Le télescope sphérique à ouverture de cinq cents mètres (FAST) vient de terminer sa construction dans la province sud-ouest du Guizhou. Crédit :RAPIDE
Quand les astronomes parlent d'un télescope optique, ils mentionnent souvent la taille de son miroir. C'est parce que plus votre miroir est grand, plus votre vision du ciel peut être nette. C'est ce qu'on appelle le pouvoir de résolution, et cela est dû à une propriété de la lumière connue sous le nom de diffraction. Lorsque la lumière passe à travers une ouverture, comme l'ouverture du télescope, il aura tendance à s'étaler ou à se diffracter. Plus l'ouverture est petite, plus la lumière se diffuse, rendre votre image plus floue. C'est pourquoi les plus grands télescopes peuvent capturer une image plus nette que les plus petits.
La diffraction ne dépend pas seulement de la taille de votre télescope, cela dépend aussi de la longueur d'onde de la lumière que vous observez. Plus la longueur d'onde est longue, plus la lumière diffracte pour une taille d'ouverture donnée. La longueur d'onde de la lumière visible est très petite, moins d'un millionième de mètre de longueur. Mais la lumière radio a une longueur d'onde mille fois plus longue. Si vous souhaitez capturer des images aussi nettes que celles des télescopes optiques, vous avez besoin d'un radiotélescope mille fois plus grand qu'un optique. Heureusement, nous pouvons construire des radiotélescopes aussi grands grâce à une technique connue sous le nom d'interférométrie.
Pour construire un radiotélescope à haute résolution, vous ne pouvez pas simplement construire une énorme antenne parabolique. Vous auriez besoin d'un plat de plus de 10 kilomètres de diamètre. Même la plus grande antenne parabolique, Le télescope chinois FAST, ne fait que 500 mètres de diamètre. Donc, au lieu de construire un seul grand plat, vous construisez des dizaines ou des centaines de petits plats qui peuvent fonctionner ensemble. C'est un peu comme n'utiliser que des parties d'un grand miroir au lieu de l'ensemble. Si vous avez fait cela avec un télescope optique, votre image ne serait pas aussi lumineuse, mais ce serait presque aussi pointu.
La lumière d'un objet distant frappe une antenne avant l'autre. Crédit :ESO
Mais ce n'est pas aussi simple que de construire plein de petites antennes paraboliques. Avec un seul télescope, la lumière d'un objet distant pénètre dans le télescope et est focalisée par le miroir ou la lentille sur un détecteur. La lumière qui a quitté l'objet en même temps atteint le détecteur en même temps, donc votre image est synchronisée. Lorsque vous avez un éventail d'antennes paraboliques, chacun avec son propre détecteur, la lumière de votre objet atteindra certains détecteurs d'antenne plus tôt que d'autres. Si vous combiniez simplement toutes vos données, vous auriez un désordre confus. C'est là qu'intervient l'interférométrie.
Chaque antenne du réseau observe le même objet, et comme ils le font, ils marquent chacun très précisément le moment de l'observation. Par ici, vous avez des dizaines ou des centaines de flux de données, chacun avec des horodatages uniques. A partir des horodatages, vous pouvez resynchroniser toutes les données. Si vous savez que le plat B obtient un seul 2 microsecondes après le plat A, vous savez que le signal B doit être avancé de 2 microsecondes pour être synchronisé.
L'ordinateur corrélateur de l'Observatoire ALMA. Crédit :ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), S. Argandaña
Le calcul pour cela devient vraiment compliqué. Pour que l'interférométrie fonctionne, vous devez connaître la différence de temps entre chaque paire d'antennes paraboliques. Pour 5 plats soit 15 paires. Mais le VLA compte 26 paraboles actives soit 325 paires. ALMA dispose de 66 plats, ce qui fait 2, 145 paires. Non seulement que, au fur et à mesure que la Terre tourne, la direction de votre objet se déplace par rapport aux antennes paraboliques, ce qui signifie que le temps entre les signaux change au fur et à mesure que vous faites des observations. Vous devez garder une trace de tout cela afin de corréler les signaux. Cela se fait avec un supercalculateur spécialisé appelé corrélateur. Il est spécialement conçu pour effectuer ce seul calcul. C'est le corrélateur qui permet à des dizaines d'antennes paraboliques d'agir comme un seul télescope.
Le télescope Event Horizon (EHT) - un réseau à l'échelle planétaire de huit radiotélescopes au sol forgés grâce à une collaboration internationale - a été conçu pour capturer des images d'un trou noir. Lors de conférences de presse coordonnées à travers le monde, Les chercheurs de l'EHT ont révélé qu'ils avaient réussi, dévoilant la première preuve visuelle directe du trou noir supermassif au centre de Messier 87 et de son ombre. L'ombre d'un trou noir que l'on voit ici est la plus proche possible d'une image du trou noir lui-même, un objet complètement sombre d'où la lumière ne peut s'échapper. La limite du trou noir - l'horizon des événements dont l'EHT tire son nom - est environ 2,5 fois plus petite que l'ombre qu'il projette et mesure un peu moins de 40 milliards de km de diamètre. Bien que cela puisse paraître important, cet anneau ne mesure qu'environ 40 microsecondes d'arc, ce qui équivaut à mesurer la longueur d'une carte de crédit à la surface de la Lune. Bien que les télescopes composant l'EHT ne soient pas physiquement connectés, ils sont capables de synchroniser leurs données enregistrées avec des horloges atomiques - des masers à hydrogène - qui chronométrent précisément leurs observations. Ces observations ont été recueillies à une longueur d'onde de 1,3 mm lors d'une campagne mondiale de 2017. Chaque télescope de l'EHT a produit d'énormes quantités de données – environ 350 téraoctets par jour – qui ont été stockées sur des disques durs à haute performance remplis d'hélium. Ces données ont été envoyées par avion à des superordinateurs hautement spécialisés – appelés corrélateurs – à l'Institut Max Planck de radioastronomie et à l'observatoire MIT Haystack pour être combinées. Ils ont ensuite été minutieusement convertis en une image à l'aide de nouveaux outils informatiques développés par la collaboration. Crédit :Collaboration avec le télescope Event Horizon
Il a fallu des décennies pour affiner et améliorer l'interférométrie radio, mais c'est devenu un outil commun pour la radioastronomie. De l'inauguration du VLA en 1980 aux premières lumières d'ALMA en 2013, l'interférométrie nous a fourni des images d'une résolution extraordinairement élevée. La technique est maintenant si puissante qu'elle peut être utilisée pour connecter des télescopes partout dans le monde.
En 2009, les observatoires radio du monde entier ont accepté de travailler ensemble sur un projet ambitieux. Ils ont utilisé l'interférométrie pour combiner leurs télescopes pour créer un télescope virtuel aussi grand qu'une planète. Il est connu sous le nom de télescope Event Horizon, et en 2019, cela nous a donné notre première image d'un trou noir.
Grâce au travail d'équipe et à l'interférométrie, nous pouvons maintenant étudier l'un des objets les plus mystérieux et extrêmes de l'univers.
