On commencera par définir un certain nombre de termes techniques qui vont être fréquemment employés par la suite.

Les ondes électromagnétiques étant des vibrations, la fréquence (F) d'une onde est le nombre de ses vibrations en 1 seconde.
Unité de fréquence: le HERTZ (Hz).

Dans ce qui suit on utilisera communément le MEGAHERTZ (MHz) :

                                        1 MHz = 1 million de vibrations par seconde.

         Abréviations courantes désignant certains domaines de fréquences :

        Bande passante : largeur de bande ou bande passante d'un circuit électronique est la gamme de fréquences dans laquelle il est capable de fonctionner.

        1.2 - Longueur d'onde

        En même temps qu'elle vibre, l'onde se déplace à la vitesse de la lumière (c = 300.000 km/s). Sa longueur d'onde est la distance qu'elle parcourt pendant une vibration :

        Nous travaillerons avec des ondes dont la fréquence sera de 600 MHz et la longueur d'onde sera de 0,50 mètre.

        1.3 - Unités électriques

        L'AMPERE (A) est l'intensité de courant électrique qui transporte en 1 seconde la quantité de courant unité (1 coulomb).

        Le VOLT (V) est la différence de potentiel - on dit aussi la tension électrique - existant entre deux points tels que si une charge de 1 coulomb se déplace de l'un à l'autre, le travail des forces électriques est de 1 joule.

        L'OHM (W ) est la résistance d'un conducteur qui est traversé par un courant de 1 ampère si on lui applique une tension de 1 volt.

        Le WATT (W) en électricité, le watt est la puissance d'un circuit qui fournit ou consomme un courant de 1 ampère sous une tension de 1 volt.

        1.4 - Gain d'un circuit électronique

        Le gain (G) d'un circuit est le rapport entre sa puissance de sortie PS et sa puissance d'entrée PE

                                                                    G = PS / PE

        Si G < 1, on parle alors d'une atténuation. Le gain est souvent exprimé en décibels (dB) :

                                                                    G(dB) = 10 log₁₀ (PS / PE)

        Dans le cas d'une atténuation, G(dB) est négatif.

2 - RECEPTION DANS LES BANDES DE LA TELEVISION 

          Les émetteurs principaux de télévision rayonnent une puissance de l'ordre de 1000 KW. A 20 kilomètres de distance, la sphère totale illuminée représente une surface de :

                                            4p R² = 5.10⁹ m²

Si on suppose l'émission omni-directionnelle, chaque m² de surface reçoit une puissance de 2.10^-4 watts

Dans le même domaine de fréquences, la puissance reçue du Soleil vaut environ 2.10^-22 watt/m².Hz, soit, dans une bande passante de 1 MHz, qui est celle de notre dispositif de réception :

                                            2.10^-16 watt / m²

          On voit que la puissance reçue du Soleil sera 1000 milliards de fois plus faible que celle reçue d'un émetteur de télévision situé à 20 km.

        2.2 - Les bandes de fréquence

          Les bandes de fréquence utilisées par les réseaux de TV occupent une partie des bandes VHF et UHF.

          La bande VHF (Very High Frequency) couvre les fréquences de 30 à 300 MHz et la bande UHF (Ultra High frequency) va de 300 à 3000 MHz. Les parties occupées par la TV vont seulement de 160 à 250 MHz en VHF et de 470 à 870 MHz en UHF.

          La bande VHF serait sans doute la plus intéressante pour l'étude du Soleil, dont elle permettrait de capter les sursauts en ondes métriques, mais la température du fond du ciel y est plus élevée, et surtout, cette bande est extrêmement encombrée par des émetteurs terrestres de toutes sortes. C'est pourquoi on a choisi des antennes capables de fonctionner dans la bande UHF.

        Comme on le verra plus loin dans la liste des émetteurs de télévision, la grande majorité de ceux-ci émettent en polarisation horizontale, c'est à dire qu'on les capte en disposant les antennes avec leurs brins horizontaux.

        Par suite, on aura plus de chances d'éviter la réception de signaux TV en plaçant nos antennes en polarisation verticale, donc avec leurs brins verticaux.

        Il s'agit uniquement du réseau de TDF. Je n'ai pas de renseignements sur les émetteurs italiens.

                        Cours Mirabeau
                        39-43 quai André Citroën
                   75015  PARIS

Note: - Les canaux dont le numéro est suivi d'un V émettent en polarisation verticale. Les autres sont en polarisation horizontale.

        Dans la bande UHF, la fréquence de l'émetteur en fonction du numéro de canal N se calcule par la formule:

F = 303,25 + 8.N (MHz)

        Les émetteurs se trouvant dans la bande des antennes sont ceux dont le numéro de canal est compris entre 30 et 50 (canal 30 : F = 543 MHz, canal 50 : F = 703 MHz).

        Dans une région montagneuse, on a la chance d'être protégé des émetteurs lointains par le relief. Par contre, il existe une multitude de petits re-émetteurs locaux dont les plus proches sont :

        On essaiera de trouver une fréquence "calme" entre 550 et 650 MHz.

3 - LES ANTENNES - MONTAGE ET POINTAGE 

        On utilisera des antennes de télévision ordinaires, du type YAGI, composées d'un dipôle replié en forme de trombone et d'un certain nombre de brins réflecteurs (à l'arrière du dipôle) et directeurs (à l'avant du dipôle).

        On a choisi des antennes capables de fonctionner sur les canaux de télévision 31 à 49, soit entre les fréquences 550 et 750 MHz. Elles comportent 16 éléments dont le dipôle, des brins réflecteurs et 13 brins directeurs. Leur gain est approximativement de 10 dB.

        Une antenne possède un gain de 10 dB quand, au lieu d'être également sensible dans toutes les directions (sur 360°), elle est seulement sensible - mais 10 fois plus - sur un angle de 36° autour de son axe.

        Sur les antennes, seront installés des pré-amplificateurs qui renforceront les niveaux des signaux avant leur transmission vers le récepteur. Les pré-amplificateurs ont un gain de 30 dB et peuvent amplifier tous les signaux dont les fréquences sont comprises entre 450 et 900 MHz (c'est la bande IV de la TV).

        Les pré-amplificateurs ne fonctionnent que si on leur fournit un courant continu dit courant d'alimentation. Chaque pré-amplificateur sera donc alimenté en courant continu par une alimentation de 12 volts ou 24 volts, selon les modèles (environ 50 milliampères).

        Les courants d'alimentation sont envoyés vers les pré-amplificateurs par les câbles coaxiaux servant aussi à transmettre les signaux HF depuis les antennes jusqu'au récepteur. Ils sont introduits dans les câbles coaxiaux au moyen de "tés de polarisation" utilisés pour séparer les signaux HF des signaux continus.

        Enfin, les antennes sont installées sur des mâts métalliques de 4 mètres de hauteur constitués de 4 tubes d'acier galvanisé de 1m chacun et qui seront plantés dans le sol à une vingtaine de mètres de distance.

        L'ensemble de ce matériel est distribué par la société Portenseigne, dont l'agence régionale se trouve à l'adresse suivante:

        Liste, références et prix du matériel Portenseigne:

Prix total HT : 1080 F (1302 F TTC), en 1995.

•  On procède d'abord au montage des antennes, opération très simple qui consiste à assembler les éléments livrés en plusieurs parties démontées.

• On fixe chaque antenne sur l'extrémité de l'un des éléments de mâts.

• On installe les pré-amplificateurs en raccordant leur entrée au dipôle d'antenne et leur sortie à une longueur de 25 mètres environ de câble coaxial.

• On monte des fiches coaxiales type N aux extrémités des deux câbles.

• On relie les câbles aux "tés de polarisation" : attention au sens des tés de polarisation.

• On branche les tés de polarisation sur les deux entrées d'un "té coaxial " dont la sortie sera reliée à l'entrée du récepteur.

• On monte les 4 éléments de chacun des deux mâts et on les plante dans le sol ou on les fixe sur un support. Il faut choisir une base orientée Est-Ouest et bien dégagée vers le Sud. La distance entre les antennes doit être de 20 à 25 mètres environ.

Une valeur optimum de l'écartement des antennes pour l'observation d'une radio-source large comme le Soleil peut être estimée à 50 fois la longueur d'onde.

• On dirige les antennes vers le Soleil. Cette dernière opération n'est pas aussi évidente qu'il y paraît si le Soleil est caché derrière les nuages. On trouvera dans ce qui suit les calculs et la procédure à appliquer.

        La direction vers laquelle vise une antenne peut être repérée, dans un système de coordonnées horizontales (terrestres), par son AZIMUT (a) et par son SITE (h).

        L'azimut est l'angle, mesuré dans le plan horizontal, entre le méridien du lieu et la projection horizontale de l'antenne.Le site est l'angle, mesuré dans le plan vertical, entre l'antenne et sa projection horizontale.

        Par contre, la direction d'un astre est donnée, dans un système de coordonnées équatoriales (célestes), en ASCENSION DROITE, (a ) et DECLINAISON (d ) ou bien encore, dans un système de coordonnées horaires, en DECLINAISON (d ) et ANGLE HORAIRE (H), tel que:

H = T - a (T = temps sidéral)

        L'angle horaire est relativement facile à déterminer, sans faire intervenir le temps sidéral, si on connaît l'heure de passage du Soleil au méridien du lieu. Les éphémérides (voir à la dernière page de ce fascicule) donnent l'heure de passage du Soleil au méridien de Paris et il faut lui retrancher environ 18 minutes (*) pour celle du méridien de Lanslebourg. A partir de là, il suffit de lire sur une montre le temps qui sépare l'heure courante de l'heure de passage du Soleil au méridien pour avoir l'angle horaire.

        Avec la déclinaison d , l'angle horaire H et la latitude du lieu l, on peut passer des coordonnées horaires aux coordonnées horizontales grâce aux formules suivantes:

sin h = sin l . sin d + cos l . cos d . cos H,

cos h . sin a = cos d . sin H.

        Quelques valeurs remarquables :  la latitude du lieu est l = 45° et que la déclinaison du Soleil au milieu du mois d'août est environ d = + 14° .

1 - Angle de SITE h :

Il se déduit de la première formule et vaut :

                                    h = 55° quand H = 0°,

                                    h = 38° quand H = 45°.

                    2 - Angle d'AZIMUT a :

                            Quand on a calculé le site, h, on trouve l'azimut, a, par la seconde formule :

                                    a = 0° quand H = 0°,

                                    a = 62° quand H = 45°,

                                    a = 1,7. H quand H est petit (<10°).

         3.4 - Pointage des antennes

        Pour être toujours pointées vers le Soleil, les antennes doivent bouger en site et en azimut au cours de la journée.

        L'angle d'azimut est mesuré à partir de la position du méridien et l'angle de site à partir du plan horizontal. Ces deux positions seront donc soigneusement repérées au préalable, le méridien pouvant être matérialisé par une ligne tracée sur le sol ou un fil tendu.

        Le pointage des antennes est heureusement facilité par le fait que leur angle de visée -on dit aussi leur "lobe"- est relativement large, plus de 30°. Une précision de quelques degrés sur les angles de position sera largement suffisante. Ces angles peuvent être mesurés au moyen de deux grands rapporteurs, l'un horizontal et posé sur le sol au pied du mât, pour l'azimut, et l'autre vertical fixé en haut du mât, pour le site.

        Une fois les antennes correctement dirigées vers le Soleil, on disposera d'un temps d'observation assez long qui dépend de la largeur du lobe des antennes (30°) et de la vitesse du mouvement apparent du Soleil dans le ciel :

                - environ 6° par heure pour le site,

                - environ 25° par heure pour l'azimut.

        Dans nos conditions d'observation, c'est à dire en été et au voisinage du méridien)

        Si on se limite à des observations d'une durée maximum de 3 heures de part et d'autre du méridien, c'est dire entre 11 H et 17 H de temps civil d'été, il sera possible d'adopter pour l'angle de site une valeur moyenne entre 55° et 38°. On pourra régler l'angle de site à 47° et ce réglage restera valable pendant 6 heures d'observation sans que l'amplitude des signaux captés subisse de variation notable due au dépointage des antennes.

        En ce qui concerne l'azimut, le Soleil se maintiendra dans le champ des antennes pendant 1H à 1H30. Au-delà de cette durée, si on ne corrige pas la position des antennes, on verra les signaux décroître lentement puis disparaître.

        Le schéma synoptique du récepteur est donné sur la figure N°2 :

        On a intérêt à filtrer le plus tôt possible dans la chaîne de réception afin d’éliminer les émetteurs puissants de télévision dont les signaux risquent de créer des raies parasites à toutes les fréquences. Pour cela, on insère, après la sommation, un filtre passe-bande dont le rôle est d’atténuer tous les signaux indésirables. Ce filtre est centré à 611 MHz et sa bande passante à -3 dB est de 12 MHz. (Filtre de marque Daden, référence BA611-12-7NN, revendu par Matech Electronique, 3 avenue Ch. de Gaulle 994475 - Boissy-St-Léger, prix 2400 F HT).

        4.2 - L'oscillateur local et mélangeur

        Le signal RF qui est la somme des signaux captés par les 2 antennes est ensuite envoyé sur un mélangeur.

        Le mélangeur peret de transposer la fréquence élévée (environ 600 MHz) du signal RF vers une fréquence intermédiaire (FI) centrée autour de 30 MHz. Le mélangeur est un module S4 de Synergy (revendu en France par Matech, prix 100 F HT).

        L'oscillateur local sert à faire fonctionner le mélangeur. Sa fréquence détermine quelle partie de la bande RF sera analysée par le récepteur dans la bande de fréquence intermédiaire:

        C'est le réglage de l'oscillateur local qui nous permettra de choisir une fréquence de fonctionnement exempte de parasites pour observer le Soleil. Ce réglage est possible grâce à un potentiomètre qui peut faire varier la tension de commande du VCO (le VCO est un modèle 400-900 MHz de chez TEKELEC-Components (prix 1500 F HT)).

        L'oscillateur local et le mélangeur sont intégrés dans le même boîtier. La stabilité de la fréquence est très importante. Elle sera bonne si la tension d'alimentation est très stable et si la température du boîtier OL/Mélangeur ne varie pas.

4.3 - L’amplificateur 30 MHz

        L'amplificateur à 30 MHz renforce le niveau des signaux. Son gain est de 45 dB environ et sa bande passante à - 3 dB va de 28 à 32 MHz environ. L'amplification est réalisée au moyen de deux circuits intégrés de chez PLESSEY, modèle SL 560C, séparés par un circuit LC doublement accordé qui délimite la bande de fréquence entre 28 et 32 MHz.

        Le détecteur constitue un intermédiaire indispensable entre la sortie de l'amplificateur à 30 MHz et l'entrée du convertisseur analogique/numérique. Il remplit plusieurs fonctions dont le schéma synoptique est représenté sur la figure N° 3. 

        Les différentes parties du détecteur sont les suivantes :

•         L'amplificateur 30 MHz a un gain de 20 dB. Son rôle consiste à augmenter encore le niveau du signal FI pour rendre possible sa détection par une diode peu coûteuse. Cet amplificateur est constitué par deux circuits intégrés PLESSEY, modèles SL 550 et SL 560C séparés par un filtre doublement accordé. Le gain du premier circuit Plessey (SL550) peut être ajusté au moyen d'un potentiomètre.

•         La détection est réalisée au moyen d'une diode qui supprime les alternances négatives du signal, puis d'un filtrage qui produit une tension continue proportionnelle à la valeur moyenne des alternances positives. La diode de détection est du type "backward", modèle HU25.

•         L'amplificateur continu augmente l'amplitude du signal détecté (quelques millivolts) pour l'amener dans la gamme de fonctionnement du convertisseur analogique/numérique, vers 1 ou 2 volts. On utilise pour cela un amplificateur opérationnel du type OPA 27.

        Un schéma électrique détaillé du détecteur, avec la liste de ses composants, est donné sur la figure N° 4 :

Résistances              Capacités 
  R1 56 W                   C1 100 pF
  R2 68 W                   C2 150 pF
  R3 100 W                 C3 47 pF
  R4 3300 W               C4 220 pF
  R5 330 et 270 W      C5 100 nF
                                   C9 1 nF
  R10 10000 W          C10 1 nF
  R11 10000 W          C11 100 pF
  R12 1 M W             C12/C15 4,7 mF
  R13 100 K W          C16 1 mF
  R14 220 W.

Inductances 
  L1 et L2 selfs bobinées 0,5 m H
  L3 à L6 4,7 m H 
  Ft : filtres de traversée (Erie 2716)

Autres 
  A1 Ampli SL 550G
  A2 Ampli SL 560C
  A3 Ampli OPA 27
  D Diode HU 25A
  P Potentiomètre 10 KW
  Z Diode Zéner 6 volts

                                                Alimentations + 12 volts, 40 mA et - 12 volts, 3 mA.

        La courbe de réponse du détecteur (tension de sortie en fonction de la fréquence) est mesurée en lui fournissant à l'entrée le signal d'un générateur synthétisé avec un niveau constant de -56 dBm et une fréquence variant entre 27 et 33 MHz.

4.5 - Le micro-ordinateur et ses accesssoires

        Le rôle du micro-ordinateur est d'enregistrer les signaux après leur passage dans le détecteur et de les visualiser sur son écran.

        Comme le micro-ordinateur ne peut traiter que des signaux numériques, il faut convertir le signal analogique délivré par le détecteur en un signal numérique. Cette opération est effectuée par le convertisseur analogique/numérique, qui reçoit une tension continue comprise entre 0 et 2,5 volts et la transforme en un nombre proportionnel compris entre 0 et 255.

        Le micro-ordinateur doit être programmé de façon à lire les valeurs numériques que lui fournit le convertisseur, à les stocker dans sa mémoire et à les afficher sur l'écran. Le but étant de remplacer un enregistreur graphique, on fera afficher les résultats sous forme de courbes, plus faciles à lire et à apprécier que des tableaux de chiffres. Le programme permet également de réaliser certains traitements sur les signaux comme le zoom vertical et le lissage.

        Ces courbes affichées sur l'écran pourront être recopiées sur des feuilles de papier au moyen d'une imprimante reliée à l'ordinateur.

        L'un des objectifs principaux de cette opération étant de réaliser un radiotélescope pour le plus faible coût possible, on a choisi d'utiliser du matériel de grande distribution. Le micro-ordinateur sera un modèle du type PC dont le standard s'est imposé ces dernières années. Le convertisseur analogique/numérique est un modèle ORD-20 revendu par la societé Electrome S.A., pour un prix abordable. Il nécessite une carte d'interface ORD-1 qui se connecte sur un "slot" du PC.

5.1 - Les franges d'interférence

            Pour son analyse mathématique, on peut assimiler le signal provenant du soleil et capté par une antenne à une fonction sinusoïdale de la forme : 
                            E = E0.sin w t,  w est la pulsation de l'onde sinusoïdale (égale à 2p F).

            A la sortie du récepteur, le détecteur fera la moyenne de cette fonction E, intégrée sur un temps très supérieur à 1/w . On obtiendra donc un signal de sortie proportionnel à E0 qui est sensiblement constant. Cela pour un radiotélescope à une antenne.

            La situation est différente pour un interféromètre à deux antennes qui se présente selon le schéma de la figure N° 5 :

            Si le signal reçu par l'antenne 1 s'écrit E1 = E0.sin w t, celui qui est reçu par l'antenne 2 sera de la forme E2 = E0.sin (w t + j ).

            En effet, le signal arrive en 2 avec un certain retard, ayant parcouru une distance supplémentaire d qui dépend de la distance D entre les antennes et de l'angle q entre la perpendiculaire à la base et la direction du Soleil. On peut dire aussi que le signal de l'antenne 2 est affecté d'un certain déphasage j tel que:

                        j = 2p d/l = 2p Dsinq /l

            En connectant les deux antennes sur le même récepteur, on effectue l'addition des signaux:

                        E1 + E2 = E0.sin w t + E0.sin (w t + j ), ou

                        E1 + E2 = 2E0.sin (w t + j /2).cos(j /2)

            Après la détection, on obtiendra un signal proportionnel au carré de l'amplitude, car le détecteur va fournir une tension de sortie VS proportionnelle à la puissance du signal :

                        VS = 4 E02. cos2(j /2), ou  VS = 4 E02. cos2 (p Dsinq /l )

            On voit que l'amplitude du signal résultant de l'addition des signaux provenant des 2 antennes est elle-même sinusoïdale et varie en fonction de l'angle q , donc à mesure que le Soleil se déplace dans le ciel.

            Quand l'angle q reste petit, on peut dire que sin q º q , et dans ce cas l'amplitude VS se comporte comme la fonction :

                        VS = 4 E02. cos2 (p Dq /l )

            Cette fonction passe par une succession de maxima et de minima lorsque l'angle q varie: 

• maxima pour q = 0, l /D, 2l /D, ....nl /D

• minima pour q = l /2D, 3l /2D, ....(2n+1)l /2D

  La forme de ce signal est représentée sur la figure N° 6.

           

            Dans la réalité, les antennes ne reçoivent pas que le signal venant du Soleil. Elles reçoivent aussi des signaux ou bruits parasites venant du fond du ciel et du sol. De plus, le récepteur produit également un bruit parasite. La résultante de tous ces bruits est une tension de sortie d'amplitude VB qui vient se superposer à la tension VS produite par le Soleil et qui ne varie pas en fonction de l'angle q . En pratique, l'amplitude du bruit est beaucoup plus grande que celle du signal solaire et la somme des deux (figure N° 7) est un faible signal sinusoïdal superposé à un fort signal plus ou moins continu. C'est ce qui rend très difficile la réception des signaux de radioastronomie.

        Pour ce calcul, il faut d'abord exprimer la valeur de l'angle q en fonction des angles connus que sont l'angle horaire H et la déclinaison d du Soleil.

        Dans un système de coordonnées équatoriales (Figure N° 8) où OP est la direction du pôle Nord ou axe de rotation de la Terre, et WOY le plan équatorial, le vecteur représente la direction du Soleil.

        L'angle horaire H est l'angle entre OY et la projection de sur WOY.

        La déclinaison d , est l'angle entre le vecteur et sa projection sur WOY.

        L'angle q , est l'angle entre le vecteur et sa projection sur POY. C'est aussi le complément de l'angle entre le vecteur et OW.

        La projection de sur OW a pour valeur :

• en fonction de q :                 cos (p /2 - q ) = sin q 

• en fonction de H et de d :     sin H . cos d
  

        On peut reporter cette valeur de sin q = sin H . cos d dans l'expression de l'amplitude du signal interférométrique, ce qui donne :

                VS = 4E02.cos2(p D.sinH.cosd )/l .

        5.3 - Exercices : Calcul de l'interfrange lors du passage du Soleil au méridien et pour H = 45°

        Les maxima des franges sont obtenus quand on a :

                (p D.sinH.cosd )/l = n p   ou   sinH = n.l / D.cosd

        1° cas - Passage au méridien

        L'angle H étant petit, on admet que sinH = H. L'interfrange, ou écart entre deux maxima successifs sera défini par:

                    dH = l /D.cosd 

        Avec l = 0,5 mètre, D = 25 mètres et d = 15°, on obtient :

                    dH = 0,021 radian = 1,19 degré.

        Sachant que l'angle horaire varie de 15° par heure, l'interfrange en temps a une durée de dH = 4 minutes et 45 secondes.

        2° cas - Angle horaire de 45°

        Dans ce cas, on ne peut plus assimiler sinH à H et il faut tenir compte de l'expression complète sinH = n.l / D.cosd

        On obtiendra la variation de H en fonction de n en prenant la "dérivée mathématique" de cette expression, soit:

                    cosH.dH = l .dn / D.cosd

        L'interfrange est la variation de H correspondant à dn = 1, d'où dH = l / D.cosd .cosH, donc, pour H = 45°:

                    dH = 0,029 radian = 1,68 degré.

        La durée en temps de l'interfrange est dH = 6 minutes et 43 secondes.

6.1 - Mesure de l'intensité du rayonnement

        L'amplitude des franges d'interférence est proportionnelle à l'intensité du signal émis par le Soleil dans la bande de fréquence observée. L'interféromètre permet donc une mesure directe de l'intensité du rayonnement solaire à 0m,50 de longueur d'onde.

        Des observations régulières effectuées quotidiennement sur de longues périodes pourraient mettre en évidence certaines variations : variations lentes ou sursauts brusques qui modifient considérablement l'intensité du rayonnement solaire.

6.2 - Pouvoir séparateur

        Le pouvoir séparateur de l'interféromètre est déterminé par la largeur des franges. Les calculs précédents ont montré que la largeur des franges est beaucoup plus petite que le lobe d'une antenne seule: environ 1° contre 30°. L'interféromètre est donc capable d'analyser avec plus de précision la position des radio-sources dans le ciel.

        Le pouvoir séparateur augmente quand la distance entre les antennes augmente et cette distance peut prendre des valeurs considérables. L'Interférométrie à Très Longue Base (initiales anglaises: V.L.B.I.) met en oeuvre des antennes distantes de plusieurs centaines ou plusieurs milliers de kilomètres et atteint des pouvoirs séparateurs de l'ordre du centième de seconde d'arc ou même moins. Des essais d'interférométrie utilisant une antenne embarquée sur un satellite et plusieurs des plus grandes antennes terrestres ont atteint un pouvoir de résolution de 0,00005 seconde d'arc.

6.3 - Applications géodésiques de l'interférométrie

        Dans les exemples numériques du § 5.3, on a calculé l'interfrange à partir d'une distance des antennes préalablement mesurée sur le terrain.

        Inversement, il est possible de déterminer la distance des deux antennes à partir de l'interfrange mesuré sur l'enregistrement.

        C'est ainsi que la VLBI peut fournir des mesures de la distance d'antennes situées sur des continents différents avec une précision de quelques centimètres. La dérive des plaques tectoniques est suivie depuis une vingtaine d'années grâce à l'interférométrie.

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