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Séminaire Radio astronomie 24 Novembre 2012 Animé par Didier PIERSON 1 Antenne mobile de Karl Jansky 1931 (Credit NRAO) Diplômé en Radio Astronomie Dept.

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2 Séminaire Radio astronomie 24 Novembre 2012 Animé par Didier PIERSON 1 Antenne mobile de Karl Jansky 1931 (Credit NRAO) Diplômé en Radio Astronomie Dept of Physics & Astronomy University of Manchester. Jodrell Bank observatory V Association ANDROMEDE - MARSEILLE

3 sommaire Introduction 1)LUnivers invisible Caractéristique des ondes radio Principes physiques des émissions en ondes radio – Thermique et non thermique – Effet Doppler 2) Les radio télescopes Caractéristique des antennes et des récepteurs – Différents types dantenne – Linterférométrie 3) Les diverses sources radio Sources Ponctuelles : Planètes, étoiles, quasars, pulsars, molécules interstellaires Sources Etendues: Galactiques et extra galactiques, Starburst, AGN radio galaxies, CMB. 4) Quelques études de cas (Selon temps disponible) 2D.Pierson

4 3 Branche récente de lastronomie. Prend son essor et devient une nouvelle discipline à la fin de la 2ème guerre mondiale en (Grâce aux travaux sur les radars gamme GHz) Avant, on ne pensait pas que les objets célestes puissent être visibles autrement quen optique !! Karl Jansky, 1933 découvre grâce à une antenne filaire rotative simple peu directive (λ=14,6m) une source radio ponctuelle dans la direction du centre Galactique. Tous les 23H56 mn la source atteint son maximum. Après un an le décalage atteint 24H. De cette périodicité, Jansky conclut quil sagit dune source fixe émise du centre Galactique. (période sidérale). Cette découverte qui passa inaperçue a ouvert un énorme champs de recherche aux astronomes. Personne nimaginait que lUnivers puisse contenir dinnombrables sources radio. LA RADIO ASTRONOMIE Maxwell. ( ) Unifie champs électrique et magnétique. Théorie électromagnétique. Hertz (1888) teste cette théorie en construisant un émetteur à ondes radio en bande centimétrique. En 1895 W. Rontgen avait montré que le spectre électromagnétique sétendait vers les rayons X

5 4 Grote Reber En 1937 confirme grâce à une antenne parabolique de 9.5m de sa fabrication lémission radio de la Galaxie. Il découvre (1944) les deux radio sources les plus brillantes de la Galaxie (Cassiopée A et Cygnus A) Penzas and Wilson (1965) Grâce à une antenne cornet qui servait à lécoute des satellites découvrent le fond de rayonnement cosmique de lUnivers en micro ondes (2 mm) (CMB). prédit par Gamow. Cela confirme la théorie du Big Bang et de lexpansion de lUnivers. (Nobel 1968) Sir Bernard Lovell Ingénieur Radar conçoit le premier radiotélescope géant à antenne parabolique. (Antenne 76m !) à Jodrell bank (UK) en Première détection de la raie HI à 21cm. Toujours en service. John Kraus ( ) autre pionnier Professeur à lUniversité dOhio à écrit de nombreux ouvrages sur la radio astronomie et conçu de nombreuses antennes. Détection Quasars distants (1974), cartographie du ciel radio... Credit NRAO Credit Jodrell Bank Univ Manchester

6 5 I- LUnivers invisible

7 6 Name of bandPosition HF High Frequency 10 m) VHF Very High Frequency MHz ( m) UHF Ultra High Frequency 300 MHz - 1 GHz (30cm - 1m) Microwaves GHz ( cm) L-band ~ 20 cm (~1.5 GHz) S-band ~ 10 cm (~3 GHz) C-band ~ 6 cm (~5 GHz) X-band ~ 3 cm (~10 Ghz) U-band ~ 2 cm (~15 GHz) K-band ~ 1 cm (~30 GHz) Micro ondes centimétriques ondes radio De 1mm (300 GHz) a 10 Km (30 KHz) Les sources radio sont caractérisées par des objets à faible rayonnement énergétique et à fréquence basse. ondes millimétriques 1 cm -1 mm (30 GHz – 300 GHz) Du millimétrique au kilométrique

8 7 Bandes de fréquence dédiées par lUIT à la radio astronomie libres de perturbations électromagnétiques

9 8 Caractéristiques et spécificités des ondes radio Traversent latmosphère entre 1cm et 10m (au delà réflexion ionosphère) Les antennes nont pas à être installées sur un point haut. (sauf millimétriques) Au contraire. Un point très bas isolé limite les interférences avec les sources polluantes terrestres (radio,TV…) Observations possibles 24/24 H Pénètre les nuages de poussière de la Galaxie Rayonnement optique, et ondes radio sont les seuls observables depuis le sol

10 9 Les ondes électromagnétiques Le mouvement périodique de cette onde est caractérisée par : Son Amplitude (fonction sinusoidale) = Energie Sa Longueur donde (λ) = Distance en mètres séparant deux pics. ou Fréquence (ν) ou (F) en Hertz. = Nombre de périodes par seconde. c = vitesse de déplacement de londe dans le vide = vitesse de la lumière Fréquence, période et longueur donde Fréquence: Nombre de périodes par secondes Ex: T = 2s ν = 0.5 Hz ν (Hz) = 1 /T (s) Période: Vitesse (c) de déplacement de londe dans lespace à la fréquence (f) λ = c /ν (Hz) ν (Hz) = c / λ Longueur donde: distance entre deux maximum.

11 10 Une onde électromagnétique comporte deux composantes: Electrique et magnétique. Elles se propagent dans deux plans perpendiculaires lun à lautre selon une trajectoire linéaire ou circulaire. Onde polarisée linéairement c = λ ν λ = c / ν ν = c /λ Hzm Vitesse lumière Km.s -1 Onde polarisée circulairement

12 11 Il existe deux catégories de rayonnement pour étudier les objets astrophysiques car les ondes électromagnétiques peuvent être produites par deux processus physiques: Au dessus du zéro absolu, les atomes sont en mouvement constant. Cela traduit lénergie thermique dun objet astrophysique. (1/2mv² = 3/2 kT) L accélération des particules chargées (électrons/protons) en constante interaction se manifeste par un rayonnement électromagnétique continu sur toutes les fréquences. Dans le cas du corps noir de Planck, le rayonnement est lié uniquement à la température de lobjet. 1. Dorigine thermique 2. Dorigine non-thermique. Un rayonnement continu par effet synchrotron lié a un champs magnétique

13 12 Corps noir : Loi de Planck Un objet en équilibre thermique rayonne dans toutes longueurs dondes. Distribution luminance spectrale énergétique (SED) dun corps noir à différentes températures Donc, la loi de Planck peut être simplifiée: Loi de Raleigh-Jeans F λ = 2c k T ou Fν = 2kT λ 4 λ 2 Loi linéaire ou F = f( T / λ) 1) Rayonnement continu dorigine thermique Pour F (B) en radio on parle de Température de Brillance Mais, on voit sur la courbe que les ondes radio qui sont longues correspondent à des milieux froids (10K …) De plus, elles se situent dans la partie linéaire de la courbe. (Raleigh-Jeans tail)

14 13 Flux dune source radio ponctuelle: La densité du flux ( F) en Watts. m-² est obtenue à partir de lénergie reçue par lantenne. 1 Jy = Wm -2. Hz -1 Distribution du flux dune Source radio étendue: La densité du flux (Sν) se mesure en Wm -2. Hz -1 La source sous tend un angle solide Ω Sν = F ν. Ω Ω = Omega: Unité dangle solide (stéradian = sr) Sν = Wm -2. Hz -1 (Avec énergie uniforme sur tout langle sous tendu) Selon la nature de la source, lénergie des photons peut être mesurée de deux façons: (F) se mesure se mesure en Wm -2. Hz -1 Lunité de mesure est le Janski F ν = L / 4 πd² (Les plus lumineuses sources lointaines ~ Jy ) Ω

15 14 Cest un moyen puissant détude des sources radio et du champs magnétique des objets astronomiques. 2) Rayonnement dorigine non thermique Le rayonnement synchrotron Lorsquune particule chargée (électrons libres ou protons) entre dans un champs magnétique elle est: Soumise à une force perpendiculaire à son sens de déplacement ( ν L ). Ce qui engendre son mouvement hélicoïdal. Ces populations délectrons couvrent un large spectre de fréquences (vents stellaires, explosions SN) MHz à GHz Images: Jodrell Bank Observatory. Intro radioastronomy Ces électrons originaires de sources très énergétiques voyageant à des vitesses proches de celle de la lumière peuvent être focalisés en faisceau soumis à des effets relativistes

16 15 Le spectre du rayonnement synchrotron est aussi continu mais à linverse du rayonnement thermique car il décroit vers les hautes fréquences et croit vers les basses fréquences La pente descendante de la courbe de rayonnement synchrotron est liée à la distribution dénergie des électrons accélérés. Montante vers les basses fréquences signifie que les électrons les moins énergétiques sont les plus nombreux. La fréquence à laquelle le rayonnement synchrotron est émis est fonction de : Lintensité du champs magnétique a laquelle les électrons sont soumis. La fréquence de Larmor (nombre de rotation par secondes). Le Facteur de Lorentz (ϒ) qui est une mesure relativiste de leur vitesse, donc de leur énergie et par suite de leur masse. (E=mc²) Hautes fréquences Basses fréquences

17 16 Mesure du rayonnement Synchrotron La fréquence de Larmor (Larmor frequency ( ν L) est le nombre de rotations quun électron effectue par seconde soit : ν L = e. B 2π. m e ν L = Hz e = Charge de la particule B = champs magnétique en Tesla me = Masse de la particule Plus le couple exercé par le champs magnétique (B) sur la particule (m) est élevé, plus la rotation est rapide. Mais cela ne suffit pas. Avec B = Tesla dans le MIS ν L = 28 Hz !! au lieu de GHz ou MHz mesurés. Pour expliquer les fréquences mesurées il faut quun second facteur daccélération plus puissant intervienne: Cest le Facteur de Lorentz. Les ondes de choc de phénomènes violents (SNIIa, vents stellaires…) ont pour effet daccélérer une large population délectrons déjà en rotation dans une direction donnée à des vitesses (v) relativistes proche de celle de la lumière. Elle est déterminée comme suit: (ϒ)(ϒ)

18 17 car si v tend vers c => ϒ Avec ν = 99,983% de c ϒ ~6000 Par suite, un électron donné aura une fréquence augmentée avec un pic de fréquence correspondant au produit de ces deux facteurs (Larmor et Lorentz) soit : La valeur du facteur de Lorentz (ϒ) représente un fort facteur daccélération lié à la vitesse des particules. Il se calcul avec léquation relativiste ci-dessous: F = ν L x ϒ² La valeur de (ϒ) est fonction de la vitesse (v) de la particule accélérée Les faisceau délectrons est polarisé linéairement Pour comprendre la formule ci-dessus, se référer aux transformations de Lorentz. Effets relativiste de la dilatation du temps et de lespace Ex: Pour un 1 GHz ϒ = 10 9 / 28Hz = 5976

19 18 Courbes dénergie de plusieurs sources thermiques et non thermiques de notre ciel Daprès Kraus 1966 A titre dexemple Thermique Synchrotron

20 19 Leffet Doppler permet de mesurer la vitesse relative de déplacement dun objet par rapport à lobservateur par la mesure du décalage spectral entre une raie de fréquence connue au repos ( λe) et sa fréquence observée ( λo). z = λo - λe = Vr = Ho. d λo λe c Avec Vr = Km.s-1 Déplacement source λo = Longueur donde observée λ e = Longueur donde émise d = distance en Mpc Ho = Cte de Hubble en Km.s-1. Mpc-1 Les raies Spectrales (origine thermique) Dans certaines situations les corps célestes peuvent produire des raies spectrales atomiques ou moléculaires en émission ou en absorption qui les caractérisent. Lorsque lobjet se déplace sur la ligne de visée la fréquence observée augmente ou diminue. (Voir Lois de Kirchoff) Si λo > λe Eloignement (décalage vers rouge) Si λo < λe Rapprochement (décalage vers bleu) ΔVr = (Δλ) x c λo λe La valeur minimum mesurable de (ΔVr) permet de définir la résolution du spectrographe.

21 20 Transitions hyperfine par Inversion du spin : Les atomes et les molécules ont identifiables par leur spectre électromagnétique en émission ou en absorption (Lois de Kirschoff). Chacun possède sa propre signature spectrale. Mécanismes générateurs de raies spectrales en bande radio. Du mm au cm. ATOMES Dans les milieux froids (10-30K) de lUnivers: Espace interstellaire diffus, nuages moléculaires, atmosphère détoiles K,M…. les raies spectrales des atomes et des molécules correspondent à des transitions liées à de faibles niveaux dénergie. On les détectes en ondes radio ou IR Exemple de raies spectrales à faible énergie : Atomiques : 21 cm ou 1420 MHz (HI)

22 21 Effet MASER astronomique (Micro wave Amplified Stimulated Emission of Radiation) Source de rayonnement non-thermique Dans des zones très compactes des nuages moléculaires la densité de certaines molécules est beaucoup plus importante et leurs raies démission peuvent être amplifiées exponentiellement lorsquelles sont irradiées par une source intense proche (étoiles) ou lorsquelles entrent en collision avec le gaz H2. Il se produit une inversion de population. (plus de molécules ionisées). Certaines molécules étant relativement peu nombreuses, (OH, H²O, CH3OH, SiO…) ce phénomène damplification facilite leur détection y compris dans des galaxies extérieures. Le phénomène sapparente néanmoins au mécanisme de formation de raies spectrales en émission.

23 22 Modes rotationnels et vibrationnels des molécules: Les transitions en mode rotationnel se traduisent par des raies détectables en ondes radio (mm et cm). carbone oxygène Vibration (strech) rotation Sans rotation rotation composées de plusieurs atomes, les molécules jouissent de plus grandes libertés de mouvement mais leur identification est plus complexe. Exemple avec la molécule CO MOLECULES Raie 18cm ou 1665 MHz (OH) Raie : 9 cm ou 3330 MHz (CH) Les transitions en mode vibrationnel se traduisent par des raies détectables dans la partie Infra Rouge du spectre (micron)

24 23 II- Les radio télescopes terrestres Fondamentalement un radio télescope peut sapparenter à un télescope optique. En particulier: Sensibilité des récepteurs (signaux peu énergétiques) Grandes antennes pour bonne résolution spatiale et niveau de réception. Les bruits parasites (Seuil de détection bas ) Influence des signaux reçus hors de laxe central (lobes latéraux ) Mais, les sources radio sont caractérisées par de faibles énergies et des ondes à basses fréquences (1cm à 10 m soit 30 GHz à 30 MHz) La manière de collecter ces ondes radio dans une bande très large voir jusquà 300 GHz avec les micro ondes impose des contraintes spécifiques au design et aux caractéristiques des antennes et des récepteurs.

25 24 En raison de létendue de la bande radio, la conception des radio télescopes terrestres doit sadapter à diverses contraintes. Ex: Taille, forme et implantation des antennes Jodrell Bank (UK) Le Lovell 76m. Le grand pionnier Nançais, France. Le grand télescope Miroir Plan 200 x 40 m. ALMA (Chili) Fixes Mobiles En réseaux PARABOLIQUES RESEAU (ARRAY) Nançais. Réseau décamétrique FILAIRE Grosses structures difficiles à déplacer

26 25 Là, un ampli BF muni de divers filtres et oscillateurs assure le traitement du signal qui est ensuite converti en numérique pour être traité par un ordinateur. Les ondes longues imposent de grandes antennes pour obtenir une résolution angulaire proche ou égale à celle des télescopes optiques. Lantenne radio majoritairement parabolique capte les ondes et les réfléchi vers le foyer où se concentre lénergie. A ce foyer (équivalent de loculaire) est placé un cône de réception à faible bruit qui converti les ondes électromagnétiques en courant électrique de faible intensité pour les acheminer à la salle de contrôle Le télescope ne forme généralement pas dimage comme en optique. Les signaux reçus sont additionnés en un seul point analogue à un pixel. Pour former une image, il faut multiplier les scans sur une source étendue. Aujourdhui, des antennes uniques a miroir secondaire mobile peuvent recevoir au point focal des récepteurs multicanaux pouvant chacun travailler sur une bande de fréquence différente.

27 26 Augmenter la taille de le lantenne donc sa surface collectrice augmente son Gain (la sensibilité est proportionnelle au carré du diamètre). Le pouvoir de résolution est fonction de son diamètre Il existe différents modes de focalisation: La polarisation du signal qui peut être mesurée (composante électrique) intervient dans le design Prime focus Foyer secondaire (Cassegrain) f/D plus grand. Plusieurs récepteurs possibles au foyer LANTENNE Lobe principal dans laxe. Lobe latéraux sur les côtés (Front donde) Les ondes parallèles à laxe sont réfléchies au point focal où elles sadditionnent si elles sont en phase. Antenne à foyer primaire (mono feeder) Dans tous les cas L1 + L2 doit être constant Miroir secondaire Hyperbolique

28 27 Phase du signal et amplitude Les deux signaux ci-dessus arrivant en phase leurs amplitudes sadditionnent (sinusoïde verte). Ce courant pourra être amplifié Les deux signaux ci-dessus arrivant 180° hors phase lamplitude résultant de leur addition est nulle (droite verte)

29 28 Calcul de louverture du lobe de réception à mi-puissance (HPBW) avec la formule théorique du pouvoir séparateur : (critère de Rayleigh) r = 1,22 λ/D ( D en mètres ) Objets séparés si écart > r (radians) Sensibilité et Résolution angulaire (pouvoir séparateur) HPBW Plus langle est fermé plus le signal radio reçu est net. Le coefficient 1.22 dépend de luniformité de surface de parabole illuminée par le signal. Diagramme polaire de réception dun radio télescope avec lobe principal et lobes secondaires. Le contour bleu représente la sensibilité de linstrument par rapport à laxe principal. Lintersection courbe bleue/ligne pointillée marque langle pour lequel la sensibilité est moitié de la valeur Max (HPBW) 1 radian = 57,3 ° soit 180°/ π 500 nm = 500 x m mmDegréssec '' λ D 57,31,220,216,42,29 57,31,220, ,0152,849 57,31,220, ,40,000010,020 57,31,220, ,20,000170,63 57,31, ,000170,63

30 29 La taille et la finesse dun miroir (D) sont définies par des contraintes liées à la longueur donde. Le maillage doit être inférieur à la plus petite longueur donde a recevoir. La parabole doit être rigide pour éviter toute déformation et sa courbure précise. Greenbank radio télescope 100 m Image credit : Strobel Ex: Pour une longueur donde à recevoir de: 10 m Une trame a mailles larges de 0.50 mètre suffit ou même un simple fil de longueur adaptée. (réseau décamétrique Nançais) 10 cm Une parabole avec écart entre mailles ou défauts dassemblage < 0,5 cm 1 cm Lécart entre les mailles ne doit pas dépasser 0,05 cm (5mm) En pratique, cela signifie que le maillage du « miroir » collecteur ou les défauts de sa surface doivent être inférieurs à λ / 20

31 30 POINTAGE & ASSERVISSEMENT Lobjet nétant pas visible optiquement, le pointage de la source doit se faire par rapport à laxe du lobe de réception avec une précision de lordre de 1/20 de son ouverture. Soit par exemple Pour 2 degrés x 1/20 = 6 arc pour le pointage Le guidage nécessite une bonne précision du suivi en azimut et en élévation. Et 4 fois meilleure pour la précision de lencodage du guidage = 6/4 = 1,5 Pour cela on utilise un système dasservissement informatique pour suivre la source radio en programmant ses coordonnées célestes en AD et déclinaison. Le système calcul lélévation et lazimut correspondant. Comme pour les télescopes optiques il existe différents types de montures: Equatoriales, altazimutales, méridiennes, fixes. Lantenne peut être montée selon un axe Est Ouest ce qui permet après le choix dun angle de pointage en déclinaison de bénéficier du mouvement de rotation terrestre pour effectuer un balayage de la source.

32 31 2) Lamplificateur basse fréquence: Ce dernier comporte des étages amplificateurs (FI) et une série de convertisseurs et de filtres accordés sur la bande de fréquences (ex: 4 MHz) a analyser. Le niveau global du signal analogique reçu peut ainsi être mesuré sous la forme dune courbe de puissance en fonction du temps en balayant la source. LAMPLIFICATION 2) Lanalyseur de spectre Le signal analogique formant un spectre est échantillonné pour être numérisé et ensuite stocké sur ordinateur pour être analysé. Il est possible de construire une image dune source étendue par combinaison soit de signaux dantennes en réseaux soit de récepteurs muticanaux au point focal. LNC Low Noise Converter 1) Dès que lantenne balaye une source. Laugmentation de signal se traduit par un accroissement de la tension récoltée au foyer. A ce point, est placé un amplificateur à faible bruit (LNC) qui convertit aussi les hautes fréquences en basses fréquences pour les acheminer par câble au récepteur. Pour les antennes a foyer secondaire, un barillet peut être installé pour permettre une adaptation rapide à différentes gammes dondes.

33 32 Enregistrements par Grote Reber montrant laugmentation de signal de lenregistreur pour un pointage de lantenne à différentes déclinaisons vers le centre galactique. (Sagitarius A…) Rés= 6 à 8° λ=1,87 m G.Reber, Cosmic statics, 8 mai 1944, 1944ApJ R

34 33 RADIO TELESCOPES a ANTENNE UNIQUE TELESCOPE MERIDIEN Grand Radio télescope de Nançais Miroir sphérique 300 x 35 m Miroir plan 200 x 40 m Antenne collectrice au foyer: 3 Cornets sur chariot mobile F=1420 MHz = 21 cm Raie H F=1665 MHz = 18 cm Raie OH F=3330MHz = 9 cm Raie CH Lobe N/S =22 arc Temps observation : 1H/j Objets: Comètes; MIS, Galaxie, extra galaxies…) Crédit photos: Didier Pierson

35 34 ARECIBO Porto Rico Le plus grand Antenne sphérique fixe en panneaux daluminium de 305 m diamètre construite dans un effondrement naturel. Récepteur/antennes secondaires mobiles suspendu au point focal. Observe le ciel sur un cône de 40° autour du zénith. Utilise aussi la rotation de la Terre. Usage principal :Objets stellaires, SETI Les antennes paraboliques sont majoritairement utilisées car elles permettent de recevoir de larges gammes de longueurs dondes.

36 35 Green Bank West Virginia(USA) 100 m Entièrement mobile. 100MHz - 116GHz (3.0m - 2.6mm). (secondaire off axis) Institut Max Planck de Radio astronomie Effelsberg (Allemagne) 100 mètres, 1971 A miroir secondaire. 408 MHz – 86 GHz, Altitude 319 m Ouverture prime focus f/D = 0,3 (30 m/100) Résolution : 9,4 à 21 cm Observatoire de Jodrell Bank (1957) (Angleterre) Télescope Lovell :76m 3200T Prime focus. Jusqu 5 GHz f/D= grandes antennes paraboliques entièrement mobiles Résolution environ 1 darc avec f/D ~0,4 Photo Cavendish Crédit photo NRAO Crédit photo Instutut Max Planck

37 Interférométrie Image ci-dessus. Gauche ;2 étoiles vues avec un télescope à antenne unique. Droite deux antennes séparées et reliées en interféromètre donnent des points mieux séparés donc plus nets. Inconvénient : Collecte moins de photons quune antenne unique de taille équivalente L interférométrie en radio permet dobtenir la résolution que lon aurait avait une antenne a taille unique (difficilement réalisable) en groupant les signaux de plusieurs antennes individuelles. En optique avec D=0.20 m λ = 500 nm r = 0.6 sec arc Pour cette même résolution en radio avec λ = 2m D= 800 Km !!

38 Un réseau interférométrique peut être caractérisé par: Le nombre dantennes du réseau. La longueur des lignes de base (vecteur qui joint deux antennes). Linterférométrie consiste à regrouper les signaux des différentes antennes. Pour cela il faut les corréler et effectuer pour chaque ligne de base un calcul par transformée de Fourier. Cela consiste à reconstituer mathématiquement à un spectre en effectuant la somme intégrale des fonctions trigonométriques de chacune des fréquence dune ligne. On obtient en sortie un signal proportionnel à lintensité de la source. Cette technique sest rapidement imposée en radio pour permettre danalyser des sources ponctuelles dont la résolution était inférieur au degré darc. (Arc sec à milli arc sec) puis pour réaliser des images de sources étendues. Interféromètre du plateau de Bure (France) Alt: 2550 m 6 antennes de 15 m Ecart max 760m N/S et E/O Ondes millimétriques Image : IRAM Institut Radio Astronomie Millimétrique

39 38 Exemple: Bruit radio électromagnétique du soleil et de Jupiter Bande AM de 25,5 à 75,5 MHz Petites vagues sonores Diagramme polaire dune antenne dipôle simple deux éléments rapprochés avec plan réflecteur. Améliore légèrement le gain (réduit radiations du sol) Chaque brin dantenne est accordé sur le ¼ de la longueur donde à recevoir (λ/4) Un simple dipôle permet de détecter certaines sources radio à ondes longues (antenne 2 éléments) λ/4λ/2 Vmax

40 39 2 Dipôles combinés en réseau (array). Longueurs câbles identiques pour mise en phase des signaux. Le lobe pointe vers le haut Lajustement de longueur de câble liant chaque dipôle compense les retards par remise en phase des signaux. Cela à équivaut à modifier le pointage et améliore la résolution. Interférométrie simple à deux doublets dantennes Technique de base la plus simple

41 40 a) (VLBI) Réseaux dantennes a Très Longue Base. Parfois très éloignées les unes des autres (1000 Km). Lheure darrivée des signaux est marquée puis ils sont enregistrés séparément et envoyés vers un centre pilote où ils sont regroupés et corrélés pour former limage résultante. Plusieurs techniques de combinaison dantennes paraboliques: Dans les grands télescopes montés en interféromètres les signaux reçus par chaque antennes amplifiés, corrélés (mis en phase) puis intégrés donnent des résolutions jusquau milli arc second (0.001). Lorsque des images sont synthétisées, leur définition est liée au nombre de mesures réalisées par transformée de Fourier. Le système e-VLBI permet aujourdhui déviter de stocker les signaux en reliant par fibre les télescopes du réseau. VLBI: Very Long Base Interferometry

42 41 Réseau de plusieurs antennes reliées directement par câble, fibre ou guide donde à un centre où sont combinés leurs signaux. Les antennes sont généralement mobiles pour adapter les lignes de base à la longueur donde a recevoir λ/D. (base line) et positionnées sur axes E/O et/ou N/S pour balayer la source avec la rotation terrestre. Pour construire une image il faut corréler les mesures de plusieurs lignes de base. En radio les ondes EM ne sont pas focalisées sur une surface au foyer comme avec un télescope optique mais ponctuellement. Il faut donc combiner électroniquement les signaux de plusieurs antennes pour faire une image. Cela se fait par transformation de Fourrier pour chaque ligne de base ce qui donne un signal avec phase et amplitude. Après corrélation et un calcul, la combinaison dun nombre suffisant de lignes donne par intégration une distribution de lénergie de la source. Les images sont dautant plus fines que le nombre dantennes est grand et quelles se répartissent sur une grande distance. b) Réseau à Synthèse douverture (aperture synthesis). Convient pour sources démissions étendues stables et lointaines

43 42 Les 27 antennes parabolique de 25m chacune du VLA donnent un pouvoir de résolution équivalent à une antenne de 36 Km (0,05 darc) et une sensibilité équivalente à celle dun télescope optique de 130m. Mobiles sur rail, disposées en Y avec deux branches de 21Km et un pied de 19 Km Champs dantennes paraboliques du VLA au Nouveau Mexique, 2124m. Images courtesy of NRAO/AUI Les 27 antennes qui disposent chacune dun récepteur peuvent donner en même temps jusquà 351 lignes de base et procurer des images radio de haute qualité après synthèse des signaux.

44 43 EVN European VLBI Network. Opéré depuis Jodrell Bank (UK) 9 antennes réparties sur lEurope. et NRAO Interférométrie à Très Longue Base - VLBI VLBA Very Long Base Line Array Le plus étendu et meilleure résolution au monde. (NRAO) 10 Télescopes de 25 mètres répartis sur 8611 Km. Opéré depuis le Nouveau Mexique

45 44 Les radio télescopes Spatiaux (Voir dernière page) Cobe (1989) (Cosmic Background Explorer) Wmap (2001) Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Planck. Mission ESA (2009) (European Space Agency) Le premier satellite à avoir fourni une image millimétrique de la radiation du fond de rayonnement de lUnivers (NASA) Confirme les résultats de COBE. Sa meilleure résolution angulaire a permis de mieux analyser les petites anisotropies (légères différences de température dans les CMB) Credit WMAP,Science team, NASA Missions: Age de lUnivers, formation des grandes structures, Rayonnement de fond cosmologique, Sources froides. 10 – 90 GHz et 100 – 857 GHz avec 54 bolomètres Gaz moléculaire vu par Planck Image credit : ESA

46 45 ALMA Atacama Large Millimeter Array En service 3 octobre 2011 – 22 antennes en service © Alma / Esp/Naoj/Nrao Sonder lUnivers lointain Dynamique des gaz dans lenvironnement des Galaxies actives( AGN) Starburst, Raies dabsorption OH, H2O, SiO Centre Galactique Cartographier le gaz moléculaire…. Découvrir les premières Galaxies Millimetrique et sub millimetrique Bandes 80 – 600 GHZ Ligne de base de 60 m à 16 Km Altitude: 5100 m 66 antennes de 115 t chaque

47 46 Grands projets SKA (Square Kilometre array) 130 MHz – 25 GHz Surface équivalente à un téléscope de 1 Km Des milliers dantennes sur zone centrale de 50 Km + certaines 4000 Km 2013 construction – Début 2015 !! 100% 2023 Operation International et CEE Program. Nançais impliqué Site : Australie ou Afrique du sud Vue dartiste

48 47 III - Les principales sources radio dans lUnivers Le processus majeur démission radio est dorigine non-thermique

49 48 A - SYSTÈME SOLAIRE Le rayonnement radio du soleil est fort car dominé par lémission thermique des vents (électrons/protons accélérés) de la couronne chauffée à 1 Million de degrés. (λ=0,7 à 2m ). A cela sajoute des émissions temporaires non- thermiques mais très puissantes, polarisées circulairement qui sont liées aux taches solaires et au champs magnétique associé. (Image 327 MHz) Ces émissions sétendent sur une large bande de fréquence. Image: Ejection masse coronale 150 MHz Le Soleil Le radiohéliographe multi antennes cartographie quotidiennement la couronne solaire à différentes altitudes sur 5 longueurs dondes Radiohéliographe de Nançay. © CNRS/INSU. Cercle = photosphère (0,73 m)

50 49 Les Planètes Jupiter 2 types démissions dans 2 bandes radio Décamétrique : Synchrotron Ejection particules Décimétrique : Synchrotron – Champs magnétique Décimétrique : Thermique : Atmosphère Jovien (130K) Le champs magnétique torique équatorial est beaucoup plus fort que celui de la Terre (x~30) Rayonnement synchrotron thermiquesynchrotron Emissions plan Equatorial magnétique Image à λ 13 cm Credit: Australia telescope Compact Array G.A Dulk et al Synchrotron Image tore : L.Pallier, 2003 A lexception de Jupiter les planètes ont un rayonnement thermique faible en radio.

51 50 B – LES ETOILES Lémission thermique des étoiles représentée dans la queue Rayleygh-Jean du diagramme de distribution spectrale est très faible pour des objets dont la température effective est de quelques dizaines de Kelvins (μJy ou mJy) Le flux lié à lémission photosphérique même pour les plus proches (1,3 pc) est difficilement détectable car trop faible. Comme en optique, le pouvoir de résolution des instruments est insuffisant pour produire une image. (sauf Betelgeuse) Les étoiles sont donc normalement invisibles en radio a lexception de quelques phénomènes actifs temporaires liés à laccélération délectrons par déjection de masse, vents stellaires, ou diverses collisions de ces vents. Des émissions chromosphériques de géantes sont détectables Distribution Spectrale Energétique. Faible dans la partie radio à droite.

52 51 C - Principales Sources radio de la voie Lactée Les galaxies ordinaires émettent peu en radio en comparaison avec les radio galaxies (quasars) les plus lointaines observées (1 million fois plus brillantes). En radio on observe dans notre Galaxie: Des émissions diffuses distribuées le long du plan galactique. Des sources ponctuelles :SgrA, CasA et larc géant formé par North Polar Spur. CygA est une source radio extérieure à la Galaxie. Aux grandes longueurs dondes leffet synchrotron en radio est dominant. Hors Galaxie 3C405 Dist 600 Mly Latitude galactique élevée d= 120 pc Bulbe de gaz géant autour étoiles en formation et Super Novae synchrotron thermique 1498 MHz (21 cm) Linversion du rayonnement dominant se situe près de λ = 20 cm Rayonnement radio diffus et ponctuel de la Galaxie.

53 52 Image radio étendue du centre Galactique (VLA) à λ=90 cm (330 MHz) Anneaux restes de SN SgrA Au centre de la Galaxie : SAGITTARIUS A (SgrA) La détection de Sagittarius A a permis aux astronomes de définir le centre Galactique.

54 53 En général, la source radio provient de particules à haute énergie éjectées par les Super Novae et accélérées par un champs magnétique. (Vus sur image précédente). Nébuleuses planétaires et Super Novae Cassiopée A (CasA) est la plus forte radio source de la voie lactée après le soleil. Reste dune SNIIa (3,4 Kpc – al) SN1667? Létoile à neutron (invisible) au centre ne rayonne presque pas en raison dun champs magnétique emprisonné dans une enveloppe de carbone ! CasA. Emission synchrotron à 1,4 GHz / 21 cm Résolution: 45 arc seconde Intensité variable selon densité du MIS dans la nébuleuse (image VLA New Mexico ) © 1992 NRAO En radio, elles apparaissent comme des sources ponctuelles sur un fond diffus

55 54 Pulsars (Découverte en radio en 1967 dun état extrême de la matière A.Hewish et Jocelyne Bell) Pulsar / Etoile à neutrons reste très dense hautement magnétisé dune étoile massive ayant terminée sa vie en SNIIa (1.4 Ms dans rayon ~20 Km) La période de rotation, constante va de la milliseconde à quelques dizaines de secondes. (30 t/s pulsar du Crabe) Bruit du pulsar du Crabe Dans le cône démission étroit en rotation et centré sur les pôles magnétiques les particules chargées sont accélérées (Facteur de Lorentz) à des vitesses proches de (c). Le flux est détectables sur des bandes très larges et notamment en radio : (~400 à 1600 MHz). Les pulsars permettent des calculs de distance, vérifier effets relativistes, mesures sur lISM… Image: Sur la ligne de visée, le pulsar est visible sous forme dimpulsions périodiques. Mécanisme démission

56 55 Atomes et petites molécules dans les Galaxies Les raies spectrales en bande radio (dorigine thermique) permettent de les identifier, les localiser et les quantifier Atomes Mesure de la taille, densité, et vitesse des grands nuages moléculaires (HI) dhydrogène dans les galaxies, le MIS et les amas Inter Galactiques Cartographie de la structure de notre Galaxie et confirmation des bras spiraux. Détection radio (HI) de lhydrogène neutre dans le groupe de galaxies M81 et M82 Galaxies en optique superposées. Credit: Radiotelescope Greenbank. Photo NRAO Identification de structures cachées dans la Galaxie et le Milieu Inter Galactic (IGM) Etude champs magnétique intra clusters (Effet Zeeman par splitting raie HI) Lobservation de la raie à 21,11 cm de lhydrogène neutre (1420,406 MHz) a permis de nombreuse avancées: Image: Rayonnement à 360° HI voie lactée à 21 cm

57 56 Petites molécules F=1665 MHz = 18 cm Raie OH F=3330MHz = 9 cm Raie CH F = 230,5 GHz = 1,3 mm Raie CO Raies résultants de transitions en mode rotationnel en milieu très froid Evaluation de leur concentration et distribution dans la Galaxie sur la ligne de visée par le profil des raies et leur décalage spectral. Calcul de la masse et de la densité des Grands Nuages Moléculaires grâce aux transitions des raies de la molécule CO servant de traceur pour évaluer H 2 Lhydrogène moléculaire. De cette masse on peut en déduire le taux de formation détoile (SFR) Décalage Doppler Vitesse radiale. Lélargissement de la raie donne une indication sur lagitation thermique du milieu. Analyse du profil de la raie spectrale: La quantité de gaz sur la ligne de visée = Densité équivalente (W) + Colonne densité. Méthodes: H2O F ~ 22GHz = 13,6 mm NH3 F = 1,3 cm EX:

58 57 Et aussi des molécules organiques plus complexes Raies spectrales de lAminoacétonitrile une molécule proche de la glycine,le plus simple des acides aminés protéiniques. Détecté dans la région du Sagittaire près du centre Galactique avec les réseaux radio interféromètriques de llRAM (France) et Australien ATCA Bandes : 96 à 105 GHz (credit IRAM/ATCA) NH2CH2CN. Credit: Sven Thorwirth, MPIfR

59 58 A) Emissions faibles: Les très lumineuses radio galaxies à noyau actif (AGN, DRAGN) sont aussi de puissantes radio sources. Arrivés très loin du centre, les doubles jets perpendiculaires au disque sont ralentis quand ils atteignent des régions de gaz ténues. A ce point, le gaz se ionise et forme de grosses bulles hotspots visibles en radio. B) Emissions fortes: DRAGN Double Radio Sources Associated with Galactic Nucleus. Généralement associés à des Galaxies elliptiques D - Sources extra galactiques Deux grands groupes Moins visibles en radio mais les plus nombreuses (99% des sources radio ) Ci-dessus: Centre de M82 Haut: optique (Subaru) Bas : Image Radio (VLA) Starburst Galaxies: irrégulières ou spirales. Lémission radio vient des zones dintenses formations détoiles. Elliptiques. Permettent de détecter le trou noir. Quasars lointains. Doubles jets

60 Radio galaxie lointaine visible depuis la Terre < al Trou noir 2.5 Milliards de MS Image VLA de Cygnus A (3C405) en radio Lessentiel de lémission radio vient de la zone des lobes ou le plasma véhiculé par les jets sest accumulé en rencontrant le gaz intergalactique. (IGM) Cygnus A. Lune des plus puissantes et la première des sources radio découvertes en 1939 (Reber). Galaxie elliptique 3C405 Distance 600 Mly (210 Mpc) Disque accrétion Gaz inter galactique chaud Zone émission radio Gaz intergalactique compressé IGM: Inter Galactic Medium

61 60 Gaz entre les amas de Galaxies (ICM) Intra Cluster Medium Galaxies de Seyfert Spirales ou irrégulières à noyau central très brillant. Raies spectrales élargies (H, He, N et O) en émission émanant du noyau de gaz dans différentes bandes dont radio Grande vitesse de rotation du gaz dans disque daccrétion autour du BH central. Galaxie elliptique centrale NGC1399 de lamas de Fornax Iso contour radio en vert, X en rouge et optique en gris Radio: VLA 5 GHz 1988, Apj, 325, Mpc analysée dans 3 bandes. Radio source avec faible émission de jets du BH central. © Hubble Heritage Team (AURA / STScI / NASA) NGC7742

62 61 Radio télescopes spatiaux COBE et WMAP ont permis de confirmer la présence du rayonnement de fond cosmologique (CMB) en balayant tour le ciel en ondes millimétriques. Rayonnement détecté en 1965 par Penzias et Wilson avec une antenne cornet et prédit par Peebles et Dicke et Gamow bien avant. Satellite PLANCK: Univers lointain, Etude détaillée du CMB Détection de la molécule CO dans le MIS à 115 GHZ, 2,6mm T= 2,9 x / λ T= 2,9 x /1,06 x = 2,72 K Confirme: Big Bang, âge de lUnivers, courbure de lUnivers, fluctuations à lorigine des Galaxies… La courbe enregistrée se superpose parfaitement à celle dun corps noir avec pic à 2,76 K (COBE) Expansion: x 1100 T = 3000 K au découplage λ =~ 1 micron = Proche IR

63 62 Références Jodrell Bank Observatory.2004, Intro to radio astronomy course. D. Fisher Miller, Basics of Radio astronomy,1998, Jet Propulsion laboratory (JPL) NASA OBSPM, Nançais, NRAO, NSF, National Radio Astronomy Observatory, IRAM, Photos Nançais: D. Pierson PLANCK, Effelsberg radio telescope: NRAO (USA) https://science.nrao.edu/facilities/gbt/ Nançais (France) Jodrell Bank observatory (UK) Quelques site à consulter: Note: Ce cours qui ne prétend pas être exhaustif est destiné à un public désireux dacquérir des connaissances de base en Radio astronomie. Son contenu ne peut être utilisé quà usage personnel et ne peut être reproduit même partiellement pour usage commercial. This course is intended for personal use and cannot be reproduced even partially for commercial purpose. Institut Max Planck (Allemagne).


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