Ken Tapping, le 20 octobre  2010

La journée « Portes ouvertes » annuelle que l'observatoire a organisée en septembre combinait trois événements. Tout d'abord, il y avait l'exposition usuelle, puis le cinquantenaire de l'observatoire et, enfin, une cérémonie spéciale soulignant le rôle particulier de l'observatoire et de ses scientifiques dans le développement, au Canada, de l'interférométrie à très grande base (VLBI, pour Very Long Baseline Interferometry).

L'œil humain a un pouvoir séparateur angulaire d'environ un arc-minute, soit un soixantième de degré. La Lune a une taille angulaire d'environ 30 arc-minutes. Le pouvoir séparateur angulaire, ou l'aptitude à discerner les détails, dépend de la grosseur de la lentille qui restitue l'image, comparativement à la longueur des ondes captées, les ondes lumineuses, dans le cas qui nous intéresse. Puisque les télescopes et les jumelles ont de plus gros miroirs ou lentilles que les yeux, avec leur aide, il nous est possible de discerner des détails encore plus fins.

Les ondes radio sont beaucoup plus longues que les ondes lumineuses. Pour arriver à une précision similaire au niveau des objets observés, les antennes des radiotélescopes doivent donc être plus grandes. Par exemple, à la longueur d'onde de 21 cm, l'une des plus importantes en radioastronomie, l'antenne de 250 pi (75 m) de l'observatoire Jodrell Bank n'a un pouvoir séparateur angulaire que d'environ 10 arc-minutes, soit à peu près le décuple de celui de l'œil humain. La situation s'est légèrement améliorée quand on s'est rendu compte qu'on pouvait fabriquer de gros radiotélescopes en reliant entre elles de nombreuses petites antennes. Les sept antennes de 9 m de notre observatoire, par exemple, qui sont réparties sur une ligne de 600 m, ont une résolution identique à celle de l'œil humain pour ce qui est de discerner les détails.

L’image de droite, obtenue par VLBI, présente une résolution plus fine que l’image de gauche, prise à l’aide d’un réseau traditionnel de radiotélescopes.

Le problème que pose le pouvoir séparateur angulaire s'est considérablement aggravé dans les années 1960 quand on s'est rendu compte qu'une des sources radio cataloguées en 1959 par l'Université de Cambridge, au Royaume-Uni, avait quelque chose de bizarre. L'objet, baptisé 3C273, était très brillant et lointain, et son intensité variait de semaine en semaine. Il devait donc être très petit à l'échelle du cosmos et rayonner une quantité incroyable d'énergie. Il s'avéra par la suite que 3C273 n'était pas le seul dans ce cas, aussi appela-t-on ces objets des quasars.

Inutile de dire que les radioastronomes auraient aimé voir un quasar ou deux de plus près pour en savoir davantage sur leur compte et sur leur fonctionnement. Malheureusement, aucun radiotélescope de la planète n'avait un pouvoir séparateur suffisant pour montrer autre chose qu'une tache. Le problème tenait plus de l'instrument que du quasar lui-même. Les plus grands réseaux de radiotélescopes ne donnaient guère de meilleurs résultats.

Le Canada a été le premier à créer un réseau de radiotélescopes non reliés entre eux. En enregistrant les ondes radio sur une bande magnétique à chaque antenne, avec un minutage très précis, on a réussi à traiter subséquemment les bandes et à combiner les signaux pour imiter un radiotélescope de taille égale à la distance séparant les antennes. La VLBI était née. Grâce à cette technique, il n'y a théoriquement aucune limite dans la distance séparant les antennes. Lors d'une expérience récente, un des radiotélescopes du réseau se trouvait à bord d'un satellite. C'est en partie grâce aux observations de la VLBI qu'on sait maintenant que les quasars étaient plus fréquents dans la jeunesse de l'univers et qu'ils sont presque certainement alimentés par les trous noirs. Le Canada y est parvenu le premier.