Il est important de comprendre le  vocabulaire spécifique et les unités utilisées en astrophysique pour avoir une compréhension correcte du sujet. Voici donc un petit condensé de certains termes précis que l’on retrouve fréquemment dans l’étude des FRBs.

Mesures de distance

• L’unité astronomique (UA) : Il s’agit de l’unité de longueur des systèmes astrophysiques. Elle équivaut à environ la distance Terre-Soleil soit 150 millions de km.
• L’année-lumière (al) :  Il s’agit bien d’une unité de mesure de distance et non pas de temps comme on pourrait le croire. Elle représente la distance parcourue par un photon pendant une année. Elle vaut environ 9 500 milliards de km. Pour l’imaginer, il faut savoir qu’une année lumière est 500 fois plus grande que notre système solaire. Une année-lumière vaut approximativement 63 241 unités astronomiques
• Le parsec (pc) : Il s’agit de la distance à laquelle 1ua sous-tend une seconde d’arc. Il vaut 30 000 milliards de kilomètres, 206.265 ua, 3.26 al.
• Tableau de conversion :

Lexique

• Le Jansky (Jy) : Il s’agit d’une unité utilisée en radioastronomie pour mesurer la densité de flux de signaux radio galactiques ou extra-galactiques. Il vaut en unité SI 10⁻²⁶ W.m^-2.Hz^-1.
• La densité de flux : Il s’agit de la mesure du flux d’énergie sous forme de rayonnement électromagnétique à travers une surface donnée. Contrairement à l’intensité, cette mesure permet de prendre en compte la surface de mesure et donc dans notre cas la taille des télescopes utilisés de façon à offrir des données comparables quelque soit le lieu d’acquisition.
• Les perytons : Il s’agit de très brefs signaux radios mais d’origine terrestre. C’est le nom donné par l’équipe d’Emily Petroff aux signaux provenant du micro-ondes qui avaient perturbé le radiotélescope de Parkes.
• La mesure de dispersion (DM pour dispersion measure) : La dispersion correspond à la dépendance en fréquence de la vitesse d’une onde électromagnétique (si elle voyage dans un milieu différent du vide). Cela intervient notamment lorsqu’une onde radio voyage sur de grandes distances à travers le « vide intergalactique », ce qui prouve qu’il n’est pas entièrement « vide ». Ainsi, dans le cas d’un signal lointain comprenant plusieurs fréquences (comme un FRB), on détectera celles-ci successivement et non pas d’un seul coup. Cette valeur dépend de la distance entre la source d’émission et le récepteur mais aussi de la densité de l’espace traversé.  On comprend donc que cette mesure soit utile pour l’évaluation des distances et la localisation des sources de FRBs. Mais cela implique aussi qu’une fois les FRBs localisés, on pourrait apprendre de ces signaux de nombreuses caractéristiques de l’espace entre eux et nous.
• La polarisation : Il s’agit d’une propriété des ondes électromagnétiques qui est de fixer une orientation et une amplitude pour la composante électrique de l’onde. Il existe plusieurs types de polarisation. On parle sur ce site de polarisation linéaire et circulaire. La première consiste à fixer le champ électrique dans un seul plan, la seconde lui permet de décrire uniquement un cercle prédéfini. Cette vidéo illustre ce principe.
• Étoile à neutrons : Il s’agit du résultat du phénomène appelé supernova correspondant à l’explosion d’une étoile. Une étoile à neutron est donc la conséquence de l’effondrement gravitationnel du cœur d’une étoile. L’ensemble des couches externes sont disloquées et éjectées. La boule résultante est extrêmement dense (1.5 à 3 fois la masse du Soleil) et a un diamètre d’environ 30km. Elle est principalement constituée de neutrons. L’étoile à neutron tourne très rapidement sur elle même et produit un fort champ magnétique.