Notion d’astronomie

L’astronomie tente de répondre aux désirs de savoir de l’Homme sur ceux qui gisaient en permanence au dessus de nous. Elle nous fait comprendre le fonctionnement de cet Univers en pleine expansion.
Dans ce paragraphe, nous donnerons une brève définition de l’astronomie, suivra, la délimitation du domaine astronomique, puis voyons ensuite l’astronomie fondamentale, et pour clore, regardons ce qu’est l’astrophysique.

Définition de l’astronomie

Selon le dictionnaire, l’astronomie est une « étude scientifique des astres, de la structure de l’univers ». Mais il est à préciser que l’astronomie est une science comme tous les autres. Elle est vraiment différente de l’astrologie, qui essaie de prédire un évènement terrestre suivant le mouvement et la position des astres, parce que l’astronomie n’ait rien de divinatoire.
Ceci nous conduit donc à délimiter le domaine de l’astronomie.

Délimitation du domaine astronomique

Les principaux éléments d’étude de l’astronomie sont :
– les planètes et les satellites, leur mouvement, leurs dimensions, leur structure, leur environnement, leur formation, et leur évolution ;
– le Soleil, sa structure, les différents phénomènes qui affectent ses couches observables, le cycle de son activité ;
– le milieu interplanétaire, ses constituants solides de toutes tailles, sa composante gazeuse et les comètes ;
– les étoiles, leurs différentes propriétés physiques, leur formation, leur évolution, leur groupement éventuel en amas ;
– les nébuleuses, manifestations d’une matière interstellaire extrêmement ténue, mais dont la masse totale est néanmoins considérable ;
– la Galaxie, immense agglomération dynamique d’étoiles, de gaz et de poussières à laquelle appartient le système solaire ;
– les galaxies, qui constituent la population de l’Univers.

Astronomie fondamentale

Ce sont les bases de l’astronomie elle se compose par l’astrométrie et la mécanique céleste.

Astrométrie

C’est une branche de l’astronomie, aussi appelée astronomie de position. Elle s’occupe à étudier la position et les mouvements des astres tels qu’ils sont déterminés par des mesures d’angles. Elle permet d’établir les catalogues d’étoiles, utiles pour les astronomes.

Mécanique céleste

C’est une partie de l’astronomie qui est consacrée à l’étude du mouvement des corps célestes commandés par la gravitation. Elle traite alors des lois régissant les mouvements des astres. Calcul d’orbite, établissement des annuaires astronomiques et des éphémérides découlent de cette composante de l’astronomie fondamentale. L’astronautique, science des vols spatiaux, est dorénavant une application majeure de la mécanique céleste de par les calculs des trajectoires des satellites artificiels et des sondes interplanétaires (Viking, Cassini Huygens…).

Astrophysique

L’astrophysique est une branche interdisciplinaire de l’astronomie qui concerne principalement la physique (dont la mécanique, l’électromagnétisme, la mécanique statistique, la thermodynamique, la mécanique quantique, la relativité, la physique nucléaire, la physique des particules, la physique atomique et moléculaire) et l’étude des propriétés des objets de l’univers (étoiles, planètes, galaxies, milieu interstellaire par exemple), comme leur luminosité, leur densité, leur température et leur composition chimique.
S’appuyant sur la photographie, la spectroscopie et la photométrie, l’astrophysique s’est d’abord bornée à l’étude du rayonnement visible, puis s’est élargie à l’ensemble des rayonnements électromagnétiques avec l’éveil de la radioastronomie, et par l’astronomie spatiale, s’est étendue sur ceux cosmiques arrêtés par l’atmosphère (rayons γet X, ultraviolets, infrarouges).
La majorité des observations en astrophysique sont effectuées en utilisant le spectre électromagnétique.
– La radioastronomie étudie les radiations cosmiques qui ont une longueur d’onde supérieure à quelques millimètres. Les ondes radiossont généralement émises par les objets froids, comme les gaz interstellaires ou lesnuages de poussière.
– La radiation micro-onde du fond diffus cosmologiqueprovient de la lumière du Big Bang qui subit un décalage vers le rouge. Les pulsars ont été détectés en premier par les fréquences micro-ondes. L’étude de ces fréquences nécessite de très gros radiotélescopes.
– L’astronomie infrarouge étudie les radiations dont la longueur d’onde est trop grande pour être visible et plus petite que les ondes radio. Les observations en infrarouge sont généralement faites avec des télescopes similaires aux télescopes optiques. Les objets étudiés à l’infrarouge sont plus froids que des étoiles, comme les planètes par exemple.
– L’astronomie à ultraviolet, à rayons X ou à rayon gamma étudie les phénomènes très énergétiques tels que les pulsars binaires, les trous noirs ou les magnétars. Ces radiations pénètrent difficilement l’atmosphère de la Terre, il n’y a donc que deux possibilités pour les exploiter, les télescopes spatiaux et les télescopes Cherenkov atmosphériques.
L’étude de notre propre Soleil tient une place particulière dans l’astrophysique observationnelle. Du fait de l’énorme distance à laquelle se trouvent les autres étoiles, les détails que l’on peut acquérir sur le Soleil sont sans commune mesure avec ce que l’on pourrait observer sur les autres étoiles. La compréhension de notre Soleil sert ainsi de guide à notre connaissance des autres étoiles.

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.

Naissance et historique de la radioastronomie

La radioastronomie est née avec la détection inattendue du rayonnement de la Voie Lactée en 1931, lorsque, aux laboratoires Bell Telephone , dans le New Jersey(États- Unis), Karl Jansky révéla l’existence d’ondes radio en provenance du cosmos. 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.

Domaine de la radioastronomie

Une grande partie des ondes électromagnétiques qui se propagent dans l’Univers est arrêtée par l’atmosphère terrestre ou l’ionosphère avant d’atteindre la surface de la Terre. Seuls les ondes visibles et le proche infrarouge (0,35 µm < λ < 20 µm) ainsi que les ondes radio comprises entre 0,8 mm et 15 mètres peuvent être observés au niveau du sol. Du côté des courtes longueurs d’onde (fréquences élevées), les ondes radio sont absorbées par l’oxygène et la vapeur d’eau de la basse atmosphère, particulièrement dans le cas des longueurs d’onde inférieures à 1 centimètre. Des « fenêtres » plus transparentes existent. Dans certains sites exceptionnels (sommets de très hautes montagnes), on peut observer à des longueurs d’onde encore plus courtes, notamment aux environs de 350 micromètres ; mais on peut aussi s’affranchir de l’atmosphère terrestre en observant à partir d’avions.

Différents type de rayonnement produits par les objets célestes

Le rayonnement thermique

L’émission de rayonnement radio non thermique ainsique les objets qui y sont associés se sont révélés du plus grand intérêt, et le rayonnement thermique représente lui aussi une source d’information non négligeable. Grâce à lui, les astrophysiciens ont pu étudier les nuages gazeux entourant notre Galaxie et d’autres galaxies, les nébuleuses à émission ainsi que les planètes.

Le rayonnement non thermique

Le mécanisme d’émission radio non thermique le plus important, et celui qui est presque toujours à l’origine du rayonnement observé, est le rayonnement synchrotron: des particules nucléaires à haute énergie, qui se déplacent dans des champs magnétiques, émettent des ondes, radio en particulier (il s’agit d’électrons se déplaçant dans le champ magnétique d’une galaxie, par exemple). Étant capables de produire un rayonnement synchrotron, ces électrons doivent avoir une énergie totale beaucoup plus élevée que l’énergie associée à leur masse au repos, qui est de 0,5 MeV.
Dans l’espace, certains électrons ont une énergie pouvant atteindre 100 EeV (soit 1018 eV), ce qui signifie qu’ils ont été accélérés jusqu’à des énergies des milliards de fois supérieures à l’énergie produite par un accélérateur de particules sur Terre.

Le rayonnement radio

Une onde radioélectrique (dite onde radio) est une onde électromagnétique dont la fréquence est inférieure à 3 000 GHz, soit une longueur d’onde supérieure à 0,1 mm.

Définition et réglementation

Le domaine des radiocommunications est réglementé par l’Union internationale des télécommunications (UIT) qui a établi un règlement des radiocommunications dans lequel on peut lire la définition suivante :
Ondes radioélectriques ou ondes hertziennes : « ondes électromagnétiques dont la fréquence est par convention inférieure à 3 000 GHz, se propageant dans l’espace sans guide artificiel » ; elles sont comprises entre 9 kHz et 3 000 GHz qui correspond à des longueurs d’onde de 33 km à 0,1 mm.
Les ondes de fréquence inférieure à 9 kHz sont cependant des ondes radio, mais ne sont pas réglementées.
Les ondes de fréquence supérieure à 3 000 GHz sont classées dans les ondes infrarouge (irda), car la technologie associée à leur utilisation est actuellement de type optique et non électrique, mais cette frontière est artificielle, il n’y a pas de différence de nature entre les ondes radio et les ondes lumineuses (et les autres ondes électromagnétiques).

Spectre radiofréquence

Une onde radio est classée en fonction de sa fréquence exprimée en Hz ou cycles par seconde ; l’ensemble de ces fréquences constitue le spectre radiofréquence. Le spectre est divisé conventionnellement en bandes d’une décade, dont les appellations internationales sont normalisées. Les appellations francophones équivalentes sont parfois également utilisées dans les textes français. (Voir annexe 3)

Autres appellations 

D’autres appellations de bandes ou sous-bandes sont également utilisées en fonction des habitudes techniques :
• Les bandes des micro-ondes ou « hyperfréquences » entre 400 MHz et 30 GHz sont historiquement découpées en demi-octaves correspondant aux guides d’onde standards, appelées : bandes U, L, S, C, X, K (elle-même découpée en Ku et Ka).
Cette terminologie est encore très utilisée.
• La bande de 1 600 kHz à 3 000 kHz est souvent appelée MHF.
• Le terme « moyenne fréquence » désignait la fréquence d’amplification fixe des récepteurs superhétérodynes : on lui préfère aujourd’hui le terme « fréquence intermédiaire » non ambigu.
• Les bandes de radiodiffusion et de télévision terrestre ont également des appellations standardisées : bandes I, II, III en VHF, IV et V en UHF et bandes GO en LF, PO en MF, OC en HF. Jusqu’en 1950, certains astrophysiciens continuaient de penser que l’observation des ondes radio ne jouerait pas un rôle déterminant dans l’étude de l’Univers. Ils croyaient que le rayonnement thermique, causé par la chaleur d’un corps céleste, constituait la seule source significative de rayonnement radio. Les calculs indiquaient d’ailleurs que ce rayonnement dans le domaine des ondes radio serait si faible qu’aucune mesure fiable du rayonnement des corps célestes ne pourrait être effectuée, à l’exception peut-être de celui du Soleil et des planètes.
Pourtant, l’intensité des ondes radio observée par Jansky et Reber fut environ 10(10 millions de millions) fois supérieure au rayonnement thermique des étoiles et des galaxies. Ce résultat signifiait l’existence dans l’Univers d’autres mécanismes, bien plus puissants, de production d’ondes radio.

Le Soleil

Présentation générale

Le Soleil (Sol en latin, Heliosen grec) est l’étoile centrale du système solaire,notre système planétaire. Il est composé d’hydrogène (74 % de la masse ou 92,1 % du volume) et d’hélium (24 % de la masse ou 7,8 % du volume). Autour de lui gravitent la Terre, 7 autres planètes, 5 planètes naines, des astéroïdes, des comètes et de la poussière. Le Soleil représente à lui seul 99,86 % de la masse du système solaire ainsi constitué.
L’énergie solaire transmise par rayonnement, rend possible la vie sur Terre par apport de chaleur et de lumière, permettant la présence d’eau à l’état liquide et la photosynthèse des végétaux. Le rayonnement du Soleil est aussi responsable des climats et de la plupart des phénomènes météorologiques observés sur notre planète.
La densité thermique à la surface de la Terre est (en moyenne) à 99,97 % d’origine solaire. Les 0,03 % restants proviennent de la chaleur issue de la Terre elle-même. Comme pour tous les autres corps, ces flux thermiques sont continuellement émis dans l’espace, sous forme de rayonnement infrarouge ; la Terre restant ainsi en « quasi-équilibre ».
Le symbole astronomique et astrologique du Soleil est un cercle avec un point: .
Le Soleil est une étoile naine jaune qui se composede 74 % d’hydrogène, de 24 % d’hélium et d’une fraction d’éléments plus lourds. Le Soleil est de type spectral G2–V. « G2 » signifie qu’il est plus chaud (5 770 kelvin en surface environ) et plus brillant que la moyenne, avec une couleur jaune tirant sur le blanc. Son spectre renferme des bandes de métaux ionisés et neutres, ainsi que de faibles bandes d’hydrogène. Le suffixe « V » (ou « classe de luminosité ») indique qu’il évolue actuellement, comme la majorité des étoiles, sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell : il tire son énergie de réactions de fusion nucléaire qui transforment, dans son noyau, l’hydrogène en hélium, et se trouve dans un état d’équilibre hydrostatique, ne subissant ni contraction, ni dilatation continuelles.
Le Soleil gravite autour du centre de la Voie lactée dont il est distant d’environ 25 à 28 000 années-lumière. Sa période de révolution galactique est d’environ 220 millions d’années, et sa vitesse de 217 km⋅s -1 , équivalente à une année-lumière tous les 1400 ans (environ), et une unité astronomique tous les  8 jours.
Le Soleil tourne également sur lui-même, avec une période de 27 jours terrestres environ. En réalité, n’étant pas un objet solide, il subit une rotation différentielle : il tourne plus rapidement à l’équateur (25 jours) qu’aux pôles (35 jours). Le Soleil est également en rotation autour du barycentre du système solaire, ce dernier se situant à un peu plus d’un rayon solaire du centre de l’étoile (hors de sa surface), en raison de la masse de Jupiter (environ un millième de la masse solaire).

Histoire naturelle

Le Soleil est une étoile âgée de 4,57 milliards d’années, soit à peu près la moitié de son chemin sur la séquence principale.

La directivité

C’est la capacité d’une antenne à concentrer l’énergie dans une direction particulière, c’est à dire en émettant ou recevant mieux dans cette direction que dans les autres. Nous pouvons faire l’analogie avec une ampoule électrique de 100 watts qui pend du plafond: la lumière est diffusée à un niveau égal dans toutes les directions. Si vous mettez maintenant cette ampoule dans un projecteur, se composant d’un réflecteur et d’une lentille directrice, vous concentrerez la lumière dans un unique faisceau qui sera bien plus puissant que ce que pouvait éclairer l’ampoule seule.

Table des matières

GLOSSAIRE
INTRODUCTION GÉNÉRALE
CHAPITRE I : L’ASTRONOMIE
1.1. Notion d’astronomie
1.1.1. Définition de l’astronomie
1.1.2. Délimitation du domaine astronomique
1.1.3. Astronomie fondamentale
1.1.4. Astrophysique
1.2. Radioastronomie
1.2.1. Naissance et historique de la radioastronomie
1.2.2. Domaine de la radioastronomie
1.2.3. Unités employées en radioastronomie
1.3. Différents type de rayonnement produits par les objets célestes
1.3.1. Le rayonnement thermique
1.3.2. Le rayonnement non thermique
1.3.3. Le rayonnement radio
1.4. Le Soleil
1.4.1. Présentation générale
1.4.2. Histoire naturelle
1.4.3. Structure et fonctionnement
1.4.4. Effets terrestres de l’activité solaire
CHAPITRE 2 : ANTENNES et RADIOTÉLESCOPE .
2.1. Généralité sur les antennes
2.1.1. Bande de fréquences d’utilisation
2.1.2. Polarisation
2.1.3. Diagramme de rayonnement
2.1.4. La directivité
2.1.5. Gain
2.1.6. Forme et dimensions
2.1.7. Type d’antenne
2.1.8. Mode d’alimentation
2.2. Antennes à réflecteurs
2.2.1. Antennes à réflecteur paraboloïde
2.3. Radiotélescopes et récepteurs
2.3.1. Les radiotélescopes
2.3.2. Les récepteurs et la sensibilité des radiotélescopes
CHAPITRE 3 : TRAITEMENT DES SIGNAUX ET DES BRUITS 
3.1. Traitement de signal
3.1.1. Signal
3.2. Notion de bruits
3.2.1. Définition
3.2.2. Sources des bruits
3.2.3. Signal sur bruit
3.3. Traitement de signal et bruit
CHAPITRE 4 : TECHNIQUES D’OBSERVATION 
4.1. Buts de l’expérimentation
4.1.1. Les matériels utilisés
4.2. Descriptif du radiotélescope
4.2.1. Le réflecteur parabolique
4.2.2. Le dispositif focal
4.2.3. Le traceur de satellite
4.2.4. Le système d’enregistrement
4.2.5. La liaison entre les éléments
4.3. Technique de prise de données
4.4. Les observations
CONCLUSION 
ANNEXE 
RÉFÉRENCE