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Un radiotélescope de 5.000 km pour regarder les trous noirs

ActualitéClassé sous :ALMA , Denis Barkats , horloge atomique

Le radiotélescope Alma va bientôt être couplé par interférométrie avec d'autres homologues très éloignés. Grâce à la précision d'une nouvelle horloge atomique, le résultat sera l'équivalent, pour la résolution, d'un instrument virtuel de plusieurs milliers de kilomètres de diamètre. Avec ce projet Event Horizon Telescope, l'équipe d'astronomes coordonnée par le MIT Haystack Observatory espère observer des objets très éloignés et très lumineux dans le domaine des ondes submillimétriques, avec une vedette : le trou noir de notre Galaxie.

Installation du maser à hydrogène, c'est-à-dire de l'horloge atomique, au plus près des 66 antennes, à plus de 5.000 m d'altitude. © NRAO/AUI/NSF

Qui n'a jamais voulu observer directement un trou noir, l'objet galactique le plus mystérieux de l'Univers ? Une question difficile car, par définition, ces objets sont invisibles. Toutefois, les astronomes espèrent en obtenir une image du contour qu'ils qualifient d'horizon. C'est-à-dire cette surface invisible au-delà de laquelle la lumière est piégée. Tout aussi surprenant que cela puisse paraître, cette première image serait pour bientôt !

Ce cliché qui fera date sera celui de Sagittarius A*, le trou noir supermassif de la Voie lactée situé à 26.000 années-lumière de nous. D'une taille estimée à 25 millions de kilomètres, il est aussi massif que quatre millions de Soleils. Mais il est si loin que son diamètre apparent n'est que de 50 microsecondes d'arc. Pour le distinguer, les astronomes auraient besoin un télescope de quelque 5.000 km de diamètre avec une précision 2.000 fois plus fine que celle du télescope spatial Hubble ! À cela s'ajoute qu'il doit fonctionner dans les ondes submillimétriques, domaine du spectre électromagnétique qui permet de s'affranchir de tout ce qui nous obstrue la vue du trou noir. Évidemment, aucun télescope n'est capable actuellement d'observer avec une telle précision. Quoique...

Observatoire de tous les superlatifs (le plus grand, le plus haut, le plus puissant de sa catégorie), Alma et ses 66 antennes sont perchés à plus de 5.000 m d’altitude dans la cordillère des Andes, au nord du Chili. © Rémy Decourt

Transformer Alma en un télescope géant

La solution, c'est l'interférométrie à très longue base (VLBI) qui l'apportera. Une équipe de chercheurs fait le pari, en effet, de mettre en réseau jusqu'à douze observatoires millimétriques répartis un peu partout sur le globe afin de synthétiser un télescope virtuel dont le miroir ne se mesure plus en mètres ni en centaines de mètres mais en milliers de kilomètres ! On atteint alors la résolution d'un instrument virtuel dont le diamètre serait la distance entre les télescopes les plus éloignés l'un de l'autre. C'est tout le principe de l'interférométrie qui s'apparente à un télescope composé de nombreux éléments individuels. Tel est le projet Event Horizon Telescope (EHT) : réaliser un instrument virtuel qui aurait peu ou prou la taille de la Terre.

L'observatoire Alma et ses 66 antennes s'apprêtent donc à rejoindre l'EHT. Et l'interférométrie, ça le connaît puisque lui-même a été conçu pour fonctionner comme un interféromètre où chaque paire d'antennes crée une seule ligne de base. Alma peut produire ainsi jusqu'à 1.291 lignes de base dont certaines mesurent jusqu'à 16 km de long.

Toutefois, pour se connecter à l'EHT, Alma nécessite une horloge atomique. Et celle qu'il utilise actuellement n'est pas suffisamment précise. Elle convient à l'échelle de l'observatoire pour des paires d'antennes mais pas pour relier des instruments éloignés de milliers de kilomètres et dont les signaux arriveront avec des décalages de temps importants et quelconques. C'est pourquoi on vient de lui installer une horloge atomique bien plus précise, basée sur un maser à hydrogène. Ce système doit déjà permettre aux 66 antennes de fonctionner comme une unique antenne de 85 mètres de diamètre. Autrement dit, elles vont être phasées pour ne produire qu'un seul signal qui sera exactement celui qui aurait été produit si on avait une antenne d'un diamètre équivalent à la plus longue ligne de base. Grâce à la précision atteinte, Alma pourra alors être couplé par VLBI avec d'autres de ses semblables de par le monde.

Comme nous l'explique Denis Barkats, astronome système d'Alma chargé de la mise en service et des observations scientifiques pour les chercheurs, cette « nouvelle horloge que l'on vient d'installer est un nouveau cœur pour Alma ; un cœur qui bat à une fréquence très très précise et très très très stable ». C'est cette stabilité dont les astronomes ont « besoin pour pouvoir imaginer faire de l'interférométrie avec ces lignes de base de plusieurs centaines voire milliers de kilomètres ».

Voici, en fausses couleurs, comment pourrait apparaître l’horizon du trou noir supermassif de notre Voie lactée lorsqu’il sera observé par le EHT (Event Horizon Telescope). Le champ de gravité du trou noir devrait dévier les ondes radio de manière à produire un anneau de lumière qui entoure l’horizon des événements, du point de vue d’un observateur extérieur. Il est en principe circulaire. S'il apparaissait déformé, comme sur ce dessin, l'anomalie pointerait en direction d’une nouvelle physique. © Université Radboud de Nimègue

De la nécessité d’un maser

Rappelons qu'un maser est l'analogue d'un laser mais le domaine des micro-ondes, le M demicrowaves remplaçant le L de light, lumière visible. Un tel appareil produit des photons de même fréquence par stimulation d'un milieu particulier (un gaz, un solide ou un liquide). En l'occurrence, le milieu de ce maser est l'hydrogène. Ce dispositif est utilisé (comme d'autres) pour réaliser des horloges atomiques très précises.

Pour comprendre la nécessité de ce maser à hydrogène, il faut rappeler que faire de l'interférométrie « revient à multiplier deux ondes puis à mesurer la moyenne (dans le temps) du battement qui en résulte avec trois cas de figure différents » :

  • Si les deux ondes sont exactement à la même fréquence, le battement entre les deux sera régulier et on obtient alors une amplitude constante lorsqu'on les moyenne dans le temps. Il s'agit d'une cohérence et c'est le cas idéal lorsque les deux horloges de nos deux antennes sont stables et à la même fréquence.
  • Si nos deux ondes ont des fréquences légèrement différentes mais stables, le battement entre les deux sera changeant et on obtient une amplitude variant de façon sinusoïdale lorsqu'on moyenne le battement (c'est le même effet que lorsqu'on accorde une guitare et qu'on pince deux cordes qui sont très proches en fréquence, on entend une modulation en amplitude qui s'arrête complètement lorsqu'on a réussi à les accorder parfaitement). C'est le cas d'une cohérence dont la frange tourne avec le temps.
  • Enfin, troisième cas de figure, les deux ondes ont des fréquences différentes et ne sont pas stables. Dans cette situation, le battement entre les deux aura une amplitude aléatoire et lorsqu'on les moyenne dans le temps, elle sera nulle. On a perdu la cohérence. Et c'est ce qu'il faut absolument éviter si l'on veut faire de l'interférométrie à très longues lignes de base.

La principale raison de ce maser à hydrogène est donc de « réussir à obtenir une cohérence lorsqu'on met en phase des antennes qui utilisent des horloges différentes ». Et le seul genre d'horloge donnant une fréquence assez stable est le maser à hydrogène car « la stabilité est leur principale caractéristique ». Si nos montres à quartz ne peuvent gagner ou perdre qu'une seule seconde par semaine, ces « horloges atomiques ne perdraient qu'une seconde en un million d'années ». Les spécifications exactes de ce maser sont qu'en « une seconde la fréquence ne change pas d'une partie pour 1014. C'est 1.000 fois plus stable que le maser à rubidium qu'Alma utilise actuellement ». Autrement dit, avec un maser à hydrogène, « on se retrouve donc, la plupart du temps, dans le deuxième cas » car même s'ils sont stables, ils ne sont pas toujours parfaitement exacts. La fréquence de l'un peut légèrement différer de la fréquence de l'autre, influencé par la température, des champs magnétiques, etc.

À ces problèmes de phases et de fréquences s'ajoute celui de la quantité d'ondes captée par les antennes. Elle est infime par rapport à la taille de l'instrument virtuel (la ligne de base). Coupler des instruments augmente considérablement la résolution mais la surface collectrice, elle, n'est que la somme de celles des instruments réels. Et plus les lignes de base sont grandes, plus l'exercice est difficile. « C'est ce qui rend l'interférométrie VLBI ultradifficile. Déjà avec les lignes de base de 5, 10 ou 15 km d'Alma, c'est un exercice de haute voltige alors avec des lignes de base de 1.000 km, c'est carrément du base jump au ras de la montagne. »

Le maser à hydrogène devrait être opérationnel dans le courant de l'année 2015. Un premier test avec un autre observatoire du EHT est prévu cette année. Les astronomes ont d'ores et déjà planifié la première observation. Il s'agira d'un événement cosmique très attendu dont nous nous étions déjà fait l'écho précédemment : la collision d'un gigantesque nuage de poussières et de gaz nommé G2 avec le trou noir central de la Voie lactée. L'événement devrait bientôt débuter et se poursuivre durant plus d'un an !

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