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La naissance de l’astronomie

Avant 1931, étudier l’astronomie a signifié étudier les objets évidents dans le ciel la nuit. En effet, la plupart des personnes pensent probablement que les astronomes attendent jusqu’ à l’obscurité et regardent le ciel en utilisant leurs yeux nus, jumelles, et télescopes optiques.
En1931, on n’a eu aucune idée qu’il y avait n’importe quelle autre manière d’observer l’univers au-delà de notre atmosphère.
Cette année, on a su ce que c’est le spectre électromagnétique, la lumière visible qui inclut seulement une petite gamme des longueurs d’ondes et des fréquences de l’énergie, les longueurs d’ondes plus courts que la lumière visible, une gamme de lumière visible de longueurs d’ondes plus long (infrarouge), qui dans quelques circonstances est sentie comme chaleur. On a même su le rayonnement de la fréquenc par radio (RF), qui depuis avait développé la radio, la télévision, et la technologide téléphone. Mais, en 1931, personnes n’ont su que le rayonnement de RF est également émis par des milliards de source extraterrestres, ni que certaines de ces fréquencestraversent l’atmosphère de la terre.

L’expérience de Jansky

Le rayonnement de RF a été découvert pour la première fois grâce à une autre expérience pour en trouver autre chose lorsque KarlG. Jansky a reçu le rayonnement venant de la voie lactée. Karl G. Jansky (1905-1950) a travaillé en tant qu’ingénieur par radio aux laboratoires de téléphone de Bell dans Holmdel, NewJersey. En 1931, il a été affecté pour étudier l’interférence des orages afin d’aider Bellà concevoir une antenne qui réduirait au minimum la charge statique quand le radiotéléphonerayonnant un signal à travers l’océan. Il a construit un objet regardant maladroit qui a semblé plus comme un manège en bois que comme n’importe quelle antenne de moderne-jour, beaucoup moins un télescope par radio. Il a été accordé pour répondre au rayonnement à une ngueurlo d’onde de 14,6 mètres et tourné en cercle complet sur des pneus de vieux Ford toutes les 20 minutes. L’antenne a été reliée à un récepteur et le rendement de l’antenne a été enregistré sur un enregistreur graphique à barres.
Il pouvait attribuer une partie de la charge statique aux orages tout près et une partie de la charge aux orages plus loin, mais une partie de lui il ne pourrait pas placer. Il l’a appelé  » une charge statique régulière de type de sifflement d’origine inconnue. »
Son antenne tourné, il a constaté que la directiondont cette charge statique inconnue a commencé change graduellement, passant par presque un cercle complet en 24 heures. Cela lui a pris un moment pour conjecturer que la charge statique doit être d’origine extraterrestre, puisqu’elle a semblé être corrélée avec la rotationde la terre.
Il a pensé pour la première fois que la source était le soleil. Cependant, il a observé que le rayonnement a fait une pointe environ 4 minutes plus tôt chaque jour. Il a su que la terre, dans une orbite complète autour du soleil, fait nécessairement une plus de révolution sur son axe en ce qui concerne le soleil que la terre d’approximativement 365 révolutions autour de son propre axe. Ainsi, en ce qui concerne les étoiles, une année est réellement un jour plus long que le nombre de levers ou de couchers du soleil observés sur terre. Ainsi, la période de rotation de la terre en ce qui concerne les étoiles (connues des astronomes comme jour sidéral) est environ 4 minutes plus courte qu’un jour solaire (la période de rotation de la terre en ce qui concerne le soleil). Jansky a donc conclu que la source de ce rayonnement doit être partie beaucoup plus loin que le soleil. Il a identifié que la source est la voie lactée et, en 1933, édité ses résultats.

Le prototype du radio télescope de Reber

Ceci n’est pas resté là, en dépit des implications du travail de Jansky, beaucoup de personnes ont étudié et sont intéressées par la nceptionco des récepteurs par radio, et l’astronomie par radio. En 1937, comme ces nombreuses personnes Grote Reber, un autre ingénieur par radio, pris sur les découvertes de Jansky et construit le prototype pour le télescope par radio moderne en son cour arrière dans Wheaton, l’Illinois. Il a commencé de rechercher le rayonnement à des longueurs d’onde plus courtes, la pensée de ces longueurs d’onde serait plus forte et plus facile à détecter. Il n’a pas eu beaucoup de chance, cependant, et fini de modifier son antenne pour détecter le rayonnement à une longueur d’onde de 1,87 mètre (au sujet de la taille d’un humain), où il atrouvé les émissions fortes le long de la voie lactée.
Fig.1.2 Le télescope par radio de Reber
Reber a continué ces investigations pendant le 40s tôt, et en 1944 a édité les premières cartes de ciel de fréquence par radio quand il était le seul astronome par radio dans le monde. Mais en attendant, pendant la guerre les opérateurs de adar britanniques avaient détecté les émissions par radio du Soleil. Après la seconde guerre mondiale, l’astronomie par radio a développé rapidement, et est devenue une place essentielle dans l’observation et étude de l’univers.

Qu’est ce qu’un radio télescope?

Les ondes RF qui peuvent pénétrer dans la gamme del’atmosphère de la terre ont des longueurs d’onde de quelques millimètres à presque 100 mètres. Bien que ces longueurs d’onde n’aient aucun effet discernable sur l’œil humain ou les plats photographiques, elles induisent un courant électrique très faible dans unconducteur tel qu’une antenne. Presque des antennes par radio télescope sont des réflecteurs paraboliques qui peuvent être aigus vers n’importe quelle partie du ciel. Elles recueillent le rayonnement et le reflètent à un foyer central, où le rayonnement est concentré. Le courant faible concentré au foyer peut alors être amplifié par un récepteur par radio ainsi il est assez fort pour être mesuré et enregistré.
Les filtres électroniques dans le récepteur peut treê accordé pour amplifier une gamme (ou  » bande ») des fréquences à la fois. Ou, en utilisant des techniques informatiques sophistiquées, des milliers de bandes de fréquenceétroites séparées peuvent être détectés. Ainsi, nous pouvons découvrir quelles fréquences sont présentes dans le rayonnement de RF et leurs forces relatives. L’intensité (ou la force) de l’énergie de RF atteignant la terre est petite comparée au rayonnement reçu dans la gamme évidente. Ainsi, un radio télescope doit avoir un grand  » rassemblant de secteur,  » ou l’antenne, afin d’être utile. Il est plus facile pour les astronomes de discerner plus de détail et d’indiquer exactemen la source de rayonnement lorsqu’ on utilise deux radios télescope ou plus (appelé ranger) et en combinant les signaux qu’ils reçoivent simultanément de la même source.Ces capacités dépendent d’une technique appelée l’interférométrie par radio. Quand des signaux de euxd télescopes ou plus sont correctement combinés, les télescopes peuvent efficacement agir en tant que petits morceaux d’un télescope.

LES SOURCES D’EMISSIONS DE FREQUENCE PAR RADIO

Classification des sources

Le rayonnement dont la direction peut être identifiée est d’origine d’une source discrète.
Une source discrète peut être associée à un objet videnté. Par exemple, une étoile simple ou un petit groupe d’étoiles vues de la terre, notre oleil,s un quasar sont des sources discrètes. Cependant, la définition de  » discret,  » en plus des autres limites décrivait l’ampleur d’une source, dépend souvent de la taille de faisceau de l’antenne par radio de télescope étant employée dans l’observation. Des sources discrètespeuvent être encore classifiées comme sources de point, sources localisées, et sources prolongées.
Une source de point est une idéalisation. Des objets qui semblent plus petits que la taille du faisceau du télescope s’appellent les objets  » nondéfinis  » et peuvent efficacement être traités comme sources de point.
Une source localisée est une source discrète d’ampleur très petite. Une étoile simple peut être considérée comme une source localisée.
Des émetteurs du rayonnement qui couvre une partie relativement grande du ciel s’appellent les sources prolongées. Un exemple d’une source prolongée de rayonnement est notre voie lactée de manière où les émissions de rayonnement ansd son centre galactique sont les plus intenses.
Une analogie optique de la source prolongée seraitla vue d’une grande ville la nuit d’un avion à environ 10 kilomètres d’altitude. Toutes les lumières de la ville tendraient à se mélanger ensemble dans une source de lumière apparente simple et prolongée.
D’ autre part, une simple vue de la même altitude es tiendrait dehors comme objet simple, analogue à une source localisée ou de point. Les limites localisées et prolongées sont relatives et dépendent de la précision avec laquelle le télescope les observant peut déterminer la source. Le rayonnement de fond est un rayonnement de fréquence par radio qui provient plus loin de l’objet étant étudié, tandis que le rayonnement depremier plan provient plus étroitement de l’objet étant étudié. Si un astronome étudie uneoileét voisine spécifique, le rayonnement de la voie lactée peut être considéré pas simplement unesource prolongée, mais ainsi un rayonnement de fond. Ou, si une galaxie éloignée tanté observée, la voie lactée peut être considérée comme une source Pesky de rayonnement depremier plan. Le rayonnement de fond et de premier plan peut comprendre les émissions combinées de beaucoup de sources discrètes ou peut être davantage ou moins de distribution continue de rayonnement de notre galaxie.

Les sources d’étoiles

Beaucoup de milliers d’objets stellaires ont été écouvertsd pour être également les émetteurs forts du rayonnement de fréquence par radio. Toutes telles étoiles peuvent s’appeler les étoiles par radio.

Les différentes étoiles

Les étoiles ne brillent pas uniformément brillamment toutes les heures. Les étoiles qui montrent aux changements cruciaux de l’éclat au-desus des périodes que les humains peuvent percevoir de courte durée ont une grande importancepour l’astronomie en raison de ce que nous pouvons conjecturer de ces changements. Et heureusement pour l’astronomie par radio, on a découvert que les étoiles dont le rendement durayonnement évident change des périodes courtes finies, régulièrement ou irrégulièrement,nto des variations correspondantes dans leur rendement des émissions de fréquence par radio.
Quelques étoiles variables, telles que Céphéides (SEE-fee-ids), sont absolument régulières dans leurs changements cycliques, changeant de quelques jours à quelques semaines. On a constaté que les étoiles avec de plus longues périodes régulières sont toujours plus lumineuses (émettant plus d’énergie) que ceux avec des périodes régulières plus courtes. Des étoiles variables avec des périodes très courtes (1,25 à 30 heures) s’appellent les variables de RR Lyrae. Aucune de ces variables plus courtes de période n’est assez lumineuse pour être vu à l’œil nu. Puisque les luminosités intrinsèques de Céphéides et de RR Lyraes avec les périodes semblables sont comparables, des étoiles variables de ce type peuvent être employées pour établir interstellaire et même des distances intergalactiques. D’autres étoiles variables ont des périodes beaucoup plus longues, moins régulières dans leurs cycles, et changent par une grandeur beaucoup plus grande. Celles-ci s’appellent les variables semi régulières. Le Betelgeuse géant rouge dans la constellation d’Orion est un exemple. Aucun rapport de période de luminosité n’a été trouvé pour des variables semi régulière.
Les variables irrégulières n’ont aucune période d’ensemble du tout. Elles sont habituellement de jeunes étoiles et leurs luminosités peuvent changer sur une gamme très étendue. Les étoiles de fusée sont les étoiles naines rouges faibles (plus anciennes et feebler que les naines blanches), des augmentations soudaines de cet objet exposé d’éclat pendant quelques minutes dues à l’activité intense de fusée, se fanant de nouveau à leur éclat habituel dans une heure ou ainsi. Les étoiles typiques de fusée sont Ceti UV teAD Leonis.
Les étoiles binaires peuvent produire le rayonnement apparent régulièrement variable si les deux étoiles éclipsent un autre dans leurs orbites.En outre, les émissions par radio des binaires sont plus communes que pour les étoiles simples.
L’interaction des vents et des magnétosphères stellaires, des chocs d’arc, et des effets de marée peut contribuer aux conditions produisant des émissions de fréquence par radio.

Pulsars

Parfois quand une étoile devient la supernova, tou ce qui est laissée après ce plus violent processus soit un nuage du gaz d’extension et du reste minuscule du matériel extrêmement dense seulement. Cette explosion est siintense, les protons et les électrons dans les atomes de l’étoile sont bloqués ensemble, de cefait il y a une annulation tellement intense des charges électriques et une formation des neutrons. Cette étoile de neutron peut être 10 fois plus dense que l’eau. Elle aura les champs magnétiques extrêmement puissants et peut tourner très rapidement, puisque l’axe magnétique eutp ne pas correspondre à l’axe de rotation, un faisceau de rayonnement émis des pôles magnétiques peut sembler à un observateur palpiter comme un projecteur tournant. Ainsi nous appelons ces étoiles de neutron tournant des pulsars.
Depuis 1967, quand le premier pulsar a été détectépar Jocelyn Bell, des centaines de pulsars ont été découvertes. Le pulsar de crabe tourne à 30fois par seconde. Le pulsar 1937+21 dans Cygnus palpite 642 fois par seconde. Nous recevons cette émission sur terre comme si c’était un signal produit par une horloge cosmique. Au cours de la brève période nous les avions observés, cependant, ils semblent tous ralentir graduellement.
Leur énergie s’absorbe avec l’âge. Le taux auquel les pulsars ralentissent a été utile dans des aspects de confirmation de la théorie d’Einstein de relativité générale. En outre, la synchronisation des pulsars peut être utile en déterminant des propriétés du milieu interstellaire.

Le Soleil

La plus forte source extraterrestre que nous éprouvons est notre propre étoile, par les effets gravitationnels de son imposante masse, il domine le Système solaire, système planétaire dont fait partie la Terre. Le soleil estune étoile très ordinaire, pas particulièrement massive ou petite, pas particulièrement chaude ou froide, pas particulièrement jeune ou vieille. Peut-être nous sommes chanceux, il est sitypique parce que de lui nous pouvons apprendre beaucoup au sujet des étoiles en généralIl. est composé de la photosphère, la chromosphère et la couronne.
La photosphère est la partie de l’atmosphère du soleil qui émet la majeure partie de la lumière visible et qui permet aux astronomes par l’analyse de son émission la détermination des propriétés physiques et chimiques du soleil, alors que la couronne, qui est l’atmosphère externe du soleil, est beaucoup moins dense et émetseulement un peu très de lumière visible. La chromosphère, fraîche et faible comparée à la photosphère, forme la frontière entre la photosphère et la couronne.
Le soleil semble avoir au sujet d’un cycle de 11 années d’activité. Quand le soleil a lieu dans une phase silencieuse, les émissions par radio de la photosphère (la pièce qui émet également le rayonnement dans la longueur d’onde évidente) sont dans la gamme de longueurs d’onde de 1 centimètre, alors que les émissions par radio de la couronne approchent une longueur d’onde d’un mètre. La taille du disquesolaire par radio semble seulement plus grande que le disque solaire optique aussi longtemps que le télescope est accordé seulement à centimètre à la gamme des longueurs d’onde de 10 ce ntimètre. Mais aux longueurs d’onde plus longues, le disque solaire par radio est beaucoup plus grand, y compris, comme le fait il, la couronne, qui prolonge des millions de kilomètres au-dessus de la photosphère.
Les taches solaires sont des secteurs apparaissant plus foncés sur la photosphère, et, comme mentionné ci-dessus, elles semblent flotter dans l’excédent de fréquence environ un cycle de 11ans. Elles semblent plus foncées parce qu’elles sont  » refroidies  » de 4000°C relativement à la surface à 6000°C environnante. El les sont les centres des champs magnétiques, apparemment liés au champ magnétiqueudsoleil. Il est possible que les lignes magnétiques du soleil obtenues périodiquement soient  » embrouillées  » et déstabilisées puisque le taux du soleil de rotation change de l’équateur aux poteaux. L’éclatement d’éruptions chromosphériques de l’atmosphère supérieure du soleil est habituellement associé aux groupes de tache solaire.
Les éruptions chromosphériques émettent sous peu esd éclats de l’énergie par radio, avec des longueurs d’onde observables de la terre d’environ 1 à 60 m (300-5 MHz). Parfois pendant les fusées intenses, un jet des particules de grande énergie de rayon cosmique est émis, voyageant à plus de 500-1000 kilomètres par sec. Quand ces particules chargées atteignent le champ magnétique de la terre, nous obtenons les orages magnétiques et l’aurore. Le modèle des émissions par radio des éruptions chromosphériques semble provenir d’un plus grand secteur de la surface solaire que le modèle du rayonnement d’évidente gamme, mais il est encore évident qu’ils soient le résultat de lamême activité.
Le rayonnement lié aux éruptions chromosphériquesest circulairement polarisé, plutôt qu’aléatoirement polarisé de même qu’habituel desources extraterrestres. Cette polarisation peut être provoquée par des électrons tournant dansle champ magnétique localisé et intense de la fusée. Le soleil est étudié par les astronomepar radio directement, en observant les émissions par radio réelles du soleil, et indirectement, en observant l’effet du rayonnement du soleil sur l’ionosphère de la terre.
Mais le rayonnement du soleil nécessite des conditions pour être arrivés sur la Terre. Il y a ce qu’on appelle les altitudes critiques et les sursauts solaires.
Les altitudes critiques
L’atmosphère solaire (la couronne) est constituée d’un gaz très fortement ionisé (plasma) et possède donc la propriété de ne pouvoir propager toutes les ondes radioélectriques.
En l’absence de champ magnétique, seules peuvent se propager les ondes dont la fréquence est supérieure à une certaine fréquence critique dépendant de la densité des électrons au point considéré. Cette fréquence critique, ou fréquence de plasma est donnée par la formule : Fc = 9 (Ne) 1/2
La densité électronique (N) décroissant avec l’altitude dans la couronne, à chaque fréquence correspond une altitude critique au-dessous de laquelle l’onde ne pourra se propager. Autrement dit, une onde ne pourra parvenir jusqu’à nous que si elle est émise à une altitude supérieure à l’altitude critique, ainsi mesurer le rayonnement solaire à différentes fréquences revient à étudier des couches d’altitudes différentes dans la couronne. Il serait possible de dresser un tableau des fréquences critiques en fonction de l’altitude si on connaissait bien la loi de variation de la densité électronique, mais cette loi est mal connue et dépend de l’activité solaire. Certains auteurs ont proposé des modèles qui conduisent approximativement au tableau 2 .1. En présence d’un champ magnétique, la propagation des ondes dans un plasma est plus complexe. Une onde se propageant parallèlement au champ magnétique peut se dédoubler en deux composantes depolarisations opposées et de vitesses différentes correspondant à des altitudes critiques différentes. Ainsi, une onde émise entre les deux altitudes critiques sortira entièrement polarisée.

Table des matières

INTRODUCTION GENERALE
Chapitre 1:PRESENTATION DE L’HISTOIRE DE L’ASTRONOMIE
1.1 La naissance de l’astronomie
1.1.1 L’expérience de Jansky
1.1.2 Le prototype du radio télescope de Reber
1.1.3 Qu’est ce qu’un radio télescope?
Chapitre 2 :LES SOURCES D’EMISSIONS DE FREQUENCE PAR RADIO
2.1 Classification des sources
2.2 Les sources d’étoiles
2.2.1 Les différentes étoiles
2.2.1.1 Pulsars
2.2.1.2 Le Soleil
2.3 Sources galactiques et extragalactiques
Chapitre 3:LES PROPRIETES DE RAYONNEMENT ELECTROMAGNETIQUE
3.1 Qu’est ce qu’un rayonnement électromagnétique?
3.1.1 Fréquence et longueur d’onde
3.1.2 Propagation de vague de la loi d’Inverse carrée de la propagation
3.1.3 Le spectre électromagnétique
3.2 Polarisation d’ondes
3.3 Les mécanismes d’émissions électromagnétiques
3.3.1 Rayonnement thermique
3.3.1.1 Les caractéristiques de corps noirs
3.3.1.2 Des émissions de continuum du rayonnement thermique de gaz ionisé
3.3.1.3 Les émissions spectrales de ligne des atomes et des molécules
3.3.2Rayonnement non-thermique
3.3.2.1 Le rayonnement synchrotron
3.3.2.2Quasars
3.3.2.3 Masers
3.3.3Le rayonnement cosmique
Chapitre 4:INTERPRETATION DES RESULTATS ISSUS DE L’ANTENNE
4 .1 But de l’expérimentation
Pour pouvoir atteindre ce but il nous faut les matériels cités ci-dessous:
4.2 Description 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 :
Mode de fonctionnement du CAN :
4.2.5 La liaison entre les éléments
4.3 Calcul de la largeur de lobe de l’antenne, et de la température de brillance du soleil
RÉFÉRENCES
ANNEXES

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