Du radar militaire de la seconde guerre mondiale à l'observation de la (...)

A Bordeaux, les astronomes ont réutilisé durant près de 20 ans un ancien radar de l'armée allemande en tant que radiotéléscope, et depuis 2010 (...) Voir descriptif détaillé

Du radar militaire de la seconde guerre mondiale à l'observation de la (...)

A Bordeaux, les astronomes ont réutilisé durant près de 20 ans un ancien radar de l'armée allemande en tant que radiotéléscope, et depuis 2010 (...) Voir descriptif détaillé

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Introduction

Cette vénérable antenne radar, initialement dédiée à détecter les avions dans un rayon de 70 km maximum, permet maintenant à chacun d’entre nous de détecter les rayonnements émis par les atomes d’hydrogène des nuages inter-stellaires ou les molécules OH de certaines étoiles dans notre galaxie, la Voie Lactée.
En s’interressant aux émissions des atomes d’hydrogène, nous découvrirons que l’on peut mettre en évidence l’existence de la « matière noire » et aussi faire apparaître la structure en spirale de notre galaxie. Le tout par un nombre limité de mesures.
Cet article doit beaucoup aux documents [1] et [2] figurant en Références et à mes propres mesures.

Le Journal de Bord

Genèse du radiotéléscope Würzburg du LAB (Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux)

Le radar Wûrzburg a été le premier système de radar au sol pour le guidage d’artillerie de la Luftwaffe et de l’armée allemande pendant la Seconde Guerre mondiale. Celui qui est utilisé au LAB est la dernière et plus performante version (antenne parabolique de 7,5 m de diamètre).

Les astronomes du LAB l’ont utilisé de 1966 à 1987 pour observer de façon continue les sursaut du soleil (longueur d’onde 32 cm) . Puis en 2007 il a été rénové en lui attribuant des longueurs d’onde d’observation allant de 11 à 22 cm et surtout en l’enrichissant de systèmes électroniques et informatiques pour traiter le signal reçu, piloter l’antenne et offrir un interface pour son utilisation par le grand public via internet.

L’antenne Würzburg au Laboratoire d’astrophysique de Bordeaux, et l’équipe qui l’a rénové.

Que peut-on observer avec Wûrzburg ?

Lorsqu’on réalise des observations d’ondes éléctromagnatiques émises par des sources astronomiques et de longueur supérieure à celles de l’optique ou de l’infrarouge (correspondant à des valeurs de 0,0004 mm à 1 mm), on entre dans le domaine de la radioastronomie.

Les signaux captés par les radiotélescopes sont des ondes électromagnétiques émises par les molécules, atomes ou ions dans l’espace, autour des étoiles, dans les nuages moléculaires, etc.. Ces objets ont été excitées par une source de chaleur (par exemple : étoile à proximité ou chocs de gaz) et ont émis des photons en se désexcitant vers leur état normal. L’émission de chaque molécule est très faible, mais vu l’immensité des espaces interstellaires, l’émission totale est parfaitement détectable.

Avec le radiotéléscope Würzburg, on peut notamment observer :
- l’hydrogène atomique HI, sous forme de nuages, qui émet un rayonnement radio à la longueur d’onde de 21 cm lorsqu’il se désexcite.
- les molécules OH présentes à la surface des étoiles évoluées (plus vieilles que notre Soleil et de masse équivalente) qui émettent plusieurs rayonnements entre 2 et 18cm.

Ces observations nous renseignent sur le mouvement des sources émettrices : leur direction (elles se rapprochent ou s’éloignent) et leur vitesse, en analysant le décalage entre la longueur d’onde reçue et sa valeur de référence. C’est le phénomène « effet Doppler ». On peut également déterminer la distance qui nous sépare de ces sources en supposant que leur vitesse totale est constante pour un éloignement donné du centre galactique (théorie de la rotation différentielle pour les galaxies spirales).

La cartographie de la galaxie

Pour comprendre les observations qui vont être réalisées, il est nécessaire de se représenter notre galaxie : la plupart des étoiles et du gaz se situent dans un disque fin. Le Soleil est à la distance d’environ 8,5 kiloparsec (kpc) (25 000 années-lumières) du centre galactique, et le schéma ci-dessous met en évidence le système de coordonnées galactiques ainsi que la structure des bras spirale.

aperçu de la structure en spirale de la galaxie
C indique la position du centre de la galaxie. Les positions approximatives des principaux bras spirales sont montrées. Les positions des 4 quadrants sont indiquées.

C indique la position du centre de la galaxie. Les positions approximatives des principaux bras spirales sont montrées. Les positions des 4 quadrants sont indiquées.

Notons que la longitude angulaire s’exprime en degrés, et qu’elle est mesurée à partie de l’axe Soleil (S) - Centre Galactique (C) dans le sens anti horaire. Par ailleurs, la latitude angulaire, non utilisée ici, indique l’angle par rapport au plan galactique, celui-ci étant donc de latitude 0.

Le principe d’une mesure

Lorsque nous pointons le radiotéléscope vers un nuage de gaz de la Galaxie, nous ne voyons pas la vitesse réelle V. Ce que nous voyons est ce qu’on appelle la vitesse radiale V_r qui est la différence entre les vitesses du nuage et du soleil projetées sur l’axe de visée (SM), comme indiqué dans le schéma ci-dessous :

Géométrie de la galaxie
C indique la position du centre de la galaxie, S celle du soleil, M celle du nuage de gaz que l’on veut observer. La droite SM est la ligne de visée. La flèche arrondie indique le sens de rotation de la galaxie. Les flèches sur les segments indiquent les vitesses du soleil (V0) et du nuage de gaz (V).

C indique la position du centre de la galaxie, S celle du soleil, M celle du nuage de gaz que l’on veut observer. La droite SM est la ligne de visée. La flèche arrondie indique le sens de rotation de la galaxie. Les flèches sur les segments indiquent les vitesses du soleil (V_0) et du nuage de gaz (V).

Ce schéma représente une visée dans le Quadrant I, et l’on peut remarquer que cette visée permet d’observer jusqu’à 2 sources émettrices distantes du centre galactique du rayon R : la source M et son symétrique par rapport à CT.
Le calcul des vitesses est détaillé dans le document [1].

En pratique, les mesures effectuées sont directement converties par le logiciel de radioastronomie en vitesse relative et intensité, comme représenté sur le relevé ci-dessous qui met nettement en évidence la présence de deux sources se déplaçant à des vitesses différentes :

Spectre HI obtenu pour une longitude de 70°

Les mesures effectuées et leur interprétation

Les observations ont porté sur les longitudes galactiques suivantes 20, 25, 30, 35, 40, 45, 50, 55, 60, 65, 70, 80, 85, 95, 100, 105, 110, 120, 130, 140, 145, 150°, toutes situées dans le plan galactique (latitude 0) et appartenant aux quadrants I et II.

La courbe de rotation de la Galaxie

On utilise uniquement les vitesses maximales que l’on peut mesurer, c’est à dire celles qui correspondent aux trajectoires des nuages d’hydrogène qui sont tangentes à la ligne de visée. Seules les mesures du quadrant I sont donc utilisables, et l’on obtient :

Cette courbe confirme clairement que les vitesses de rotation ne décroissent pas selon la racine carrée de la distance au Centre Galactique, ainsi que l’exige la mécanique newtonienne appliquée à la matière connue. Elle suggère l’existence
d’importantes quantités de matière supplémentaire.

Par ailleurs, elle confirme la connaissance que l’on a des vitesses au centre de la galaxie dans un rayon de 2­-3 Kpc, où les vitesses augmentent puis décroissent en R^{­1/2}. On voit très bien qu’à partir de 3 Kpc il y a une légère remontée puis stabilisation
des vitesses.

Cartographie des sources d’émission HI

L’ensemble des données a été utilisée. Les vitesses correspondant aux pics d’émission (intensités maximales) ont été relevées, puis utilisées pour calculer les distances des nuages au centre galactique en faisant l’approximation que tous les nuages avaient une vitesse de rotation égale à celle du Soleil (220 km/s).

Ensuite la distance du Soleil à ces nuages a été calculée, sachant que, du fait que dans le premier quadrant la ligne de visée coupe les trajectoires en deux points, on obtient deux valeurs de distance acceptables pour chaque vitesse radiale observée. Dans le quadrant II, naturellement, une seule distance est obtenue.

Le graphique obtenu met bien en évidence la structure des bras spirale, avec cependant une marge d’erreur substantielle sur les distances, liée aux approximations retenues.

La Voie Lactée pour tous ?

Les expériences qui viennent d’être décrites, et d’autres, sont vraiment à la portée de tout un chacun en prenant soi-même les commandes de l’antenne Würzbourg de l’obseratoire de Bordeaux, depuis son domicile. Rien de plus simple : se connecter au site , suivre le manuel d’utilisation, déployer son imagination et sa curiosité, passer à l’action. Bonnes découvertes !

Références

[1] Herpin, F., (2012) Radiotélescope Würzburg Présentation et manuel d’utilisation Version 2.1. Récupéré le 24 Février 2014 www.obs.u-bordeaux1.fr/radio/FHerpi...

[2] Horellou, C., Johansson, D., (2006) Radioastronomie « à portée de main » :
cartographie de la voie lactée . Récupéré le 24 Février 2014 http://fr.euhou.net/docupload/files...

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