Les phénomènes radioactifs obéissent à trois lois.
• Première loi : nos sens ne nous permettent pas de déceler la radioactivité.
Les phénomènes physiques qui nous entourent sont extrêmement variés ; nos yeux, par exemple, ne nous permettent de percevoir qu’une bande fort étroite de l’échelle de radiations électromagnétiques, qui, pour la plupart, sont invisibles.
Il en est de même du rayonnement complexe émis par les sources radioactives, et cette situation contribue à donner un aspect quelque peu mystérieux à cette émission de rayonnements, qui, eux aussi, peuvent brûler notre épiderme et avoir sur les plaques photographiques une action analogue à celle des infrarouges et des ultraviolets.
Pour déceler et mesurer la radioactivité, il est nécessaire d’utiliser certains appareils (dosimètres, débitmètres).
• Deuxième loi : les effets biologiques des rayonnements ne sont pas instantanés. Ces rayonnements peuvent provoquer certains effets biologiques : effets dits « somatiques » ou effets génétiques.
• Troisième loi : la radioactivité décroît avec le temps.
Ce phénomène de décroissance est la loi fondamentale de la radioactivité.
On évalue cette décroissance en définissant, pour chaque substance radioactive, la période. Rappelons qu’une activité* se mesure en curie.
G. Dupuy, Radium et radioactivité (P. U. F., coll. « Que sais-je ? », 1941 ; 9e éd., Radioactivité et énergie nucléaire, 1962). / J. M. Cork, Radioactivity and Nuclear Physics (Ann Arbor, Mich., 1946, 3e éd., Princeton, 1957 ; trad. fr. Radioactivité et physique nucléaire, Dunod, 1949, nouv. éd., 1960). / H. A. Enge, Introduction to Nuclear Physics (Reading, Mass., 1966).
radioastronomie
Étude des astres par l’observation de leur rayonnement électromagnétique. (On écrit aussi radio-astronomie.)
Historique
En 1931, l’Américain Karl Guthe Jansky, qui étudiait les parasites gênant les radiocommunications, observa une source d’émission fixe par rapport aux étoiles : il avait détecté l’émission radio du centre galactique. Après cette découverte, la radioastronomie progressa dès la fin de la Seconde Guerre mondiale, en bénéficiant de la technologie des radars*. La première radiogalaxie, Cygnus A, fut découverte en 1948, puis la raie 21 cm de l’hydrogène en 1951, presque simultanément aux États-Unis, aux Pays-Bas et en Australie. De grands radiotélescopes furent alors construits, et les découvertes se succédèrent rapidement : les quasars* en 1961, le rayonnement cosmologique du Ciel en 1965, les pulsars* en 1967, etc.
Limites de la radioastronomie
L’observation des ondes radio extraterrestres est limitée par l’atmosphère. L’ionosphère forme un écran réfléchissant pour les ondes de longueur supérieure à 15 m environ, si bien que les observations à de plus grandes longueurs d’onde doivent se faire sur satellite artificiel. Les très courtes longueurs d’onde sont absorbées par la vapeur d’eau et l’oxygène de l’atmosphère. Cet effet devient sensible en dessous de 1 cm, mais des observations sont encore possibles jusque vers 3 mm. L’étude des longueurs d’onde encore plus courtes, qui ne peut se faire qu’à haute altitude, à bord d’une fusée ou d’un satellite artificiel, rejoint le domaine de l’astronomie infrarouge. Pour que les radiotélescopes, très sensibles, ne soient pas aveuglés par les émissions terrestres, telles que celles des radars ou des télécommunications, certaines bandes de fréquence ont été réservées à la radioastronomie.
Les radiotélescopes
Schématiquement, un radiotélescope est fort semblable à un télescope optique : il comporte une surface collectrice, ou antenne, analogue à un miroir, qui forme en son foyer l’image de l’objet à étudier. Cette image est analysée par une antenne primaire qui transforme en courant électrique l’énergie radio de l’objet. Ensuite, un récepteur amplifie et détecte ce signal. L’énergie reçue des radiosources est souvent très faible. Les radioastronomes emploient comme unité l’unité de flux (symb. uf), qui a pour valeur 1 uf = 10–26 W · m–2 · Hz–1. La radiogalaxie Cygnus A a un flux de 1 500 uf à 21 cm. Les radiotélescopes les plus sensibles peuvent détecter des flux de l’ordre de 0,001 uf.
L’antenne
Elle doit être la plus grande possible, non seulement pour capter le maximum d’énergie des radiosources, mais aussi pour avoir un bon pouvoir séparateur. Comme en optique, le pouvoir séparateur a pour valeur λ/D, λ étant la longueur d’onde à laquelle on observe et D le diamètre de l’antenne. Les antennes classiques sont des paraboloïdes de révolution, mobiles autour de deux axes pour pouvoir se pointer vers les astres à observer ; leur diamètre peut atteindre 100 m (radiotélescope de Bonn), ce qui correspond à un pouvoir séparateur de 2′ pour une longueur d’onde de 6 cm. La réalisation de telles antennes, qui doivent être orientables avec précision tout en restant rigides, est très difficile. Les radiotélescopes méridiens, comme celui de Nançay, ne sont mobiles qu’autour d’un axe de rotation horizontal ; une antenne de grande surface peut, ainsi, être construite aisément, mais les astres ne sont alors observés qu’une fois par jour, lorsqu’ils passent au voisinage du méridien, ce qui est évidemment un inconvénient.
Le récepteur
Le courant électrique reçu de l’antenne et amplifié par le récepteur lors du passage d’une radiosource n’est pas un signal cohérent : c’est un bruit. Il ne se distingue en rien du bruit d’agitation thermique des électrons dans les différentes parties du récepteur. La radiosource ne se manifeste que par une très petite augmentation du bruit de fond, qui passerait inaperçue parmi les inévitables fluctuations du gain si les récepteurs radioastronomiques n’utilisaient des dispositifs particuliers d’analyse, dont deux sont couramment employés.
• Le récepteur à commutation se branche en alternance sur l’antenne et sur une source de référence produisant un bruit constant. Il donne à la sortie la différence de bruit entre ces deux entrées.
• Le dispositif à corrélation envoie le signal de l’antenne sur deux récepteurs qui l’amplifient séparément. Les signaux amplifiés sont comparés dans un corrélateur : le bruit de l’antenne se retrouve identique dans chaque signal et peut être, ainsi, détecté, alors que les fluctuations de chaque récepteur sont indépendantes et s’éliminent en moyenne.
