Effelsberg brochure (1999 - 2005)
(Praktikumsprojekt von Guillaume Souvrain aus dem Jahr 2006)
Contenu
Naissance des étoiles
Rayonnement radio de la Voie Lactée
VLBI - réseau de télescopes mondial
Galaxies et champs magnétiques
Pulsars, phares de l'univers
L'Institut à Bonn
Le radio-observatoire d'Effelsberg
Les radiotélescopes
La société Max Planck et ses instituts
Mentions d’impression
Naissance des étoiles
Partout dans notre Voie Lactée, des nuages de poussières et de gaz se condensent en étoiles et planètes. On peut voir ces nuages lors d’une nuit claire comme une bande sombre qui traverse la tapis d’étoiles de la Voie Lactée: la matière y est si dense que la lumière des étoiles est obscurcie par les nuages qu’elle traverse. La naissance des étoiles a lieu au plus profond de ces nuages de gaz. De tels nuages de formation stellaire sont bien plus ténus que le vide le plus poussé que l’on puisse obtenir sur Terre, mais aussi tellement grands que leur masse suffirait à créer plusieurs centaines d’étoiles. Ils sont principalement constitués de molécules d’hydrogène. Comme ces molécules d’hydrogène sont difficiles à observer, les astronomes s’aident par l’observation de composés chimiques qu’elles forment à l’état de traces à l’intérieur de ces nuages.
Ainsi on arrive à apporter des preuves avec le radiotélescope de 100m par l’observation de fréquences bien définies du rayonnement radio qui est émis par l’ammoniac ou le méthanol. A partir de l’intensité de ce rayonnement radio, on peut calculer la densité et la température de ces nuages de formation stellaire. On doit connaître ces propriétés si on veut comprendre les processus physiques qui ont lieu à l’intérieur de ces nuages.
Jeunes étoiles au centre de la nébuleuse d’Orion.
La nébuleuse d’Orion en est un bon exemple, elle est la grande région de formation stellaire la plus proche avec son éloignement d’environ 1500 années-lumière. Une photographie optique de sa région centrale montre quatre jeunes et chaudes étoiles (appelées les étoiles du trapèze), dont le rayonnement ionise l’hydrogène environnement et le fait briller (région HII). L’illustration 2 montre un extrait de cette image dans les longueurs d’onde radio. Les nuages moléculaires sont ici représentés en couleurs; les couleurs donnent la concentration en molécules de monoxyde de carbone dans le domaine des longueurs d’onde sub-millimétriques. Les contours blancs (courbes de niveau) montrent, comme résultats d’observations radio à de hautes résolutions spatiales, l’étendue de la région HII. L’ionisation et l’échauffement jusqu’à une température d’environ 10000 degrés est dû à la présence des jeunes étoiles chaudes (étoiles du trapèze).
L’image montre très distinctement la transition abrupte entre les deux régions; l’hydrogène ionisé se refroidit lentement à l’intérieur des nuages moléculaires. Dans l’étroit espace entre les deux se trouve une zone de transition notoirement plus froide, qui s’approche de la température spatiale environnante. Les températures dans les deux zones ont été déterminées à l’aide du spectre radio (graphique jaune), mesuré avec le radiotélescope de 100 m à 1,3 cm de longueur d’onde. Il montre une large ligne caractéristique de l’hélium dans la région HII et à côté à gauche la ligne étroite caractéristique du carbone présent dans la région froide de transition. Dans ce cas, plus la ligne est large, plus la température du gaz émetteur est élevée.
Dans de tels nuages moléculaires se forment des régions de plus forte densité, qui se contractent sous l’effet de leur propre attraction. Ces noyaux nuageux comportent jusqu’à quelques centaines de milliers de molécules de dihydrogène par centimètre cube. Les champs magnétiques qui traversent l’espace interstellaire ont pour conséquence de freiner la rotation des noyaux en attraction. Les noyaux des nuages deviennent finalement si denses que les radiations thermiques ne peuvent plus s’en dégager. Il en résulte une zone d’accroissement de chaleur. Le noyau nuageux devient plus chaud et plus dense, jusqu’à ce que finalement l’hydrogène fusionne en hélium dans la région centrale et qu’une quantité d’énergie géante soit libérée: une étoile est née. Lors de la formation stellaire, le gaz disponible au départ n’est pas entièrement utilisé. Les étoiles fraîchement formées “se font de la place“ en soufflant une partie du gaz restant dans des directions opposées. Le reste se rassemble en un disque de poussières et de gaz autour de l’étoile. Avec le temps, un système planétaire peut se former à partir de ce disque.
Rayonnement radio de la Voie Lactée
L’examen du large rayonnement radio de notre système stellaire, de la Voie Lactée, constitue un point important des observations réalisées avec le radiotélescope de 100 m. Il permet l’élaboration de cartes radio de l’ensemble du ciel jusqu’à l’étude détaillée d’objets individuels comme les zones de formation stellaire ou les restes de supernovae.
Le plus grand nombre d’objets individuels que l’on peut trouver se situe dans le plan galactique, la bande de la Voie Lactée, que l’on peut voir dans le ciel au cours d’une nuit claire. Le rayonnement radio le plus puissant provient du centre de la Voie Lactée. Des régions éloignées du centre galactique possédant un fort rayonnement radio marquent les bras spiraux individuels, dans lesquels la densité du rayonnement cosmique et la puissance du champ magnétique interstellaire est amplifiée. Les larges examens du plan galactique, qui ont été réalisés à différentes longueurs d’ondes avec le radiotélescope de 100 m au cours des années passées, constituent une mine d’informations pour l’identification des sources individuelles.
Carte radio de la Voie Lactée.
L’illustration 3 montre un extrait de l’examen à 11 cm de la Voie Lactée dans la constellation de Cassiopée. On peut y trouver différentes sortes de sources radio: à côté des régions de formation stellaire se trouvent aussi des restes de supernovae d’âge et d’étendue différents.
Que sont les restes de supernovae? Des étoiles de très grande masse, vraisemblablement de 20 à 50 fois la masse de notre Soleil, terminent leur évolution en une violente explosion. Pendant quelques semaines un rayonnement très puissant est transmis dans de nombreuses longueurs d’onde, les étoiles deviennent alors jusqu’à plusieurs milliards de fois plus brillantes qu’habituellement. Une telle supernova peut devenir pendant un court instant plus lumineuse que l’ensemble de la galaxie dans laquelle elle est observée! Dans notre Voie Lactée, les deux dernières explosions de cette sorte ont été observées au cours des années 1572 (Tycho) et 1604 (Kepler). Le souffle de l’explosion de la supernova s’étend jusqu’au gaz interstellaire environnant. Au niveau du front de l’explosion, les électrons sont accélérés, et émettent un puissant rayonnement radio après quelques décennies. Au total plus de 200 restes de supernovae sont connus dans notre Voie Lactée, dont 40 ont été découverts avec le télescope de 100 m.
Six des sources radio indiquée dans l’illustration 3 sont des restes de supernovae, deux d’entre eux ont été découverts avec le télescope de 100 m. Des restes de supernovae plus anciens, pour lesquels l’explosion de l’étoile remonte à plus de 10000 ans, montrent de vastes structures. L’image comprend également deux des plus jeunes restes de supernovae connus: Cassiopée A, la plus puissante source individuelle de rayonnement radio du ciel, et Tycho, le reste de l’explosion de la supernova observée par Tycho Brahe en l’an 1572. Des mesures détaillées du rayonnement radio à de hautes fréquences donnent des informations supplémentaires au sujet de la structure des restes de supernova et de leur propagation dans le milieu interstellaire environnant.
Un domaine de recherches particulier pour les mesures avec le télescope de 100 m est la région centrale de notre Voie Lactée, le centre galactique, à une distance d’environ 30000 années lumières. Une grosse couche de poussières entre le centre galactique et le Soleil rend chaque observation optique impossible, seuls les rayonnements radio et infrarouge peuvent traverser la couche de poussière. L’illustration 4 montre une carte du rayonnement radio continu dans la direction du centre galactique. La source centrale se trouve dans la moitié droite de l’image, il y a ici de fortes indications supposant l’existence d’un objet supermassif - vraisemblablment un trou noir – plus de deux millions de fois plus massif que le Soleil. La structure en forme d’arc sur le côté gauche de l’image est aussi très intéressante (aussi appelée l’Arc Galactique). A une distance d’environ 80 années-lumière du centre se trouve un rayonnement radio polarisé, qui indique un puissant champ magnétique.
VLBI - réseau de télescopes mondial
Les scénarios et conditions extrêmes ont toujours particulièrement éveillé l’intérêt des Hommes. C’est également le cas pour les objets les plus énergétiques du cosmos qui ont été découvert jusqu’à nos jours par les astronomes: les noyaux des galaxies actives, dont l’existence a pu être justifiée à travers leur rayonnement dans l’intégralité du spectre électromagnétique. Ces témoins des toutes premières époques cosmiques sont très éloignés - jusqu’à plusieurs milliards d’années-lumière – de la Terre. N’importe quelle tentative de découverte et d’analyse d’unités structurelles telles que les noyaux des galaxies actives pose un gros défi technique, ainsi cela nécessite des capacités de résolution extrêmement élevées, que même les plus grands radiotélescopes ne peuvent offrir. Il est toutefois possible d’utiliser des méthodes d’observation plus fines et des traitements mathématiques, de synthétiser un télescope géant en synchronisant le fonctionnement de plusieurs télescopes indépendants et distants.
Ce réseau mondial de radiotélescopes, dont fait partie en tant qu’élément essentiel et depuis de nombreuses années le radiotélescope de 100 m, a marqué de manière cruciale l’image que nous avons de la formation et du développement des noyaux des galaxies actives: depuis un noyau ultracompact - un trou noir massif – des quantités d’énergie sont projetées dans des jets vers l’extérieur à des distances éloignées de plusieurs millions d’années-lumière, où elles se révèlent ensuite comme de gigantesques façades radio. L’illustration 5 montre des "images radio" de la célèbre radiogalaxie Cygnus A, qui ont été acquises avec des résolutions très différentes. La première image a été réalisée avec le VLA (Very Large Array) au Nouveau Mexique, et montre le scénario décrit avec le noyau au milieu et comme un jet vers l’extérieur de la structure. Les plus petites structures reconnaissables sont de l’ordre de grandeur du millier d’années-lumière.
Les images en-dessous montrent à nouveau des zones agrandies de la région du noyau: des détails de formations toujours plus petites, dont la taille atteint une fraction d’année-lumière, sont reconnaissables de haut en bas. Ces résultats ne peuvent être obtenus que par la méthode présentée ci-dessus et qui consiste a faire fonctionner ensemble des radiotélescopes en différents endroits du monde (VLBI = Very Long Baseline Interferometry).
A cause du diamètre de la Terre, pendant presque trois décennies, la frontière de résolution atteignable par la méthode VLBI était fixée dans le meilleur des cas à 1/10 000 de seconde d’arc (ce qui correspond la perception d’une balle de tennis sur la Lune) ; depuis 1997, elle a connu un net progrès avec l’enregistrement d’observations réalisées par un radiotélescope situé dans l’espace. Sur l’illustration 6, on a l’exemple d’une observation en VLBI spatiale du Quasar 0836+710. Le radiotélescope envoie ses données de mesure à une station au sol au cours d’une de ses orbites. Elles vont alors être exploitées après synchronisation avec les données récupérées par les radiotélescopes sur Terre. On synthétise ainsi un instrument d’observation gigantesque, dont le pouvoir séparateur est équivalent à celui du "Méga-radiotélescope" fictif représenté en bleu sur l’illustration, un radiotélescope plus grand que la Terre elle-même. Les images toujours plus détaillées et contrastées des objets célestes vont, dans le futur, largement enrichir nos connaissances des processus physiques extrêmes de l’univers.
Galaxies et champs magnétiques
L’observation de notre propre Voie Lactée montre une abondance de sources individuelles; les vastes structures spatiales restent toutefois en grande partie masquées. L’examen des galaxies spirales voisines apporte son aide. Celles-ci montrent dans le domaine radio un autre visage qu’en lumière visible: le noyau galactique et les bras spiraux ressortent clairement. Les restes de supernovae dans les régions de formation stellaire (voir ill. 3) constituent une grande partie des électrons du rayonnement cosmique, qui sont responsables du rayonnement radio. Une carte, réalisée à partir du rayonnement radio mesurée dans une large gamme de fréquences, nous montre la répartition des champs magnétiques, qui deviennent « illuminés » par ces électrons. Ils parcourent un trajet en spirale le long des lignes de champs magnétiques. L’intensité du rayonnement radio est une mesure de la puissance totale du champ magnétique, et à partir de la direction du rayonnement radio polarisé, on peut déterminer la direction du champ magnétique dans les galaxies.
La galaxie d’Andromède (M31) est, avec son éloignement d’environ 2 millions d’années-lumière, la plus proche galaxie spirale et la première dont le rayonnement radio (en 1950) a pu être mis en évidence. L’illustration 7 montre une mesure radio de M31 datée de 1996. Elle a été réalisée avec le radiotélescope de 100 m à une longueur d’onde de 6 cm; avec 25 heures de temps d’observation il s’agit de la plus précise et jusqu’ici de la meilleure carte radio de cette galaxie. Le puissant rayonnement radio provient de la structure en forme d’anneau, dans laquelle les nuages de gaz sont concentrés. Là les champs magnétiques sont ancrés, et de nouvelles étoiles se forment en permanence, dont quelques une finiront par devenir des supernovae. Avec le télescope de 100 m, il est bien venu, de justifier pour la première fois le rayonnement radio polarisé dans de nombreuses galaxies voisines et de ce fait déduire de leurs champs magnétiques interstellaires les grandes structures spatiales. Les champs magnétiques dans les nuages de gaz des galaxies constituent l’explication principale de la naissance d’étoiles et peuvent aider à la formation des bras spiraux dans les galaxies.
Pulsars, phares de l'univers
Un pulsar naît au cours de l’explosion d’une supernova, le dramatique effondrement gravitationnel d’une étoile massive, après qu’elle ait utilisé tout son combustible nucléaire. Une étoile qui explose en supernova peut devenir pendant un cours instant plus brillante que la galaxie entière dans laquelle elle est observée. Les restes d’une telle explosion, qui déjà avait été observée en 1054 par des astronomes chinois, sont visibles aujourd’hui comme des formations nébuleuses en filigranes (nébuleuse du Crabe, Ill. 8). Pendant l’explosion de la supernova, l’enveloppe externe est éjectée, le noyau de l’étoile s’effondre jusqu’à devenir un objet d’une taille de seulement 20 à 30 km, une étoile à neutrons.
Les étoiles à neutrons sont des objets extrêmes: elles sont environ un demi million de fois plus massives que la Terre et tournent sur elles-même jusqu’à 40000 fois par minute. Elles sont freinées par un intense champ magnétique, par l’intermédiaire duquel leur énergie de rotation est transformée en rayonnement électromagnétique. La perte d’énergie équivaut à l’intensité lumineuse du Soleil. Le rayonnement étroit et conique d’une étoile à neutrons se présente comme le signal d’un phare cosmique, qu’il est toujours possible d’observer quand la Terre se situe dans l’axe du rayonnement. Un tel signal radio pulsant est visible sur l’illustration 8. Les premières sources radio pulsantes, ou pulsars, on été découvertes en 1967; plus de 1000 ont été découvertes au jour d’aujourd’hui. Le pulsar à l’intérieur de la nébuleuse du Crabe tourne sur lui-même environ 30 fois par seconde.
Le radiotélescope de 100 m, grâce à sa sensibilité, est unique dans l’observation de ce domaine des courtes longueurs d’onde. Ce domaine du spectre électromagnétique est très intéressant pour les pulsars car il est très proche du rayonnement émis par la surface du pulsar. Depuis quelques années on arrive à observer des pulsars avec le radiotélescope d’Effelsberg à des longueurs d’onde millimétriques, les plus courtes longueurs d’ondes radio auxquelles ils peuvent être observés. Les scientifiques de Bonn ont décroché le "record du monde" en réalisant des mesures à une longueur d’onde de 3 mm. Les résultats promettent des indications cruciales dans la compréhension des processus de rayonnement des pulsars, qui ne sont pas encore totalement élucidés aujourd’hui.
L'Institut à Bonn
L’origine du Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR) remonte à l’année 1966. De cette manière on a créé en Allemagne un institut performant dans le champ de recherches de la radioastronomie. Il possède un siège principal avec 5 branches techniques, la branche astronomie ainsi que l’administration se situent à Bonn. Depuis 1973 l’institut est en partenariat direct avec L'Institut astronomique de l’université de Bonn et est hébergé dans un bâtiment à Bonn-Endenich qui a été construit en 1983.
Le travail du MPIfR consiste essentiellement jusqu’à aujourd’hui à analyser les observations qui sont effectuées au radioobservatoire d’Effelsberg. L’institut participe régulièrement à des observations dans le cadre d’un réseau de radiotélescopes aux Etats Unis ainsi qu’en Europe, et avec lequel des observations radiointerférométriques avec de très grandes lignes de base peuvent être réalisées. Avec de telles observations on simule un radiotélescope virtuel de plusieurs milliers de kilomètres (!) de diamètre, et on atteint ainsi les plus hautes résolutions spatiales qu’il nous est possible d’obtenir. Pour l’utilisation de ces données d’observation, l’institut exploite en commun avec l’office fédéral pour la cartographie et la géodésie (et l’institut géodésique de l’université de Bonn) un calculateur spécial, le corrélateur.
La branche électronique du MPIfR développe des amplificateurs réfrigérés avec extrêmement peu de bruit de fond, qui pourront être installés pour l’utilisation du radiotélescope de 100 m dans une large gamme de fréquences (de 800 MHz à 43 GHz). L’illustration 10 montre un système de réception moderne de haute sensibilité pour les observations jusqu’à une longueur d’onde de 9 mm. Un autre point important est la mise en valeur du domaine des courtes longueurs d’ondes, qui ne sont pas observables avec le radiotélescope de 100 m. Le télescope de 30 m du Pico Veleta en Espagne et le télescope APEX de 12 m du plateau de Chajnantor, à 5000 m d'altitude, au Chili ont été construits dans ce but; une branche du MPIfR se consacre au développement de systèmes de réception pour les domaines submillimétrique et infrarouge du rayonnement électromagnétique, qui en dehors des télescopes terrestres pourront également être installés dans l’observatoire aéroporté SOFIA dans le cadre de la mission spatiale FIRST.
Les domaines de recherche scientifique de l’institut englobent l’exploration de la physique des étoiles, des galaxies et de l’univers. Les thèmes principaux de recherche se situent également dans l’évolution des étoiles, jeunes objets stellaires, étoiles dans des stades d’évolution avancés et pulsars. A cela on peut également ajouter l’étude du milieu interstellaire de notre Voie Lactée et des autres galaxies, comme le centre galactique et ses environs. Des travailleurs de l’institut étudient les champs magnétiques dans l’univers, les radiogalaxies, les quasars et autres galaxies actives, les poussières et gaz à des distances cosmologiques, les galaxies des premières phases de l’univers, le rayonnement cosmologique, le domaine de la physique des hautes énergies et la théorie du développement stellaire et des noyaux actifs des galaxies. Un aperçu représentatif décrit ces travaux dans les pages de recherche un peu plus haut.
Le radio-observatoire d'Effelsberg
Le radiotélescope de 100m constitue le cœur du radio-observatoire d’Effelsberg. Il est, en dehors des collaborateurs de l’institut, également utilisé par un grand nombre de scientifiques invités, allemands ou étrangers.
La photographie aérienne donne un bon aperçu des installations de l’institut. Elle montre le radiotélescope en 1998, année au cours de laquelle la surface du miroir dans sa zone extérieure a été renouvelée, et les bâtiments de contrôle sur le versant de la colline (en bas à gauche), qui comportent également à côté de la salle de commande des pièces contenant des appareils de mesure et des calculateurs, des laboratoires d’électronique, des ateliers et des appartements pour les scientifiques de passage.
Le visiteur a une vue panoramique sur le radiotélescope à partir d’un point de vue situé à proximité. On peut, en dehors du miroir de la parabole, également admirer la structure de soutènement et les moteurs d’entraînement sur le rail de 60m.
Le miroir de la parabole a pour fonction de concentrer les rayonnements incidents en provenance de l’espace dans un foyer, appelé foyer primaire. Le foyer se situe à 30m de hauteur au-dessus de la surface du miroir. Avec un miroir de déviation aux environs du foyer, le rayonnement radio est réfléchi vers un deuxième foyer (foyer secondaire) au centre du miroir. Des cabines dotées de systèmes de détection non bruités, qui peuvent être intervertis, se trouvent aux deux foyers (Ill. 13, encore avant l’installation de nouveaux panneaux sur la surface externe du miroir du télescope).
Le radiotélescope est en activité de mesure ininterrompue 24 heures sur 24, en dehors des temps d’attente. Il peut tourner sur un rail horizontal et s’incliner grâce à l’aide d’une roue dentée. Il peut ainsi, grâce à ces mouvements, pointer chaque source astronomique visible dans le ciel. Il fait partie, depuis presque 30 ans, des plus importants instruments d’observation radio-astronomiques.
Conférence d’information pour les groupes de visiteurs d’avril à octobre.
Inscription indispensable:
Tel. 0 22 57 - 301 - 101
Fax 0 22 57 - 301 - 105
Les radiotélescopes
Effelsberg: 100m
L’instrument d’observation principal du Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR) est le radiotélescope de 100 m (voir l’image du titre), qui a été construit par une équipe de travail de la firme Krupp/MAN dans une vallée à Bad Münstereifel-Effelsberg, et qui est entré en service en 1972. Le télescope est aujourd’hui encore l’un des deux plus grands radiotélescopes entièrement orientable sur Terre, en outre il constitue le plus performant télescope dans le domaine des courtes longueurs d’ondes du rayonnement radio, environ entre 6 mm et 2,8 cm. Un principe de construction spécifique a été pour la première fois appliqué à ce télescope, la déformation de la surface du miroir à cause de la gravité reste faible même pour des longueurs d’onde extrêmement courtes.
Au total le radiotélescope de 100 m permet l’observation d’un large domaine de longueurs d’onde de 3,5 mm à 35 cm. Pour recouvrir ce domaine, l’utilisation de 18 systèmes de réception différents est indispensable.
Le financement du projet est surtout dû à la fondation Volkswagen. Des fonds supplémentaires ont été apportés par le Land du Nordrhein-Westfalen et la Société Max Planck. L’ancien ministère fédéral de la recherche et de la technologie, aujourd’hui le ministère fédéral pour la formation et la recherche, a financé quelques parties spéciales de l’équipement.
Le lien suivant vous conduira à une page où vous trouverez des informations plus détaillées au sujet du radio-observatoire d’Effelsberg, comme un tableau avec les données techniques du télescope.
Pico Veleta: 30m
Pour l’observation du rayonnement radio millimétrique, un institut spécial (IRAM, dont le siège est à Grenoble, en France) a été créé, sous l’action commune de l’Allemagne, la France et l’Espagne. Le MPIfR a conçu un radiotélescope pour les observations millimétriques. Ce télescope (Ill. 14) a été construit durant la période 1980-1984 à 2920 m d’altitude dans la Sierra Nevada au sud de l’Espagne et cédé à l’IRAM. Il est employé jusqu’à une courte longueur d’onde de 0,8 mm et constitue à travers la combinaison d’un grand diamètre de 30 m et d’une très fine précision de surface du miroir de 0,07 mm le radiotélescope le plus précis du monde pour les mesures à de courtes longueurs d’onde millimétriques.
Le financement du projet est dû essentiellement à Volkswagen-Stiftung.
La société Max Planck et ses instituts
La Max-Planck-Gesellschaft pour la recherche et la science est une organisation de recherche indépendante et à but non lucratif. Elle a été fondée le 26 février 1948 pour succéder à la société de l’empereur Guillaume.
La Max-Planck-Gesellschaft soutient en priorité la recherche dans ses 81 propres instituts ainsi que stations de recherches, laboratoires et groupes de travail. Au centre des activités se trouve la connaissance orientée et l’ouverture d’applications en recherche fondamentale dans les sciences naturelles, la médecine et les lettres, et les sciences humaines. On comprend ainsi que les instituts Max-Planck on acquis le titre de "centre d’excellence" en recherche fondamentale en comparaison mondiale de leurs équipements de recherche. A leur diversité de thèmes scientifiques les instituts Max-Planck ajoutent le travail des universités et autres équipements de recherche dans des domaines importants de la science. Quelques instituts Max-Planck mettent leurs coûteux équipements et appareillages à disposition des chercheurs d’universités allemandes et de leurs collègues extérieurs. Cela est aussi le cas du Max-Planck-Institut für Radioastronomie avec son radiotélescope de 100 m.
Le financement de la société Max-Planck s’effectue surtout à travers des budgets publics de l’Etat fédéral et des Länder. Le budget s’élevait en l’an 1999 à environ 2,2 milliards de DM. Actuellement, 11500 employées et employés travaillent pour la société Max-Planck, parmi eux quelques 3100 chercheurs. On peut y ajouter par année près de 6500 doctorants et chercheurs invités.
Actuellement, le Max-Planck-Institut für Radioastronomie dispose pour une année entière d’environ millions de DM. 200 employées et employés travaillent à l’institut à Bonn et au radio-observatoire d’Effelsberg. On peut y ajouter par année environ 35 doctorants et chercheurs invités.
Mentions d’impression
Les textes et illustrations contenus dans ces pages existent également sous la forme d’un dépliant, disponible lors des conférences d’information pour les groupes de visiteurs au pavillons des visiteurs à proximité du radiotélescope d’Effelsberg.
Crédits ci-dessous (Mentions d’impression):
Editeur: Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR), Bonn
Photos: MPIfR, en dehors de, Ill. 1: Observatoire anglo-australien (David Malin), Ill. 5: Trame-VLA: Observatoire national de radioastronomie NRAO (Rick Perley), Ill. 8: Nébuleuse du crabe (Sven Kohle), Abb. 11: Bureau d’ingénieurs Aerocart, Bonn, Ill. 16: MPG, Munich
Rédaction: Norbert Junkes
Traitement d’image: Walter Fußhöller (Abb. 5, 6, 8)
Travail internet: Christian von Holt
Traduction en langue française: Guillaume Souvrain
Organisation graphique et composition: OUTFIT - Agentur für Konzeption und Gestaltung, Bonn
Impression: Köllen Druck und Verlag GmBH, Bonn
ur 3/2013