Astronomie

Le VLBI optique est-il théoriquement faisable ? Si non pourquoi pas ?

Le VLBI optique est-il théoriquement faisable ? Si non pourquoi pas ?


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De nombreux interféromètres optiques sont utilisés avec des lignes de base allant jusqu'à peut-être 1 km. Pour autant que je sache, ils fonctionnent tous en collectant directement la lumière sur tous les télescopes, en utilisant des miroirs pour les rapprocher, puis en les interférant et en observant les franges avec des photodétecteurs.

Pendant ce temps, les radioastronomes font de l'interférométrie sur des distances de milliers de kilomètres, mais ils le font tout à fait différemment. Essentiellement, ils enregistrent la forme d'onde électromagnétique en bande de base sur chaque télescope, avec un horodatage précis, les transportent tous vers un emplacement central et les combinent par calcul.

Alors ma question est de savoir si en principe vous pouvez utiliser les méthodes des radioastronomes avec un signal optique (ou proche IR). De toute évidence, les défis d'ingénierie et de calcul seraient formidables - vous auriez besoin d'enregistrer des données à des vitesses proches de 1 Pb/s, de les horodater avec une précision femtoseconde et de faire un calcul ridiculement énorme pour récupérer une image, mais ce n'est pas ma question ici.

D'une part, il semble que la réponse devrait être "oui" - les ondes électromagnétiques sont des ondes électromagnétiques. D'autre part, pourquoi la phase d'un photon observé dans un télescope aurait-elle quelque chose à voir avec la phase d'un photon observé dans un autre ? Si vous numérisez les données de chaque télescope, vous éliminez les franges d'interférence au niveau quantique, comme cela se produit si vous trouvez un moyen de mesurer la fente traversée par un photon dans l'interféromètre à double fente. Cela suggère que la réponse devrait être « non ».

Si la réponse est « non », alors à quelle longueur d'onde se produit la coupure ? Nous avons maintenant un VLBI de style radio à 1 mm et une interférométrie de style optique à 1 $smallmathsf{mu m}$, qu'est-ce qui est possible entre les deux ?


Cette question revient à : l'interférométrie optique est-elle possible lors de la détection de photons ? La réponse est oui. De nombreuses expériences ont été réalisées à l'aide d'interféromètres où un photon à la fois est passé à travers l'appareil et révèle toujours un motif d'interférence lorsqu'il est détecté de l'autre côté.

Les problèmes de l'interférométrie optique sont multiples : l'interférométrie optique repose actuellement sur le regroupement des signaux dans le matériel ; il y a un problème immédiat avec l'application de la technique d'interférométrie radio consistant à "enregistrer" les données et à effectuer la corrélation hors ligne, ce qui est simplement que le débit binaire de la lumière optique à haute fréquence est beaucoup trop élevé pour le faire pour le moment. Je dois admettre que je ne sais pas si cela sera possible dans un avenir prévisible. Il y a un problème évident dans l'enregistrement du temps d'arrivée des photons avec plus de précision que le principe d'incertitude ne le permet, même pour les transitions optiques les plus rapides de $sim 10^{-8}$ s, ce qui est bien en deçà de la résolution nécessaire pour échantillonner les fréquences de $sim 10^{15}$ Hz. (Edit : les détecteurs les plus rapides n'utilisent pas de transitions dans les atomes et peuvent atteindre la synchronisation de $10^{-10}$ s; encore trop lent par ordre de grandeur.)

cependant, même si tu pouvais « enregistrez » les données, il y a beaucoup d'autres problèmes à surmonter. Ces difficultés sont principalement liées à la longueur et au temps de cohérence des changements de phase introduits dans l'atmosphère au-dessus de chaque télescope et à l'impossibilité d'utiliser des sources de référence de phase en conséquence ; et l'impossibilité d'utiliser des techniques de fermeture de phase à moins que les sources ne soient très lumineuses. Ces difficultés sont expliquées plus en détail dans /a/35215/2531

En résumé, des télescopes situés à différents endroits observent le même objet à travers différentes atmosphères. Cela introduit des erreurs de phase. Ceux-ci peuvent être calibrés dans des observations radio en utilisant une source de référence à proximité. Ceci est dû au fait que les erreurs de phase persistent sur une durée raisonnablement longue et sont similaires sur une portion de ciel raisonnablement grande ("isoplanatique"). Pour les observations optiques, le patch isoplanatique peut n'avoir que quelques secondes d'arc de diamètre, il y a donc rarement une source de référence brillante, et l'atmosphère change de toute façon sur des échelles de temps de plusieurs dizaines de ms.

Les interféromètres optiques contournent ce problème en utilisant des techniques de fermeture de phase. L'erreur de phase peut être éliminée en comparant les différences de phase d'au moins trois stations. Mais encore une fois, vous devez le faire sur des échelles de temps très courtes et cela signifie que l'interférométrie optique est limitée aux objets lumineux afin d'obtenir suffisamment de signal.

Où est la coupure ? Bien certainement au-delà du proche infrarouge, car ces interféromètres utilisent également des techniques similaires (lignes à retard, fermeture de phase) dans leurs techniques.


En principe oui cela devrait fonctionner. Des télescopes optiques séparés de 1000 km « verraient » le même photon. Pourquoi cela serait-il une différence pour les ondes radio avec une longueur d'onde de quelques cm à quelques mm par rapport aux longueurs d'onde optiques (c. Ensuite, je supposerai une définition arbitraire de VLBI pour signifier que les télescopes sont suffisamment séparés pour nécessiter des horloges indépendantes et une sorte de support "d'enregistrement".

A des fréquences plus élevées (environ 10 GHz avec la technologie actuelle) la radioastronomie dépend de récepteurs "hétérodynes" (https://en.wikipedia.org/wiki/Heterodyne), qui permettent de mélanger le signal du ciel avec une référence pour amener le signal jusqu'à une fréquence qui peut être échantillonnée avec l'électronique numérique. Je ne connais pas de techniques hétérodynes qui fonctionnent à des fréquences optiques.

Comme mentionné ci-dessus, avoir des horloges suffisamment stables la fréquence la stabilité serait techniquement difficile (ce n'est pas la stabilité de fréquence/phase qui compte vraiment pas la précision de synchronisation). Et la stabilité de la phase atmosphérique est susceptible d'être difficile. Avec de courtes séparations, les télescopes voient à peu près la même atmosphère, il vous suffit donc de calibrer l'atmosphère différentielle. Au fur et à mesure que la séparation augmente, la quantité d'atmosphère corrélée diminue. A noter dans le cas de la radioastronomie, une fois que vous êtes à quelques 100 km séparés l'atmosphère n'est plus corrélée donc ne s'aggrave pas.

Enfin, vous avez besoin d'un objet suffisamment compact et lumineux pour être réellement détecté. Avec la radio VLBI, par exemple, la majorité rapide de l'univers est indétectable. Plus précisément, vous avez besoin d'une sorte de physique qui peut générer une "température de luminosité" suffisamment élevée (https://en.wikipedia.org/wiki/Brightness_temperature). Les processus "thermiques" normaux vieillissent généralement non visibles avec la radio VLBI.

Une autre grande différence entre la radio et l'optique est l'optique « limitée aux photons ». Pour obtenir optiquement un motif d'interférence entre 3 télescopes, le signal doit être divisé, ce qui réduit le signal en bruit. Avec les récepteurs radio, le signal peut être amplifié avant de se diviser avec une perte minimale de SNR.


International Handbook of Earthquake and Engineering Seismology, Part A

1.3 VLBI

L'interférométrie à très longue base (VLBI) mesure la position des antennes radio par rapport aux sources radio dans les quasars ( Smith et Turcotte, 1993 ). Bien que capable d'une précision submillimétrique dans les vecteurs de position relative ( Herring, 1992 ), cette technique nécessite de grandes antennes (˜10 m). A ce titre, il n'a mesuré les déplacements cosismiques que pour quelques séismes : Loma Prieta, Californie (Clark et al., 1990) et les tremblements de terre du golfe d'Alaska de 1987 à 1988 (Sauber et al., 1993). Néanmoins, le VLBI soutient les études sismiques en fournissant des informations géométriques importantes à la définition de systèmes de référence géodésiques tels que le Cadre International de Référence Terrestre (ITRF) (Sillard et al., 1998).


2 réponses 2

L'interférométrie dépend de la préservation des données de phase des signaux provenant d'emplacements très éloignés. Cela peut être fait physiquement en relayant le rayonnement EM réel le long de guides d'ondes ou de chemins optiques, ou cela peut être fait de manière synthétique en enregistrant avec précision suffisamment de données de phase à partir des signaux pour simuler le même processus dans un ordinateur. Cela nécessite de mesurer le signal à une très haute résolution et de mesurer avec précision la position tridimensionnelle exacte du télescope à l'échelle de la longueur d'onde concernée. Ceci est possible avec les ondes radio mais n'est pas technologiquement possible avec la lumière optique ou IR.

Considérez VLBI en utilisant un signal de longueur d'onde de 1 micron (lumière infrarouge). Vous auriez besoin de localiser avec précision chaque observatoire à une précision inférieure au micron, ce qui est bien au-delà de la capacité de tout système basé sur GPS. Vous auriez besoin d'enregistrer les données de phase du signal à une vitesse supérieure à 300 térahertz. Nous n'avons pas de capteurs ou d'ordinateurs capables de le faire. Et cela n'entre même pas dans l'exigence de stocker des pétaoctets de données par seconde. Peut-être qu'à l'avenir quelqu'un trouvera un moyen plus intelligent de le faire, mais utiliser la même méthode que la radio VLBI n'est même pas réalisable à distance pour les longueurs d'onde optiques.


Le VLBI optique est-il théoriquement faisable ? Si non pourquoi pas ? - Astronomie

Objectif. Ce travail vise à explorer les possibilités de déterminer la partie longue période de la précession-nutation de la Terre avec des techniques autres que VLBI.

La télémétrie laser lunaire (LLR) est choisie pour sa précision relativement élevée et sa longue période. Les résultats des études précédentes pourraient être mis à jour en utilisant les dernières données avec une qualité généralement supérieure, ainsi qu'en ajoutant dix ans à la durée totale.

Les données optiques historiques sont également analysées pour sa couverture temporelle assez longue afin d'examiner sa possibilité d'améliorer le modèle actuel de précession-nutation de la Terre.

Méthodes. Les séries de décalages de pôles célestes (CPO) sont obtenues à partir d'observations LLR et optiques, et analysées séparément par des ajustements pondérés des moindres carrés de trois modèles empiriques. Une analyse conjointe des données VLBI et LLR est également présentée pour une discussion plus approfondie.

Résultats. La détermination des termes de nutation avec les données VLBI et LLR a été améliorée. LLR montre son potentiel pour déterminer les décalages des pôles célestes avec une précision comparable à celle du VLBI à l'avenir et pour servir de contrôle indépendant pour les résultats du VLBI.

Les séries CPO issues d'observations optiques historiques ont une erreur standard typique d'environ deux cents fois plus grande que celle de la série VLBI, et sont donc à peine en mesure d'apporter une contribution à la théorie contemporaine de la précession-nutation.


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Contexte : Le Deep Extragalactic VLBI-Optical Survey (DEVOS) vise à construire un large échantillon de radiosources compactes jusqu'à deux ordres de grandeur plus faibles que celles étudiées dans d'autres enquêtes par interférométrie à très longue base (VLBI). L'identification optique des objets est assurée en les sélectionnant dans la liste Sloan Digital Sky Survey (SDSS).
Objectifs : Tout en continuant à développer la base de données DEVOS, nous avons étudié comment le taux de détection de VLBI pourrait être amélioré en affinant les critères de sélection initiaux introduits dans le premier article de cette série.
Méthodes : Nous avons observé 26 sources dans deux champs adjacents de 2° de rayon se chevauchant légèrement avec le réseau européen VLBI (EVN) à une fréquence de 5 GHz le 2 mars 2007. Les quasars étalons de référence de phase étaient J1616+3621 et J1623+3909. Les objets sélectionnés n'étaient pas résolus à la fois dans le catalogue d'enquêtes Faint Images of the Radio Sky at Twenty-centimeters (FIRST) et dans le SDSS Data Release 4.
Résultats : Nous présentons des images de structures radio à l'échelle de la milliseconde d'arc (mas) et les coordonnées précises de 24 sources extragalactiques. La plupart d'entre eux n'ont jamais été imagés avec le VLBI. Vingt-deux sources radio compactes (85 % de notre échantillon initial) sont considérées comme des détections VLBI des quasars optiques correspondants dans SDSS. Nous avons trouvé un moyen efficace d'identifier les quasars comme cibles potentielles VLBI avec une structure radio compacte à l'échelle de la masse au niveau >1 mJy, basée uniquement sur les données du catalogue FIRST et SDSS en appliquant des critères de sélection simples.


Le VLBI optique est-il théoriquement faisable ? Si non pourquoi pas ? - Astronomie


Objectifs : Ce travail vise à explorer les possibilités de déterminer la partie longue période de la précession-nutation de la Terre avec des techniques autres que l'interférométrie à très longue base (VLBI). La télémétrie laser lunaire (LLR) est choisie pour sa précision relativement élevée et sa longue période. Les résultats des études précédentes pourraient être mis à jour en utilisant les dernières données de qualité généralement supérieure, ce qui ajouterait également dix ans à la durée totale. Les données optiques historiques sont également analysées pour leur couverture temporelle assez longue afin de déterminer s'il est possible d'améliorer le modèle actuel de précession-nutation de la Terre.
Méthodes : Les séries de décalages des pôles célestes (CPO) ont été obtenues à partir d'observations LLR et optiques et ont été analysées séparément par des ajustements par moindres carrés pondérés de trois modèles empiriques, y compris un modèle quadratique, un terme linéaire plus un terme de nutation de 18,6 ans et un terme plus deux termes de nutation avec des périodes de 18,6 ans et de 9,3 ans. Des analyses conjointes des données VLBI et LLR sont également présentées pour une discussion plus approfondie.
Résultats : Nous avons amélioré la détermination des termes de nutation avec les données VLBI et LLR. Les données VLBI présentent une caractéristique la plus fiable de la série CPO avec la plus grande précision, et elles sont les plus importantes pour déterminer la précession-nutation de la Terre. Les erreurs types de CPO obtenues à partir de la technique LLR ont atteint un niveau de plusieurs dizaines de microsecondes d'arc après 2007, mais elles sont probablement sous-estimées car les modèles utilisés dans la procédure de calcul ne sont pas parfaits. Néanmoins, la mauvaise résolution temporelle des séries LLR CPO est également un inconvénient. Cependant, cela indique que le LLR a le potentiel de déterminer les décalages des pôles célestes avec une précision comparable à celle du VLBI à l'avenir et de servir de contrôle indépendant pour les résultats du VLBI. La situation actuelle des observations LLR est également analysée pour fournir des suggestions d'amélioration future. L'erreur type typique des séries CPO à partir d'observations optiques historiques est environ deux cents fois plus grande que celle de la série VLBI et peut donc difficilement contribuer à la théorie contemporaine de la précession-nutation.


Astronomie visible VLBI distribuée - DIY

pensez-vous qu'il serait possible de synchroniser à distance de nombreux télescopes (même de types différents et peut-être de distance focale et de FOV différents) tout autour du globe afin de créer un réseau amateur pour mettre en œuvre le VLBI visible (interférométrie à très grande base) et augmenter les angles résolution à la limite de diffraction d'ouverture de la taille de la Terre?

En même temps, avec l'interférométrie bispectrale de speckle, la dégradation atmosphérique peut être fortement réduite.

Je sais que la précision de l'alignement et de la synchronisation dans le visible (précision inférieure au milliarcsec) est beaucoup plus difficile qu'avec les micro-ondes (précision à la microseconde d'arc, voir Black Hole dans M87) mais probablement tous ensemble, nous pouvons trouver un moyen intelligent d'accéder à un tel protocole interférométrique et poussez-le même à un niveau d'utilisateur commun.

En tant que communauté, par où pouvons-nous commencer à construire une telle plateforme collaborative ?

Existe-t-il déjà d'autres projets ou plateformes similaires (chez les passionnés d'astronomie de basse-cour et pas les consortiums de haute technologie bien sûr).

La cartographie de différents emplacements, la reconstruction géodésique, la détermination de la ligne de base spatiale et temporelle devraient être possibles.

La synchronisation de l'heure peut être effectuée même en se connectant à des services d'horloge atomique en ligne et en supprimant une erreur de temps de connexion calibrée.

L'alignement de chaque télescope devrait être moins critique, je suppose, si le FOV d'observation est supérieur à quelques minutes d'arc.

Guidage/Tracking devrait être déjà assez précis

Merci pour les infos et retours

#2 Astrojensen

Je pense que la synchronisation temporelle sera IMMENSEMENT difficile et fondamentalement impossible, à moins que chaque observateur n'ait sa propre horloge atomique. D'après ce que j'ai compris, vous ne pouvez pas faire confiance aux services d'horloge Internet, en raison de la précision extrêmement élevée requise pour les longueurs d'onde visuelles.

#3 joyeuse patelle

Douce j *** s non. Les données que vous auriez besoin d'acquérir et les précisions de synchronisation/position requises sont impossibles. Même les pros ne le font pas avec des télescopes adjacents.

En plus d'avoir besoin de connaître les positions des télescopes à une fraction de la longueur d'onde de la lumière (c'est-à-dire des dizaines de nanomètres), les précisions temporelles devraient également être telles que vous puissiez combiner les données en phase. À environ 10^15 Hz, vous auriez besoin d'une précision de synchronisation de

10^-16 secondes. Donc un dix millième de millionième de millionième de seconde.

Et nous n'avons même pas abordé l'acquisition de données.

Édité par happylimpet, le 14 avril 2021 - 05:06.

#4 TOMDEY

Eh bien, tachionx --- il n'y a pas de mal à rêver !

Chers tous,

pensez-vous que ce serait possible synchroniser à distance de nombreux télescopes (même de types différents et peut-être de distance focale et FOV différents) tout autour du globe afin de créer un réseau amateur à mettre en œuvre VLBI visible (interférométrie à très grande base) et augmenter la résolution angulaire jusqu'à la limite de diffraction d'ouverture de la taille de la Terre ?

En même temps, avec l'interférométrie bispectrale de speckle, la dégradation atmosphérique peut être fortement réduite.

Je sais que la précision de l'alignement et de la synchronisation dans le visible (précision inférieure au milliarcsec) est beaucoup plus difficile qu'avec les micro-ondes (précision à la microseconde d'arc, voir Black Hole dans M87) mais probablement tous ensemble nous pouvons trouver un moyen intelligent pour accéder à un tel protocole interférométrique et le pousser même à un niveau d'utilisateur commun.

En tant que communauté, par où pouvons-nous commencer à construire une telle plateforme collaborative ?

Existe-t-il déjà d'autres projets ou plateformes similaires (chez les passionnés d'astronomie de basse-cour et pas les consortiums de haute technologie bien sûr).

Cartographie de différents emplacements, reconstruction géodésique, détermination de la ligne de base spatiale et temporelle devrait être possible .

La synchronisation de l'heure peut être effectuée même en se connectant à des services d'horloge atomique en ligne et en supprimant une erreur de temps de connexion calibrée.

L'alignement de chaque télescope devrait être moins critique, je suppose, si le FOV d'observation est supérieur à quelques minutes d'arc.

Guidage/Tracking devrait être déjà assez précis

.

Merci pour les infos et retours

Non je ne pense pas, pour des raisons pratiques, il n'y a pas de prière de travail, surtout avec l'atmosphère terrestre impliquée. Je me suis impliqué pour la première fois dans l'interférométrie en lumière blanche relativement simple en 1965 (à l'âge de 17 ans, en tant que stagiaire) en utilisant un simple interféromètre Twyman Green dans l'ancien B&L Physics Labs, c'est-à-dire des conditions tout à fait idéales. Les longueurs de bras disjointes n'étaient que de quelques pieds et il était encore bien plus que difficile d'obtenir même des franges à une seule octave (lumière blanche) dans ces conditions optimisées. Vos longueurs de bras doivent être égalisées à une petite fraction de micron pour que les franges soient uniformes commencer manifester. Et cela inclut les éléments correcteurs dispersifs, etc. Pas pour les âmes sensibles. Mon mentor était un expert de classe mondiale en interférométrie en lumière blanche. Je suis passé à beaucoup plus de ce genre de choses, y compris les brevets et la réduction à la pratique sur le phasage des systèmes optiques segmentés (infrarouge, puis visible, puis proche UV).

Ce que vous décrivez est qualitativement possible, quantitativement presque impossible et pratiquement (réduction à la pratique) à peu près aussi complètement impossible que possible --- de loin plus que de nombreux ordres de grandeur. Cela dépasserait de loin la difficulté du succès du trou noir M87, du succès de l'interférométrie à ondes de gravité et des propositions de coronographe Planet-Finder.

Par analogie, c'est comme dire à l'entraîneur "Je devrais être capable de courir un mile d'une minute, si je développe juste de très bonnes baskets, me renforce un peu sur la physiologie et m'entraîne beaucoup!" Il pourrait admirer mon enthousiasme, puis me dire de courir quelques tours pour voir si je pouvais me rapprocher un peu de mes six minutes actuelles.

Le dessin du brevet là-bas --- vous pouvez voir les graphismes à franges grossières et fines faisant allusion au défi de la phase de lumière blanche. Ce que vous proposez serait comme localiser un grain de sable spécifique dans --- le désert du Sahara. À M


Décalage bleu de la NASA

Au moment où j'écris ceci en juillet 2016, cela fait 30 ans que les premières observations réussies d'interférométrie spatiale à très longue base (VLBI) ont été faites. VLBI est la technique de radioastronomie qui utilise des antennes paraboliques largement séparées pour produire des images exquises de sources radio célestes et l'espace VLBI permet une séparation entre des antennes paraboliques plus grandes que le diamètre de la terre, produisant potentiellement des images à plus haute résolution.

Mais les lecteurs astucieux pourraient remettre en question ma santé mentale. De nombreuses sources, dont une page sur notre site Imagine the Universe, vous diront que le premier satellite spatial VLBI était HALCA du Japon, qui a été lancé en 1997. Et 1997, c'était il y a moins de 20 ans. Ces deux affirmations ne peuvent pas être vraies, n'est-ce pas ? En fait, oui, ils peuvent l'être, et ils le sont. La phrase réelle sur la page liée se lit comme suit : "La première mission dédiée à l'interférométrie spatiale était la mission japonaise HALCA qui s'est déroulée de 1997 à 2005. La phrase clé est "dédiée à" vous voyez, nous utiliser parfois une formulation quelque peu maladroite pour communiquer avec le grand public lorsque nous ne voulons pas vous déranger avec tous les détails, du moins pas au début. Le détail caché derrière la phrase ci-dessus est que bien avant HALCA, il y avait un satellite antérieur qui a été utilisé pour démontrer que l'espace VLBI est possible, même s'il n'a pas été spécialement conçu à cet effet.

En haut : Cette image radio de la galaxie M87, prise avec le radiotélescope Very Large Array (VLA) en février 1989, montre des structures géantes en forme de bulles où l'émission radio serait alimentée par les jets de particules subatomiques provenant de la galaxie& Trou noir central #8217s. La fausse couleur correspond à l'intensité de l'énergie radio émise par le jet. M87 est situé à 50 millions d'années-lumière dans la constellation de la Vierge. En bas : Une image radio VLBA (Very Long Baseline Array) de la région proche du trou noir, où un jet extragalactique est formé en un faisceau étroit par des champs magnétiques. La fausse couleur correspond à l'intensité de l'énergie radio émise par le jet. La région rouge mesure environ 1/10 d'année-lumière. L'image a été prise en mars 1999. Crédit : NASA, National Radio Astronomy Observatory/National Science Foundation, John Biretta (STScI/JHU) et Associated Universities, Inc.

Mais revenons en arrière et commençons par un rappel sur les bases. Les astronomes professionnels comme le grand public aiment avoir les images les plus nettes et les plus détaillées des objets astronomiques. Pour les télescopes UV et optiques, nous avons besoin de miroirs de télescope plus grands pour cela, et pour les lancer de préférence dans l'espace afin que les images ne soient pas floues par l'atmosphère terrestre. Avec ces télescopes, nous pouvons approcher la limite de diffraction – la limite fondamentale de la netteté des images fixée par la physique de la lumière. Vous voyez, la lumière est une onde, et il y a un flou intrinsèque dans la façon dont elle traverse une fente, est réfléchie par un miroir, etc. La taille angulaire minimale d'une image – la limite de diffraction – est proportionnelle à la longueur d'onde et inversement proportionnelle au diamètre du miroir du télescope.

Les ondes radio ont des longueurs d'onde souvent mesurées en centimètres, beaucoup plus grandes que la longueur d'onde de la lumière visible, d'un facteur de près d'un million. Bien qu'il soit plus facile de construire une plus grande antenne parabolique qu'un plus grand télescope optique, il existe une limite pratique. Le radiotélescope géant d'Arecibo, célèbre dans le film "Contact", basé sur un livre de Carl Sagan, était le plus grand radiotélescope du monde. Maintenant, la Chine vient de terminer ce qui est considéré comme le plus grand radiotélescope du monde. Bien que les diamètres de ces grandes antennes paraboliques soient de l'ordre de 100 fois les diamètres des plus grands miroirs de lumière visible, les longueurs d'onde des ondes radio sont toujours si grandes que les images limitées par la diffraction de l'un de ces télescopes à antenne unique ne sont pas très nettes.

Comparaisons de taille de miroir primaire. Remarque Arecibo est si grand qu'il n'est représenté que par un arc gris foncé au bas de l'image. Crédit : Cmglee, creative commons.

L'interférométrie à la rescousse. Si vous disposez d'un ensemble d'antennes paraboliques, elles peuvent être combinées pour augmenter la taille effective du télescope et obtenir des images nettes. En termes techniques, une ligne de base est la séparation entre une paire d'antennes paraboliques dont vous voulez des lignes de base longues (et courtes) dans une variété de directions pour créer une image nette. Par exemple, le Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) a 27 plats mobiles dans une configuration en forme de Y, dont chaque bras mesure 21 km (13 miles) de long. En termes d'image, ses performances sont similaires à celles d'un seul télescope de 40 km de diamètre.

Le très grand réseau Jansky. Crédit : Koji Mukai

VLBI est lorsque vous combinez le signal de plusieurs radiotélescopes sur Terre. Space VLBI vous permet d'avoir des lignes de base plus longues que le diamètre de la Terre. Avec VLBI (terrestre ou incluant un satellite), vous avez tendance à avoir moins de télescopes participants, et vous devrez peut-être vous fier à la rotation de la Terre ou au mouvement orbital du satellite pour vous donner une variété de lignes de base. HALCA a permis des lignes de base jusqu'à environ 30 000 km (3 fois le diamètre de la Terre), et le satellite russe RadioAstron a une orbite qui le porte jusqu'à des distances équivalentes à la moitié de la distance à la Lune.

Galaxie active (PKS 1519-273) imagée avec le satellite HALCA, ainsi que les radiotélescopes au sol VLBA et VLA de la National Science Foundation. Il s'agit de la première image VLBI jamais réalisée à l'aide d'un satellite de radioastronomie en orbite. Crédit : NRAO. Lire la suite.

Mais l'espace VLBI a commencé il y a 30 ans, avant ces satellites construits à dessein. Ce qu'ils utilisaient avant eux était le système de suivi et de relais de données par satellite (TDRSS), que la NASA a lancé dans les années 1980 pour la communication entre les navettes spatiales et d'autres satellites et stations au sol. La communication se fait par ondes radio dans certaines des mêmes bandes de fréquences utilisées pour les observations radio astronomiques. En juillet et août 1986, les astronomes et les ingénieurs ont utilisé le satellite TDRSS (il n'y en avait qu'un en orbite à l'époque) avec l'antenne de 64 m du NASA Deep Space Network à Tidbinbilla, en Australie et l'antenne de 64 m du Institute for Space and Astronautical Science à Usuda, Japon. Ils ont démontré que l'espace VLBI était possible, et que les trois quasars qu'ils ont observés étaient des sources radio très compactes et rayonnantes. Ce succès a ouvert la voie à HALCA et RadioAstron.

Alors, voici le 30e anniversaire des premières observations spatiales VLBI réussies !


Une ménagerie d'astronome

Cette image de la galaxie naine Sextans B, prise avec le télescope de 4 mètres Nicholas U. Mayall à l'observatoire national de Kitt Peak, un programme du NOIRLab de la NSF, contient une ménagerie d'objets astronomiques, des étoiles brillantes au premier plan aux galaxies lointaines se cachant dans l'arrière-plan. La galaxie elle-même contient à la fois les berceaux et les tombes des étoiles, abritant des régions de formation d'étoiles ainsi que des linceuls de mort stellaires.

Sortie scientifique : 7 avril 2021 — noirlab2114


La limite de résolution de l'univers - pourquoi nous n'aurons peut-être jamais une vue parfaite des galaxies lointaines

Les images de galaxies lointaines peuvent être floues à jamais, quelle que soit la taille du télescope. Crédit : NASA/Hubble

Pouvez-vous distinguer le point au bas de ce point d'interrogation ? Et si vous vous teniez à quelques mètres ? Le détail le plus fin que l'œil humain moyen puisse distinguer est de la taille d'un arrêt complet vu à une distance d'un mètre. C'est ce qu'on appelle la "résolution". La meilleure résolution pour un système optique - comme l'œil - est approximativement donnée par le rapport entre la longueur d'onde de la lumière que vous regardez et la taille de l'ouverture à travers laquelle la lumière passe.

En astronomie, la résolution fonctionne de la même manière. Cela explique pourquoi nous construisons des télescopes de plus en plus grands : non seulement les grands télescopes peuvent collecter plus de lumière et donc voir plus loin, plus l'ouverture du télescope est grande, en principe meilleure est l'image.

Mais maintenant, une nouvelle étude a suggéré que l'univers a en fait une limite de résolution fondamentale, ce qui signifie que quelle que soit la taille de nos télescopes, nous ne verrons pas les galaxies les plus éloignées aussi clairement que nous le souhaiterions.

Le problème avec les télescopes

Les plus grands télescopes à lumière visible sur Terre, tels que les Very Large Telescopes et les télescopes Keck, ont des miroirs d'une dizaine de mètres de diamètre, et il est désormais prévu de construire des télescopes d'un diamètre de 30 m à 40 m (appelés Extremely Large Telescopes) . Mais il y a un problème : si la lumière d'un objet (que ce soit une bougie, un lampadaire ou une étoile) est perturbée sur son trajet de la source à la détection, alors nous ne pourrons jamais produire une image aussi nette que le maximum théorique, peu importe comment grand nous faisons l'ouverture.

L'immense miroir primaire du télescope James Webb.

Nous savons que la lumière peut nous jouer des tours. Avez-vous déjà regardé le fond d'une piscine et vu les carreaux onduler et danser ? Ou mettre une paille dans un verre d'eau et la voir apparemment « se briser » entre l'air et le liquide ? La lumière voyageant vers nos télescopes depuis l'espace doit traverser une atmosphère turbulente, ce qui pose des problèmes aux astronomes.

Comme un parfait ensemble parallèle de vagues océaniques rencontrant un récif submergé, l'atmosphère perturbe la propagation des vagues. Pour les ondes électromagnétiques – la lumière – cela a pour effet de brouiller les images. À moins de compenser cela, cela signifie que nous n'atteignons jamais la résolution maximale théorique pour un télescope. Placer des télescopes dans l'espace, au-dessus de l'atmosphère, est une solution, mais elle est coûteuse. « L'optique adaptative » en est une autre, mais elle est techniquement difficile.

La nouvelle étude, présentée à l'Assemblée générale de l'Union astronomique internationale cette année, fait une prédiction sur la nature de l'espace en utilisant le monde étrange de la physique quantique. Il soutient que la nature de l'espace-temps au niveau quantique pourrait donner lieu à une sorte de "limite de résolution fondamentale" du cosmos, ce qui signifie qu'il pourrait y avoir une raison de s'inquiéter de la clarté avec laquelle les futurs télescopes pourront voir le plus galaxies lointaines.

L'idée est la suivante. Selon la mécanique quantique, sur la plus petite des échelles, connue sous le nom d'échelle de Planck, environ 10 -35 m (oui, c'est un point décimal avec 34 zéros après avant d'arriver à un), l'espace est décrit comme « mousseux ». À ces petites échelles, la physique quantique prédit que l'univers bouillonne de soi-disant "particules virtuelles" qui apparaissent puis s'annihilent rapidement - quelque chose que l'on voit constamment dans les expériences de physique des particules. Cependant, pour le plus bref des instants, ces particules ont de l'énergie et donc – selon la célèbre équation E=mc 2 – de la masse.

Toute masse, aussi petite soit-elle, est censée déformer l'espace-temps. C'est la description de la gravité par Einstein. L'exemple le plus dramatique de ce phénomène dans la nature est la lentille gravitationnelle des galaxies lointaines par des amas massifs. Les photons – particules de lumière – voyageant à travers un tel espace-temps moussant seraient affectés par de telles fluctuations de la même manière que la lumière traversant notre atmosphère épaisse et turbulente.

Bien sûr, l'effet est minime – presque négligeable. Mais un photon émis par une galaxie lointaine faisant le voyage à travers l'univers doit parcourir un long chemin. Au cours de ce voyage, les innombrables "perturbations de phase" causées par la nature mousseuse de l'espace-temps pourraient s'additionner. Now, the prediction is that this effect is smaller than even the finest images we can currently make with the best telescopes. But – if the theory is correct – then this cosmic blurring might be apparent in images of distant galaxies made by next-generation telescopes. These include the Hubble's successor the James Webb Space Telescope, due for launch in 2018.

However, there is so far no accepted theory uniting Einstein's view of gravity with quantum mechanics – that is one of the key goals of modern physics – so we should take this prediction with a pinch of salt. Even if it is correct, its effects will only really be frustrating to the group of astrophysicists studying the detailed structure of the most distant galaxies.

What's fascinating is the implication that no matter how big we make our telescopes here on Earth or in space, there is a fundamental natural resolution limit to the universe beyond which we cannot probe, born out from quantum processes, but manifested on cosmological scales. Like a cosmic conspiracy, some of nature's secrets may be forever concealed.

This story is published courtesy of The Conversation (under Creative Commons-Attribution/No derivatives).


Voir la vidéo: VLBI delay rate (Octobre 2022).