Numéro 44

Magazine électronique Daganzo

INTRODUCTION:

L'homme a toujours été obsédé par l'espace, il a cherché ses dieux et son avenir dans l'agencement des étoiles et des étoiles que l'on voit

dans le ciel nocturne. La technologie a aidé l'homme dans sa recherche de réponses, d'abord si l'arrangement d'une telle planète ou d'une

telle étoile augurait bien plus tard alors que la science évoluait, la technologie aidait à expliquer le fonctionnement de notre univers.

Les ondes électromagnétiques étaient une fenêtre ouverte pour expliquer le fonctionnement de notre univers et nous permettre de voir

l'histoire de l'univers, l'énorme vitesse de la lumière est insignifiante face aux énormes distances entre les étoiles et les galaxies, ce que

nous voyons dans le ciel nocturne est un panorama de l'histoire de notre univers. Nous voyons des étoiles naître alors qu'elles sont

peut-être mortes et mourir dans une grande explosion qui s'est produite il y a plusieurs milliers d'années.

Bibliographie:

Textes et images de Google et Wikipedia Couverture:

Experimenter électrique 1915

Rafael Bachiller (1931 La naissance de la radioastronomie, elmundo.es) Astornomical Techniques, ( https://slideplayer.com/slide/6051377/)Rafael Bachiller (1931 La naissance de la radioastronomie, elmundo.es) Astornomical Techniques, ( https://slideplayer.com/slide/6051377/)

Fondements physiques de la radioastronomie ( https://www.upct.es/geat/Descargas/varios/fund_2.pdf)Fondements physiques de la radioastronomie ( https://www.upct.es/geat/Descargas/varios/fund_2.pdf)

RadioTélescope amateur ( https://pe2bz.philpem.me.uk/Comm/-%20Antenna/Info-907-AntennaBasics-Advise/RadioTelescope/radiotelescope.htm)RadioTélescope amateur ( https://pe2bz.philpem.me.uk/Comm/-%20Antenna/Info-907-AntennaBasics-Advise/RadioTelescope/radiotelescope.htm)

Récepteurs aux stations VLBI (JMSerna, JALopez Fernandez) Interféromètre de Michelson

(Wikipedia)

A.Gonzalez 2020

Bien que Maxwell ait décrit le spectre électromagnétique au milieu du XIXe siècle, l'étude de l'univers se limitait à la lumière visible jusque tard dans le

XXe siècle. L'atmosphère terrestre agit comme une barrière bloquant une grande partie du rayonnement émis au-delà des ultraviolets et des infrarouges,

et d'autre part, les astronomes n'avaient pas la technologie nécessaire pour construire des détecteurs dans des gammes du spectre électromagnétique

autres qu'optiques. Mais cette situation change radicalement quand, en 1931, Karl Jansky découvre les ondes radio provenant de la Voie lactée.autres qu'optiques. Mais cette situation change radicalement quand, en 1931, Karl Jansky découvre les ondes radio provenant de la Voie lactée.

Karl Guthe Jansky est né dans l'Oklahoma en 1905. En 1928, après avoir terminé ses

études, il est allé travailler aux Bell Telephone Laboratories (Bell Labs) à Holmdel, New

Jersey, où a étudié l'utilisation d'ondes courtes (avec des longueurs d'onde comprises Jersey, où a étudié l'utilisation d'ondes courtes (avec des longueurs d'onde comprises

entre 10 et 20 m) pour les communications téléphoniques transatlantiques. Après avoir

découvert l'émission d'ondes radio de la Voie lactée, Jansky se voit confier un autre

travail technique et ne s'est jamais consacré à l'astronomie. Il est décédé d'une crise travail technique et ne s'est jamais consacré à l'astronomie. Il est décédé d'une crise travail technique et ne s'est jamais consacré à l'astronomie. Il est décédé d'une crise

cardiaque à l'âge de 44 ans dans le New Jersey dans l'année

1950.

En l'honneur du découvreur de radioastromie, l'unité d'intensité (densité de flux) utilisée par les radioastronomes a été nommée Jansky (Jy).En l'honneur du découvreur de radioastromie, l'unité d'intensité (densité de flux) utilisée par les radioastronomes a été nommée Jansky (Jy).

Les premières observations astronomiques qui ont été faites utilisaient les instruments «naturels» que les humains ont pour l'observation: les yeux. Ces

instruments ont été les seuls participants aux premières découvertes sur les mouvements des planètes et la luminosité des étoiles.

Cependant, bien que l'observation à l'œil nu puisse fournir de très belles images, il

est évident, avec les techniques que nous connaissons aujourd'hui, que ce n'est pas

la méthode la plus pratique pour le développement scientifique de l'astronomie.

D'une part, parce que l'utilisation de grands télescopes permet l'observation d'objets

beaucoup plus éloignés que ceux qui peuvent être atteints à l'œil nu, et d'autre part,

surtout, parce que nos yeux sont limités à une petite plage du spectre

électromagnétique, et ils ne nous permettent pas de collecter les informations qui

arrivent à différentes longueurs d'onde du visible.

Un autre problème qui se pose lors des observations à partir de la Terre, quel que soit l'instrument que nous utilisons pour cela, est que l'atmosphère

est opaque pour la plupart des longueurs d'onde, nous permettant uniquement d'observer les régions qui peuvent la traverser. Dans la figure suivante,

nous voyons le comportement de l'atmosphère pour les différentes régions spectrales:

Le graphique indique approximativement les niveaux auxquels le rayonnement est absorbé dans l'atmosphère pour chaque longueur d'onde. On voit donc

que l'atmosphère a des "fenêtres" qui permettent le passage de certaines longueurs d'onde à la surface de la Terre. Les fenêtres les plus importantes sont

celles répertoriées dans le tableau suivant:

Par conséquent, la seule information que nous pouvons obtenir

de la Terre depuis l'espace est celle correspondant aux fenêtres

mentionnées dans ce tableau. Ainsi, nous voyons que les seuls

télescopes qui ont raison d'exister sur Terre sont ceux de la

gamme optique, certaines régions du

infrarouge et radio,

y compris les longueurs d'onde millimétriques et

submillimétriques.

Les télescopes sont essentiellement des instruments conçus pour collecter des photons. Pour cette raison, de très grands télescopes sont nécessaires en

astronomie, afin qu'ils puissent collecter autant de lumière que possible. La quantité de lumière qu'une lentille ou un miroir est capable de collecter dépend

de sa surface qui, si d est son diamètre, suit la formule:

Le pouvoir de collecte de lumière (LGP) d'un télescope est donc proportionnel au carré de son

diamètre. Cette valeur est relative et est utilisée pour comparer deux instruments afin de savoir

combien de lumière l'un recueille plus que l'autre. Par exemple, si nous voulons comparer un

télescope avec un objectif de 50 cm de diamètre à notre œil, dont la pupille a un diamètre d'environ

0,5 cm, nous pouvons dire que le télescope a un pouvoir de collecte de lumière de:

LGP = (50 / 0,5) 2 = 1002 = 10 000, par rapport à l'œil humain.

Une deuxième caractéristique importante des télescopes est leur pouvoir de résolution (PR). Il s'agit

de la capacité d'un télescope à montrer clairement deux objets qui sont ensemble dans le ciel. Elle

s'exprime généralement en fonction de l'angle minimum qui doit être compris entre deux objets dans

le ciel pour que son image apparaisse clairement séparée:

. O Where

est l'angle minimum qui peut être résolu, ou la résolution du télescope.

La puissance de résolution dépend de deux paramètres: le diamètre de la cible (plus la puissance de résolution est grande) et la longueur d'onde

observée (plus la puissance de résolution est petite), de sorte que

La valeur de 206265 est le nombre de secondes d'arc

dans un radian, est la longueur d'onde et d est le diamètre de la cible mesuré dans les mêmes unités

que la longueur d'onde.

Par exemple, un télescope de 10 cm, fonctionnant à une longueur d'onde de 5000 Å (longueur d'onde du centre de la gamme visible), aurait un pouvoir

de résolution de:

Cependant, le diagramme de diffraction produit par une ouverture circulaire doit également être pris en compte. Lorsque la lumière rencontre un obstacle,

des phénomènes d'interférence constructifs et destructeurs se produisent aux extrémités de l'obstacle, avec des bandes sombres et claires apparaissant

dans ce que l'on appelle le motif de diffraction. L'effet de cette diffraction est une diminution de la puissance de résolution, qui doit être multipliée, dans la

plage optique, par un facteur de 1,22 pour obtenir la puissance de résolution réelle. Dans l'exemple précédent, le résultat que nous aurons sera, au lieu

de 1,03 seconde d'arc, 1,25 seconde d'arc. Cela signifie que si un télescope de 10 cm pointe vers deux étoiles distantes de plus de 1,25 seconde d'arc et

les observe dans le visible, elles différeront théoriquement parfaitement dans l'image,

Dans les observations réelles, les effets de l'atmosphère sont d'une importance fondamentale, car la turbulence atmosphérique empêche d'atteindre le

pouvoir de résolution théorique. Si cette turbulence n'existait pas, les étoiles seraient observées dans des directions fixes et bien définies. Cependant,

dans l'atmosphère, l'air se déplace dans des cellules de quelques dizaines de centimètres, provoquant la torsion et la déviation des rayons lumineux des

étoiles. Pour cette raison, lors de l'observation d'une étoile avec un télescope d'un diamètre supérieur à 10 cm, les rayons lumineux atteignant la cible

auront traversé différentes cellules turbulentes, ce qui entraînera une déviation différente de chacune. Par conséquent, au lieu de percevoir un seul point,

un grand point sera observé qui est le résultat de la superposition de plusieurs images en mouvement. La taille de cet endroit sera ce qui détermine

vraiment la résolution du télescope. Cet effet s'appelle voir ou visibilité.

Pour éviter cet effet, la seule solution qui a été trouvée est d'utiliser des télescopes

spatiaux qui évitent directement l'effet de l'atmosphère en travaillant au-dessus.

Dans l'image, le télescope spatial Hubble

Chez Bell Labs, Jansky a construit une grande antenne pour recevoir des

ondes de fréquence de 20 MHz (15 m de longueur d'onde). L'antenne, qui

pouvait pivoter pour pointer dans différentes directions, est rapidement

devenue le «manège de Jansky». Jansky a étudié les sources possibles

d'interférences pendant plusieurs mois, concluant que la source principale

était due aux tempêtes. Mais, en plus des tempêtes, il y avait un bruit

électromagnétique qui restait même lorsque l'atmosphère était calme. Ce

bruit a augmenté pendant un certain temps chaque jour, ce qui a amené

Jansky à penser qu'il était peut-être lié au Soleil.

Mais après un travail de patrouille minutieux, Jansky a conclu que le signal avait une période de 23 h et 56 min, c'est-à-dire la période de rotation de la

Terre (ce qu'on appelle un jour sidéral). Cela indique que la source d'interférence était située en un point de la sphère céleste qui était fixe par rapport Terre (ce qu'on appelle un jour sidéral). Cela indique que la source d'interférence était située en un point de la sphère céleste qui était fixe par rapport

aux étoiles. En étudiant les cartes des étoiles, Jansky a rapidement conclu que ce mystérieux signal provenait de la Voie lactée, et qu'il était

particulièrement intense en direction du centre de notre Galaxie.

Jansky a publié sa découverte en 1933, obtenant une certaine notoriété publique (elle méritait une couverture du New York Times) et il avait l'intention

de continuer à étudier le phénomène. Mais la direction de Bell Labs, qui considérait que ces interférences extraterrestres n'étaient pas très importantes

pour les télécommunications, Il confie une nouvelle tâche technique à l'ingénieur Jansky qui, en revanche, n'a aucune formation en astronomie. pour les télécommunications, Il confie une nouvelle tâche technique à l'ingénieur Jansky qui, en revanche, n'a aucune formation en astronomie.

La découverte de Jansky a été poursuivie par Grote Reber, un ingénieur en télécommunications qui, en 1937, a fabriqué un radiotélescope parabolique

de 9 mètres de diamètre dans sa cour avant, à environ 65 km à l'ouest de Chicago. Avec ce radiotélescope (qu'il n'a observé qu'en direction du méridien),

Reber a produit une carte rudimentaire du ciel dans laquelle il a identifié plusieurs sources radio (à Cassiopée, Swan et Taurus, entre autres). Après la

Seconde Guerre mondiale, John Kraus a fondé le premier observatoire de radioastronomie à l'Université de l'Ohio et a publié un texte de radioastronomie

qui, aujourd'hui encore, est considéré comme la bible des radioastronomes. Le développement des télécommunications et des techniques radar pendant

la guerre a conduit au progrès de la radioastronomie de manière décisive. Le grand avantage de la transparence de l'atmosphère terrestre pour les ondes

radio a rapidement été réalisé. Vers 1951, Sir Bernard Lovell, qui était devenu le premier professeur de radioastronomie à l'Université de Manchester

(Royaume-Uni), a commencé à diriger la construction d'un radiotélescope parabolique de 76 m. de diamètre à l'Observatoire de Jodrell Bank (près de (Royaume-Uni), a commencé à diriger la construction d'un radiotélescope parabolique de 76 m. de diamètre à l'Observatoire de Jodrell Bank (près de

Manchester). L'une des premières utilisations d'un tel télescope, achevée en 1957, était le suivi radar de Spoutnik, le premier satellite artificiel au monde.

En 1965, Arno Penzias et Robert Wilson ont accidentellement détecté le rayonnement

de fond cosmique, écho du Big Bang, dont nous parlerons dans des articles ultérieurs.

Travaillant avec une antenne à cornet super sensible de 6 mètres, ils ont rencontré des

interférences qui venaient avec une intensité égale de toutes les parties du ciel. En

1978, ils ont reçu le prix Nobel pour cette découverte.

Ce tableau identifie les pièces de base d'un radiotélescope.

L'antenne, calibrateur en entrée (réglage par rapport au bruit de fond),

préamplificateur d'antenne, récepteur (superhétérodyne), détection,

numérisation du signal et processus informatisé.

Plus l'antenne est grande, plus le récepteur peut recevoir de signal. L'antenne est l'élément le plus important des récepteurs de radioastronomie, les

signaux arrivent si faibles qu'ils nécessitent des surfaces énormes pour être traitées. Quelques types d'antennes:

Mills Cross (1954), deux dipôles de 450 m à 85,5 MHz

Maurice. 150Mhz, antennes hélicoïdales.

Antenne Kraus Radio-télescope indien (1970)

Radiotélescope Arecibo de 305 m

L'image montre la disposition du radiotélescope Arecibo (Porto Rico) qui utilise une grande dépression géologique comme premier réflecteur

d'ondes, puis un deuxième et un troisième réflecteurs acheminent l'onde.

Les ondes radioélectriques reçues de l'espace sont extrêmement faibles,

donc de grandes antennes sont nécessaires pour augmenter la sensibilité

des observations. De nombreux radiotélescopes sont constitués d'une

antenne parabolique qui concentre le rayonnement au foyer de la parabole.

À cet endroit, se trouvent des détecteurs électroniques qui amplifient le

signal et le conduisent à travers une chaîne de réception pour l'analyse et

l'enregistrement sur un ordinateur.

Les radiotélescopes couvrent aujourd'hui des fréquences allant de 15 MHz (20 m de longueurs d'onde) à presque THz (Térahertzio, des longueurs d'onde

d'environ 0,3 mm). Les antennes paraboliques ont des tailles généralement comprises entre 1 et 100 mètres. Le plus grand radiotélescope du monde,

avec un diamètre de 305 m, est construit dans une dépression sur le terrain à Arecibo (Porto Rico).

Le préamplificateur est un autre élément clé de la réception du signal, il a plusieurs tâches, une haute sensibilité d'entrée de signal, un faible bruit

produit par le même préamplificateur et un bon filtre d'entrée sélectif pour éviter d'autres signaux indésirables.

Dans l'image, un simple préamplificateur de signal d'entrée réglé pour des fréquences de 20 MHz avec un filtre sélectif d'atténuateur d'entrée sélectif

(0 ou 6 dB) et un amplificateur intégré de type HMC478SC70 ou QPA4363A.

En interne, cet intégré contient deux transistors placés sous la forme d'un

amplificateur Darlington avec une fréquence de transition de 4 GHz et un gain

typique entre 15 et 24 dB.

Les transistors HEMT (transistor à haute mobilité électronique) sur substrats GaAs et InP sont actuellement les plus utilisés comme préamplificateurs à

faible bruit et à faible dissipation de puissance. Lors de la conception d'un préamplificateur, il est nécessaire de prendre en compte la fréquence de

transition, la stabilité (facteur Rollet K), la température du bruit, la réflexion en entrée et en sortie, la linéarité

(Point de compression 1 dB et point d'intermodulation du troisième ordre) et les fluctuations de gain.

Le diagramme suivant correspond à un convertisseur hétérodyne dans la bande de 30 MHz composé d'une antenne dipôle pleine longueur de 4,75 m,

d'un filtre d'entrée, d'un préamplificateur, d'un oscillateur local et d'un mélangeur avec une sortie de 6 MHz.

Filtre d'entrée passe-bas à 30 Mhz.

Préamplificateur d'entrée

Le transistor mosfet à double grille 40673 offre un faible bruit interne en tant que préamplificateur de signal, les BF960 et BF961 peuvent également être utilisés.

Oscillateur à cristal 36Mhz Mélangeur hétérodyne avec entrées 30 et 36Mhz et sortie 6Mhz

L'oscillateur local est un élément clé d'un récepteur hétérodyne, la puissance qu'il injecte dans le mélangeur est déterminante dans sa température de bruit.

Selon la fréquence, l'injection peut se faire:

f <150 Ghz par couplage dans le guide à l'aide de coupleurs directionnels et de magie T.

f> 150Ghz par des techniques d'injection quasi-optiques (interféromètres Match-Zender, Fabry-Perot, Martin-Puplet)

Ci-dessous, je présente les spécifications de deux types de radiotélescopes

Il s'agit d'un récepteur à deux canaux dans le foyer principal. Il utilise des préamplis FET non réfrigérés construits à l'institut. Il a été principalement

construit et utilisé pour des expériences VLBI à 408 MHz, mais a ensuite été modifié pour effectuer des observations en ligne à 408 et 430 MHz.

Dans la gamme de fréquences de 500 MHz à 50 GHz, les composants les plus fréquemment utilisés à l'entrée du récepteur sont les amplificateurs à

transistors à haute mobilité électronique (HEMT). Ces appareils peuvent être refroidis à des températures cryogéniques (~ 15 Kelvin = -258º Celsius) pour

obtenir le moins de bruit possible. Une fois que le signal radioastronomique faible a été amplifié, il est relativement plus immunisé au bruit qui est ajouté

dans les processus ultérieurs.

Pour les fréquences plus élevées, le signal d'entrée est d'abord converti en une fréquence plus basse par un mélangeur puis amplifié par un amplificateur

cryogénique HEMT. Dans les récepteurs hétérodynes modernes à ondes millimétriques et sous-millimétriques, jusqu'à plusieurs centaines de GHz, le

mélangeur est généralement une jonction SIS (supraconducteur-isolant-supraconducteur) refroidie à la température de l'hélium liquide (4 Kelvin = -269 °

Celsius), tandis que dans le La gamme THz utilise des bolomètres à électrons chauds (bolets à électrons chauds - HEB) refroidis à des températures

encore plus basses.

Récepteur de 21 cm situé dans le foyer principal à l'aide d'amplificateurs HEMT réfrigérés et de filtres sélectifs.

Parallèlement à l'antenne, la cabine du récepteur permet la réception de différentes bandes de fréquences.

Schéma général du flux du signal dans un radiotélescope

L'interférométrie est une famille de techniques qui consiste à combiner la lumière (ou d'autres ondes électromagnétiques) de différents récepteurs,

télescopes ou antennes radio pour obtenir une image de plus haute résolution en appliquant le principe de superposition. Le principe physique utilisé est

que deux ondes lumineuses qui coïncident en phase sont amplifiées tandis que deux ondes en opposition de phase s'annulent et qu'il existe également

une combinaison intermédiaire. Cela permet, en mesurant le degré d'annulation ou d'amplification de deux faisceaux laser, de faire des mesures de

surfaces inférieures à la longueur d'onde.

L'interféromètre de Michelson, inventé par Albert

Abraham Michelson en 1880 est

un interféromètre qui permet de mesurer des

distances avec une très grande précision.

Son fonctionnement est basé sur la division d'un

faisceau de lumière cohérent en deux faisceaux

afin qu'ils parcourent des chemins différents puis

convergent à nouveau en un point.

De cette façon, nous obtenons ce qu'on appelle

la figure d'interférence qui nous permettra de

mesurer de petites variations dans chacun des

chemins suivis par les faisceaux.

Initialement, la lumière est divisée par une surface semi-réfléchissante (ou séparateur de faisceau) en deux faisceaux. Le premier est réfléchi et projeté

vers le miroir (ci-dessus), d'où il revient, traverse la surface semi-miroir et atteint le détecteur. Le deuxième rayon traverse le séparateur de faisceau, est

réfléchi dans le miroir (à droite), puis réfléchi vers le bas dans le demi-miroir et atteint le détecteur. L'espace entre le demi-miroir et chacun des miroirs

est appelé le bras interféromètre. Habituellement, l'un de ces bras restera inchangé pendant une expérience, tandis que les échantillons à étudier

seront placés dans l'autre.

Deux faisceaux atteignent l'observateur, dont la différence de phase dépend principalement de la différence de chemin optique entre les deux rayons.

Cette différence de chemin optique peut dépendre de la position des miroirs ou du placement de différents matériaux dans chacun des bras de

l'interféromètre. Cette différence de chemin permettra d'ajouter les deux ondes de manière constructive ou destructive, selon que la différence est un

nombre entier de longueurs d'onde (0, 1, 2, ...) ou un entier plus un demi (0,5; 1,5; 2,5; etc.) respectivement.

Interférométrie très longue

Interférométrie de base ou large base (VLBI)

Interférométrie) consiste à observer un ou plusieurs objets célestes à l'aide

d'un grand nombre de radiotélescopes situés dans différentes parties de la

Terre, fonctionnant comme s'il s'agissait d'un seul radio-interféromètre,

grâce à un système d'enregistrement qui permet un traitement ultérieur,

conjointement , les données de toutes les antennes participantes.

En interférométrie VLBI, le signal d'antenne est échantillonné avec une horloge atomique

extrêmement précise et stable. Avec les échantillons de données astronomiques, la sortie de

cette montre est enregistrée sur le support magnétique, qui est ensuite transporté vers un

emplacement central. où se trouve le corrélateur. La synchronisation de la reproduction est

ajustée en fonction des signaux d'horloge atomique et des heures d'arrivée estimées du

signal radio à chacun des télescopes, à partir de la corrélation les informations souhaitées

sont obtenues (luminosité de la source radio). , position du radiotélescope, etc.)

Chaque antenne sera à une distance différente de la source radio, et comme avec

l'interféromètre à base courte, les retards causés par la distance supplémentaire entre les

antennes doivent être artificiellement ajoutés aux signaux reçus les uns aux autres. Le délai

approximatif requis peut être calculé à partir de la géométrie du problème.

Schéma électronique d'un corrélateur

Schéma d'un interféromètre avec deux éléments d'antenne. V1 et V2 sont les tensions

respectives des antennes; le retard instrumental est τi et le retard géométrique τg. s est

l'adresse de la source. La projection de la base B est perpendiculaire. Le signal est numérisé

après avoir été converti en fréquence intermédiaire. Les délais sont entrés à l'aide

d'enregistrements numériques.

Dans un interféromètre, un groupe d'antennes fonctionne à l'unisson combiner Dans un interféromètre, un groupe d'antennes fonctionne à l'unisson combiner

les signaux reçus dans chacun d'eux dans un "corrélateur". Cela simule un

instrument beaucoup plus grand qu'un radiotélescope conventionnel.

Les antennes individuelles peuvent être séparées par des distances de

plusieurs kilomètres, voire plusieurs milliers de kilomètres, pour simuler un

télescope qui aurait la même taille que la plus grande distance entre ces

antennes.

De cette façon, en utilisant des télescopes dispersés dans toute la Terre, un radiotélescope aussi grand que notre planète peut être simulé. Cette

technique atteint le record de netteté (de pouvoir de résolution) dont l'astronomie est capable.

La radioastronomie a rapidement conduit à des découvertes d'une importance énorme: quasars, pulsars, galaxies actives, fond cosmique des

micro-ondes, la plupart des molécules interstellaires et une longue etcetera. L'impact de toutes ces découvertes se reflète, par exemple, dans cinq

lauréats du prix Nobel: M Ryle (en 1974 pour le développement de la synthèse d'ouverture, une technique qui rend possible l'interférométrie), A. Hewish

(en 1974 pour la découverte de pulsars), A. Penzias et R. Woodrow (en 1978 pour la découverte du rayonnement de fond), R. Hulse et JH Taylor (en

1993, pour la découverte de pulsars millisecondes) et, plus récemment, J. Mather et G. Smooth (en 2006, pour les mesures de fond cosmique soutenant

la théorie du big bang).

Les radiotélescopes ont également servi à déduire la présence de matière noire dans l'Univers et ont été utilisés dans tous les domaines de

l'astrophysique: depuis l'étude du Soleil et l'élaboration des premières "cartes" (par techniques radar) des planètes et les astéroïdes du système solaire

jusqu'à la détection des galaxies les plus éloignées connues dans les confins de l'Univers.