Les radiotélescopes ne ressemblent en rien aux télescopes ordinaires. Les ondes radio, qui sont invisibles, ne peuvent en effet pas être réfléchies par une lentille en verre ou par un miroir. Le "miroir" d'un radiotélescope se compose simplement d'une antenne parabolique ou d'une grille en forme de coupe. Certains radiotélescopes sont simplement constitués d'un réseau d'antennes. Les radiotélescopes ne peuvent pas prendre de photographies, mais ils sont capables de discerner des objets invisibles avec les télescopes ordinaires. Les étoiles très froides ont, par exemple, un très faible éclat, mais envoient de puissantes ondes radio. Les étoiles connues sous le nom de Pulsars ont été découvertes à l'aide d'un radiotélescope.
Les radiotélescopes ont également l'avantage de capter les signaux radio à travers les nuages de poussières de l'espace qui font écran à la lumière visible. C'est ainsi que, bien que le centre de notre Galaxie soit caché par des nuages de poussières, les radio-astronomes ont pu faire d'importantes découvertes à son sujet. De plus, les radiotélescopes fonctionnent par tous les temps, aussi bien le jour que la nuit. Certaines galaxies très éloignées envoient de puissantes ondes radio, alors qu'elles sont à peine visibles sur les photographies. Les radiotélescopes sont donc particulièrement utiles pour explorer les Confins de l'Univers.
http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap000530.html
Par analogie avec l’astronomie classique, l’instrument utilisé en radioastronomie est désigné sous le nom de radiotélescope. Il est constitué d’une antenne (ou d’un système d’antennes), destinée à capter les ondes et reliée à un récepteur très sensible qui analyse celles-ci, en mesure l’intensité, la fréquence et en détermine la polarisation, etc. La première fonction d’un radiotélescope sera donc de capter les ondes en quantité suffisante pour permettre leur détection. Dans le cas idéal, la quantité d’énergie reçue dans une bande de 1 hertz est égale au produit de la densité de flux S de la source définie précédemment par la surface de l’antenne, supposée orientée perpendiculairement à la direction de la source. Dans la pratique, il faut généralement diviser ce résultat par un facteur 2, les antennes n’étant sensibles qu’à une seule polarisation (ce facteur est différent de 2 si les ondes provenant de la source sont partiellement ou complètement polarisées). Il faut aussi introduire un facteur de rendement c qui correspond au fait que la « surface efficace » A eff du radiotélescope est inférieure à sa surface réelle A .
La perte d’énergie, qui est liée au facteur de rendement, provient en partie du fait que les ondes captées n’arrivent pas exactement en phase au niveau du récepteur, par suite de petites différences entre les longueurs des trajets des rayons tombant sur les divers points de la surface de l’antenne. Elle dépend donc de la précision avec laquelle le radiotélescope est construit.
Qu’il s’agisse d’une surface réfléchissante concentrant les ondes en son foyer ou d’un système d’antennes distinctes reliées par des câbles de transmission ou par des guides d’onde, la perte d’énergie reste négligeable tant que ces différences de trajets n’excèdent pas une petite fraction de la longueur d’onde (de l’ordre de l /10). Donc, plus la longueur d’onde utilisée par un radiotélescope est petite, meilleure doit être sa surface. Cela explique que de nombreux instruments de surface égale à plusieurs milliers ou dizaines de milliers de mètres carrés aient été construits pour recevoir les ondes métriques et décimétriques, alors que les plus grands radiotélescopes fonctionnant jusqu’aux ondes millimétriques ne dépassent pas quelques dizaines de mètres.
La seconde fonction du radiotélescope est de déterminer la direction de la source d’émission et de pouvoir distinguer deux sources de directions légèrement différentes. C’est le problème du pouvoir séparateur , lequel est lié à la notion de diagramme de rayonnement (ou de réception) d’une antenne. Celui-ci est constitué d’un lobe principal, de grande amplitude dans l’axe, et d’un certain nombre de lobes secondaires plus faibles. Le pouvoir séparateur j est égal à la largeur du lobe principal de réception, et il est donné approximativement en radians par l’inverse de la dimension du radiotélescope, mesurée en longueur d’onde : j (radian) # l /D , où j (minute d’angle) # 3 600 l /D .
Le pouvoir séparateur fixe évidemment la finesse des images que le radiotélescope fournit d’une région donnée du ciel. La formule précédente montre la différence considérable qui existe entre les radiotélescopes et les télescopes optiques. Ces derniers, même les plus petits, ont des dimensions de plusieurs centaines de milliers de longueurs d’onde et bénéficient donc aisément de pouvoirs séparateurs de l’ordre de la seconde d’angle. En pratique, le pouvoir séparateur des télescopes optiques est fixé par la turbulence atmosphérique et non pas par les dimensions de l’instrument. En revanche, les dimensions des radiotélescopes qui travaillent sur des longueurs d’onde de 104 à 107 fois plus élevées ne seront plus très grandes par rapport à la longueur d’onde. Par exemple, pour obtenir un pouvoir séparateur égal seulement à celui de l’œil nu (environ 2 minutes d’angle), il faut un radiotélescope de 2 000 longueurs d’onde, soit 20 mètres si l = 1 centimètre, et 2 kilomètres si l = 1 mètre. Cela correspond déjà à des instruments très grands et, dès que la longueur d’onde dépasse quelques centimètres, il est difficile d’obtenir un pouvoir séparateur convenable, d’autant plus que le radiotélescope doit pouvoir être orienté dans une direction quelconque du ciel. C’est la raison pour laquelle les techniques de l’interférométrie, dans lesquelles on utilise plusieurs antennes de dimensions modestes, ont connu un développement considérable.
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