RADIOASTRONOMIE

Émission thermique des solides et des gaz

Un corps solide porté à une température T (mesurée en kelvins) émet un rayonnement électromagnétique dont l'intensité est donnée par la loi de Planck (émission dite du corps noir, cf. thermodynamique) :

Dans le domaine radio, on a presque toujours hf ⪡ kT, et la formule de Planck peut prendre la forme simplifiée (celle de Rayleigh-Jeans) déjà citée :

Le rayonnement thermique est maximal de l'ultraviolet à l'infrarouge lointain pour les températures généralement rencontrées dans l'Univers, mais son intensité dans le domaine radio n'est pas négligeable. Si l'on connaît les dimensions de la source, il est possible, en inversant la formule précédente, de déduire du flux reçu la température du corps émissif. On a ainsi mesuré la température de la Lune et des planètes. Les valeurs trouvées sont généralement différentes des valeurs déterminées à partir des mesures du rayonnement infrarouge émis par ces corps célestes, car on observe des régions différentes. Par exemple, la radioastronomie attribue à Vénus une température de 600 kelvins, nettement supérieure à celle que fournit l'observation infrarouge (225 K). Cela a permis de découvrir dès 1958 que la température de la surface de cette planète, cachée à l'observation optique par une épaisse couche de nuages, est beaucoup plus chaude qu'on ne le prévoyait. Cette température élevée est due à un effet de serre provoqué par la présence de l'atmosphère, qui bloque le rayonnement infrarouge de la planète et occasionne une accumulation de chaleur au voisinage de la surface. En revanche, la mesure du rayonnement infrarouge n'avait précédemment permis d'observer que la surface de la couche nuageuse, qui est effectivement à une température beaucoup plus basse. Ces résultats ont été confirmés ultérieurement par l'exploration in situ de Vénus (cf. vénus).

Il est aussi possible d'observer le rayonnement thermique de la poussière interstellaire, qui est chauffée par les étoiles et rayonne dans l'infrarouge lointain et en ondes submillimétriques et millimétriques. Le décalage spectral des galaxies lointaines amène le maximum de ce rayonnement dans le domaine radio, et la cosmologie fonde de grands espoirs dans son étude.

Dans le cas des gaz ionisés que l'on rencontre en astronomie, le rayonnement est physiquement produit au moment du freinage des électrons libres du milieu lors de leur interaction avec le champ électrique des ions auprès desquels ils passent. Le rayonnement dû à cette interaction électron-ion est appelé émission free-free, et aussi rayonnement de freinage ou Bremsstrahlung thermique (cf. radiosources).

La formule de Planck ou son approximation de Rayleigh-Jeans s'appliquent au rayonnement d'un gaz ionisé et chaud, mais il faut alors tenir compte de l'épaisseur optique du gaz, qui dépend de la température, de la densité et de la longueur traversée par le rayonnement.

Une grande partie de la matière dans l'Univers se présentant sous forme de gaz, les exemples d'émission thermique sont nombreux. Les différentes parties de l'atmosphère solaire, notamment la couronne, dont la température est de l'ordre du million de degrés, donnent une émission radio intense dans toute la gamme des ondes de longueur comprise entre quelques millimètres et plusieurs mètres. L'étude de cette émission pour différentes longueurs d'onde permet de déterminer la température et la densité à différentes altitudes au-dessus de la photosphère.

Les étoiles émettent aussi un rayonnement thermique analogue à celui du Soleil, que l'on a pu détecter dans certains cas. Le gaz interstellaire ionisé, bien que dilué, émet un rayonnement parfaitement décelable, à cause de l'épaisseur et des dimensions considérables des régions émissives.

Enfin, une émission thermique a été découverte en provenance de toutes les directions du ciel. Elle correspond à une température très faible (2,735 K), et on l'interprète comme étant un résidu de la température extrêmement élevée qui régnait dans l'Univers lorsqu'il était dans un état beaucoup plus condensé, à l'époque où les électrons libres se sont recombinés avec les ions. Cette émission et ses petites fluctuations sur le ciel sont d'une importance énorme pour la cosmologie.

Émissions de freinage magnétique (gyromagnétique et synchrotron)

Quand un électron se déplace dans un champ magnétique, en l'absence de collisions sur les ions, il décrit une trajectoire hélicoïdale autour des lignes de force du champ en émettant un rayonnement dont la fréquence, connue sous le nom de fréquence cyclotron, ou fréquence de Larmor, ne dépend que de l'intensité H du champ :

En revanche, quand l'énergie, c'est-à-dire la vitesse v des électrons, augmente à la suite d'une accélération par un processus quelconque (on parle alors d'électrons suprathermiques), la fréquence de Larmor devient :

Ce rayonnement se fait à des fréquences discrètes, l'intensité émise sur chaque harmonique dépendant de l'ordre de cet harmonique et de la vitesse de l'électron : plus cette vitesse est grande, plus l'ordre des harmoniques émis est élevé. Les formules donnant l'intensité de ce rayonnement (connu sous le nom de rayonnement gyromagnétique) ne sont pas simples. Le cas le plus intéressant est celui des électrons relativistes, dont la vitesse est voisine de celle de la lumière : leur énergie cinétique est supérieure à leur énergie de masse W₀ = (1/2)mc². Leur rayonnement, appelé rayonnement synchrotron (d'après le nom des accélérateurs dans lesquels il fut d'abord mis en évidence), émet des ondes polarisées (cf. radiosources), et est décrit par des formules plus simples. L'ordre des harmoniques émis est alors tellement élevé que le spectre est pratiquement continu, avec un maximum situé au voisinage de la fréquence :

La puissance totale émise par un électron est, en watts :

Les rayonnements gyromagnétique et, surtout, synchrotron se manifestent dans de nombreux astres. Ils rendent compte de certains grands sursauts solaires accompagnant les éruptions chromosphériques (sursauts de type IV, cf. soleil), du rayonnement du milieu interstellaire sur ondes métriques et décimétriques et de l'émission de la plupart des radiosources, depuis les restes de supernovae jusqu'aux quasars.

L'intérêt de l'émission synchrotron est de permettre l'étude des électrons de grande énergie dans l'Univers, qui sont une des composantes des rayons cosmiques. On sait, grâce aux sondes spatiales, que ces rayons contiennent, en plus de protons et d'ions plus lourds, une certaine quantité d'électrons (cf. rayons cosmiques). L'observation du rayonnement synchrotron des radiosources permet l'étude de cette composante électronique dans des régions très éloignées, où la détection in situ sera toujours impossible. La radioastronomie apporte, en particulier, des informations de première importance sur l'origine des rayons cosmiques. La découverte de sources intenses d'émission synchrotron, par exemple dans le Soleil au moment des éruptions ou dans les enveloppes gazeuses éjectées par l'explosion des supernovae, montre que ces sources sont capables d'accélérer des électrons et donc très probablement des protons et d'autres noyaux jusqu'à des vitesses voisines de celle de la lumière. De même, les noyaux actifs des galaxies sont des sources importantes de rayons cosmiques.

Les oscillations de plasma

À côté de l'effet synchrotron, où les électrons émettent d'une manière incohérente, existe une émission intense à partir d'électrons de faible énergie, si ceux-ci ont un mouvement d'ensemble périodique analogue aux courants électriques produits sur une antenne émettrice. C'est le cas, en particulier, des oscillations de plasma, qui peuvent être provoquées par le passage, dans un gaz ionisé, d'un jet de particules, électrons ou protons. Ce mécanisme, qualitativement bien connu, se prête cependant assez difficilement à une théorie quantitative.

Si un jet d'électrons entre dans un plasma, il provoque la formation d'ondes de charge d'espace (ou ondes de plasma), dans lesquelles les électrons se déplacent parallèlement à la direction de propagation de l'onde (ondes dites longitudinales). Ces ondes sont excitées à la fréquence de résonance du plasma, qui ne dépend que de sa densité N_e :

Elles ne peuvent se propager loin dans un milieu de densité variable, mais se transforment, sous certaines conditions, en ondes électromagnétiques ayant la même fréquence f_p ou la fréquence harmonique 2 f_p. Ce sont ces dernières ondes que l'on pourra recevoir sur Terre.

Ce mécanisme d'émission fait appel à un phénomène de résonance du plasma et donnera donc des émissions à spectre étroit. Il est particulièrement important pour expliquer les sursauts solaires sur ondes métriques et décamétriques, et il permet d'interpréter tous les sursauts à dérive de fréquence, généralement peu durables, à spectre étroit, apparaissant d'abord sur les hautes fréquences et dérivant plus ou moins rapidement vers les basses fréquences. C'est ce que l'on attend d'une perturbation montant dans la couronne du Soleil, qui excite à chaque instant l'émission d'ondes à une fréquence égale à la fréquence propre du plasma à l'altitude où elle se trouve, c'est-à-dire à une fréquence décroissante avec le temps puisque la densité coronale diminue quand on s'éloigne du Soleil.

L'étude de ces sursauts permet donc de déterminer ces perturbations – jets de particules ou ondes de choc –, qui sont impossibles à observer dans le domaine visible.

Il est très probable que les émissions intenses en ondes décamétriques qui proviennent de la magnétosphère de Jupiter soient aussi dues à des oscillations de plasma, mais le détail du mécanisme de ces émissions n'est pas encore tout à fait compris. Il en est de même de celui de plusieurs autres types de sursauts solaires : l'inventaire des nombreuses instabilités qui peuvent, dans un plasma, conduire à l'émission d'ondes radio n'est pas encore terminé. De son côté, la magnétosphère terrestre produit des émissions du même genre, qui ne sont observables qu'à partir de satellites, car leur fréquence est trop basse pour qu'elles puissent traverser l'ionosphère.

Enfin, le rayonnement radio des pulsars est vraisemblablement produit par l'effet collectif d'électrons de haute énergie, et présente donc des similitudes avec ce rayonnement de plasma.

Le spectre de raies en radioastronomie

En plus du rayonnement continu, on observe des émissions radio à des fréquences discrètes, que l'on nomme raies, par analogie avec l'optique. Le spectre de raies est considérablement plus riche dans le domaine radio que dans le domaine visible. Les raies radio correspondent à des transitions de très faible énergie qui seront soit des transitions entre états très excités des atomes, soit des transitions de structure hyperfine des atomes, soit enfin des transitions de rotation moléculaires.

La raie de l'hydrogène neutre, sur 21 centimètres de longueur d'onde (soit 1 420,405 6 MHz), la première qui fut détectée en radioastronomie, dès 1951, et dont l'étude a bouleversé nos idées sur la structure de la Galaxie, est due à une transition entre deux états de la structure hyperfine de l'atome dans son état fondamental : elle correspond au changement de sens du spin de l'électron par rapport à celui du proton. Dans les nébuleuses ionisées, l'émission des états excités de l'hydrogène, entre les niveaux quantiques 50 et 200 environ, est détectable en radioastronomie, ainsi que les raies correspondantes de l'hélium et du carbone.

L'observation de ces raies apporte des informations très importantes à plusieurs points de vue. Tout d'abord, elle permet l'étude du mouvement des sources. Si le gaz émetteur a une vitesse v par rapport à l'observateur, la fréquence de la raie sera déplacée par effet Doppler-Fizeau d'une quantité Δν = ν . (v/c) par rapport à la fréquence du gaz au repos. La résolution spectrale des récepteurs radio étant très supérieure à celle des instruments optiques, il est possible de mesurer des vitesses avec une précision meilleure que quelques dixièmes de kilomètre par seconde.

Un autre intérêt des raies spectrales est qu'elles sont caractéristiques des atomes et des molécules qui les émettent. C'est par l'étude de leurs raies dans le domaine des ondes millimétriques et centimétriques qu'on a pu établir l'existence, dans le milieu interstellaire et dans les enveloppes étendues d'étoiles froides géantes, de près de 140  molécules différentes (fig. 2) : auparavant, le nombre de molécules connues dans ces sources, grâce aux observations dans les domaines visible et ultraviolet, se comptait sur les doigts d'une main. Depuis la découverte, en 1963, de la première molécule observable en radio, la molécule OH, cette partie de la radioastronomie a connu un développement extraordinaire, surtout à partir de la mise en service des premiers récepteurs performants en ondes millimétriques, en 1970. Les molécules détectées vont des plus simples, comme OH, H₂O, NH₃, jusqu'à des molécules relativement complexes pouvant avoir jusqu'à treize atomes. La plupart des molécules rencontrées dans le milieu interstellaire sont très difficiles à fabriquer et à conserver dans les conditions du laboratoire : en fait, les conditions physiques qui règnent dans le milieu interstellaire, en particulier sa très faible densité, sont très différentes des conditions que l'on peut réaliser au laboratoire, si bien que la chimie dans ce milieu est très particulière. Elle présente l'intérêt de mettre bien en évidence les processus élémentaires de la physico-chimie, et, à ce titre, son importance dépasse notablement l'astrophysique. Il est possible que certaines molécules complexes, qui constituent les éléments de base de la matière vivante (les acides aminés) puissent être naturellement synthétisées dans le milieu interstellaire ; mais leur mise en évidence directe par la spectroscopie en ondes radio est extrêmement difficile et peut-être à jamais impossible en raison de la complexité de leur spectre de raies et de la confusion qui règne dans le spectre des nuages émetteurs (les observations montrent une quantité innombrable de raies qui se chevauchent les unes les autres). Enfin, l'étude de l'intensité et de la forme des raies des molécules interstellaires permet d'obtenir des renseignements précieux sur les conditions physiques qui règnent dans les sources de leur émission. L'intensité émise dépend en effet du mécanisme d'excitation de l'état d'énergie supérieur de l'atome ou de la molécule. Si cette excitation est due aux collisions avec les autres particules du milieu, on peut en déduire la température. La densité du milieu émissif peut aussi être déterminée dans certains cas. C'est ainsi que l'on a découvert que la plupart des molécules interstellaires se trouvent dans des nuages optiquement invisibles car opaques, relativement froids et denses, que l'on nomme nuages moléculaires. Ces nuages sont les lieux où se forment les étoiles, et l'étude détaillée des raies qu'ils émettent jointe à des observations dans l'infrarouge permet de voir à l'œuvre la naissance des étoiles. Si nous n'en comprenons pas encore bien les détails, les grandes lignes sont connues, et c'est un des domaines de la recherche astronomique les plus actifs.

Certaines molécules (OH, H₂O, SiO, alcool méthylique HCH₂OH, etc.) produisent des émissions masers naturelles qui correspondent à des raies très intenses, étroites et variables au cours du temps. Les sources masers interstellaires sont liées aux processus de formation d'étoiles. Les enveloppes de certaines étoiles géantes froides produisent aussi des émissions masers qui apportent des informations très importantes sur leur physique.