Pourquoi la radioastronomie ?

Présentation au sujet: "Pourquoi la radioastronomie ?"— Transcription de la présentation:

1 Pourquoi la radioastronomie ?
Planétarium de Bretagne 15 Mars 2009 André Gilloire Association pour l’Animation Scientifique du Trégor (APAST) et Association Observation radio – Pleumeur-Bodou

2 Les ondes électromagnétiques messagères de l'Univers
L'Univers brille dans le visible et "bavarde" en radio ! Visible: 1 octave Radio: 12 octaves

3 La radioastronomie est une « astronomie de l’invisible », comme l’astronomie IR, UV, X et Gamma
Une grande richesse d'informations n’existant pas en visible est accessible en radio: par exemple l’émission des objets "froids" tels que les nuages de gaz interstellaire La radioastronomie est une science jeune, née dans les années 1930

4 1938: Grote Reber (USA) construit le premier véritable radiotélescope
1932: Karl Jansky (USA) découvre par hasard le rayonnement radio galactique en décamétrique 1938: Grote Reber (USA) construit le premier véritable radiotélescope 1950: Doc Ewen (USA) observe le rayonnement galactique à 21cm 1965: Robert Wilson et Arno Penzias (USA) découvrent le rayonnement de fond cosmologique 1967: Jocelyn Bell (GB) observe le premier pulsar 1991: lancement du satellite COBE (COsmic Background Explorer) Crédits photos: gsfc NASA et NAAPO Cosmic Search

5 Rayonnement thermique
équilibre thermique: rayonnement du corps noir Rayonnement solaire: température corps noir de l’ordre de 4000° (pic dans le jaune) Rayonnement radio décalé vers grandes longueurs d’onde et densités de puissance plus faibles gaz et poussières chauffés par rayonnement ou par effet dynamique au voisinage d'étoiles en formation Source: CADC rayonnement de fond cosmologique

6 Rayonnement synchrotron
le milieu interstellaire contient des gaz ionisés ou plasmas et des champs magnétiques; les électrons libres provenant de l'ionisation spiralent autour des lignes de champ et rayonnent des ondes radio Source: Y. Nazé, Les Couleurs de l’Univers

7 Raies d'émission et d'absorption
changements d'état d'énergie des atomes et molécules présents dans le milieu interstellaire, etc: HI, OH, etc → signature radio caractéristique, permet d'identifier les sources et de quantifier leur abondance Présence dans les atmosphères planétaires Source: Y. Nazé, Les Couleurs de l’Univers Rayonnement "coopératif": masers

8 rayonnement galactique HI (hydrogène atomique) à 21cm
Problème: mesurer la dynamique de rotation de notre Galaxie 3- Trois exemples de sources radio et trois façons d'observer * rayonnement galactique HI (hydrogène atomique) à 21cm: mesure de la dynamique de rotation, courbe de vitesse -> évidence de présence de matière noire dans notre Galaxie et dans beaucoup d'autres instruments: radiotélescopes à antenne parabolique (ex: Arecibo, Effelsberg), Nançay, réseaux d'antennes comme SKA Source: Atlas of the Universe

9 Outils : émission HI à 21cm (transition de spin) + effet Doppler

10 Observations semblables dans beaucoup d'autres galaxies
Résultat: courbe de vitesse -> évidence de présence de matière noire dans notre Galaxie Observations semblables dans beaucoup d'autres galaxies Courbe noire : vitesses observées. Courbe verte : contribution du bulbe central. Courbe bleue : contribution du disque sans le bulbe. Courbe rouge : ce qu’il faut ajouter pour obtenir la courbe observée

11 Observer la Galaxie avec les grands radiotélescopes
Source: Max Planck Institut Für Radioastronomie Nançay 200m et 300m Effelsberg 100m

12 Observation des pulsars
Résidus d’étoiles massives ayant explosé (supernovae) émission synchrotron intense et focalisée: "phares cosmiques" très stables Il y en a beaucoup dans notre Galaxie (et dans les autres) pulsars: nature/origine, émission synchrotron intense et focalisée: "phares" cosmiques très stables; il y en a partout dans notre Galaxie (et dans les autres). Instruments: radiotélescopes "classiques" et réseaux dont SKA (potentialité de découverte de très nombreux pulsars)

13 Pulsar du Crabe (M1) Supernova observée au XIème siècle Distance 6500 AL Période 33ms

14 Observer les pulsars avec le futur SKA (Square Kilometer Array)
Source: Hypothèse de distribution des pulsars galactiques détectables par SKA Source:

15 rayonnement de fond cosmologique à 2,7°K
"image" de l'Univers primordial ans après le "Big Bang": montre les germes des grandes structures de l'Univers actuellement observables Observatoires spatiaux COBE puis WMAP et très bientôt PLANCK, précision et finesse d'observation croissantes Source: COBE DMR images Source: gsfc NASA

16 Satellite Planck (ESA)
Sera lancé en Avril 2009, il fournira des cartes des anisotropies de température et de polarisation du CMB entre 30 et 857 GHz Positionné au point de Lagrange L2 Durée de vie: 2 ans (réserve de gaz pour système cryogénique) Plan focal: cornets multibandes Instrument de très haute précision: résolution angulaire inférieure à 5 minutes d'arc, sensibilité en température de quelques microkelvins sur l'ensemble du ciel (oralement) aperçu sur la radioastronomie que l'on fait dans le système solaire. Émissions du soleil donnant une mesure de son activité pour les prévision de vent solaire ayant un impact sur les satellites et les courants telluriques qui font disjoncter les grands réseaux électriques. Emissions décamétriques de Jupiter (JOVE) Impulsions électromagnétiques des éclairs transmises par l'ionosphère et la magnétosphère terrestres (Les whistlers traités par Ph. Maliet à l'ENSSAT). Source: smsc CNES

17 contraintes et limites de l'observation radioastronomique
les signaux provenant des sources radio célestes sont très faibles: il faut de grandes surfaces collectrices pour collecter suffisamment d'énergie, et des récepteurs à faible bruit (refroidis) la taille des instruments conditionne leur "pouvoir séparateur": il faut de grands instruments pour observer des détails fins -> intérêt des réseaux d'antennes (cf. ALMA) la pollution radioélectrique d'origine humaine limite les bandes du spectre observables -> la radioastronomie terrestre menacée ? Nécessité de règles entre "pollueurs" et scientifiques, besoin de moyens efficaces de lutte contre les interférences

18 Un radiotélescope à Pleumeur-Bodou
Projet conduit par l’association Observation radio – Pleumeur Bodou: convertir l’antenne PB8 (13m) du CTS en radiotélescope décimétrique Objectifs: pédagogie pour l’Université, les écoles, le grand public et les clubs d’amateurs; observations institutionnelles de satellites Programmes d’observation: rayonnement galactique, pulsars, etc Programme instrumental: lutte contre les interférences électromagnétiques Le projet autour de l'antenne PB8, le pourquoi, les perspectives