).
Organe d’enregistrement.—Ce qui nous intéresse est bien évidemment, dans les radiotélescopes amateurs, la variation de l’amplitude du signal dans le temps ; c’est pourquoi l’organe d’enregistrement est équipé d’un écran assimilable à celui d’un oscilloscope. On peut aussi procédé à un prélèvement des valeurs selon la direction de pointage de l’antenne. Le résultat obtenu se dénomme « strip chart » (tableau de la bande). La figure ci-après montre celui de la radiosource Taurus A.
Des appareils munis de stylo, dévié selon la valeur de la tension à la sortie du radiotélescope, ont servi d’antan pour afficher sur une feuille de papier le strip chart. Pour basculer de l’analogique au numérique (signaux reconnus par les ordinateurs), un convertisseur CAN est nécessaire.

Emission. Réception

Emission et réception sont des processus réciproques. L’émission consiste en une production d’un flux de matière ou de rayonnement porteur d’énergie. Dans ce qui suivra, et tout le long de ce document, on parlera d’émission de rayonnements électromagnétiques. Les ondes se subdivisent en plusieurs catégories selon leurs fréquences (leurs longueurs d’ondes) :
– ondes kilométriques (grandes ondes) ou VLF (Very Low Frequency) se propageant en onde de surface, ou par réflexion ionosphérique ;
– ondes hectométriques (petites ondes) ou LF (Low Frequency) ayant le même mode de propagation que le VLF ;
– ondes décamétriques (ondes courtes) ou MF (Medium Frequency) idem à la propagation des VLF;
– ondes métriques et celles à longueur d’ondes inférieure au mètre regroupent le HF (High Frequency), le VHF (Very High Frequency), le UHF (Ultra High Frequency), le SHF (Supra High Frequency) et le EHF (Extra High Frequency) qui se propagent en général en vue directe.
Un récepteur, de l’autre côté, est un dispositif qui fournit un signal ou une énergie différente de celle à son entrée, et en mieux. Ceci induit évidemment quelques traitements à effectuer comme le filtrage, l’amplification et tout autre procédé pour rendre le signal reçu plus utilisable. Le récepteur d’un radiotélescope, vu le niveau du signal très bas, requiert l’emploi des masers (Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation) qui sont des amplificateurs à très faibles bruits. Ces derniers sont des perturbations aléatoires pouvant étouffer le signal utile et ainsi faire perdre des informations d’une importance capitale.

Radioastronomie

En quelques mots, la radioastronomie est la branche de l’astronomie qui étudie le rayonnement radioélectrique des astres. Il a suivi une évolution certaine tout le long des années. Les équipements utilisés à cet effet ne sont pas non plus ceux utilisés d’habitude. Pourtant, la pollution entrave sa route. Ces thèmes sont abordés dans ce paragraphe.

Historique et découvertes

Les essais radioastronomiques ont pavé la période de la deuxième guerre mondiale mais bon nombre d’entre eux ne furent reconnus qu’à la fin de cette guerre et ce n’est qu’à ce moment que la radioastronomie a pris un essor considérable.
En retraçant son long chemin, plusieurs dates sont à remarquer. La preuve que les ondes radioélectriques sont des rayonnements électromagnétiques fut apportée par Henrich Hertz en 1885. Aidé par un mécanicien électricien Daniel Ruhmkorff, ils conçurent un oscillateur et un résonateur. Ces ondes sont désormais traitées au même titre que celles visibles moyennant une différence de longueur d’ondes. Ce résultat a été retenu depuis lors et confirme la vision de Maxwell : toutes les formes de lumière visible et invisible constituent bel et bien le spectre des radiations électromagnétiques (il va des rayons gamma aux fréquences radio). C’est ainsi que fut démontré que dans un métal interposé sur le trajet d’une onde se crée une tension électrique et même, une aimantation à puissance élevée donc, un champ magnétique (dualité électrique et magnétique).
Les longueurs d’ondes des ondes Hertziennes se situent entre le mm et environ 30 km. Elles observent la même propagation que toute onde électromagnétique, possibilité de réflexion, réfraction, diffraction, polarisation. Elles peuvent aussi former des interférences. La différence réside dans le fait qu’elles sont détectables car agissent directement sur les électrons d’un circuit ; une onde électromagnétique ne peut se déterminer que via ses manifestations.
Cette découverte est la clé ouvrant la voie vers les recherches pour l’observation du ciel. Voyant le plus proche, les premières expériences portent sur l’étude du rayonnement solaire, mais en vain. De ce fait, Charles Nordmann rapporte dans sa note adressée à l’académie des Sciences à Paris, le 3 février 1902 : « 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. ». Ce fut une déception absolue, et la radioastronomie s’est éteinte, un peu trop tôt, sans avoir fait ses preuves.
Un nouvel éveil apparaît 29 ans plus tard avec la détection inattendue du rayonnement de la Voie Lactée par Karl G. Jansky, travaillant dans la compagnie Bell Téléphone dans le New Jersey, lors d’une communication longue distance entre les Etats-Unis et l’Angleterre. Les longueurs d’ondes sur lesquelles il travaillait vont de 10 à 14,6 m, et le récepteur était une de ces inventions. Il détecta trois sortes de source de bruits : les deux premières proviennent des appareils même (bruit de fond), la dernière est due à une interférence avec un signal d’origine inconnue. L’intensité de celle-ci varie selon l’orientation de l’antenne à la différence des deux premières, qui sont fonction du temps. Elle change progressivement et observe une période de 23 h 56 min 4 s soit exactement le temps sidéral. Devant le Congrès de l’Union de la Radio Scientifique, en avril 1933, Jansky évoque 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 ». Ces paroles lui valent l’honneur d’être reconnu comme étant le véritable fondateur de la Radioastronomie, son nom est désormais l’unité fondamentale de puissance (densité de flux : équivalent à 1026 W/m²/Hz).
Quelques années plus tard, l’ingénieur Américain Grote Reber, suit la trace de Jansky et construisit le premier radiotélescope fait de bois pour la monture et de miroir en tôle galvanisée de 9m de diamètre (parabolique).
Reber compris qu’en radioélectrique, l’antenne est censée capter une onde ainsi que son spectre, amplitude du champ magnétique. Cette dernière se produit sur la surface perpendiculaire à la direction de la propagation. La surface de réception doit prendre en compte, et l’addition des phases de l’énergie électromagnétique, et la puissance totale captée. Etant donné que le rayonnement à capter est à une grande distance de la Terre, on devra adopter une forme d’antenne favorisant la réception de signaux à très faible niveau. L’idée fut de procéder à une réflexion sur une surface en paraboloïde
Pour éviter toutes perturbations radio, il travaillât de minuit à l’aube, sur 162 MHz et 187 cm de longueur d’ondes, et réalisa la première cartographie du ciel. Il mis en exergue le fait que le maximum d’émission est bien situé là où Jansky l’avait détecté. La constellation du Sagittaire fut alors considérée comme le centre de notre Galaxie.
Mais revenons au Soleil, Reber avait reçu des émissions provenant de cet astre mais ne pouvait le confirmer faute de preuves pertinentes. Le mérite revient à un technicien radio radariste J. S. Hey. Les 26, 27 et 28 février 1942, des émissions de nature inconnue viennent brouiller ses écrans radar ; elles sont accentuées lorsque l’antenne est pointée vers le Soleil. La longueur d’ondes que l’équipe de Hey utilisait était de 2 m. Sur 3 cm et 10 cm, Georges Southworth, employé de Bell Téléphone, confirma les expériences de Hey.
Le véritable début de la radioastronomie survint vers l’année 1945, avec la confirmation et la publication des hypothèses de Reber et Hey par l’astronome anglais J. M. Stattron. Elle comprendra deux branches distinctes : l’astrophysique, au niveau objets célestes, et la radarastronomie, limitée à une portée ne dépassant pas le système solaire.
Deux contraintes limitent la dimension d’antennes uniques orientables. Mécaniquement, les irrégularités de la surface collectrice doivent être inférieures au dixième de la longueur d’onde pour que ceci n’influe pas sur la diffusion de la lumière, et ainsi de l’onde dans le domaine radioélectrique, selon Lord John Rayleigh. La précision est ainsi améliorée. Le pouvoir séparateur (ou de résolution, vu précédemment) est aussi une limitation à considérer. C’est le plus petit angle que font deux points lumineux, quand ils sont distants d’une séparation égale à leur diamètre.
Une solution a été proposée par J. Kraus, celle de remplacer le réflecteur parabolique unique par deux surfaces réfléchissantes disposées face à face. La plus grande, mobile, reçoit directement les rayonnements et les réfléchie sur la deuxième, fixe et convergente, qui concentrera ces derniers en son foyer pour ainsi observer la source.

Equipements. Particularités de la radioastronomie

La transparence de l’atmosphère est un facteur qui borne le domaine de la radioastronomie. Une courte longueur d’ondes peut être absorbée par les molécules d’oxygène et de vapeur d’eau ; pour les grandes longueurs d’ondes, l’ionosphère devient un obstacle car il réfléchit vers l’extérieur les rayonnements des astres.
Il est à remarquer que les émissions peuvent être thermique ou non. Une radiation est appelée synchrotron lorsque l’énergie de la particule en question est si intense que sa vitesse est proche de celle de la lumière. Pour le cas des atomes énergétiquement excités (ions et molécules), une longueur d’onde bien précise est émise ; elle est caractéristique de l’atome et de son état d’excitation ; on parle d’émissions en continu et d’émissions discrètes (par exemple la fameuse raie 21 cm, 1 420,4075 MHz, des atomes neutres d’hydrogène).
Comme la puissance atteignant le radiotélescope est des plus moindre (approchant les 10-17 W), le récepteur devra être tenu à une température avoisinant le zéro absolu et ainsi pouvoir travailler dans les meilleures conditions possibles. En effet, l’énergie d’une radiosource puissante, captée par un radiotélescope durant une année, sur une fréquence de 50 MHz, permettrait tout juste d’élever la température de 1 g d’eau de 0,001°K.

Table des matières

INTRODUCTION
Chapitre 1 ASTRONOMIE
1.1. Notion d’astronomie
1.1.1. Définition de l’astronomie
1.1.1.1. Délimitation du domaine astronomique
1.1.1.2. Astronomie fondamentale
1.1.1.3. Astrophysique
1.1.1.4. Astronomie, domaine interdisciplinaire
1.1.2. Bioastronomie et exobiologie
1.1.2.1. Définition
1.1.2.2. La vie extraterrestre
1.1.2.3. Search for ExtraTerrestrial Intelligence
1.1.3. Vocabulaires de l’astronomie
1.2. Branche radio de l’astronomie
1.2.1. Définitions
1.2.1.1. Radiosource
1.2.1.2. Radiotélescope
1.2.1.3. Emission. Réception
1.2.2. Radioastronomie
1.2.2.1. Historique et découvertes
1.2.2.2. Equipements. Particularités de la radioastronomie
1.2.2.3. Pollution radio et saturation du circumterrestre
1.2.3. Radarastronomie
1.2.4. Radio-interférométrie
1.2.4.1. Radio-interféromètre
1.2.4.2. Synthèse d’ouverture
Chapitre 2 ANTENNES
2.1. Généralités sur les antennes
2.1.1. Caractéristiques d’une antenne
2.1.1.1. Diagramme de rayonnement
2.1.1.2. Gain et directivité
2.1.1.3. Surface équivalente de réception ou aperture area
2.1.1.4. Bande de fonctionnement ou bande passante
2.1.1.5. Résistance de rayonnement
2.1.1.6. Facteur de mérite d’une antenne
2.1.2. Théorèmes généraux sur les antennes
2.1.2.1. Théorème de réciprocité
2.1.2.2. Polarisation
2.1.2.3. Autres théorèmes
2.2. Antennes à réflecteurs
2.2.1. Antennes à réflecteur paraboloïde
2.2.1.1. Géométrie d’un paraboloïde
2.2.1.2. Propriété d’un paraboloïde
2.2.1.3. Performances d’une antenne à réflecteur paraboloïde]
2.2.2. Antennes à optique Cassegrain
2.2.2.1. Géométrie d’une antenne Cassegrain
2.2.2.3. Caractéristiques de rayonnement
2.2.2.4. Avantages et inconvénients du montage Cassegrain
2.2.3. Montage périscopique
2.3. Antennes sources primaires
2.3.1. Dipôle demi-longueur d’onde
2.3.2. Cornet
2.3.2.1. Cornet pyramidal
2.3.2.2. Cornet circulaire
Chapitre 3 DIMENSIONNEMENT DE L’ANTENNE
3.1. Dimensionnement du cornet corrugué
3.1.1. Variation de l’angle de l’embouchure
3.1.2. Variation de la fréquence
3.1.3. Exemple de dimensionnement d’un cornet corrugué
3.2. Alimentation périscopique
3.2.1. Variation du rapport côté de réflecteur/diamètre du paraboloïde
3.2.2. Variation du paramètre d’éclairement du périscope
3.2.3. Exemple de dimensionnement d’un montage périscope à quatre réflecteurs
3.3. Dimensionnement de l’antenne Cassegrain
3.3.1. Variation de la distance focale du sub-réflecteur
3.3.2. Variation de la focale du réflecteur principal
3.3.3. Exemple de dimensionnement d’un système à optique Cassegrain
3.4. Résultats finaux
CONCLUSION
ANNEXE 1 : Les neufs planètes du système solaire ainsi que le Soleil
ANNEXE 2 : Les constantes astronomiques
ANNEXE 3 : La cyclostationnarité
ANNEXE 4 : Antennes à lentille
ANNEXE 5 : Zone de rayonnement
ANNEXE 6 : Equations de Maxwell
ANNEXE 7 : Cornet corrugué
ANNEXE 8 : Alimentation périscopique
ANNEXE 9 : Antenne Cassegrain
BIBLIOGRAPHIE

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