RADIOASTRONOMIE PREMIÈRE PARTIE. Jean-Michel DELUCHE Association des Astronomes Amateurs d Auvergne (4A)

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1 RADIOASTRONOMIE PREMIÈRE PARTIE Jean-Michel DELUCHE Association des Astronomes Amateurs d Auvergne (4A)

2 La RADIOASTRONOMIE Un Exemple : Cassiopée A, le reste d une explosion d étoile massive dans le visible et l invisible

3 SOMMAIRE Principes généraux De la physique classique A la physique quantique Les phénomènes naturels Les contraintes Les Antennes L Observation radio Conclusion

4 Principes généraux L idée générale Chaque évènement naturel laisse une trace thermique La chaleur agite des électrons qui provoquent l absorption ou l émission de photons

5 Principes généraux Le photon Un photon est à la fois un «grain de lumière» et une «onde électromagnétique» caractérisée par sa longueur d'onde λ ou sa fréquence ν λ = c / ν, c : vitesse de la lumière, λ s'exprime en m, ν en Hz

6 Principes Généraux Les ondes électromagnétiques Sont composées d un champ électrique E et d un champ magnétique B. Ces deux champs sont perpendiculaires λ E

7 Principes Généraux Tableau de correspondances km m mm μm nm pm Radioastro λ= 20m à 0.2mm v =15 MHz à 1.5 THz MHz GHz THz PHz EHz

8 De la physique classique Images de l agitation thermique 1 Kelvin = -273 C Le rayonnement cosmologique du fond diffus de l Univers ~ 3K Le rayonnement infrarouge du corps humain ~ 300K Le rayonnement du soleil dans le visible ~ 6000 K

9 De la physique classique Le domaine du visible En 1666 Newton trouva la décomposition de la lumière par le prisme La longueur d onde du visible varie de 400 à 800 nm λ moyenne de l œil humain = 555 nm

10 De la physique classique La physique historique Explique très bien "la vie courante", à l'échelle macroscopique : le mouvement d'une pomme, le mouvement des planètes Newton en 1687 : Pour lui l énergie varie de façon continue Ex : l énergie cinétique d'un corps Ec = 1/2mv 2 avec m = masse et v = vitesse Représentation de l'atome sur le modèle planétaire par un électron qui gravite autour du proton

11 De la physique classique Les découvertes en thermique Depuis l âge du fer, les forgerons utilisent les couleurs du fer chauffé pour travailler le métal En 1859 Kirchhoff élabora le principe du Corps Noir Mesura la répartition spectrale de l énergie rayonnante pour chaque longueur d onde La loi de Wien 1893 définie un maximum au spectre continu Acier chauffé à blanc

12 De la physique classique Quelques points chauds dans le ciel Objets chauds et denses : étoiles (UV, visible), naines brunes (visible, IR) planètes (IR) Poussières (IR) L Univers primordial (fond diffus cosmologique) Soleil Vue d'artiste d'une naine brune de type L

13 De la physique classique Echec de la physique classique Incapable d'expliquer en totalité le rayonnement du Corps Noir La loi de Rayleigh-Jeans incapable de reproduire le rayonnement du Corps Noir aux faibles fréquences = «catastrophe ultraviolette» UV L Hydrogène pas stable et le spectre de sa raie est inexplicable IR

14 De la physique classique Naissance de la physique quantique En 1900, Planck propose que l énergie varie de façon discontinue : quanta L énergie est un multiple d'une quantité de base : le quantum d'énergie (hν) Loi de Planck permet de rendre compte du rayonnement du Corps Noir

15 A la physique quantique Naissance de la physique quantique La loi de Planck : E = h ν où h= Cste et ν = fréquence du rayonnement Ondes radio à grandes λ faibles Températures

16 A la physique quantique Le modèle semi-classique Le modèle de Bohr, notion de Raie Energie d'un niveau : En = 13.6 / n 2 avec En en ev λ =122 nm n1 Niveaux d énergie n2 n3 Les séries de l hydrogène n4

17 A la physique quantique Le fonctionnement Changement de niveau d énergie d'un atome ou d'une molécule : Excitation - par absorption d'un photon extérieur -par collision avec des atomes voisins Désexcitation -par émission d'un photon E atome / molécule E1 Excitation Photon Entre Désexcitation Photon Sort E 2 E Photon = E2 E1

18 A la physique quantique La raie HI de l'hydrogène neutre Mécanique quantique : Corrections relativistes Il faut sont à appliquer aux résultats semi-classiques des corrections d'énergies fines

19 A la physique quantique La raie HI de l'hydrogène neutre Structure fine de Dirac : Prise en compte du spin de l'électron valeur fractionnaire ou entière SPIN de l électron

20 A la physique quantique La raie HI de l'hydrogène neutre Déplacement de Lamb : Electrodynamique quantique Polarisation du vide

21 A la physique quantique La raie HI de l'hydrogène neutre Structure hyperfine : Prise en compte du spin du proton Application : La raie HI : transition entre niveaux F=1 et F=0 de l'état fondamental, l énergie est très faible Raie HI

22 Les phénomènes naturels Observables La raie HI de l'hydrogène neutre Les Rayonnements non thermiques à très hautes énergies Les molécules, traceurs de l Univers froid

23 Les phénomènes naturels La raie HI de l'hydrogène neutre Structure hyperfine : La durée de vie de l hydrogène neutre à l'état excité est de 11Millions d années L hydrogène est très abondant ce qui explique la détection de la raie HI en λ = 21 cm Raie HI

24 Les phénomènes naturels Intérêt de la raie HI de l'hydrogène neutre L étude de la structure spirale de la Voie Lactée La mesure de la rotation des galaxies L étude de l'expansion de l Univers Rapprochement Eloignement

25 Les phénomènes naturels Les Rayonnements non thermiques Aux très hautes énergies le rayonnement synchrotron : Rayonnement émis par des électrons (ou particules chargées) qui spiralent autour d'un champ magnétique Plus l'électron est énergétique, plus le rayonnement est émis dans un cône étroit Exemple : pulsar, plérions, rémanent de supernovae

26 Les phénomènes naturels Les Rayonnements non thermiques Aux très hautes énergies le rayonnement de freinage : Rayonnement émis par des électrons qui passent à proximité d'un noyau Fréquent dans les plasmas

27 Les phénomènes naturels Les molécules : traceurs de l Univers froid Si l'observateur regarde l'étoile au travers un nuage de matière interstellaire. Les molécules absorbent le rayonnement émis par l'étoile créant une raie d'absorption caractéristique de la molécule Exemples : en 1937 découverte des radicaux CH + raie en 395,8 nm, et CH raie à 430 nm

28 Les phénomènes naturels Les molécules : traceurs de l Univers froid Rotation et vibration : 3 types d excitation / de niveaux d énergie : électrons : ultraviolet / visible vibration : infrarouge rotation : radio

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30 Les phénomènes naturels Les molécules : traceurs de l Univers froid Détection du Glycolaldéhyde, structure de l'épine dorsale des molécules d'arn, dans un cœur moléculaire! (Beltrán et al. 2009, ApJ 690, L93)

31 Les phénomènes naturels Les molécules : traceurs de l Univers froid Exemple de Molécules dans le système solaire : comète 103P/Hartley 2 (Deep Impact!) NASA/JPL Astrophysique sur Mesure Françoise Roques et Gilles Bessou

32 Les phénomènes naturels Principe de l effet Maser Est un phénomène naturel, «Laser dans le domaine Micro-onde», a été étudié avant le laser milieu amplificateur, pompage, cavité Le pompage crée une inversion de population Energie Energie Principe du LASER n4 n3 n2 n1 P O M P A G E n4 n3 n2 n1 Transition Rapide effet maser Transition Rapide Inversion de la population Population Population

33 Les phénomènes naturels L effet Maser en astrophysique Le maser astrophysique : Milieu amplificateur : le nuage interstellaire Principe du LASER Cavité de très grande dimension générée par le nuage interstellaire (pas de va et vient comme pour le laser) Pompage : absorption de photons extérieurs (émis par des étoiles, des poussières) et ou excitation par collision moléculaire

34 Les phénomènes naturels Intérêt de l effet Maser en astronomie Maser très sensible aux conditions physiques Permet d'obtenir des informations précises de température et de la densité des nuages interstellaires Quelques molécules dont l'émission maser est connue Molécule Fréquence (GHz) OH 1,665 H20 22 CH3OH 25 SiO 43 HCN 89

35 Les contraintes Fenêtres atmosphériques terrestres

36 Les contraintes L Effet Doppler Déplacement en fréquence d une onde reçue quand la source est en mouvement par rapport à l observateur UV IR Etat repos Si la source se rapproche : λ Si la source s'éloigne : λ Spectre : intensité de la source en fonction de la fréquence ou de la vitesse

37 Les contraintes L intensité des signaux L unité de flux est le Jansky : 1Jy =10-26 W.m -2.Hz -1 Le flux du Soleil est de Jy, valeur très petite par rapport à la puissance totale émise Les grands radiotélescopes captent des signaux de l ordre du millième ou du dix millième de Jansky Quelques radiosources intenses produisent des centaines ou des milliers de Jansky

38 Les contraintes La pollution Radio Elle vient s ajouter à la réception des signaux. Les antennes télévision sont les plus puissantes, les antennes de téléphonie fleurissent partout. Les sites professionnels utilisent une antenne spécifique dite de surveillance.

39 Les Antennes Généralités Une même antenne radio est utilisée en émission ou en réception Les antennes utilisées sont de type YAGI (antenne râteau) pour les basses fréquences de type Radar pour les fréquences plus hautes. Dans ce deuxième cas la technologie est beaucoup plus compliquée.

40 Les Antennes Pouvoir Séparateur θ Il est défini par l angle θ

41 Antennes Pouvoir séparateur θ Définition et Calcul : Le plus petit angle sous lequel on distingue encore 2 sources proches (étoiles doubles) détermine la capacité à discerner des détails, pour l'œil θ = 1' d'arc. θ = 1,22 λ / D, D : diamètre du miroir primaire, λ : longueur d'onde d'observation Exemple : pour θ désiré = 1" d'arc en optique sur la raie Hα (λ=656 nm) D=165 mm en radio sur la raie HI (λ=21cm) D=53 km!!!! l interférométrie est nécessaire (plusieurs antennes)

42 Les Antennes Pouvoir Séparateur θ (Cas des étoiles doubles)

43 L Observation radio Traitement des spectres Raie d émission HI Ligne de Base Conversion fréquence / vitesse (effet Doppler) km/s Retire la ligne de base pour obtenir la véritable intensité de la raie Température de brillance en K Bande de fréquence de 10 MHz

44 CONCLUSION Nous avons vu : La radioastronomie est une technologie qui vient un complément du domaine visible Les observations ont permis d étudier l Univers grâce à : L hydrogène neutre (raie HI) Les électrons à haute énergie (rayonnements synchrotron et de freinage) Les molécules (à travers les nuages intergalactiques, le système solaire) L effet Maser (domaine micro-ondes)

45 Radiotélescope de Nançay La Station de Nançay, à la fois site d'observation et laboratoire instrumental Il est spécialisé dans le domaine de la radioastronomie basse fréquence de 30 MHz à 10 GHz

46 BONNE NUIT Votre cerveau pendant le sommeil : Type de sommeil fréquence type d onde Profond 0.5 à 4 Hz delta Relaxation 8 à 13 Hz alpha Paradoxal sup à 14 Hz bêta Grande activité 30 à 35 Hz gamma cérébrale

47 BONNE NUIT Au 7 Novembre pour la deuxième partie Radiotélescope Ryle à l Université de Cambridge